Pozostałość po wybuchu supernowej w gwiaz. Łabędzia wykonane przez HST. Jest to złożenie trzech obrazów. Na niebiesko przedstawiony jest tlen, na zielono wodór, a na czerwono siarka.
Gwiazdy supernowe są to gwiazdy zmienne odznaczające się nagłym wzrostem jasności do około 107 - 108 razy przewyższającej jasność Słońca. Nie jest to raczej gwiazda, ale proces wybuchu, podczas którego znaczna część materii (nawet do jednej trzeciej części) została wyrzuca na zewnątrz co powoduje świecenie. Są dwie przyczyny wybuchu supernowych.
Pierwsze supernowe II, Ib i Ic typu to zaawansowane ewolucyjnie masywne gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami (ich masa jest 10 razy większa od masy Słońca). W tak dużych gwiazdach tworzą się coraz to cięższe pierwiastki aż do żelaza i niklu włącznie. Gęstość jądra rośnie. Gdy temperatura wzrośnie do 10 miliardów stopni następuje gwałtowny rozpad jąder żelaza i niklu na jądra helu i neutrony. Złożone procesy przemian jądrowych sprawiają, że równowaga między siłami grawitacyjnymi a ciśnieniem składników rdzenia ulega zachwianiu i rdzeń ten ulega grawitacyjnemu zapadnięciu się. Następuje potężna implozja, a opadające na jądro wewnętrzne warstwy gwiazdy ulegają odbiciu od sprężystego jądra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucająca zewnętrzne warstwy gwiazdy. W czasie wybuchu zachodzą szybkie reakcje syntezy ciężkich pierwiastków, które rozpraszają się w przestrzeniach międzygwiezdnych, zasilając rozproszoną materię w ciężkie jądra. Z takich ciężkich jąder powstałych po wybuchach supernowych jest zbudowana Ziemia i człowiek. Jasność gwiazdy po wybuchu supernowej rośnie wówczas dziesiątki a nawet setki milionów razy, osiągając blask porównywalny z całą galaktyką, w której się znajduje. Duża część gwiazdy (czasem prawie cała materia gwiazdy) zostaje wyrzucona w przestrzeń z prędkościami od kilku do kilkudziesięciu tysięcy
Pozostałość po supernowej G292.0 1.8, w głębi chmury materii skrywa się pulsar.
km/s. Po wybuchu jasność supernowej maleje (dwukrotny spadek co kilkadziesiąt dni). Po kilku latach widać już tylko rozszerzającą się otoczkę, która tworzy w miejscu wybuchu nieregularną mgławicę, zwaną pozostałością supernowej.
Zapadnięte jądro gwiazdy przekształca się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.
Wybuch gwiazdy bardzo masywnej o masie kilkudziesięciu mas Słońca powoduje najprawdopodobniej wysłanie błysku gamma. Taki wybuch jest nazywany wybuchem hipernowej.
Drugim źródłem supernowych (supernowa Ia typu) są układy podwójne składające się z niestabilnego białego karła o masie bliskiej masie krytycznej (wynoszącej prawie 1.4 masy Słońca) i drugiego składnika np. czerwonego olbrzyma. Gdy w wyniku akrecji (przepływu) materii z drugiego składnika masa białego karła przekroczy wartość krytyczną to wtedy ciśnienie gazu nie jest w stanie zrównoważyć grawitacji i gwiazda zaczyna się gwałtownie kurczyć, a jego temperatura gwałtownie rośnie. Wydzielona w tym procesie energia spowoduje bardzo gwałtowne zainicjowanie reakcji termojądrowych. Płomień szybko przenosi się na zewnątrz, przekształcając węgiel i tlen w nikiel. Energia wyprodukowana w tych reakcjach jest tak duża, że prowadzi do rozerwania gwiazdy. W przestrzeń zostaje wyrzucona cała materia gwiazdy. Przez następne tygodnie radioaktywny nikiel rozpada się, pobudzając szczątki gwiazdy do świecenia.
W naszej Galaktyce zaobserwowano dotąd 7 supernowych. Bezpośredni w latach 1054, 1572, 1604, a pozostałe wykryto po pewnym czasie (ostatnia w 1680 roku). Najsilniejszym wybuchem była gwiazda w Mgławicy Krab, odnotowana w wielu kronikach w 1054 roku. Obecnie obserwujemy tam mgławicę, w środku której znajduje się pulsar (gwiazda neutronowa). W ostatnich latach odkrywano średnio około 300 supernowych rocznie, z czego większość w galaktykach odległych od nas o miliardy lat świetlnych. Najlepiej jest zbadana supernowa zaobserwowana 1987 w Wielkim Obłoku Magellana, który jest naszym galaktycznym sąsiadem.
Mgławice (obłoki) pyłowo - gazowe
Gwiazdy rodzą się wewnątrz ciemnych i zimnych obłoków gazowo-pyłowych zwanych inaczej mgławicami. Nazywano są one molekularnymi, gdyż składają się głównie z cząsteczek wodoru.
