Przejdź do treściPrzejdź do informacji o dostępnościMenu skrótów klawiszowych
Logo OpenStax
Fizyka dla szkół wyższych. Tom 3

11.7 Ewolucja wczesnego Wszechświata

Fizyka dla szkół wyższych. Tom 311.7 Ewolucja wczesnego Wszechświata

Menu
Spis treści
  1. Przedmowa
  2. Optyka
    1. 1 Natura światła
      1. Wstęp
      2. 1.1 Rozchodzenie się światła
      3. 1.2 Prawo odbicia
      4. 1.3 Załamanie
      5. 1.4 Całkowite wewnętrzne odbicie
      6. 1.5 Rozszczepienie
      7. 1.6 Zasada Huygensa
      8. 1.7 Polaryzacja
      9. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
    2. 2 Optyka geometryczna i tworzenie obrazu
      1. Wstęp
      2. 2.1 Obrazy tworzone przez zwierciadła płaskie
      3. 2.2 Zwierciadła sferyczne
      4. 2.3 Obrazy tworzone przez załamanie promieni światła
      5. 2.4 Cienkie soczewki
      6. 2.5 Oko
      7. 2.6 Aparat fotograficzny
      8. 2.7 Proste przyrządy powiększające
      9. 2.8 Mikroskopy i teleskopy
      10. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
    3. 3 Interferencja
      1. Wstęp
      2. 3.1 Doświadczenie Younga z dwiema szczelinami
      3. 3.2 Matematyczny opis interferencji
      4. 3.3 Interferencja na wielu szczelinach
      5. 3.4 Interferencja w cienkich warstwach
      6. 3.5 Interferometr Michelsona
      7. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
    4. 4 Dyfrakcja
      1. Wstęp
      2. 4.1 Dyfrakcja na pojedynczej szczelinie
      3. 4.2 Natężenie światła w dyfrakcji na pojedynczej szczelinie
      4. 4.3 Dyfrakcja na podwójnej szczelinie
      5. 4.4 Siatki dyfrakcyjne
      6. 4.5 Otwory kołowe i rozdzielczość
      7. 4.6 Dyfrakcja rentgenowska
      8. 4.7 Holografia
      9. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
  3. Fizyka współczesna
    1. 5 Teoria względności
      1. Wstęp
      2. 5.1 Niezmienność praw fizyki
      3. 5.2 Względność jednoczesności zdarzeń
      4. 5.3 Dylatacja czasu
      5. 5.4 Skrócenie długości w szczególnej teorii względności
      6. 5.5 Transformacja Lorentza
      7. 5.6 Względność prędkości w szczególnej teorii względności
      8. 5.7 Relatywistyczny efekt Dopplera
      9. 5.8 Pęd relatywistyczny
      10. 5.9 Energia relatywistyczna
      11. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
    2. 6 Fotony i fale materii
      1. Wstęp
      2. 6.1 Promieniowanie ciała doskonale czarnego
      3. 6.2 Efekt fotoelektryczny
      4. 6.3 Efekt Comptona
      5. 6.4 Model atomu wodoru Bohra
      6. 6.5 Fale de Broglie’a
      7. 6.6 Dualizm korpuskularno-falowy
      8. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
    3. 7 Mechanika kwantowa
      1. Wstęp
      2. 7.1 Funkcje falowe
      3. 7.2 Zasada nieoznaczoności Heisenberga
      4. 7.3 Równanie Schrӧdingera
      5. 7.4 Cząstka kwantowa w pudełku
      6. 7.5 Kwantowy oscylator harmoniczny
      7. 7.6 Tunelowanie cząstek przez bariery potencjału
      8. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
    4. 8 Budowa atomu
      1. Wstęp
      2. 8.1 Atom wodoru
      3. 8.2 Orbitalny magnetyczny moment dipolowy elektronu
      4. 8.3 Spin elektronu
      5. 8.4 Zakaz Pauliego i układ okresowy pierwiastków
      6. 8.5 Widma atomowe i promieniowanie rentgenowskie
      7. 8.6 Lasery
      8. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
    5. 9 Fizyka materii skondensowanej
      1. Wstęp
      2. 9.1 Rodzaje wiązań cząsteczkowych
      3. 9.2 Widma cząsteczkowe
      4. 9.3 Wiązania w ciałach stałych
      5. 9.4 Model elektronów swobodnych w metalach
      6. 9.5 Teoria pasmowa ciał stałych
      7. 9.6 Półprzewodniki i domieszkowanie
      8. 9.7 Przyrządy półprzewodnikowe
      9. 9.8 Nadprzewodnictwo
      10. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
    6. 10 Fizyka jądrowa
      1. Wstęp
      2. 10.1 Własności jądra atomowego
      3. 10.2 Energia wiązania jądra
      4. 10.3 Rozpad promieniotwórczy
      5. 10.4 Procesy rozpadu
      6. 10.5 Rozszczepienie jądra atomowego
      7. 10.6 Fuzja jądrowa
      8. 10.7 Skutki biologiczne i zastosowania medyczne promieniowania jądrowego
      9. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
    7. 11 Fizyka cząstek elementarnych i kosmologia
      1. Wstęp
      2. 11.1 Wstęp do fizyki cząstek elementarnych
      3. 11.2 Zasady zachowania w fizyce cząstek elementarnych
      4. 11.3 Kwarki
      5. 11.4 Akceleratory i detektory cząstek
      6. 11.5 Model standardowy
      7. 11.6 Wielki Wybuch
      8. 11.7 Ewolucja wczesnego Wszechświata
      9. Podsumowanie rozdziału
        1. Kluczowe pojęcia
        2. Najważniejsze wzory
        3. Podsumowanie
        4. Pytania
        5. Zadania
        6. Zadania dodatkowe
        7. Zadania trudniejsze
  4. A Jednostki
  5. B Przeliczanie jednostek
  6. C Najważniejsze stałe fizyczne
  7. D Dane astronomiczne
  8. E Wzory matematyczne
  9. F Układ okresowy pierwiastków
  10. G Alfabet grecki
  11. Rozwiązania zadań
    1. Rozdział 1
    2. Rozdział 2
    3. Rozdział 3
    4. Rozdział 4
    5. Rozdział 5
    6. Rozdział 6
    7. Rozdział 7
    8. Rozdział 8
    9. Rozdział 9
    10. Rozdział 10
    11. Rozdział 11
  12. Skorowidz nazwisk
  13. Skorowidz rzeczowy
  14. Skorowidz terminów obcojęzycznych

