Przydatność 65%

Rozszerzanie się Wszechświata i ucieczka galaktyk

Autor: Bartomen

WSTĘP

Każdy z pewnością zauważył, że świst zbliżającego się z dużą szybkością pociągu wydaje się wyższy, a więc o wyższej częstotliwości, niż rzeczywiście został wysłany. Odwrotnie się dzieje, gdy pociąg się oddala, bo wtedy ton jego świstu zdaje się być niższy.
A ponieważ procentowy wzrost lub spadek częstotliwości równy jest stosunkowi prędkości pociągu do prędkości dźwięku, toteż na podstawie wysokości tonu świstu można określić prędkość ruchu pociągu.
Zjawisko powyższe, zwane „efektem Dopplera”, znalazło szerokie zastosowanie w astronomii. Okazało się bowiem, że opisana wyżej prawidłowość zachodzi zarówno w stosunku do poruszającego się źródła dźwięku, jak i do będącego w ruchu źródła światła. W tym oczywiście przypadku nie idzie o wysokość dźwięku, ale o zmiany wysokości – a ściśle mówiąc – długość fali świetlnej. Staje się ona dłuższa, im źródło światła szybciej oddala się od obserwatora, a tym krótsza im bardziej się do niego zbliża. W pierwszym przypadku barwa światła jest bardziej czerwona, w drugim zaś – bardziej niebieska. Na podstawie widma gwiazdy można więc wyznaczyć prędkość, prędkość jaką się ona zbliża do naszego systemu planetarnego lub oddala się od niego. Metodę tę astronomowie z powodzeniem zastosowali również do obserwacji galaktyk, co doprowadziło do sensacyjnego odkrycia.

Pierwszą galaktyką, której widmo poddano takiej analizie, była Wielka Galaktyka Andromedy. Na tej podstawie astronom amerykański Veto M. Slipher (1875 – 1969) stwierdził w roku 1912, że jej linie widmowe przesunięte są ku fioletowi. A Wielka Galaktyka Andromedy zbliża się do naszego układu gwiazdowego, i to z szybkością 190 km/s Ale jeszcze większe zaskoczenie nastąpiło, gdy Slipher skierował teleskop na inne galaktyki i zbadał ich widma .W większości bowiem przypadków miały one linie przesunięte ku czerwieni, co oznaczało, że galaktyki te w odróżnieniu od Wielkiej Galaktyki Andromedy – oddalają się od nas z równie dużymi prędkościami.
Rys. 1. Wielka Galaktyka Andromedy

NA POCZĄTKU BYŁ... „WIELKI WYBUCH”


