Powstanie Układu Słonecznego

Słońce jest naszą najbliższą gwiazdą. Jego promieniowanie wpływa na całą naszą przyrodę. Bez Słońca nie było by planet ani nie powstałoby życie na Ziemi. Jednym słowem nie było by nas.

Wszystko zaczęło się ponad 4,5 mld lat. Potężny obłok pyłu, gazu i prostych cząsteczek, wypełniający przestrzeń między gwiazdami w naszej Galaktyce, Drodze Mlecznej, zaczął się zapadać pod wpływem własnej siły ciążenia. Wskutek ciągłego wypromieniowania energii gorący pierwotnie obłok ochłodził się do tego stopnia, że ciśnienie gazu w jego wnętrzu nie mogło już zrównoważyć grawitacji. Pierwotnie obłok ten miał dość nieregularny kształt oraz moment pędu, czyli obracał się wokół własnej osi. Podczas gdy coraz bardziej się zapadł, a przy tym, oczywiście, kurczył, wirował coraz szybciej. Mamy tu więc doczynienia z tym samym zjawiskiem, jakie możemy zaobserwować u łyżwiarza figurowego wykonującego piruet: gdy przybliża do ciała szeroko początkowo rozpostarte na boki ramiona, wiruje coraz szybciej. Równolegle do osi obrotu działa w obłoku w zasadzie jedynie siła ciążenia, natomiast prostopadle do niej zarówno grawitacja, jak i siła odśrodkowa. Obłok kurczył się więc przede wszystkim w kierunku zgodnym z osią obrotu, a w mniejszym stopniu prostopadle do niej, tak że w końcu powstał mniej lub bardziej wyraźnie ukształtowany gazowo-pyłowy dysk ze stosunkowo gęstym jądrem.

Dalsze zagęszczanie się obłoku zależy teraz głównie od tego, jak duży jest jego moment pędu, a co za tym idzie-siła odśrodkowa. Zbyt duży moment pędu może bowiem przeszkodzić ześrodkowaniu się mas gazu. Obłok musi więc przede wszystkim pozbyć się momentu pędu. Jednak z godnie z prawami natury moment ten nie może bezpowrotnie przepaść. Jego część musi więc zostać przekazana innemu partnerowi. Jak obłok zdoła to zrobić?. Po pierwsze może się podzielić, to znaczy rozpaść na dwa lub trzy mniejsze obłoki, z których każdy przejmie część pierwotnego całkowitego momentu pędu i stanie się gwiazdą, dzięki czemu powstanie układ podwójny lub wielokrotny.

Wariant ten jest pójściem po linii najmniejszego oporu, gdyż co najmniej trzy czwarte wszystkich gwiazd narodziło się jako gwiazdy podwójne lub nawet potrójne.

Inny wariant znacznie rzadszy: gwiazda przychodzi na świat jako jedynaczka, a to oznacza, że nie ma innego wyjścia, jak tylko przemieścić moment pędu z masywnego jądra do otaczającego go gazowo-pyłowego dysku, a z niego- na obrzeża obłoku. Moment pędu w środku dysku jest więc teraz odpowiednio mały, by gaz i pył mogły się tu zagęścić w stosunkowo powoli obracającą się kulę, tak zwaną protogwiazdę. Większa część momentu pędu zawarta jest wówczas w zewnętrznych częściach gazowo-pyłowego dysku i zostanie później przejęta przez planety, które z niego powstaną. W naszym Układzie Słonecznym jest to szczególnie wyraźnie widoczne: Słońce skupia wprawdzie około 99,8% całkowitej masy Układu, ale udział Słońca w łącznym momencie pędu wynosi tylko 0,5%. Praktycznie wic cały moment pędu Układu Słonecznego zawarty jest w rotacyjnych i orbitalnych momentach pędu planet.

Na końcu tego procesu ewolucyjnego, który trwał około miliona lat, pojawiła się protogwiazda-gwiezdny noworodek. I ta dziecina się rozwijała. Dzięki sile przyciąganie ściągała coraz więcej gazu z otaczającego ją dysku, w związku z czym jej masa stale rosła. Gęstniało jednocześnie jej jądro za sprawą ciągle zwiększającej się grawitacji. Spadanie mas gazu na powierzchnię protogwiazdy oraz wzrost jej gęstości coraz bardziej rozgrzewały jej jądro, tak że w końcu zaczęła świecić. W tym stadium zużywała swą energię wyłącznie na drodze przekształcania energii grawitacyjnej w promieniowanie. Protogwiazda, której masa odpowiadała masie naszego Słońca, mogła wypromieniować od sześciu do sześćdziesięciu razy więcej energii niż Słońce. Mimo to nie byłą wówczas widoczna. Emitowała bowiem energię głównie w postaci wysokoenergetycznych fotonów, natychmiast pochłanianych przez atomy wchodzące w skład otaczającego ją obłoku gazowo-pyłowego. Dalsze procesy emisji i absorpcji powodowały stopniowy wzrost długości fali promieniowania, a zarazem spadek jego energii. Dopiero gdy promieniowanie ostygło do tego stopnia, że przekształciło się w fale podczerwone, zaczęło przenikać przez otaczający gaz. Protogwiazda zdradzała swą obecność zatem tylko dlatego, że pobudzała obłok do intensywnego świecenia w podczerwieni.