Cel dydaktyczny

W tym podrozdziale nauczysz się:
  • opisywać ewolucję wczesnego Wszechświata w kontekście czterech oddziaływań podstawowych;
  • używać koncepcji soczewkowania grawitacyjnego do wyjaśniania różnych zjawisk astrofizycznych;
  • uzasadniać Wielki Wybuch na podstawie istnienia mikrofalowego promieniowania tła;
  • podawać różnice między ciemną materią a ciemną energią.

W poprzednim podrozdziale omawialiśmy strukturę i ewolucję Wszechświata. Powiedzieliśmy zwłaszcza, że Wszechświat wydaje się nieustannie rozszerzać, i to rozszerzać coraz szybciej (ekspansja Wszechświata przyspiesza). Teraz jednak zadamy sobie pytanie: Jak wyglądał Wszechświat na samym początku, tuż po powstaniu, i jak ewoluował? W tym podrozdziale przedstawimy aktualny stan wiedzy nt. wczesnego Wszechświata i jego ewolucji aż do dzisiejszej postaci.

Wczesny Wszechświat

Kosmolodzy uważają, że cała materia, jaka powstała na skutek Wielkiego Wybuchu, była w początkowym okresie (przed okresem inflacji) ściśnięta do obszaru znacznie mniejszego od atomu. Uważają oni, że Wszechświat był ekstremalnie gęsty i gorący, a wszystkie oddziaływania między cząstkami zachodziły pod wpływem jednej siły. Innymi słowy, cztery oddziaływania podstawowe, jakie dziś znamy (elektromagnetyczne, jądrowe silne i słabe, a nawet grawitacyjne), były zunifikowane do jednego. Ta unifikacja istniała przez bardzo krótki czas, zwany czasem Plancka (Ilustracja 11.21). W jaki sposób i dlaczego ta jedność oddziaływań rozpadła się na dalszych etapach ewolucji Wszechświata, jest wciąż nierozwiązaną zagadką fizyki.

Na rysunku przedstawiono diagram czasowy z charakterystycznymi czterema punktami (w sekundach) od momentu Wielkiego Wybuchu i towarzyszące im charakterystyczne temperatury (w kelwinach) i energie cząstek (w elektronowoltach). Od Wielkiego Wybuchu poprowadzona jest jedna linia, która rozdziela się w punkcie 10 do potęgi minus 43 s (10 do potęgi 32 K i 10 do potęgi 19 GeV) na dwie, z których jedna oznaczona jest jako Oddziaływanie grawitacyjne. Druga biegnie dalej prosto i w punkcie 10 do potęgi minus 35 s (10 do potęgi 27 K, 10 do potęgi 14 GeV) rozdziela się na kolejne dwie, z których jedna oznaczona jest Oddziaływanie silne jądrowe. Druga biegnie prosto i w punkcie 10 do potęgi minus 12 s (10 do potęgi 15 K, 100 GeV) rozdziela się znów na dwie, które oznaczono Oddziaływanie elektromagnetyczne i Oddziaływanie słabe jądrowe. Cztery rozdzielone linie biegną dalej do punktu 5 razy 10 do potęgi 17 s (3 K, 10 do potęgi minus 4 eV).
Ilustracja 11.21 Separacja czterech oddziaływań podstawowych we wczesnym Wszechświecie. Czas 10 -43 s 10 -43 s 10^{-43}\si{\second} nazywamy czasem Plancka.