Z dotychczasowych badań wynika, iż obserwowana przez nas część Wszechświata zaczęła rozszerzać się przed 12 – 15 miliardami lat. Przedtem cała materia obserwowanej części Wszechświata musiała się znajdować w jakimś nieznanym nam super gęstym stanie, zajmując teoretycznie nieskończenie małą objętość przy nieskończenie wielkiej gęstości. Początek rozszerzania się widocznej części Wszechświata kosmologowie nazwali „Wielkim Wybuchem” (z ang. „Big Bang”).
Szczegółowej analizy właściwości materii i procesów, które zachodziły w niej krótko po Wielkim Wybuchu dokonał amerykański astronom George Gamow w 1946 r., a po nim wielu innych. Jednak występowanie efektów kwantowych nie pozwala stosować teorii względności do materii o gęstości większej niż 1094 g/cm3, dlatego zgodnie ze współcześnie znanymi prawami fizyki potrafimy opisać stan materii dopiero od momentu 10-43 s po Wielkim Wybuchu, gdy jej gęstość pod wpływem ekspansji spadła już do 1094 g/cm3.
W odstępie czasu od 10-43 do 10-4 s po Wielkim Wybuchu, czyli w tzw. erze hadronowej, materia znajdowała się w stanie elementarnym, tzn. składała się tylko z fotonów, leptonów i hadronów. W tym okresie gęstość materii spadła z 1094 g/cm3 do 1014 g/cm3, a jej temperatura obniżyła się z 1032 K do 1012 K. W erze leptonowej, trwającej od 10-4 s do 20 s po Wielkim Wybuchu, zaczęły się tworzyć cząstki elementarne, takie jak miony, neutrina, elektrony i pozytony. Ekspansja materii postępowała dalej i pod koniec tej ery gęstość materii wynosiła tylko 103 g/cm3, a temperatura 1010 K.
Z punktu widzenia powstania i ewolucji galaktyk, a także biorąc pod uwagę całą strukturę obserwowanej dziś części Wszechświata, najważniejsze były pierwsze minuty ery radiacyjnej (promieniowania), która rozpoczęła się 20 s po Wielkim Wybuchu i trwała 106 lat. Na początku ery promieniowania elektrony i pozytony zaczęły tworzyć neutrony i protony. Już w pierwszych 140 sekundach tej ery utworzył się pierwotny skład materii obserwowanej części Wszechświata, zawierający 69% wodoru i 31% helu. Skład ten do dziś niewiele się zmienił. W tym czasie zanikają ruchy turbulentne w obszarach obejmujących materię o masie 1013 – 1014 mas Słońca, narasta natomiast turbulencja pomiędzy tymi obszarami. Nasuwa się porównanie wartości masy obszarów nieturbulentnych z masami gromad i supergromad galaktyk. Wraz z ekspansją materii nadal narastają wielkoskalowe ruchy turbulentne, dając w końcu obserwowany dzisiaj nierównomierny rozkład materii: wysoką jej gęstość przestrzenną w układach galaktyk i – na odwrót – bardzo niską w przestrzeni międzygalaktycznej. Ciągłe rozszerzanie się materii i związany z tym spadek jej gęstości prowadził w wyniku do rekombinacji jąder atomów.
Aż do temperatury 4000 K plazma była nieprzezroczysta dla promieniowania i poruszała się razem z promieniowaniem. Wraz z obniżeniem się temperatury materia stawała się przezroczysta dla promieniowania i promieniowanie to zaczęło się odłączać od materii. Pozostałość (relikt) tego promieniowania obserwujemy do dnia dzisiejszego na falach radiowych dochodzących do nas ze wszystkich kierunków. Promieniowanie to nosi nazwę reliktowego (szczątkowego) i odpowiada promieniowaniu ciała doskonale czarnego czarnego temperaturze 2,7 K.
Pod koniec ery promieniowania średnia gęstość materii obniżyła się do 10-20 g/cm3, a temperatura do 3000 K. Około miliona lat po Wielkim Wybuchu rozpoczęła się era gwiazdowa, trwająca do chwili obecnej. W tej erze powstały wszystkie obiekty przez nas obserwowane.



WSZECHŚWIAT OTWARTY, ZAMKNIĘTY CZY PŁASKI?


Zasada kosmologiczna mówi, iż geometria wszechświata w danym momencie musi wyglądać tak samo dla wszystkich obserwatorów, niezależnie od ich położenia. Jeśli przyjmiemy to za ograniczenie to pozostają tylko trzy możliwe kształty Wszechświata.

1. Wszechświat otwarty

Model Wszechświata otwartego głosi, że wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność, tracąc swój blask i pogrążając w ciemności. Jego dwuwymiarowym odpowiednikiem jest powierzchnia przypominająca kształtem siodło. Wszechświat ten musiałby być nieskończenie wielki, aby nie mieć brzegu (który naruszyłby zasadę kosmologiczną, ponieważ obserwatorzy blisko brzegu widzieliby obraz znacznie różniący się od widzianego z dala brzegu). W tym Wszechświecie istnieją geodezyjne, które leżąc w jednej płaszczyźnie nie przecinają się. Geodezyjne takie rozbiegają się
w nieskończoność.







