 Teorie
Wybierz teorię aby przejść do jej opisu:
Teoria systemu geocentrycznego Ptolemeusza
Ludzie od najdawniejszych czasów interesowali się Ziemią i otaczającym Wszechświatem, mimo to bardzo długo trwali w błędnych wyobrażeniach o Ziemi i ruchach ciał niebieskich. Wprawdzie wśród uczonych greckich w czasach starożytnych byli tacy, którzy twierdzili, że Ziemia obraca się wokół swojej osi i równocześnie obiega Słońce, jednak te słuszne poglądy nie rozpowszechniły się, a panowała głęboka wiara w bezruch Ziemi, w jej uprzywilejowane stanowisko jako siedziby człowieka, dla którego miał istnieć cały Wszechświat. Taki był również pogląd sławnego greckiego astronoma, Ptolemeusza, który w swym 13-tomowym dziele utrwalił teorię geocentrycznej budowy świata. Według tej teorii nieruchoma Ziemia zajmowała środek świata, a Słońce, planety i wszystkie gwiazdy krążyły wokół niej.
w górę ↑
Teoria systemu heliocentrycznego Kopernika
Wynikiem długoletnich badań astronomicznych Mikołaja Kopernika było dzieło "O obrotach". Dzieło to wywołało przewrót w nauce i dotychczasowym poglądzie na świat. Teoria Kopernika stała jednak w sprzeczności c poglądami głoszonymi przez Kościół o nieruchomości Ziemi i zwolennicy kopernikowskich teorii o budowie świata byli uważani za heretyków. Dzieło Kopernika znalazło się na tzw. indeksie, czyli w spisie książek zakazanych. Z upływem czasu zwyciężyły słuszne poglądy Kopernika. Największą zasługą Kopernika było obalenie błędnej teorii geocentrycznej i stworzenie teorii heliocentrycznej, według której Słońce znajduje się w środku układu planetarnego, a Ziemia jest jedną z planet obiegających Słońce. Kopernik jest twórcą teorii o obiegowym i wirowym ruchu Ziemi. Pogląd Kopernika utrwalony został przez późniejszych uczonych takich jak: Galileusz, Kepler i Newton.
w górę ↑
Teoria Wielkiego Wybuchu
Kiedyś naukowcy sądzili, że wszechświat jest statyczny - czyli nie kurczy się ani nie rozszerza. Jednak wielu najwybitniejszych naukowców miało poważne wątpliwości co do takiej teorii. Udowodniono jednak, że jest inaczej. Yanim powstał wszechświat nie istniało prawie nic, cały kosmos powstał podczas Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang). Według powszechnych teorii, przed Wielkim Wybuchem nie było nawet czasu, przestrzeni ani grawitacji. Wszystko skupione było w obiekcie o nieskończenie małych rozmiarach. Kiedy około 15 miliardów lat temu doszło do Wielkiego Wybuchu, cała materia i energia kosmosu skoncentrowała się w obszarze znacznie mniejszym od grosza. Ta nieskończenie gorąca i gęsta drobina zaczęła się rozszerzać i stygnąć. Pierwszymi oddzielnymi okruchami materii, jakie pojawiły się w bardzo młodym Wszechświecie, były drobne cząstki elementarne - cegiełki, z których zbudowane są wszystkie substancje. Cząstki te wkrótce zaczęły się ze sobą łączyć, tworząc atomy dwóch najlżejszych pierwiastków: wodoru i helu. Chociaż Wszechświat wciąć się rozszerzał i rozszerza się nadal, oba pierwiastki zebrały się w olbrzymie obłoki gazowe, z których ostatecznie powstały galaktyki, a w nich narodziły się pierwsze gwiazdy. Oba te pierwiastki przekształciły się w różnorodne pierwiastki chemiczne w supergęstych i supergorących jądrach umierających gwiazd. Większość gwiazd świeci dzięki energii jądrowej, która jest uwalniana gdy w ich wnętrznościach wodór zamienia się w hel.