Modele naukowe wczesnego Wszechświata są wciąż bardzo spekulatywne i nie ma jednej powszechnie akceptowanej teorii. Na Ilustracji 11.22 przedstawiamy jeden z możliwych i najbardziej prawdopodobnych scenariuszy zdarzeń od Wielkiego Wybuchu.

Rysunek przedstawia diagram czasu. Inflacja zaczyna się w 10 do potęgi minus 43 sekundy po Wielkim Wybuchu, w temperaturze 10 do potęgi 32 K i przy energii 10 do potęgi 19 GeV. Inflacja kończy się w punkcie 10 do potęgi minus 35 s, 10 do potęgi 27 K I 10 do potęgi 15 GeV. Następuje Era hadronowa i leptonowa: istnieją kwarki, miony, taony, gluony i fotony. Fotony powstają w 10 do potęgi minus 6 s, 10 do potęgi 13 K I 0,1 GeV. Następuje Era nukleonowa: istnieją kwarki, protony, miony, neutron, taonu, elektrony, mezony, fotony. Fuzja jądrowa zaczyna się w 225 s, 10 do potęgi 11 K i 10 do potęgi minus 4 GeV. Następuje Era nukleosyntezy: istnieją protony, He, elektrony, fotony. Fuzja kończy się w 1000 lat, 100 000 K I 10 do potęgi minus 8 GeV. Następuje Era jonowa: istnieją protony, pozytony, He, elektrony, fotony. Promieniowanie mikrofalowe tła powstaje w 3000 lat, 60 000 K I 5 do potęgi minus 9 GeV. Następuje Era atomowa. Pierwsze gwiazdy i galaktyki tworzą się w 300 000 lat, 3000 K I 3 razy 10 do potęgi minus 10 GeV. Następuje era gwiazd i galaktyk. Dzisiejsza temperatura to 2,7 K, energia 2,3 razy 10 do potęgi minus 13 GeV.
Ilustracja 11.22 Przybliżony schemat ewolucji Wszechświata od Wielkiego Wybuchu do dzisiaj.
  1. Wielki Wybuch (t<10-43st<10-43s t<10^{-43}\si{\second}): Załamują się wszystkie obowiązujące dzisiaj prawa fizyki. Tuż po Wielkim Wybuchu temperatura Wszechświata jest mniej więcej równa: T=1032KT=1032K T=10^{32}\si{\kelvin}.
  2. Faza inflacji kosmologicznej ( t = 10 -43 s t = 10 -43 s t=10^{-43}\si{\second} do t = 10 -35 s t = 10 -35 s t=10^{-35}\si{\second} ): Wszechświat rozszerza się eksponencjalnie, grawitacja oddziela się od pozostałych oddziaływań. Wszechświat ochładza się do temperatury: T = 10 27 K T = 10 27 K T=10^{27}\si{\kelvin} .
  3. Era hadronowa i leptonowa ( t = 10 -35 s t = 10 -35 s t=10^{-35}\si{\second} do t = 10 -6 s t = 10 -6 s t=10^{-6}\si{\second} ): Gdy Wszechświat kontynuuje ekspansję, oddziaływanie silne oddziela się od elektrosłabego – powstają hadrony, a następnie oddziaływanie elektrosłabe rozpada się na oddziaływanie słabe i oddziaływanie elektromagnetyczne – powstają leptony. Wszechświat jest gorącą zupą kwarków, leptonów, fotonów i innych cząstek, bez żadnej struktury.
  4. Era nukleonowa ( t = 10 -6 s t = 10 -6 s t=10^{-6}\si{\second} do t = 225 s t = 225 s t=\SI{225}{\second} ): Wszechświat składa się już z leptonów i hadronów (takich jak protony, neutrony i mezony), które pozostają w równowadze termicznej. Produkcja i anihilacja par cząstka−antycząstka zachodzą jednakowo łatwo, zatem także i fotony są w równowadze termicznej
    γ + γ e + e + γ + γ p + p γ + γ n + n . γ + γ e + e + γ + γ p + p γ + γ n + n .
    Liczby protonów i neutronów są praktycznie równe ze względu na reakcje z udziałem neutrin
    ν e + n e + p ν e + p e + + n. ν e + n e + p ν e + p e + + n.
    Temperatura spada w dalszym ciągu i przy wartości 10 11 K 10 11 K 10^{11}\si{\kelvin} jest o wiele za niska, by dalsza produkcja par nukleon−antynukleon była możliwa. Liczba protonów i neutronów zaczyna przeważać nad liczbą ich antycząstek, więc reakcje anihilacji proton−antyproton (pp¯pp¯ \mathrm{p}\bar{\mathrm{p}}) oraz neutron−antyneutron (nn¯nn¯ \mathrm{n}\bar{\mathrm{n}}) ustają. Zaczynają powstawać pary proton−neutron związane w jądrach deuteru (deuterony).
  5. Era nukleosyntezy ( t = 225 s t = 225 s t=\SI{225}{\second} do t = 1000 lat t = 1000 lat t=\SI{1000}{\years} ): W miarę dalszej ekspansji Wszechświata deuterony oddziałują z protonami i neutronami, co prowadzi do tworzenia się większych jąder. Proces się powtarza i powstają coraz cięższe jądra. Pod koniec tej ery ok. 1 4 1 4 1/4 całej masy Wszechświata stanowiły jądra helu. (To tłumaczy, dlaczego w dzisiejszym Wszechświecie helu jest wciąż tak dużo). Energia fotonów zaczyna być niewystarczająca do produkcji par elektron−pozyton, więc elektrony i pozytony zaczynają ulegać anihilacji na wielką skalę i Wszechświat wypełnia morze fotonów.
  6. Era jonowa ( t = 1000 lat t = 1000 lat t=\SI{1000}{\years} do t = 3000 lat t = 3000 lat t=\SI{3000}{\years} ): Temperatura jest tak niska, że jonizacja powstałych atomów nie zachodzi. Wszechświat wypełniają elektrony, pozytony, protony, jądra lekkich atomów i fotony.
  7. Era atomowa ( t = 3000 lat t = 3000 lat t=\SI{3000}{\years} do t = 300 000 lat t = 300 000 lat t=\SI{300000}{\years} ): Wszechświat schładza się poniżej 10 5 K 10 5 K 10^5\si{\kelvin} , powstają atomy. Fotony nie oddziałują już z obojętnymi i stabilnymi atomami, więc oddzielają się od materii atomowej. Uwolnione fotony propagują się we Wszechświecie w postaci mikrofalowego promieniowania tła (ang. cosmic microwave background radiation, CMBR), które omówimy później.
  8. Era gwiazd i galaktyk ( t = 300 000 lat t = 300 000 lat t=\SI{300000}{\years} do dzisiaj): Atomy i cząsteczki są przyciągane przez siły grawitacji i tworzą duże skupiska (obłoki pyłu, planety itd.). Atomy i cząsteczki wewnątrz gwiazd ulegają reakcjom syntezy jądrowej.

