Ewolucja wszechświata

Około 15 miliardów lat temu cała materia i energia, którą możemy dziś obserwować, skupiona w obszarze wielkości dziesięciocentówki zaczęła błyskawicznie rozszerzać się i stygnąć, zjawisko to nazwano “Wielkim Wybuchem”. Gdy temperatura spadła do około 100 mln. razy większej niż panuje wewnątrz Słońca siły przyrody nabrały obecnych cech. W tym okresie elementarne cząstki (kwarki) poruszały się swobodnie w morzu energii. Gdy Wszechświat rozszerzył się i ostygł jeszcze tysiąckrotnie, cała materia zajmowała obszar wielkości Układu Słonecznego.
W tym momencie z kwarków powstały protony i neutrony. Gdy Wszechświat rozszerzył się znowu tysiąc razy powstały jądra atomowe, m.in. jądra helu i deuteru. Wszystko to wydarzyło się w ciągu jednej minuty po Wielkim Wybuchu. Wciąż było jeszcze za gorąco, aby jądra mogły połączyć się z elektronami. Neutralne atomy powstały, gdy Wszechświat miał 300 tysięcy lat i był tylko 100 razy mniejszy niż obecnie. Neutralne atomy zaczęły skupiać się tworząc chmury gazu, z których później powstały gwiazdy. Gdy Wszechświat osiągnął jedna piątą obecnej wielkości, gwiazdy uformowały już grupy tworząc młode galaktyki.
Gdy Wszechświat był dwa razy mniejszy niż dzisiaj, w reakcjach syntezy jądrowej w gwiazdach powstała większość ciężkich pierwiastków. Nasz Układ Słoneczny jest względnie młody, ukształtował się 5 miliardów lat temu, gdy Wszechświat osiągnął już dwie trzecie obecnej wielkości
Zrozumienie pochodzenia i ewolucji Wszechświata jest jednym z wielkich osiągnięć nauki XX wieku. Nowoczesne teleskopy na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej mogą obserwować światło pochodzące z galaktyk odległych o miliardy lat świetlnych, dzięki temu widzimy, jak wyglądał młody Wszechświat. Akceleratory cząstek elementarnych umożliwiają poznanie praw fizycznych, które rządziły gorącą materią we Wszechświecie, niedługo po jego powstaniu. Dekodery satelitarne rejestrują kosmiczne promieniowanie tła, które pozostało po Wielkim Wybuchu. Pozwalając na skonstruowanie jego obrazu.
Zgodnie z główną tezą teorii Wielkiego Wybuchu Wszechświat w dużych skalach rozszerza się prawie jednorodnie od stanu początkowego, w którym gęstość materii była niemal nieskończona. Wszystkie przewidywania Teorii Wielkiego Wybuchu zostały potwierdzone obserwacyjnie.
Model Wielkiego Wybuchu ma pewne ograniczenia:
• nie wiemy jak wyglądał Wszechświat prze Wielkim Wybuchem,
• nie wiemy, co stanie się w przyszłości, gdy ostatnia gwiazda wyczerpie swój zapas paliwa jądrowego.
Albert Einstein wykazał, że jednorodny rozkład materii dobrze pasuje do jego teorii względności. Założył, że Wszechświat jest statyczny (w dużych skalach ma taką samą postać).W 1922 roku Aleksander Friedman zauważył, że Wszechświat Einsteina Jest niestabilny: najmniejsze zaburzenie spowodowałoby początek rozszerzenia się lub kurczenia. W tym samym czasie amerykański astronom M. Slipher uzyskał pierwsze dowody, że galaktyki oddalają się. W 1929 roku Edwin p. Hubble, wykazał, że szybkość ucieczki galaktyk jest w przybliżeniu proporcjonalna do odległości od Ziemi. Ekspansja Wszechświata dowodzi, że w stanie pierwotnym miał on bardzo dużą gęstość i dopiero wskutek ewolucji powstały galaktyki położone daleko od siebie. W ogólnej teorii względności przestrzeń i rozkład materii są ze sobą ściśle związane. Rozszerza się sama przestrzeń, a średnia gęstość materii we Wszechświecie ciągle maleje. Ekspansję Wszechświata można porównać z rosnącym ciastem z rodzynkami (ciasto to przestrzeń, rodzynki to gromady galaktyk). Jak ciasto rośnie rodzynki oddalają się od siebie, szybkość oddalania jest proporcjonalna od odległości między nimi, czyli do ilości dzielącego je ciasta.
Już od ponad sześćdziesięciu gromadzone są dowody ekspansji Wszechświata, pierwszą wskazówką było poczerwienienie promieniowania galaktyk. Galaktyki emitują lub absorbują światło o pewnych długościach fali silniej niż inne. Jeśli galaktyka oddala się to linie emisyjne lub absorpcyjne przesuwają się w kierunku większych długości fal, czyli odpowiadające im światło ulega poczerwienieniu. Dla bliskich galaktyk przesunięcie ku czerwieni jest niewielkie, natomiast poczerwienienie odległych obiektów (radiogalaktyk i kwazarów) jest ogromne. Niektóre z nich oddalają się z prędkością równą 0,9 prędkości światła. Hubble policzył galaktyki w różnych częściach nieba i wykazał, że są one rozłożone dość równomiernie. Podstawowa zasada kosmologii stwierdza, iż w dostatecznie dużej skali Wszechświat jest jednorodny.
Chociaż wiemy, jakie warunki panowały we wczesnym Wszechświecie, nie wyjaśniono jednoznacznie jak powstały galaktyki, w jaki sposób powstał ich rozkład.
Nie wiemy, co spowodowało Wielki Wybuch i czy coś było przedtem i czy nasz Wszechświat ma rodzeństwo, dlaczego stałe przyrody maja takie wartości jakie mają.