Dwuwymiarowy odpowiednik otwartego Wszechświata

2. Wszechświat zamknięty

Model Wszechświata zamkniętego jest analogiczny do powierzchni kuli, ale
z dodanym jeszcze jednym wymiarem. Mówimy, że wszechświat ten ma geometrię trójwymiarowej powierzchni (strefy) czterowymiarowej hiperkuli. Taki Wszechświat zamyka się w sobie. Zawiera on skończoną „ilość przestrzeni” (jest ograniczony), ale nie ma brzegu. Ponadto jego geometria wygląda tak samo ze wszystkich punktów. W takim Wszechświecie wszystkie linie geodezyjne leżące w jednej płaszczyźnie przecinają się.
Wszechświat ów zaczął się Wielkim Wybuchem, ale nie będzie rozszerzał się wiecznie. Grawitacja powstrzyma jego ekspansję i wymusi zapadnięcie się. Jeśli wszechświat jest zamknięty to, jak wynika z obserwacji, jesteśmy w fazie rozszerzania się. W przyszłości zwolni on tempo ekspansji, zatrzyma ją całkowicie, a następnie zacznie się kurczyć. W miarę tego procesu galaktyki zbliżą się do siebie do tego stopnia, że cała materia zostanie ponownie ściśnięta do ekstremalnie gorącego stanu. Wariantem tego modelu jest Wszechświat oscylujący, w którym po Wielkim Zgniataniu nastąpi kolejny Wielki Wybuch. Z tej samej materii zrodzi się wówczas nowy, rozszerzający się wszechświat. Według tego modelu wszechświat oscyluje wiecznie. Historia Wszechświata zamkniętego charakteryzować się będzie bogactwem zjawisk optycznych.




Powierzchnia kuli jest dwuwymiarowym odpowiednikiem zamkniętego Wszechświata


3. Wszechświat płaski

Model Wszechświata płaskiego jest przypadkiem pośrednim między dwoma pierwszymi opisanymi modelami. Geometria tego Wszechświata w ogóle nie jest zakrzywiona, lecz jest „płaska” lub euklidesowa. Musi on być przy tym nieskończenie wielki, aby nie miał brzegu, a odległość między dwiema nie przecinającymi się geodezyjnymi leżącymi w tej samej płaszczyźnie (liniami równoległymi) jest wszędzie taka sama.
Model tego Wszechświata głosi, że Wszechświat ten nie będzie się ani rozszerzał
w nieskończoność ani się nie zapadnie. Grawitacja spowoduje, że opóźnienie i prędkość ekspansji osiągną wartość zerową w tym samym czasie.









Dwuwymiarowy odpowiednik Wszechświata płaskiego





UCIECZKA GALAKTYK



Typy galaktyk. Wielka Galaktyka Andromedy należy do grupy zwykłych galaktyk spiralnych.

Gdy w r. 1912 astronom amerykański V. M. Slipher zaczął wyznaczać prędkości radialne galaktyk, to stwierdził, że przeważają duże dodatnie prędkości, wynoszące dla 41 galaktyk przez niego obserwowanych od 300 do 1800 km/s. Badanie Sliphera były kontynuowane przez M. Humasona w obserwatorium na Mount Wilson i przez N. U. Mayalla na Mount Hamilton w obserwatorium Licka.
Już w r. 1929 w oparciu o znane wtedy prędkości radialne wielu galaktyk E. Hubble sformułował swe słynne prawo, głoszące, że przesunięcie linii w widmach galaktyk interpretowane jako prędkość dopplerowska i ich oddalania się jest proporcjonalne do odległości obserwowanych galaktyk.
Przełomową datą w badaniach prędkości radialnych galaktyk był rok 1931, gdy Humason zastosował do 2,5-metrowego teleskopu spektrograf zaopatrzony w krótkoogniskową kamerę. Spektrografem tym mógł on zaobserwować widma galaktyk aż do 18m (magnitudo) jasności gwiazdowej , stosując odpowiednio długie czasy ekspozycji, które dla najsłabszych galaktyk wynosiły od 50 do 100 godzin. Dalszy postęp uzyskano w tego rodzaju obserwacjach za pomocą 5-metrowego teleskopu. Podobne przesunięcie ku dłuższym falom wykazują obserwacje promieniowania radiowego galaktyk w linii wodoru o długości fali 21 cm. Zmierzono już prędkości radialne dla wielkiej liczby galaktyk. Największe przesunięcie dopplerowskie zmierzone dotychczas odpowiada prędkości radialnej 280 000 km/s, czyli 0,96 prędkości światła.