Z czego składa się ta młodociana gwiazda? Powstała ze zgęszczonego fragmentu obłoku gazowo-pyłowego, który był złożony z atomów, które w początkowej fazie istnienia Wszechświata zostały utworzone podczas tak zwanej nukleosyntezy pierwotnej. W Kosmosie znajdowały się wtedy praktycznie wyłącznie wodór i hel, w stosunku trzy do jednego. Powstało oprócz tego trochę deuteru, mniej więcej dwa jądra tego izotopu wodoru na 100 000 jąder zwykłego wodoru, i jeszcze w przybliżeniu 100 000 razy mniej litu. Taki sam był skład obłoków materii międzygwiazdowej, czyli ośrodka międzygwiazdowego, wzbogacony dodatkowo niewielką ilością pyłu i pierwiastkami ciężkimi pochodzącymi z wybuchu nieistniejącej już wtedy, masywnej gwiazdy (supernowej). Protogwiazda, będąca dzieckiem takiego obłoku, składała się zatem, z grubsza rzecz biorąc, z 75% wodoru, 25% helu oraz śladowych ilości deuteru i cięższych pierwiastków.

Protogwiazda stawała się więc coraz gorętsza, gorętsza, a w jej jądrze stale wzrastało ciśnienie. W końcu zgęstniała do tego stopni, że jej temperatura osiągnęła około miliona stopni. Teraz do zachodzącego dotychczas wyzwalania energii wskutek zapadania się prasłońca doszło jeszcze jej wytwarzanie na drodze kolejnego procesu. Przy tak wysokiej temperaturze jąder deuteru i zwykłego wodoru zderzały się bowiem na tyle mocno, że łączyły się, tworząc hel-3. Jest to jądro helu, w którym brakuje jednego nukleonu, a dokładniej -jednego neutronu. Hel-3 to jeden z izotopów helu. Od tej chwili młoda gwiazda uzyskiwała swą energię dodatkowo z procesów reakcji termojądrowej, w tym wypadku tak zwanego spalania deuteru, czyli fuzji (syntezy jądrowej) deuteru i zwykłego wodoru.

Powstające wówczas wysokoenergetyczne fotony (kwanty gamma) nie mogły jednak swobodnie opuszczać prasłońca ze względu na jego wielką gęstość. Niemniej wyzwolona energia musiała zostać w jakiś sposób odprowadzona na powierzchnię protogwiazdy, która w przeciwnym razie szybko by wybuchała. Ponieważ nie było to możliwe (lub też możliwe tylko w bardzo ograniczonym stopniu) na drodze promieniowania, przyroda zastosowała inną metodę, znaną nam najlepiej z kuchni. Gdy woda w garnku zacznie wrzeć, transportuje ciepło od dna do samej góry. Gorące bąble wody wznoszą się, ochładzają na powierzchni i na powrót opadają. Proces ten określa się mianem konwekcji. Całą zawartość garnka zostaje dzięki niemu dokładnie wymieszana.

To samo dotyczy naszej protogwaizdy. Choć stężenie deuteru było w niej bardzo małe, w opisanym procesie powstawała duża ilość energii w postaci ciepła, które dzięki konwekcji zostawało dość równomiernie rozprowadzone we wnętrzu tego młodego ciała niebieskiego. Pod wpływem zachodzących procesów protogwiazda pęczniała. Młodociana gwiazda o masie Słońca mogła w tym stadium mieć pięciokrotnie większą od niego średnicę. Ponieważ konwekcja nieustannie dostarczała do jej jądra - a więc do miejsca, w którym było najgoręcej i gdzie przebiegały reakcje termojądrowe-nowego paliwa, ów proces skończył się, gdy wyczerpał się cały zapas deuteru, jakim protogwiazda dysponowała.

Gdy spalanie deuteru się zakończyło, znikło również ciśnienie termiczne we wnętrzu protogwiazdy. Górę wzięła grawitacja i młoda gwiazda zaczęła się ponownie kurczyć. Jej gęstość zwiększała się, stale rosła również temperatura jej wnętrza. Gdy osiągnęła około 15 mln stopni, rozpoczęła się kolejna reakcja termojądrowa, spalanie wodoru. W procesie tym poprzez kilka kolejnych etapów przejściowych dochodzi do połączenia się czterech jąder wodoru-czyli innymi słowy, czterech protonów- w jądro helu. Teraz gwiazda mogła już do wytwarzania energii wykorzystać swe olbrzymie zasoby wodoru.

Wraz z rozpoczęciem spalania wodoru protogwiazda stała się wreszcie prawdziwą gwiazdą, która od tej chwili, zależnie od masy początkowej, może korzystać ze swych zapasów wodoru od miliona do stu miliardów lat. Ciśnienie promieniowani, które działa podczas tego procesu we wnętrzu gwiazdy, równoważy jej siłę ciążenia i przeciwdziała dalszemu zapadaniu się. W przypadku naszego Słońca doszło do tego mniej więcej po 40 mln lat jego ewolucji. Jak się jeszcze przekonamy, jest to stosunkowo krótki okres w porównaniu z czasem, przez który Słońce, począwszy od tego momentu, wytwarza energię ze spalania swych niezmiernie wielkich zapasów wodoru.