Gwiazdy mają jednak ograniczony zapas paliwa i w końcu wyczerpują swój wodór. Mniej więcej 5 miliardów lat temu w pobliżu mgławicy słonecznej - obłoku materii, z którego ostatecznie powstał nasz system planetarny - gwiazda o masie znacznie większej od Słońca zużyła wodór w swym jądrze. Pozbawiona dotychczasowego źródła energii, zaczęła się kurczyć. Duża ilość wyzwolonej energii grawitacyjnej spowodowała, że temperatura gwiazdy wzrosła na tyle, iż w jej wnętrzu zapalił się hel. Wtedy powstały wszystkie pierwiastki od litu do żelaza. Zapasy helu w gwieździe również się wyczerpały i jej jądro zaczęło się gwałtownie zapadać. Zrodzona wówczas fala uderzeniowa niemal natychmiast spowodowała powstanie ciężkich pierwiastków, takich jak złoto i uran. Ciepło wyprodukowane podczas reakcji jądrowych wywołało eksplozję, zjawisko zwane supernową. Wybuch rozerwał gwiazdę, rozrzucając nowo powstałe pierwiastki w mgławicy, znajdującej się w tej części Drogi Mlecznej. Potężna fala uderzeniowa podzieliła mgławicę na olbrzymie obłoki zagęszczonej materii. W jednym z pobliskich obłoków przejście tej fali wywołało potężne zawirowania, co doprowadziło do uwolnienia wielu rodzajów energii. Pod wpływem grawitacji obłok zaczął się zapadać, wyzwalając energię grawitacyjną. W miarę jak odległość między cząsteczkami pyłu i gazu malała, zderzały się one ze sobą, tworząc większe drobiny i uwalniając energię kinetyczną.
w górę ↑
Inflacja kosmiczna
W 1980 roku pracujący Alan Guth z Massachusetts Institute of Technology (MIT) i Andrzej Linde z Uniwersytetu Moskiewskiego oraz Paul Steinhardt i Andreas Albrecht z Uniwersytetu Pensylwani wymyślili inflacyjny model Wszechświata. Jest to modyfikacja standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Miał on rozwiązać niektóre problemy dotyczące standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Jednym z tych kłopotów, znanym jako problem horyzontu, jest przestrzenna jednorodność w największej skali. Pytanie brzmi, dlaczego rozkład materii i energii w Kosmosie jest w każdym kierunku prawie jednakowy. Jaki czynnik "wygładził" w ten sposób przestrzeń? Druga kwestia to tzw. problem płaskości Wszechświata. Niejasne jest mianowicie, dlaczego wartość kosmologicznego parametru omega jest bliska jedności, mimo że teoretycznie mogłaby przyjąć dowolną wartość. Zgodnie z głównym założeniem inflacji Kosmos rozszerzył się niezwykle gwałtownie w początkowych chwilach swojego istnienia. Następnie ta inflacyjna ekspansja została wyhamowana i rozpoczęło się powolniejsze rozszerzanie, które obserwujemy do dzisiaj. Okres szybkiej ekspansji rozpoczął się i zakończył, gdy Wszechświat ciągle jeszcze istniał znacznie krócej niż sekundę. Inflacja rozwiązuje problem horyzontu, gdyż redukuje wszelkie niejednorodności. Faza szybkiej ekspansji wyjaśnia przy tym problem płaskości, bo podczas niej Wszechświat staje się płaski, a omega osiąga wartość bliską równości. Jednym z kluczowych przewidywań kosmologii inflacyjnej jest "skalowa niezmienność" kosmicznego promieniowania tła. Oznacza ono, że tło wygląda w przybliżeniu tak samo niezależnie od przestrzennej skali obserwacji. Potwierdzają to wyniki uzyskane przez satelitę COBE, co znacznie uprawdopodobniło tę popularną teorię. Model inflacyjny sugeruje również, że Wszechświat jest znacznie większy od fragmentu dostępnego naszym obserwacjom.
w górę ↑
Wielki Atraktor
W 1987 roku zespół w składzie: David Burstein z Uniwersytetu Stanu Arizona, Roger Davies z Narodowych Obserwatoriów Astronomii Optycznej, Alan Dressler z Instytutu Carnegie, Sanrda Faber z Uniwersytetu w Cambridge, Robert J. Terlevich z Królewskiego Obserwatorium w Greenwich i Gary Wegner z Dartmouth College, zebrał się w celu znalezienia ogólnych prawidłowości w ruchach galaktyk. Uczeni ci otrzymali niezwykłe wyniki. Wykazywały one niezbicie, że duża grupa galaktyk, leżąca 200 milionów lat świetlnych od Ziemi, jest przyciągana przez obszar przestrzeni, w którym nie obserwuje się żadnej materii. Obszar ten, ochrzczony mianem Wielkiego Atraktora, działa jak ogromna, niewidzialna masa, wywierająca silne oddziaływanie grawitacyjne na dużej przestrzeni. Niektórzy przypuszczali, że Wielki Atraktor to nowa, niemożliwa do zaobserwowania forma materii. Inni szukali bardziej przyziemnego wyjaśnienia: Wielki Atraktor to zbiorowisko wielu słabo świecących galaktyk.