ENERGIA WIĄZANIA I NIEDOBÓR MASY.
Okrycie jądra atomowego stanowiło w historii fizyki moment, od którego rozpoczyna się rozwój nowego działu, zwanego fizyką jądrową. Rozpoczęły się intensywne badania jądra atomowego. Doprowadziły one do ustalenia składu jądra.
Okazało się, że jądro atomu, w którym skupiona jest prawie cała masa atomowa składa się z dwóch rodzajów cząstek elementarnych – z dodatnich protonów oraz elektrycznie obojętnych neutronów. Protony i neutrony określane są wspólną nazwą – nukleony.
Proton jest to właściwie jądro atomowe wodoru. Posiada ładunek dodatni równy ładunkowi ujemnemu elektronu. Neutron jest to cząstka elektrycznie obojętna. Masa neutronu jest w przybliżeniu równa masie protonu. Mimo iż w skład jądra wchodzą protony, które działają na siebie siłami elektrycznego odpychania, jądro nie rozpada się. Można stąd wnioskować, iż w jądrze istnieje jeszcze oddziaływanie przyciągające (siły jądrowe), które jest jak się okazało, znacznie silniejsze od odpychania elektrycznego. O siłach tych wiemy, że różnią się od wszystkich typów sił, które dotąd poznaliśmy. Znane są nam jedynie ich najważniejsze właściwości:

• Działają na bardzo “małą odległość”, ponieważ ich zasięg do przestrzeni o promieniu 10-15 m (promień jądra atomowego),

• Nie są zależne od ładunku, ponieważ działają zarówno między samymi protonami, jak i samymi neutronami, jak również oddziałują między protonami i neutronami.
Siły jądrowe to siły istniejące w jądrze atomu pomiędzy nukleonami.

Dlatego też rozłożenie jądra na części składowe wymagałoby dostarczenia znacznej ilości energii. Energia ta nosi nazwę energii wiązania jądra.
Na przykład gdybyśmy chcieli rozłożyć jądro helu na elementy składowe, musielibyśmy dostarczyć energii równej około 29 MeV (29 milionów megaelektronowoltów). Zatem energia wiązania jądra atomu helu równa się w przybliżeniu 29 MeV
1 MeV = 1,6 * 10-13 J
Wielkość energii wiązania jądra atomu helu określa następujące zjawiska:

• Ilość energii, jaka zostanie wyzwolona przy powstawaniu jądra atomu helu,

• Ilość energii, jaką trzeba dostarczyć w celu rozbicia jądra helu,

• Dlaczego jądro helu jest tak stabilne,

• Że w jądrze atomowym istnieją silne siły przyciągające.