Proces spalania wodoru jest dla istnienia naszego Słońca tak ważny, że zasługuje na nieco dokładniejsze omówienie. Słońce zawdzięcza mu przecież energię, którą codziennie tak szczodrze wysyła w przestrzeń kosmiczną w postaci światła, ciepła i szybkich cząstek. Tak więc, z czterech protonów powstaje jedno jądro helu. Cztery protony mają masę równą 4,0313 jednostki masy atomowej, jest więc lżejsze od nich o 0,71%. Dlaczego tak się dzieje? Przy połączeniu się czterech protonów została wyzwolona energia wiązania. Jest ona tożsama z energią, jaką należałoby zużyć, by jądro helu rozbić na jego części składowe. Zgodnie ze słynnym wzorem Einsteina energia równa się masie pomnożonej przez prędkość światła do kwadratu. Przeliczając zatem podaną powyżej utratę masy na energię, otrzymujemy wartość 26,731 MeV (jeden MeV, czyli megaelektronowolt, to energia, jaką uzyskuje elektron przyspieszony przez różnicę potencjałów miliona woltów lub około 4,3 bilionowych części dżula(J)). Dla uzmysłowienia tej wartości należy zauważyć, że do ogrzania jednego grama wody o jeden stopień Celsjusza niezbędna jest energia wynosząca 4,185 J. Pod względem absolutnej wielkości te 4,3 bilionowe części dżula, które zostają wyzwolone podczas jednego (tylko jednego) procesu syntezy jądrowej to bardzo mało, ale i tak jest to około dziesięciu razy więcej, niż można uzyskać z wszelkich innych typów reakcji termojądrowej.

Energia ta musiała jednak gdzieś się podziać. Pewną jej część otrzymywały i unosiły neutrina, cząstki powstające podczas procesu syntezy jądrowej i bez przeszkód opuszczające gwiazdę. reszta, podobnie jak to już było przy spalaniu deuteru, przypadała na wspomniane powyżej wysokoenergetyczne fotony, czyli kwanty gamma. W przeciwieństwie do neutrin nie mogą one jednak pożegnać się z gwiazdą raz na zawsze, gdyż jest ona dla nich po prostu za gęsta. Nasze Słońce też nie wypromieniowuje licznych kwantów gamma, lecz głównie światło widzialne oraz podczerwone w postaci ciepła. Gdyby kwanty gamma wydostawały się bez przeszkód na powierzchnię gwiazd, byłoby dla nas, a także w ogóle dla życia, niezwykle groźne. Kwanty te mają bowiem tak wielką energię, że w krótkim czasie zniszczyłyby na Ziemi wszystkie formy życia.

Jeśli zatem kwanty gamma nie pojawią się na powierzchni Słońca, to znaczy, że na swej drodze do niej muszą przechodzić jakieś przeobrażenia. I rzeczywiście, są one nieustannie rozpraszane na elektronach wchodzących w skład materii gwiazdowej, pochłaniane i ponownie emitowane przez jony. Przy każdym takim procesie kwant przekazuje część swej energii partnerowi reakcji, zyskując w zamian większą długość fali. Zanim wynurzy się w końcu na powierzchnię gwiazdy, straci już tyle energii, że przekształci się w ubogi energetycznie foton z zakresu światła widzialnego lub podczerwonego.

Ale droga z wnętrza gwiazdy jest długa i trudna. Rozpraszanie i reemisja są ukierunkowane. Oznacza to, że fotony są praktycznie rzecz biorąc bez przerwy przerzucane tu i tam między elektronami i jonami, czasem w kierunku powierzchni gwiazdy, to znów w bok, a nawet z powrotem do jej środka. W ten sposób foton wędruje po długiej zygzakowatej trasie, by w końcu opuścić macierzystą gwiazdę. Oczywiście trwa to bez porównania dłużej, niż gdyby foton podążał do powierzchni gwiazdy w linii prostej. W przypadku Słońca pokonanie takiej trasy zabiera kwantowi energii około dwóch milionów lat. Innymi słowy, światło, które dziś dociera do nas ze Słońca, powstało w jego wnętrzu w wyniku reakcji termojądrowej mniej więcej 2 mln lat temu.

Gdy cztery protony połączą się w jądro helu, zostaje wyzwolona energia o wartości 4,3 bilionowych części dżula. Moc promieniowania Słońca wynosi około 385 bilionów watów, co oznacza, że w ciągu sekundy wypromieniowuje 385 bilionów dżuli energii. Aby wyprodukować tak olbrzymią ilość energii, Słońce musi w każdej sekundzie przekształcić około 6020 mln ton wodoru mniej więcej w 595 mln ton helu. Tę różnicę, rzędu pięciu milionów ton masy-dokładnie jest to 4,27 mln ton-Słońce traci co sekundę w postaci promieniowania.

Grzegorz S.

Od Wielkiego Wybuchu do Wszechświata

Spotykamy się z różnymi poglądami na temat Wszechświata, ma on wymiar naukowy, filozoficzny, a nawet religijny. Zajmiemy się jednak tym, co o Wszechświecie wiedzą, a czasem tylko przypuszczają naukowcy.

Według naukowców Wszechświat to czasoprzestrzeń, zawierająca materię i energii. Badaniem Wszechświata zajmuje się tzw. kosmologia. Dziedzina ta wykorzystując wyniki astronomii pozagalaktycznej uogólnia poznane prawidłowości na cały Wszechświat. Tak więc podstawą jej działalności jest traktowanie obserwowalnego i dającego się zbadać przy pomocy instrumentów astronomicznych, ograniczonego obszaru Wszechświata jako reprezentanta jego całości. Prawa i zjawiska odkryte i udowodnione w części Wszechświata są uogólnianie na cała jego rozciągłość.

