Ewolucja Wszechświata

RznXEmETvysU5

Zdjęcie przedstawia obraz przestrzeni kosmicznej z teleskopu orbitalnego. Centralną część zajmuje szerokim czerwonym pierścieniem w kształcie elipsy będący pozostałością po wybuchu supernowej.

Odkrycie Edwina Hubble’a

Edwin HubbleEdwin HubbleEdwin Hubble po analizie zmian jasności pewnej gwiazdy znajdującej się w Mgławicy Andromedy stwierdził, że ta gwiazda to cefeida. Po wyznaczeniu okresu zmian blasku wykazał, iż odległość od niej do Ziemi wynosi około $850000$ lat świetlnych. Nie mógł to być obiekt należący do naszej Galaktyki. Okazało się, że Wszechświat jest znacznie większy, niż sądzono. W tej chwili przyjmuje się, że odległość Galaktyki Andromedy od Układu Słonecznego wynosi ponad $2$ mln lat świetlnych.

Rozwój fotografii pozwolił na zrobienie zdjęć obiektom o jeszcze mniejszej jasności, położonych dalej niż najbliższe galaktyki. Wtedy okazało się, że galaktyk są miliony i tworzą one struktury wyższego rzędu, zwane grupami, gromadami i supergromadami galaktyk. Grupy zawierają kilkanaście do kilkudziesięciu galaktyk. Przykładem grupy jest Grupa Lokalna Galaktyk, do której należą nasza Galaktyka, Galaktyka Andromedy i jeszcze $50$ mniejszych galaktyk, będących satelitami naszej Galaktyki lub Wielkiej Mgławicy w Andromedzie.

RuE9BJPfmpI3e

Na zdjęciu przedstawiona jest Gromada w Pannie. Widocznych jest kilka dużych galaktyk spiralnych mających niebieskie odcienie, niektóre są ustawione krawędzią i przypominają bardzo rozciągnięte elipsy, inne widoczne są od góry i mają kształt zbliżony do kolistego. Można zauważyć też kilka żółtopomarańczowych galaktyk eliptycznych przypominających koła o rozmytych krawędziach. Cały kadr wypełniają drobne punkty będące odległymi galaktykami oraz gwiazdy.

Gromady galaktyk zawierają od kilkuset do kilku tysięcy galaktyk, a supergromady są utworzone z tysięcy gromad galaktyk. Czasami mówi się nawet o $10$ milionach supergromad we Wszechświecie. Nasza Galaktyka wraz z Grupa Lokalną Galaktyk jest częścią Supergromady Virgo (Panny).

R1SQEQlWQkB9X

Na ilustracji przedstawiony jest rozkład przestrzenny galaktyk. Grafika ma czarne tło, zaś wszystkie pozostałe elementy są białe. Schemat składa się z dwóch wycinków koła o kącie rozwarcia około stu trzydziestu stopki każdy. Są one złożone na kształt podobny do klepsydry. Wycinki wypełnione są bardzo dużą liczbą punktów, z których każdy odpowiada jednej galaktyce. W górnym wycinku widoczna jest niemal pozioma struktura o znacznie większej gęstości punktów - jest to tak zwany Wielki Mur.

Ucieczka galaktyk

Wiesz już, że każdy pierwiastek wysyła promieniowanie o ściśle określonej długości fal. Analiza widma galaktyk pokazała, że długości fal nieco się różnią od długości wyznaczonych na Ziemi.

Przyczyną okazał się ruch źródeł światłaruch_zrodel_swiatlaruch źródeł światła w stosunku do obserwatora na Ziemi.

Pierwszą galaktyką, dla której wyznaczono przesunięcie widma, była Wielka Mgławica w gwiazdozbiorze Andromedy. Okazało się, że ta galaktyka zbliża się do nas z prędkością $300$$\frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s}}$. Pomiary wykonywane dla wielu innych galaktyk wskazywały, że większość galaktyk się od nas oddala, i to ze znacznie większymi prędkościami. Dalsze badania Hubble’a doprowadziły go do odkrycia, że prędkość, o której mówimy (tzw. prędkość radialna, czyli mierzona wyłącznie wzdłuż linii prostej łączącej Ziemię z galaktyką), jest wprost proporcjonalna do odległości dzielącej Ziemię od badanego obiektu – im dalej od nas znajduje się galaktyka, tym szybciej się ona od nas oddala.