Atomy różnych pierwiastków różnią się między sobą wartością ładunków swych jąder atomowych. Liczba protonów w jądrze jest równa numerowi pierwiastka w układzie okresowym i nosi nazwę liczby atomowej Z, zaś suma liczb suma liczb protonów i neutronów w jądrze nazywa się liczbą masową A.
Na przykład jądro atomu helu ma masę około cztery razy większą od masy protonu, a ładunek dwa razy większy. Oznacza to, iż w skład jądra atomu helu wchodzą dwa protony i dwa neutrony. Liczba atomowa w przypadku atomu helu wynosi Z = 2, zaś liczba masowa A = 4. Zapis oznacza, że w jądrze atomu azotu jest 7 protonów i 14 – 7 = 7 neutronów.
W przypadku większości pierwiastków jądra atomów tego samego pierwiastka mogą zawierać różne liczby neutronów (przy takiej samej liczbie protonów). Mówimy wówczas o izotopach danego pierwiastka. Nazwa pochodzi z języka greckiego isos (równy) i topos (miejsce). Izotopy są to atomy tego samego pierwiastka różniące się masą jądra. Zajmują one to samo miejsce w układzie okresowym.
Jądro atomu składa się z protonów i neutronów (wyjątek stanowi jądro wodoru zbudowane tylko z jednego protonu). Można by sądzić, że masa dowolnego jądra atomu jest równa sumie mas poszczególnych cząstek elementarnych, z których zbudowane jest jądro. Na przykład:
Masa atomowa jądra atomu helu powinna być równa sumie mas dwu protonów i dwu neutronów, tj. 4,0319 u. Wartość uzyskana w wyniku eksperymentu wynosi 4,0015 u , tzn., że całe jądro ma o 0,03039 u mniej. Fizycy tę różnicę nazwali niedoborem masy. Innymi słowy: podczas reakcji, defekt (niedobór) masy, jak nazywa się tą powszechną różnicę, wynosi 0,03039 u. Co się stało z masą 0,03039 u? „U” jest to jednostka masy atomowej równa liczby masowej izotopu.
Mogłoby się wydawać, że naruszone zostało prawo zachowania masy. Z taką sytuacją mamy do czynienia nie tylko w przypadku jąder helu, ale także wszystkich innych jąder. Odpowiedzi na powyższe pytanie udzielił Albert Einstein w 1905 roku formując prawo, które znalazło pełne potwierdzenie doświadczalne. Prawo to mówi o proporcjonalności masy i energii.
To znaczy, że każdej energii odpowiada ściśle określona masa i odwrotnie każdej masie bezwładnej odpowiada ściśle określona energia zgodnie z równaniem: E=mc2
gdzie m – masa, c – prędkość światła, E – energia.
Niedobór masy w przypadku jądra atomu helu wynosi 0,03039 u, tej masie odpowiada energia 29 MeV. Zatem przy łączeniu 2 protonów i 2 neutronów w jądro helu powinna wydzielić się energia równa 29 MeV. Protonu i neutrony tworzą dzięki temu trwały układ.
Gdybyśmy chcieli jądro helu rozłożyć na elementy składowe, musielibyśmy dostarczyć energii równej 29 MeV. Energię tę nazywamy energią wiązania.


ROZSZCZEPIENIE JĄDRA I ENERGIA JĄDROWA.

Słyszeliście zapewne, że ogromną energię można otrzymać w reaktorach jądrowych stanowiących fragmenty elektrowni.
Pierwszy reaktor jądrowy został zbudowany w Stanach Zjednoczonych w 1942 roku. Jego twórcą był włoski fizyk Enrico Fermi. Obecnie istnieje w świecie kilka tysięcy reaktorów. W reaktorach tych mamy do czynienia z przemianą jąder atomowych, zwaną reakcją rozszczepienia jąder, która zachodzi w sposób kontrolowany. Reakcje rozszczepienia jąder opiszę na przykładzie uranu. Jądro izotopu uranu jest jądrem nietrwałym. Stosunkowo mała porcja energii, którą można dostarczyć bombardując uran “powolnymi” neutronami wystarcza, by nastąpiło rozszczepienie jądra. Gdy jądro uranu pochłonie neutron, rozpada się ono na dwie mniej więcej równe części, na przykład na bar i krypton. Zjawisku rozszczepienia towarzyszy emisja 2 lub 3 neutronów. Neutron powoduje rozszczepienie jądra na dwa fragmenty, przy czym pojawiają się trzy nowe neutrony, które z kolei rozszczepiają trzy następne jądra. Neutronów jest już siedem. Powodują one znowu reakcję rozszczepienia itd. Reakcja rozwija się “lawinowo”. Fragmenty rozszczepienia, jak również neutrony, unoszą znaczną energię, którą przekazują otoczeniu. Reakcje rozszczepienia są źródłem potężnej ilości energii. Można to zilustrować następującym przykładem: jeśli rozszczepieniu uległyby wszystkie jądra uranu tworzącego bryłkę o masie 1 kg, to wydzielona energia (ilość ciepła) byłaby równa energii powstałej przy spalaniu 2,5 miliona kilogramów najlepszego gatunku węgla. Jest to bardzo duża ilość energii.
Energię jądrową udało się ujarzmić w celach praktycznych zastosowań. W reaktorach jądrowych potrafimy regulować i kontrolować ilość wydzielonej energii.


