Warto przeczytać

Wiek WszechświataWszechświatWszechświata to czas kosmiczny w danej chwili, czyli czas, jaki upłynął od jego początku. Za początek kosmosu uważa się Wielki WybuchWielki WybuchWielki Wybuch. Problemem wieku Wszechświata zaczęto zajmować się stosunkowo niedawno, dopiero w drugiej połowie XX wieku. Pierwszych przesłanek świadczących o skończonym wieku Wszechświata dostarczył Edwin Hubble w 1929 roku, który badał odległe galaktyki. Zauważył on, że galaktyki oddalają się od siebie z określoną prędkością, więc cały kosmos musi się rozszerzać. Dopiero w latach 50‑tych XX wieku wprowadzono teorię Wielkiego Wybuchu opisującą, jak powstał Wszechświat. Teoria ta bazowała na wszystkich dotychczasowych pomiarach znanego kosmosu. W ciągu kolejnych lat powstawało wiele modeli opisujących Wszechświat, jego rozszerzanie się, a także starano się wyznaczyć jego wiek.

Model Lambda‑CDM (Λlambda‑CDM ang.: Lambda‑cold dark matter) jest obecnie najpowszechniej uznawanym modelem kosmologicznym opisującym Wszechświat. Nazwa modelu pochodzi od dwóch głównych zależności: stałej lambda, wykorzystywanej w równaniach modelu oraz założenia, że głównym składnikiem we Wszechświecie jest ciemna materia i ciemna energia. Model ten opisuje obserwowaną wielkoskalową strukturę kosmosu, rozszerzanie się Wszechświata, a także wyjaśnia mikrofalowe promieniowanie tła (zwane również reliktowym). Wszystkie przeprowadzane obserwacje potwierdzają ten model. Zgodnie z nim, zaledwie 5% składników kosmosu to atomy, z których zbudowane są planety, gwiazdy i to co z nimi związane, czyli fotony. Pozostałe składniki to ciemna energia (68%) oraz ciemna materia (27%), czyli wszystko to, czego nie potrafimy bezpośrednio zaobserwować. Jednak istnienie tych składników potwierdza się w obserwacjach materii świecącej, ponieważ oba rodzaje materii oddziałują ze sobą grawitacyjnie. Istnienie tych niewidocznych składników kosmosu jest niezbędne do wyjaśnienia zachowań materii świecącej.

RAUOKyT0sqfWz

Rys. 1. Rysunek przedstawia symbolicznie model rozwoju Wszechświata w czasie, przedstawiony w postaci rozszerzającego się w prawo dzwonowego kształtu na przestrzeni trzynastu przecinek siedem miliarda lat. Wewnątrz tego kształtu najpierw widać jasny punkt (opisany jako fluktuacje kwantowe), następnie szybko rozszerzający się jasny obszar opisany jako inflacja kosmologiczna, potem tarczę mikrofalowego promieniowania tła (niebieska powierzchnia z różnokolorowymi plamami), opisaną jako powstanie mikrofalowego promieniowania tła czterysta tysięcy lat, potem pustą czarną przestrzeń opisaną jako ciemne wieki, następnie gwiazdy opisane jako pierwsze gwiazdy dwieście milionów lat, a potem galaktyki opisane jako rozwój galaktyk, planet, itp. Końcowa faza rozwoju Wszechświata została opisana jako ekspansja przyspieszana przez ciemną energię.

Obserwacje wielu kosmologicznych zjawisk umożliwiają badanie wieku Wszechświata. Poniżej wymieniamy główne ich rodzaje, które w dalszej części omówimy:

• anizotropiaAnizotropiaanizotropia mikrofalowego promieniowania tła,

• przesunięcia ku czerwieni supernowych typu Ia,

• słabe soczewkowanie grawitacyjne,

• analiza gromad galaktyk,

• analiza wieku gromad kulistych.

Głównym sposobem badania Wszechświata jest analiza anizotropii promieniowania reliktowego, często nazywanego mikrofalowym. Jest to promieniowanie o rozkładzie termicznym energii, jaki ma widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze około 2,725 K. Maksimum długości fali tego promieniowania przypada na 1,1 mm. Wypełnia ono niemal jednorodnie przestrzeń kosmiczną. Jest pozostałością po wczesnych etapach ewolucji Wszechświata. Badanie tego promieniowania dostarcza informacji na temat procesów, jakie zachodziły w młodym Wszechświecie, jeszcze przed powstaniem gwiazd. Promieniowanie to powstało w czasie tak zwanej rekombinacji, w czasie której materia oddzieliła się od promieniowania. Fotony przestały  wtedy oddziaływać z elektronami. To, co nazywamy promieniowaniem reliktowym, to właśnie pozostałość po tym okresie. Niewielkie fluktuacje rozkładu tego promieniowania, czyli jego anizotropiaAnizotropiaanizotropia, oraz rozkład tych nierównomierności potwierdzają teorię Wielkiego Wybuchu. Pomiary te są również zgodne z powszechnie stosowanymi modelami opisu Wszechświata. Dokładna analiza obserwacji tego promieniowania oraz dopasowania matematyczne pozwalają oszacować, jak dawno od momentu obserwacji to promieniowanie zostało wyświecone. W połączeniu z modelem kosmologicznym, otrzymany wynik pozwala oszacować ogólny wiek Wszechświata.

