Warto przeczytać

Galaktyki to olbrzymie układy gwiezdne, zawierające od 10Indeks górny 7⁷ do 10Indeks górny 12¹² gwiazd, związane siłami grawitacji.

R1FIjd1gnnMab

Rys. 1. Na zdjęciu przedstawiono galaktykę spiralną NGC 691. Galaktyka ta składa się ze świetlistego ułożonego centralnie (na zdjęciu) jądra oraz odchodzących od niego spiralnie ramion, trochę ciemniejszych od jądra, ale również świetlistych, zagiętych w stronę przeciwną do kierunku ruchu wskazówek zegara.

Galaktyki oddalają się od nas z prędkościami wprost proporcjonalnymi do odległości. Jest to przejaw rozszerzania się przestrzeni Wszechświata, która unosi z sobą galaktyki.

Prawo to, nazwane prawem Hubble'a‑Lemaître'a (dawniej: prawem Hubble’a)Prawo Hubble'a‑Lemaître'aprawem Hubble'a‑Lemaître'a (dawniej: prawem Hubble’a) na cześć ich odkrywców, wyrażamy wzorem:

gdzie $v$ jest prędkością oddalania się galaktyki, $r$ jej odległością, a $H_0$ – stałą Hubble’a. Wartość stałej Hubble’a wynosi $H_0=70~\text{(km/s)/Mpc}$. Prędkość ucieczki galaktyki wyrażamy w $\text{km/s}$, a odległość od niej w megaparsekachMegaparsek (Mpc)megaparsekach ($\text{Mpc}$).

Odkrycie Hubble’a i  Lemaître'a potwierdziło przewidywania Ogólnej Teorii Względności Alberta Einsteina, 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.

Odkrycie ucieczki galaktyk było początkiem powstania teorii Wielkiego Wybuchu. Opisuje ona początek Wszechświata, jako bardzo mały, ale niezwykle gęsty i gorący obszar, który około 13,8 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, co właściwie się rozszerza? Czy z czasem zwiększa się objętość Ziemi, Układu Słonecznego, Drogi Mlecznej? Odpowiedź jest inna. Planety, gwiazdy, a także galaktyki są zbyt silnie związane silami grawitacji, aby rozszerzanie się przestrzeni Wszechświata mogły wpływać na ich rozmiary. Natomiast grawitacyjne przyciąganie się odległych galaktyk jest już na tyle słabe, że mogą być one unoszone przez rozszerzającą się przestrzeń Wszechświata i dlatego obserwujemy oddalanie się galaktyk od siebie. Grawitacja ma jednak wpływ na rozszerzanie się Wszechświata – spowalnia tempo ekspansji. Siła grawitacji jest odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między przyciągającymi się ciałami. Choć szybko zmniejsza się wraz z odległością, nigdy nie stanie się równa zeru. Dlatego wszystkie ciała we Wszechświecie przyciągają się siłami grawitacyjnymi. Ich rola jest tym większa, im większa jest gęstość materii Wszechświata.

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 siły grawitacji skutecznie spowalniają tempo rozszerzania się Wszechświata. W końcu grawitacja spowoduje zatrzymanie ekspansji, po czym nastąpi zapadanie się Wszechświata. Jego przestrzeń zacznie się kurczyć, a gęstość materii i temperatura 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 ewolucji Wszechświata zamkniętego 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 Wszechświata otwartego

Jeżeli jednak gęstość materii jest mała, mniejsza lub równa tak zwanej gęstości krytycznej $\rho_{kryt}$, to siły grawitacji będą na tyle słabe, 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,

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 i czarnych dziur, 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. Wedle najnowszych ocen materia świecąca i ciemna materia daje razem około 30% gęstości krytycznej.

Dane uzyskane z badania promieniowania reliktowegopromieniowanie reliktowe lub mikrofalowe promieniowanie tłapromieniowania 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.

Na Rys. 2. przedstawiono opisane modele Wszechświata. Na osi poziomej odłożono czas. Jaki 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).

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

Krzywa b) odpowiada granicznej gęstości Wszechświata (Ωomega = 1). To Wszechświat otwarty, który rozszerza się z prędkością malejącą do zera, gdy czas dąży do nieskończoności.

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

RyooZt2jIstGh

Rys. 2. Na rysunku przedstawiono trzy wykresy zależności czynnika skali opisanego małą literą s (stanowiący wielokrotność obecnego rozmiaru Wszechświata) od wieku Wszechświata (liczonego od Wielkiego Wybuchu). Na osi X przedstawiono czas od Wielkiego Wybuchu, z oznaczeniem chwili obecnej, czyli współczesności, aż do okresu Wielkiego Kolapsu. Wykresy te różnią się parametrem opisanym wielką, czerwoną literą omega. Pierwszy wykres, dla którego omega jest większa od jeden, najpierw rośnie, a następnie spada tworząc łuk przypominający pół okręgu. W tym przypadku Wszechświat najpierw będzie się rozszerzał, a potem kurczył. Drugi wykres, dla którego omega jest równa jeden, najpierw rośnie, a potem się stabilizuje na pewnej wartości. W tym przypadku Wszechświat najpierw będzie się rozszerzał aż do pewnego rozmiaru, po czym przestanie się rozszerzać. Trzeci wykres, dla którego omega jest mniejsza od jeden, cały czas rośnie. W tym wypadku Wszechświat zawsze będzie się rozszerzał. Wszystkie trzy wykresy praktycznie pokrywają się do chwili obecnej, do współczesności.

W opisanych modelach ewolucji Wszechświata przyjęto założenie, że na rozszerzanie się Wszechświata wpływa tylko grawitacja, która hamuje ekspansję. Jednak 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 Iasupernowa typu Iasupernowych 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 absolutnąjasność absolutnajasność absolutną. Jasność obserwowanajasność obserwowanaJasność 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 wzrasta. Nieznana jest przyczyna tego zjawiska. Tajemnicze oddziaływanie powodujące odpychanie obiektów Wszechświata i przyspieszanie ekspansji nazwano ciemną energią. Nie znamy natury ciemnej energii. Wiadomo jednak, że stanowi ona ponad 70 procent całkowitej energii Wszechświata.

Czy można z całą pewnością odpowiedzieć na pytanie, czy Wszechświat będzie trwał wiecznie? W świetle obecnej wiedzy wiele wskazuje na to, że odpowiedź jest twierdząca. Odkrycie przyspieszenia ekspansji przemawia za tym, że do Wielkiego Kolapsu nigdy nie dojdzie. Musimy jednak pamiętać, że postęp wiedzy w dziedzinie kosmologii i astrofizyki jest tak szybki, że pogląd na przyszłość Wszechświata może zmienić się w obliczu przyszłych odkryć. Warto śledzić najnowsze doniesienia, dostępne w Internecie na stronach instytucji naukowych. Na pewno czeka nas jeszcze wiele niespodzianek.

Słowniczek