Aby powstała gwiazda, musi zadziałać jakiś impuls z zewnątrz, na przykład pobliski wybuch supernowej, który zapoczątkuje gwałtowne kurczenie gęstszych obszarów położonych wewnątrz obłoku. Gwiezdny noworodek jest otoczony dyskiem gazowo-pyłowym, z którego może, (lecz nie musi) powstać układ planetarny. Tak właśnie stało się 4,6 mld lat temu, kiedy rodziło się Słońce. Chociaż od dawna znamy wiele miejsc narodzin "gwiezdnych miast", z których najsłynniejszą jest Wielka Mgławica Oriona, to dopiero bystre oko Teleskopu Kosmicznego Hubble'a pozwala nam poznać szczegóły tego misterium, nie tylko zresztą w naszej Galaktyce. Dlaczego?
Obłoki, jakimi otaczają się nowo narodzone gwiazdy, oprócz cząsteczek wodoru zawierają też znaczną domieszkę pyłu, co sprawia, że są nieprzeźroczyste dla światła widzialnego, a więc całkowicie skrywają obszary gdzie się one formują. Ujawnienie ich procesów powstawania jest możliwe dzięki obserwacjom prowadzonym w podczerwieni i radiowym zakresie widma. A takie możliwości posiada kamera zainstalowana właśnie na Teleskopie Kosmicznym Hubble'a, który przesyła na Ziemię cenne obrazy. Są coraz leprze jakościowo, a to umożliwia dokładniejszą ich analizę. Skąd wiemy, że na zdjęciach jest widoczny moment tworzenia się gwiazd?
"Świeci" na nich wodór - główne tworzywo wszystkich już narodzonych i przyszłych gwiazd, znacząc różnymi kolorami, (bo na różnych długościach fal świetlnych) centra galaktyk i ich spiralne ramiona. Barwy na zdjęciach wykonanych w podczerwieni są umowne. Na przykład promieniowanie długości fali 1,87 mikrometra zabarwia kliszę na czerwono, od 1,4 do 1,8 mikrona na niebiesko.
Zanim z pierwotnego zagęszczenia uformuje się gwiazda, upłyną miliony, a może nawet miliardy lat. Zagęszczoną materię uważamy za gwiazdę jeśli w jej jądrze zaczną zachodzić reakcje termojądrowe polegające na łączeniu się wodoru w hel. W chwili rozpoczęcia tych reakcji gwiazda na diagramie Hertzsprunga - Russella znajduje się na ciągu głównym.
Gwiazdy zmienne
Gwiazdy zmienne charakteryzują zmieniającą się z czasem jasnością. Można je podzielić na trzy rodzaje: gwiazdy zmienne pulsacyjnie, zmienne wybuchowo i zmienne zaćmieniowe. Dwa pierwsze rodzaje związane są również ze zmianą barwy i typu widmowego gwiazdy w wyniku procesów zachodzących w jej wnętrzu lub na jej powierzchni i dlatego nazywamy je fizycznie zmiennymi. W zależności od charakteru krzywej zmian jasności gwiazdy zmienne dzieli się na regularne (okresowe), półregularne i nieregularne.
Gwiazdy zmienne pulsacyjnie
Krzywa zmienności jasności wykonana w ciągu pięciu lat gwiazdy T Cephei jednej z jaśniejszych miryd.
Źródłem zmienności tych gwiazd są okresowe pulsacje zewnętrznych warstw gwiazdy. W wyniku pulsacji, cyklicznej zmianie ulega promień i temperatura fotosfery gwiazdy co w efekcie daje obserwowane zmiany jasności. Rozróżnia się kilka typów gwiazd zmiennych pulsacyjnych a nazwy poszczególnych typów pochodzą od nazw gwiazd ich reprezentujących.
Gwiazdy zmienne typu delta Cephei to pulsujące jasne olbrzymy i nadolbrzymy o okresach pulsacji w przedziale od 1 do około 60 dni. Są to gwiazdy stosunkowo młode.
Gwiazdy zmienne typu W Virginis to gwiazdy, dla których amplitudy zmian jasności i zakres długości okresów u tych gwiazd niewiele różnią się od określonych dla typu delta Cephei, jednakże w odróżnieniu od nich są gwiazdami znacznie starszymi.
Gwiazdy zmienne typu RR Lyrae są olbrzymami. Okresy zmienności tych gwiazd zawierają się w granicach od 1,5 h do 28 godzin.
Zdjęcie gwiazdy Mira Ceti wykonane za pomocą teleskopu Hubble"a. Jej odległość od Ziemi wynosi około 400 lat świetlnych a okres pulsacji około 330 dni. Rozmiary jej atmosfery są takie jak orbita Marsa.
Gwiazdy typu delta Scuti to podolbrzymy lub olbrzymy podobne do gwiazd typu RR Lyrae, jednakże mają one znacznie mniejsze amplitudy zmian jasności. Okresy pulsacji tych gwiazd są krótkie i zawierają się w granicach od kilku do kilkunastu godzin.
Gwiazdy typu RV Tauri są żółtymi i pomarańczowymi nadolbrzymami o dużej jasności absolutnej. Okresy zmienności tych gwiazd zawierają się w granicach od 30 do 150 dni. Krzywa jasności posiada głębokie minimum główne i płytkie minimum wtórne. Zmiany jasności zmieniają się z cyklu na cykl, zmienia się także głębokość minimów, a charakter zmienności gwiazdy może przybrać cechy gwiazdy półregularnej.
