STRONA GŁÓWNA NA POCZĄTKU... ODPYCHANIE KOSMICZNE SUPER WSZECHŚWIAT EKSPANSJA EWOLUCJA WSZECHŚWIATA PROMIENIOWANIE TŁA

Wielki Wybuch

Hipoteza wielkiego wybuchu sugeruje, że miliardy lat temu, materia o skończonej masie, posiadająca bardzo dużą gęstość, rozpoczęła zwiększanie jej rozmiarów trwające do dziś. Rozszerzanie objętości materii "Wielkiego Wybuchu" odbywa się w przestrzeni wypełnionej nicością i być może dlatego świat nauki nie zauważa, że Wszechświat przynajmniej w początkowym okresie był czarną dziurą. Być może zauważa, ale dopuszcza, że materia czarnej dziury, umieszczona w nicości, ma prawo przekroczyć horyzont zdarzeń i rozlecieć się w niebyt. Nie ma opracowań dotyczących czarnych dziur umieszczonych w nicości, być może dlatego że nie mieści się ona w naszej wyobraźni, ale taki jest wszechświat widziany oczami zwolenników Wielkiego Wybuchu.

Według nowej hipotezy każda czarna dziura jest umieszczona we wnętrzu innej czarnej dziury, o nieporównywalnie większej masie i nieporównywalnie mniejszej gęstości. Nie ma czarnej dziury/wszechświata o gęstości tak małej, żeby nie mogła istnieć gęstość nieporówywalnie mniejsza. Czarna dziura nieźle może tłumaczyć Wielki Wybuch..
Tak zbudowany jest superwszechświat widziany oczami zwolenników nowej hipotezy.

W latach 1922 oraz 1924, w niemieckim czasopiśmie "Zeitschrift für Physic" zostały opublikowane artykuły zawierające szerokiej klasy rozwiązania kosmologiczne. Autorem artykułu był nieznany rosyjski meteorolog, matematyk i fizyk Aleksander Friedman Aleksandrowicz.
Artykuły te, początkowo niezauważone, stworzyły podwaliny kosmologi opartej na ogólnej teorii względności, zawierały bowiem wyprowadzenia równań, które znajdują się dzisiaj w każdym podręczniku kosmologii. Friedman porzucił założenia Einsteina i de Sittera że Wszechświat powinien być statyczny.

W kosmologicznych modelach Friedmana odległości pomiędzy dowolnie wybranymi punktami wynoszą początkowo zero, a następnie rośną. Oznacza to, że na początku cała materia Wszechświata znajdowała się w stanie o nieskończonej gęstości. Friedman nie zaproponował żadnej hipotezy dla tak dramatycznego pochodzenia Wszechświata.

Fred Hoyle, zwolennik stanu stacjonarnego, dla tego typu teorii wymyślił termin Wielki Wybuch.

Obserwacyjne wskazówki przemawiające za rozszerzaniem się Wszechświata zostały po raz pierwszy dostrzeżone przez astronomów w latach dwudziestych. W 1929 roku Edwin Hubble sformułował prawo ekspansji. Hubble odkrył, że z kilkoma zaledwie wyjątkami, wszystkie galaktyki jakie obserwował - oddalają się od nas. Hubble stwierdził że, prędkość oddalania się galaktyki od nas, jest proporcjonalna do jej odległości: jeżeli galaktyka jest oddalona dwa razy dalej , ucieka dwa razy szybciej. To spostrzeżenie prowadzi do wniosku, że istnieje taka odległość do galaktyki, przy której prędkość oddalania się galaktyki osiągnie prędkość światła.

W tamtych czasach jedyną obserwacyjną przesłanką istnienia Wielkiego Wybuchu był związek pomiędzy odległością galaktyk a przesunięciem ku czerwieni ich widma elektromagnetycznego. W teorii Wielkiego Wybuchu przesunięcie ku czerwieni widma elektromagnetycznego galaktyk zinterpretowano jako efekt Dopplera.
Błędny pomiar tempa ekspansji czyli stałej Hubbla spowodował, że trudno było pogodzić teorię Wielkiego Wybuchu z oszacowaniami wieku Wszechświata opartymi na geologii lub teorii ewolucji gwiazd.
Posługując się wyznaczoną przez Hubbla wielkością tempa ekspansji do obliczenia wieku Wszechświata otrzymujemy 2 miliardy lat.
Obecnie dokładna wartość tempa ekspansji, czyli stałej Hubbla, ciągle nie jest dobrze znana, ale zawiera się między 15 a 30 kilometrów na sekundę, na milion lat świetlnych.

Zgodnie z założeniami modeli Friedmana, ostateczny los Wszechświata zależy od średniej gęstości materii we Wszechświecie.

Jeśli gęstość ta przekracza pewną wartość krytyczną, którą można obliczyć, znając tempo ekspansji, grawitacja w końcu zwycięży, ekspansja zostanie odwrócona i Wszechświat się zapadnie. Wszechświat skazany na zapadnięcie nosi nazwę Wszechświata zamkniętego.

Jeśli gęstość Wszechświata jest mniejsza od wartości krytycznej, Wszechświat będzie rozszerzał się wieczne - będzie to Wszechświat otwarty.

Jeśli natomiast gęstość materii jest dokładnie równa gęstości krytycznej, mamy wtedy do czynienia z Wszechświatem płaskim / Wszechświat według geometrii Euklidesowej /. Taki Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, ale tempo jego ekspansji w miarę upływu czasu będzie coraz bliższe zeru.

Kosmologowie używają dużej greckiej litery na oznaczenie stosunku rzeczywistej gęstości materii we Wszechświecie do gęstości krytycznej.


greatzd.jpg - 1006 Bytes

I tak gdy:

< 1 Wszechświat jest zamknięty i w końcu się zapadnie.

> 1 Wszechświat jest otwarty, będzie rozszerzał się wiecznie aż rozpłynie się w nicości.

= 1 Wszechświat jest płaski.

Według autora Przesłanki Redukcji Wymiarowej, Wszechświat jest zamknięty wewnątrz sfery, którą wyznacza promień Schwarzschilda związany z masą Wszechświata, masa Wszechświata systematycznie, nieprzerwanie rośnie, gęstość maleje zgodnie z matematycznymi regułami odnoszącymi się do czarnych dziur. Masa krytyczna w rozumieniu Friedmana nie istnieje, ponieważ Wszechświat się rozszerza na skutek przyrostu jego masy i puchnięcia przestrzeni, a nie na skutek nieprawdopodobnie silnego kopniaka, który otrzymała masa Wszechświata w momencie rzekomego Wielkiego Wybuchu. Kiedy Friedman publikował swoje modele kosmologiczne, takie pojęcia jak ciemna materia nie istniały, a jednak modele te obowiązują do dzisiaj, obowiązują, bo ciągle nie narodził się autorytet, który miałby wystarczające uprawnienia aby powiedzieć: dość.

       W tym miejscu dla zwolenników teorii Wielkiego Wybuchu zaczynają się schody, czyli trzy podstawowe problemy modeli Friedmana plus tzw. "Kryzys wieku".

PROBLEM PŁASKOŚCI WSZECHŚWIATA

Amerykański astrofizyk R.H. Dicke wykazał, że jeżeli we wczesnym Wszechświecie była tylko nieznacznie mniejsza od jedności, szybko zmalałaby do zera -Wszechświat zapadłby się zanim zdążyłyby ukształtować się galaktyki.

Jeśliby natomiast, jej wartość była nieco większa od jedności, rosłaby szybko w nieskończoność. Wszechświat szybko rozpłynąłby się w nicość - i w tym wypadku galaktyki również nie zdążyłyby się ukształtować.

        Obecne oszacowania średniej gęstości materii we Wszechświecie wahają się pomiędzy 0,1 a dwukrotną wartością gęstości krytycznej. Dicke zapytał: jakie wartości gęstości materii w sekundę po Wielkim Wybuchu doprowadziłyby do powstania wszechświata podobnego do naszego.
Okazuje się że musiałaby zawierać się pomiędzy

0,99999999999999 a 1,00000000000001.

Obecnie nie można udowodnić, że we wczesnym Wszechświecie nie doszło właśnie do tak fenomenalnego dopasowania gęstości Wszechświata z jego gęstością krytyczną, nie ma bowiem rozbieżności pomiędzy przewidywaniami teoretycznymi a obserwacjami.
Problem dotyczy prawdopodobieństwa takiego wydarzenia i został nazwany problemem płaskości Wszechświata.

PROBLEM HORYZONTU

Skąd wziął się wodór? Zgodnie z fizyką cząstek elementarnych, do wyprodukowania wodoru z cząstek subatomowych potrzebne są kolosalne ilości ciepła. Hipoteza Wielkiego Wybuchu zakłada, że wodór został wyprodukowany w ogromnej temperaturze, jaka towarzyszyła wybuchowi praatomu.

     Amerykański fizyk jądrowy i astrofizyk, pochodzenia rosyjskiego George Anthony Gamow wysunął przypuszczenie, że wczesny Wszechświat był wypełniony gorącym gazem swobodnych neutronów. W 1948 roku Gamow uświadomił sobie, ze jego gorące neutrony doprowadziłyby do wytworzenia fotonów o widmie ciała doskonale czarnego. Nie oznacza to, że Gamow, jak i jego współpracownicy Alpher i Herman byli przekonani, że fotony te przetrwałyby w dzisiejszym Wszechświecie jako szczególnego rodzaju widmo. Jednak ziarno, z którego wyrosła z czasem epopeja zwana promieniowaniem reliktowym, zostało posiane.

     Wiosną 1964 roku Penzias i Wilson przez przypadek zarejestrowali pierwsze sygnały syczącego szumu radiowego, który jak się obecnie sądzi, jest skutkiem gwałtownej eksplozji Wszechświata. Jednorodność i izotropowość tego promieniowania wydawała się wówczas (w latach 50-tych i 60-tych) bezdyskusyjna i oczywista. Już jednak pod koniec lat 60-tych i w latach 70-tych niektórzy fizycy, podchodząc do tego zagadnienia od strony fizyki statystycznej wypowiadali pogląd, że powinny istnieć fluktuacje temperaturowe w rozkładzie tego promieniowania i oszacowali je na niecały 1 K.

     Poźniejsze obserwacje naziemne z lat 70-tych i 80-tych wskazywały jednak na jednorodność i izotropowość z dokładnością poniżej 0.001 K. I to dopiero stało się nieco zagadkowe. Obserwacje satelity COBE pokazały, że fluktuacje są, ale na poziomie poniżej 0.0001 K.
Dzisiejszy obszar dostepnego naszym obserwacjom horyzontu składał się kiedyś (np. w erze dominacji promieniowania lub jeszcze dawniej) z wielu przyczynowo rozłącznych pod obszarów. Zastanawiająca jest więc w tej sytuacji tak duża jednorodność temperaturowa promieniowania reliktowego obserwowana obecnie. W jaki sposób wyrównały się temperatury (i to z dokładnością do 0.001 K) w obszarach, które kiedyś były przyczynowo rozłączne. Trudno bowiem uwierzyć w samoistną jednorodność tej temperatury i brak jakichkolwiek większych fluktuacji w całym wczesnym Wszechświecie...
Jest to drugi problem współczesnej kosmologii nazywany problemem horyzontu (a w nim daleko posuniętej jednorodności promieniowania reliktowego)

Według autora Przesłanki Redukcji Wymiarowej promieniowanie reliktowe jest sposobem w jakim widzimy nasz nadwszechświat, a widzimy efekt przenikania materii i ciemnej materii z nadwszechświata do Wszechświata. Daleko posunięta jednorodność fluktuacji promieniowania reliktowego przy takim założeniu nie stanowi zagadki.

Problem horyzontu w Wikipedii

PROBLEM WARUNKÓW POCZĄTKOWYCH W MODELACH FRIEDMANA

Rozwiązania kosmologiczne Friedmanna posiadają osobliwość matematyczną w punkcie t=0 [R(t=0) = 0], czyli na początku odległość pomiędzy dwoma dowolnymi punktami wynosi zero, a cała materia znajduje się w stanie o nieskończonej gęstości. Towarzyszy temu nieskończenie wielka temperatura i nieskończenie wielkie ciśnienie. Ekstrapolacja do dowolnie wysokich, temperatur, ciśnień, gęstości itp. przenosi nas poza fizykę, którą rozumiemy.
Dlatego, obecnie w kosmologii, ostateczną granicą stosowalności jest tzw. skala planckowska.

Jeżeli w rozwiązaniach Friedmanna wystartujemy z warunków planckowskich, to otrzymamy hipersferyczny model Wszechświata o czasie trwania rzędu ~ 10-44 s. Parametry planckowskie więc, nie mogą być warunkami początkowymi rozwiązań kosmologicznych Friedmana.

Lekarstwem na dolegliwości hipotezy Wielkiego Wybuchu ma być Teoria inflacyjna autorstwa Alana H. Gutha i A. Linde.

KRYZYS WIEKU

Gdy w 1229 Edwin Hubble'a zmierzył tempo ekspansji to było one tak wielkie, że wyznaczony wiek Wszechświata nie przekraczał 2 miliardów lat, co pozostawało w sprzeczności z oszacowaniami wieku gwiazd. W latach pięćdziesiątych astronomowie stwierdzili, że Hubble'a zawyżył tempo ekspansji i zmniejszyli je pięciokrotnie. Okazało się jednak, że tempo ekspansji jest nadal za duże. W 1994 grupa astronomów na czele której stała Wendy Freedman z Obserwatorium Carnegie pracująca nad projektem poświęconym pozagalaktycznej skali odległości ogłosiła nowe oszacowanie tempa ekspansji i wynosiło one 25 kilometrów na sekundę na milion lat świetlnych.

Jednak nadal istnieje problem z pogodzeniem tempa ekspansji, wartości krytycznej , wieku Wszechświata i wieku najstarszych gwiazd w jedną spójną całość. Przy tempie ekspansji 25 kilometrów na sekundę na milion lat świetlnych i wartości = 1, szacowany wiek Wszechświata wynosi tylko 8,1 miliarda lat.
Przy założeniu że Wszechświat liczy sobie co najmniej 12 miliardów lat, oszacowanie wieku zgadza się z krytyczną gęstością materii tylko wtedy, gdy stała Huble'a jest mniejsza lub równa 17 kilometrów na sekundę na milion lat świetlnych.

Aby problem skomplikować, dodam, że według najnowszych odkryć, masywne, w pełni ukształtowane galaktyki istniały już wtedy, gdy Wszechświat miał 3-6 miliardów lat.

Zobacz Życie gwiazd astronomicznych

Księga Gości Dodaj wpis

 


2002-2017