w górę ↑
Teoria Supersymetrii
Supersymetryczne cząstki - hipotetyczne produkty pojawiające się w modelu fizyki cząstek elementarnych, zwanym teorią supersymetrii - były kandydatami na ciemną materię. Teoria ta próbuje połączyć ze sobą dwie główne kategorie cząstek występujących we Wszechświecie: fermiony i bozony. Te pierwsze stanowią główny budulec obserwowalnej materii. Protony, neutrony i elektrony wchodzące w skład atomów są fermionami. Natomiast bozony spadają niczym cement fermiony oraz powodują ich rozrywanie. Przykładami bozonów są fotony (nośniki sił elektromagnetycznych) i grawitony (nośniki sił grawitacyjnych). W modelu supersymetrii każdy fermion ma swojego bozonowego towarzysza i na odwrót. Przykładowo bozony odpowiadające elektronom nazywają się s-elektronami. Supersymetryczni partnerzy protonów i grawitonów to odpowiednio protina i grawitina. Jak dotąd, istnienie tych bozonowych odpowiedników nie zostało potwierdzone w żadnym doświadczeniu.
w górę ↑
Czym jest ciemna materia?
Sposób, w jaki gwiazdy poruszają się w galaktykach, a galaktyki w gromadach, zdaje się wskazywać na obecność czegoś więcej ponad to, co potrafimy zaobserwować. Przez całe dziesięciolecia naukowcy podejrzewali, że przyciąganie grawitacyjne jasnej materii nie wystarczy, by zadowalająco wytłumaczyć ruchu gwiazd i galaktyk. Holenderski astronom Jan Oort na początku lat trzydziestych badał zachowanie gwiazd, leżących na obrzeżach Drogi Mlecznej, chcąc lepiej zrozumieć ich dynamikę. Mierzył odległości do gwiazd, znajdujących się nad lub pod dyskiem galaktycznym, oraz obliczał, jaką masę musi mieć Droga Mleczna, aby utrzymać gwiazdy na swoich orbitach. Stwierdził, że obserwowane przez niego ruchy gwiazd wymagają, by Droga Mleczna miała masę trzykrotnie przewyższającą masę zawartej w niej widocznej materii. Mniej więcej w tym samym czasie Amerykanin, Fritz Zwicky, dostarczył jeszcze silniejszych dowodów na to, że Wszechświat zawiera coś jeszcze oprócz świecącej materii. Zwicky analizował zachowanie galaktyk w gromadzie w Warkoczu Bereniki. Chciał wyznaczyć masę, która pozwoliłaby siłom grawitacyjnym związać je ze sobą. Była ona trzysta razy większa od obserwowanej. Wysnuł więc hipotezę, że większość materii w gromadzie w Warkoczu Bereniki nie świeci. Na początku lat siedemdziesiątych zespół Very Rubin z Instytutu Carnegie w Waszyngtonie dostarczył najbardziej przekonującego dowodu istnienia ciemnej materii na podstawie badań tzw. krzywych rotacji galaktyk, przedstawiających orbitalne prędkości gwiazd i obłoków gazu międzygwiazdowego w funkcji odległości od centrum galaktyki. W Układzie Słonecznym krzywe rotacji planet są dobrze opisywane prawami Keplera. Ponieważ większość materii naszego układu leży w jego centrum, prędkość planet maleje gwałtownie wraz ze wzrostem promienia orbity. W przypadku Drogi Mlecznej, Mgławicy Andromedy oraz innych galaktyk spiralnych, wynik jest odmienny - krzywe rotacji galaktyk zamiast opadać wraz z odległością, mają przebieg prawie stały. Oznacza to, że masa galaktyki nie jest skoncentrowana w jądrze, lecz musi być dość równomiernie rozłożona w całej objętości. Aby tak było, duże ilości ciemnej materii muszą istnieć w halo galaktycznym. Wniosek jest taki, że od 90 do 99 % Kosmosu to materia, której nie da się zaobserwować za pomocą teleskopu.