Historia teorii i badań nad budową Wszechświata sięga do początków ludzkości, do czasów Kopernika ludzie uważali, ze Ziemia jest centrum Wszechświata i Słońce, czy inne planety krążą wokół niej. Dopiero Kopernik dowiódł, ze wcale tak nie jest i że trzeba znacznie zmienić punkt widzenia i przekonania. Później zaczął się okres bardzo szybkiego rozwoju astronomii, głównie dzięki konstrukcjom przyrządów do obserwacji obiektów astronomicznych. Wraz z tym postępem zmieniało się spojrzenie na Wszechświat, jego rozmiar i wiek. Bardzo długo jednak uważano, ze Wszechświat jest tworem statycznym. Dopiero początki XX zrewolucjonizowały te poglądy. Powstała wtedy tzw. teoria Wielkiego Wybuchu, datująca powstanie całej czasoprzestrzeni na ok. 13 -15 mld lat. Według tej teorii Wszechświat powstał w maleńkim ułamku sekundy z drobiny, o której nie wiadomo do końca czy nie była nie określoną i niepojęta dla nas "nicością". Jednak obserwacje i badania kosmologów i astronomów potwierdzają, fakt, ze kosmos od momentu Wielkiego Wybuchu cały czas się rozszerza.

Coraz częściej też jako wyjaśnienie początku Wszechświata, przyjmuje się teorię Wielkiego Wybuchu, a poszukuje się najbardziej prawdopodobnego poglądu dotyczącego kierunku ekspansji Wszechświata. Obecnie istnieje kilka teorii na temat struktury Wszechświata. Dla niektórych naukowców, jest to tylko sfera o promieniu około 4*1026m (50 mld lat świetnych), inni zgadzają się, że Wszechświat jest czasoprzestrzenią według modelu Wielkiego Wybuchu. Obecne pomiary niejednorodności promieniowania tła wskazują, że Wszechświat jest prawdopodobnie płaski i rozprzestrzenia się w nieskończoność.

Wielokrotne i niezależne pomiary i obserwacje doprowadziły do uściślenia oceny wieku Wszechświata na 13.7 mld lat, co potwierdzałoby dotychczasowe przypuszczenia - 13-15 mld lat. Według praw, które znamy wiek Wszechświata określa też jednoznacznie jego rozmiar - promień jest iloczynem wieku obiektu i prędkości światła.

Jak Powstał Wszechświat ?

Od wielu lat naukowcy zastanawiali się nad tym jak i kiedy powstał Wszechświat. Obserwacje ruchu galaktyk i wielu innych zjawisk doprowadziły ich do teorii, że cały Wszechświat się rozszerza. Musiał więc istnieć moment, gdy był on nieskończenie małym punktem, z którego rozpoczął się rozprzestrzeniać we wszystkich kierunkach z niewiarygodną prędkością. Ta najbardziej prawdopodobna teoria powstania Wszechświata nosi nazwę "Wielkiego Wybuchu". Według niej początkowi Wszechświata towarzyszyło zjawisko podobne do ogromnej eksplozji, która nastąpiła ok. 15 miliardów lat temu. Zwykły wybuch kojarzy się nam z gwałtownym rozrzuceniem pewnej ilości materii w już istniejącym otoczeniu innej materii. Natomiast Wielki Wybuch różnił się znacznie od takiej zwykłej eksplozji. Można powiedzieć, że z niczego - z nieznanej nam próżni, w której nie było materii, energii, ani też przestrzeni, czasu czy oddziaływań - i na dodatek w maleńkim ułamku sekundy pojawił się Wszechświat i zaczął się rozprzestrzeniać - jakby był rozdmuchiwany w nicości. Wszystko to działo się w bardzo wysokich temperaturach, a kolejne przemiany zachodziły niewiarygodnie szybko. Najpierw pojawiła się energia w postaci fotonów. Z każdym kolejnym ułamkiem sekundy wszechświat gwałtownie się rozprzestrzeniał i stopniowo oziębiał, a jego skład ulegał kolejnym przemianom. Gdy po upływie 10-6 sekundy temperatura spadła do 1013 w skali Kelvina, porcjom energii - fotonom w znacznej części udało się przekształcić w cząstki materii, głównie w protony i neutrony. Natomiast dopiero kolejne ich oziębienie umożliwiło powstawanie jąder atomowych.

Gdy po ok. 3 minutach temperatura Wszechświata opadła do ok. 0.9×109 K, umożliwiło to łączenie się protonów i neutronów - w ten sposób powstały jądra atomów helu, który już wtedy stanowił 26% masy Wszechświata. Ciekawy jest fakt, że atomy mogły się utworzyć tylko w czasie tak gwałtownych przemian Wszechświata, gdyż spowolnienie tego procesu mogłoby spowodować zanikanie neutronów. Po około pół godziny od początku Wielkiego Wybuchu wszystkie przemiany jądrowe zostały zakończone. A po 700 000 lat dzięki temu, że zjonizowane gazy utworzyły trwałe atomy helu i wodoru Wszechświat stał się przeźroczysty dla promieniowania świetlnego. Od samego Wielkiego Wybuchu historii Wszechświata towarzyszą niezliczone ilości przemian i zjawisk, niektóre z nich już się zakończyły, inne dopiero nastąpią, ale jedno jest pewne, że Wszechświat nadal się rozprzestrzenia i oziębia. Teraz naukowcy zastanawiają się nad tym dokąd Wszechświat zmierza - czy ku końcowi swego istnienia, czy też w kierunku dalszej ewolucji.

