Delta
  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 > Delta > Astronomia - spis artykułów >  WIELKI WYBUCH CZY WIELKA EKSTRAPOLACJA?  
  Jesteś tutaj
Wybór artykułów z miesięcznika "Delta"
"Delta" to miesięcznik popularyzujący matematykę, fizykę i astronomię na bardzo wysokim poziomie, wydawany od 1974 roku.
Wirtualny Wszechświat prezentuje wybór tekstów publikowanych w "Delcie" od pierwszego numeru po początek XXI wieku.
  Szukacz
Delta 06/1989
Marek DEMIAŃSKI
WIELKI WYBUCH CZY WIELKA EKSTRAPOLACJA?

Nikt zapewne nie zaprzeczy, że pytanie o to, jak powstał Wszechświat i jak przebiegała jego późniejsza ewolucja, należy do najbardziej fascynujących i jednocześnie najtrudniejszych.

Nie sposób w krótkim artykule przedstawić wszystkich danych obserwacyjnych i założeń teoretycznych, które są potrzebne, aby zbudować akceptowany współcześnie model kosmologiczny. Warto zdać sobie jednak sprawę z trudności i znikomej ilości danych obserwacyjnych, z których można skorzystać.

Już proste na pozór pytanie, postawione w 1826 roku przez wiedeńskiego lekarza Heinricha Olbersa, dlaczego w nocy jest ciemno, wymaga zadumy nad strukturą całego Wszechświata. Gdyby bowiem Wszechświat był statyczny, nieskończony i jednorodnie zapełniony gwiazdami, to - zgodnie z zasadami termodynamiki - w nocy powinno być tak samo jasno jak w dzień. Istnieje kilka możliwości wyjaśnienia paradoksu Olbersa. Wszechświat może być skończony lub rozszerzać się, materia świecąca może być w odpowiedni sposób pogrupowana itp. Kiedy Olbers stawiał swoje pytanie, dominował pogląd, że Wszechświat jest nieskończony, ale statyczny, a cała materia tworzy jedno ogromne zgrupowanie - Drogę Mleczną.

Gdy w 1916 roku Albert Einstein sformułował relatywistyczną teorię grawitacji - ogólną teorię względności, od razu przystąpił do sprawdzenia, czy równania tej teorii dopuszczają możliwość istnienia statycznego Wszechświata. Wiara Einsteina w statyczność Wszechświata była tak głęboka, że kiedy okazało się, iż równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, wprowadzając tak zwaną stałą kosmologiczną.

W końcu lat dwudziestych Edwin Hubble dokonał zadziwiających odkryć, które spowodowały radykalne zmiany w poglądach na strukturę i ewolucję Wszechświata. Korzystając z największego wówczas teleskopu Hubble zauważył, że niektóre mgławice, które uważano za część składową Drogi Mlecznej, składają się z gwiazd i znajdują się daleko poza obszarem Drogi Mlecznej. W ten sposób Hubble wykazał, że Wszechświat składa się z bardzo wielu galaktyk.

Podczas badania galaktyk Hubble stwierdził, że linie widmowe światła dalekich galaktyk są przesunięte ku czerwieni i im dalej położona jest galaktyka, tym przesunięcie linii widmowej jest większe. Jeżeli przesunięcie linii widmowych interpretować jako przejaw efektu Dopplera i kojarzyć je ze względnym ruchem źródła i obserwatora, wówczas prowadzi to do wniosku, że galaktyki oddalają się od Drogi Mlecznej i prędkość oddalania się jest wprost proporcjonalna do odległości.

Jeszcze zanim Hubble odkrył, że Wszechświat się rozszerza, radziecki matematyk, Aleksander Friedman wykazał, że równania Einsteina dopuszczają model Wszechświata jednorodnie wypełnionego materią, który nie jest stacjonarny i z biegiem czasu ewoluuje.