Zaproponowano dotychczas kilka teorii na temat - czym jest substancja wypełniająca przestrzeń kosmiczną? Mogą to być: masywne zwarte obiekty halo galaktycznego (MACHO), słabo oddziałujące masywne cząstki (WIMP) oraz obdarzone masą neutrina. MACHO to gęste ciała występujące w peryferyjnych obszarach galaktyk. Nie emitują obserwowalnych ilości energii, a o swoim istnieniu dają znać jedynie poprzez grawitacyjne oddziaływania z innymi ciałami. Pierwsze z tych ciemnych obiektów zostały odkryte w 1993 roku. Naukowcy posłużyli się teleskopem o prawie dwumetrowej średnicy, znajdującym się w obserwatorium Mount Stromlo koło Canberry. Każda z grup naukowców znalazła inne przykłady MACHO, które grawitacyjnie soczewkowały światło gwiazd z odległego Wielkiego Obłoku Magellana. Grawitacyjne soczewkowanie jest zjawiskiem wynikającym z ogólnej teorii względności, która dopuszcza, aby materia leżąca pomiędzy Ziemią a odległym obiektem zmieniała wygląd tego obiektu. Duża masa może zaginać promienie światła, a nawet skupiać je jak soczewka. MACHO znajdowały się właśnie pomiędzy Ziemią a czerwonym olbrzymem z Wielkiego Obłoku Magellana, co spowodowało krótkie skupienie docierającego do obserwatora światła gwiazdy. Możliwe, że niektóre z MACHO są czerwonymi bądź brązowymi karłami. Jednak w większości są to raczej białe karły. Prawdopodobnie tak jak nasze Słońce, były one niegdyś gwiazdami ciągu głównego, które w trakcie ewolucji wypaliły całe paliwo jądrowe. Naukowcy zaproponowali jeszcze innych kandydatów na MACHO - planety o rozmiarach Jowisza, gwiazdy neutronowe i czarne dziury. Astronomowie są przekonani, że MACHO stanowią prawie połowę ciemnej materii galaktycznej. W ciągu ostatnich kilku lat znaleziono mocne dowody na istnienie MACHO.
WIMP-y to hipotetyczne cząstki, które słabo oddziaływają ze zwykłą materią. Wśród nich wymieńmy aksjony (masywne cząstki zaproponowane w modelach wczesnego Wszechświata), cząstki supersymetryczne oraz inne egzotyczne mikroobiekty. Niektórzy naukowcy próbują wykryć WIMP-y badając produkty przejściowe zderzeń zwykłych cząstek. W tym celu są one rozpędzane do ogromnych prędkości w gigantycznych akceleratorach. Można także badać małe próbki miki, która liczy pół miliarda lat, oraz szukać w niej śladów uderzeń WIMP-ów. Zgodnie z teorią cząstek, WIMP wnikający w skałę ma pewną szansę wybić jedno z jąder atomów tworzących minerał. Ruch wybitego jądra spowodowałby wyrzucenie elektronów sąsiednich atomów.
Kolejnymi kandydatami na ciemną materią są neutrina. Teoretycy obliczyli, że gdyby neutrino miało choćby minimalną masę, problem ciemnej materii byłby rozwiązany. Wszechświat wypełnia niezliczone mnóstwo neutrin, ich całkowita masa byłaby więc i tak ogromna. Niestety, kolejne eksperymenty wykazały, że neutrino ma zerową masę. W 1994 roku neutrino znowu poddano obserwacjom. Fizycy z Los Angeles zmierzyli masy rozpadających się elektronów, posługując się cysterną wypełnioną olejem mineralnym oraz zestawem 1220 detektorów światła. Neutrina zaobserwowano w trakcie tzw. oscylacji, czyli procesu ich przemiany w inne cząstki. Podczas rozpadu emitowały one światło o rozkładzie zależnym od masy. To promieniowanie zostało zarejestrowane przez detektory, a następnie przeanalizowane. Fakt, że neutrina przechodzą metamorfozy, świadczy o ich niezerowej masie. Cząstki bezmasowe nie mogą zmieniać swojej formy, obdarzone zaś masą w sprzyjających warunkach mogą ulec rozpadowi.
w górę ↑
Jaka jest ciemna materia?
