Warto przeczytać

Teoria Wielkiego Wybuchu (ang.: Big Bang) jest obecnie powszechnie uznawana przez naukowców, istnieją bowiem solidne dowody jej słuszności. Ale gdy ta koncepcja pojawiła się w pierwszej połowie XX wieku, wzbudzała wiele wątpliwości. Nazwę Big Bang, co po polsku tłumaczymy dosłownie jako „Wielkie Bum”, stworzyli przeciwnicy tej teorii, aby ją ośmieszyć i wydrwić. Nie spodziewali się pewnie, że nazwa się przyjmie. Przez Wielki Wybuch rozumiemy początek Wszechświata. Wszechświat zaczął rozszerzać się od początkowego stanu niezwykle gęstej i gorącej materii, która w niczym nie przypominała materii obserwowanej obecnie. W miarę rozszerzania się Wszechświata temperatura spadała i mogły pojawić się najpierw cząstki elementarne, potem jądra atomowe, atomy, gwiazdy, galaktyki. Zanim przejdziemy do omówienia kolejnych etapów powstawania obserwowanego dziś Wszechświata, odpowiemy na kilka narzucających się pytań.

Co właściwie wybuchło?

Nic nie wybuchło. Nazwa Wielki Wybuch jest myląca, bo początek Wszechświata nie miał nic wspólnego z wybuchem, na przykład granatu. Granat podczas wybuchu rozpada się na części, które przemieszczają się w przestrzeni. A przecież zanim powstał Wszechświat, nie istniały przestrzeń i czas. W trakcie Wielkiego Wybuchu powstały przestrzeń, czas i materia. Przestrzeń zaczęła się gwałtownie rozszerzać, unosząc z sobą materię. Może trafniejszą nazwą byłoby „Wielkie Rozdęcie”?

Co było przed Wielkim Wybuchem?

No cóż, przed Wielkim Wybuchem czas jeszcze nie istniał, więc nie było żadnego „przedtem”. Pytanie to nie ma sensu.

Gdzie miał miejsce Wielki Wybuch?

Wszędzie, w każdym punkcie obecnego Wszechświata, zarówno w odległej galaktyce, jak i w miejscu, gdzie siedzisz, czytając te słowa. Jeśli w myślach cofniemy się w czasie odpowiednio daleko, to wszystkie te punkty zbiegną się w jednym punkcie Wielkiego Wybuchu.

Wszechświat miał swój początek w niezwykle gęstym i gorącym obszarze o rozmiarach milion miliardów razy mniejszych od protonu. Podczas rozszerzania się spadała gęstość i temperatura materii Wszechświata.

Skąd kosmolodzy wiedzą, jak przebiegała ewolucja wczesnego Wszechświata? Przecież nikt nie mógł tego bezpośrednio zaobserwować. Pomogła wiedza o tym, jak materia zachowuje się w bardzo wysokich temperaturach. Wysokie temperatury oznaczają ogromne energie cząstek. Podstawą naszej wiedzy o początkach Wszechświata są eksperymenty, podczas których w akceleratorach badane są zderzenia cząstek elementarnych i jąder atomowych o wielkich energiach. Wyniki tych eksperymentów pozwoliły stworzyć teoretyczny opis kolejnych etapów ewolucji wczesnego Wszechświata.

Era Plancka (pierwsze 10Indeks górny -43^-43 s)

To najbardziej tajemniczy okres dziejów Wszechświata. Nie potrafimy go opisać. Ogromna gęstość sprawia, że siły grawitacji są ogromne, a jednocześnie z powodu małych odległości do opisu niezbędna byłaby mechanika kwantowa. Jednak nie istnieje teoria, która łączyłaby mechanikę kwantową i teorię grawitacji. Obie te teorie doskonale się sprawdzają, ale w zupełnie innych obszarach. Mechanika kwantowa opisuje mikroświat, czyli cząstki elementarne, atomy itp., a teoria grawitacji (ogólna teoria względności) dotyczy układów o wielkiej skali, jak systemy planetarne, gwiazdy, galaktyki. Prace teoretyczne nad stworzeniem kwantowej teorii grawitacji to jeden z najważniejszych obszarów badań fizyków.

