Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Kosmologia  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Wiadomości ogólne
- Paradoksy kosmologiczne
- Rozszerzanie się Wszechświata
- Modele kosmologiczne
- Testy kosmologiczne
- Mikrofalowe promieniowanie tła
- Wielki Wybuch
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Wielki Wybuch

Uniwersalna ucieczka galaktyk, obfitości lekkich pierwiastków oraz mikrofalowe promieniowanie tła wskazują, że kilkanaście miliardów lat temu ewolucja Wszechświata przebiegała nieporównanie bardziej gwałtownie niż obecnie. Epoka, w której promieniowanie "oddzieliło się" od materii, kończy fazę gorącego Wszechświata - okresu liczącego około 100 tysięcy lat. W tym czasie gęstość i temperatura systematycznie się obniżały, by w epoce rekombinacji osiągnąć, odpowiednio, około 10-19 kg/m3 i 3000 K.

Początkowe wartości tych parametrów i pierwsze chwile ekspansji nie są dotychczas opisane przez teorie fizyczne. Przypuszcza się, że poniżej czasu Plancka


gdy gęstość przekraczała gęstość Plancka

c5/(h G2) 8 x 1095 kg/m3

klasyczne pojęcie ciągłej czasoprzestrzeni nie stosowały się do rzeczywistości i należy je zastąpić teorią grawitacji, obejmującą efekty kwantowe (podobnie jak elektrodynamika kwantowa zastępuje fizykę klasyczną w opisie zjawisk w skali mikroświata).

Gęstość materii m i związana z nią gęstość energii spełniają związki m = m c2 ~ R-3 ~ (1 + z)3, natomiast gęstość energii promieniowania reliktowego: pr ~ (1 + z)4. Obecnie gęstość energii materii przewyższa około 1000 razy gęstość energii promieniowania: m 1000 pr. Ze względu na silniejszą zależność pr od przesunięcia ku czerwieni niż m we wczesnym Wszechświecie (dla z > 1000) gęstość promieniowania dominowała nad gęstością materii i ewolucja termiczna Wszechświata była określona przez temperaturę promieniowania T, ta zaś wiąże się z przesunięciem widma ku czerwieni:
 
T = T0 (1 + z),
gdzie T0 2,7 K jest obecną temperaturą mikrofalowego promieniowania tła.

Wcześniejszym chwilom odpowiadały coraz wyższe temperatury promieniowania i współistniejącej z promieniowaniem materii. W temperaturze T typowa energia cząstek oscyluje wokół kT, gdzie k jest stałą Boltzmanna. Zderzeniom cząstek towarzyszyła kreacja nowych cząstek i antycząstek o masach spoczynkowych mniejszych od kT/c2. Pary cząstka-antycząstka ulegały nieustannie anihilacji, produkując fotony o energii odpowiadającej energii anihilujących cząstek. Panował stan bliski równowagi termodynamicznej, w którym liczba powstających cząstek była zbliżona do liczby ginących w procesie anihilacji. Gdy typowa energia oddziaływań spadła poniżej progu produkcji cząstek i temperatura się obniżyła, równowaga ulegała zakłóceniu: anihilacji cząstek nie równoważyło ich wytwarzanie. W efekcie z "kosmicznego kotła" znikały kolejne generacje cząstek. W pierwszej kolejności - po około 10-34 s, gdy kT 1015 GeV - zniknęły hipotetyczne cząstki związane z Teorią Wielkiej Unifikacji oddziaływań elementarnych. Istniejący do tej pory jeden uniwersalny rodzaj oddziaływania "rozpadł się" na oddziaływania silne i elektrosłabe.

Po około 10-10 s - przy kT 100 GeV (T 1015 K) - nastąpiło kolejne rozdzielenie elementarnych sił na oddziaływania elektromagnetyczne i słabe.

Po dalszych 10-7 s temperatura spadła do kT 1 GeV, co doprowadziło do anihilacji ogromnej liczby barionów i antybarionów; pozostała jedynie niewielka ilość protonów i neutronów, które uprzednio stanowiły nadwyżkę cząstek nad antycząstkami. Dominującymi składnikami materii pod względem liczby pozostały fotony i leptony (czyli elektrony i neutrina oraz ich antycząstki). Tuż po pierwszej sekundzie gęstość i temperatura zmalały tak, że średni czas pomiędzy zderzeniami neutrin i antyneutrin przekroczył czas życia Wszechświata, a ich średnia droga swobodna wzrosła na tyle, iż stały się cząstkami swobodnymi, podobnie jak fotony 100 tysięcy lat później. Ich dalsza ewolucja przebiegała już niezależnie od innych postaci materii.

Gdy temperatura spadła poniżej 1010 K, liczba protonów była kilkakrotnie większa od liczby neutronów. Wcześniej protony i neutrony występowały w równej obfitości; później swobodne neutrony znikły całkowicie: weszły w skład jąder atomowych lub uległy rozpadowi na proton, elektron i antyneutrino. W ciągu następnych paru sekund anihilacji uległy elektrony i pozytony, pozostawiając po sobie olbrzymie ilości fotonów i neutrin. Od tej chwili średnio na jeden nukleon przypadał mniej więcej miliard fotonów.

...powiększenie  >>>
Pierwotna nukleosynteza. Obfitości pierwiastków ustaliły się - w wyniku reakcji jądrowych - w ciągu około 200 s po Wielkim Wybuchu.

