Warto przeczytać

Od dawna astronomowie obserwowali przez teleskopy rozmyte i rozciągłe obiekty, zwane mgławicami. Bardzo długo sądzono, że są to obłoki gazu, znajdujące się wewnątrz Drogi Mlecznej. Dopiero w pierwszej połowie XX wieku amerykański astronom Edwin Hubble udowodnił, że te mgławice, to w rzeczywistości olbrzymie układy gwiezdne – galaktyki – znajdujące się daleko od Drogi Mlecznej.

Hubble odkrył, że galaktyki oddalają się od nas, i to tym szybciej, im bardziej są oddalone. Oddalanie się galaktyk tłumaczymy rozszerzaniem się przestrzeni Wszechświata, która unosi z sobą galaktyki. Można to porównać z kropkami na nadmuchiwanym baloniku. Od każdej kropki pozostałe oddalają się tym szybciej, im większa odległość je dzieli.

Prawo Hubble’a wyrażamy wzorem:

gdzie $v$ jest prędkością oddalania się galaktyki, $r$ — jej odległością od obserwatora, $H_{0}$ — stałą Hubble’a. Wartość stałej Hubble’a wynosi $H_{0}$ = 70 (km/s)/Mpc. Prędkość ucieczki galaktyki wyrażamy w km/s, a odległość od niej w megaparsekach (Mpc). Mpc to jednostka długości używana w astronomii, równa 3,3 · 10Indeks górny 6⁶ lat świetlnych (lub 3,086 · 10Indeks górny 22²² m).

Odkrycie Hubble’a potwierdziło przewidywania ogłoszonej kilka lat wcześniej przez Alberta Einsteina Ogólnej Teorii Względności, która wyjaśnia zjawisko grawitacji zakrzywieniem się przestrzeni wokół każdego ciała posiadającego masę. Z rozwiązań równań Ogólnej Teorii Względności wynika, że przestrzeń Wszechświata może się rozszerzać, co było zaskakujące nawet dla samego Einsteina. Przecież ludzie od zawsze wierzyli, że Wszechświat jest statyczny i niezmienny.

Odkrycie ucieczki galaktyk było początkiem powstania teorii Wielkiego Wybuchu. Opisuje ona początek Wszechświata, jako bardzo mały, ale niezwykle gęsty i gorący obszar, który około 14 miliardów lat temu zaczął rozszerzać się, w wyniku czego gęstośćGęstośćgęstość i temperaturaTemperaturatemperatura spadała. Stopniowo powstawały gwiazdy, a potem galaktyki, których oddalanie się obecnie obserwujemy, jako przejaw ciągłego rozszerzania się przestrzeni Wszechświata.

Nasuwa się pytanie, czy Wszechświat będzie rozszerzał się bez końca. Okazuje się, że dla przyszłości Wszechświata istotna jest gęstośćGęstośćgęstość materii w nim zawartej, ponieważ wszystkie ciała we Wszechświecie przyciągają się siłami grawitacyjnymi. Grawitacja spowalnia tempo ekspansji. W zależności od wartości średniej gęstości Wszechświata, rozróżniamy modele Wszechświata zamkniętego i otwartego.

Model Wszechświata zamkniętego

Jeżeli gęstość materii $\rho$ we Wszechświecie jest dostatecznie duża, to rozszerzanie się Wszechświata będzie stopniowo zwalniało. W końcu grawitacyjne przyciąganie się materii spowoduje zatrzymanie ekspansji, po czym nastąpi zapadanie się Wszechświata. Przestrzeń Wszechświata zacznie się kurczyć, a gęstośćGęstośćgęstość materii i temperaturaTemperaturatemperatura będą rosnąć. W końcu Wszechświat zapadnie się do nieskończenie małych rozmiarów, a gęstość i temperatura wzrosną nieskończenie. Dzieje Wszechświata zakończą się Wielkim Kolapsem, czyli procesem odwrotnym do Wielkiego Wybuchu. Taki model ewolucji Wszechświata nazywamy modelem Wszechświata zamkniętego.

Model zamknięty ewolucji Wszechświata można porównać do kamienia wyrzuconego pionowo do góry. Kamień lecąc do góry zwalnia za sprawą siły grawitacji, a jego energia kinetyczna zamienia się na energię potencjalną grawitacji. W końcu zatrzymuje się i zaczyna spadać. Znów rośnie jego prędkość i energia kinetyczna, a maleje energia potencjalna.

Model Wszechświat otwartego

Jeżeli jednak gęstość materii jest mała, mniejsza lub równa tak zwanej gęstości krytycznej $\rho_{kryt}$, to siły grawitacji będą na tyle małe, że nigdy nie zdołają powstrzymać ekspansji. Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność, choć z coraz mniejszą prędkością. Temperatura będzie stale się obniżać, a różnice temperatur i gęstości materii w końcu wyrównają się. Ustaną wszelkie procesy i nastąpi śmierć cieplna Wszechświata. Jest to model Wszechświata otwartego, który ma tylko początek, ale nie ma końca.

