Kosmologia starożytna i reforma kopernikańska

Współczesna kosmologia ma bardzo niewiele wspólnego z dawnymi teoriami kosmologicznymi. Ich poznanie jest jednak pod pewnym względem ważne, gdyż wyjaśnia tok rozumowania, który nie różni się zasadniczo od dzisiejszego. Pierwsze modele kosmologiczne tworzono, mając na uwadze podstawowe dla starożytnych prawo fizyki, które mówiło: ruchy wszystkich ciał niebieskich są ruchami jednostajnymi po kole. Oczywiście prawo to było błędne, a jego ścisłe przestrzeganie przez ówczesnych astronomów opóźniło rozwój astronomii.

Kluczowym osiągnieciem kosmologii starożytnej była budowa modelu geocentrycznego. W nim to, jak wiemy, to Ziemia znajdowała się w środku układu planetarnego. Dopiero Mikołaj Kopernik dał nowy początek astronomii, wprowadzając układ heliocentryczny. Niemniej nie wyrzekł się starożytnej myśli, że ruchy ciał niebieskich są ruchami kołowymi jednostajnymi. Dopiero Johannes Kepler obalił te poglądy.

R1VuFmJFVT1IM

Ilustracja przedstawia piętnastowieczny drzeworyt, na którym ukazano geocentryczny model świata w postaci sfery wiszącej nad postaciami Uranii, Astronomii i Klaudiusza Ptolemeusza. Urania została przedstawiona jako długowłosa, naga kobieta przepasana wstęga. Astronomia spersonifikowana jest jako siedząca kobieta w długiej sukni, trzymająca w jednej i w drugiej dłoni sferyczne urządzenia astronomiczne. Ptolemeusz to brodaty mężczyzna w spiczastej czapce. Siedzi na prawo od kobiet. W prawej ręce trzyma otwartą księgę.

Kosmologia przedrelatywistyczna

Istotny progres w kosmologii nastąpił po ogłoszeniu, a następnie akceptacji przez naukę, prawa grawitacji Newtona. Stało się ono inspiracją do powstania i rozwoju nowych koncepcji kosmologicznych, które zakładały, że geometria euklidesowageometria euklidesowa geometria euklidesowa przestrzeni i jednorodny czas płynący jednostajnie mogą zostać wykorzystane do opisu zjawisk we Wszechświecie. Przy czym zakładano, że przestrzeń i czas są parametrami niezależnymi od rozmieszczenia materii. W kosmologii newtonowskiej przyjmujemy zasadę, że nie ma miejsc uprzywilejowanych we Wszechświecie. Dlatego też Ziemia, podobnie jak w modelu Kopernika, nie zajmuje szczególnego miejsca we Wszechświecie.

Jak się wkrótce okazało, kosmologia newtonowska nie była idealna i nie dawała odpowiedzi na pojawiające się wątpliwości. Dotyczyło to przede wszystkim trzech paradoksów: paradoksu fotometrycznego Olbersa, paradoksu Seeligera i paradoksu „cieplnej śmierci”. Dopiero po opracowaniu ogólnej teorii względności Einsteina możliwe stało się pokonanie wspomnianych trudności.

Rozwój narzędzi badawczych współczesnej kosmologii

Wraz z pojawieniem się ogólnej teorii względności nastąpił równoległy postęp w zakresie astronomii pozagalaktycznej i radioastronomii. Badania skupiły się w znacznej mierze na badaniu galaktyk. Vesto M. Slipher zauważył, że widma galaktyk są z reguły przesunięte w kierunku czerwieni. Ponadto stwierdził, że owo przesunięcie jest wprost proporcjonalne do odległości badanej galaktyki (przynajmniej w pierwszym przybliżeniu). Zaobserwowane zjawisko nazwano „poczerwienieniem” galaktyk. Z przesuwania się widma ku czerwieni należy wnioskować oddalanie się innych galaktyk od siebie, więc także i od naszej galaktyki. Prędkość oddalania się jest proporcjonalna do odległości dwóch galaktyk od siebie.