Materiały pomocnicze

Obejrzyj ten filmik, aby dowiedzieć się więcej o Wielkim Wybuchu.

Żeby w sposób ilościowy opisać cechy fizyczne wczesnego Wszechświata, przywołajmy znany związek energii termicznej (EE E) układu cząstek oddziałujących w temperaturze (TT T) równowagi cieplnej tego układu

E=kBT,E=kBT, E = k_{\text{B}} T \text{,}
11.16

gdzie kBkB k_{\text{B}} jest stałą Boltzmanna. W ekstremalnie gorącym Wszechświecie w początkowym stadium jego rozwoju energie termiczne były niewyobrażalnie wysokie.

Przykład 11.9

Obliczanie energii Wielkiego Wybuchu

Jaką energię termiczną miały cząstki zaraz po Wielkim Wybuchu?

Strategia rozwiązania

Energia termiczna pojedynczej cząstki wchodzącej w skład układu oddziałujących cząstek zależy tylko od temperatury równowagowej tego układu (Równanie 11.1). Przybliżoną temperaturę Wszechświata tuż po Wielkim Wybuchu odczytamy z wcześniejszego diagramu czasowego.

Rozwiązanie

Kosmolodzy przypuszczają, że temperatura tuż po Wielkim Wybuchu wynosiła T=1032KT=1032K T=10^{32}\si{\kelvin}. W takim razie energia termiczna cząstek wynosiła
kBT10-4eVK1032K=1028eV=1019GeV.kBT10-4eVK1032K=1028eV=1019GeV. k_{\text{B}} T \approx 10^{-4}\si{\electronvolt\per\kelvin}\cdot 10^{32}\si{\kelvin}=10^{28}\si{\electronvolt}=10^{19}\si{\giga\electronvolt}\text{.}

Znaczenie

Energia, jaka panowała we wczesnym Wszechświecie, jest o wiele rzędów wielkości większa niż obecnie możliwa do uzyskania przez człowieka w największych akceleratorach. Pozwalają one osiągnąć energie wiązek rzędu najwyżej 10 4 GeV 10 4 GeV \SI{104}{\giga\electronvolt} .

Sprawdź, czy rozumiesz 11.9

Porównaj abundancję (zawartość procentową) helu dzisiaj i 10 000 lat 10 000 lat \SI{10000}{\years} po Wielkim Wybuchu.