Gwiazdy typu Mira Ceti zwane mirydami są najliczniejszą grupą gwiazd zmiennych pulsujących. Są to olbrzymy i nadolbrzymy o niskiej temperaturze fotosfery, stąd ich czerwone zabarwienie. Krzywa zmian jasności nie jest regularna i zarówno amplituda jak i okres często zmieniają się z cyklu na cykl. Gwiazdy te charakteryzują się długimi okresami zmienności od 90 do około 1000 dni.
Gwiazdy zmienne półregularne to czerwone olbrzymy i nadolbrzymy. Gwiazdy te charakteryzują się słabo zaznaczonym okresem pulsacji (lub kilkoma nakładającymi się słabymi okresami). W konsekwencji krzywa zmian jasności ma mało regularny kształt. Przyczyny zmienności tych gwiazd nie zostały dotychczas w pełni wyjaśnione.
Gwiazdy wolnozmienne pulsują w sposób nieregularny lub z bardzo słabo zaznaczonym okresem. Typowymi przedstawicielkami tej grupy są zmienne CO Cyg i TZ Cas.
Gwiazdy nieregularne to gwiazdy, które zmieniają swoją jasność bez śladów regularności. Należą do niej bardzo różne gwiazdy. W grupie tej znajdujemy klasę gwiazd zmiennych, określaną jako zmienne typu T Tauri. Obiekty te nie są właściwie jeszcze gwiazdami, gdyż znajdują się dopiero w stadium grawitacyjnego kurczenia się, jeszcze przed osiągnięciem ciągu głównego.
Cefeidy
Spiralna galaktyka NGC 4603, odległa o 108 mln lat świetlnych, najodleglejsza zlokalizowana galaktyka zawierająca gwiazdy zmienne - cefeidy. Zidentyfikowano w niej ponad 36 cefeid. Zdjęcie z kosmicznego teleskopu Hubble'a.
Gwiazdy typu delta Cephei i typu W Virginis nazywane są cefeidami od nazwy gwiazdy delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza. Delta Cephei jest żółtym nadolbrzymem i ma okres zmienności wynoszący 5 dni 8 godzin 47 minut i 32 sekundy. Zmiany te można zauważyć gołym okiem. Rozmiary delta Cephei oscylują między 29 i 31 średnicami Słońca, zaś temperatura jej zewnętrznej warstwy między 5400 K i 6800 K. W maksimum blasku gwiazda ta jest 3300 razy jaśniejsza od Słońca. Do klasy cefeid należy również Gwiazda Polarna. Zmiany jej blasku są jednak zbyt słabe, by dały się zauważyć bez specjalistycznej aparatury.
Cefeidy wykazują związek między jasnością absolutną a okresem zmienności. Im dłuższy okres zmian tych gwiazd, tym większa jest ich jasność absolutna. Zależność ta ma tak ścisły charakter (liczbowo różny dla obu typów cefeid) i wykorzystywana jest jako najpewniejsza metoda wyznaczania odległości do innych galaktyk pod warunkiem, że znana jest absorpcja światła w przestrzeni pomiędzy cefeidą a obserwatorem. Mierząc okres zmian cefeidy obliczamy jej jasność absolutną. Porównując tą jasność z jasnością wizualną można obliczyć odległość cefeidy od Ziemi.
Gdy otoczka cefeidy jest duża to jest prawie przezroczysta dla promieniowania wydostającego się z rdzenia.
W bardzo uproszczonym modelu cefeida składa się z gęstego i gorącego rdzenia oraz znacznie rzadszej i chłodniejszej otoczki. Rdzeń nie bierze udziału w pulsacjach, dzięki czemu jego rozmiary i temperatura nie zmieniają się. Toczą się w nim za to reakcje jądrowe, w których część energii wiązania nukleonów zostaje zamieniona na fotony. Tempo produkcji fotonów jest stałe, co oznacza, że w każdej sekundzie do otoczki wpływa taka sama ich liczba. Otoczka jest cały czas ogrzewana rozdyma się zwiększając swoje rozmiary. Następuje stopniowy spadek temperatury. Stygnięcie gazu ma dodatkową przyczynę: jego energia cieplna jest częściowo
W fazie maksymalnego skurczenia otoczka pochłania promieniowanie wydostające się z rdzenia.
zamieniana na fotony i wysyłana w przestrzeń kosmiczną. Schłodzony gaz staje się prawie przezroczysty i fotony, które opuściły rdzeń, płyną przezeń prawie bez przeszkód. Jasność cefeidy jest wtedy maksymalna. Osiągnąwszy maksymalne rozmiary otoczka zaczyna się kurczyć. Gęstniejący i rozgrzewający się gaz staje się coraz mniej przezroczysty, aż w pewnym momencie wyłapuje większość fotonów, które właśnie wtedy opuszczają rdzeń. W tej właśnie chwili otoczka ma minimalne rozmiary i maksymalną temperaturę. Jasność cefeidy jest wtedy minimalna. W pewnym momencie ciśnienie jest bardzo duże i zaczyna się rozszerzać. Ponieważ pochłania fotony to rozszerzanie jest bardziej energiczne. Znów temperatura maleje i światło może opuszczać otoczkę gwiazdy. Cykl się powtarza.