Prawo Hubble’a–Lemaître'a

Prawo opisujące ucieczkę galaktyk, zwane prawem Hubble’a–Lemaître'a [Lemetr'a] (dawniej prawo Hubble'a), zapisujemy następująco:

gdzie:

$v$ – wartość prędkości radialnej;

$\mathrm{H}$ – stała Hubble’a;

$r$ – odległość danej galaktyki od Układu Słonecznego.

Aby wyznaczyć prędkość radialną, trzeba znać przesunięcia linii widmowych:

gdzie:

$c$ – prędkość światła,

$\Delta \lambda$ – przesunięcie linii widmowej, która w laboratoriom ma długość $\lambda$.

Sporym problemem było i nadal jest wyznaczenie stałej Hubble’a. Na początku przyjmowano większe wartości, niż obecnie. W naszym podręczniku pojawia się także problem jednostek. W astronomii, ze względu na olbrzymie odległości pomiędzy badanymi obiektami, używane są nietypowe jednostki. Podstawową jednostką jest $1$ parsek $1 \mathrm{pc}$, czyli odległość od Ziemi do gwiazdy, której kąt przesunięcia wynosiłby $1$ sekundę kątową (w wyniku zjawiska paralaksy). Odległość ta odpowiada w przybliżeniu $3,26$ roku świetlnego. Używane są wielokrotności parseka: $1 \mathrm{kpc}$ – $1$ kiloparsek, czyli $1000$ parseków; $1\mathrm{Mpc}$ – $1$ megaparsek, czyli milion parseków. Obecnie przyjmuje się, że wartość stałej Hubble'a wynosi:

Oznacza to, że obiekt oddalający się od nas z prędkością $70 \frac{\mathrm{km}}{\mathrm{s}}$ znajduje się w odległości $1$ megaparseka (lub $3$ milionów $260$ tysięcy lat świetlnych). Jeżeli we wzorze Hubble’a wyrazimy $1 \mathrm{Mpc}$ w kilometrach $\left(3,09·{10}^{22} \mathrm{m}\right)$, to otrzymamy:

Cały czas prowadzone są badania mające na celu dokładniejsze wyznaczenie stałej Hubble’a. W $2012$ r. pomiary wykonane za pomocą teleskopu kosmicznego Spitzera dały wynik nieco większy niż ten podany powyżej. Z kolei w $2013$ r. na podstawie danych uzyskanych przez teleskop misji kosmicznej Planck oszacowano, że stała Hubble'a wynosi mniej niż $2,3·{10}^{-18}{\mathrm{s}}^{-1}$.

Wartość stałej Hubble’a może służyć do oszacowania wieku Wszechświata. Jeżeli założymy, że rozszerzanie Wszechświata rozpoczęło się w momencie narodzin Wszechświata ($r=0$) i cały czas trwa, to prędkość ucieczki galaktyk równa się:

gdzie $t$ – wiek Wszechświata.

Ze wzoru Hubble’a otrzymujemy zatem:

oraz

Jeśli przyjmiemy, że stała Hubble'a wynosi tyle, ile podaliśmy powyżej, to możemy wyciągnąć wniosek, że rozszerzanie się Wszechświata miało początek ok. $13,8 \mathrm{mld}$ lat temu. Ta wartość jest przyjmowana obecnie jako wiek Wszechświata.

Wielki Wybuch

Astronomowie już w starożytności zastanawiali się, jak wygląda cały Wszechświat. Modele Ptolemeusza czy Kopernika nie różniły się tak bardzo – krańcem uniwersum była sfera gwiazd stałych. To, czy w środku znajdowała się Ziemia, czy – Słońce, w tym kontekście było nieistotne.

Jednak już w starożytności wyrażano poglądy, że gwiazdy nie leżą na jednej sferze, lecz znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Do tych teorii powrócił Galileusz. Z biegiem czasu zaczęto się zastanawiać, jak duży jest Wszechświat. Gdyby przyjąć, że jest skończony, to co znajduje się poza nim? A jeżeli jest nieskończony? I wypełniony gwiazdami? Z tego wynikał natychmiast pewien paradoks, zwany paradoksem fotometrycznym Olbersaparadoks fotometryczny Olbersaparadoksem fotometrycznym Olbersa.

