|
[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Zakłada się w nim, że wszechświat od wielkiego wybuchu ma geometrię czasoprzestrzeni Friedmanna.W miarę rozszerzania się wszechświata promieniowanie i materia stygną.(Gdy promień wszechświata wzrasta dwukrotnie, to temperatura spada o połowę).Ponieważ temperatura jest niczym innym jak miarą średniej energii — lub prędkości — cząstek, to ochładzanie się wszechświata wywiera poważny wpływ na materię.W bardzo wysokiej temperaturze cząstki poruszają się tak szybko, że łatwo pokonują działanie sił jądrowych lub elektromagnetycznych, gdy jednak temperatura spada, cząstki przyciągające się wzajemnie zaczynają się łączyć.Co więcej, również istnienie pewnych rodzajów cząstek zależy od temperatury.W dostatecznie wysokiej temperaturze cząstki mają tak wielką energię, że w ich zderzeniach tworzy się wiele par cząstka - anty cząstka, i choć niektóre z tych cząstek anihilują w zderzeniach z anty cząstkami, proces ich produkcji jest szybszy niż proces anihilacji.W niskiej temperaturze natomiast zderzające się cząstki mają niską energię, pary cząstka - antycząstka tworzą się wolniej i anihilacja staje się wydajniejsza od produkcji.W chwili wielkiego wybuchu wszechświat miał zerowy promień, a zatem nieskończenie wysoką temperaturę.W miarę jak wzrastał promień wszechświata, temperatura promieniowania spadała.W sekundę po wielkim wybuchu wynosiła około 10 miliardów stopni.Temperatura we wnętrzu Słońca jest około tysiąca razy niższa, podobnie wysoką temperaturę osiąga się natomiast w wybuchach bomb wodorowych.W tym czasie wszechświat zawierał głównie fotony, elektrony i neutrina (niezwykle lekkie cząstki oddziałujące tylko za pośrednictwem sił słabychi grawitacyjnych), ich antycząstki, oraz niewielką liczbę protonów i neutronów.W miarę rozszerzania się wszechświata i spadku temperatury malało tempo produkcji par elektron - antyelektron, aż wreszcie stało się wolniejsze niż tempo anihilacji, tworząc fotony; ocalały tylko nieliczne elektrony.Natomiast neutrina i antyneutrina nie zniknęły, ponieważ oddziałują ze sobą zbyt słabo.Powinny one istnieć po dziś dzień; gdybyśmy potrafili je wykryć, uzyskalibyśmy wspaniałe potwierdzenie naszkicowanego tutaj obrazu wczesnej historii wszechświata.Niestety, neutrina te mają zbyt niską energię, by można je było wykryć bezpośrednio.Jeśli jednak mają małą, lecz różną od zera masę, jak to sugeruje nie potwierdzony eksperyment rosyjski z 1981 roku, moglibyśmy wykryć je pośrednio.Mianowicie mogą one stanowić część “ciemnej materii", której grawitacyjne przyciąganie jest dostatecznie silne, by powstrzymać ekspansję wszechświata i spowodować jego skurczenie się.Mniej więcej w sto sekund po wielkim wybuchu temperatura spadła do miliarda stopni; taka temperatura panuje we wnętrzach najgorętszych gwiazd.W tej temperaturze protony i neutrony mają zbyt małą energię, aby pokonać przyciągające siły jądrowe, zatem zaczynają się łączyć, tworząc jądra deuteru (ciężkiego wodoru), zawierające jeden proton i jeden neutron.Jądra deuteru łączą się z kolejnymi protonami i neutronami; w ten sposób powstają jądra helu, składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów, oraz niewielka liczba cięższych jąder, między innymi litu i berylu.Można obliczyć, że według standardowego modelu wielkiego wybuchu około jednej czwartej wszystkich protonów i neutronów zużyte zostaje na produkcję helu oraz cięższych pierwiastków.Pozostałe neutrony rozpadają się na protony, będące jądrami zwykłych atomów