Prawdziwa anatomia i prawdziwe pulsacje cefeidy są oczywiście znacznie bardziej skomplikowane. Otoczka składa się z wielu warstw, które nie zachowują się one jednakowo, jedne się rozszerzają, a inne kurczą. Jeśli są one zbyt cienkie lub leżą na nieodpowiedniej głębokości pod powierzchnią gwiazdy to do pulsacji nie dojdzie lub jest ona nieregularna.
Gwiazdy zmienne wybuchowe
Gwiazdy tego typu charakteryzują się tym, że ich jasność bardzo szybko wzrasta, a potem wolno opada. Następuje to na skutek wydzielenia ogromnych ilości energii co prowadzi do wybuchu gwiazdy. Wybuchowi towarzyszy szybkie zwiększanie się jasności gwiazdy z jednoczesnym wyrzuceniem w przestrzeń części materii z otoczki gwiazdy. Zmiana jasności może być jednorazowa lub powtarzająca się. W zależności od rodzaju wybuchu możemy wyróżnić kilka grup gwiazd zmiennych wybuchowych:
Gwiazdy supernowe
Gwiazdy nowe
Gwiazdy nowe karłowate zachowują się bardzo podobne do zachowania gwiazd nowych ale skala zjawisk jest mniejsza. Następują wybuchy spowodowane niestabilnościami w dyskach materii otaczających białego karła. Gwałtowne pojaśnienia, czyli wybuchy pojawiają się co jakiś czas (od 10 dni do 1000 dni) Najjaśniejszą przedstawicielką zmiennych kataklizmicznych jest SS Cygni.
Gwiazdy symbiotyczne to układy podwójne składające się z chłodnego olbrzyma oraz białego karła lub gorącej gwiazdy ciągu głównego. Zmiany jasności tego układu spowodowane są przepływem materii z chłodnego olbrzyma na jego towarzysza, a procesy odpowiedzialne za zachowanie gwiazdy nieco przypominają procesy zachodzące w przypadku wybuchów gwiazd nowych, z tą jednak różnicą, że amplituda zmian jasności gwiazdy symbiotycznej jest mała. Najjaśniejszym przedstawicielem jest zmienna CH Cygni.
Gwiazdy typu UV Ceti to czerwone karły, które co pewien czas nagle zwiększają swoją jasność na kilka minut, po czym równie szybko wracają do stanu poprzedniego. Prawdopodobnie odpowiedzialne za takie zachowanie tych gwiazd są lokalne gwałtowne wypływy materii na ich powierzchnię. Gwiazdą rozbłyskową jest najbliższa gwiazda Proxima Centauri.
Gwiazdy nowopodobne typu gamma Cassiopeae nieregularne zmieniają swoją jasność, co jest spowodowane szybką rotacją gwiazdy i związany z tym wypływ materii z jej obszarów równikowych. Do tej klasy należy jedna z jasnych gwiazd w Plejadach - Plejone.
Gwiazdy typu R Coronae Borealis są to nadolbrzymy prawdopodobnie znajdujące się w końcowych stadiach ewolucji. Ich jasność przez pewien czas pozostaje niemal stała, po czym co pewien czas obserwuje się znaczne osłabienie jasności, trwające od kilku tygodni do ponad roku. Przyczyną tych osłabień prawdopodobnie jest wyrzucanie przez gwiazdę obłoków materii bogatej w związki węgla. Obłoki te, wyrzucane z gwiazdy trafiając do obszarów o niższej temperaturze krystalizują się i tworzą kryształy grafitu, które wygaszają światło gwiazdy. Po rozproszeniu się obłoków gwiazda powraca do normalnej jasności. Najjaśniejszymi przedstawicielami są R Coronae Borealis oraz RY Sagittarii.
Gwiazdy zmienne zaćmieniowe
Zdjęcie komety Hale - Boppa i Algola wykonane przez Janusza Wilanda 17 kwietnia 1997 roku.
Gwiazda zmienna zaćmieniowa to układ podwójny gwiazd, którego płaszczyzna orbity jest nachylona do kierunku obserwacji pod tak małym kątem, że każdy ze składników jest całkowicie lub częściowo zasłaniany przez drugi składnik podczas każdego okresu orbitalnego. Wzajemne zasłanianie składników (zaćmienie) powoduje okresowe spadki jasności całego układu zwane minimami. Zaćmienie, podczas którego składnik o mniejszej jasności powierzchniowej zakrywa składnik o większej jasności powierzchniowej nazywamy zaćmieniem głównym, a odpowiadające mu minimum jasności nazywamy minimum głównym. Zaćmienie wtórne ma miejsce wtedy, gdy składnik o większej jasności powierzchniowej zasłania składnik o mniejszej jasności powierzchniowej. Odpowiadające mu minimum jasności nazywa się minimum wtórnym, które jest płytsze od minimum głównego. Różnica fazy między minimum głównym i wtórnym zależy od ekscentryczności orbity. Dla orbity kołowej minimum wtórne występuje dokładnie w połowie okresu orbitalnego.
