Powstanie wszechświata

   Żyjemy w ciągle zmieniającym się wszechświecie złożonym z miliardów populacji gwiazd zwanych galaktykami. Obecnie istnieje kilka hipotez dotyczących powstania wszechświata.

   Hipoteza wybuchu (opisana przez G. Gamowa) nazywana Big-Bang. Według tej hipotezy świat powstał ok. 15-20 miliardów lat temu w czasie nieprawdopodobnie wielkich eksplozji pierwotnego atomu. Ten jeden punkt rozszerzył się w cały wciąż rosnący wszechświat. Wówczas w miliardowej części sekundy powstały: przestrzeń, czas i materia, rządzące się określonymi prawami. W ułamku sekundy powstała materia pod postacią różnych izotopów wodoru (prot, deuter, tryt). Siły wzajemnego przyciągania atomów wodoru powodowały powstanie obłoków tego gazu (o średnicy miliardów kilometrów), które dzięki oziębianiu, kondensacji i siły przyciągania kurczyły się. Masa zapadających się obłoków powodowała powstanie w ich centrum wielkich ciśnień i wysokiej temperatury. Wyzwalało się dużo energii jądrowej pod postacią ciepła i światła, a gazowa kula tworzyła gwiazdę. Izotopy wodoru tworzyły hel, który w panujących warunkach ulegał dalszym przekształceniom tworząc: węgiel, neon, sód, magnez, glin. Powstałe pierwiastki łączyły się z obłokami wodorowego pyłu tworząc zaczyn dla nowych gwiazd i planet.

   Hipoteza ekspansji - kontrakcji. Opisuje wszechświat jako twór pulsujący, który po okresie rozszerzania rozpocznie etap kurczenia.

   Hipoteza statyczna - przedstawia wszechświat, w którym materia wciąż powstaje. Wszechświat przez cały czas rozszerza się, ale zagęszczenie w nim materii pozostaje takie samo.


Pochodzenie wszechświata

    Wszechświat to przestrzeń z wypełniającą ją energią i materią - gwiazdami wraz z planetami i innymi drobnymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami, galaktykami, gromadami galaktyk, materią miedzygalaktyczną i innymi obiektami. Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia, natomiast teoriami jego powstawania i ewolucji - kosmologia. Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zarania dziejów. Opierając się na znikomej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia, jest młody (ma co najwyżej parę tysięcy lat) i jest niezmienny w czasie. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia, jako siedlisko człowieka. Dopiero polski astronom Mikołaj Kopernik wykazał, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, w którego centrum znajduje się Słońce. Odkrycia geologiczne w XIX wieku udowodniły, że Ziemia istnieje parę miliardów lat, co odpowiednio odsunęło w przeszłość powstanie Wszechświata. Najdłużej przetrwało przekonanie o niezmienności Wszechświata, bo aż do lat 20-stych XX wieku. Po odkryciu ogólnej teorii względności, Albert Einstein opracował na jej podstawie statyczny model Wszechświata. Okazało się jednak, że taki Wszechświat może być tylko pusty, pozbawiony materii: materia bowiem przyciąga się grawitacyjnie i ma tendencję do spadania ku sobie nie może zatem istnieć zawieszona w statycznym Wszechświecie. Aby zrównoważyć to przyciąganie, Einstein wprowadził do równań dodatkowy człon z tzw. stałą kosmologiczną, dający siłę odpychania się mas słabą dla bliskich mas, ale wystarczająco dużą dla mas odległych, by zatrzymać zapadanie się Wszechświata.

    Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki otoczone są ściankami, czy krawędziami z galaktyk i gromad. Wprawdzie dostępny obszar Wszechświata powiększa się w miarę doskonalenia przyrządów i metod badawczych, to jednak wciąż stanowi niewielką część całego Wszechświata, a niektóre wykryte w nim struktury są porównywalne z nim samym. Teorię kosmologiczną tworzy się na podstawie kilku założeń, z których dwa najważniejsze, to przyjęcie stosowalności znanych praw fizyki do całego Wszechświata oraz przyjęcie tzw. zasady kosmologicznej, głoszącej, że obserwowana przez nas część Wszechświata jest reprezentatywna dla jego całości. Mówiąc prościej, zakłada się, że pomijając niewielkie, lokalne zaburzenia, każda część Wszechświata wygląda tak samo. Wszechświat jest jednorodny i rządzi się uniwersalnymi prawami przyrody. Podstawowymi równaniami kosmologii są równania ogólnej teorii względności otrzymane 1916 przez Einsteina.

Przyszłość

    Przez wiele następnych miliardów lat wygląd wszechświata nie ulegnie istotnej zmianie. W galaktykach będą rodziły się i umierały kolejne 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 wielkości te nie są zbyt dobrze znane, można przypuszczać, że wszystko potoczy się według dwóch scenariuszy:

  1) Jeżeli średnia gęstość jest większa od tzw. 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 zderzać się ze sobą gwiazdy, a potem poszczególne atomy. Materia znowu stanie się całkowicie zjonizowana. Temperatura i gęstość będą rosły. Gdy zaczną zderzać się jądra atomowe, nastąpi ich rozbicie na protony i neutrony, a następnie swobodne kwarki. Wszechświat przejdzie przez wszystkie fazy Wielkiego Wybuchu, tyle że w odwróconej kolejności.

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