Nukleony powstają przy energiach rzędu energii spoczynkowej protonu, czyli ok. 1000 MeV 1000 MeV \SI{1000}{\mega\electronvolt} . Takim energiom odpowiada temperatura

T = 1000 MeV 8,62 10 11 MeV K = 1,2 10 13 K . T = 1000 MeV 8,62 10 11 MeV K = 1,2 10 13 K . T=\frac{\SI{1000}{\mega\electronvolt}}{\SI{8,62e11}{\mega\electronvolt\per\kelvin}}=\SI{1,2e13}{\kelvin}\text{.}

Temperatury tego rzędu lub wyższe panowały w pierwszej sekundzie po Wielkim Wybuchu. Podobne oszacowanie możemy wykonać dla formowania atomów. Powstają one przy energii rzędu energii jonizacji atomu wodoru w stanie podstawowym ( 13,6 eV 13,6 eV \SI{13,6}{\electronvolt} ). Temperatura efektywna przy tej energii wynosi

T = 13 eV 8,62 10 5 eV K = 1,6 10 5 K . T = 13 eV 8,62 10 5 eV K = 1,6 10 5 K . T=\frac{\SI{13}{\electronvolt}}{\SI{8,62e5}{\electronvolt\per\kelvin}}=\SI{1,6e5}{\kelvin}\text{.}

Tworzenie się atomów zachodziło więc długo po oddzieleniu się czterech oddziaływań podstawowych, łącznie z oddziaływaniem wiążącym protony i neutrony w jądra atomowe (oddziaływanie silne) i oddziaływaniem wiążącym elektrony z jądrami atomowymi (oddziaływanie elektromagnetyczne).

Nukleosynteza lekkich pierwiastków

Względne abundancje lekkich pierwiastków (wodoru, helu, litu i berylu) we Wszechświecie niosą wiele informacji o jego wczesnym okresie. Wyniki pomiarów wskazują, że większość helu ma pochodzenie pierwotne (powstała w wyniku nukleosyntezy zaraz po Wielkim Wybuchu). Okazało się też, że aż 25 % 25 % \SI{25}{\percent} całej materii we Wszechświecie stanowi hel, a tak wielka ilość nie mogła powstać tylko w wyniku reakcji termojądrowych w gwiazdach.

Jakie pierwiastki powstały tuż po Wielkim Wybuchu? Na pewnym etapie temperatura panująca we Wszechświecie osiągnęła wartość sprzyjającą tworzeniu się jąder atomowych (wiązania nukleonów w jądra atomowe) – ten etap nazywamy pierwotną nukleosyntezą (ang. nucleosynthesis). Podobne zjawiska zachodzą obecnie we wnętrzach gwiazd, także w naszym Słońcu. Pierwotna nukleosynteza zaczęła zachodzić w kilkaset sekund po Wielkim Wybuchu.

Jak wyglądał proces pierwotnej nukleosyntezy i jakie pierwiastki powstały w jego wyniku? Po pierwsze, protony i neutrony zaczęły się łączyć w deuterony 2H, czyli jądra deuteru. Następnie deuterony wychwytywały dodatkowy neutron i tworzyły się trytony 3H – jądra radioaktywnej odmiany wodoru nazywanej trytem. Deuterony wychwytywały także protony, w wyniku czego powstawały jądra izotopu helu-3, 3He. Gdy jądra 3H wyłapały proton albo jądra 3He wychwyciły neutron, powstawały jądra helu o liczbie atomowej 4, 4He. Na tym etapie nukleosyntezy pierwotnej stosunek protonów do neutronów wynosił ok. 7 7 7 : 1 1 1 . Procesy tworzenia jąder helu zużyły niemal wszystkie dostępne neutrony. Cały proces produkcji helu zajął tylko ok. 3 3 3 minut i niemal natychmiast cała materia we Wszechświecie została związana w jednej czwartej w jądra 4He oraz częściowo w jądra 2H, 3H i 3He. Powstały także bardzo niewielkie ilości jąder litu 7Li i berylu 7Be. W tym czasie ciągle spadała temperatura, aż jej wartość stała się tak niska, że nukleosynteza została przerwana. W obecnym kształcie Wszechświata abundancje lekkich pierwiastków 2H, 4He czy 7Li, powstałych w wyniku pierwotnej nukleosyntezy, w znacznym stopniu zależą od lokalnej gęstości materii.

Wielkości abundancji przewidziane w modelu nukleosyntezy pierwotnej mogą stanowić świetny sprawdzian poprawności teorii Wielkiego Wybuchu i samej nukleosyntezy pierwotnej. Niedawno zakończony eksperyment WMAP (ang. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) przyniósł wyniki zgodne z przewidywaniami modelu. Zgodność danych eksperymentalnych z przewidywaniami teoretycznymi stanowi przekonujące potwierdzenie słuszności teorii Wielkiego Wybuchu.

