HIPOTEZA WIELKIEGO WYBUCHU

HIPOTEZA WIELKIEGO WYBUCHU

red Shift przesunięcie ku czerwienie pomogło odkryć co dsie dzieje z kosmosem
Zdjęcie autorstwa Felix Mittermeier z Pexels

WSZECHŚWIAT-(KOSMOS)-zbiór ciał niebieskich które w jakikolwiek sposób (grawitacyjny, elektromagnetyczny itp.) w przeszłości, obecnie lub w przyszłości są w stanie oddziaływać na nas, lub na które my kiedykolwiek mogliśmy, możemy lub będziemy mogli oddziaływać; istnieje szereg hipotez odnośnie struktury geometrycznej Wszechświata oraz jego ewolucji, lecz dotychczas żadna z nich nie uzyskała wystarczającego poparcia obserwacyjnego. ENCYKLOPEDIA PWN 1990.

Współczesny obraz Wszechświata zaczął kształtować się całkiem niedawno w 1924 roku, kiedy amerykański astronom EDWIN HUBBLE (20.11.1889-28.09.1953) wykazał że nasza Galaktyka nie jest jedna we Wszechświecie, lecz, że w rzeczywistości istnieje bardzo wiele innych, oddzielonych od siebie ogromnymi obszarami pustej przestrzeni. Aby to udowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległość do innych galaktyk położonych tak daleko, iż w odróżnieniu od pobliskich gwiazd rzeczywiście nie zmieniają pozycji na niebie. Hubble był więc zmuszony do użycia metod pośrednich przy dokonywaniu swych pomiarów.

Jasność obserwowaną pobliskich gwiazd

Potrafimy zmierzyć jasność obserwowaną pobliskich gwiazd i odległości od nich, więc możemy wyznaczyć ich jasność. I odwrotnie znając jasność gwiazd w odległej galaktyce, potrafimy wyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność obserwowaną. Hubble odkrył, że wszystkie gwiazdy pewnego typu znajdujące się dostatecznie blisko, by można było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem. Wobec tego- argumentował- jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemy przyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju i korzystając z tego założenia jesteśmy w stanie obliczyć odległość do tej galaktyki. W ten sposób Hubble wyznaczył odległość do dziewięciu galaktyk. Dziś wiemy że nasza galaktyka jest tylko jedną z setek miliardów galaktyk jakie można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów, zaś każda z nich zawiera setki miliardów gwiazd. Gwiazdy położone są tak daleko, że wydają się być tylko punkcikami świetlnymi. Nie widzimy ich kształtu ani rozmiarów. Jak zatem możemy rozróżniać różnicę, typy gwiazd? Badając większość gwiazd potrafimy obserwować tylko jedną ich cechę charakterystyczną, mianowicie kolor ich światła. Już Newton odkrył, że gdy światło słoneczne przechodzi przez trójgraniasty kawałek szkła, zwany pryzmatem, to rozszczepia się na poszczególne kolory składniowe (widmo światła), podobnie jak tęcza.

Ogniskując teleskop na określonej gwieździe lub galaktyce można w podobny sposób wyznaczyć widmo światła tej gwiazdy lub galaktyki. Różne gwiazdy o różnych budowach mają różne widmo, ale względna jasność poszczególnych kolorów jest zawsze taka, jakiej należałoby się spodziewać. W świetle przedmiotu rozgrzanego do czerwoności – w rzeczywistości światło emitowane przez rozgrzany nieprzezroczysty przedmiot ma charakterystyczne widmo, które zależy tylko od temperatury: widmo takie nazywamy termicznym lub widmem ciała doskonale czarnego. Oznacza to, że jesteśmy w stanie wyznaczyć temperaturę gwiazdy na podstawie widma jej światła. Co więcej okazuje się, iż w widmach brakuje pewnych charakterystycznych kolorów i te brakujące kolory są różne dla różnych gwiazd. Wiemy że każdy pierwiastek chemiczny pochłania charakterystyczny zestaw kolorów, zatem porównując te układy barw z brakującymi kolorami w widmach gwiazd, możemy wyznaczyć pierwiastki obecne w atmosferze badanego obiektu (gwiazdy). W latach dwudziestych, Kiedy astronomowie rozpoczęli badania widm gwiazd w odległych galaktykach zauważyli coś bardzo osobliwego: w widmach tych gwiazd widać dokładnie te same układy kolorów, co w widmach gwiazd naszej Galaktyki ale przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma o taką samą względną wartość długości fali. Aby zrozumieć znaczenie tego spostrzeżenia, musimy najpierw zrozumieć efekt Dopplera. Oko ludzkie rejestruje fale o różnych częstotliwościach jako różne kolory: fale o mniejszej [9] częstotliwości odpowiadają czerwonemu krańcowi widma, a o wyższej częstotliwości niebieskiemu.

Gdy źródło oddala się, częstość odbieranych fal obniża się.