Pomysły na wyjaśnienie tego paradoksu były różne. Niektórzy sądzili, że w Kosmosie znajdują się obłoki gęstego gazu, które zasłaniają bardziej oddalone gwiazdy. Takie obłoki jednak pochłaniałyby stopniowo energię promieniowania, w wyniku czego ich temperatura by rosła, a wraz z nią również ilość emitowanej przez nie energii. Takie obłoki gazowe znajdowałyby się więc w stanie równowagi termodynamicznej: wypromieniowałyby tyle samo energii, ile by pochłaniały.

Kwestie tego paradoksu wyjaśniano także za pomocą modelu hierarchicznego. Wszechświat miał być zbudowany z układów o kolejno rosnących rozmiarach: gwiazdy tworzą galaktyki, galaktyki – gromady galaktyk, a te – gromady gromad. Średnia gęstość materii w tych gromadach maleje wraz ze wzrostem rzędu gromady. Nie mamy jednak danych obserwacyjnych potwierdzających prawdziwość takiego modelu.

Kosmologia jest nauką o Wszechświecie jako całości. To, jak opisuje ona Wszechświat, wynika z tego, jakie zjawiska oraz zmiany jesteśmy w stanie zaobserwować. W skali całego Wszechświata za najbardziej istotne uważane są następujące zjawiska:

• „ucieczka” galaktyk, czyli rozszerzanie się Wszechświata;

• mikrofalowe promieniowanie tła, dochodzące do nas ze wszystkich kierunków;

• duży udział helu w materii tworzącej Wszechświat.

W jaki sposób zjawisko rozszerzania się Wszechświata pozwoliło rozwiązać paradoks fotometryczny Olbersa?

Do Ziemi może dochodzić światło emitowane przez obiekty położone w maksymalnej odległości $13,7·{10}^9$ lat świetlnych (bo tyle czasu upłynęło od powstania Wszechświata). Oznacza to, że światło emitowane przez obiekty położone dalej jeszcze do nas nie dotarło.

Ze zjawiskiem oddalania się galaktyk wiąże się kwestia położenia Słońca (lub naszej Galaktyki) we Wszechświecie. Skoro wszystkie galaktyki (z wyjątkiem najbliższych) się od nas oddalają, to można by na tej podstawie przypuszczać, że znajdujemy się w centrum Wszechświata. Tak jednak nie jest: rozszerza się cała przestrzeń i odległość między jej dowolnymi punktami zawsze się zwiększa.

Polecenie 1

Ustaw się z kolegami i koleżankami na szkolnym boisku. Stańcie obok siebie tak, żeby odległości pomiędzy kolejnymi osobami wynosiły $1$ metr (na wyciągnięcie ramion). Stań na początku szeregu. Oznacza to, że osoba stojąca najbliżej ciebie znajdzie się w odległości $1$ metra, druga – $2$ metrów, kolejna – $3$ metrów itd. A teraz dwukrotnie zwiększcie odstęp między sobą (do $2$ metrów). O ile zwiększy się odległość między tobą a poszczególnymi osobami?

RectUUlmpZYvi

Rysunek przedstawia grupę ludzi stojących obok siebie w odległości jednego metra. Poniżej przedstawiona została grupa ludzi stojących obok siebie w odległości dwóch metrów.

Załóżmy, że takie zwiększenie odległości każdemu zajęło $1$ sekundę. Z jaką prędkością oddalą się od ciebie uczniowie stojący po twojej prawej stronie? Jak ta sytuacja będzie wyglądała z punktu widzenia trzeciego ucznia od lewej?

RVU8HL3Bmwwsr

(Uzupełnij).

Pokaż odpowiedź

Uczeń po twojej prawej stronie oddala się od ciebie z prędkością $1 \frac{\mathrm{m}}{\mathrm{s}}$. Następny oddala się z prędkością $2 \frac{\mathrm{m}}{\mathrm{s}}$. Co ciekawe, z punktu widzenia trzeciego ucznia od lewej sytuacja niewiele się zmieni – najbliżsi będą się oddalać z prędkościami $1 \frac{\mathrm{m}}{\mathrm{s}}$, a coraz dalsi będą się oddalać coraz szybciej.