Mikrofalowe promieniowanie tła

Zgodnie z przewidywaniami modeli kosmologicznych Wielki Wybuch powinien pozostawić we Wszechświecie ślad w postaci mikrofalowego promieniowania tła (ang. cosmic microwave background radiation, CMBR lub po prostu CMB), które powstało na końcu ery atomowej. Promieniowanie tła nazywane jest także promieniowaniem reliktowym, jako że stanowi dowód zjawisk zachodzących we wczesnym Wszechświecie. Natężenie tego promieniowania powinno być poprawnie opisane krzywą zdolności emisyjnej ciała doskonale czarnego (Fotony i fale materii). Zależność długości fali w maksimum tego rozkładu od temperatury podaje prawo Wiena

λ max = 2,898 10 -3 m K T , λ max = 2,898 10 -3 m K T , \lambda_{\text{max}}=\frac{\SI{2,898e-3}{\metre\kelvin}}{T}\text{,}
11.17

gdzie T T T jest temperaturą mierzoną w kelwinach. Naukowcy spodziewali się, że postępująca ekspansja Wszechświata spowodowała rozciągnięcie światła (rozciągnięcie długości fali), więc temperatura tego promieniowania powinna być bardzo niska, a energia i długość fali powinny być duże.

W 1965 roku dwaj pracownicy amerykańskiego Bell Laboratories: Arno Penzias (ur. 1933) i Robert Wilson (ur. 1941), podczas testowania nowego systemu komunikacji satelitarnej nie mogli pozbyć się szumów w zastosowanych antenach. Nie był to wynik niedoskonałości urządzeń elektronicznych, ale efekt rejestracji promieniowania o długości fali rzędu centymetrów (zakres długości fal typowy dla promieniowania mikrofalowego). Szum dochodził z każdego kierunku przestrzeni, także z wnętrza Ziemi. Później skojarzono go z mikrofalowym promieniowaniem tła. W 1978 roku Wilson i Penzias otrzymali za odkrycie promieniowania reliktowego Nagrodę Nobla. Natężenie mikrofalowego promieniowania tła, zarejestrowane przez satelitę WMAP, przedstawiono na Ilustracji 11.23. Dopasowanie do danych krzywej rozkładu Plancka pozwoliło ustalić temperaturę tego promieniowania T = 2,7 K T = 2,7 K T=\SI{2,7}{\kelvin} (Ilustracja 11.24).

Owalny kształt z naniesionym wzorem niebieskich, zielonych i żółtych obszarów o różnym odcieniu. Pojawiają się też obszary czerwone.
Ilustracja 11.23 Mapa rozkładu natężenia mikrofalowego promieniowania tła zarejestrowanego przez satelitę WMAP. Różnymi kolorami zaznaczono fluktuacje (zmarszczki) w rozkładzie. Drogę Mleczną usunięto z mapy dla większej przejrzystości danych. Kolor czerwony odpowiada nieco wyższym od średniej temperaturom i gęstościom promieniowania, a niebieski oznacza temperatury i gęstości nieco niższe od średniej. Fluktuacje widoczne na mapie nie przeczą zasadzie kosmologicznej mówiącej o jednorodności Wszechświata – największe odstępstwa od średniej (zaznaczone kolorem czerwonym) stanowią jedynie 1 przypadek na milion i są spowodowane niedostatecznie wysoką rozdzielczością pomiaru.
Rysunek przedstawia wykres zależności I z indeksem dolnym v w jednostkach W przez m do kwadratu przez sr przez Hz od Częstotliwości w GHz i Długości fali w cm. Krzywa rośnie stopniowo, osiąga maksimum i stromo opada. Ciągła linia opisana jest Ciało doskonale czarne 2,73 K. Różnymi symbolami zaznaczono punkty na krzywej – wszystkie leżą niemal idealnie na ciągłej linii. Od początku krzywej mamy czerwone romby oznaczone LBL-Italy White Mt. i biegu południowy. Dwa punkty fioletowym kwadratem – jeden pomiędzy rombami, a jeden powyżej – oznaczają Princeton z ziemi i loty balonowe. Następnie trzy punkty żółtą gwiazdką DMR satelita COBE. Kolejne dwa punkty w okolicach wierzchołka niebieskimi trójkątami Cyanogen optycznie. Od maksimum w dół razem gęste punkty dwóch rodzajów: czarne krzyżyki oznaczone FIRAS satelita COBE oraz zielonymi iksami UBC rakieta sondażowa.
Ilustracja 11.24 Rozkład natężenia mikrofalowego promieniowania tła w funkcji częstotliwości i długości fali. Przewidywania modelu (zaznaczone ciągłą linią) zgadzają się doskonale z wynikami pomiarowymi (naniesione punkty). Dane przedstawione w skali logarytmicznej. Źródło: George Smoot/NASA COBE Project