Wyobraźmy sobie teraz, że źródło światła o stałej częstotliwości, na przykład gwiazda, znajduje się w stałej odległości od nas. Oczywiście częstość odbierania przez nas fal jest dokładnie taka sama, jak fal wysyłanych. Przypuśćmy że źródło zaczyna się przybliżać. Kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza źródło znajduje się ono już bliżej nas, zatem ten grzbiet fali dotrze do nas po krótszym czasie, niż wtedy gdy źródło było nieruchome. A zatem odstęp czasu między kolejnymi rejestrowanymi grzbietami fal jest krótszy, ich liczba na sekundę jest większa, częstość fali wyższa niż wówczas, gdy źródło nie zmieniało położenia względem nas. Podobnie gdy źródło oddala się, częstość odbieranych fal obniża się. W wypadku fal świetlnych wynika stąd, że widmo gwiazd oddalających się od nas jest przesunięte w kierunku czerwonego, zaś widmo gwiazd zbliżających się w kierunku niebieskiego krańca widma gwiazdy. Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk, Hubble spędził kolejne lata mierząc ich odległości i widma. W tym czasie większość astronomów sądziła, że galaktyki poruszają się zupełnie przypadkowo, oczekiwano zatem, że połowa widm będzie przesunięta w stronę czerwieni, a druga połowa w stronę niebieskiego krańca widma. Ku powszechnemu zdumieniu okazało się, że niemal wszystkie widma są przesunięte ku czerwieni: prawie wszystkie galaktyki oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zdumiewające było kolejne odkrycie Hubble`a, które ogłosił w 1929 roku: nawet wielkości przesunięcia widma ku czerwieni nie jest przypadkowe, lecz wprost proporcjonalne do odległości od galaktyki. Inaczej mówiąc, galaktyki oddalają się od nas tym szybciej, im większa jest odległość od nich! A to oznacza że Wszechświat nie jest statyczny jak uważano przedtem, lecz rozszerza się- odległości między galaktykami stale rosną.

Odkrycie, że Wszechświat stale się rozszerza, było jedną z wielkich rewolucji intelektualnych dwudziestego wieku. Przypuśćmy jednak, że Wszechświat rozszerza się. Jeśli tempo ekspansji było by niewielkie, to siła ciążenia wkrótce powinna powstrzymać rozszerzanie się Wszechświata, a następnie spowodowałoby jego kurczenie. Gdyby jednak tempo jego ekspansji było większe niż pewna krytyczna wielkość, to grawitacja nigdy nie była by zdolna, do powstrzymania ekspansji i Wszechświat rozszerzałoby się już zawsze. Takie zachowanie się Wszechświata można było wydedukować z teorii Newtona w dowolnej chwili w 18-ym, 19-ym wieku. Jednak wiara w statyczny Wszechświat przetrwała aż do początków naszego stulecia. Nawet Einstein wierzył weń tak mocno, że już po sformułowaniu ogólnej teorii względności zdecydował się zmodyfikować ją przez dodanie tak zwanej stałej kosmologicznej, wyłącznie po to, aby pogodzić istnienie statycznego Wszechświata z tą teorią.

Struktury Wszechświata

W czasie gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu uniknięcia wynikającego z teorii wniosku, że Wszechświat nie jest statyczny, rosyjski fizyk i matematyk Aleksander Friedmann, spróbował wyjaśnić ów rezultat. Friedmann, poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące struktury Wszechświata; że Wszechświat wygląda tak samo niezależnie od kierunku w którym patrzymy i że byłoby to prawdą również wówczas, gdybyśmy obserwowali go z innego miejsca. Na podstawie tylko tych dwóch założeń Friedmann wykazał iż nie powinniśmy spodziewać się statycznego Wszechświata. Zatem Wszechświat rzeczywiście wygląda jednakowo w każdym kierunku pod warunkiem, że nie zwracamy na szczegóły o wymiarach charakterystycznych mniejszych od jednej odległości między galaktykami. W 1956 roku dwaj angielscy fizycy: Arno Penzias i Robert Wilson pracujący w laboratorium firmy telegraficznej Bell w New Jersey, wypróbowali bardzo czuły detektor mikrofalowy. Penzias i Wilson mieli poważny kłopot, ponieważ ich detektor rejestrował więcej szumu, niż powinien. Szum ten nie pochodził z żadnego określonego miejsca ani kierunku. Penias i Wilson starali się znaleźć wszystkie możliwe źródła szumu jednak bez powodzenia.

Dodatkowy szum był jednakowo silny niezależnie od kierunku odbioru, pory dnia czy roku, musiał więc pochodzić spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza naszej Galaktyki, gdyż inaczej zmieniałoby się wraz ze zmianą kierunku na osi. Obecnie wiemy iż promieniowanie powodujące szum przebyło niemal cały obserwowalny Wszechświat, a skoro wydaje się jednakowy niezależny od kierunku, to i Wszechświat musi być taki sam w każdym kierunku. Końcowe sformułowanie modelu Wielkiego Wybuchu było spowodowane odkryciem promieniowania tła – wszechobecnego szumu – promieniowania elektromagnetycznego wypełniającego przestrzeń i mającemu charakterystykę odpowiadającą świeceniu ciała doskonale czarnego w temperaturze trzech stopni Kelvina. Uznano że jest to tak zwane promieniowanie reliktowe, przewidziane przez Georga Gamowa jeszcze w latach czterdziestych i jest ono konsekwencją Wielkiego Wybuchu. [2] Hipoteza Wielkiego Wybuchu opiera się na twierdzeniu że wszystkie ciała we Wszechświecie z grubsza, czyli z dokładnością do tak zwanych ruchów własnych, oddalają się od siebie. W tym miejscu zwykle przywołuje się przykład gumowego balonika w kropki. W trakcie nadmuchiwania, to nietrudno zauważyć że wszystkie jego kropki będą się oddalać od siebie – oczywiście z powodu powiększania się przestrzeni między nimi. Model ten został wprowadzony w latach trzydziestych na podstawie dokonanych przez Vesto Sliphera i Edwina Hubble`a pomiarów tak zwanego przesunięcia ku czerwieni oraz prac Penziasa i Wilsona. Otóż jeżeli obecnie wszystkie galaktyki oddalają się od siebie, to kiedyś musiały być blisko siebie.[11] Gdybyśmy wyobrazili sobie wędrówkę „pod prąd” czasu – jakbyśmy wyświetlali film w odwrotnym kierunku – zobaczylibyśmy, że Wszechświat z każdym dniem staje się mniejszy.

Next post Wszechświat może rozszerzać się przez nieskończoność

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.