Etapy rozwoju Wszechświata

Skoro galaktyki się oddalają, a rozmiary Wszechświata rosną, to nasuwa się pytanie: co działo się wcześniej? Odpowiedź wydaje się oczywista – Wszechświat był mniejszy. Galaktyki znajdowały się bliżej siebie. A co było na początku?

Rob6nQb5sd1QA

Na ilustracji przedstawiony jest schemat obrazujący ewolucję Wszechświata. Schemat ma kształt zbliżony do położonego poziomo dzwonu ze spłaszczonym czubkiem, a jego szerokość symbolizuje ekspansję przestrzeni. Najpierw był Wielki Wybuch, następnie nastąpiła gwałtowna ekspansja przestrzeni, od tego momentu przestrzeń rozszerza się znacznie wolniej, jednak stale przyspieszając. Po niecałym milionie lat miała miejsce emisja kosmicznego promieniowania tła. Następnie trwały wieki ciemne, by po około stu milionach lat zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy, a potem także pierwsze supernowe i czarne dziury. Po około miliardzie lat zaczęły formować się protogalaktyki. Obecnie Wszechświat ma około 13,7 miliarda lat i występują w nim w pełni uformowane galaktyki.

Ten początek i to, co nastąpiło zaraz potem, nazwano Wielkim Wybuchem. Do rozpowszechnienia się tej hipotezy przyczynili się przede wszystkim rosyjski matematyk Aleksander Friedman oraz belgijski astronom (i ksiądz) Georges Lemaître.
Nie wiemy, jak wyglądał ten początek. Nie ma również sensu pytać o czas i rozmiary tego zjawiska, ponieważ czas i przestrzeń pojawiły się jednocześnie w tym właśnie momencie. Przestrzeń i czas, materia i energia, tworzące jedność, uległy czemuś w rodzaju eksplozji. Gęstość powstałej osobliwości była nieskończenie duża.

Pierwsza faza rozwoju wczesnego Wszechświata to tzw. era Plancka. Obejmowała ona czas od $0$ do ${10}^{-34}\mathrm{ s}$. Nie umiemy jeszcze opisać, jaki był to stan ani jakie procesy w nim zachodziły.

Okres pomiędzy ${10}^{-34}\mathrm{ s}$ a ${10}^{-32}\mathrm{ s}$ to czas, w którym rozmiary Wszechświata powiększyły się od ${10}^{20}$ do ${10}^{26}$ razy – ten okres nazywamy erą inflacyjną. Po zakończeniu tego etapu przestrzeń Wszechświata składała się z gorącej i gęstej mieszaniny kwarków, antykwarków i gluonów oraz fotonów, elektronów i pozytonów.

Następnym etapem było łączenie się kwarków w protony i neutrony, a gdy Wszechświat miał jedną sekundę, a jego temperatura obniżyła się do $5$ mld kelwinów, nastąpiły procesy anihilacji elektronów i pozytonówanihilacja elektronów i pozytonówanihilacji elektronów i pozytonów (po zetknięciu się elektronu i pozytonu obie cząstki znikają, a zamiast nich pojawiają się dwa fotony promieniowania gamma), w wyniku czego zwiększyła się liczba fotonów. Rozpoczęła się era nukleosyntezy – powstawały jądra atomowe deuteru, trytu, helu ${}^3\mathrm{He}$ i ${}^4\mathrm{He}$. Trwała około $4$ minut i właśnie wtedy ustalił się skład Wszechświata – na ok. $75\%$ protonów i ponad $24\%$ jąder helu (w stosunku masowym). Potem jądra ciężkie nie mogły już powstawać, gdyż temperatura stała się zbyt niska, aby jądra helu mogły się łączyć i tworzyć cięższe jądra.

Dalsze rozszerzanie się Wszechświata prowadziło do obniżenia temperatury – protony i jądra helu mogły się łączyć z elektronami w obojętne atomy wodoru i helu. Powstawało wtedy promieniowanie (układ protonu i elektronu mający ujemną energię), które w tej chwili obserwujemy jako promieniowanie reliktowe – mikrofalowe promieniowanie tła. Obecnie jest to promieniowanie odpowiadające temperaturze ok. $2,7 \mathrm{K}$. Do jego odkrycia przyczynili się różni astrofizycy, ale przyjmuje się, że dokonali tego Arnio Penzias i Robert Wilson ($1965$ r.).