Astrofizycy prowadzą ożywioną dyskusję na temat temperatury ciemnej materii wypełniającej Kosmos. Problem jest interesujący, ponieważ modele powstawania struktur we Wszechświecie wymagają oszacowania średniej prędkości materii, ona zaś jest bezpośrednio związana z temperaturą. Cząstki poruszają się znacznie szybciej w ciałach gorących niż w obiektach chłodnych. Dlatego obszary zawierające gorącą ciemną materię rozprzestrzeniałyby się z większą prędkością, a powstała z nich struktura byłaby bardziej rozległa od struktury zbudowanej z materii zimnej. Przez długi okres model Wszechświata z zimną ciemną materią był najbardziej popularnym scenariuszem formowania się struktur. Symulacje komputerowe tego modelu dobrze przedstawiały powstawanie galaktyk. Kłopoty pojawiły się podczas próby odtwarzania wielkoskalowego rozkłady tych obiektów. Z kolei symulacje modeli z gorącą ciemną materią potrafiły wiarygodnie odtworzyć wyłanianie się wielkoskalowych struktur we Wszechświecie: supergromad, bąbli, ścian i pustek, ale nie mogły sobie poradzić z wyodrębnieniem się obiektów o rozmiarach galaktyk. Obecnie większość naukowców opowiada się za pośrednim modelem, w którym Kosmos zawiera mieszaninę gorącej i zimnej ciemnej materii. Astrofizyk Edmund Bertschinger z MIT wykazał, że kombinacja 80% zimnej oraz 20% gorącej materii bardzo dobrze sprawdza się w symulacjach komputerowych procesów powstawania galaktyk.
w górę ↑
Modele Friedmana: otwarty, zamknięty, płaski
Wyróżniamy trzy modele Friedmana: otwarty, zamknięty i płaski. W modelach otwartych Wszechświat na początku swojego istnienia był punktem, a następnie zaczął się rozszerzać. Będzie nieustannie kontynuował ten wzrost. W modelach zamkniętych istnieje zaś określona granica, do której przestrzeń może się rozszerzyć. Początkowo, podobnie jak w modelu otwartym, punktowy Kosmos zaczyna się rozrastać we wszystkie strony. Po pewnym czasie następuje jednak spowolnienie ekspansji aż do całkowitego jej ustania. Ostatecznie te same siły, które wstrzymały dalszy wzrost Wszechświata, spowodują, że zacznie on się zapadać z powrotem do punktu. Powyższy scenariusz zyskał nazwę Wielkiego Kolapsu. Płaski model kosmologiczny sytuuje się pomiędzy dwiema poprzednimi kategoriami. Początek jest ten sam, punktowy Wszechświat zaczyna się rozszerzać. Czyni to jednak wolniej niż we wszystkich modelach otwartych i balansuje na granicy, po której przekroczeniu zacząłby się zapadać. Aby stwierdzić, który z powyższych modeli opisuje nasz Wszechświat, uczeni wprowadzili zmienną fizyczną, zwaną parametrem omega (Ω). Wielkość ta pojawia się w uzyskanym przez Friedmana rozwiązaniu równań Einsteina. Przedstawia ona stosunek rzeczywistej masy materii Wszechświata do masy krytycznej, czyli takiej, która zapoczątkowałaby proces kurczenia. Wartość omegi decyduje więc o rodzaju modelu kosmologicznego. Gdyby omega była mniejsza od jedności, wówczas mielibyśmy do czynienia z modelem otwartym i Wszechświat zawsze by się rozszerzał. Większa od jedności świadczyłaby o tym, że żyjemy we Wszechświecie zamkniętym i pewnego dnia zaczniemy zapadać się do punktu. Jeśli omega równałaby się jedności, to otaczająca nas przestrzeń byłaby płaska. W każdym modelu początek Kosmosu jest taki sam. Astronomowie sądzą, że cała materia Wszechświata była zawarta w "kuli" o nieskończenie małej średnicy i nieskończenie dużej gęstości. następnie wskutek Wielkiego Wybuchu kula zaczęła gwałtownie się rozrastać.