Przypuszcza się, że w tej epoce wszystkie oddziaływaniaoddziaływanieoddziaływania: grawitacyjne, silne, słabe i elektromagnetyczne były nierozróżnialne.

Era inflacji (do 10Indeks górny -32^-32 s)

Po epoce Plancka oddziaływania elektromagnetyczne silne i słabe nadal są nierozróżnialne, ale grawitacja istnieje już jako osobne odziaływanie. Wtedy zachodzi coś bardzo dziwnego. Gdy temperatura obniża się na tyle, aby wyodrębniło się oddziaływanie silne, staje się to początkiem kosmicznej inflacji, czyli gwałtownego przyspieszenia rozszerzania się Wszechświata. W ciągu bardzo małego ułamka sekundy rozmiary Wszechświata powiększają się 10Indeks górny 50⁵⁰ razy, po czym tempo rozszerzania się Wszechświata wraca do poprzedniej wartości.

Era plazmy kwarkowo‑gluonowej (do około 10Indeks górny -9^-9 s)

Temperatura jest tak wysoka, że nie mogą istnieć cząstki takie jak protony czy neutrony. Ich składniki, czyli kwarkikwarkkwarki, tworzą wraz z gluonamigluongluonami mieszaninę, zwaną plazmą kwarkowo‑gluonowąplazma kwarkowo‑gluonowaplazmą kwarkowo‑gluonową. Obecne są też cząstki elementarne, takie jak elektrony i neutrina, zwane leptonami. Wszechświat wypełnia wysokoenergetyczne promieniowanie. Nieustannie kosztem energii promieniowania powstają nowe pary cząstka – antycząstkaantycząstkaantycząstka. Jednocześnie zachodzi anihilacjaanihilacjaanihilacja tych par, czyli cząstka i antycząstka znikają, zamieniając się znów na promieniowanie. Procesy te są w równowadze, co oznacza, że materii jest tyle samo co antymaterii.

W ten etap ewolucji Wszechświata możemy mieć już wgląd, zderzając ciężkie jądra rozpędzone do ogromnych energii. W wyniku tych zderzeń na ułamek sekundy powstaje plazma kwarkowo‑gluonowa, której własności można badać. Na Rys. 1. pokazana jest wizualizacja tworzenia się plazmy kwarkowo‑gluonowej w wyniku zderzenia dwóch jąder złota rozpędzonych w Wielkim Zderzaczu Hadronów (LHC – Large Hadron Collider), który znajduje się w Europejskim Ośrodku Badań Jądrowych CERN w pobliżu Genewy.

R10fBiA9F9wWL

Rys. 1. Ilustracja przedstawia zdjęcie wynik symulacji eksperymentu wykonanego w wielkimi literami CERNIE. Na czarnym tle widać efekt zderzenia dwóch jąder złota, które początkowo składały się z stu dziewięćdziesięciu siedmiu nukleonów każde. Nukleony widoczne są w postaci szarych kulek zbitych w ścisłą gromadę w kształcie kuli. Energia zderzenia była na tyle duża, że część nukleonów czyli protonów i neutronów została rozbita na elementy składowe, którymi są kwarki. Kwarki powstałe z rozbitych nukleonów widoczne są w postaci gromady mniejszych kulek w kolorach niebieskim, czerwonym i zielonym. Gromada kwarków widoczna jest pomiędzy pozostałościami po jądrach atomowych.

Era hadronowa (do około 10Indeks górny -4^-4 s)

Hadrony to cząstki składające się z kwarków, na przykład protony i neutrony. Gdy temperatura Wszechświata spada do 10Indeks górny 15¹⁵K, możliwe jest już łączenie się kwarków i powstanie hadronów. Początkowo hadrony są cząstkami relatywistycznymi, co oznacza, że poruszają się z prędkościami bliskimi prędkości światła, a ich energia kinetyczna jest wielokrotnie większa od energii spoczynkowejenergia spoczynkowaenergii spoczynkowej. Cząstki zderzają się, a wyniku zderzeń rodzą się nowe cząstki i antycząstki. Cząstki i antycząstki ulegają anihilacji, zamieniając się na inne cząstki lub fotony. Dynamiczny obraz Wszechświata w tym momencie może przybliżyć nam Rys. 2., pokazujący zderzenie proton‑proton o energii 7 TeV (teraelektronowoltówteraelektronowolt (TeV)teraelektronowoltów) zarejestrowane w eksperymencie CMS na zderzaczu LHC w 2010 r.