R1OSyy4zqcJkN

Na ilustracji przedstawiona została mapa rozkładu promieniowania reliktowego. Ma ona kształt elipsy, która jest wypełniona bardzo drobnymi plamkami w odcieniach niebieskiego i pomarańczowego.

R1OEvAW2MdTJb

Ilustracja przedstawia wykres rozkładu promieniowania reliktowego z poziomą osią opisaną jako długość fali i mającą wartości od dziesięciu do pół milimetra oraz z pionową osią oznaczającą energię fali i mającą wartości od zera do 1,2 . Wykres rozkładu zaczyna się w punkcie o wartości długości fali około dziesięciu milimetrów i energii fali około 0,35, a następnie przyjmując kształt podobny do odwróconej paraboli osiąga maksimum w punkcie o współrzędnych 2 i 1,15 . Potem funkcja zaczyna opadać wolniej niż narastała i asymptotycznie zmierza do wartości energii fali równej zero.

Powstawanie galaktyk i ewolucja gwiazd

Wiemy już, że Wszechświat to miliardy galaktyk. Tworzą one gromady i supergromady. Jednak mechanizm powstawania galaktyk nie został w pełni wyjaśniony. Astronomowie długo zastanawiali się, jak tego rodzaju ewolucja w ogóle była możliwa, skoro Wszechświat zgodnie z ich ówczesną wiedzą był tworem jednorodnym.

Przełom przyniosły badania tła mikrofalowego (promieniowania reliktowego), które wyraźnie wykazały obecność obszarów o zróżnicowanym natężeniu tego promieniowania. Płynął z tego wniosek, że już we wczesnym etapie ewolucji Wszechświata pojawiły się niejednorodności w rozkładzie materii, a zatem już wtedy Wszechświat był „przygotowany” na powstawanie galaktyk.

Jednak samo rozmieszczenierozmieszczenie_galaktykrozmieszczenie galaktyk i gromad galaktyk nasuwa wiele pytań. Dlaczego w jednych miejscach jest bardzo dużo galaktyk i gromad, a w innych są puste obszary? Dlaczego te tak ogromne obiekty, zawierające setki miliardów gwiazd, niekiedy tworzą „mur”, przed którym i za którym obszar Wszechświata jest prawie pusty?

Zdecydowanie więcej wiemy o procesie powstawania gwiazd.

Rralu4rTJnXcq

Zdjęcie przedstawia fragment mgławicy NGC 2174. Tło tworzą niebieskie fragmenty mgławicy i są one widoczne głównie po prawej stronie zdjęcia. Lewa połowa fotografii zdominowana jest przez gęste, rudobrązowe pyły, które ciągną się aż do górnej prawej części obrazka, zmieniając jednocześnie kolor na jaśniejszy, białobrązowy. W całym kadrze widoczne są gwiazdy, najjaśniejsza z nich znajduje się przy lewej krawędzi zdjęcia w połowie jego wysokości.

rozmieszczenie_galaktyk

R1SQEQlWQkB9X

Na ilustracji przedstawiony jest rozkład przestrzenny galaktyk. Grafika ma czarne tło, zaś wszystkie pozostałe elementy są białe. Schemat składa się z dwóch wycinków koła o kącie rozwarcia około stu trzydziestu stopki każdy. Są one złożone na kształt podobny do klepsydry. Wycinki wypełnione są bardzo dużą liczbą punktów, z których każdy odpowiada jednej galaktyce. W górnym wycinku widoczna jest niemal pozioma struktura o znacznie większej gęstości punktów - jest to tak zwany Wielki Mur.

Gwiazdy powstają w obłokach materii międzygwiazdowej. W wyniku działania sił grawitacyjnych taki obłok zaczyna gęstnieć. Następnym etapem jest podział obłoków, mających zazwyczaj bardzo duże rozmiary, na wiele mniejszych fragmentów. Każdy z nich dalej się kurczy (kontrakcja grawitacyjna), co prowadzi do powstania kulistego obiektu o tak wysokiej temperaturze, że zaczyna on świecić. Tak powstaje protogwiazda. Ciśnienie wewnątrz protogwiazdy jest już stosunkowo wysokie, ale siły grawitacji nadal przeważają i obiekt wciąż się kurczy.