Ukłąd Algola oglądany od strony jaśniejszej gwiazdy
Gwiazdy typu Algola to dość luźne układy podwójne i dlatego obserwowane jest wyraźne minimum główne i płytsze wtórne. Poza minimami jasność układu praktycznie pozostaje stała. Okresy zaćmieniowych typu Algola zawierają się w bardzo szerokich granicach, od około 1 doby do kilku tysięcy dni, chociaż ogromna większość ma okresy od kilku do kilkunastu dni. Są to najczęściej spotykane układy zaćmieniowe.
Układ Algola leży w odległości 93 lat świetlnych i w maksimum blasku świeci z mocą około 200 razy większą od słonecznej. Jego główny (jaśniejszy) składnik ma masę 3,9 mas Słońca i promień 2,9 razy większy 0od Słońca i temperaturę 12 000K. Składnik wtórny (ciemniejszy) jest znacznie mniej masywny (0,8 mas Słońca) i chłodniejszy (4000K), ale za to większy (3,5 promienia Słońca). Odległość między nimi wynosi 15 promieni słonecznych. Początkowe masy składników były inne niż obecne. Składnik wtórny, pierwotnie bardziej masywny rozdął się szybciej, a gdy jego powierzchniowe warstwy znalazły
Komputerowa symulacja przepływu materii między składnikami układu Algola
się dostatecznie blisko drugiej gwiazdy, rozpoczął się przepływ materii, który trawa do dzisiaj. Okres zmian jasności Algola wynosi 2 dni 20 godzin 48 minut i 56 sekund.
Obecnie wiadomo, że Algol jest gwiazdą co najmniej potrójną. Trzeci składnik ma masę 1,4 razy większą od masy Słońca i znajduje się w dużej odległości od ciasnego układu podwójnego.
Gwiazdy typu beta Lyrae składają się z dwóch blisko siebie krążących gwiazd o kształcie elipsoidalnym co jest wynikiem działania na gwiazdy sił grawitacyjnych. Z powodu tego odkształcenia , a także nierównomiernej jasności powierzchniowej , jasność układu zmienia się w sposób ciągły także poza minimami. Okres zmian wynosi kilka dni.
Gwiazdy typu W Ursae Majoris mają podobną krzywą zmian jasności co gwiazdy b Lyrae ale okresy obiegu tych gwiazd są bardzo krótkie i wynoszą kilka lub kilkanaście godzin. Tak krótkie okresy świadczą o tym iż są to układy jeszcze ciaśniejsze niż układy typu betta Lyrae i oba składniki mają podobne parametry fizyczne.
Ewolucja Wszechświata
Komputerowa rekonstrukcja wczesnego Wszechświata
Na podstawie obserwacji odległych obiektów Wszechświata, galaktyk i ich gromad oraz na podstawie rozważań teoretycznych i modelowania komputerowego astronomowie budują modele ewolucji Wszechświata. W miarę gromadzenia coraz większej liczby obserwacji różnych obiektów astronomowie mogą obserwować obiekty coraz bardziej odległe w czasie i przestrzeni. Modele stają się więc coraz bardziej wiarygodne i prawdopodobnie coraz lepiej opisują rzeczywisty przebieg ewolucji Wszechświata. Przyjmowane w przeszłości były różne hipotezy. Poniżej opisane są dwa podstawowe modele, a na następnej podstronie przedstawione są nowe, szersze teorie.
Teoria Stanu Stacjonarnego
Bardzo popularną swojego czasu i mającą zwolenników do dziś jest Teoria Stanu Stacjonarnego. Jej podstawą jest silna (zwana również doskonałą lub mocną) zasada kosmologiczna, która do postulatów jednorodności i izotropowości wymaganych przez zwykłą zasadę kosmologiczną dodaje dodaje postulat stacjonarności Wszechświata. Głosi ona, że obraz Wszechświata jest niezależny nie tylko od położenia obserwatora w przestrzeni, lecz także od chwili, w jakiej dokonuje on obserwacji. Jeśli świat się rozszerza (co w modelu przyjmuje się za fakt obserwacyjny) a nie jest pusty, to jego obraz w całości może się nie zmieniać w czasie tylko, gdy gęstość materii jest stale uzupełniana przez powstającą materię. Materia powinna powstawać z niczego w ilości jeden atom na jeden litr w czasie 5*1011 lat. W ten sposób kosztem odstępstwa od zasady zachowania energii (masy) można całkowicie wyeliminować początkową osobliwość (czyli Wielki Wybuch). Niestety model ten nie potrafi wytłumaczyć promieniowania reliktowego tła.
Teoria Wielkiego Wybuchu
Wszystkie modele dziś jednak ustąpiły wyraźnie Standardowemu Modelowi Kosmologicznemu inaczej nazwanemu Teorią Wielkiego Wybuchu lub nieco żartobliwie Big Bang. Obecnie jest to prawie powszechnie przyjmowany przez kosmologów model opisujący powstanie Wszechświata i jego dotychczasową historię. Pomysł bierze się z faktu, że Wszechświat się rozszerza, wobec tego kiedyś musiał być bardzo mały a jego gęstość bardzo duża. Początek ekspansji Wszechświata nazywamy właśnie Wielkim Wybuchem. Istniej kilka najważniejszych etapów w ewolucji Wszechświata zwanych erami. Podział na ery i ich nazwy różnią się od siebie w zależności od opracowania.