FAKTY W PIGUŁCE – ASTRONOMIA

Mierząc niebo
• Słońce znajduje się około 150 milionów km od Ziemi. Jego światło potrzebuje około 8,5 minuty, aby dotrzeć do nas, a 5,5 godziny, aby osiągnąć najdalszą planetę – Plutona.
• Promowi kosmicznemu podróżującemu ze swą zwykłą prędkością orbitalną, dotarcie do najbliższej gwiazdy, Proximy Centauri, zajęłoby to 100 000 lat. Proxima jest oddalona od nas o około 4,5 roku świetlnego.
• Światło od Wielkiego Obłoku Magellana, najbliższej galaktyki, biegnie do Ziemi 170 000 lat.
• Najdalszym obiektem, jakim możemy dostrzec gołym okiem, jest galaktyka w Andromedzie. Jej światło dociera do Ziemi po ponad 2 milionach lat.
Niebo gwiaździste
• Na całym niebie można dostrzec gołym okiem ponad 5500 gwiazd.
• Jedną z najmasywniejszych gwiazd, jakie znamy, jest gwiazda Plasketta w gwiazdozbiorze Jednorożca. Jest to układ dwóch gwiazd, z których każda ma masę ponad 50 razy większą od Słońca.
• Najpotężniejszą gwiazdą jest gwiazda zmienna Eta Carinae w gwiazdozbiorze Kilu. W połowie XIX wieku stała się 4 miliony razy jaśniejsza od Słońca.
• Gwiazda Bernarda porusza się na sferze niebieskiej szybciej niż jakakolwiek inna. Jej ruch (ruch własny) wynosi około 10 sekund łuku (1/360 stopnia) na rok.
Życie gwiazd
• Za około 5 miliardów lat Słońce spuchnie, stając się czerwonym olbrzymem. Jego powierzchnia z pewnością sięgnie poza orbitę Merkurego, a może nawet pochłonie Wenus.
• Pierwszym rozpoznanym białym karłem (rok 1915) był słaby towarzysz psiej gwiazdy, Syriusza – najjaśniejszej gwiazdy ziemskiego nieba. Biały karzeł, noszący według terminologii astronomicznej miano Syriusza B, często jest nazywany Szczęściem. Jest mniej więcej wielkości Ziemi, chociaż ma masę 350 000 razy większą masę.
Obfitość galaktyk
• Słońce krąży wokół centrum Galaktyki z prędkością około 900 000 km/h. W chwili obecnej jest w trakcie 23 okrążenia.
• Galaktyka w Andromedzie (M31) jest najdalszym obiektem, jaki możemy dostrzec gołym okiem. Widzimy ją dzisiaj taką, jak była 2,2 miliona lat temu, kiedy na Ziemi żyli nasi najdawniejsi przodkowie. Tyle czasu światło potrzebuje na przebycie drogi dzielącej ją do nas.
Wielki wybuch, Wielki krach
• Kwazary z największym przesunięciem ku czerwieni pędzą z prędkością 270 000 km/s, co stanowi 90% prędkości światła.
• Pierwsze jądra atomów zaczęły powstawać w trzy minuty po narodzinach Wszechświata.
• Kiedy Wszechświat będzie stukrotnie starszy niż dzisiaj, wszystkie gwiazdy umrą i zgasną wszystkie galaktyki.
• Potrzeba tylko około 1 g materii w każdych 40 bilionach km3 przestrzeni, aby Wszechświat “zamknąć”, czyli powstrzymać rozszerzanie.
Uważam, że kolejne badania kosmosu przyniosą wiele szokujących wiadomości z nim związane. Miejmy nadzieje, że większość z nich będzie pozytywna.