Wiemy już, że Wszechświat to ogólna nazwa dla czasoprzestrzeni i poruszającej się w niej materii. Materia Kosmosu, to głównie chmury pyłów i gazów, które w zależności od swej drogi ewolucji przybierają różnorodne postacie. Jej główne i największe skupiska nazywamy galaktykami. Ich ilość określa się na wiele miliardów, ale nie jesteśmy stwierdzić, ile dokładnie i czy jest to skończona ilość. Galaktyka to gigantyczne układy gwiazdowo-pyłowe. Ta, w której żyjemy nosi nazwę Drogi Mlecznej. A najbliższe jej "siostry" to tzw. Wielki i Mały Obłok Magellana. Powstanie Drogi Mlecznej, a w niej Układu Słonecznego uczeni datują na 4,5 miliarda lat temu - wtedy to w zagęszczeniach obłoków materii międzygwiazdowej, która przywędrowała w obecne okolice naszej galaktyki powstał prototyp Słońca, a następnie okrążających go planet. Z atomów wodoru i helu oraz pyłów w wyniku zderzeń i postępującego zagęszczania "ulepiło" się tzw. protosłońce. Wokół niego skupiały się cząstki, które były najbardziej odporne na jego wysoką temperaturę, a w dalszych, chłodniejszych obszarach powstawały zagęszczenia ziarenek pyłu pokrytych lodem, dwutlenku węgla, metanu, a także związków wodoru, tlenu, węgla i azotu. Resztę dzieła w tworzeniu planet dokonały siły wzajemnego przyciągania grawitacyjnego oraz zderzenia poszczególnych większych grudek. Obecny kształt nasz Układ Słoneczny uzyskał w momencie umocnienia sił grawitacyjnych największych brył i z czasem w ruchu całego układu zapanował orbitalny ład i harmonia.

Z pyłu - gazowej materii Wszechświata powstała olbrzymi Układ Słoneczny, najwięcej materii zostało zużyte na powstanie Słońca, następnie 9 planet (taka ich ilość na razie odkryliśmy) i ich satelitów. Z pozostałych resztek powstały takie twory jak: planetoidy, komety, meteory oraz inne gazy i pyły.

Jaka była historia odkrycia teorii Wielkiego Wybuchu?

Od dawien dawna ludzie uważali, że Wszechświat jest tworem, który nie ma ani początku, ani końca. Uważano również, że jest statyczny, a jego centrum jest oczywiście Ziemia.

Zachwianie tym poglądom przyniosła głównie heliocentryczna wizja świata zapoczątkowana przez Kopernika.

Wątpliwości na temat statyczności Wszechświata, miał też w XVII w. Izaak Newton. Zgodnie z odkrytą przez niego siłą grawitacyjną - dwa dowolne ciała we wszechświecie przyciągają się z siłą, która rośnie wraz ze wzrostem ich mas i zmniejszaniem się odległości między nimi. A zatem przeczy to spoczynkowi gwiazd, gdyż powinny przyciągać się wzajemnie.

Mimo, iż idea Newtona była bardzo niepokojąca i prawdopodobna, to była zbyt radykalna wobec ówczesnych przekonań. I jej ogłoszenie, czy też oficjalne prace nad jej wyjaśnieniem niewątpliwie ściągnęłyby na śmiałka, po śmiech i kpiny. W ten sposób konserwatyzm i zwykłe ludzkie tchórzostwo spowolniły proces odkrywania prawdy o Wszechświecie. Bo główni pomysłodawcy ówczesnych odkryć i teorii jak Newton, czy nawet Einstein, zamiast racjonalnie rozwikłać zagadkę, "dorabiali" sztuczne teorie i koncepcje. (Np. o równoważących się siłach przyciągania przez bliskie gwiazdy i odpychania przez dalekie).

Mimo usilnych prób uzasadnienia statyczności Wszechświata, zasiana na początku wątpliwość nadal nurtowała bardziej śmiałych astronomów. Heinrich Wilhelm Olbers (1758-1840) postawił pytanie: "skoro wszechświat rozciąga się w nieskończoność w przestrzeni, zachowując statyczność, a gwiazdy są równomiernie rozłożone, to dlaczego niebo jest ciemne"? Przecież obserwator powinien dostrzec światło gwiazd niemal w każdym kierunku. Zagadkę tę nazwano paradoksem Olbersa. Jednak nawet sam Olbers poddał się typowym teoriom zwolenników statyczności wszechświata i próbował wyjaśnić postawione pytanie istnieniem materii, która pochłania część światła. W obecnych czasach znalezione najbardziej prawdopodobne wytłumaczenie tego paradoksu, które zupełnie odrzuca przypuszczenia jego twórcy.

Gruntowną podstawą dla powstania teorii Wielkiego Wybuchu, stała się Ogólna Teoria Względności - w 1915 roku ogłosił ją Albert Einstein. Jest ona zbiorem relacji pomiędzy czasem, a przestrzenią, z uwzględnieniem rozmieszczenia w niej materii i energii. Jednym z wniosków tej teorii było ewidentne zaprzeczenie postulowanej do tamtej pory statyczności Wszechświata.

Jednak nawet Albert Einstein (1879-1955), pomimo że jego matematyczny model ewidentnie przemawiał za tym, że Wszechświat kurczy się lub rozszerza, zrezygnował z tej hipotezy. Obawiając się ośmieszenia wymyślił, tak zwaną stałą kosmologiczną. Opisał ja jako siłę, bezźródłową, ale równoważącą przyciąganie materii znajdującej się we Wszechświecie. Taka "mocno naciągnięta" teoria pozwoliła mu dopasować wzory do pradawnej idei wiecznego i nieskończonego wszechświata. Einstein myślał, że w ten sposób "zachowa twarz". A jednak dowiódł jedynie, ze i on nie jest nieomylny. Później, kiedy konkretnymi dowodami ostatecznie obalono wielowiekową koncepcję statyczności Wszechświata, Einstein przyznał, że stała kosmologiczna była największym błędem jego życia. Dowody podważające założenia o statycznym Wszechświecie, równocześnie potwierdzające jego ciągłe rozszerzanie się dostarczył w latach dwudziestych XX wieku amerykański astronom Edwin Powell Hubble (1889-1953).