wodoru.Ten scenariusz rozwoju wszechświata w jego najwcześniejszym okresie zaproponował George Gamow w słynnej pracy z 1948 roku, napisanej wspólnie z jego studentem Ralphem Alpherem.Gamow, obdarzony autentycznym poczuciem humoru, przekonał fizyka jądrowego Hansa Bet-hego, by ten dodał swe nazwisko do listy autorów, dzięki czemu brzmiała ona: “Alpher, Bethe, Gamow", prawie tak jak pierwsze trzy litery greckiego alfabetu: alfa, beta, gamma, co wyjątkowo dobrze pasuje do pracy o początkach wszechświata! W tej pracy Gamow i jego współpracownicy przedstawili również godną uwagi hipotezę, iż promieniowanie pochodzące z wczesnego, gorącego okresu ewolucji wszechświata powinno istnieć po dziś dzień, choć jego temperatura została zredukowana do paru stopni powyżej zera bezwzględnego.Właśnie to promieniowanie odkryliPenzias i Wilson w 1965 roku.W czasach kiedy Alpher, Bethe i Gamow pisali swoją pracę, niewiele jeszcze wiedziano o reakcjach jądrowych między protonami i neutronami.Dlatego ich obliczenia wzajemnych proporcji różnych pierwiastków we wszechświecie nie były dokładne.Od tego czasu obliczenia te wielokrotnie powtórzono, uwzględniając postęp naszej wiedzy na temat reakcji jądrowych, i obecnie zgadzają się znakomicie z obserwacjami.Co więcej, jest bardzo trudno wytłumaczyć w jakikolwiek inny sposób, dlaczego właśnie tyle helu istnieje we wszechświecie.Wobec tego mamy niemal pewność, że nasz obraz rozwoju wszechświata jest poprawny, przynajmniej od jednej sekundy po wielkim wybuchu.Po upływie zaledwie paru godzin od wielkiego wybuchu ustała produkcja helu i innych pierwiastków.Przez następny milion lat wszechświat po prostu rozszerzał się, bez żadnych godnych uwagi zdarzeń.W końcu temperatura spadła do paru tysięcy stopni; wtedy elektrony i jądra nie miały już dostatecznej energii, by pokonać przyciąganie elektryczne między nimi — w rezultacie zaczęły łączyć się w atomy.Wszechświat jako całość w dalszym ciągu rozszerzał się i stygł, lecz regiony o nieco większej gęstości niż średnia rozszerzały się wolniej, gdyż dodatkowe przyciąganie grawitacyjne hamowało ich ekspansję.Takie obszary w pewnym momencie przestały się rozszerzać i zaczęły się kurczyć.Oddziaływanie z otaczającą je materią mogło zainicjować ich rotację.W miarę zapadania się obszaru o powiększonej gęstości wzrastała prędkość ruchu obrotowego — podobnie łyżwiarz kręci się szybciej po złożeniu ramion wzdłuż tułowia.W końcu siła odśrodkowa zrównoważyła siłę ciążenia i kurczenie się ustało; w ten sposób powstały, przypominające dyski, rolujące galaktyki.Inne regiony, które nie zaczęły wirować, stały się owalnymi obiektami, zwanymi galaktykami eliptycznymi.Takie obszary przestały się zapadać, gdyż poszczególne ich części krążą wokół środka, choć galaktyka jako całość nie obraca się.Z biegiem czasu hel i wodór w galaktykach zgromadził się w wielu mniejszych chmurach, które zaczęły zapadać się pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego.W miarę jak się kurczyły, wzrastała liczba zderzeń między atomami, czyli rosła temperatura, aż wreszcie stała się dostatecznie wysoka, by mogły się rozpocząć reakcje syntezy jądrowej.Reakcje te zmieniają wodór w hel, a uwolnione ciepło powoduje wzrost ciśnienia i powstrzymuje dalsze kurczenie się chmur gazu.Takie chmury utrzymują się w niezmienionej postaci przez długi czas — są to po prostu gwiazdy podobne do naszego Słońca; spalająone wodór w hel i wypromieniowują generowaną energię w postaci ciepła i światła [ Pobierz całość w formacie PDF ] |
Archiwum
|