Od czasów Hubble'a dość dokładnie spenetrowano nasze najbliższe otoczenie kosmiczne. Z obserwowanego sposobu rozszerzania się Wszechświata i ze skończonej prędkości rozchodzenia się światła wynika, że istnieje naturalna granica - horyzont wyznaczający obszar dostępny obserwacjom. Odległość do horyzontu szacuje się na około dziesięć miliardów lat świetlnych. Za pomocą teleskopów znajdujących się obecnie na Ziemi udało się zbadać rozmieszczenie galaktyk, które są położone nie dalej niż miliard lat świetlnych. Kula zawierająca te galaktyki stanowi zaledwie jedną tysięczną obszaru znajdującego się wewnątrz horyzontu. Dopiero od kilkunastu lat prowadzi się systematyczne badanie przestrzennego rozkładu galaktyk. Nie ma już żadnej wątpliwości co do tego, że galaktyki zgrupowane są w gromady galaktyk, a gromady galaktyk tworzą supergromady. Istniejące obecnie dane obserwacyjne nie pozwalają stwierdzić, czy hierarchia struktur kończy się na supergromadach i supergromady galaktyk rozmieszczone są we Wszechświecie przypadkowo, czy też grupowanie się materii następuje również w większej skali. Rozstrzygnięcie tego problemu ma ogromne znaczenie dla poznania struktury Wszechświata. Gdyby grupowanie się materii występowało we wszystkich skalach, nie można byłoby przyjmować, że Wszechświat w dużej skali jest jednorodny i izotropowy. Obecnie uważa się, że w skalach większych od supergromady galaktyk materia rozłożona jest równomiernie. Nie są z tym sprzeczne dane dotyczące źródeł promieniowania radiowego, których rozkład w obszarach większych od miliarda lat świetlnych jest jednorodny z dokładnością do kilku procent.

Zupełnie niespodziewanie nowych argumentów świadczących o tym, że Wszechświat w dużej skali jest jednorodny i izotropowy, dostarczyło odkrycie dokonane w 1965 roku przez amerykańskich radioastronomów Arno Penziasa i Roberta Wilsona. Badając antenę przeznaczoną do odbioru fal radiowych o długości kilku centymetrów stwierdzili, że odbiera ona stały sygnał (szum), który mógłby być wywołany przez promieniowanie cieplne o temperaturze zaledwie 3 stopni powyżej absolutnego zera. Odkrycie Penziasa i Wilsona zostało bardzo szybko potwierdzone przez innych radioastronomów. Zbadano też widmo tego promieniowania i potwierdzono, że ma ono charakter cieplny.

W drugiej połowie lat czterdziestych George Gamow wysunął hipotezę, że wszystkie pierwiastki występujące w przyrodzie powstały bardzo dawno, gdy Wszechświat był bardzo gęsty i bardzo gorący. Model Wszechświata przyjmujący, że początkowo Wszechświat był bardzo gęsty i bardzo gorący, nazwano modelem Wielkiego Wybuchu. Wprawdzie hipoteza Gamowa okazała się fałszywa, gdyż w procesie pierwotnej nukleosyntezy nie można wyprodukować pierwiastków cięższych od litu, zwróciła ona jednak uwagę na to, że we wczesnych fazach ewolucji Wszechświat mógł być nie tylko bardzo gęsty, ale i bardzo gorący. Gamow przewidział nawet, że po tym gorącym okresie ewolucji Wszechświata pozostanie ślad w postaci mikrofalowego tła promieniowania termicznego i oszacował temperaturę tego promieniowania na 5 K.

Kiedy Penzias i Wilson odkryli promieniowanie reliktowe, przypomniano sobie o hipotezie Gamowa i zaczęto dokładniej analizować informacje, jakie są zawarte w rozkładzie temperatury tego promieniowania na sferze niebieskiej. Okazało się, po pierwsze, że temperatura tego promieniowania jest niemal dokładnie stała i wykazuje jedynie małe wahania, nie przekraczające 0,1%. Po drugie, promieniowanie reliktowe nie może być wytwarzane przez lokalne źródła i musiało powstać dostatecznie wcześnie, choć niekoniecznie w początkowych fazach ewolucji Wszechświata. Po trzecie wreszcie, izotropia temperatury tego promieniowania świadczy o tym, że wówczas kiedy promieniowanie to po raz ostatni oddziaływało ze zjonizowaną materią, materia była rozłożona niemal jednorodnie.

Powiązanie modelu Friedmana z faktem występowania promieniowania reliktowego doprowadziło do powstania tak zwanego standardowego modelu kosmologicznego. Korzystając z obserwacyjnych oszacowań gęstości świecącej materii oraz znając temperaturę promieniowania reliktowego i przyjmując, że dynamika Wszechświata jest poprawnie opisywana za pomocą modelu Friedmana, można odtworzyć całą przeszłą historię Wszechświata. Trzeba przy tym skorzystać z zasady zachowania energii i masy oraz przyjąć, że ewolucja Wszechświata odbywa się adiabatycznie. Nie czas tutaj na przedstawienie pełnego blasku modelu standardowego. Warto jednak wspomnieć o dwóch ważnych wnioskach wynikających z tego modelu.

