Przyroda. Wybrane zagadnienia ebook

Podziękowania

Wyrażamy serdeczną wdzięczność Wydawnictwom: Reader’s Digest w Warszawie,  Debit sp. j. w Bielsku-Białej, Multico Oficyna Wydawnicza Sp. z.o.o. w Warszawie, Wydawnictwu Uniwersytetu Przyrodniczego w Poznaniu oraz Tower Press w Gdańsku, za zgodę na wykorzystanie materiałów z następujących  źródeł, bez których opracowanie naszej publikacji byłoby utrudnione, a treść zubożona:

Albouy V. i inni. Niezwykłe sekrety przyrody (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest. Warszawa, 2009.

Antonim V., Bieberova Z., Kluzak Z., Ostry V., Skubla P., Teplikova J., Vesely I.: Grzyby. Ilustrowana encyklopedia (przekł. z czesk.). Reader’s Digest. Warszawa 2006;

Birkhead T. i inni: Na tropach sekretów przyrody (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 1999.

Bright M. i inni: 1000 cudów przyrody (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 2006.

Bühl B. i inni: Największe zagadki ludzkości. Badania, odkrycia, hipotezy (przekł. z niem.). Wyd. Reader’s Digest Sp. z o. o. Warszawa, 2004.

Chapman J., Douglas-Cooper, Gilpin D., Kerr-Jarrett A. (ed.): Świat nauki i techniki (przekł. z ang.). Wyd. Reader’s Digest. Warszawa, 2007

Coyne C., Gilpin D., Hutchings J.: 1000 cudów przyrody (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 2006.

Czichos J. i inni: Dlaczego tak jest? Odpowiedzi nauki na 1000 najważniejszych pytań dnia codziennego (przekł. z niem.). Wyd.: Reader’s Digest Sp. z o. o. Warszawa, 2008.

Gilpin D.: Świat przyrody. 1000 pytań i odpowiedzi (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Sp. z o. o. Warszawa, 2007.

Ilustrowany Atlas Polski. Wyd.: Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 2002.

Ilustrowany Atlas Świata. Wyd. Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 1999.

Kerrigan M.: 1000 pytań i odpowiedzi. Życie codzienne dawniej (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Sp. z o. o. Warszawa, 2006.

Palmer J. (ed.): Na tropach sekretów przyrody (przekł. z ang.). Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 1999.

Varley H.: 1000 pytań i odpowiedzi. Ludzie i miejsca (przekł. z ang.). Wyd.: Reader’s Digest Przegląd Sp. z o. o. Warszawa, 2006.

Clarke P.: Historia odkryć kosmicznych. Wydawnictwo DEBIT sp. j., Bielsko Biała (rok wyd. nieokreślony). www.wydawnictwo-debit.pl

Olaczek R.: Skarby przyrody i krajobrazu Polski. MULTICO Oficyna Wydawnicza Sp. z o. o. Warszawa, 2008. (Materiały z rozdziału 1, punkt: „System ochrony przyrody w Polsce”, str. 20-23).

Wiśniewski J., Gwiazdowicz D. J. Ochrona przyrody (wyd. II). Wydawnictwo Uniwersytetu Przyrodniczego w Poznaniu. Poznań, 2009. (Materiały z rozdziału 1: „Twory przyrody i obszary chronione”, punkty 1.2.7-1.2.14, str. 151-170).

Żurowska K.: Ziołolecznictwo amazońskie i andyjskie. Tower Press. Gdańsk, 2001. 

WSZECHŚWIAT

1.1.Wielki Wybuch i początkowe fazy rozwoju

Rozszerzanie się Wszechświata nasuwa wniosek, że miał on swój początek w czasie. Jeżeli wyobrazisz sobie film o rozszerzaniu się Wszechświata puszczany „do tyłu”, to zobaczysz, jak w miarę upływu czasu świat staje się coraz mniejszy, aż osiągnie geometryczny punkt. Niewątpliwie oznacza to pewnego rodzaju początek, a czas zdefiniowany w ten sposób nazywa się wiekiem Wszechświata. Według szacunków wiek Wszechświata zawiera się między 10 a 20 miliardami lat (ściślej określany jest na 13,7 mld lat), a jego początek wiąże się z tak zwanym Wielkim Wybuchem. Termin Wielki Wybuch został użyty po raz pierwszy w znaczeniu ironicznym. W latach czterdziestych ubiegłego wieku istniało wiele rywalizujących ze sobą teorii dotyczących natury Wszechświata. Brytyjski astrofizyk Fred Hoyle ukuł termin Wielki Wybuch w celu skrytykowania konkurentów. Nieoczekiwanie termin ten znalazł drogę do opinii publicznej jako nazwa teorii.

Teoretycy różnią się poglądami na temat początków Wszechświata. Najbardziej rozpowszechnione teorie zakładają, że zanim rozpoczęła się ekspansja Wszechświat był niestabilny, i że ekspansję zapoczątkowało pewne zdarzenie, takie jak kreacja masy. Należy pamiętać, że masa jest formą energii i dlatego może być traktowana jak inne jej formy. W odróżnieniu od masy, której odpowiadają zawsze dodatnie wartości energii, energia potencjalna grawitacji może być dodatnia albo ujemna. Te fakty znaczą, że jest możliwe, aby dodatnia energia potrzebowała tworzenia masy do zrównoważenia ujemnej energii potencjalnej oddziaływań grawitacyjnych między masami. Kreacja materii potrzebnej do stworzenia świata niekoniecznie potrzebuje, żeby „coś” powstało z „niczego”. Jest to podobne do kopania dołu. Kiedy już wykopałeś dół, to masz dół i górę ziemi, lecz nie jest tajemnicą, skąd się ta ziemia wzięła. Jeżeli jednak widzisz tylko górę ziemi, kopanie ziemi może wydawać ci się cudem – ziemia pojawiła się znikąd. W ten sposób kreacja Wszechświata wygląda cudownie, ponieważ wydaje się nam, że nagle pojawiła się znikąd. W rzeczywistości materia jest tą „górą ziemi” Wszechświata i jest zrównoważona przez „dół” w formie pól grawitacyjnych.

Gdybyśmy mieli zbudować wszechświat o możliwie najprostszej postaci, to prawdopodobnie wzięlibyśmy równe ilości materii i antymaterii, tyle samo antyprotonów co protonów, antykwarków co kwarków, itd. Jednak w takim wszechświecie cała materia i antymateria zamieniłyby się w wyniku anihilacji w promieniowanie.

Jaki czynnik spowodował, że w jakiś sposób przetrwała część materii, a nie antymaterii. Otóż eksperymentalnie udowodniono, że antymateria nie jest dokładnym zwierciadlanym odbiciem materii. Ta asymetria powoduje, że we wczesnych etapach kosmicznej ekspansji w niewielkim stopniu (jak jeden do miliarda) preferowana jest materia w stosunku do antymaterii. Jednak ten mały efekt odgrywa kluczową rolę i swoje istnienie zawdzięczamy różnicy na dziewiątym miejscu po przecinku. Na każdy miliard anihilujących par, które dają w efekcie fotony wchodzące w skład mikrofalowego promieniowania tła, pozostaje jeden kwark bez pary. W efekcie liczba barionowa (liczba protonów minus liczba antyprotonów) nie jest bezwzględnie zachowana i dzięki temu we wczesnym Wszechświecie mogła utrwalić się przewaga materii nad antymaterią. Jednak nasi potomkowie za 1035 lat zapłacą pewną cenę, kiedy atomy tworzące materię ulegną „erozji”, a cała masa – energia (w myśl einsteinowskiego mc2) zamieni się w promieniowanie – głównie w promieniowanie gamma. 

Zakłada się, że rozlatywanie się galaktyk jest rezultatem wielkiej eksplozji. Kosmologowie sądzą, że gdy rozpoczął się „Wielki Wybuch” (ang. „Bing Bang”), cała materia i energia Wszechświata była stłoczona w mikroskopijnej objętości mniejszej od atomu, o niewyobrażalnej wręcz gęstości i temperaturze. Znane dzisiaj prawa fizyki nie są w stanie opisać ani też wyjaśnić początkowego stanu Wszechświata. Jednakże uczeni mogą już powiedzieć, co wydarzyło się w niewiarygodnie drobnym ułamku sekundy później. Początkowo istniały wszystkie możliwe rodzaje cząstek elementarnych, które zderzając się przemieniały nieustannie w siebie nawzajem. Wiele z nich było cząstkami, które dzisiaj nie istnieją lub jedynie przelotnie ujawniają się podczas eksperymentów. Przestrzeń i czas powstały w bardzo gorącym i gęstym błysku energii (wybuch). Siły tej eksplozji działają nadal, powodując ciągle rozszerzanie się Wszechświata. 

W dzisiejszym Wszechświecie istnieją cztery fundamentalne rodzaje oddziaływań: grawitacyjne, elektromagnetyczne oraz dwa pozostałe, działające wewnątrz jąder atomowych, a to oznacza silne i słabe oddziaływania. Jednakże w ekstremalnych temperaturach powstającego Wszechświata wszystkie one zlały się w jedną „supersiłę”, jednakowo odczuwaną przez wszystkie rodzaje cząstek. Ale już 10-43 sekundy później grawitacja ujawniła się jako oddzielny rodzaj siły. Następnie po 10-35 sekundy rozpoczął się etap kolosalnej „inflacji” we Wszechświecie, w której gwałtownie, w ciągu drobnej części sekundy, rozszerzył się on od rozmiarów atomu do czegoś, co mogłoby zmieścić się w dłoni. Wyodrębniło się wtedy silne oddziaływanie jądrowe. Później wyodrębniły się oddziaływania słabe i elektromagnetyczne, a wszystko to stało się w ciągu miliardowej części sekundy. 

Reasumując, przełomowe zmiany w historii Wszechświata dokonały się w następujących odstępach czasu:

po upływie 10-43 sek (licząc od początku) – grawitacja oddziela się od innych oddziaływań; 

po upływie 10-33 sek oddzieliły się oddziaływania silne; 

po upływie 10-10 sek oddzieliły się oddziaływania słabe i elektromagnetyczne; 

po upływie 10 mikrosekund kwarki łączą się ze sobą tworząc cząstki elementarne;

po 3 minutach powstają jądra lekkich atomów;

po 500 tys. lat powstają atomy.