w górę ↑
Stacjonarny model Wszechświata
W 1948 roku brytyjscy astronomowie Fred Hoyle, Thomas Gold i Hermann Bondi zaproponowali stacjonarny model kosmologiczny jako alternatywę teorii ekspansji rozpoczynającej się w jednym punkcie. W ich modelu Kosmos pozostaje stacjonarny, co oznacza, że w każdej chwili wygląda tak samo. Mimo, że galaktyki się oddalają, czego dowodem jest obserwowalny efekt Dopplera, w powstających pustkach pojawiają się niewykrywalnie małe ilości materii. Z czasem materia ta staje się budulcem nowych galaktyk. W związku z tym rozkład galaktyk we Wszechświecie jest zasadniczo stały w czasie. Przez dziesięciolecia, które minęły od czasu powstania modelu stacjonarnego, zgromadzono wiele dowodów na to, że Kosmos był kiedyś niezwykle gęstą kulą ognia.
w górę ↑
Poszukiwania innych cywilizacji
Słońce należy do galaktyki liczącej wiele milionów gwiazd. Niektóre z nich są znacznie jaśniejsze niż Słońce, inne zaś świecą słabiej. Prawdopodobnie istnieją też miliony gwiazd takich jak nasze Słońce. Uważa się, że planety są naturalną częścią Układu Słonecznego. Może to oznaczać, że inne gwiazdy w galaktyce również utworzyły planety. Na niektórych z nich, podobnie jak na naszej Ziemi, mogłoby się rozwinąć życie. W kosmosie znajdują się niezliczone miliony innych galaktyk. Wielu naukowców zatem uważa, iż inteligentne życie musi jeszcze gdzieś istnieć poza Ziemią. Niektórzy mają nadzieję znaleźć inne zamieszkane planety, odbierając sygnały radiowe wysyłane przez obce cywilizacje, które prawdopodobnie istnieją. Program o nazwie "Poszukiwania Innej Pozaziemskiej Inteligencji" (SETI) próbuje zidentyfikować obce sygnały w kosmosu. Jak dotąd nie przyniósł on oczekiwanych rezultatów. Inni naukowcy wysyłają wiadomości radiowe z Ziemi. Mają nadzieję, że jeśli istnieją obce cywilizacje, odbiorą wiadomość i odpowiedzą na nią. Niektóre sondy kosmiczne wyposażone są we flagi wskazujące położenie Ziemi i jej mieszkańców. Inne posiadają elektronicznie zakodowane obrazy, pozdrowienia i muzykę. Uważa się, że skoro sondy dryfują poza naszym Układem Słonecznym w kierunku innych systemów, mogą zostać przechwycone przez obce statki kosmiczne, które chcą poznać życie na naszej planecie. Widoczny po prawej stronie rysunek to zakodowana wiadomość radiowa wysłana w 1974 roku przez największy na świecie teleskop w Arecibo w Portoryko. Wysłano ją do konstelacji Herkulesa, do której dotrze około roku 26000. Radioteleskopy, takie jak np. w Obserwatorium Parkes w Australii, są używane do wyłapywania sygnałów z innych zamieszkanych światów. Poszukiwania są trudne, ponieważ nikt nie wie jakich sygnałów szukać.
W ciągu kilku ostatnich lat astronomowie z obserwatorium Leak w Kaliforni dokonali kilku przełomów w poszukiwaniu innych planet. W naszej Galaktyce istnieje około 200 - 300 miliardów gwiazd. Jeżeli tylko 5 % z nich ma planety, to mówimy o 10 miliardach planet. Poszukiwanie planet jest bardzo trudne, gdyż są one zbyt ciemne i odległe. Astronomowie odkryli gwiazdę Epsilon Andromeda i 3 orbitujące wokół niej planety. Jest to pierwszy system planetarny odkryty poza naszym Układem Słonecznym. Najbliższa znana nam planeta znajduje się w odległości 15 lat świetlnych.
w górę ↑
Czarne dziury tunelami czasowymi?