Związanie cząstek w atomy na początku ewolucji Wszechświata sprawiło, że materia mniej chętnie zaczęła oddziaływać ze światłem. Dlatego też fotony, które dziś obserwujemy w promieniowaniu tła, musiały się oddzielić od materii przy temperaturze TT T odpowiadającej energii ok. 1 eV 1 eV \SI{1}{\electronvolt} (jest to w przybliżeniu energia jonizacji atomu). Tej energii odpowiada temperatura

kBT1eVT=1eV8,617105eVK104K.kBT1eVT=1eV8,617105eVK104K. k_{\text{B}}T\sim\SI{1}{\electronvolt}\implies T =\frac{\SI{1}{\electronvolt}}{\SI{8,617e5}{\electronvolt\per\kelvin}}\sim 10^4\si{\kelvin}\text{.}

Według obecnych modeli kosmologicznych, ostatni moment, gdy fotony jeszcze rozpraszały się na cząstkach naładowanych, nastąpił ok. 380 000 lat 380 000 lat \SI{380000}{\years} po Wielkim Wybuchu. Wcześniej cała materia we Wszechświecie miała formę plazmy, a fotony były w niej uwięzione.

Materia i antymateria

Z bezpośrednich obserwacji wiemy, że antymaterii jest w dzisiejszym Wszechświecie bardzo mało. Ziemia i nasz Układ Słoneczny składają się niemal wyłącznie z materii, podobnie cały obserwowany Wszechświat wydaje się zdominowany przez materię. Dowodem na to jest fakt, że nie obserwujemy efektów anihilacji cząstek i antycząstek docierających do nas z kosmosu, np. nie widzimy wyraźnie silniejszego sygnału fotonów γ γ \gamma o energii 0,511 MeV 0,511 MeV \SI{0,511}{\mega\electronvolt} , pochodzących z anihilacji elektronów i pozytonów. Naturalna produkcja antymaterii w kosmosie zachodzi jedynie na drodze zderzeń cząstek i rozpadów promieniotwórczych β + β + \beta^{\text{+}} , ale prowadzi to do powstania tylko niewielkich ilości antycząstek, które w dodatku szybko ulegają anihilacji, pozostawiając przy życiu jedynie czystą energię.

Pomimo tak przytłaczającej dominacji materii nad antymaterią we Wszechświecie model standardowy cząstek elementarnych i wszystkie pomiary eksperymentalne pokazują jedynie drobną preferencję w produkcji materii. Różnice w oddziaływaniu cząstek materii i antymaterii ze sobą i między sobą są bardzo nieznaczne. Przykładowo w procesie rozpadu obojętnego kaonu powstaje tylko odrobinę więcej materii niż antymaterii. Być może na drodze tego typu reakcji została zaburzona równowaga między materią a antymaterią we wczesnym Wszechświecie. Cała antymateria ulegała anihilacji z materią, a jedynie jej nadmiar przetrwał, by uformować gwiazdy i galaktyki. W tym sensie niezliczona mnogość gwiazd we Wszechświecie może być jedynie pozostałością po pierwotnej materii wytworzonej w wyniku Wielkiego Wybuchu. Nie znamy satysfakcjonującej odpowiedzi na pytanie, dlaczego materia dominuje nad antymaterią w dzisiejszym Wszechświecie.

Ciemna materia i ciemna energia

W ciągu ostatnich trzech dekad dzięki nowoczesnym i potężnym technikom badawczym odkryto, że Wszechświat wypełnia ciemna materia (ang. dark matter). Ten typ materii jest szczególnie interesujący i ważny, bo obecnie naukowcy zupełnie nie wiedzą, co to może być! Niewątpliwie jednak istnieje, bo jej obecność powoduje ugięcie światła docierającego do nas z odległych gwiazd. Jeżeli światło z odległej gwiazdy lub całej galaktyki ulega zagięciu w polu grawitacyjnym pewnego skupiska materii (także ciemnej), które znajduje się na linii pomiędzy nami a gwiazdą, to może powstać obraz tej samej gwiazdy lub galaktyki w dwóch różnych miejscach (Ilustracja 11.25). Zakrzywienie światła w polu grawitacyjnym masywnego obiektu w przestrzeni kosmicznej nazywamy soczewkowaniem grawitacyjnym (ang. gravitational lensing). W niektórych przypadkach światło dociera do nas po różnych torach wokół soczewki (np. dużej galaktyki) i wtedy obserwujemy jasny krąg światła od obserwowanego obiektu (Ilustracja 11.26).

O ciemnej materii wiemy aktualnie tylko tyle, że jest zimna (ma niską temperaturę, a więc nie świeci – dlatego jest ciemna), wolno się porusza w przestrzeni kosmicznej i słabo oddziałuje ze znaną nam materią. Potencjalnymi kandydatami na ciemną materię są hipotetyczne cząstki zwane neutralinami (partnerzy bozonów ZZ \mathrm{Z}, fotonów i bozonów Higgsa w teorii supersymetrii) albo wirujące po malutkich pierścieniach cząstki przenikające do nas z wielowymiarowej przestrzeni, przewidywane w teoriach strun.