Wielkim sukcesem modelu standardowego było pełne wyjaśnienie składu chemicznego materii, z której powstały pierwsze gwiazdy (około 25% helu i 75% wodoru). Przewidywania modelu są bardzo dobrze zgodne z danymi obserwacyjnymi i, co więcej, pozwalają na wyznaczenie średniej gęstości materii świecącej. Jak się okazuje, ilość produkowanego helu jest bardzo czuła na tempo rozszerzania się i gdyby na przykład Wszechświat początkowo rozszerzał się anizotropowo, to ilość powstającego helu mogłaby znacznie różnić się od obserwowanej. Okazuje się, że model standardowy, choć opiera się zaledwie na kilku danych obserwacyjnych, jest wewnętrznie bardzo spójny. Ta "sztywność" modelu jest jego ogromną zaletą.

Model standardowy przewiduje, że początkiem Wszechświata był Wielki Wybuch, czyli stan, w którym gęstość materii oraz temperatura były nieskończone i początkowe tempo rozszerzania się Wszechświata też było nieskończone. Taki stan, oczywiście, nie jest realistyczny i jego pojawienie się świadczy o tym, że zbyt daleko ekstrapolowaliśmy nasze rozwiązanie. W rzeczywistości zanim osiągniemy stan osobliwy (początek Wszechświata), istotną rolę zaczną odgrywać efekty fizyczne, które w modelu standardowym zostały pominięte. Przy bardzo dużych gęstościach dominującą rolę zaczną odgrywać efekty kwantowe i to nie tylko związane z faktem występowania materii, ale zaczną się również przejawiać kwantowe własności czasoprzestrzeni.

Standardowy model kosmologiczny opiera się na klasycznej koncepcji czasoprzestrzeni. Najwcześniejsze fazy ewolucji Wszechświata powinny być opisywane przez kwantową teorię czasoprzestrzeni. Jednak pomimo intensywnych badań nie udało się do tej pory zbudować kwantowej teorii czasoprzestrzeni i wobec tego nie można odpowiedzieć na pytanie, jak przebiegały najwcześniejsze fazy ewolucji Wszechświata. Problem nie polega tylko na rozgoryczeniu, iż nie możemy zaspokoić swojej ciekawości, ale ma głębszy sens. Może się bowiem okazać, że procedura cofania się w przeszłość załamuje się znacznie wcześniej niż przypuszczamy.

Poważnym argumentem potwierdzającym ten punkt widzenia były wnioski, do jakich doprowadziło powiązanie programu unifikacji wszystkich oddziaływań elementarnych z rozważaniami kosmologicznymi. W 1981 roku Alan Guth zauważył, że wczesne etapy ewolucji Wszechświata mogły przebiegać inaczej, niż to przewiduje model standardowy. Mógł mianowicie istnieć taki okres, kiedy Wszechświat rozszerzał się wykładniczo z czasem, czyli znacznie szybciej, niż to przewiduje model standardowy. Ten wykładniczy okres rozwoju Wszechświata można opisać przez wprowadzenie efektywnej stałej kosmologicznej, która determinuje tempo rozszerzania się Wszechświata. Wszechświat nie rozszerza się jednak wykładniczo nieskończenie długo i po pewnym czasie dominującą rolę zaczyna znowu odgrywać materia. Ten nowy model nazwano modelem inflacyjnym. Dokładniejsze badania wykazały, że kosmiczna inflacja może występować nawet wówczas, gdy początkowo Wszechświat nie był ani izotropowy, ani jednorodny. Jeżeli okres wykładniczego rozszerzania się trwa dostatecznie długo, to wszystkie początkowe niejednorodności zostaną wygładzone i Wszechświat "zapomina" o swojej początkowej ewolucji. Zatem jeżeli zachodzi inflacja, to nie można dowiedzieć się, jakim był Wszechświat przed inflacją, chyba że bylibyśmy w stanie wyznaczyć wartości wszystkich podstawowych parametrów kosmologicznych z nieograniczoną dokładnością.

Warto na zakończenie wspomnieć o tym, że jeżeli zaszła inflacja, to stało się to bardzo wcześnie w historii Wszechświata, wówczas, gdy średnie energie cząstek były około dziewiętnastu rzędów wielkości większe od energii masy spoczynkowej protonu. W laboratoryjnych warunkach zbadano własności cząstek mających energię tysiąc razy większą od energii masy spoczynkowej protonu. Teoria unifikacji oddziaływań elementarnych nie została jeszcze potwierdzona doświadczalnie ani bezpośrednio, ani pośrednio. Podobnie nie przeprowadzono dotychczas, z zasadniczych powodów, żadnych doświadczeń nad materią, której gęstość byłaby większa od gęstości materii jądrowej, czyli 1014 g/cm3. Cofając się ku bardzo wczesnym okresom historii Wszechświata często zapominamy o tym. Trzeba sobie jednak zdawać sprawę z tego, że nie jest to spowodowane naszą ignorancją, ale desperacją. Trudno bowiem powstrzymać się od dociekań nad tym, jak przebiegały pierwsze fazy ewolucji Wszechświata.




[góra strony]
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