Era Plancka
Od 0 do 10-43sekundy
W pierwszych 10-43 sekundy przy gęstość większej od 1097 kg/m3 einstenowska teoria grawitacji nie obowiązuje i nie umiemy obecnie opisać zjawisk jakie wtedy zachodziły. Być może dopiero nowa kwantowa teoria grawitacji, którą fizycy próbują stworzyć, opisze ten etap. Spodziewamy się jedynie, że temperatura i gęstość Wszechświata malały. Jako Wszechświat rozumiemy sumę materii i energii, bowiem godnie z teorią względności te dwie wielkości są sobie równoważne. W początkowych erach występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka temperatura wynosiła 1032 kelwinów.
Era plazmy kwarkowo - gluonowej (hadronowa)
Od 10-43 do 10-4 sekundy
Wybuch supernowej może być tylko miniaturką Wielkiego Wybuchu
Na początku wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, czyli elektromagnetyczne, słabe i silne miały jednakowe znaczenie i były nieodróżnialne. Między tymi oddziaływaniami występowała symetria. Ten okres nazywa się wielką unifikacją. Symetria została złamana w chwili 10-35 sekundy, kiedy temperatura spadła do wartości 1028 kelwinów. Oddziaływanie silne oddzieliło się wtedy od oddziaływania słabego i elektromagnetycznego, a jego moc zaczęła przewyższać moc dwóch pozostałych, jak ma to miejsce i dzisiaj.
Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Od 10-35 do 10-33 sekundy wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata, które trwa do dziś. Proces gwałtownego rozszerzania się Wszechświata nazywamy inflacją. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, czyli we wszystkich kierunkach wygląda tak samo.
Od czasu 10-33 sekundy ekspansja stała się znacznie wolniejsza, ale Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Temperatura jednak była na tyle wysoka, że występowały wszystkie typy kwarków i była taka sama ilość antykwarków. Po obniżeniu się temperatury cięższe kwarki zaczęły się rozpadać, a lżejsze zaczęły się łączyć w hadrony. Najrozmaitsze odmiany hadronów znajdowały się w równowadze termodynamicznej ze sobą, nie tylko te najbardziej trwałe takie jak protony, neutrony, hiperony, piony, kaony, ale wiele krótkożyjących rezonansów. Poza cząstkami w dużych ilościach istniały antycząstki i energia. Nieustannie powstawały pary cząstka-antycząstka i jednocześnie zachodziła anihilacja tych par. Z powodu istnienia dużej ilości hadronów tę część ery nazywa się również erą hadronową.
Gdy temperatura malała coraz bardziej dominował proces anihilacji. W końcu wszystkie pary barion-antybarion uległy anihilacji za wyjątkiem protonów i neutronów, które pozostały do dziś. Można to wytłumaczyć z zasady łamania symetrii między cząstkami i antycząstkami.
Era leptonowa
Od 10-4 sekundy do 10 sekund
W poprzedniej erze istniały również leptony, ale stanowiły jedynie nic nie znaczącą domieszkę. Obecnie to leptony wysunęły się na pierwsze miejsce. Powstawały pary elektron-pozyton mion-antymion, taon-antytaon i odpowiednie pary neutrino-antyneutrino. Wraz ze spadkiem temperatury malał proces powstawania par lepton-atylepton, a więcej było procesów anihilacji. W pierwszej kolejności zanihilowały cięższe cząstki czyli miony i taony.
W tej erze neutrina praktycznie przestały oddziaływać z pozostała materią i rozproszyły się. Jest więc nadzieja, że w przyszłości wykryjemy je w postaci "reliktowych neutrin tła".
Pod koniec tej ery zaczęły rozpadać się neutrony, które są cząstkami nietrwałymi. Część z uniknęła zagładzie, łącząc się z protonami w stabilne jądra. Najpierw powstały jądra deuteru, z nich helu-3, a następnie cząstki alfa czyli jądra helu-4 (powstały również nieliczne jądra litu). Jak się sądzi w tym czasie nie było warunków do powstania ciężkich jąder ponieważ z początku było za mało cząstek alfa do syntezy, a później za mała gęstość materii. To z tego okresu pozostały międzygalaktyczne obłoki helowe. Proces ten trwał do około dziesięciu minut. Ten okres niektórzy oddzielają i nazywają erą nukleosyntezy.
Era promieniowania
Od 10 sekund do 300 000 lat
Po około 10 sekund elektrony i ich antycząstki zanihilowały, pozostawiając niewielką nadwyżkę elektronów, której istnienie tłumaczymy również z zasady łamania symetrii.
Zaczęła się era promieniowania, w której Wszechświat był wypełniony głównie fotonami z niewielką domieszką protonów i neutronów, oraz minimalnymi ilościami helu. Cząstki te nieustannie oddziaływały ze sobą i temperatura promieniowani była równa temperaturze materii, Wszechświat był nieprzezroczysty. Po około 10000 lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Mówimy, że Wszechświat przestał być zdominowany przez promieniowanie, a stał się zdominowany przez materię. Po około 300000 latach temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów. Wtedy średnia energia fotonów zmalała poniżej energii jonizacji atomu wodoru. Protony połączyły się wtedy trwale z elektronami w atomy, a fotony poruszały się niemal swobodnie bez żadnego oddziaływania, tworząc promieniowania tła, które można obserwować obecnie.