Nasza galaktyka – Droga Mleczna oraz Wielka Galaktyka Andromedy

Widmo promieniowania elektromagnetycznego emitowane przez typową galaktykę ma składową ciągłą oraz liniową, wynikającą z absorpcji promieniowania przez atomy pierwiastków znajdujących się na jego drodze. Obserwacje Hubble’a wykazały, że w większości widm galaktyk (wyjątek stanowiły niektóre najbliższe obiekty) cała składowa liniowa jest przesunięta „ku czerwieni”, w taki sposób, że iloraz (gdzie jest obserwowanym przesunięciem, a laboratoryjną długością fali linii) jest niezależny od . Znaczy to, że obserwowane przesunięcia linii widmowych są proporcjonalne do długości fali odpowiadających tym liniom, co można interpretować jako efekt Dopplera. Przyjęło się oznaczenie = z oraz określenie tej wielkości jako „poczerwienienie” (ang. „redshift”).




Wykres przedstawia poczerwienienie widm galaktyk w zależności od ich prędkości oddalania się od obserwatora. Symbol oznacza tożsamościowo v/c. Dla v dużo mniejszych od c równanie upraszcza się do z=v/c, a więc wykorzystując związek z = , możemy napisać:

v/c= δλ / λ

Największe wartości z, jakie obserwujemy przekraczają wartość 6. Odpowiadają więc one prędkościom galaktyk bliskim prędkości światła - rzędu 0,96c.
Po odkryciu „ucieczki” galaktyk Hubble zaobserwował wyraźną zależność między odległością galaktyki r i jej poczerwienieniem z. Zależność z(r) w przedziale z Ł 0,07 i
r Ł 108 lat świetlnych (rok świetlny = 9,5*1015 m), z wykorzystaniem przybliżonego związku z(v) nosi nazwę prawa Hubble’a:
v = H0*r
Występujący w równaniu współczynnik H0 nosi nazwę stałej Hubble’a, choć tak naprawdę jest on funkcją czasu i używając powyższego wzoru należy pamiętać, że występuje w nim obecna wartość tej „stałej”.
Wyznaczana obserwacyjnie wartość stałej Hubble’a jeszcze ok. 10 lat temu wahała się pomiędzy 50-100 km/s/Mps (ps [parsek] - jednostka odległości , 1 ps = 3,1*1013 km, Mps = 106 ps). Tak duże rozbieżności wynikają z problemów związanych z wyznaczaniem odległości galaktyk.
Wciąż prowadzone badania pozwalają obecnie zawęzić przedział niepewności do 71 +/- 2 km/s/Mps (wyniki pomiarów sondy WMAP z marca 2003). Po co nam w ogóle wartość tej stałej? Otóż jeżeli przyjrzymy się jednostkom we wzorze prawa Hubble’a zauważymy, że wymiarem H0 jest [1/s]. Odwrotność stałej Hubble’a jest związana z wiekiem Wszechświata. W literaturze astronomicznej definiuje się czas Hubble’a, jako czas potrzebny galaktyce na przebycie odległości r ze stałą prędkością v.
Odwrotność H0 oszacowuje czas jaki upłynął od momentu, gdy galaktyki zajmowały niewielką objętość, a więc ocenia wiek ewolucji Wszechświata. Dla H0 = 71 km/s/Mpc czas ten wynosi ok. 4,3*1017 sekund, czyli ok. 13,7 mld lat.