Za odkrywcę ekspansji Wszechświata uważa się właśnie Edwina Hubble. Najpierw udowodnił on, że mgławice spiralne są tak naprawdę galaktykami spoza naszej Drogi Mlecznej. Stwierdził, również przesunięcie widmowe promieniowania niemal wszystkich galaktyk ku czerwieni. Zasugerowało mu to wniosek, że docierające na Ziemię światło z ciał kosmicznych zawiera fale elektromagnetyczne o mniejszych częstotliwościach (czyli przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma). Byłoby to jednak fałszem, gdyby pozostać przy statyczności źródła tego światła. Odkrycie to, poświadczyło, o tym, że galaktyki oddalają się od nas. Tak spektakularne i potwierdzone odkrycie nadal jednak nie do końca rozwiało wątpliwości innych uczonych. Przyjęli oni fakt ruchu galaktyk, ale twierdzili, że jest on zupełnie przypadkowy. Spodziewali się, że tylko część obiektów w kosmosie oddala się od nas, pozostałe podejrzewali raczej o przeciwny kierunek (co powinno się objawiać przesunięciem widmowym do strefy niebieskiej). Jakież było ich zaskoczenie, gdy poddano analizie widma ogromnej ilości obiektów z kosmosu i stwierdzono, że praktycznie wszystkie ciała mają widma przesunięte do czerwieni. Nie było już wątpliwości, ze Wszechświat się rozszerza. Odwieczny pogląd statyczności Wszechświata "poszedł wreszcie w kąt". A nowy został jeszcze raz potwierdzony kolejnym odkryciem Hubble'a - im dalej znajduje się dana galaktyka, tym szybciej się oddala w nieznanym nam kierunku. (Odkrycia Hubble'a datuje się na lata dwudzieste XX - ego wieku).

Pojawiło się jednak kolejne pytanie: "skoro wszystkie galaktyki oddalają się od Ziemi, to może nasza planeta zajmuje szczególne miejsce we Wszechświecie"? Rosyjski fizyk Aleksander Friedmann stwierdził, że "rozszerzanie się wszechświata przypomina nadmuchiwanie cętkowanego balonu: w miarę jego powiększania się odległość między dwiema dowolnymi cętkami wzrasta niezależnie od tego, w którym miejscu balonu się one znajdują". Stąd wniosek, że żadna z planet, nawet tak "ukochana" przez nas Ziemia nie może być jego centrum.

Belgijski uczony Georges Edouard Lemaître (1894-1966), który prowadził niezależne badania nad rozszerzaniem się Wszechświata, twierdził, że skoro galaktyki się oddalają, to w przeszłości musiał istnieć stan, gdy były bardzo blisko siebie - ściśnięte może nawet w jednym punkcie. Teorię tę nazwano Wielkim Wybuchem (ang. Big Bang - "Wielkie Bum").

Kiedy uznano teorię Wielkiego Wybuchu za prawdopodobną (w nauce żadne prawo nie jest za jedynie słuszne, bo zawsze może się pojawić inne i bardziej racjonalne wytłumaczenie), zaczęto teoretycznie analizować jego etapy, poczynając od nieznanej "nicości", z której wzięło swój początek wszystko co istnieje.

George Anthony Gamow (1904-1968), amerykański fizyk pochodzenia rosyjskiego, wysunął przypuszczenie, które niedługo potem zostało potwierdzone. Według niego wczesny Wszechświat był bardzo gorący, i gęsty. Sekundę po Wielkim Wybuchu wszechświat miał 10 miliardów kelwinów, a trzy minuty później jego temperatura spadła do 1 miliarda.

Ralph Alpher i Robert Herman, obliczyli, że promieniowanie Wszechświata - z czasów jego "dzieciństwa" powinno przenikać cały kosmos i temperatura tego promieniowania powinna być odczuwalna również dzisiaj o wartości ok. 5 kelwinów. Według nich, przypuszczalnie takie szczątkowe promieniowanie istnieje i jest możliwe do wykrycia. I mieli rację. W 1965 roku dwaj amerykańscy fizycy: Arno Allan Penzias i Robert Woodrow Wilson, przypadkowo, w czasie wypróbowywania bardzo czułego detektora mikrofalowego, zarejestrowali dziwny szum, który nie pochodził z żadnego konkretnego kierunku. Nie wykryli źródła zakłóceń - ani w małej odległości (szukali odchodów gołębi na antenie), ani w dużej (w obszarze gwiazd naszej Galaktyki)Wykluczyli wszelkie źródło zakłóceń, zarówno z Ziemi jaki i z naszej Galaktyki i nadal nie wykryli nic, co mogłoby być przyczyną dziwnego szumu. W końcu domyślili się, że szum był reliktowym promieniowaniem kosmicznym, potwierdzającym prawdziwość teorii Friedmanna. Później jeszcze raz dokładnie sprawdzono, ze rzeczywiście promieniowanie to pochodzi jest ewidentnym śladem kosmicznych wydarzeń przy narodzinach Wszechświata. Fotony tego promieniowania, to prawdziwi staruszkowie we Wszechświecie i mają ponad 10 miliardów lat. Potwierdziło to wiek Wszechświata na ok. 15 mld lat i dało odpowiedź na paradoks Olbersa. Niebo nie jest rozjarzone - ma "czarne tło", gdyż do Ziemi dociera światło od ciał. Których ilość jest ograniczona wiekiem Wszechświata.