W miarę jak Wszechświat ekspandował, stawał się coraz chłodniejszy i mniej gęsty. Krótkotrwałe, egzotyczne cząstki „rozpadały się” na trwałe, bardziej znajome cząstki, które dzisiaj rozpoznajemy. Kwarki połączyły się tworząc protony i neutrony – budulec atomów – jednakże były jeszcze zbyt gorące, by się połączyć ze sobą lub z elektronami i je uformować.

Wszystko to miało miejsce w ciągu pierwszej setnej części sekundy. Kiedy wiek Wszechświata wzrósł do 25 sekund, to był on złożony głównie z promieniowania o temperaturze kilku miliardów stopni. Promieniowanie to było tysiące razy bardziej gęste niż obecnie woda i przeważało swoją masą materię setki tysięcy razy. Cząstki materii były chaotycznie uderzane przez fotony – „pociski” promieniowania o wysokiej energii.

W ciągu pierwszych trzech minut neutrony sklejają się z protonami tworząc jądra helu, a także ślady jednego lub dwóch innych rodzajów jąder pierwiastków lekkich. Całkowita liczba jąder helu jest 12 razy mniejsza od liczby pojedynczych protonów, czyli jąder wodoru. Temperatura spadła wówczas poniżej 1 mld °C.

W ciągu dalszych 300 tys. lat trwa ekspansja Wszechświata. Kiedy temperatura spada poniżej 3000°C, elektrony mogły się związać jądrami atomowymi, tworząc pierwsze obojętne elektrycznie atomy. Wówczas Wszechświat był 1000 razy mniejszy niż dzisiaj. Promieniowanie przestało już silnie oddziaływać z materią. Po upływie dalszych kilkuset milionów lat, rozrzedzający się gaz rozpadł się na gigantyczne zagęszczenia – protogalaktyki. Krótko po tym czasie mogły zacząć rozbłyskiwać pierwsze gwiazdy. Wszechświat cały czas ewoluował, jednak powstała populacja gwiazd zaczyna powoli zanikać, bowiem cały dostępny materiał gazowy został wykorzystany na jego budowę i za kolejnych około 15 mld lat Wszechświat nie będzie już tak rozgwieżdżony jak jest dzisiaj.

Warto tutaj przytoczyć obrazowe porównanie Wielkiego Wybuchu do rosnącego ciasta z rodzynkami, albo – jak kto woli – do nadmuchiwanego balonu. W odniesieniu do tego pierwszego porównania niech każda rodzynka w tym cieście oznacza galaktykę. Stojąc na jednej z tych rodzynek będziemy uważali, że się nie poruszamy, natomiast inne rodzynki, w miarę jak ciasto rośnie, oddalają się od siebie. Im dalej są te rodzynki, tym szybciej się oddalają po prostu dlatego, że między nami a nimi jest coraz więcej rosnącego ciasta. Kiedy Hubble przyjrzał się Wszechświatowi zobaczył analogiczne zjawisko. Tak więc powstaje i rozszerza się sama przestrzeń, a galaktyki są przez nią unoszone. To na podstawie pomiaru prędkości, z jaką galaktyki oddalają się od siebie, można dziś ocenić czas, jaki upłynął od początku ekspansji; to jest 13,7 mld lat.

Pierwszym nieodpartym dowodem przemawiającym za modelem Wielkiego Wybuchu (innym niż samo rozszerzanie się Wszechświata) było odkrycie mikrofalowego promieniowania tła. Odkryli je w 1964 r. dwaj uczeni z Bell Telephone Laboratories – Arno Penziasi Robert Wilson. W celu stworzenia bazy danych dla rodzącego się przemysłu środków łączności wykonali oni, posługując się odbiornikiem mikrofal, pomiary promieniowania mikrofalowego docierającego z przestrzeni do Ziemi. Wykryli, że promieniowanie mikrofalowe dociera do Ziemi niezależnie od tego, w którą stronę skierują aparaturę. Odbierali je jako jednostajny gwizd. Dzisiaj to tak zwane kosmiczne promieniowanie tła interpretujemy jako „echo” Wielkiego Wybuchu. Jest to promieniowanie, które uwolniło się wtedy, kiedy powstawały atomy, lecz do tego czasu ostygło. Teraz jest ono charakterystyczne dla obiektu, którego temperatura wynosi około 3 stopni powyżej absolutnego zera. Takie promieniowanie jest charakterystyczne dla rozszerzającego się, stygnącego Wszechświata, i dlatego jest uważane za niezbity dowód na poparcie teorii Wielkiego Wybuchu. 

Kosmiczne promieniowanie tła jest zdumiewająco jednostajne. Niezależnie od tego, w którym kierunku obserwuje się przestrzeń wszędzie jest jednakowe z dokładnością do 0,1% (w 1992 r. Satelita COBE – Cosmic Background Explorer – wykrył niewielkie zaburzenia jednorodności promieniowania tła). Jednostajność promieniowania tła jest jednym z wielkich problemów kosmologii. 

Innym dowodem na poparcie teorii Wielkiego Wybuchu jest synteza termojądrowa. Dowód ten pochodzi z obliczeń dotyczących powstawania lekkich jąder po 3 minutach. Posłużono się następującą metodą. Z doświadczeń przeprowadzonych w laboratoriach wiemy, z jakim prawdopodobieństwem powstaną poszczególne produkty w przypadku zderzenia dwóch lekkich jąder. Na przykład możemy zmierzyć prawdopodobieństwo powstania jąder deuteru (trwały izotop wodoru) podczas zderzenia dwóch protonów z określoną prędkością. Podstawiając do odpowiednich wzorów te zmierzone wielkości, wraz z prędkościami spodziewanymi po jądrach znajdujących się w temperaturze jaką miał Wszechświat trzy minuty po Wybuchu, możemy obliczyć liczbę jąder różnych pierwiastków, które powinny wtedy powstać. Następnie możemy zmierzyć ilości każdego z pierwiastków istniejących w obecnym Wszechświecie (z poprawką na pierwiastki, które powstały w gwiazdach) i porównać te zmierzone wartości z przewidywanymi. W większości przypadków wyniki i przewidywania są znacząco zgodne. Na przykład rozpowszechnienie pierwotnego helu we Wszechświecie jest w przybliżeniu równe 25%, co jest zgodne z oczekiwaniami. Gdyby ta liczba była tak duża jak 28, lub tak mała jak 22, to teoria byłaby po prostu zła i nie dałoby się jej obronić żadnym sposobem. Dlatego rozpowszechnienie pierwiastków jest przekonującym dowodem na poparcie teorii Wielkiego Wybuchu.

Potraktowanie nukleosyntezy jako testu modelu Wielkiego Wybuchu umożliwia wykonanie badań tu, na Ziemi. Na przykład deuter jest izotopem wodoru, który ma w swoim jądrze jeden proton i jeden neutron. Deuter nie pochodzi z gwiazd i dlatego cała jego zawartość na Ziemi musiała powstać w Wybuchu. Można zmierzyć rozpowszechnienie deuteru na przykład w wodach oceanicznych lub w skałach i stąd otrzymać informację o początkach Wszechświata. Arno Penzias nazwał to tworzeniem kosmologii za pomocą łopaty.  

Opisany tu bardzo skrótowo proces ewolucji Wszechświata jest wynikiem wieloletniej pracy fizyków, astrofizyków, astronomów i jest wielkim osiągnięciem ludzkości w XX w. Złożyły się na to obserwacje astronomiczne przez teleskopy na Ziemi i w kosmosie, dzięki którym możemy obserwować odległe części Wszechświata, poznając jego wygląd, kiedy był jeszcze młody. Do odkryć przyczyniły się też wyspecjalizowane detektory umieszczone w satelitach i sondach kosmicznych – badające obecnie promieniowanie oraz cząstki poruszające się w przestrzeni kosmicznej. Także eksperymenty w akceleratorach – pozwalające poznać podstawowe prawa fizyczne, jakim podlega materia we Wszechświecie.

Teoria Wielkiego Wybuchu bywa także nazywana Standardowym Modelem Kosmologicznym i jest swego rodzaju podsumowaniem wszystkich wyników badań kosmicznych. Model ten w wielu aspektach wymaga wyjaśnień, na przykład co działo się z Wszechświatem przed Wielkim Wybuchem i jego ekspansją, jaka będzie przyszłość Wszechświata, oraz co się stanie, gdy wszystkie gwiazdy się wypalą, itp.

Od tej pory w urządzeniu tym dochodzi do zderzeń cząstek stanowiących podstawowy budulec świata. Uczeni są przekonani, że do końca 2012 r. zgromadzą wystarczającą ilość danych, aby potwierdzić bądź wykluczyć istnienie bozonu Higgsa – czyli tak zwanej boskiej cząstki, która miała powstać tuż (w kilka milisekund) po wybuchu. Cząstka ta miała nadać masy innym cząstkom materii – między innymi protonom, elektronom, neutronom. Uczeni przekonują, że są na dobrej drodze do tego celu.

Uczeni z Uniwersytetu Vanderbilt liczą na to, że równolegle do pojawienia się w LHC bozonu, powstaną inne molekuły – tak zwane singlety Higgsa. To właśnie w tych ostatnich pokłada się wielkie nadzieje na „podróże w czasie”. To one dzięki swym wyjątkowym właściwościom będą w stanie wskoczyć w inny, wyższy wymiar, i tym samym przemieszczać się swobodnie względem osi czasu. Ominą one ograniczenie czterech wymiarów, w których żyjemy, i będą mogły znaleźć się w przeszłości lub w przyszłości. „Podróż w czasie” ograniczona będzie tylko i wyłącznie do małych cząstek, więc dla człowieka będzie to nadal niemożliwe. Jeśli jednak naukowcy opracują metodę kontroli singletów Higgsa – „będziemy w stanie przesyłać wiadomości do przeszłości i przyszłości” – twierdzi Tom Weiler na łamach czasopisma naukowego. Te śmiałe sugestie opierają się na uniwersalnej teorii opracowanej w 1995 r. – tak zwanej M-teorii, w której zanurzona jest nasza „zaledwie” 4-wymiarowa czasoprzestrzeń. By przenieść się w czasie, należy osiągnąć prędkość większą od prędkości światła. Jest ot możliwe przy odnalezieniu odpowiedniego „skrótu”. Tym „skrótem” mogą być inne, nieznane nam wymiary. Weiler tłumaczy, że powstałe w wyniku zderzenia protonów w LHC singlety Higgsa będą mogły „wyskoczyć” z 4-wymiarowej przestrzeni. Wyższy wymiar będzie niejako „kanałem”, w którym będą w stanie podróżować swobodnie w czasie. Być może przeniosą wiadomości dla naszych przodków lub potomnych. To dlatego Wielki Zderzacz Hadronów nazywa się maszyną do podróży w czasie.