Era gwiazdowa (galaktyczna)
Od 300 000 lat do dzisiaj
Od uwolnienia promieniowania aż do chwili, w której pojawiły się pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie panowała niemal ciemność (epoka ciemności), ponieważ wodór był niezjonizowany. Pod osłoną ciemności toczyły się procesy, które doprowadziły do powstania galaktyk. Obecny zasięg informacji to około 1 miliard lat po Wielkim wybuchu.
Komputerowa symulacja powstawania galaktyk
Stworzono wiele modeli powstawania galaktyk i ich układów, ale nadal proces tworzeni się galaktyk pozostaje zagadką. Po uwolnieniu promieniowania Wszechświat wypełniony był w miarę jednorodnym obłokiem wodoru z domieszką helu. Głównym oddziaływaniem, które zaczęło wówczas dominować, była siła grawitacji. Powstawały obłoki gazu, zagęszczające się stopniowo dzięki sile grawitacji, a między nimi powstawała próżnia kosmiczna z malejącą gęstością materii. Nie wiemy niestety, czy najpierw powstawały galaktyki, które potem łączyły się w gromady, czy też najpierw tworzyły się większe obiekty i później dzieliły na mniejsze. Być może oba procesy zachodziły jednocześnie? Nie wiemy nawet, czy zarodki galaktyk i ich gromad były przypadkowymi zagęszczeniami gazu, czy też istniały jakieś twory, na przykład skupiska ciemnej materii, wokół których gaz się zagęszczał. Być może zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji.
Po uformowaniu galaktyk niestabilności grawitacyjne powodowały, że obłoki tęgo gazu zapadały się, tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. Masy pierwszych gwiazd były bardzo duże dlatego w końcowych stadiach ewolucji tych gwiazd powstają w nich jądra ciężkich pierwiastków takich jak węgiel, tlen, neon, krzem, siarka aż do żelaza włącznie. Podczas wybuchu supernowych zewnętrzne warstwy zostają rozerwane i przenikają do materii międzygwiazdowej. Powstają przy tym jeszcze cięższe pierwiastki. Każde kolejne pokolenie gwiazd powstających z zapadających się obłoków gazu, zawiera więc coraz większą ilość pierwiastków ciężkich. Proces wzbogacania materii międzygwiazdowej w pierwiastki ciężkie trwa do chwili obecnej. Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji dlatego zawiera w swym wnętrzu od 1% do 2% pierwiastków ciężkich.
Pierwsze gwiazdy nie miały prawdopodobnie swoich układów planetarnych. Do formowania się planet potrzebne są krystaliczne ziarna pyłu. Ziarna te zlepiając się tworzą większe ciała, tak zwane planetozymale, będące zalążkami planet. Ponieważ pył zbudowany jest z pierwiastków ciężkich nie mógł istnieć w pierwszych fazach rozwoju galaktyki. Kiedy jednak wytworzyła się wystarczająca ilość pierwiastków ciężkich, z materii otaczających nowo powstałe gwiazdy zaczęły formować się planety.
Przyszłe losy Wszechświata
Kosmologia zajmuje się nie tylko historią Wszechświata, ale próbuje także odpowiedzieć na pytanie, jak będzie jego przyszłość. Czy będzie on rozszerzał się nieskończenie? Czy ucieczka galaktyk zostanie powstrzymana i nastąpi proces odwrotny - kurczenie się Wszechświata? W jakiej formie przetrwa materia? Podobnych pytań można stawiać wiele. Odpowiedzi na nie zależą od tego, jaka jest średnia gęstość materii wypełniającej Wszechświat, inaczej mówiąc - jaka jest gęstość Wszechświata. Gęstość materii, gdyby Wszechświat był płaski, to znaczy była na krawędzi między kurczeniem się a rozszerzaniem nazywamy gęstością krytyczną (parametr W). W zależności od gęstości rzeczywistej możliwe są trzy warianty przyszłych losów Wszechświata.
Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest mniejsza od gęstości krytycznej (W<1) wówczas Wszechświat będzie rozszerzał się w sposób nieograniczony, a prędkość ucieczki galaktyk będzie większa od prędkości zerowej. Gwiazdy wypalą się i ostygną, materia zostanie uwięziona w czarnych dziurach, gwiazdach neutronowych i całkowicie już wystygłych) białych karłach. Być może będą się one łączyć w coraz większe czarne dziury. Jeżeli poza nimi zostanie jakakolwiek materia, będzie ona bardzo zimna i rzadka. Ten scenariusz nosi nazwę Wielkiego Chłodu.
Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest dokładnie równa od gęstości krytycznej (W=1) wówczas Wszechświat będzie co prawda rozszerzał się nieograniczenie, ale prędkość ucieczki galaktyk będzie zmniejsza się do zera.