R14kknnqL7PE7

Rys. 2. Ilustracja przedstawia obraz będący wynikiem symulacji zderzenia dwóch protonów. Protony zderzyły się z energią siedmiu teraelektronowoltów, wskutek czego rozpadły się one na mniejsze cząstki składowe. Na czarnym tle widoczny jest w centralnej części ilustracji jasny, żółty punkt. Jest to miejsce zderzenia. Z tego punktu wychodzą promieniście żółte linie symbolizujące tory lotów nowych cząstek powstałych w wyniku zderzenia.

Era hadronowa zbliża się do końca po ok. 10Indeks górny -4^-4 s. Energie cząstek są już zbyt niskie, aby mogły powstawać w zderzeniach nowe hadrony. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują, zwiększając liczbę fotonów. Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Ta pozostała po wielkiej anihilacji nadwyżka materii to bardzo niewielka część materii początkowego Wszechświata. Szacuje się, że zaledwie kilka na każde dziesięć miliardów protonów nie uległo anihilacji. Z tej niewielkiej nadwyżki zbudowany jest obecnie cały Wszechświat. Fakt, że po wielkiej anihilacji w ogóle coś pozostało jest niewyjaśnioną zagadką nauki. Fizycy mają nadzieję, że eksperymenty na największym zderzaczu LHC w CERN pozwolą zweryfikować hipotezy wyjaśniające, dlaczego pozostała nadwyżka materii nad antymaterią.

Era leptonowa (do około 14 s)

Leptony to klasa cząstek elementarnych, do której należą między innymi elektrony oraz neutrina – bardzo przenikliwe cząstki o masie niewiele większej od zera.

Temperatura początkowo równa 10Indeks górny 11  Indeks górny koniec¹¹ K, jest już zbyt niska, aby mogły powstawać w zderzeniach hadrony, ale znacznie lżejsze leptony nadal powstają w aktach kreacji par cząstka - antycząstka. Początkowo kreacja i anihilacja są w równowadze. Pod koniec ery leptonowej temperatura spada do 3⋅10Indeks górny 9  Indeks górny koniec⁹ K – poniżej progu produkcji par elektron-pozytonpozytonpozyton. Większość elektronów i pozytonów anihiluje, zamieniając się w fotony.

Wszechświat cały czas ekspanduje i zmniejsza się jego temperatura. Ale to nie znaczy, że ta temperatura jest już niska. Temperatura Wszechświata pod koniec ery leptonowej jest 200 razy większa, niż temperatura panująca wewnątrz Słońca.

Era nukleosyntezy (do około 3 min)

W temperaturach panujących do tej pory nie mogły istnieć jądra atomowe. Gdyby nawet proton i neutron połączyłyby się, tworząc jądro deuterudeuterdeuteru, w następnej chwili jądro rozpadłoby się w zderzeniu o wielkiej energii. Dopiero, gdy temperatura zmniejszyła się odpowiednio, mogły zacząć powstawać pierwsze lekkie jądra. Najpierw powstawały najmniejsze jądra deuteru, potem stopniowo jądra helu składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów. Zauważmy, że taki właśnie proces syntezy jądrowej, w wyniku której z jąder wodoru (protonów) powstają jądra helu, zachodzi w naszym Słońcu. Wszechświat w tym czasie przypominał wnętrze Słońca. Na skutek ciągłego rozszerzania Wszechświata temperatura spadała i już po 3 minutach stała się zbyt niska, aby mogła zachodzić nukleosyntezanukleosyntezanukleosynteza. Protony miały już zbyt małą energię kinetyczną, aby mogły dostatecznie zbliżyć się do siebie, przezwyciężając siły odpychania kulombowskiego.