Literatura

Bryson B., 2009: Krótka historia prawie wszystkiego (przekł. z ang.). Zysk i S-ka Wydawnictwo, Poznań.

Rees M., 2001: Nasz kosmiczny dom (przekł. z ang.). Wyd. Prószyński i S-ka, Warszawa.

Trefil J., 1997: 1001 spotkań z nauką (przekł. z ang.). Świat Książki, Warszawa.

Źródła internetowe

http://wiadomosci.onet.pl/nauka/stworzyli-poczatek-wszechswiata-w-laboratorium,1,3781804,wiadomosc.html

http://time4men.pl/wiem/wielki-zderzacz-hadronow-nadal-poszukuje-boskiej-czasteczki.htmlhttp://www.tvn24.pl/0,1670301,0,1,wielki-zderzacz-hadronow-przyspiesza,wiadomosc.html

http://odkrywcy.pl/kat,1013295,page,2,title,Wielki-Zderzacz-Hadronow-to-maszyna-do-podrozy-w-czasie,wid,13229443,wiadoosc.html

http://pl.wikipedia.org/wiki/Hadrony

http://www.bryk.pl/teksty/liceum/fizyka/wszechświat_i_ciała_niebieskie/10155-teoria_wielkiego_wybuchu.html

1.2. Ewolucja i przewidywany kres

Młodszy Wszechświat był gorętszy, bowiem wszelkie substancje, kiedy są sprężone, z reguły są gorętsze niż przed sprężeniem. Z tego powodu wszystkie zderzenia między jego częściami składowymi były gwałtowniejsze. Im głębiej się cofnąć w czasie, tym większa była temperatura Wszechświata i gwałtowniejsze zderzenia. To stwierdzenie jest kluczem do zrozumienia ewolucji Wszechświata.

Wszechświat ewoluował poprzez wiele „zamarzań”. Jeżeli para wodna znajdująca się w bardzo wysokiej temperaturze i pod wysokim ciśnieniem nagle zostanie uwolniona, to rozszerzając się będzie stygnąć. Przy temperaturze 100°C nastąpi ważna zmiana układu – kondensacja pary wodnej w wodę. Układ nadal będzie się rozszerzał i stygł, aż do następnego przełomu stanu, w którym woda zamarznie w lód. Możemy zatem scharakteryzować ewolucję pary wodnej jako jednorodne rozszerzanie się, przerywane nagłymi zmianami stanu materii.

Podobnie można scharakteryzować ewolucję Wszechświata – jako okresy ciągłego rozszerzania się i stygnięcia, przerywane krótkimi okresami, w których zachodzą zmiany fundamentalne. Można wyróżnić sześć takich zmian i nazwać je „zamarzaniem”. Wynikiem ostatniego „zamarzania”, które nastąpiło około 500 tys. lat po Wielkim Wybuchu, było powstanie atomów. Wcześniej nie mogło się to wydarzyć, ponieważ każdy elektron, który próbował przyłączyć się do jądra, był usuwany z niego wskutek zderzeń. Do tego więc czasu materia istniała w formie plazmy i dopiero później powstały atomy.

Światło i inne promieniowanie elektromagnetyczne nie może pokonywać w plazmie dużych odległości nie oddziałując z materią. Dopóki więc nie powstały atomy – Wszechświat był nieprzeźroczysty. Gdyby zawierał bryłę materii, byłaby ona bardziej nieprzeźroczysta niż otoczenie i oddziaływanie na nią promieniowania plazmy byłoby silniejsze, co doprowadziłoby do rozproszenia materii tej bryły.

Kiedy powstały atomy Wszechświat stał się nagle przeźroczysty i światło zostało uwolnione. Od tego czasu oddziałuje ono z materią bardzo słabo. Oznacza to, że galaktyki nie mogły zacząć się tworzyć wcześniej niż Wszechświat „zmarzł” do tego stopnia, by mogły powstać atomy. Trwało to 3 minuty, a dokładniej 3 minuty i 45 sekund. Tyle czasu musiało minąć, zanim temperatura opadła do tego stopnia, by mogły powstać jądra. Był to następny znak na skali czasu życia Wszechświata.

Kiedy cząstki elementarne tworzyły jądra, musiały pracować z największym pośpiechem. Jądra nie mogły zacząć się tworzyć dopóki nie spadła wystarczająco temperatura, lecz gdyby czekały zbyt długo, to w wyniku Hubblowskiego rozszerzania się Wszechświata materia stałaby się tak rozrzedzona, że liczba zderzeń byłaby bardzo mała i nie doszłoby do powstania znacznej liczby jąder. Te dwa silnie związane ze sobą zjawiska pozostawiają bardzo niewiele czasu na tworzenie się jąder. Dlatego w Wielkim Wybuchu powstały tylko izotopy wodoru i helu wraz z niewielką ilością litu-7 (którego jądro ma 3 protony i 4 neutrony). Wszystkie inne pierwiastki Wszechświata utworzyły się później.

W okresie od 10 mikrosekund do 3 minut materia istniała w postaci cząstek elementarnych. 

Po 10 mikrosekundach temperatura Wszechświata osiągnęła taką wartość, że kwarki mogły „zamarznąć” w cząstki elementarne. Pod wpływem tego czasu materia istniała w formie kwarków i leptonów, po jego upływie występowała już w lepiej znanej postaci cząstek elementarnych (elektronów, neutronów, protonów, itp.).

W czasie równym 10-10 sekundy nastąpiło pierwsze „zamarzanie”. Cofając się od tego czasu aż do Wybuchu, mamy do czynienia z „zamarzaniem” oddziaływań zamiast materii. Dziesięciomiliardowa część sekundy po Wielkim Wybuchu oznacza punkt, w którym następuje unifikacja oddziaływań słabych z elektromagnetycznymi. Przed tym momentem istniały tylko trzy oddziaływania we Wszechświecie – silne, grawitacyjne i zunifikowane, które fizycy nazywają elektrosłabym. Po upływie tego czasu Wszechświat miał komplet czterech oddziaływań. Teorie opisujące to przejście to tak zwane wielkie teorie unifikacji – skrótowo GUT (grand unified theories). Obecnie nie potrafimy odtworzyć w laboratoriach warunków, jakie wtedy panowały, zatem musimy zdać się na teorię. Jednak warunki jakie panowały we Wszechświecie w 10-10 sekundy po Wybuchu potrafimy w laboratoriach odtworzyć. Niektóre z nich posiadają aparaturę przyspieszającą protony lub elektrony niemal do prędkości światła. Cząstki te następnie zderzają się ze sobą. W wyniku tych zderzeń na obszarze o objętości nieco mniejszej niż rozmiary protonu, przez ułamek sekundy temperatura podnosi się do takiej wartości, jaką miała wówczas, gdy Wszechświat istniał 10-10 sekundy. 

Nieobecność antymaterii we Wszechświecie jest wyjaśniona przez te wielkie teorie unifikacyjne (GUT). W tym wypadku porównanie opisu teoretycznego i wyników doświadczeń pozwoliło na ustalenie wartości pewnych wielkości odgrywających w teorii istotną rolę. Wczesny Wszechświat opisujemy więc na podstawie teorii, której parametry zostały wyznaczone doświadczalnie. Teoria przewiduje, że na każdy miliard antyprotonów tworzących się we wczesnym Wszechświecie powstawało miliard i jeden protonów. W miarę upływu czasu protony i antyprotony odnalazły się i uległy anihilacji. Wszystkie ciała stałe we Wszechświecie, z twoim ciałem włącznie, są zbudowane z tej odrobiny materii, która nie uległa anihilacji.

Inflacja to kolejny termin związany z GUT. Używany jest do opisania okresu czasu, podczas którego ekspansja Wszechświata była bardzo gwałtowna. Podobnie jak woda rozszerza się, kiedy zamarza w lód, tak rozszerza się i Wszechświat (lecz znacznie bardziej niż woda), gdy „zamarzają” oddziaływania silne. Szacuje się, że czynnik ekspansji wynosi około 1050. Czynnik ten wystarczy, aby wychodząc od czegoś mniejszego niż najmniejsza cząstka, osiągnąć rozmiary grejpfruta. Gdybyś ty się rozszerzył tyle razy – byłbyś większy niż cały Wszechświat! 

W czasie 10-35-10-33 sek. (era inflacji) następuje załamanie się symetrii i wydzielanie się dużej ilości energii, a próżnia zmieniła swój stan (na podobieństwo przejścia wody w lód). Wyizolowana energia przyspieszyła ekspansję Wszechświata, skutkiem czego jest jednorodność współczesnego Wszechświata. 

W czasie 10-33-10-5 sek. ma miejsce wolniejsza ekspansja Wszechświata, który nadal stygł i zmniejszał swą gęstość. W czasie 10-11 sek., przy temperaturze 2.1015 kelwinów oddziaływanie słabe oddzieliło się od oddziaływania elektromagnetycznego. Wszechświat wypełniały głównie fotony, elektrony i kwarki. W czasie 10-5 sek., w temperaturze 3.1012 kelwinów następuje łączenie się kwarków w protony i neutrony. 

W erze nukleosyntezy (od 1 sek. do 4 min.) powstały proste jądra atomowe, jądra deuteru, helu i trytu. Około 77% masy Wszechświata stanowiły protony, resztę – cząstki alfa. Ze względu na zbyt małą gęstość, temperaturę i obfitość cząstek alfa nie mogły powstać jądra ciężkich pierwiastków.