Rysunek przedstawia gwiazdę po lewej i Ziemię po prawej stronie pewnej galaktyki. Dwa promienie światła biegną po krzywoliniowym torze od gwiazdy do Ziemi, omijając galaktykę. Od strony Ziemi, na przedłużeniu promienie w górę i w dół widzimy dwa pozorne obrazy gwiazdy.
Ilustracja 11.25 Koncepcja soczewkowania grawitacyjnego: światło biegnące z odległej gwiazdy ulega zakrzywieniu wokół masywnego obiektu, np. galaktyki. Przy zaistnieniu korzystnych warunków dwa obrazy tej samej gwiazdy można zaobserwować po dwóch stronach soczewki.
Zdjęcie czarnego nieba. Na środku mamy źródło żółtego światła, a wokół niego pierścień światła koloru białego.
Ilustracja 11.26 Zdjęcie autentycznego soczewkowania grawitacyjnego. Światło pochodzące z odległej gwiazdy ulega zakrzywieniu wokół galaktyki. W pewnych warunkach widzimy pierścień światła wokół galaktyki zamiast punktowego źródła. Źródło: ESA/Hubble & NASA

Coraz większa precyzja pomiarów astronomicznych doprowadziła do odkrycia nowej formy energii, zwanej ciemną energią (ang. dark energy). Dzięki niej udaje się wytłumaczyć większe niż oczekiwane wartości przesunięcia ku czerwieni bardzo odległych galaktyk. Bardzo duże wielkości redshiftu (czyli przesunięcia ku czerwieni) sugerują, że Wszechświat nie tylko się rozszerza, ale robi to coraz szybciej. O naturze i właściwościach ciemnej materii właściwie nic nie wiemy. Zarówno ciemna materia, jak i ciemna energia stanowią dwie bardzo interesujące i wciąż nierozwiązane zagadki współczesnej fizyki. Na podstawie obserwacji naukowcy szacują, że aż 68,3 % 68,3 % \SI{68,3}{\percent} całkowitej energii we Wszechświecie stanowi ciemna energia, 26,8 % 26,8 % \SI{26,8}{\percent} przypada na ciemną materię, a jedynie 4,9 % 4,9 % \SI{4,9}{\percent} to energia związana ze znanymi nam cząstkami (tzw. materia świecąca, którą widzimy w bezpośrednich obserwacjach – Ilustracja 11.27). Wziąwszy pod uwagę tajemniczy charakter ciemnej materii i ciemnej energii, skromne wyznanie Izaaka Newtona sprzed trzech stuleci wydaje się nader aktualne również dzisiaj:

„Nie wiem, jak wyglądam w oczach świata, lecz dla siebie jestem tylko chłopcem bawiącym się na morskim brzegu, pochylającym się i znajdującym piękniejszą muszelkę lub kamień gładszy niż inne, podczas gdy wielki ocean prawdy jest ciągle zakryty przede mną”.

Wykres kołowy przedstawia udziały: 26,8 procent ciemna materia, 4,9 procent zwykła materia, 68,3 procent ciemna energia.
Ilustracja 11.27 Szacunkowy rozkład masy i energii we Wszechświecie. Źródło: NASA/WMAP Science Team
Cytowanie i udostępnianie

Chcesz zacytować, udostępnić albo zmodyfikować treść tej książki? Została ona wydana na licencji Uznanie autorstwa (CC BY) , która wymaga od Ciebie uznania autorstwa OpenStax.

Cytowanie i udostępnienia
  • Jeśli rozpowszechniasz tę książkę w formie drukowanej, umieść na każdej jej kartce informację:
    Treści dostępne za darmo na https://openstax.org/books/fizyka-dla-szk%C3%B3%C5%82-wy%C5%BCszych-tom-3/pages/1-wstep
  • Jeśli rozpowszechniasz całą książkę lub jej fragment w formacie cyfrowym, na każdym widoku strony umieść informację:
    Treści dostępne za darmo na https://openstax.org/books/fizyka-dla-szk%C3%B3%C5%82-wy%C5%BCszych-tom-3/pages/1-wstep
Cytowanie

© 21 wrz 2022 OpenStax. Treść książki została wytworzona przez OpenStax na licencji Uznanie autorstwa (CC BY) . Nazwa OpenStax, logo OpenStax, okładki OpenStax, nazwa OpenStax CNX oraz OpenStax CNX logo nie podlegają licencji Creative Commons i wykorzystanie ich jest dozwolone wyłącznie na mocy uprzedniego pisemnego upoważnienia przez Rice University.