Gdy sięgniemy do naszej analogi z kamieniem wyrzuconym w górę z powierzchni Ziemi, to model otwarty można porównać z kamieniem wyrzuconym z tak dużą prędkością, że opuści Ziemię i będzie oddalał się w kosmos, choć z coraz mniejszą prędkością.

Na Rys. 1. przedstawiono opisane modele Wszechświata. Na osi poziomej odłożono czas. Jak widać, chwila obecna zaznaczona jest na samym początku wykresu, gdzie poszczególne krzywe niewiele się różnią. Oznacza to, że Wszechświat jest na początku swojej historii i jego obserwowana ekspansja jest bardzo podobna dla różnych modeli dalszych jego losów.

Na osi pionowej odłożono czynnik skali, czyli wielokrotność obecnego rozmiaru Wszechświata, w chwili obecnej równy 1.

Wielkość $\Omega$ to parametr gęstości, czyli stosunek gęstości materii we Wszechświecie do gęstości krytycznej ($\Omega =\frac{\rho }{{\rho }_{kryt}}$).

Krzywa c) przedstawia losy Wszechświata zamkniętego, w którym gęstość materii jest większa od gęstości krytycznej ($\Omega >1$). Po okresie zwiększania się rozmiarów Wszechświata, nastąpi zapadanie się i Wielki Kolaps.

Krzywa b) odpowiada granicznej gęstości Wszechświata ($\Omega =1$). To Wszechświat otwarty, który rozszerza się z prędkością malejącą z czasem do zera.

Krzywa a) przedstawia losy Wszechświata otwartego, który rozszerza się w nieskończoność z coraz mniejszą prędkością.

RbJdcuEOf17BJ

Gęstość krytyczna, od której zależy przyszłość Wszechświata, wynosi $\rho_{kryt}=9,7\cdot10^{-27}\frac{\text{kg}}{\text{m}^3}$. Odpowiada to 6 atomom wodoru w jednym metrze sześciennym.

A jaka jest rzeczywista gęstość Wszechświata?

Gdy uwzględnimy masę wszystkich widzialnych gwiazd, gęstość Wszechświata stanowi mniej niż 1% gęstości krytycznej. Jednak odkryto inne nieświecące, a więc niewidoczne formy materii. Jest to ciemna materia, a jej obecność w każdej galaktyce potwierdza obserwacja ruchu gwiazd wokół środków masy galaktyk, podobnego do ruchu Ziemi dookoła Słońca. Ciemną materię mogą tworzyć nieznane jeszcze hipotetyczne cząstki elementarne, a także czarne dziury. Wedle najnowszych ocen materia świecąca i ciemna materia daje razem około 30% gęstości krytycznej.

Dane uzyskane z badania promieniowania reliktowegoPromieniowanie reliktowepromieniowania reliktowego wskazują, że parametr gęstości $\Omega$, czyli stosunek gęstości materii we Wszechświecie do gęstości krytycznej, jest bliski jedności.  Oznacza to, że gęstość Wszechświata jest praktycznie równa gęstości krytycznej. Brakujące, obok świecącej i ciemnej materii, około 70% gęstości Wszechświata przypisuje się ciemnej energii – czynnikowi powodującemu odpychanie obiektów Wszechświata i przyspieszanie ekspansji. Przyspieszanie ekspansji Wszechświata jest faktem potwierdzonym obserwacjami.

W 2011 roku trzech uczonych, Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt i Adam G. Riess, otrzymało nagrodę Nobla za wykazanie, że od około 6‑7 mld lat ekspansja Wszechświata przyspiesza. Wniosek ten wyprowadzili z obserwacji odległych supernowych typu Ia, które pełnią w astronomii rolę tak zwanych świec standardowych, czyli umożliwiają wyznaczanie odległości od nich. Każdy wybuch tego rodzaju wyzwala jednakową energię i osiąga w przybliżeniu taką samą jasność absolutną. Jasność obserwowana zmniejsza się wraz z odległością. Porównując zaobserwowaną jasność supernowej z jasnością absolutną można określić, w jakiej odległości od nas nastąpiła eksplozja. Naukowcy sprawdzili, z jaką prędkością oddalają się od nas supernowe w naszym bliższym otoczeniu, a z jaką te bardziej odległe. Porównując te prędkości stwierdzili, że odległe supernowe znajdują się dalej niż przewidują modele ekspansji Wszechświata, co oznacza, że tempo rozszerzania się Wszechświata przyspiesza. Nieznana jest przyczyna tego zjawiska. Tajemnicze oddziaływanie powodujące przyspieszanie ekspansji to właśnie ciemna energia. Nie znamy natury ciemnej energii. Wiadomo jednak, że stanowi ona aż 70 procent całkowitej energii Wszechświata.

Słowniczek