W czasie od 4 min. do 300 tys. lat następuje rozprzęganie się materii i promieniowania. Wszechświat nadal się rozszerza i stygnie. Po około 10 tys. lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Po kolejnych 300 tys. lat temperatura spadła do wartości 3 tys. kelwinów, elektrony połączyły się z protonami i cząstkami alfa, tworząc elektrycznie obojętne atomy wodoru i helu. Fotony prawie nie oddziaływają z obojętnymi atomami i od tej „chwili” Wszechświat stał się dla promieniowania praktycznie przeźroczysty. Pozostałe po tej fazie fotony rejestrujemy dzisiaj jako tak zwane promieniowanie reliktowe, zwane kosmicznym promieniowaniem tła, które zostało odkryte w 1965 r. przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona. Ekspansja Wszechświata powodowała, że promieniowanie reliktowe ochładzało się i jego temperatura wynosi obecnie 2,7 K.

Następnie, w czasie od 300 tys. do 2 mld lat formowały się struktury, które przekształciły się w galaktyki. Proces formowania się galaktyk musiał przebiegać szybko, bowiem odkryto galaktyki znajdujące się w odległości kilkunastu miliardów lat świetlnych od nas, więc widzimy je takimi, jakimi były kilkanaście miliardów lat temu (czyli 1-2 mld lat po Wielkim Wybuchu). Po tym czasie, od 2 mld lat do chwili obecnej, następuje chemiczna ewolucja galaktyk, które skupiły w sobie większość materii Wszechświata.

Przez wiele następnych miliardów lat wygląd Wszechświata nie ulegnie istotnej zmianie. W galaktykach będą rodziły się i umierały gwiazdy, coraz większa będzie jedynie obfitość pierwiastków ciężkich. Wzrośnie też ilość materii uwięzionej w zwartych obiektach (białych karłach, gwiazdach neutronowych i czarnych dziurach), które są końcowymi fazami ewolucji gwiazd o różnych masach. Co stanie się dalej, zależy od obecnych wartości średniej gęstości Wszechświata i tempa jego rozszerzania się. Ponieważ te wielkości nie są zbyt dobrze znane, rysują się dwa scenariusze.

Pierwszym z nich jest scenariusz Wielkiego Skurczu. Jeżeli średnia gęstość jest większa od tak zwanej gęstości krytycznej, w pewnym momencie grawitacja zatrzyma ekspansję i Wszechświat zacznie się kurczyć. Galaktyki będą najpierw się zbliżać, a potem łączyć. Kolejne etapy przebiegną coraz szybciej. W pewnej chwili zaczną się ze sobą zderzać gwiazdy, a potem poszczególne atomy. Materia znów stanie się całkowicie zjonizowana. Temperatura i gęstość będą rosły. Gdy zaczną zderzać się jądra atomowe – nastąpi ich rozbicie na protony i neutrony, a następnie na swobodne kwarki. Wszechświat przejdzie przez wszystkie fazy Wielkiego Wybuchu tyle, że w odwróconej kolejności.

Drugim scenariuszem jest scenariusz Wielkiego Chłodu. Jeżeli, co wydaje się bardziej prawdopodobne, średnia gęstość jest równa lub mniejsza od gęstości krytycznej, Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie. Za wiele miliardów lat w galaktykach przestaną powstawać nowe gwiazdy. Materia zostanie uwięziona w czarnych dziurach, w 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 rzadka i zimna. Zmaleje również gęstość wypełniającego Wszechświat promieniowania, a jego temperatura będzie dążyć do zera absolutnego.

Tymczasem obecnie pojawiła się nowa hipoteza ewolucji Wszechświata, w myśl której nie było Wielkiego Wybuchu, a był Wielki Kolaps. Według niej przed wieloma miliardami lat w nadwszechświecie kończyła swój żywot pewna gwiazda. Jej „zwłoki” miały wystarczającą masę do przeobrażenia się w czarną dziurę. Ta czarna dziura to nasz Wszechświat. Zanim powstała czarna dziura kolapsująca gwiazda przeszła przez postać gwiazdy kwarkowej wypełnionej plazmą kwarkowo-gluonową (mieszaniną swobodnych kwarków i gluonów; gluon to bezmasowa cząstka elementarna pośrednicząca w oddziaływaniach silnych). Dalszy nacisk grawitacji spowodował kolaps części kwarków do znacznie mniejszych rozmiarów i spadek wymiarów zapadającej się gwiazdy. Kwarki, które uległy kolapsowi stały się materią w przestrzeni, którą tworzyła plazma kwarkowo-gluonowa, definiowana z punktu widzenia obserwatora znajdującego się w naszym nadwszechświecie. Z punktu widzenia obserwatora naszego nowo powstałego Wszechświata, wspomniana plazma była ciemną materią. Tak powstał nasz Wszechświat – w wielkim skrócie i w jeszcze większym uproszczeniu, ale bez osobliwości. Grawitacyjny kolaps fundamentalnych cząstek materii nie jest pojęciem uznanym przez naukę, lecz założeniem nowej hipotezy ewolucji Wszechświata. W ten sposób nasz Wszechświat jest tylko mizernym fragmentem wielkiego procesu, który nigdy nie miał początku i nigdy nie będzie miał końca.

Literatura

Trefil J., 1997: 1001 spotkań z nauką (przekł. z ang.). Świat Książki, Warszawa.

Źródła internetowe

http://www.romer.region-rabka.pl/lidia_kloc/bez_java/hist_wsze.htm

http://student.agh.edu.pl/~lucjuk/std/fiz_prez/Ewolucja_i_budowa_wszechswiata.pdf

http://hipoteza.republika.pl/ewolucja1.html

http://pl.wikipedia.org/wiki/Plazma_kwarkowo-gluonowa

1.3. Wielkie struktury

Samotnych gwiazd nie ma. Ich ogromnymi układami wraz z materią międzygwiezdną są galaktyki. We Wszechświecie jest mniej więcej 100 mld galaktyk. Najmniejsze z nich zawierają 100 tys. gwiazd, podczas gdy w największych może ich być do 3 bilionów.

Galaktyki wyglądają w różny sposób w zależności od tego, jakie mają rozmiary, jak szybko się obracają, ile zawierają ciemnej materii i pod jakim kątem są do nas zwrócone. Jednak wcale nie musiało tak być. Gwiazdy mogły być rozłożone równomiernie, albo wszystkie znaleźć się w jednej gigantycznej galaktyce, czy też przyjąć jakiś rozkład pośredni.

Galaktyki tworzą się w wyniku kondensacji chmur gazowych. Jest to proces podobny do tego, który doprowadził do powstania Słońca i Układu Słonecznego. W ogromnej chmurze gazu są obszary, gdzie skupiła się przypadkowo większa masa. Te obszary o dużej gęstości przyciągają do siebie materię znajdującą się w sąsiedztwie. W ten sposób ich masa rośnie i są zdolne do przyciągania coraz większej ilości materii. Proces ten kończy się podzieleniem wielkiej chmury na oddzielne galaktyki, a w każdej z nich doprowadzi do powstania oddzielnych gwiazd. W miarę jak materia jest ściągana ku centrum galaktyki przez siły grawitacji, prędkość jej obrotów – niezależnie od tego, kiedy by się rozpoczęły – musi wzrosnąć. Jest to zjawisko podobne do piruetu łyżwiarki. Kiedy trzyma ona ramiona blisko siebie – wiruje bardzo szybko, kiedy rozłoży ramiona szeroko – szybkość jej obrotów spada. Podobnie jest z galaktyką – gdy następuje kondensacja i kurczenie się, prędkość jej obrotów rośnie. Dzisiaj nasza Galaktyka obraca się wokół swej osi raz na 250 mln lat. Rotacja galaktyk wyjaśnia, dlaczego przyjmują kształt dysku, rozrzucając na zewnątrz materię budującą gwiazdy.

Hubble ustalił, że są trzy rodzaje galaktyk. Galaktyki eliptyczne to olbrzymie skupiska gwiazd przypominające kształtem piłkę do rugby, w których większość gazu zamieniła się w gwiazdy. Galaktyki te nie mają zbyt wiele pyłu międzygwiezdnego, dlatego też nie widać w nich na ogół efektownych pasm i zagęszczeń, charakterystycznych dla galaktyk spiralnych.

Galaktyki spiralne, w tym Droga Mleczna, stanowiące 2/3 wszystkich znanych galaktyk we Wszechświecie, mają mniej więcej kuliste jądro złożone ze starych gwiazd, przypominające galaktyki eliptyczne, otoczone dyskiem składającym się z wąskich ramion spiralnych, rozświetlonych przez nowo narodzone gwiazdy. Galaktyki spiralne mogą wykazywać dość szczególne cechy; M64 ma olbrzymią plamę ciemnej materii w pobliżu swego środka, co sprawia tak niezwykłe wrażenie, że nazwana została „Czarnym Okiem”. Znacznie częściej wzdłuż średnicy galaktyki mogą przebiegać wąskie, ciemne pasma pyłu. Przy sprzyjających warunkach obserwacji już teleskop o średnicy 20 cm może ukazać takie pasmo w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, przypominające dysk z jajkiem sadzonym pośrodku. Niektóre galaktyki mogą na skutek rotacji wykształcić w jądrze charakterystyczne wydłużenie, z którego końców wychodzą ich ramiona. Takie galaktyki nazywamy galaktykami spiralnymi z poprzeczką.

Trzecią grupą są galaktyki nieregularne, w których gwiazdy powstają w stałym, powolnym tempie. Klasa galaktyk nieregularnych obejmuje galaktyki o różnorodnych kształtach – od Małego Obłoku Magellana, galaktyki sąsiadującej z Drogą Mleczną, do M82 w Wielkiej Niedźwiedzicy.

Właściwe galaktyki dzielą się na dwa rodzaje: galaktyki aktywne, jak na przykład radiogalaktyki (wysyłające bardzo silne sygnały radiowe, w których panuje ogromne zamieszanie – wybuchy i inne rodzaje zachowań) i stateczne, przytulne miejsca, jak nasza galaktyka. Burzliwość radiogalaktyk jest tak wielka, że patrząc na nie, można widzieć ogromne dżety (wąskie strugi materii) wyrzucane ze środka galaktyki. Dżety te są często wielokrotnie większe niż sama galaktyka i stanowią uderzające zjawisko na radiowym niebie.