DOKĄD ZMIERZAMY?

W chwili obecnej astronomowie są zgodni co do tego, że Wszechświat narodził się około 15 miliardów lat temu na skutek Wielkiego Wybuchu. Od tamtej pory nieustannie się rozszerza, rozciągając strukturę czasoprzestrzeni. Ale czy kiedykolwiek umrze? A jeśli tak, to w jaki sposób?

Powstały trzy alternatywne modele obrazujące przyszłość Wszechświata.
· Jeśli ekspansja trwać będzie wiecznie, Wszechświat będzie stopniowo się ochładzał, a odrywane od siebie mniejsze struktury zmierzać będą w zimne odosobnione przestrzenie umarłych gwiazd i czarnych dziur.
· Jeśli czasoprzestrzeń przestanie się rozciągać, nastąpi Wielka Zapaść - Wszechświat skurczy się do granic nieskończoności.
· Ostatni scenariusz przedstawia Wszechświat, który stopniowo spowalnia swoją ekspansję. Idealna równowaga pozwoli zapobiec katastrofie, czasoprzestrzeń zostanie zachowana. Przynajmniej na chwilę.
Los Wszechświata jest ściśle uzależniony od ściągającego wpływu grawitacji i rozciągającego wpływu ekspansji. Dlatego astronomowie starają się obliczyć wielkość tych dwóch sił. Grawitacja, powstrzymująca gwałtowną ekspansję, zależy głównie od ilości materii znajdującej się we Wszechświecie. Każda cząstka obdarzona masą, posiada swoją własną siłę grawitacji. A zatem, aby wiedzieć jaki los czeka nasz Wszechświat, musimy go zważyć i znaleźć jego gęstość.
W astronomii gęstość Wszechświata określana jest symbolem Ω (Omega – „koniec”), ostatnią literą alfabetu greckiego. Dokładna ilość materii potrzebna do powstrzymania ekspansji jest nazywana gęstością krytyczną, gdzie Ω=1. Jeśli Ω wynosi 1, wówczas przyszłość Wszechświata jawi się jako spokojny i łagodny koniec (ekspansja powoli zatrzyma się). Gęstość krytyczna mniejsza niż 1 zapowiada stałe rozszerzanie się Wszechświata. Przy Ω>1 nastąpi Wielka Zapaść. Dlatego też nasza przyszłość zależy od gęstości materii we Wszechświecie. Najnowsze badania wskazują na to, że Ω wynosi przynajmniej 0.3. Wynik ten uwzględnia również obecność ciemnej materii.
Udowodniono również, że ekspansja jest przyspieszana pod wpływem niewidocznej siły, tzw. „dark energy”, która umożliwia rozszerzanie się Wszechświata. Jednak dopóki nie poznamy odpowiedzi na wszystkie pytania związane z ową tajemniczą siłą, jak również nie dowiemy się czym jest ciemna materia, dopóty los Wszechświata nie jest przesądzony.
Pomimo, że koniec Wszechświata może rysować się w ciemnych barwach, zagrażająca katastrofa z pewnością nie będzie dotyczyć ludzi. W ciągu „najbliższych” 4 miliardów lat, nasza gwiazda - Słońce - przestanie istnieć, a wraz z nią - również nasza planeta. W tym czasie nasza najbliższa sąsiednia galaktyka, Andromeda, zderzy się z naszą Galaktyką, Drogą Mleczną.

Przydatna praca?
Załączniki:
W słowniku:
Przydatna praca? tak nie 52
głosów
Poleć znajomym

Serwis Sciaga.pl nie odpowiada za treści umieszczanych tekstów, grafik oraz komentarzy pochodzących od użytkowników serwisu.

Zgłoś naruszenie