Czarne dziury zakrzywiają tory ciał poruszających się w ich sąsiedztwie. Według teorii Einsteina przestrzeń i czas są ze sobą ściśle powiązane, co oznacza, że czas również zagina się w pobliżu tych masywnych obiektów. Z tego powodu niektórzy naukowcy sugerowali, że można wykorzystać czarne dziury jako wehikuły czasu. Gdyby astronauta umieścił olbrzymi zegar na pokładzie swojego statku i rozpoczął podróż w stronę czarnej dziury, dla obserwatora z zewnątrz zegar chodziłby coraz wolniej w miarę zbliżania się do horyzontu skolapsowanej gwiazdy. Obserwowany z oddali, astronauta poruszałby się coraz wolniej i wolniej. Nigdy nie udałoby się jemu osiągnąć horyzontu zdarzeń. W końcu dla odległego obserwatora zastygłby w bezruchu. Z punktu widzenia astronauty zdarzenia miałyby całkiem inny przebieg. Zegar na pokładzie tykałby rytmicznie. Zatem nic nie uratowałoby go od zapadnięcia się w czarną głębię. Nie spostrzegłby on nawet momentu przekroczenia horyzontu zdarzeń, a od tej chwili pozostałby już na zawsze uwięziony w czarnej dziurze. Załóżmy teraz, że podczas opadania astronauta obserwowałby przestrzeń. Niefortunny pasażer oglądałby wszystko w przyspieszonym tempie. Cała jego przyszłość upłynęłaby w jednym okamgnieniu. Jednak astronauta nie mógłby porozumieć się z resztą Wszechświata i zostałby skazany na zagładę.
w górę ↑
Modele powstawania struktury we Wszechświecie
Obecnie istnieją trzy modele powstawania struktury we Wszechświecie. Pierwszy z modeli, model naleśnika, został zaproponowany przez rosyjskiego uczonego Jakowa Zeldowicza na początku lat siedemdziesiątych. Model ten jest tzw. teorią "z góry do dołu", Według niej najpierw powstały wielkie struktury, takie jak ściany i bąble, a dopiero potem wyodrębniły się w nich supergromady, gromady i wreszcie galaktyki. Charakterystyczne dla modelu Zeldowicza są ogromne spłaszczone masy materii ("naleśniki"), które wypełniały wczesny Wszechświat. Te olbrzymie masy zapadły się następnie pod wpływem grawitacji, tworząc cienkie powierzchnie i uległy fragmentacji na mniejszej części o rozmiarach galaktyk. Model Zeldowicza bardzo dobrze wyjaśnia, dlaczego galaktyki układają się w długie sploty oraz cienkie ściany - są to pozostałości po pierwotnych "naleśnikach".
Jim Peebles, astrofizyk z Uniwersytetu w Princeton, jest jednym ze zwolenników odmiennego podejścia, zwanego hierarchicznym grupowaniem. Jest to teoria typu "z dołu do góry", w której galaktyki pierwsze wyodrębniły się z gazowych chmur we wczesnej fazie ewolucji Wszechświata. W miarę ekspansji Wszechświata wiele galaktyk zbliżyło się do siebie tak, że ich grawitacyjne przyciąganie stało się znaczące. W ten sposób grupy galaktyk połączyły się w gromady, a następnie supergromady. Jednocześnie powstały pustki, z których cała materia została "wyssana" przez grawitację. W modelu tym wynik pomiaru średniej gęstości materii zależy od wielkości obszaru, jaki weźmiemy pod uwagę. W modelu jednorodnym średnia gęstość nie zależy od objętości, po jakiej uśredniamy.
Ostatni, trzeci model powstawania struktury to teoria fraktalna. Fraktale są obiektami samopodobnymi, co oznacza, że w dowolnej skali wyglądają w zasadzie tak samo. Zgodnie z podejściem fraktalnym wiele poziomów struktury, od galaktyk do gromad i supergromad, powstało jednocześnie. Wyłanianie się supergromad jest więc przejawem tego samego mechanizmu, który doprowadził do powstania galaktyk, tyle że w większej skali.
w górę ↑
Feeria świateł
Arno Penzias i Robert Wilson, naukowcy z Laboratorium Bella, zaobserwowali w 1964 mikrofalowe promieniowanie tła. Używali oni siedmiometrowej anteny radiowej umieszczonej w Holmdel w New Jersey do badań mikrofal pochodzących z Drogi Mlecznej. W pracy ciągle przeszkadzał im szum, którego nie mogli się pozbyć. Początkowo obarczali winą gołębie, więc oczyścili antenę, jednak szum pozostał. W końcu doszli do wniosku, że sygnały pochodzą z odległej przestrzeni kosmicznej.