Przykładem radiogalaktyk są kwazary. Słowo kwazar jest skrótowcem od quasi-stellar radiosource (gwiazdopochodne źródło radiowe). Nazwa wzięła się stąd, że chociaż źródła te emitują ogromne ilości energii w zakresie radiowym, obserwowane przez teleskop optyczny wyglądają jak pojedynczy punkt świetlny, czyli jak gwiazda. Ewolucja kwazarów ma ścisły związek  z ewolucją gwiazd w galaktykach. Teraz wiemy, że kwazary to bardzo odległe galaktyki typu radiogalaktyk aktywnych, a obserwowane światło pochodzi z obszaru jej jądra. Obecnie znamy ponad tysiąc kwazarów. Astronomowie określają odległość kwazaru mierząc przesunięcie jego widma ku czerwieni. Najbardziej odległy kwazar (według stanu wiedzy na 1992 r.) znajduje się  w odległości w przybliżeniu 16 mld lat świetlnych od Ziemi  i jest to niemal skraj Wszechświata, który możemy obserwować, co podważa jego szacowany wiek na około 13,7 mld. Ponieważ kwazary są daleko, światło docierające od nich do nas podróżowało bardzo długo. Toteż kwazar obserwowany przez nas dzisiaj może nie mieć nic wspólnego z obiektem istniejącym obecnie w tym miejscu. Niektórzy astronomowie sądzą, że kwazary są wczesnym stadium rozwoju wszystkich galaktyk. 

Aktywne galaktyki Seyferta i radiogalaktyki są silnymi źródłami promieniowania. W radiogalaktykach promieniują również rozległe obłoki radiowe, ale i do nich energia dostarczana jest z jądra za pośrednictwem strumieni cząstek. Uważa się, że duża moc promieniowania kwazarów i aktywnych galaktyk jest bezpośrednio związana z obecnością czarnych dziur.

Bardzo ważna jest geneza odkrycia tak zwanej „ciemnej materii”, która utrwala kształt galaktyk. Wszechświat składa się głównie z ciemnej materii. W ciągu ostatnich kilku lat astronomowie zorientowali się, że co najmniej 90% materii istnieje w takiej formie, która nie może być widziana. Typowa galaktyka jest otoczona przez ciemną materię w ilości przekraczającej 90% jej masy. Istnieją dowody, że dodatkowa ciemna materia znajduje się także w dużych gromadach galaktyk. Obecność ciemnej materii może być wykryta przez obserwację oddziaływań grawitacyjnych.

Początkowo nie chciano uznać jej istnienia. Po kilkudziesięciu latach astronomowie przekonali się, że koncepcja ciemnej materii pozwala wyjaśnić wiele tajemnic. W 1973 r. kosmolodzy stwierdzili, że zagadkowa materia jest niezbędna, by galaktyki spiralne, w tym i Droga Mleczna, nie rozpadły się na kawałki. Doszli do wniosku, że galaktyki spiralne muszą być osadzone w otoczce z ciemnej materii. Tylko w ten sposób można wyjaśnić fakt, że gwiazdy na zewnętrznym skraju galaktyki spiralnej poruszają się nie wolniej niż te w pobliżu jądra. Co więcej, ciemna materia rozwiązuje podstawową zagadkę powstania galaktyk, mianowicie w jaki sposób Wszechświat zmienił się z homogenicznej, gorącej zupy cząsteczek w mieszaninę galaktyk. Musiało wcześniej istnieć coś więcej, sama „zwyczajna” materia – protony, elektrony i neutrony – nie mogła takich zagęszczeń utworzyć. Było jej za mało i nie mogła zacząć zbijać się w grudy, póki Wszechświat nie ostygł. Tymczasem ciemnej materii było pod dostatkiem i nie podlegała żadnym siłom poza grawitacją. Mogła się zagęszczać wkrótce po narodzinach Wszechświata, dając zwyczajnej materii oparcie do tworzenia galaktyk. Ku zaskoczeniu astronomów odległe galaktyki łączyły się w wyraźne zgrupowania. Ujawniało to, jak rozmieszczona jest ciemna materia. Okazało się, że pierwsze galaktyki utworzyły się w najbardziej zagęszczonych rejonach Wszechświata. Odpowiada to mniej więcej najbardziej zagęszczonym rejonom dzisiejszego kosmosu, czyli miejscom, gdzie obserwuje się skupiska i gromady galaktyk. W miarę upływu czasu i wskutek nieubłaganego wpływu grawitacji, w rejonach o niższym zagęszczeniu materii także zaczęły się rodzić galaktyki jarzące się nowo narodzonymi gwiazdami. W 2001 r. odkryto, że z galaktyk „z przerwą Lymana” wiały potężne wiatry. Dowodziło to, że poza ciemną materią w tworzeniu się galaktyk bierze udział coś jeszcze. Wiatry te, wywołane przez wybuchy supernowych, są tak silne, że powodują wydostanie się zwykłej materii z uchwytu ciemnej materii, na którą te wiatry nie działają. Wiatry oczyszczają „pęcherz” wokół macierzystej galaktyki, a także wysyłają wodór i inne pierwiastki w przestrzeń. Cięższe pierwiastki, które tworzą się wyłącznie we wnętrzach gwiazd, stają się podstawą dla następnego pokolenia galaktyk.

Droga Mleczna to nazwa słabo świecącego pasa, który rozciąga się przez nocne niebo. To światło pochodzi z gwiazd i mgławic należących do naszej Galaktyki. Nasza Droga Mleczna jest galaktyką spiralną: jej owalne centrum otaczają olbrzymie ramiona, jakby nawijając się na jądro. Prawie sferyczne zgrubienie centralne jest też otoczone przez gwiazdy tworzące rzadkie halo. Nie możemy bezpośrednio obserwować jej spiralnej struktury, ponieważ Układ Słoneczny znajduje się w jednym z ramion (Ramię Oriona, zwane też Lokalnym). Centrum Galaktyki zasłaniają nam zupełnie obłoki pyłowe; w rezultacie nasz optyczny obraz Galaktyki jest silnie ograniczony. Bardziej kompletny obraz można uzyskać za pośrednictwem fal radiowych, podczerwieni i w innych zakresach. W zgrubieniu centralnym znajdują się dość stare czerwone i żółte gwiazdy. W halo można spotkać najstarsze gwiazdy; niektóre z nich mają 15 mld lat i dorównują wiekiem Galaktyce. W ramionach spiralnych znajdują się głównie gwiazdy młode i gorące oraz złożone z gazu i pyłu mgławice, wewnątrz których gwiazdy się rodzą. Galaktyka jest rozległa, ma około 100 tys. lat świetlnych średnicy. Przelot z jej jednego końca na drugi z prędkością światła trwałby 100 tys. lat. Dla porównania Układ Słoneczny wygląda na mały, mając rozmiary 12 godzin świetlnych. Nasza Galaktyka (odległość 2/3 promienia od centrum Galaktyki) obraca się wokół środka raz na około 220 mln lat, przy czym gwiazdy bliższe centrum szybciej dokonują pełnego obiegu. Gdy pomyślisz o dinozaurach w triasie, wędrujących zaledwie jeden galaktyczny rok temu po Ziemi, będziesz miał pojęcie, co oznacza ta skala czasowa. Bardzo bliska nam jest Wielka Mgławica w Andromedzie, która pędzi w naszą stronę z prędkością 500 tys. km/h i za kilka miliardów lat zderzy się z Drogą Mleczną.

Istnienie innych, prócz naszej, galaktyk zostało potwierdzone dopiero w latach dwudziestych ubiegłego wieku. Jeszcze tak niedawno spierano się, czy plamy światła na niebie były innymi „wyspami Wszechświata”, podobnymi do naszej Galaktyki, czy po prostu chmurami gazu należącymi do niej. Zagadnienie to rozwiązał amerykański astronom Edwin Hubble, który obserwował pojedyncze gwiazdy galaktyki zwanej Wielką Mgławicą w Andromedzie – naszej najbliższej sąsiadki. Udowodnił, że gwiazdy te dzieli od nas odległość przekraczająca 2 mln lat świetlnych.

Galaktyka może się zderzyć czołowo z inną galaktyką i przeniknąć przez nią. Indywidualne gwiazdy są o wiele bardziej odległe niż galaktyki w stosunku do swoich rozmiarów i dlatego się nie zderzają. Ale obłoki gazowe w obydwu galaktykach mogą się zderzać i emitować promieniowanie, co powoduje narodziny milionów nowych gwiazd.

Wiemy o istnieniu innych galaktyk już przeszło pół wieku, lecz ciągle nie możemy wyjaśnić, dlaczego one istnieją. Z większości teorii wynika, że nie powinno ich być, bowiem galaktyki nie powinny zacząć gromadzić się pod wpływem grawitacji wcześniej niż po upływie 500 tys. lat po początku Wszechświata. Przed tym terminem ciśnienie rozszerzającego się, po Wielkim Wybuchu, Wszechświata było na to zbyt duże. Z drugiej strony, po upływie tego okresu czasu rozrzedzenie materii było już zbyt duże, by mogły się utworzyć galaktyki o takich rozmiarach, jakie obserwujemy. Nikt jeszcze nie określił, jak zmieścić długotrwały proces powstawania galaktyk w tak krótkim przedziale czasu. Próby obliczenia tego nie ustają, lecz jest to nadal nie rozwiązany problem kosmologii.

Galaktyki mają tendencję do gromadzenia się. Najbardziej rozpowszechnionym typem układów galaktyk są małe, nieregularne grupy, składające się z kilkudziesięciu galaktyk. Typowym przykładem jest Grupa Lokalna z dwiema dużymi galaktykami spiralnymi: Drogą Mleczna i galaktyką M31 w Andromedzie, lecz ta ostatnia jest dwukrotnie większa i jest największym składnikiem Układu Lokalnego. Obydwie są większe od przeciętnej galaktyki spiralnej. Zbliża się ona do Drogi Mlecznej z szybkością 275 km/sek. i jest to prędkość niewiele znacząca w porównaniu z odległością 2 mln lat świetlnych. Oprócz nich w tej grupie znajduje się około 30 galaktyk karłowatych, z czego 15 jest eliptycznych, a 13 nieregularnych. Średnica Grupy Lokalnej wynosi około 5 mln lat świetlnych. Galaktyki te wykonują ruch obiegowy wokół wspólnego środka masy, który znajduje się między Drogą Mleczną a galaktyką M31.