W pewnym momencie (zależnym od masy – im większa masa protogwiazdy, tym szybciej się to dzieje) temperatura w jądrze osiąga wartość rzędu milionów kelwinów, a cząstki osiągają bardzo dużą prędkość. Dochodzi wtedy do reakcji syntezy termojądrowej – z wodoru powstaje hel. Od tego momentu protogwiazda staje się gwiazdą – ciśnienie wewnętrzne równoważy siłę grawitacji. Protogwiazda staje się gwiazdą ciągu głównego i produkuje energię w reakcjach syntezy wodoru. Następne etapy ewolucji gwiazdy zależą od jej masy. Budowa gwiazdy będzie się zmieniać, jeśli zaburzona zostanie równowaga między ciśnieniem w gwieździe a siłą grawitacji. Znaczenie będą miały zmiany zawartości wodoru (a potem także helu) w jądrze gwiazdy.

Reakcje termojądrowe na Słońcu

We wnętrzu Słońca zachodzą reakcje termojądrowe. W każdym cyklu z $4$ protonów powstaje jądro helu ${}_2{}^4\mathrm{He}$. Jak już wiesz, wzrost energii wiązania podczas jednej reakcji syntezy helu oznacza wydzielanie się ok. $4,3·{10}^{-12}\mathrm{J}$. Słońce emituje energię rzędu $4·{10}^{26} \mathrm{J}$ w ciągu sekundy. Oznacza to, że w czasie $1$ sekundy takich reakcji musi zachodzić ok. ${10}^{39}$. Jest to liczba, którą trudno sobie wyobrazić. Masa Słońca jest jednak ogromna – wynosi $2·{10}^{30}\mathrm{ }\mathrm{kg}$. Gdyby ta gwiazda składała się z samego wodoru, to liczba jej atomów sięgałaby ${10}^{57}$. Jednak w wyniku tych reakcji masa Słońca zmniejsza się o ok. $4 \mathrm{mln}$ ton w ciągu sekundy. Jak długo Słońce będzie jeszcze świecić? Aby się o tym przekonać, wykonaj poniższe ćwiczenia.

Jak widać, nie musimy się martwić, że Słońce nagle wygaśnie. Istotne jest, że podczas reakcji termojądrowych powstaje hel, a maleje liczba jąder wodoru. Mimo nieznacznego ubytku masy Słońca utrata wodoru jest odczuwalna. Czas, w którym Słońce zamienia wodór w hel, jest najdłuższym okresem życia takiej gwiazdy. Według obliczeń powinien on trwać ok. $10 \mathrm{mld}$ lat. Skoro wiemy, że Słońce powinno świecić bez zmian jeszcze ok. $5 \mathrm{mld}$ lat, możemy spać spokojnie.

R16eqFDT27K91

Ilustracja przedstawia wykres klasyfikujący gwiazdy z poziomą osią oznaczającą temperaturę i przyjmującą wartości od czterdziestu tysięcy do dwóch tysięcy pięciuset kelwinów oraz z osią pionową oznaczającą moc promieniowania i przyjmującą wartości od dziesięciu do potęgi minus czwartej do dziesięciu do potęgi szóstej mocy promieniowania Słońca. Obie osie mają skalę logarytmiczną. Wykres tworzą gwiazdy przedstawione schematycznie jako koła o różnych rozmiarach i mające różne kolory w zależności od położenia - przesuwając się od lewej do prawej są to błękit, biel, żółć, pomarańcz oraz czerwień. Gwiazdy zgrupowane są w pewnych obszarach wykresu. Obszar oznaczony jako ciąg główny składa się z  niewielkich kół i przypomina malejącą funkcję liniową przebiegającą od lewej górnej do prawej dolnej części ilustracji. W ciągu głównym zaznaczone jest położenie Słońca, które ma temperaturę około pięć tysięcy osiemset kelwinów oraz moc promieniowania równą mocy promieniowania jednego Słońca. Powyżej ciągu głównego znajdują się kolejne skupiska większych kół - po lewej stronie u góry są to niebieskie nadolbrzymy, w prawym górnym rogu znajdują się czerwone nadolbrzymy, zaś pomiędzy czerwonymi nadolbrzymami i ciągiem głównym leżą czerwone olbrzymy, które są trochę mniejsze od nadolbrzymów. Poniżej ciągu głównego, w lewym dolnym roku niewielkimi i białymi kołami zaznaczone są białe karły.

