Astronomia, Kosmologia – odkrycia naukowe w XX wieku

Obrazek: Droga Mleczna nad Island Point u ujścia rzeki Peel-Harvey w zachodniej Australii
Astronomia, Kosmologia – odkrycia naukowe w XX wieku. Te rewelacyjne odkrycia i ustalenia w astronomii i kosmologii stały się możliwe po sformułowaniu przez Alberta Einsteina ogólnej teorii względności w 1915 roku.

Astronomia (z gr. astro – gwiazdy, nomos – prawo) jest zaliczana do najstarszych nauk, których początki sięgają czasów Mezopotamii i starożytnego Egiptu. Jednakże mimo usilnych dążeń, by stać się nauką o całym Wszechświecie, faktycznie do XX stulecia pozostawała nauką badającą jedynie Układ Słoneczny (nasz układ planetarny) oraz najbliższe Słońcu konstelacje gwiezdne.

Wprawdzie towarzyszyły jej rozważania kosmologiczne na temat budowy oraz powstania całego Wszechświata, nie były to jednak rozważania naukowe.

Kosmologia (gr. kosmos – wszechświat, logos – nauka), jako nauka o budowie i ewolucji Wszechświata, powstała dopiero w XX wieku. Jej podstawę stanowiła ogólna teoria względności (OTW) zbudowana przez fizyka niemieckiego Alberta Einsteina w 1915 roku. Teoria ta okazała się teorią wielkoskalową (megafizyką), którą można było zastosować do całego Wszechświata (lub w każdym razie do jego obserwowanej obecnie części, zwanej Wszechświatem astronomicznym lub Metagalaktyką).

Relatywistyczny model Wszechświata

Pierwszy krok w tym kierunku uczynił sam Einstein, który w r. 1917 opracował relatywistyczny model Wszechświata i tym samym zapoczątkował kosmologię naukową. Mimo to model Einsteina okazał się nieadekwatny. Zakładał bowiem, zgodnie z dotąd powszechnie przyjmowanym poglądem, że Wszechświat jest statyczny, tzn. nie podlega żadnym wielkoskalowym przemianom, żadnej ewolucji. Jednakże kolejne modele Wszechświata opracowane na podstawie OTW przez trzech uczonych

• astronoma holenderskiego Willema de Sittera (profesora uniwersytetu w Lejdzie),
• matematyka rosyjskiego Aleksandra Friedmana (1922 r.) oraz
• belgijskiego astronoma Georgesa Lemaitre’a, profesora uniwersytetu w Leuven (1927 r.)

prowadziły do wniosku, że Wszechświat jest dynamiczny, to znaczy albo się rozszerza albo się kurczy.

Model rozszerzającego się Wszechświata

Willem de Sitter i Edwin Hubble

W. de Sitter jako pierwszy zaproponował model rozszerzającego się Wszechświata, oparty na równaniach OTW Einsteina. Jednak jego równania były prawdziwe jedynie dla Wszechświata pustego, tzn. nie zawierającego żadnej materii. Inni fizycy użyli modelu de Sittera do opracowania modeli matematycznych zawierających materię, z których wynikało, że cząstki materii musiałyby się oddalać od siebie. Friedman a następnie Lemaitre zbadali równania OTW przy założeniu, że Wszechświat jest jednorodny i izotropowy, czyli wygląda tak samo, niezależnie od miejsca i kierunku obserwacji.

Problem został ostatecznie rozstrzygnięty dzięki obserwacjom i pomiarom amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a. Wykazał on w r. 1929, że Wszechświat się rozszerza. To znaczy, galaktyki (ściślej mówiąc gromady galaktyk) oddalają się od siebie z prędkością proporcjonalną do swej odległości.

Georges Lemaitre

G. Lemaitre (ksiądz katolicki i astronom) doszedł do wniosku, że skoro galaktyki się oddalają, to w przeszłości musiały być bardzo blisko siebie. W związku z tym, ekstrapolując wstecz dostatecznie daleko w czasie można dojść do konkluzji, że musiał istnieć stan, w którym cała materia Wszechświata była skoncentrowana w jednym punkcie o ogromnej gęstości, ciśnieniu i temperaturze. Od tego momentu Wszechświat zaczął się rozszerzać: materia wraz z przestrzenią zaczęła powiększać swoją objętość.

W ten sposób Lemaitre zapoczątkował teorię Wielkiego Wybuchu (Big Bang).

Lemaitre przewidział także istnienie przesunięcia widma światła idącego od odległych galaktyk ku czerwieni. Zostało to doświadczalnie potwierdzone przez Vesto Sliphera oraz Edwina Hubble’a (1929 r.).

George Gamow

Na tej podstawie w r. 1948, pochodzący z Rosji fizyk amerykański, George Gamow przewidział, że we wczesnym Wszechświecie dominowało bardzo gorące promieniowanie, które mogło dotrwać do naszych czasów. Jego współpracownicy Ralph Alpher i Robert Herman obliczyli, że promieniowanie to powinno przenikać cały Wszechświat i obecnie jego temperatura powinna wynosić 5 Kelwinów (czyli stopni powyżej zera bezwzględnego, wynoszącego –273°C).

Arno Penzias i Robert Wilson

G. Gamow i R. Alpher zaproponowali model rozszerzającego się Wszechświata wyjaśniający, w jaki sposób po pewnym czasie od Wielkiego Wybuchu z cząstek elementarnych powstały pierwiastki wodór i hel. Są one najlżejsze i najbardziej rozpowszechnione we Wszechświecie spośród 92 pierwiastków występujących naturalnie. W ten sposób zapoczątkowali oni teorię nukleosyntezy kosmologicznej. Wszystkie cięższe pierwiastki powstały dopiero w gwiazdach. Promieniowanie Gamowa – nazywane promieniowaniem reliktowym – zostało odkryte przez przypadek w r. 1965 przez inżynierów amerykańskich Arno Penziasa i Roberta Wilsona. Stanowiło ono koronny argument potwierdzający teorię Wielkiego Wybuchu.

Kosmologia kwantowa

Zastosowanie w latach 70. XX stulecia w badaniach kosmologicznych MQ oznaczało nowy etap rozwoju kosmologii: powstała kosmologia kwantowa, która podjęła problem pochodzenia Wszechświata. W ten sposób kosmologia z nauki o budowie i ewolucji Wszechświata stała się nauką, której przedmiot stał się trójczłonowy: jest to nauka o budowie, ewolucji i pochodzeniu Wszechświata.

Jeden z proponowanych scenariuszy sugeruje, że Wszechświat powstał ze stanu, w którym czas nie istniał (tzn. pierwotna kwantowa rzeczywistość była aczasowa), ale który mógłby być opisany za pomocą teorii kwantowej. Według innego scenariusza kwantowego Wszechświat także nie powstał z nicości, lecz z próżni kwantowej, tzn. stanu, w którym nie było materii złożonej ze zwykłych cząstek elementarnych, lecz w którym w drodze tzw. fluktuacji kwantowej nieustannie powstają tzw. cząstki wirtualne.

Teoria powstania Wszechświata z nicości

Bardzo interesujący obraz powstania Wszechświata z nicości opracowali Stephen Hawking oraz amerykański kosmolog Harley Hartle. Zgodnie z modelem Hartlego – Hawkinga “Wszechświata bez brzegów”, cofając się w czasie można dojść do momentu, gdy czas nie posiadał jeszcze „strzałki”, czyli wyróżnionego kierunku i nie różnił się niczym od wymiarów przestrzennych. Znaczy to, że nie istniał ani pierwszy moment czasu, ani pierwszy moment istnienia świata. Czas jest nieograniczony (nie posiada ani pierwszej ani ostatniej chwili), lecz zarazem jest skończony (trwa skończoną ilość jednostek czasowych, np. lat).

W modelu „Wszechświata bez brzegów” zbliżanie się do „początku” Wszechświata przypomina zbliżanie się do bieguna ziemskiego (północnego lub południowego), kiedy to nie napotyka się na żadną granicę przestrzenną (ani na żaden znak). Osiągnąwszy biegun, niepostrzeżenie zmienia się kierunek. Z północnego na południowy, gdy dotrze się do Bieguna Północnego, natomiast z południowego na północny, gdy osiągnie się Biegun Południowy.

„Wszechświat bez brzegów” jest Wszechświatem genetycznie i czasowo nieograniczonym. Tym samym – w terminologii Einsteina – jest Wszechświatem wiecznym, to znaczy Wszechświatem bez czasowego początku (odwiecznym) oraz bez czasowego końca (dowiecznym). Wszystkie tego rodzaju scenariusze i modele pochodzenia Wszechświata są – jak dotąd – czysto hipotetyczne. Dlatego pytanie czy świat jest wieczny, czy też ma początek, pozostaje bez odpowiedzi.

Teoria budowy i ewolucji gwiazd

Arthur Eddington i James Jeans

Wielkim osiągnięciem astronomii europejskiej jest stworzenie teorii budowy i ewolucji gwiazd. Dużą rolę w budowie tej teorii odegrali dwaj astrofizycy brytyjscy Arthur Eddington, który był czołowym astrofizykiem europejskim, oraz James Jeans. Teoria ta wyjaśniła w szczególności, skąd się bierze ogromna ilość energii promieniowania gwiazd.

Głównym składnikiem gwiazd jest wodór, który w warunkach wysokiej temperatury, ogromnej gęstości oraz wielkiego ciśnienia – w drodze reakcji termojądrowej zachodzącej także w bombie wodorowej – zamienia się w hel. Z kolei hel zamienia się w jeszcze cięższe pierwiastki, co powoduje właśnie świecenie gwiazd.

Życie gwiazdy, czyli okres jej istnienia jest ściśle zależny od jej masy: im większa masa gwiazdy, tym szybciej przebiega proces termojądrowy i tym krótszy żywot gwiazdy.

Słońce

Gwiazdy największe istnieją jedynie kilkadziesiąt milionów lat, podczas gdy gwiazdy średnie (takie jak Słońce) świecą przez miliardy lat.

Słońce, które powstało około 5 mld lat temu, ma przed sobą jeszcze czas życia wynoszący około 5–6 mld lat. Także końcowy stan gwiazdy zależy od wielkości jej masy. Gwiazda wielkości Słońca przechodzi fazę czerwonego olbrzyma. Następnie zamienia się w białego karła (który po wygaśnięciu staje się czarnym karłem).

Gwiazda o masie dwukrotnie większej zamienia się w gwiazdę neutronową o olbrzymiej gęstości (równej gęstości jądra atomowego) i średnicy wynoszącej jedynie kilkadziesiąt kilometrów. Jeśli masa gwiazdy przekracza trzykrotnie (lub więcej) masę Słońca, to po wygaśnięciu reakcji termojądrowych zapada się w drodze tzw. kolapsu grawitacyjnego w czarną dziurę, o średnicy zaledwie kilku lub kilkunastu kilometrów. Czyli staje się obiektem o tak potężnym polu przyciągania grawitacyjnego, że nawet światło nie jest w stanie się z niego wydostać. O takim obiekcie powiada się, że „prędkość ucieczki” z niego przekracza prędkość światła wynoszącą ≈ 300 tys. km/sek.

Wykres Hertzsprunga – Russella

Skupiska gwiezdne są charakteryzowane przez tzw. wykres Hertzsprunga–Russella. Rodzaj gwiazdy jest wyznaczony przez położenie gwiazdy na wykresie, na którego osi pionowej znajduje się wielkość gwiazdowa (czyli jasność, z jaką gwiazda świeci), na poziomej – typ widmowy (wyznaczony przez barwę gwiazdy, zależną od temperatury powierzchniowej gwiazdy). Gwiazdy nie wypełniają w jednolity sposób całej powierzchni wykresu. Ogromna ich większość układa się w tzw. ciągu głównym, który z grubsza biegnie wzdłuż przekątnej wykresu. Nad nim mamy obszary czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów, a u dołu – obszar białych karłów.

 

 

 

 

Ilustracje

Droga Mleczna nad Island Point w Australii – źródło: Wikimedia Commons
Słońce – źródło: Wikimedia Commons
Diagram Hertzsprunga – Russella – źródło: Wikimedia Commons

Zob. kategorię Filozofia przyrody i Kosmologia