W pierwszych 3 minutach ustaliła się obfitość helu we Wszechświecie – około 24% masy stanowił hel, co zgadza się z występowaniem tych pierwiastków w obecnym Wszechświecie.

Zgodność ta stanowi jeden z dowodów na słuszność teorii Wielkiego Wybuchu.

Promieniowanie mikrofalowe tła (około 380 000 lat)

Przez ponad trzysta tysięcy lat materia występowała w postaci plazmy – jądra atomowe i elektrony poruszały się niezależnie od siebie. Jądra nie mogły przyłączyć elektronów z powodu zbyt wysokiej temperatury. Materia była nieprzezroczysta dla promieniowania. Fotony zderzały się z elektronami i jądrami, zmieniając wciąż kierunek ruchu. Około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu temperatura obniżyła się do wartości umożliwiającej powstanie atomów. Elektrony przyłączyły się do jąder atomowych, a energia fotonów była już zbyt mała, aby mogły oddziaływać z atomami. Materia stała się przezroczysta dla promieniowania elektromagnetycznego. Fotony od tej pory mogły bez przeszkód przemierzać Wszechświat, a niektóre z nich możemy rejestrować w detektorach promieniowania mikrofalowego. Nazywamy to promieniowanie mikrofalowym promieniowaniem tła (lub promieniowaniem reliktowym). Promieniowanie tła wypełnia Wszechświat w sposób jednorodny, co oznacza, że fotonów promieniowania w każdym obszarze jest tyle samo. Promieniowanie to jest też izotropowe, co znaczy, że żaden kierunek propagacji nie jest wyróżniony - fotony poruszają się we wszystkie strony. Widmo promieniowania tła dokładnie zgadza się z teoretycznym widmem promieniowania termicznego dla temperatury 2,7 K. Taka jest obecnie temperatura Wszechświata.

Istnienie mikrofalowego promieniowania tła zostało przewidziane przez fizyków jako pozostałość po Wielkim Wybuchu jeszcze przed odkryciem tego promieniowania w 1965 roku.

Odkrycie mikrofalowego promieniowania tła stanowi dowód na słuszność teorii Wielkiego Wybuchu.

Badanie własności mikrofalowego promieniowania tła dostarcza informacji o Wszechświecie z okresu, kiedy po raz ostatni promieniowanie oddziaływało z materią, czyli z czasu, gdy Wszechświat miał około 380 000 lat. Wszechświat był wtedy około 1000 razy mniejszy niż teraz. Temperatura Wszechświata spadła od tego momentu 1000‑krotnie. Średnia energia fotonu maleje wraz z temperaturą, a więc zwiększa się długość fali promieniowania. W momencie odłączenia promieniowania od materii, 380 000 lat temu, promieniowanie tła leżało w świetle widzialnym i bliskiej podczerwieni, obecnie obserwujemy je jako promieniowanie mikrofalowe o długościach fali rzędu milimetrów i centymetrów.

Oto niektóre z wniosków wynikających z badania własności promieniowania reliktowego:

1. Wiek Wszechświata wynosi 13,7 mld lat z dokładnością 1%.

2. Promieniowanie reliktowe pochodzi z okresu 379 000 lat po Wielkim Wybuchu.

3. Materia składająca się z atomów, czyli wszystko, co możemy zaobserwować, stanowi tylko 5% zawartości Wszechświata. Cała reszta to ciemna materiaciemna materiaciemna materia i ciemna energiaciemna energiaciemna energia, których natury nie znamy.

4. Własności promieniowania potwierdzają teorię inflacji, czyli gwałtownego rozdęcia Wszechświata tuż po Wielkim Wybuchu.

Dodatkowe medium: fragmenty z filmu http://ilf.fizyka.pw.edu.pl/ (należy kliknąć na znajdującą się po prawej stronie ikonkę z napisem „FILM”).

• Od 1 do 30 sekundy

• Od 1 min do 3 min 30 s

Słowniczek