RpBi4iPtgP6a1

Zdjęcie przedstawia radioteleskop w miejscowości Piwnice pod Toruniem. Wielkie białe urządzenie ma kształt olbrzymiej misy stojącej na metalowej konstrukcji będącej stelażem. Ze środka misy wystaje nadajnik na statywie. W tle błękitne, czyste niebo.

Ciekawostka

Odkrycie poczerwienienia galaktyk pozwoliło na znaczny rozwój wielu obszarów kosmologii. Przede wszystkim dotyczyło obliczania odległości poszczególnych galaktyk. Jeśli wartość przesunięcia dopplerowskiego linii widmowej (określa ona prędkość oddalania się galaktyki) jest proporcjonalna do odległości tego obiektu r, wówczas konieczna jest jeszcze znajomość współczynnika proporcjonalności H z tej zależności, aby móc w oparciu o obserwacje widma galaktyki wyznaczyć jej odległość od nas. Stała H nazywana jest stałą Hubble’a. Współcześnie jej wartość szacowana jest na 74,03 km/s na megaparsek (Mps)megaparsekmegaparsek (Mps). Stała H jest odwrotnie proporcjonalna do wieku Wszechświata. Wpływ niepewności wyznaczania H na wiek Wszechświata prezentuje poniższe zestawienie:

RAcPMG11FgOGc

Ilustracja przedstawia tabelę zawierającą w jednej kolumnie wartości stałej Hubble'a , oznaczonej literą H i wyrażoną w kilometrach na sekundę na megaparsek. W drugiej kolumnie wpisano wartości wieku wszechświata wyrażone w milionach lat. Tabela zawiera następujące pary wartości: stała Hubble'a 50 - wiek wszechświata 19,6. stała Hubble'a 53 - wiek wszechświata 18,4. stała Hubble'a 70 - wiek wszechświata 14. stała Hubble'a 100 - wiek wszechświata 9,8. Z tebli wynika, że im wyższa wartości stałej Hubble'a, tym niższa wartość wieku wszechświata.

Inny ważny fakt obserwacyjny, prócz przesunięcia ku czerwieni, dotyczył rozmieszczenia przestrzennego galaktyk, które – rozpatrywane w dużej skali – może być uważane za jednakowe we wszystkich kierunkach przestrzeni. Był to argument przemawiający za słusznością zasady kosmologicznejzasada kosmologicznazasady kosmologicznej.

Kosmologia relatywistyczna

Dzięki nowym odkryciom i danym obserwacyjnym oraz teorii względności pojawiły się nowe teorie kosmologiczne. Czas i przestrzeń nie są już w nich rozpatrywane oddzielnie od rozmieszczenia materii. Prawa grawitacji Newtona zostały zastąpione przez uogólnienia teorii względności Einsteina. Geometria euklidesowa została zastąpiona przez tzw. przestrzeń Riemanna o krzywiźnie zależnej od rozmieszczenia mas.

W połowie lat 50. XX wieku w kosmologii dominowały dwa modele teoretyczne – model nawiązujący do teorii stanu stacjonarnego i model ewolucji. Pierwszy z nich zakłada obraz świata, który nie zmienia się w czasie i przestrzeni, a także pozwala na precyzyjne przewidywanie wyników wielu obserwacji. W drugim przypadku obraz Wszechświata podlega zmianom w czasie.

Współcześnie powszechnie przyjmowana jest teoria Wielkiego Wybuchu. W oparciu o nią powstały dwa modele różniące się zasadniczo w kwestii koncepcji rozszerzającego się Wszechświata. Pierwszy zakłada, że Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Drugi model wskazuje, że „ucieczka” galaktyk jest na tyle wolna, że grawitacja może zwolnić, co doprowadziłoby do zatrzymania ekspansji. Wszechświat po osiągnieciu stanu krytycznego zacznie się zapadać (nastąpiłaby Wielka Zapaść). Wszechświat w modelu tym mógłby cyklicznie kurczyć się i rozszerzać.

Słownik