Dzięki wynikom prac takich ludzi jak Aleksander Friedman, Georges Lemaitre, George Gamowa a także wielu innych, powstała teoria wyjaśniająca początki Wszechświata i życia. Jednak jak każda teoria, spotkała się najpierw z dużą dozą sceptycyzmu. W latach pięćdziesiątych XX wieku Fred Hoyle podczas wykładów popularnonaukowych dla radia nadał jej ironiczną nazwę Big Bang (Wielki Wybuch ). Do dnia dzisiejszego stosuje się tę nazwę, ale wygasł już jej ironiczny wydźwięk bo została powszechnie przyjętą teorią ewolucji Wszechświata.

...inne teorie...

Niektórzy astronomowie twierdzą, że istnieje nie jeden, ale wiele wszechświatów ( jedynym przypuszczalnym empirycznym potwierdzeniem takiej tezy jest funkcja falowa Hawkinga). W hipotezie tej istnieje również wiele czasoprzestrzeni, a czarne dziury są dziura swoistym kanałem - łączącym wszechświaty, lub ich zalążkiem. W kontekście tej teorii pojawia się jednak kolejna zagadka: w takim razie częścią czego - jakiego wszech-wszechświata, są wszystkie wszechświaty razem wzięte?

O hipotezę wielu wszechświatów oparty jest jeszcze kolejny model powstania Wszechświata, tzw. teoria Wielkiej Kraksy.

Jaka jest przyszłość Wszechświata ?

Obecni astronomowie i kosmolodzy są zgodni co do wieku Wszechświata (około 15 miliardów) i jego źródeł w Wielkim Wybuchu. Bardziej zajmujący stał się teraz dla nich problem, dokąd wciąż rozszerzający się Wszechświat zmierza? Czy nastąpi jego koniec? A jeśli tak, to w jaki sposób i dlaczego?

Wyodrębniono trzy najbardziej prawdopodobne modele przyszłości Wszechświata:

Długotrwałe postępowanie ekspansji Wszechświata spowoduje jego stopniowe ochładzanie. A kolejne fragmenty materii będą odrywać się od swoich macierzystych tworów, by oddalić się w zimne, odosobnione przestrzenie umarłych gwiazd i czarnych dziur.

W przypadku zatrzymania rozprzestrzeniania się czasoprzestrzeni, nastąpi Wielka Zapaść - Wszechświat skurczy się do granic nieskończoności.

Ostatnia możliwość, jest najbardziej optymistyczna, choć nie wiadomo czy nie złudna - Wszechświat stopniowo spowolni swoją ekspansję, a idealna równowaga pozwoli zapobiec katastrofie. W ten sposób czasoprzestrzeń zostanie uratowana, ale nie wiadomo czy na długo. Po jakimś czasie Wszechświat może się zacząć kurczyć, aż do momentu, gdy znowu "uzna", że lepiej się zatrzymać i podążać ponownie w przeciwnym kierunku. Proces ten może się cyklicznie powtarzać.

Omówione modele przyszłości Wszechświata, należą raczej do "czarnych scenariuszy" i nie napawają optymizmem. Jednak jak twierdzą naukowcy, my ludzie, powinniśmy raczej zadbać o najbliższą przyszłość naszej planety, gdyż jeśli nawet nastąpi koniec Wszechświata, to raczej nie będzie on nas już dotyczył. Przewiduje się, że za 4 miliardy lat Słońce przestanie istnieć, co jest równoznaczne śmierci naszej planety. Doszczętnego zniszczenia Drogi Mlecznej ma wtedy dokonać zderzenie z najbliższą sąsiednią galaktyką - Andromedą. Na zakończenie - w formie pocieszenia, po serii 'drastycznych" informacji, możemy spróbować wyrazić nadzieję, że ludzkość ma jeszcze sporo czasu na znalezienie drogi ewakuacji, w razie spełnienia się przepowiedni. Biorąc pod uwagę w jak gigantycznym tempie, w ostatnich stuleciach zachodzi postęp technologii i nauki, możemy się spodziewać, że wszystko się jeszcze może zdarzyć…

Tajemnice Wszechświata:

Największa struktura we Wszechświecie:

Jest nią kokonowa warstwa galaktyk o średnicy 650 mln lat świetlnych, która otacza Lokalną Supergromadę. Twór ten odkryto w czerwcu 1994 r. - odkrycia dokonał francuski zespół astronomów pod kierunkiem Georgesa Paturela.

Najdalszy obiekt widoczny z Ziemi:

Jest to Wielka Galaktyka w Andromedzie (o wielkości gwiazdowej 3,47), inaczej "obiekt Messier 31". Obiekt ten ma kształt ogromnej, wirującej, spiralnej mgławicy, która znajduje się w odległości ok. 2 310 000 lat świetlnych od Ziemi i poruszająca się w jej kierunku.

Najdalszy obiekt:

Najdalsze obiekty, to kwazary na dodatek ich masy ocenia się na miliard razy większe od masy Słońca. Wysyłają one silne promieniowanie radiowe i uważa się je za aktywne centra odległych galaktyk. Większość odległości obiektów astronomicznych od Ziemi poznajemy dzięki interpretacji stopnia ich poczerwienienia (przesunięcia linii widmowych promieniowania ku czerwieni). Jednak w przypadku kwazarów metoda ta nie sprawdza się ze względu na brak wiedzy o stałych uniwersalnych.