Podsumowanie

• Amerykański astronom Edwin Hubble w latach dwudziestych $\mathrm{XX}$ w. ustalił, że gwiazda (cefeida), którą obserwował nie należy do naszej Galaktyki. Było to przełomowe odkrycie, ponieważ do tej pory nie zdawano sobie sprawy z rzeczywistych rozmiarów Wszechświata.

• Przyjmuje się, że odległość od Ziemi do gwiazdy (w galaktyce $\mathrm{M}31$ w gwiazdozbiorze Andromedy) obserwowanej przez Hubble’a wynosi ponad $\mathrm{2 mln}$ lat świetlnych.

• Liczba galaktyk we Wszechświecie jest trudna do oszacowania (jest ich jednak bardzo dużo). Zdjęcia wykonywane przez teleskop Hubble’a pokazują, że na jednej dziesięciomilionowej części nieba rejestrujemy kilkaset miliardów galaktyk.

• Struktury wyższego rzędu niż galaktyki to grupy, gromady i supergromady galaktyk.

• Galaktyki oddalają się od siebie. Zjawisko to odkrył Edwin Hubble. Tłumaczy się je jako przejaw ekspansji (rozszerzenia) Wszechświata. Prawo opisujące ucieczkę galaktyk (prawo Hubble’a-Lemaître'a) zapisujemy następująco: $v=\mathrm{H}·r$, gdzie: $v$ – prędkość ucieczki galaktyk; $\mathrm{H}$ – stała Hubble’a; $r$ – odległość między galaktykami.

• Prawo Hubble’a–Lemaître'a pozwala na oszacowanie wieku Wszechświata; obecnie przyjmuje się, że w przybliżeniu ma on $13,8 \mathrm{mld}$ lat.

• Współczesna astronomia zakłada, że początkiem naszego Wszechświata był Wielki Wybuch. Od tego momentu Wszechświat się rozszerza.

• Potwierdzeniem teorii Wielkiego Wybuchu są obserwacje zjawiska przesunięcia ku czerwieni i obecność tzw. promieniowania reliktowego (mikrofalowego promieniowania tła) o temperaturze $2,7 \mathrm{K}$.

• Rozmiary Wszechświata szacujemy na ponad $90\mathrm{ }\mathrm{mld}$ lat świetlnych.

• We wnętrzu Słońca zachodzą reakcje termojądrowe. W każdym cyklu z $4$ protonów powstaje jądro helu ${}_2{}^4\mathrm{He}$. Słońce w ciągu jednej sekundy wypromieniowuje energię $4·{10}^{26}\mathrm{ J}$. Szacuje się, że Słońce będzie świecić jeszcze przez ponad $5 \mathrm{mld}$ lat.

Słownik

Biogramy

Edwin Hubble28.09.1953San Marino w Kalifornii20.11.1889Marshfield w Missouri

R8158vcaTtCCg

Ilustracja przedstawia fotogafię Edwina Hubble'a. Zdjęcie jest czarnobiałym półprofilem twarzy. Naukowiec ma na nim miedzy 30 a 40 lat.

Edwin Hubble

1889.11.20 Marshfield w Missouri – 1953.09.28 San Marino w Kalifornii

[Edłin Habl]

Amerykański astronom, który jako pierwszy udowodnił istnienie innych galaktyk poza Drogą Mleczną. Wcześniej sądzono bowiem, że obiekty określane mianem „mgławic” znajdują się w obrębie naszej Galaktyki. Również jemu przypisuje się odkrycie w $1929$ r. zjawiska oddalania się od siebie galaktyk, wyrażonego matematycznie w postaci prawa nazwanego jego imieniem. Idea oddalania się od siebie galaktyk doprowadziła w konsekwencji do powstania koncepcji Wielkiego Wybuchu i rozszerzania się Wszechświata.

Ciekawostka: Edwin Hubble studiował matematykę, fizykę i astronomię, a także prawo, ale w latach młodości większe uznanie wzbudzały jego osiągnięcia sportowe. Jego głównym zainteresowaniem był sport, zwłaszcza boks i koszykówka. Sukcesy w boksie spowodowały, że Hubble'owi proponowano uprawianie boksu zawodowego (przyszły astronom walczył nawet ze słynnym Georges'em Carpentierem). Po zakończeniu I wojny światowej Hubble wrócił do Stanów Zjednoczonych i zajął się astronomią.