Kiedy energia cząstek zmalała do 100 keV (około100 s od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie zaistniały warunki do powstania pierwszych jąder złożonych: protony wychwytywały neutrony i w ten sposób powstawał deuteron. W trwających jeszcze kilka minut kolejnych reakcjach pierwotnej nukleosyntezy ukształtował się (na najbliższy miliard lat) skład chemiczny materii: w jądrach helu skupiło się około 23% masy, ale niemal cała reszta (77%) pozostała w postaci swobodnych protonów. Cięższe izotopy wodoru i helu oraz wszystkie inne pierwiastki powstały w ilościach śladowych: 2H - 0,01%, 3He - 0,003%, 3H - 3x10-5%, 7Be - 3x10-8% oraz 7Li - 10-8%.

Obserwowany obecnie skład chemiczny materii różni się od składu pierwotnego głównie z dwu powodów: po pierwsze, liczba lekkich jąder (6Li, 9Be, 10B i 11B) została zwiększona w wyniku zderzeń cząstek promieniowania kosmicznego z gazem międzygwiazdowym; po drugie, obfitości wszystkich cięższych pierwiastków również wzrosły za sprawą reakcji termojądrowych, zachodzących wewnątrz gwiazd lub w wybuchach supernowych.

Niemal idealna izotropia kosmicznego promieniowania tła stanowi silny argument, przemawiający na korzyść standardowego modelu Wielkiego Wybuchu, zgodnie z którym Wszechświat rozszerzał się od początkowej osobliwości do stanu obecnego z szybkością określoną przez rozwiązania Friedmana. Jednakowa temperatura promieniowania docierającego z dowolnych kierunków na sferze niebieskiej świadczy o tym, że w epoce rekombinacji we wszystkich obszarach emitujących to promieniowanie warunki fizyczne były identyczne. Potwierdza to poprawność zasady kosmologicznej, nakłada jednak ograniczenia na warunki panujące we wczesnym Wszechświecie. Obszary oddalone na niebie o kilka stopni dzieliła w epoce rekombinacji na tyle duża odległość przestrzenna, że nie istniała możliwość jakiejkolwiek komunikacji między nimi. Sygnał świetlny wysłany z jednego obszaru w momencie początkowym osiągnie drugi obszar po czasie dłuższym niż aktualny wiek Wszechświata. Brak powiązań przyczynowo-skutkowych między obserwowanymi z Ziemi obszarami implikuje istnienie niejednorodności we Wszechświecie w odpowiednio dużej skali i pozbawia model standardowy wewnętrznej spójności. Wolnym od tych niedostatków jest model inflacyjny, zgodnie z którym wkrótce po Wielkim Wybuchu nastąpiła faza ekspansji wielokrotnie szybszej niż przewiduje to model standardowy. W przedziale czasu 10-35-10-30 s cały Wszechświat uległ "rozdęciu" (inflacji) o czynnik 1050-10100. Stosunkowo niewielkie obszary, w których przed epoką inflacji ustaliły się jednorodne warunki fizyczne, w krótkim czasie zwiększyły dramatycznie swoje rozmiary i obecnie przekraczają wielokrotnie dostępny obserwacjom Wszechświat, określony przez przestrzeń, z której dociera do nas mikrofalowe promieniowanie tła. Model inflacyjny opiera się na nieco spekulatywnych rozważaniach dotyczących własności cząstek elementarnych w bardzo wysokich temperaturach (energiach). Przewiduje się wówczas możliwość istnienia ujemnego ciśnienia
P = - x c2, gdzie jest gęstością masy. Takie równanie stanu w równaniach ogólnej teorii względności wprowadza do modelu Friedmana fazę inflacji, po której następuje powrót do modelu standardowego.

Nazwa "Wielki Wybuch" odzwierciedla początkową intensywność procesów, zachodzących we Wszechświecie, ale wprowadza również fałszywe skojarzenia z pospolitą eksplozją. Wybuch granatu polega na krótkotrwałym wydzieleniu energii w określonym miejscu przestrzeni, co powoduje powstanie znacznego gradientu ciśnienia i temperatury, a w następstwie tego - fali uderzeniowej. Wielki Wybuch objął jednocześnie cały Wszechświat - całą przestrzeń; ośrodek pozostawał jednorodny i izotropowy. Wielki Wybuch "zaczął się" wszędzie w tej samej chwili. Zamknięty model Friedmana w każdej chwili ma określone rozmiary, masę i objętość. W pobliżu momentu początkowego objętość ta staje się dowolnie mała. W tym modelu w "chwili zero" Wielki Wybuch był punktem, który stanowił jednocześnie całą przestrzeń. Mimo że w modelu otwartym gęstość ośrodka również była w chwili początkowej dowolnie wielka, Wszechświat ten zawsze zachowywał nieskończone rozmiary (także nieskończoną masę i objętość).

W modelu zamkniętym ekspansja Wszechświata kończy się osiągnięciem maksymalnych rozmiarów i minimalnej gęstości, po czym następuje kontrakcja (kurczenie się, kolaps) i stopniowy wzrost gęstości. Proces ten prowadzi do katastroficznej koncentracji materii i dowolnie wysokich temperatur. Przebieg zjawisk jest odwrotny do Wielkiego Wybuchu i kończy się Wielkim Kolapsem. Moment końcowy, podobnie jak początkowy, wykracza poza współczesne teorie fizyczne. Spekulatywne rozważania sugerują, że być może cykl Wielki Wybuch-ekspansja-kontrakcja-Wielki Kolaps stanowi jedno ogniwo wiecznie powtarzającego się procesu, w którym po Wielkim Kolapsie Wszechświat rozpoczyna swe "nowe" istnienie kolejnym Wielkim Wybuchem.

Andrzej M. Sołtan

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach