Komputerowa rekonstrukcja wczesnego Wszechświata

Na podstawie obserwacji odległych obiektów Wszechświata, galaktyk i ich gromad oraz na podstawie rozważań teoretycznych i modelowania komputerowego astronomowie budują modele ewolucji Wszechświata. W miarę gromadzenia coraz większej liczby obserwacji różnych obiektów astronomowie mogą obserwować obiekty coraz bardziej odległe w czasie i przestrzeni. Modele stają się więc coraz bardziej wiarygodne i prawdopodobnie coraz lepiej opisują rzeczywisty przebieg ewolucji Wszechświata. Przyjmowane w przeszłości były różne hipotezy. Poniżej opisane są dwa podstawowe modele, a na następnej podstronie przedstawione są nowe, szersze teorie.


Bardzo popularną swojego czasu i mającą zwolenników do dziś jest Teoria Stanu Stacjonarnego. Jej podstawą jest silna (zwana również doskonałą lub mocną) zasada kosmologiczna, która do postulatów jednorodności i izotropowości wymaganych przez zwykłą zasadę kosmologiczną dodaje dodaje postulat stacjonarności Wszechświata. Głosi ona, że obraz Wszechświata jest niezależny nie tylko od położenia obserwatora w przestrzeni, lecz także od chwili, w jakiej dokonuje on obserwacji. Jeśli świat się rozszerza (co w modelu przyjmuje się za fakt obserwacyjny) a nie jest pusty, to jego obraz w całości może się nie zmieniać w czasie tylko, gdy gęstość materii jest stale uzupełniana przez powstającą materię. Materia powinna powstawać z niczego w ilości jeden atom na jeden litr w czasie 5*10¹¹ lat. W ten sposób kosztem odstępstwa od zasady zachowania energii (masy) można całkowicie wyeliminować początkową osobliwość (czyli Wielki Wybuch). Niestety model ten nie potrafi wytłumaczyć promieniowania reliktowego tła.

Wszystkie modele dziś jednak ustąpiły wyraźnie Standardowemu Modelowi Kosmologicznemu inaczej nazwanemu Teorią Wielkiego Wybuchu lub nieco żartobliwie Big Bang. Obecnie jest to prawie powszechnie przyjmowany przez kosmologów model opisujący powstanie Wszechświata i jego dotychczasową historię. Pomysł bierze się z faktu, że Wszechświat się rozszerza, wobec tego kiedyś musiał być bardzo mały a jego gęstość bardzo duża. Początek ekspansji Wszechświata nazywamy właśnie Wielkim Wybuchem. Istniej kilka najważniejszych etapów w ewolucji Wszechświata zwanych erami. Podział na ery i ich nazwy różnią się od siebie w zależności od opracowania.


W pierwszych 10^-43 sekundy przy gęstość większej od 10⁹⁷ kg/m³ einstenowska teoria grawitacji nie obowiązuje i nie umiemy obecnie opisać zjawisk jakie wtedy zachodziły. Być może dopiero nowa kwantowa teoria grawitacji, którą fizycy próbują stworzyć, opisze ten etap. Spodziewamy się jedynie, że temperatura i gęstość Wszechświata malały. Jako Wszechświat rozumiemy sumę materii i energii, bowiem godnie z teorią względności te dwie wielkości są sobie równoważne. W początkowych erach występowała zdecydowana dominacja energii nad materią. Na zakończenie ery Plancka temperatura wynosiła 10³² kelwinów.

Wybuch supernowej może być tylko miniaturką Wielkiego Wybuchu

Na początku wszystkie oddziaływania, z wyjątkiem grawitacyjnego, czyli elektromagnetyczne, słabe i silne miały jednakowe znaczenie i były nieodróżnialne. Między tymi oddziaływaniami występowała symetria. Ten okres nazywa się wielką unifikacją. Symetria została złamana w chwili 10^-35 sekundy, kiedy temperatura spadła do wartości 10²⁸ kelwinów. Oddziaływanie silne oddzieliło się wtedy od oddziaływania słabego i elektromagnetycznego, a jego moc zaczęła przewyższać moc dwóch pozostałych, jak ma to miejsce i dzisiaj.
Konsekwencją złamania symetrii było wydzielenie się wielkiej ilości energii. Od 10^-35 do 10^-33 sekundy wyzwolona energia spowodowała gwałtowne przyspieszenie ekspansji Wszechświata, które trwa do dziś. Proces gwałtownego rozszerzania się Wszechświata nazywamy inflacją. Doprowadziło to do wygładzenia wszelkich większych niejednorodności jakie mogły istnieć we wcześniejszych fazach. Dlatego dzisiaj Wszechświat w dużych skalach jest jednorodny i izotropowy, czyli we wszystkich kierunkach wygląda tak samo.
Od czasu 10^-33 sekundy ekspansja stała się znacznie wolniejsza, ale Wszechświat nadal zmniejszał swą gęstość i stygnął. Temperatura jednak była na tyle wysoka, że występowały wszystkie typy kwarków i była taka sama ilość antykwarków. Po obniżeniu się temperatury cięższe kwarki zaczęły się rozpadać, a lżejsze zaczęły się łączyć w hadrony. Najrozmaitsze odmiany hadronów znajdowały się w równowadze termodynamicznej ze sobą, nie tylko te najbardziej trwałe takie jak protony, neutrony, hiperony, piony, kaony, ale wiele krótkożyjących rezonansów. Poza cząstkami w dużych ilościach istniały antycząstki i energia. Nieustannie powstawały pary cząstka-antycząstka i jednocześnie zachodziła anihilacja tych par. Z powodu istnienia dużej ilości hadronów tę część ery nazywa się również erą hadronową.
Gdy temperatura malała coraz bardziej dominował proces anihilacji. W końcu wszystkie pary barion-antybarion uległy anihilacji za wyjątkiem protonów i neutronów, które pozostały do dziś. Można to wytłumaczyć z zasady łamania symetrii między cząstkami i antycząstkami.


W poprzedniej erze istniały również leptony, ale stanowiły jedynie nic nie znaczącą domieszkę. Obecnie to leptony wysunęły się na pierwsze miejsce. Powstawały pary elektron-pozyton mion-antymion, taon-antytaon i odpowiednie pary neutrino-antyneutrino. Wraz ze spadkiem temperatury malał proces powstawania par lepton-atylepton, a więcej było procesów anihilacji. W pierwszej kolejności zanihilowały cięższe cząstki czyli miony i taony.
W tej erze neutrina praktycznie przestały oddziaływać z pozostała materią i rozproszyły się. Jest więc nadzieja, że w przyszłości wykryjemy je w postaci "reliktowych neutrin tła".
Pod koniec tej ery zaczęły rozpadać się neutrony, które są cząstkami nietrwałymi. Część z uniknęła zagładzie, łącząc się z protonami w stabilne jądra. Najpierw powstały jądra deuteru, z nich helu-3, a następnie cząstki alfa czyli jądra helu-4 (powstały również nieliczne jądra litu). Jak się sądzi w tym czasie nie było warunków do powstania ciężkich jąder ponieważ z początku było za mało cząstek alfa do syntezy, a później za mała gęstość materii. To z tego okresu pozostały międzygalaktyczne obłoki helowe. Proces ten trwał do około dziesięciu minut. Ten okres niektórzy oddzielają i nazywają erą nukleosyntezy.


Po około 10 sekund elektrony i ich antycząstki zanihilowały, pozostawiając niewielką nadwyżkę elektronów, której istnienie tłumaczymy również z zasady łamania symetrii.
Zaczęła się era promieniowania, w której Wszechświat był wypełniony głównie fotonami z niewielką domieszką protonów i neutronów, oraz minimalnymi ilościami helu. Cząstki te nieustannie oddziaływały ze sobą i temperatura promieniowani była równa temperaturze materii, Wszechświat był nieprzezroczysty. Po około 10000 lat od Wielkiego Wybuchu energia zawarta w promieniowaniu stała się mniejsza od energii związanej z materią. Mówimy, że Wszechświat przestał być zdominowany przez promieniowanie, a stał się zdominowany przez materię. Po około 300000 latach temperatura spadła do wartości 3000 kelwinów. Wtedy średnia energia fotonów zmalała poniżej energii jonizacji atomu wodoru. Protony połączyły się wtedy trwale z elektronami w atomy, a fotony poruszały się niemal swobodnie bez żadnego oddziaływania, tworząc promieniowania tła, które można obserwować obecnie.


Od uwolnienia promieniowania aż do chwili, w której pojawiły się pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechświecie panowała niemal ciemność (epoka ciemności), ponieważ wodór był niezjonizowany. Pod osłoną ciemności toczyły się procesy, które doprowadziły do powstania galaktyk. Obecny zasięg informacji to około 1 miliard lat po Wielkim wybuchu.

Komputerowa symulacja powstawania galaktyk

Stworzono wiele modeli powstawania galaktyk i ich układów, ale nadal proces tworzeni się galaktyk pozostaje zagadką. Po uwolnieniu promieniowania Wszechświat wypełniony był w miarę jednorodnym obłokiem wodoru z domieszką helu. Głównym oddziaływaniem, które zaczęło wówczas dominować, była siła grawitacji. Powstawały obłoki gazu, zagęszczające się stopniowo dzięki sile grawitacji, a między nimi powstawała próżnia kosmiczna z malejącą gęstością materii. Nie wiemy niestety, czy najpierw powstawały galaktyki, które potem łączyły się w gromady, czy też najpierw tworzyły się większe obiekty i później dzieliły na mniejsze. Być może oba procesy zachodziły jednocześnie? Nie wiemy nawet, czy zarodki galaktyk i ich gromad były przypadkowymi zagęszczeniami gazu, czy też istniały jakieś twory, na przykład skupiska ciemnej materii, wokół których gaz się zagęszczał. Być może zalążki galaktyk powstawały już w erze inflacji.
Po uformowaniu galaktyk niestabilności grawitacyjne powodowały, że obłoki tęgo gazu zapadały się, tworząc pierwsze pokolenie gwiazd. Masy pierwszych gwiazd były bardzo duże dlatego w końcowych stadiach ewolucji tych gwiazd powstają w nich jądra ciężkich pierwiastków takich jak węgiel, tlen, neon, krzem, siarka aż do żelaza włącznie. Podczas wybuchu supernowych zewnętrzne warstwy zostają rozerwane i przenikają do materii międzygwiazdowej. Powstają przy tym jeszcze cięższe pierwiastki. Każde kolejne pokolenie gwiazd powstających z zapadających się obłoków gazu, zawiera więc coraz większą ilość pierwiastków ciężkich. Proces wzbogacania materii międzygwiazdowej w pierwiastki ciężkie trwa do chwili obecnej. Słońce jest gwiazdą drugiej lub trzeciej generacji dlatego zawiera w swym wnętrzu od 1% do 2% pierwiastków ciężkich.
Pierwsze gwiazdy nie miały prawdopodobnie swoich układów planetarnych. Do formowania się planet potrzebne są krystaliczne ziarna pyłu. Ziarna te zlepiając się tworzą większe ciała, tak zwane planetozymale, będące zalążkami planet. Ponieważ pył zbudowany jest z pierwiastków ciężkich nie mógł istnieć w pierwszych fazach rozwoju galaktyki. Kiedy jednak wytworzyła się wystarczająca ilość pierwiastków ciężkich, z materii otaczających nowo powstałe gwiazdy zaczęły formować się planety.

---