Na niebie podczas pogodnej, ciemnej nocy Droga Mleczna widoczna jest w postaci nieforemnej i dość długiej wstęgi gęsto położonych gwiazd. Pas ten ciągnie się przez wiele gwiazdozbiorów. Na szerokościach geograficznych naszego kraju ciągnie się od gwiazdozbioru Oriona i – poprzez gwiazdozbiory Bliźniąt, Byka, Woźnicy, Perseusza, Kasjopei i Cefeusza – kieruje się ku gwiazdozbiorowi Łabędzia, odkąd, zniżając się ku południowej stronie horyzontu, rozpada się na dwie gałęzie, z których jedna przecina gwiazdozbiory Lutni, Herkulesa i Wężownika, druga zaś, jaśniejsza, biegnie przez Orła, Tarczę Sobieskiego, Strzelca i Niedźwiadka. Obie części ponownie łączą się w gwiazdozbiorze Centaura (w dużej części niewidocznym już w Polsce), aby następnie poprzez Krzyż Południa, Kil, Żagle, Rufę  i Jednorożca dotrzeć ponownie do gwiazdozbioru Oriona. To mrowie gwiazd przecinając całą sferę przypominało starożytnym astronomom strugę rozlanego mleka, stąd nazwa Galaktyki (od greckiego słowa gala – mleko). 

W strukturze Galaktyki wyróżnia się 4 elementy: jądro, centralną wypukłość, dysk i halo. Znajdujące się w geometrycznym centrum jądro Galaktyki jest niewielkim pod względem rozmiarów, ale wysokoenergetycznym źródłem promieniowania. Można je obserwować jedynie w zakresie fal radiowych, w podczerwieni oraz w twardym promieniowaniu Roentgena i promieniowaniu gamma. Jądro ma prawdopodobnie kształt spłaszczony i jest otoczone gazowym dyskiem, a w samym jego centrum znajduje się silne, zwarte źródło promieniowania radiowego. Obserwacje ruchów materii w otoczeniu jądra sugerują, że ogromna masa znajdująca się w stosunkowo niewielkiej objętości utworzyła czarną dziurę, co zostało udokumentowane pod koniec XX w. Wyrażane są również poglądy, że jądro Galaktyki stanowi olbrzymia kulista gromada gwiazd. Świadczą o tym obserwacje w podczerwieni, które wskazują na istnienie gęstej gromady gwiazd zarówno w jądrze, jak i w jego najbliższym otoczeniu. Na podstawie analizy ruchu chmur neutralnych gazów w centrum Galaktyki ocenia się, że wewnątrz centralnego obszaru o niedużej średnicy skoncentrowana jest masa rzędu milionów mas Słońca. Obserwacje jądra Galaktyki są jednak bardzo utrudnione ze względu na przysłaniające je chmury pyłów i gazów, toteż informacje o jego strukturze ulegają ciągłym modyfikacjom.

Znacznie większe rozmiary mają gromady galaktyk  o niejasno określonej definicji i przeciętnych rozmiarach dziesiątków milionów lat świetlnych. Gromada jest po prostu wyjątkowo liczną grupą galaktyk. Mogą one zawierać od kilkudziesięciu do wielu tysięcy galaktyk. Najogólniej gromady galaktyk można podzielić na dwie klasy: gromady galaktyk regularne o skoncentrowanym rozkładzie galaktyk, bez struktury wewnętrznej, oraz nieregularne – często bez wyraźnego środka lub  z kilkoma lokalnymi zagęszczeniami. W regularnych występują jedynie galaktyki eliptyczne i soczewkowate,  w nieregularnych również galaktyki spiralne. Masy regularnych wynoszą około 1014-1015 mas Słońca. Masy gromad nieregularnych są mniejsze. Najbliższą nieregularną gromadą galaktyk jest Gromada w Pannie (Virgo), składająca się z około 2500 galaktyk  w większości spiralnych. Jedną z największych jest odległa od Ziemi prawie 300 mln lat świetlnych gromada w gwiazdozbiorze Warkocz Bereniki, zawierająca blisko 40 tys. galaktyk. 

Istnieją też supergromady galaktyk (supergalaktyki) jako struktury nieregularne, na ogół wydłużone lub spłaszczone, składające się przeważnie z kilku lub kilkunastu dużych gromad galaktyk. Nie stanowią one układów silnie związanych grawitacyjnie, jednakże obserwuje się wzajemne oddziaływanie sąsiednich galaktyk. Dotychczas wyodrębniono kilkanaście supergromad galaktyk. Układ Lokalny galaktyk, w skład którego wchodzi Droga Mleczna, jest częścią Supergromady Lokalnej. Centrum tej supergalaktyki znajduje się w Gromadzie Galaktyk w Pannie, gdzie znajduje się zagęszczenie gromad galaktyk. Lokalna Grupa Galaktyk znajduje się na peryferiach Supergalaktyki Lokalnej. Rozmiary supergromad sięgają 30-70 mln lat świetlnych, a ich granice są trudne do określenia. Supergromady łączą się między sobą tworząc struktury podobne do sieci, z prawie pustymi obszarami  o rozmiarach sięgających 100-200 mln lat świetlnych, zawierającymi niewiele galaktyk. 

Za największą strukturę Wszechświata uważa się dziś wielką supergromadę galaktyk w gwiazdozbiorze Perseusza i Pegaza. Ma ona ponad miliard lat świetlnych długości i jest największą ze znanych supergalaktyk. 

W 1989 r. astronomowie odkryli inną strukturę, której nadali miano Wielkiego Muru. Jest to zbiór galaktyk długości 500 mln lat świetlnych, szerokości 200 mln lat świetlnych i grubości 15 mln lat świetlnych. Z pewnością na okrycie czekają jeszcze dziwniejsze rzeczy.

Wszędzie we Wszechświecie są gigantyczne „pustki”. Pierwsza taka struktura została odkryta przez astronomów w 1981 r. Jest to ogromny obszar nie zawierający, lub prawie nie zawierający, materii. Znalezienie pustek zabrało dużo czasu, ponieważ konieczne było odróżnienie galaktyk położonych za obszarem pustki od galaktyk leżących bliżej. Pierwsza z pustek, położona w gwiazdozbiorze Wolarza, zajmuje obszar o średnicy mniej więcej 250 mln lat świetlnych. Potem znaleziono jeszcze wiele takich pustych przestrzeni na niebie. Obecność obszarów pustki właściwie nie powinna się wydawać niespodzianką. Jeżeli większość materii jest zawarta w supergromadach, to pomiędzy nimi powinny być i pustki.

Supergromady i pustki to współczesny obraz Wszechświata. Dopiero niedawno astronomowie zaczęli badać skomplikowany układ supergromad i pustych przestrzeni tworzących strukturę Wszechświata w wielkiej skali. Obraz, który się wyłania, jest całkiem prosty. Wyobraź sobie, że przekroiłeś nożem górę mydlin. Na przekroju zobaczysz szereg pustych bąbli – każdy otoczony przez warstwę mydła. Oto obraz Wszechświata. Pozostaje ciągle niejasnym, czy ta „pienista” struktura istniała w gazie, z którego skondensowały się protogalaktyki, czy też utworzone galaktyki zgromadziły się, tworząc takie struktury.

Literatura

Jędrzejczak A., Ponaratt R., Wytrzyszczak I., 2000: Nasza Ziemia. Ziemia we Wszechświecie. Wydawnictwo KURPISZ SA, Poznań.

Trefil J., 1997: 1001 spotkań z nauką (przekł. z ang.). Świat Książki, Warszawa.

Źródła internetowe

http://www.gim2andrychow.iap.pl/new/data/dokumenty/wszechswiat/galaktyki.html

http://www.fizyka.net.pl/index.html?menu_file=astronomia%2Fm_astronomia.html&former_url=http%3A%2F%2Fwww.fizyka.net.pl%2Fastronomia%2Fastronomia_oa9.html

http://adk.astronet.pl/galaktyki.shtml

http://www.astronomia.pl/galaktyki/index.php?id=405

http://www.sciaga.pl/tekst/69253-70-galaktyki

1.4. Gwiazdy

Gwiazdy odgrywały dużą rolę w rozwoju cywilizacji na całym świecie. Stanowiły istotny element wierzeń religijnych oraz znajdowały liczne zastosowania praktyczne. Wielu starożytnych astronomów sądziło, że zostały one na trwałe umieszczone na sferze niebieskiej  i że są niezmienne. Wyobrażali sobie także, że rzucające się w oczy układy gwiazd tworzą figury, które utożsamializ elementami natury lub lokalnej mitologii. Gwiazdozbiorów używano do wnioskowania o pozycji Słońca oraz śledzenia ruchów planet. Dwanaście spośród trzynastu znajdujących się w paśmie wokół płaszczyzny ekliptyki stało się podstawą astrologii. 

Pozorny ruch Słońca względem znajdujących się za nim gwiazd oraz horyzontu stanowił podstawę rozlicznych kalendarzy, używanych między innymi do wyznaczania harmonogramów prac rolniczych. Powszechnie stosowany prawie na całym świecie kalendarz gregoriański jest kalendarzem słonecznym, którego konstrukcja opiera się na kącie nachylenia osi ruchu obrotowego Ziemi względem najbliższej jej gwiazdy, czyli Słońca. 

Z wyjątkiem najbliższej nam gwiazdy – Słońca – oraz niektórych supernowych, gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich Słońce. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano różne nazwy, łączono je także  w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo tych obiektów. 

Gwiazda jest kulistymciałem niebieskim stanowiącym skupisko powiązanej grawitacyjniematerii  w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego życia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze  w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów. 

