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 > Eseje  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




HISTORIA MLECZNEJ DROGI

[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]   [ 4 ]  

Zdecydowana większość gwiazd znajduje się jednak w dysku galaktycznym, podobnie jak spore ilości gazu i pyłu. Gwiazdy te wcale nie są w jednym wieku - niektóre są niewiele młodsze od gwiazd halo, inne dopiero się rodzą z ogromnych obłoków molekularnych. Gwiazdy dysku klasyfikujemy jako obiekty populacji I. Dysk galaktyczny nie jest zresztą jednolity. Tworzą go wyraźne ramiona spiralne. W pobliżu jednego z takich ramion - ramienia Oriona - znajduje się nasze Słońce. W sumie jednak Słońce porusza się po peryferiach Galaktyki, w odległości około 8 kiloparseków od jej centrum, które na ziemskim niebie leży gwiazdozbiorze Strzelca.

Galaktyka spiralna M100
powiększenie...

Fot. 1. Galaktyka spiralna M100, która kształtem przypomina Drogę Mleczną. Fot. HST/NASA.
Skoro wiemy, że pojedyncze gwiazdy tworzą się z gazowych obłoków, możemy przypuszczać, iż Droga Mleczna też powstała (jakieś 14-15 miliardów lat temu) z ogromnego gazowego obłoku o masie znacznie przekraczającej 1011 mas Słońca. Obłok stopniowo zapadał się i najpierw utworzyły się gwiazdy halo; następnie z reszty gazu, obdarzonej pewnym momentem pędu, powstał spłaszczony, wirujący dysk galaktyczny. W dysku wytworzyły się obserwowane ramiona spiralne i zaczęły w nich powstawać kolejne gwiazdy. Proces przebiegał stosunkowo szybko - Słońce od chwili narodzin zdołało obiec centrum Galaktyki zaledwie jakieś 25 razy.

Największa gęstość gwiazd występuje jednak nie w samym dysku, lecz w zagęszczeniu (zgrubieniu) centralnym (ang. bulge). Znajdujące się tam gwiazdy są w większości raczej stare - niewiele młodsze od gwiazd halo - choć sporadycznie zdarzają się też młodsze, masywne gwiazdy i strugi gazu. Czyżby zatem najpierw powstało halo i zagęszczenie centralne, a potem dysk? Dlaczego cała struktura jest tak skomplikowana? Czy potrafimy to wyjaśnić?

Musimy tutaj wspomnieć o innym niepokojącym - bo niezrozumiałym - problemie, a mianowicie składzie chemicznym najstarszych gwiazd. Gwiazdy takie jak Słońce zawierają przede wszystkim wodór (70%), hel (27%) oraz tzw. pierwiastki ciężkie (3%), czyli przede wszystkim: węgiel, tlen, azot i żelazo. Tylko wodór i hel mają pochodzenie kosmologiczne i zostały utworzone w czasie pierwszych trzech minut życia Wszechświata, razem z niewielkimi ilościami deuteru i litu. Pozostałe pierwiastki powstały we wnętrzach gwiazd. Szybko ewoluujące gwiazdy masywne pod koniec swego życia tracą sporo masy w formie wiatru gwiazdowego, a następnie wybuchają jako supernowe, rozrzucając materię obfitą w pierwiastki ciężkie i wzbogacając w ten sposób gaz międzygwiazdowy. Kolejne pokolenia gwiazd powstają z mieszanki, zawierającej coraz więcej pierwiastków ciężkich. Nic więc dziwnego, że w gwiazdach dysku galaktycznego występuje znacznie więcej pierwiastków ciężkich niż w gwiazdach wchodzących w skład gromad kulistych. Dlatego zawartość tych pierwiastków jest zarazem wyznacznikiem wieku gwiazdy. Zagadką jednak pozostaje, dlaczego nawet najstarsze gwiazdy zawierają sporą ilość (choć około stukrotnie mniejszą niż Słońce) pierwiastków ciężkich. Przecież pierwsze pokolenie gwiazd nie powinno ich mieć w ogóle! Ewolucja gwiazd jest bezsilna wobec tego problemu, spróbujmy zatem popatrzeć na problem powstawania Drogi Mlecznej z innej strony.

Zgodnie z wynikami badań kosmologicznych oraz ostatnich obserwacji przeprowadzonych za pomocą satelity HipparcosKosmicznego Teleskopu Hubble'a cały Wszechświat jest tylko nieco starszy niż gromady kuliste i początkowo był gorący i niemal dokładnie jednorodny. W tym gorącym, nieprzezroczystym dla promieniowania gazie rozchodziły się fale dźwiękowe o rozmaitej długości. Fale takie - wędrujące zgęszczenia i rozrzedzenia materii - w pewnym momencie jednak zamarły. "Zamrożony krzyk Wszechświata" zaobserwował satelita COBE jako zaburzenia temperatury mikrofalowego promieniowania tła. Moment "zamrożenia" nastąpił w chwili, gdy Wszechświat wychłodził się na tyle, że protony mogły przyłączyć elektrony, tworząc neutralne atomy wodoru. Promieniowanie, nie będące już w stanie jonizować materii, zaczęło poruszać się swobodnie, docierając także do nas w postaci promieniowania tła. Istniejące w chwili rekombinacji zaburzenia gęstości materii stanowią właśnie zaczątek obserwowanej obecnie bogatej struktury Wszechświata.

Przyglądając się jednak szczegółom, napotykamy na pewne trudności. Nie każde początkowe zagęszczenie może - pomimo ekspansji całego Wszechświata - wytworzyć zwartą strukturę. Zależy to od masy, czyli rozmiaru zaburzenia. Główną rolę odgrywa tu nie tyle rozszerzanie się Wszechświata, co temperatura materii.

W niemal jednorodnym ośrodku wyodrębnijmy kulę o nieco tylko wyższej średniej gęstości niż otoczenie. Energia grawitacyjna cząstki na powierzchni takiej kuli jest tym większa, im większy jest promień kuli. Natomiast energia termiczna cząstki jest określona tylko przez temperaturę i od promienia kuli nie zależy. Zatem w przypadku kuli o odpowiednio dużym promieniu energia grawitacyjna cząstki przewyższy energię termiczną i przyciąganie grawitacyjne spowoduje dalsze kurczenie się kuli pod wpływem grawitacji. Jako warunek zajścia tego procesu podaje się tradycyjnie nie krytyczny promień, lecz krytyczną masę, zwaną masą Jeansa.

W przypadku materii Wszechświata w momencie rekombinacji temperatura wynosiła około 1000 kelwinów, gęstość - jakieś 10-21 g/cm3, a masa Jeansa - mniej więcej milion mas Słońca. Obłoki o takich właśnie masach (lub większych) zaczynały się kurczyć. Istnieje jednak pewien problem. Obszarów o podwyższonej gęstości jest tym mniej, im są większe, a zatem powinny powstawać przede wszystkim struktury o masie równej masie Jeansa (lub niewiele większej).

[  góra strony  ]


[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]   [ 4 ]  

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