Największe poczerwienienie jakie udało się zaobserwować w 1991 roku (Donald P. Schneider, Maarten Schmidt i James E. Gunn) wynosi 4,897. Jeśli przyjmiemy założenie, że istnieje obserwowalny horyzont, którego prędkość ucieczki jest równa prędkości światła, to rekordowe poczerwienienie byłoby oddalone o 14 mld lat świetlnych. Trochę bliżej bo ok. 13,2 mld lat świetlnych stwierdzono istnienie kwazaru PC 1247+3406.

Najjaśniejszy obiekt:

To kwazar HS1946+7658, który jest co najmniej 1,5 x 1015 razy jaśniejszy niż Słońce. Odkryto go w lipcu 1991r. Jego odległość od Ziemi ocenia się na 12,4 mld lat świetlnych (ze względu na poczerwienienie 3,02).

Najbardziej gwałtowny wybuch w kwazarach:

Zanotowano go 13.11.1989 r. - energia emitowana przez kwazar PKS0558-504 (odległy o ok. 2 mld lat świetlnych) wzrosła o dwie trzecie w przeciągu trzech minut. Wypromieniowana w ten sposób energia jest równa energii wytwarzanej przez Słońce w ciągu 340 000 lat.

Najstarsza galaktyka:

Przypuszcza się, że najstarszym śladem po tworzeniu się galaktyk w pierwszym miliardzie lat po Wielkim Wybuchu, są niewielkie fluktuacje temp. mikrofalowego tła Kosmosu(-270,424°C). Zostały one odkryte w kwietniu 1992 r. przez satelitę COBE.

Najbliższa gwiazda (oprócz Słońca):

Proxima Centaur, odkryta dopiero w 1915 r., jej odległość od Ziemi wynosi 4,225 lat świetlnych (4 x 1013 km). Natomiast najbliższą gwiazdą, obserwowaną "gołym" okiem jest podwójna Alfa Centaura. Można ją obserwować z półkuli południowej, a jej odległość od Ziemi wynosi: 4,35 lat świetlnych.

Największa gwiazda:

Jest nią nadolbrzym klasy M, Betelgeuse -a Oriona (to górna lewa gwiazda w gwiazdozbiorze Oriona). Gwiezdny gigant jest oddalony od nas o 310 lat świetlnych, a jego średnica imponuje rozmiarem: 70 mln km, czyli jest 500 razy większy od średnicy Słońca. Wokół tego nadolbrzyma krąży warstwa pyłów oraz halo rozrzedzonego gazu - cała ta otoczka ma średnicę 8,5 x 1011km.

Najmniejsza gwiazda:

Istnieją gwiazdy, tzw. neutronowe, które przy małych rozmiarach 10 - 30 km posiadają ogromną masę - nawet 3 razy większą od Słońca.

Najcięższa gwiazda:

To ti Carinae (eta Kila), odległa o 9100 lat świetlnych jej masa jest 150 do 200 razy większą niż masa Słońca.

Najjaśniejsza gwiazda:

Oceniając jasność każdej gwiazdy z tej samej odległości, można określić, która z nich jest najjaśniejsza. Jest nią gwiazda ti Carinae (eta Kila), jej całkowita jasność jest 6,5 mln razy większa od jasności Słońca. Zadziwiające jest również fakt, że w roku 1843 jej absolutna jasność była 60 mln razy większa niż jasność Słońca.

Jednakże wizualnie najjaśniejszą gwiazdą jest hiperolbrzym Cygnus OB2 nr 12, oddalony o 5900 lat świetlnych. Jego absolutna wielkość gwiazdowa wynosi -9,9 (jest 810 000 razy jaśniejszy od Słońca). Jasność ta może być porównywalna z jasnością nadolbrzyma IVb 59 pobliskiej galaktyki Messier 101.

Najjaśniejsza gwiazda obserwowana z Ziemi:

Syriusz A (alfa Wielkiego Psa) - od Ziemi dzieli go odległość 8,64 lat świetlnych, jest najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Jego wielkość gwiazdowa wynosi obecnie -1,46, przypuszcza się, że maksymalnie wzrośnie ona do -1,67, ale dopiero w okolicach roku 61 000. Syriusz ma średnicę 233 mln km i masę 2,14 razy większą od masy Słońca. Jest ponadto jedną z najbliższych Ziemi gwiazd, określana czasem najbliższym sąsiadem Słońca. Syriusza A jest gwiazdą podwójną, gdyż krąży wokół niego biały karzeł Syriusz B.

Gwiazdozbiory:

Wyróżniamy 88 gwiazdozbiorów, największy z nich to Hydra (Wąż Wodny), pokrywa ona 3,16 % całego nieba i liczy aż 68 gwiazd widocznych "gołym" okiem. W gwiazdozbiorze Centaura, dziewiątym na liście obszarowo największych, nieuzbrojonym okiem możemy dostrzec co najmniej 94 gwiazdy.

Najmniejszy gwiazdozbiór to Krzyż Południa, zajmuje on tylko 0,16% powierzchni całego nieba.

Zodiak:

Największy gwiazdozbiór zodiakalny to gwiazdozbiór Panny: powierzchnia: 1294,428 stopni kwadratowych.

Z kolei najmniejszy to Koziorożec: powierzchnia 413,947 stopni kwadratowych. Pod względem największej ilości najjaśniejszych gwiazd przoduje Gwiazdozbiór Byka - 125 jasnych gwiazd (do 6 wielkości), natomiast Baran, Koziorożec i Waga mają ich najmniej, bo tylko po 50 każdy.

Grzegorz S.