Gwiazda powstaje wskutek kolapsuobłoku molekularnego – chmury materii złożonej w większości  z wodoru, a także helu oraz śladowych ilości cięższych pierwiastków. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostateczną gęstość, rozpoczyna się proces stopniowej zamiany składającego się nań wodoru w hel, na drodze stabilnych reakcji fuzji jądrowej. Pozostała część materii gwiazdy przenosi energię wyzwalaną w tym procesie z jądra  w przestrzeń kosmiczną za pomocą procesów transportu promieniowania oraz konwekcji. Powstałe w ten sposób ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się tworzącej gwiazdę materii pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, gwiazdy o masie przynajmniej 0,4 masy Słońca znacznie się powiększają  i ulegają przeobrażeniu w czerwone olbrzymy, które  w niektórych przypadkach zdolne są spalać cięższe pierwiastki bezpośrednio w jądrze bądź w powłokach je otaczających. Gwiazda rozpoczyna wtedy ewolucję do formy zdegenerowanej, zwracając część swojej materii składowej w przestrzeń, gdzie utworzy ona kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków. 

Proces syntezy termojądrowej rozpoczął się w Słońcu wkrótce po jego powstaniu i od tego czasu zużywa ono wodór z prędkością 700 mln t/sek. Większość gwiazd wytwarza energię w ten sposób przez niemal całe swoje życie i dopiero po wyczerpaniu wodoru przechodzi do innych źródeł energii. Energia, jaką niesie światło słoneczne wpadające teraz do twojego okna, powstało w jądrze Słońca 30 tys. lat temu. Większość tego czasu światło zużyło na powolne torowanie sobie drogi poprzez wielkie zagęszczenie atomów wewnątrz Słońca. Potem odbyło jeszcze tylko krótki, ośmiominutowy sprint przez pustą przestrzeń, by znaleźć się na Ziemi.

Jeżeli wyobrazisz sobie Słońce jako kulę o rozmiarach piłki koszykowej, to rozmiary wszystkich innych gwiazd będą się mieściły w granicach od ziarnka piasku do dużego budynku. Słońce jest gwiazdą bardzo zwyczajną. Ma przeciętny wiek, skład chemiczny i jasność. Nic go nie różni od jego współbraci w Drodze Mlecznej. Spalanie wodoru rozpoczęło się około 4,6 mld lat temu i przeżyło już połowę przewidywanego czasu trwania.

Gwiazdy mają tendencję do występowania w skupiskach. Mniej więcej 2/3 gwiazd, które widać, to gwiazdy podwójne, czyli układy dwóch gwiazd obiegających wspólny środek masy. Istnieją też układy wielokrotne oraz gromady gwiazd w galaktykach – liczących kilkaset do kilku milionów gwiazd, co przedstawiono szerzej w poprzednim punkcie tej książki.

Astronomowie mogą ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz wiele innych cech gwiazdy badając jej spektrum, jasność oraz drogę, jaką przebywa  w przestrzeni kosmicznej. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę procesu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy swe życie. Inne parametry gwiazdy, takie jak średnica, obrót wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, określa się na podstawie jej dotychczasowej ewolucji. Wykres zależności pomiędzy temperaturami gwiazd a ich jasnością nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R). Pozwala on oszacować wiek gwiazdy oraz określić stadium życia,  w którym się ona znajduje. 

Jednostką jasności gwiazdy jest „wielkość gwiazdowa”. Zanim wynaleziono teleskop, gwiazdy zostały pogrupowane według ich jasności widzianej z Ziemi. Najjaśniejsze to gwiazdy pierwszej wielkości, jasności drugiej w kolejności nazwano gwiazdy drugiej wielkości, a te o najmniejszej jasności, widzianej jeszcze gołym okiem, były gwiazdami szóstej wielkości. Podział ten zachowano też po wynalezieniu teleskopów. Wzrost wielkości gwiazdowej o jednostkę odpowiada 2,5 razy mniejszej jasności gwiazdy. Tak więc gwiazda szóstej wielkości ma jasność sto razy mniejszą niż gwiazda pierwszej wielkości. Dzisiaj astronomowie, posługując się nowoczesnymi teleskopami, obserwują na niebie obiekty dwudziestej czwartej wielkości i nie jest to dla nich nic niezwykłego.

Życie gwiazdy jest walką między spalaniem jądrowym a grawitacją. Siła grawitacji zawsze chciałaby ściągnąć gwiazdę do punktu. Przez pewien czas – dokładnie tyle, na ile starczy paliwa – gwiazda może zachować nietrwałą równowagę, zużywając energię z reakcji jądrowych do zrównoważenia procesu kurczenia się. Paliwo musi się kiedyś wyczerpać i wtedy zwycięży grawitacja (śmierć gwiazdy).

Sposób w jaki umierają gwiazdy zależy od ich masy. Tylko masa gwiazdy decyduje, jakie będzie ostatnie stadium jej życia. Duże gwiazdy żyją krótko; umierając młodo zostawiają efektowne resztki. To może wydawać się paradoksem, ale duże gwiazdy, mające znacznie więcej paliwa, żyją krócej niż ich mniejsi rówieśnicy. Przyczyna jest dość prosta. Im większa gwiazda, tym większa jest siła grawitacji zmierzająca do wywołania kolapsu – czyli zapadania się gwiazdy. Im bardziej grawitacja ściąga materię, tym większej ilości spalonego paliwa wymaga podtrzymywanie stanu stabilnego gwiazdy. Wynik końcowy jest taki, że gwiazdy dziesięć razy większe od Słońca, żyją tylko 20-30 mln lat, podczas gdy gwiazdy o wiele mniejsze niż Słońce mogą żyć dłużej niż 100 mln lat.

Duże gwiazdy umierają jako supernowe. Kiedy kończy się w nich spalanie wodoru i helu, nadal się kurczą, temperatura rośnie i zaczyna się spalać węgiel, potem krzem, aż wreszcie powstaje żelazo. Żelazo jest popiołem ostatecznym. Nie można otrzymać energii ani z rozkładu żelaza, ani z jego syntezy z innymi jądrami. Żelazo po prostu się „nie pali”. Tak więc w dużych gwiazdach staje się one głównym składnikiem jądra. Z chwilą ustania reakcji jądrowych wewnątrz dużej gwiazdy, jej jądro zapada się pod wpływem grawitacji. Zewnętrzne warstwy gwiazdy, którym „usunął się grunt pod nogami”, zaczynają spadać ku centrum. Opadają na jądro (które uległo przemianie i składa się teraz z samych neutronów, ma więc ogromną gęstość) i odbijają się od niego. Rozpętuje się „piekło”. Wynikiem tego jest eksplozja rozrywająca gwiazdę dosłownie na kawałki i wysyłająca w przestrzeń ogromną energię. Przez krótki okres supernowa wysyła więcej energii niż cała galaktyka. Skala zniszczenia jest niewyobrażalnie wielka, a powstające w ich efekcie mgławice są tak interesujące, że fascynują nie tylko astronomów, ale zwykłych obserwatorów nieba. Supernowe nie są zjawiskiem rzadkim, pojawiają się w większości galaktyk kilka razy w ciągu wieku. Na przestrzeni wieków obserwowano zaledwie kilka wybuchów supernowych. O najwcześniejszych mówią kroniki chińskie, zawierające dokładne opisy nieba już od 200 r. p.n.e. Wcześniejsze materiały uległy zniszczeniu w przeprowadzonym przez pierwszego cesarza Chin „paleniu książek” w 213 r. p.n.e. Supernowa w Wielkim Obłoku Magellana, leżącym blisko naszej Galaktyki, ukazała się w lutym 1987 r. Jest to pierwsza supernowa, która znajduje się wystarczająco blisko, by móc ją obserwować za pomocą wszystkich technik nowoczesnej astronomii. W przeciętnej galaktyce liczącej około 100 mld gwiazd supernowa zdarza się raz na 200-300 lat.

Jedną z możliwych stadiów końcowych supernowej jest gwiazda neutronowa. Podczas gdy supernowa zapada się, elektrony w jej jądrze wbijają się do wnętrza protonów, co prowadzi do przejścia protonów w neutrony. Powstaje gwiazda neutronowa o średnicy jedynie około 16 km, lecz niemal tak masywna jak Słońce. Gwiazda neutronowa jest stabilna, ponieważ siły grawitacji nie mogą zmusić neutronów do jeszcze większego zbliżenia. Przyjmuje się, że są dowody na istnienie wielu gwiazd neutronowych na niebie.

Z kolei pulsar jest gwiazdą neutronową obracającą się wokół osi. Na powierzchni gwiazd neutronowych jest mnóstwo gorących miejsc, które emitują fale radiowe. Jeśli gwiazda obraca się szybko, fale radiowe omiatają przestrzeń – podobnie jak światło latarni morskiej omiata morze. Na Ziemi odbieramy fale radiowe jako impulsy – jeden impuls za każdym przejściem wiązki fal. Ponieważ sygnał nadchodzący od tych gwiazd jest pulsujący – nazwano je pulsarami.

Innym możliwym końcowym stadium supernowej jest czarna dziura. Jeżeli masa rdzenia supernowej jest dostatecznie duża, grawitacja może zmusić neutrony do jeszcze większego zagęszczenia i gwiazda zmienia się w czarną dziurę – obiekt tak masywny i tak mały, że nic, nawet światło, nie może opuścić jego powierzchni. Czarna dziura tak masywna jak Słońce miałaby tylko 6 km średnicy. Czarna dziura jest ostatecznym triumfem sił grawitacji nad materią gwiazdy. Natomiast nie ma żadnego przekonującego dowodu na istnienie czarnych dziur we Wszechświecie. Trudno je obserwować, ponieważ – z definicji – żaden sygnał od nich nie może do nas dotrzeć. Jedynym sposobem, by stwierdzić istnienie czarnych dziur, jest obserwowanie ich oddziaływań grawitacyjnych, a to oznacza, że musimy znaleźć układ podwójny gwiazd, którego jednym ze składników jest czarna dziura. Astronomowie mają kilku kandydatów na systemy zawierające czarne dziury.

Gwiazdy nowe to inne obiekty niż supernowe, chociaż ich jasność również nagle wzrasta. To, co teraz nazywamy nową, jest w rzeczywistości układem podwójnym, w którym jedną z gwiazd jest biały karzeł. Materia z dużej gwiazdy opada na powierzchnię białego karła dopóty, dopóki jej warstwa nie osiągnie grubości około 1 m. Wtedy, wskutek ogromnego ciśnienia i temperatury, rozpoczną się reakcje termojądrowe i dodatkowa masa ulegnie spaleniu. Właśnie ten proces obserwujemy na niebie jako wzrost jasności gwiazdy. Ta sama nowa może rozbłysnąć wielokrotnie. Typowy czas między kolejnymi rozbłyskami wynosi 10 tys. lat.