RtFKTzQDlNpDi

Rys. 2. Rysunek przedstawia obraz mikrofalowego promieniowania tła w postaci niebieskiej eliptycznej powierzchni na której widać różnokolorowe plamki.

Zgodnie z wyliczeniami bazującymi na pomiarach misji kosmicznej Planck (misja trwała od 2009 do 2013 roku), która mierzyła anizotropię mikrofalowego promieniowania tła, wiek Wszechświata szacuje się na 13,813 ± 0,038 miliardów lat. Natomiast łącząc dane z misji Planck z innymi pomiarami szacuje się wiek Wszechświata na 13,799 ± 0,021 miliardów lat. W ogólnych rozważeniach można przyjmować, że wiek ten wynosi 13,8 mld lat.

Drugą metodą pozwalającą oceniać wiek kosmosu, jest analiza widm supernowych typu Ia. Supernowa jest wynikiem śmierci masywnej gwiazdy. Wskutek szybkich reakcji termojądrowych w całej gwieździe następuje wybuch. Materia ekspanduje i uwalniana jest energia rzędu 10Indeks górny 44⁴⁴ J. Następuje ogromny wzrost jasności obiektu i rozchodzi się fala uderzeniowa. Supernowe Ia mają charakterystyczną krzywą blasku, czyli w sposób bardzo charakterystyczny zmienia się ich jasność. Ponadto, w ich widmie nie ma linii wodoru i helu, natomiast występują linie absorpcyjne krzemu. Występują we wszystkich rodzajach galaktyk, a ich umiejscowienie nie jest związane z regionami gwiazdotwórczymi w galaktyce. Ponieważ ten typ supernowych zawsze osiąga maksimum jasności absolutnej na poziomie -19,3 magnitudo (wielkości gwiazdowej), porównując otrzymaną jasność z modelową krzywą blasku łatwo wyznacza się odległość do macierzystej galaktyki. Odległość w kosmosie jest związana z tak zwanym przesunięciem ku czerwieni, oznaczanym literą z. Przesunięcie to wyznacza się z analizy widma promieniowania supernowej. Sprawdza się, o ile dana linia widmowa jest przesunięta w stronę dłuższych fal, w stosunku do widma modelowego. Widmo modelowe to takie, jakim widzielibyśmy je, gdyby obiekt się nie poruszał. Przesunięcie ku czerwieni jest wyznacznikiem nie tylko odległości, ale również czasu. Ze względu na ograniczoną prędkość światła w próżni, promieniowanie od odległych obiektów potrzebuje dużo czasu, aby dotrzeć do obserwatorów na Ziemi. Czas ten jest proporcjonalny do przesunięcia ku czerwieni. Dzięki analizie dużej liczby supernowych typu Ia potwierdzono, że Wszechświat rozszerza się. Znając tempo rozszerzania się Wszechświata, rozkład materii w obecnym kosmosie oraz zakładając wybrany model powstania Wszechświata można oszacować jego wiek. Analiza rozkładu odległości i przesunięcia ku czerwieni tych supernowych pozwala dokładnie wyznaczyć stałą Hubble’a, czyli jedną z podstawowych wielkości opisującą Wszechświat w modelach kosmologicznych.

Według szacowań misji kosmicznej Planck stała Hubble’a wynosi 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc. Jednak niektóre zespoły badawcze zajmujące się tym problemem twierdzą, że wynosi ona nieco ponad 70 (km/s)/Mpc. Zgodnie z prawem Hubble’a‑Lemaitre'a, prędkość ucieczki galaktyk jest wprost proporcjonalna do ich odległości pomnożonej przez stałą Hubble $H_{0}$. Temat ten jest cały czas badany, jednak różnica w wynikach nie jest bardzo duża.

Inne metody, takie jak analiza słabego soczewkowania grawitacyjnego (czyli zaginania światła przez pole grawitacyjne masywnych obiektów), wieku gromad kulistych gwiazd oraz gromad galaktyk potwierdzają wyniki, jakie przynoszą badania supernowych typu Ia oraz promieniowania reliktowego. Są one jednak znacznie mniej dokładne. Metody te, również dzięki modelowaniu tych zjawisk, pozwalają oszacować stałą Hubble’a. Stała ta opisuje tempo rozszerzania się Wszechświata w funkcji czasu. Użyta wraz z innymi wartościami, mierzonymi podczas obserwacji, jest elementem modelu opisującego Wszechświat i pozwala oszacować jego wiek.

Obserwacje promieniowania reliktowego oraz obserwacje innych obiektów, umożliwiające wyznaczenie wieku Wszechświata, są bardzo trudne. Składają się z wielu precyzyjnych pomiarów, ale przede wszystkim z bardzo wnikliwych analiz uzyskanych danych. W celu otrzymania precyzyjnego wyniku należy dysponować bardzo dużą próbką danych. Dodatkowo, wyznaczenie odległości do danej galaktyki, w której odkryto supernową typu Ia, związane jest z dużym błędem pomiarowym. Błąd ten spowodowany jest różnego rodzaju ruchami galaktyki, chociażby w jej grupie lokalnej galaktyk. Łączenie różnych metod obserwacyjnych oraz wieloletnich badań umożliwiło wyznaczenie wieku Wszechświata na: 13,799 ± 0,021 · 10Indeks górny 9⁹ lat. Dokładność tych wyliczeń jest rzędu 21 milionów lat. Wydawać by się mogło, że jest to ogromna liczba, jednak w stosunku do mierzonej wielkości jest to bardzo precyzyjny wynik.

Słowniczek