Jeżeli gęstość materii Wszechświata jest większa od gęstości krytycznej (W>1) to rozszerzanie się Wszechświata będzie trwało tylko do pewnego momentu, po którym zacznie się on kurczyć. Galaktyki będą najpierw się zbliżać, a potem łączyć. Kolejne etapy przebiegną coraz szybciej. W pewnej chwili zaczną zderzać się ze sobą gwiazdy, a potem poszczególne atomy. Materia znowu stanie się całkowicie zjonizowana. Temperatura i gęstość będą rosły. Gdy zaczną zderzać się jądra atomowe, nastąpi ich rozbicie na protony i neutrony, a następnie swobodne kwarki. Wszechświat przejdzie przez wszystkie fazy Wielkiego Wybuchu, tyle że w odwróconej kolejności. Materia ponownie skupi się w jednym punkcie osobliwym. Scenariusz ten nosi nazwę Wielkiego Skurczu. Otwartym pozostaje pytanie, czy po skupieniu materii nastąpi kolejny wybuch i historia się powtórzy. Na razie nie znamy odpowiedzi na to pytanie i nie wiadomo czy ją kiedykolwiek poznamy?
Obecnie gęstość znanej materii stanowi zaledwie 4% gęstości krytycznej. Przypuszczamy, że masy jest dużo więcej więcej i gęstość oscyluje około gęstości krytycznej. Nieznaną materię nazywamy ciemną materią i ciemną energią.
Nowe teorie ewolucji Wszechświata
Samopowielający się Wszechświat stworzony za pomocą symulacji komputerowej składa się z rozległych domen, których rozmiary rosły wykładniczo. W każdej z nich obowiązują inne prawa fizyki (reprezentowane przez różne kolory). Ostre maksima odpowiadają nowym "wielkim wybuchom", a ich wysokość odzwierciedla gęstość energii w danym miejscu we wszechświecie. Na samych szczytach kolory raptownie zmieniają się, co wskazuje, że prawa fizyki jeszcze się tam nie ustaliły. Natomiast obowiązują one już w dolinach; jedna z nich odpowiada wszechświatowi podobnemu do tego, w którym żyjemy.
Fizyka Wszechświata przed Wielkim Wybuchem stała się jedną z najmodniejszych dziedzin badań w przodujących laboratoriach na całym świecie. Rodzi się nowy dział nauki, zwany kosmologią kwantową. Chociaż nie ma jeszcze doświadczalnych dowodów przemawiających za poprawnością kosmologii kwantowej, teoria ta ma tak nieodparty urok, że znalazła się w centrum intensywnych badań naukowych. Już teraz zmusiła nas, niemal wbrew naszej woli, abyśmy stawili czoło niezwykłym możliwościom istnienia wszechświatów równoległych, tuneli czasoprzestrzennych i dziesiątego wymiaru.
Pojawia się obecnie wiele modeli czysto teoretycznych próbujących opisać cały wielki Wszechświat.
Samopowtarzający się Wszechświat inflacyjny
Nowe hipotezy z dziedziny fizyki energii i cząstek elementarnych podważają dominujący pogląd, że Wszechświat rozpoczął się od stanu o nieskończonej gęstości. Według najnowszych wersji scenariusza inflacyjnego Wszechświat jest samopowtarzającym się fraktalem. Składa się z wielu pęczniejących bąbli (wszechświaty równoległe), które produkują nowe bąble, które z kolei produkują jeszcze więcej bąbli i tak w nieskończoność. Wszechświat więc według tej teorii trwa wiecznie, cyklicznie przechodząc kolejne etapy ewolucji, znikającego, by ponownie się odradzać, być może w zmienionej. formie.
Istnieją koncepcje, że jest możliwe przechodzenie z jednego Wszechświata do drugiego poprzez czarną dziurę. W jej wnętrzu parametry nieco się zmieniły i powstaje wszechświat, w którym obowiązują nieco inne prawa fizyki. W tym nowym wszechświecie tworzy się kolejna czarna dziura i tak dalej.
Zderzenia płaskich Wszechświatów
W 2001 roku przedstawiono nową atrakcyjną wizję początku Wszechświata. Jej autorzy przyjmują, że to co uważamy za Wszechświat, jest tylko jednym z wielu (być może nieskończenie wielu) podobnych tworów rozmieszczonych rozmieszczonych w wielowymiarowej (najprawdopodobniej dziesięciowymiarowej) przestrzeni. W teorii superstrun, którą najlepsi współcześni teoretycy rozwijają w nadziei na rozwikłanie problemów fizyki cząstek elementarnych, owe twory noszą nazwę bran (skrót od ang. membrane - membrana). W trójwymiarowym świecie brany można sobie wyobrażać jako rozciągnięte płaskie lub zakrzywione powierzchnie. Teoria przewiduje, że brany mogą przesuwać się względem siebie, a nawet się zderzać. Gdy dojdzie do takiej kolizji, z natury niemal pusta brana wypełnia się gorącą mieszaniną cząstek elementarnych i "od wewnątrz" wygląda tak samo jak młody Wszechświat według klasycznej teorii Wielkiego Wybuchu. Podobnie też ewoluuje. Test to tylko hipoteza ale okazuje się, że tak samo wyglądający młody Wszechświat mógł powstać wskutek Wielkiego Wybuchu i inflacji lub zderzenia bran. Która z tych czysto teoretycznych opcji jest bliższa drodze rzeczywiście przebytej przez Wszechświat nie wiemy i najprawdopodobniej jeszcze długo nie będziemy wiedzieć.