Gwiaździste niebo jest przemijającym stadium ewolucji Wszechświata. W jądrach białych karłów nie zachodzą reakcje termojądrowe, lecz są ciągle jasne, ponieważ wysyłają promieniowanie kosztem zmagazynowanego we wnętrzu ciepła. Kiedy ciepło to zostanie zużyte, biały karzeł przestanie świecić i stanie się brązowym lub czarnym karłem – gwiazdą wypaloną na żużel. Podobnie pulsary w końcu wypromieniują w przestrzeń całą swoją energię, przestaną się obracać i staną się żużlem, ale innego rodzaju. Gdy to wszystko się dokona, nie będzie już gwiazd na niebie.

Gwiazdy można porównać do fabryk, w których są produkowane ciężkie pierwiastki. W czasie Wielkiego Wybuchu powstał głównie wodór i hel. Stanowią one paliwo dla gwiazd. Wszystkie inne pierwiastki chemiczne powstają w gwiazdach w wyniku reakcji syntezy termojądrowej. W ścisłym znaczeniu tego słowa gwiazdy są kotłami, w których wytapia się materia Wszechświata. Jeżeli pierwsze gwiazdy tworzyły się podobnie jak rodzą się dziś, to niektóre z nich musiały być duże. Gwiazdy te wypaliły się szybko, produkując jądra ciężkich pierwiastków. Umierając stały się supernowymi. Rozproszone w przestrzeni międzygwiezdnej pierwiastki stały się składnikami gwiazd drugiej i trzeciej generacji. Tak więc, w miarę jak nasza Galaktyka starzała się, rósł zestaw ciężkich pierwiastków. Słońce i Układ Słoneczny powstały dość późno i wszystkie ciężkie pierwiastki weszły w ich skład.

Wszystkie pierwiastki cięższe niż żelazo i większość pierwiastków cięższych niż hel powstały w gwiazdach supernowych i znalazły się w przestrzeni międzygwiezdnej po wybuchu tych gwiazd. Tam musiały czekać aż do chwili, gdy zostały użyte do utworzenia nowych gwiazd i (być może) planet. Z takiego wzbogaconego gazu 4,6 mld lat temu powstało Słońce i Ziemia. Tak więc wapń, żelazo, węgiel w twoich tkankach powstały gdzieś wewnątrz gwiazd, najprawdopodobniej w supernowych.

Zadziwiająco mały kawałek Wszechświata jest widoczny dla naszych oczu. Nieuzbrojonym okiem można z Ziemi dostrzec zaledwie około 6 tys. gwiazd, a z tego tylko około 2 tys. z dowolnie wybranego, ale określonego miejsca na globie. Za pomocą lornetki można powiększyć tę liczbę od 2 tys. do około 300 tys. Korzystając z 16-calowego teleskopu liczy się już nie pojedyncze gwiazdy, lecz całe galaktyki. Pastor Evans twierdzi, że na tarasie swego domu w Górach Błękitnych w Australii (niedaleko Sydney) może zobaczyć od 50 tys. do 100 tys. galaktyk, z których każda zawiera dziesiątki miliardów gwiazd.

Literatura

Bryson B., 2009: Krótka historia prawie wszystkiego (przekł. z ang.). Zysk i S-ka Wydawnictwo, Poznań.

Rees M., 2001: Nasz kosmiczny dom (przekł. z ang.). Prószyński i S-ka, Warszawa.

Trefil J., 1997: 1001 spotkań z nauką (przekł. z ang.). Świat Książki, Warszawa.

Źródła internetowe

http://pl.wikipedia.org/wiki/Gwiazda

http://adk.astronet.pl/supernowe.shtml

http://encyklopedia.pwn.pl/haslo.php?id=3909145

http://www.astronomia.pl/gwiazdy/index.php?id=548

1.5. Układ Słoneczny

Układ Słoneczny jest układem ciał astronomicznych znajdujących się pod wpływem pola grawitacyjnego Słońca, związanych wspólnym pochodzeniem. Składa się ze Słońca, czterech planet skalistych (Merkurego, Wenus, Ziemi i Marsa) oraz ich naturalnych satelitów (księżyców), pasa planetoid, czterech planet gazowych (Jowisza, Saturna, Urana  i Neptuna) wraz z satelitami pięciu planet karłowatych, tak zwanego pasa Kuipera – czyli zbioru niewielkich obiektów leżących poza orbitą Neptuna, komet, ciał meteorytowych oraz pyłu i gazu międzyplanetarnego. Słonce zawiera  w sobie 99,85% masy zawartej w ciałach Układu Słonecznego (bez gazu i pyłu międzygwiezdnego), 0,14% wchodzi w skład planet, a reszta to masa księżyców, planetoid i materii meteorytowej, która również krąży wokół gwiazdy centralnej. W odróżnieniu od gwiazd świecących światłem własnym, planety świecą światłem odbitym. 

Układ planetarny uformował się przed około pięcioma miliardami lat, najprawdopodobniej z tego samego obłoku gazowo-pyłowego, z którego powstało Słońce, w procesie tak zwanej akrecji. Polegał on na tym, że pośrodku obłoku gaz kurczył się szybciej niż  w zewnętrznych warstwach, dzięki czemu doszło do utworzenia się ciała centralnego (proto-Słońca), otoczonego gazowo-pyłowym dyskiem. Kurczenie się praobłoku nastąpiło prawdopodobnie na skutek wybuchu w bezpośrednim sąsiedztwie gwiazdy Supernowej. Stopniowo w dysku gazowo-pyłowym tworzyły się tak zwane agregaty, wychwytujące i przyłączające do siebie coraz więcej cząstek, aż wreszcie doszło do fragmentacji zewnętrznej części obłoku oraz kondensacji materii wokół tak zwanych planetezymali, wskutek czego wykształciły się najpierw protoplanety, a następnie oddzielne planety. 

Protoplanety zanim przybrały kształty obecnych planet przeszły zasadnicze przekształcenia wewnętrzne, czego dowodem są koncentryczne warstwy o różnym składzie chemicznym, z których składają się wnętrza tych ciał. Przeszły więc etap, w którym materia, z jakiej się składają, znajdowała się w stanie płynnym. Wówczas to substancje cięższe spadły do jądra, lżejsze wypłynęły na powierzchnię. Źródłem ciepła, które doprowadziło do stopienia się pierwotnej materii skupionej w protoplanetach były prawdopodobnie pierwiastki promieniotwórcze. Pewne ilości ciepła wydzielały się także w trakcie licznych wówczas zderzeń ciał.

Po utworzeniu się protoplanet między nimi krążyły jeszcze miliardy planetezymali, drobniejszych grudek oraz resztki pyłu. Zanim doszło do oczyszczenia przestrzeni międzyplanetarnej z tych obiektów, planety i ich księżyce przeszły etap „wielkiego bombardowania”. Na ich powierzchnie spadły często planetezymale, tworząc kratery uderzeniowe, które jeżeli nie zostały później zalane wydobywającą się z wnętrza lawą, pozostały do dzisiaj. Szczególnie wyraźnie skutki bombardowania obserwuje się na powierzchniach Merkurego i Księżyca. Również na wielu innych mniejszych ciałach, nawet planetoidach i jądrze komety Halleya, notuje się liczne kratery uderzeniowe. Epoka bombardowania zakończyła się około 3,5 mld lat temu, przechodząc w epokę „wielkiego sprzątania”.

Wielkie sprzątanie Układu Słonecznego z pozostałości dysku protoplanetarnego nastąpiło dzięki dwóm mechanizmom. Pierwszy stanowił wspomniane już wyżej grawitacyjne oddziaływanie dużych planet, powodujące wyrzucanie planetezymali z wnętrza Układu Słonecznego daleko poza sferę planet. Drugim czynnikiem był silnie wiejący we wczesnych etapach ewolucji Słońca wiatr słoneczny. Spowodował on rozproszenie w przestrzeni międzygwiazdowej lekkich cząstek obłoku.

Za migrację protoplanet odpowiedzialne są ich oddziaływania z przylegającą materią dysku.  W zależności od lepkości materii dysku protoplaneta jest ściągana ruchem spiralnym w kierunku protogwiazdy lub porusza się spiralnie w kierunku przeciwnym. Ruch ten dokonuje się stosunkowo szybko. Trwa nawet krócej niż czas wzrostu planety, jednakże migracja może być  w pobliżu gwiazdy zastopowana. 

Czy planety Układu Słonecznego przeżyły okres migracji? Czy w początkowych etapach było ich więcej, a niektóre katastroficznie zakończyły swój żywot, spadając na Słońce. Jeżeli tak, to jak wyglądało pierwotne pokolenie protoplanet? Na odpowiedzi na te pytania trzeba jeszcze trochę poczekać.

Różne warunki powstania sprawiły, że obecnie mamy dwie wyraźnie różne grupy planet: zewnętrzne (gazowe) – typu pierwszego i wewnętrzne (skaliste) – typu ziemskiego.

Orbity planetoid, a szczególnie komet są bardziej zróżnicowane. Planetoidy poruszają się po orbitach eliptycznych wokół Słońca, głównie w pasie leżącym pomiędzy orbitami Marsa i Jowisza. Komety, których źródłem jest prawdopodobnie wspomniany obłok Oorta, poruszają się po wydłużonych elipsach, czasem nieodróżnialnych od parabol.

Większość orbit dużych ciał krążących wokół Słońca położona jest blisko płaszczyzny orbity ziemskiej, zwanej ekliptyką, podczas gdy orbity komet i obiektów Pasa Kuipera są zwykle nachylone pod większym kątem do ekliptyki. 

Wszystkie planety i większość innych ciał okrążają Słońce zgodnie z kierunkiem jego własnej rotacji (przeciwnej do wskazówek zegara, patrząc z góry na biegun północny Słońca). Istnieją też wyjątki, takie jak Kometa Halleya. 

Orbitalny ruch ciał niebieskich obiegających Słońce opisał Jan Kepler, formułując prawa ruchu planet