U schyłku czterdziestych lat fizycy George Gamow, Ralph Alpher i Robert Herman zasugerowali, że wykrycie promieniowania tła byłoby ważnym dowodem potwierdzającym hipotezę Wielkiego Wybuchu. Obecną temperaturę tego promieniowania oszacowali na 3 kelwiny. Robert Dicke powtórzył wywnioskował, że odkryli oni schłodzone promieniowanie początków Wszechświata, za co zostali potem uhonorowani Nagrodą Nobla. Promieniowanie tła odznaczało się niezwykłą równomiernością. Rejestrowane mikrofale wykazywały tę samą temperaturę niezależnie od ustawienia anteny. Niezwykła izotropowość utwierdziła naukowców w przekonaniu, że energia mikrofalowego promieniowania tła pochodzi z ery rekombinacji Wielkiego Wybuchu. Teoria powstawania struktur we Wszechświecie wymagałaby małych wahań promieniowania tła, których nie da się dostrzec. Fluktuacje kosmicznych mikrofal powinny być obserwowane jako skutek tworzenia się struktur w Kosmosie.
Wszechświat ery rekombinacji musiał mieć obszary gęstsze i rzadsze. Z upływem czasu obszary gęstsze dzięki silniejszej grawitacji przyciągały coraz więcej materii, aż rozrosły się do postaci galaktyk, gromad, supergromad, ścian i włókien. Mniej gęste obszary oddziaływały słabiej i przekształciły się w przestrzenie międzygalaktyczne, takie jak pustki. Aby doszło do powstania obserwowanych obecnie struktur, pewne obszary musiały być jedną dziesiątą procent bardziej skupione lub o tyle bardziej rozrzedzone. Zgodnie z modelem Wielkiego Wybuchu zmiany temperatury promieniowania uwolnionego w czasie ery rekombinacji są ściśle związane z fluktuacjami gęstości materii. Z tego powodu teoria przewiduje pojawienie się "zmarszczek" w promieniowaniu tła, będących odbiciem analogicznych górek i dołków w rozkładzie masy.
W 1977 roku po raz pierwszy udowodniono istnienie fluktuacji temperatury promieniowania tła. Jednak wykryte zmienności odpowiadały raczej anizotropii dipolowej Jest to zjawisko wywołane efektem Dopplera, wynikające z poruszania się Drogi Mlecznej w morzu kosmicznych mikrofal. Nasza Galaktyka ciągle przebija czoła fal promieniowania reliktowego. Z powodu efektu Dopplera promieniowanie tła z przodu i z tyłu Drogi Mlecznej jest trochę odmienne. Wydaje się ono lekko cieplejsze przed naszą Galaktyką i nieco chłodniejsze za nią. Po odkryciu fluktuacji dipolowych Smoot zaczął planować poszukiwania naprawdę starych zaburzeń, które powstały we wczesnym Wszechświecie. W tym celu zaprojektował specjalny detektor, zwany różnicowym radiometrem mikrofalowym (DMR). Działanie jego polega na tym, że dwie anteny mierzą różnicę temperatur pomiędzy różnymi obszarami nieba. DMR składa się właściwie z trzech radiometrów nastrojonych na odbiór różnych pasm fal radiowych. Zakresy częstości zostały tak wybrane, aby promieniowanie reliktowe było wyraźniejsze niż sygnały pochodzące z innych źródeł. W tych długościach fal kosmiczne tło jest ponad tysiąckrotnie silniejsze niż mikrofalowa emisja galaktyk.
DMR został wystrzelony w listopadzie 1989 roku na pokładzie satelity COBE. W 1992 roku Smoot obwieścił wiadomość o dokonaniu pierwszej obserwacji pierwotnych zaburzeń w promieniowaniu tła. Miały one postać chłodniejszych i cieplejszych obszarów, których rozmiary przekraczały 100 milionów lat świetlnych. Różnice temperatur pomiędzy tymi obszarami wynosiły około jednej stutysięcznej stopnia przy średniej temperaturze 2,735 kelwina. Stosunek odchylenia od przeciętnej wartości wynosił 6: 1.000.000. Wyniki te potwierdziły model Wielkiego Wybuchu oraz tezę o powszechnym występowaniu ciemnej materii w Kosmosie.
GRUPA MEDIA INFORMACYJNE & ADAM NAWARA |
