Modele kosmologiczne, ewolucja gwiazd i galaktyk

Podstawy fizyczne współczesnej kosmologii wyznacza ogólna teoria względności. Pozwala ona przy dodatkowych założeniach jednorodności i izotropii budować modele kosmologiczne wolne od paradoksów kosmologicznych i wyjaśniające wiele obserwowanych własności Wszechświata . Jednorodne i izotropowe modele kosmologiczne zbudował po raz pierwszy w oparciu o OTW Aleksander Friedman na początku lat dwudziestych naszego wieku. Niezależne rozważania zakończone zbliżonymi konkluzjami prowadzili w tym czasie również: Georges Lematre, Howard P. Robertson i Arthur Walker.
Zadaniem modelu kosmologicznego jest przedstawienie położenia i ruchów gromad galaktyk. Osiąga się to przez określenie krzywej rozszerzania się, którą przedstawiam na wykresach poszczególnych modeli. Dla relatywistycznych modeli kosmologicznych krzywą tę uzyskuje się z rozwiązania równań Einsteina. Mniej więcej w ten sposób astronomowie obliczają położenia i ruchy ciał Układu Słonecznego z równań dynamiki Newtona uzyskując swój model układu planetarnego. Na tej drodze możemy nawet uzyskać modele mechaniczne, takie jak rzutniki w planetariach. Nie jesteśmy w stanie sporządzić mechanicznego modelu całego Wszechświata, ponieważ wymagałoby to albo przestrzeni nieskończonej, albo przestrzeni zakrzywionej, albo też przestrzeni zakrzywionej i jednocześnie nieskończonej. Jednak modele w postaci krzywej rozszerzania się Wszechświata są jego wystarczająco dobrym odpowiednikiem.
Współczesne modele kosmologiczne opierają się na zasadzie kopernikańskiej - mówi ona o tym, że wszechświat wygląda z każdego miejsca jednakowo. Potwierdzają ją liczne obserwacje: przestrzenny rozkład galaktyk, rozproszenie promieniowania rentgenowskiego i gamma. Lokalne zmiany gęstości materii przypadające na jednostkę objętości mogą zostać uśrednione, zatem zasada kopernikańska jest spełniona w odniesieniu do dużych skal odległości. Najistotniejszym dowodem jednorodności wszechświata jest jednak mikrofalowe promieniowanie tła, które odpowiada promieniowaniu ciała doskonale czarnego o temperaturze 2.7 K i równomiernie wypełnia całą otaczającą przestrzeń.

Gwiazdy powstają w wielkich obłokach zbudowanych z gazu i pyłu międzygwiazdowego. Gdy masa takiego obłoku przekroczy masę Jeansa, staje się on niestabilny i zaczyna się kurczyć. Masa Jeansa zależy od warunków panujących w ośrodku międzygwiazdowym, tzn. od gęstości i temp. W trakcie kurczenia się obłok ulega podziałowi na mniejsze fragmenty, które stają się protogwiazdami. Jeżeli obiekty te są silnie związane grawitacyjnie ze sobą, utworzą gromadę gwiazd; w przeciwnym wypadku po pewnym czasie rozproszą się po galaktyce.
Długość życia gwiazd dochodzi nawet do kilkudziesięciu lub kilkuset milionów lat, więc naukowcy nie są w stanie śledzić życia żadnej z nich od momentu narodzin do śmierci. Wiele mogą się jednak dowiedzieć na podstawie obserwacji gwiazd znajdujących się w różnych stadiach rozwoju. W ten sposób zdołali opisać ewolucję typowej gwiazdy - jej narodzin z mgławicy pyłów i gazów, jej młodość, wiek dojrzały, starość, aż w końcu śmierć, która potrafi być niezwykle widowiskowa. Ewolucja tych ciał niebieskich nie zawsze przebiega w identyczny sposób. Uzależniona jest przede wszystkim od masy: największe gwiazdy świecą najjaśniej, a ich koniec jest bardziej spektakularny. Te o przeciętnej masie nie świecą tak intensywnie, jednak żyją o wiele dłużej i wygasają łagodniej. Natomiast gwiazdy najlżejsze, których blask jest ledwo zauważalny, potrafią przeżyć nawet setki miliardów lat.
Ewolucja gwiazdy nie jest obserwowana bezpośrednio, odbywa się ona bardzo wolno. Zamiast tego astronomowie obserwują wiele gwiazd na różnym etapie ich życia i dokonują symulacji komputerowych pozwalających poznać budowę gwiazdy.
Fizyczne podstawy ewolucji gwiazd
Synteza termojądrowa dostarcza energii, która rozgrzewa gwiazdę. O szybkości przebiegu syntezy jąder atomów wodoru w hel decyduje prędkość zderzających się cząstek (czyli temperatura gazu) oraz liczba zderzeń (czyli gęstość a pośrednio ciśnienie gazu). Przyciąganie grawitacyjne zewnętrznych mas gwiazdy wywołuje ciśnienie, które nie dopuszcza do rozproszenia się cząsteczek gazu, w stanie stabilnym jest ono od wewnątrz równoważone przez ciśnienie rozgrzanego gazu.
Równowaga w gwieździe jest dynamiczna a jej warunki zmieniają się w miarę upływu czasu. Wzrost energii wydzielającej się w centrum gwiazdy powoduje wzrost temperatury, powoduje rozprężanie się gazu, które skutkuje zmniejszeniem się liczby zderzających się cząsteczek i zmniejszeniem się szybkości reakcji termojądrowych, co powoduje zmniejszenie temperatury itd. Zmiany mogą być powolne, ale mogą też być w pewnych obszarach gwiazdy gwałtowne, co obserwujemy pośrednio jako rozbłyski na Słońcu. Ale globalnie gwiazda jest stabilna przez dłuższy czas.
Ewolucja galaktyk
Przyjmuje się, że galaktyki zaczęły się formować z dużych nieregularnych obłoków wodoru i helu, w pierwszych etapach istnienia wszechświata. Prawdopodobnie fragmenty obłoków były zróżnicowane pod względem gęstości, a powodowana olbrzymią gęstością siła grawitacji sprawiła, że następowało zapadanie się tych struktur. Skutkiem tego było powolne ochładzanie się chmury gazowo-pyłowej a cały proces był kontynuowany na coraz mniejszych skalach.
Niewielkie, gęste obszary uformowały pierwsze gwiazdy. W końcowym stadium ewolucji, gwiazdy wybuchały podgrzewając otaczający obłok gazowy, co spowolniło jego kolaps grawitacyjny. Materiał eksplodującej gwiazdy, który zawierał również cięższe pierwiastki (węgiel, żelazo) został przechwycony przez galaktyczną chmurę - protogalaktykę.
Kolejnym pytaniem jest, w jaki sposób wytworzył się podział na galaktyki spiralne i eliptyczne. Jedna z teorii mówi o tym, że o kształcie galaktyk zadecydował ich moment obrotowy, który bezpośrednio związany jest z momentem pędu. Protogalaktyki wypełniające ówczesny wszechświat oddziaływały na siebie siłami pływowymi. Siły te wprawiały galaktyki w ruch obrotowy. Galaktyki spiralne charakteryzował większy moment pędu.
Zapadająca się chmura gazowa ochładzała się i zwiększała swój moment obrotowy, co spłaszczyło obłok wzdłuż osi obrotu i utworzył się charakterystyczny dysk. Gęstość dysku była na tyle duża, że zaczęły tworzyć się obłoki gazowe, a z nich kolejne gwiazdy.