Wstęp

Zagadnienie budowy i ewolucji Wszechświata należy do problemów zaprzątających umysły uczonych już od czasów starożytnych. Pierwszym spójnym modelem kosmologicznym (czyli poprawnym opisem zasad rządzących ruchami ciał niebieskich) był system geocentryczny Ptolemeusza. Zakładał on, że Ziemia znajduje się w centrum Wszechświata i okrążana jest przez Słońce i planety. W modelu tym gwiazdy zajmowały stałe pozycje na niebie, co implikowało ich niezmienność. Teoria Ptolemeusza zaczęła upadać wraz z zaobserwowaniem gwiazd supernowych (wybuchających gwiazdowych olbrzymów, których obserwowana jasność wzrasta około stukrotnie w ciągu kilku godzin) - zjawiska takie świadczyły o tym, że gwiazdy nie są jednak wieczne i niezmienne. Wraz z rozpowszechnieniem się modelu heliocentrycznego Mikołaja Kopernika nasz obraz Kosmosu całkowicie się zmienił. Ponieważ obserwacje dowiodły, że Ziemia okrąża Słońce, które z kolei pod względem swych fizycznych własności (spektrum mocy, jasność promieniowania) niewiele różni się od widocznych na nocnym nieboskłonie punkcików świetlnych, w naturalny sposób uznano, że owe punkciki są po prostu ciałami podobnymi do Słońca. Pociągało to za sobą możliwość istnienia innych systemów planetarnych, a, co za tym idzie, szanse na powszechność życia we Wszechświecie. Ostatnim wielkim przełomem było odkrycie tzw. ucieczki galaktyk i rozszerzania się Wszechświata (Edwin Hubble, 1924) - odtąd Kosmos zaczął jawić się jako ewoluujący, nietrwały układ, pozbawiony wszelkich cech statyczności. Tan narodziła się teoria Wielkiego Wybuchu (Big Bang), według której Wszechświat wywodzi się z pewnego gęstego, gorącego stanu początkowego, którego "eksplozja" odpowiedzialna jest za obecny stan, czyli ekspansję przestrzeni, będącą konsekwencja pierwotnego wybuchu. Koncepcja ta została ostatecznie potwierdzona odkryciem tzw. reliktowego promieniowania ciała doskonale czarnego - dochodzącego z każdego kierunku promieniowania odpowiadającego emisji ciała o temperaturze 2,7 K, które może być tylko wypełniającą całą przestrzeń pozostałością po bardzo dawnym oddzieleniu się fotonów od kwantów materii na skutek Wielkiego Wybuchu.

Obecne modele kosmologiczne

Dzisiejsza kosmologia, w postaci takiej, jaką wykłada się na uniwersytetach, nie byłaby nigdy możliwa bez sformułowania Ogólnej Teorii Względności - OTW (Albert Einstein, 1905 - 1911). OTW (bardzo upraszczając sprawę, przedstawia zależności pomiędzy geometrią czasoprzestrzeni a rozkładem masy - energii oddziaływującej z ową czasoprzestrzenią. Wynika z tego możliwość wyznaczenia torów ruchu ciał lub światła w przestrzeniach dowolnie zakrzywionych. Możliwe jest także zbudowanie współczesnego modelu kosmologicznego wyjaśniającego ucieczkę galaktyk, jeżeli przyjmiemy tylko jako założenie tezę o jednorodności przestrzennej i izotropowości Wszechświata. Założenie to głosi, że Kosmos w każdym miejscu i dla każdego kierunku wygląda w przybliżeniu identycznie, co jest bez wątpienia faktem potwierdzonym obserwacyjnie. Wprawdzie materia Wszechświata grupuje się w galaktyki i gromady galaktyk, jednak statystycznie liczba takich obiektów przypadająca na określoną jednostkę przestrzeni jest stała - dla dużych odległości i dużych przedziałów czasu obserwacji założenie musi być spełnione. Jednym z dowodów na jednorodność jest wspomniane już mikrofalowe promieniowanie tła.

Albert Einstein wyprowadził wprawdzie ze swej teorii równania rozkładu mas w ewoluującym Wszechświecie (zwane równaniami Einsteina), jednak to jego następcy (Aleksander Friedmann, Georges Lemaître i inni) stworzyli ma mocy prac Einsteina nowożytne modele kosmologiczne, oparte na zasadzie jednorodności i izotropowości i wolne od matematycznych paradoksów typu nieskończone wielkości fizyczne, dzielenie przez zero itp. Równania Friedmanna są najbardziej popularnymi rozwiązaniami dla zmiennego w czasie Wszechświata i pociągają za sobą trzy przypadki:

  1. Jeżeli gęstość materii w Kosmosie jest mniejsza od tzw. gęstości krytycznej, oddziaływania grawitacyjne pomiędzy masami (gromadami galaktyk) nie będą w stanie sprzeciwić się sile ekspansji zapoczątkowanej w Wielkim Wybuchu i Wszechświat będzie rozszerzał się w nieskończoność, aż dojdzie do całkowitego rozrzedzania materii, oziębienia, rozerwania gromad, rozproszenia materii i światła i całkowitego ujednolicenia Kosmosu. Modelowi temu odpowiada krzywizna ujemna czasoprzestrzeni.
  2. Jeżeli gęstość jest równa gęstości krytycznej, Wszechświat będzie rozszerzał się asymptotycznie, czyli tylko do pewnego momentu, osiągając w przybliżeniu stan statyczny z dowolnie malejącą w czasie ekspansją. Wymagałoby to jednak idealnego dopasowania pewnych parametrów w równaniach Friedmanna, zapewniającego nie tylko dobrze dobrana gęstość materii, ale i globalną płaskość (brak krzywizny Wszechświata). Jest to jednak model w dużej mierze zgodny z większością współczesnych obserwacji i teorii astrofizycznych.
  3. Ostatnia możliwość: gęstość materii jest na tyle duża, że w niedalekiej przyszłości siła grawitacji pomiędzy gromadami galaktyk spowoduje zahamowanie ich oddalania się od siebie; wówczas Wszechświat przejdzie z fazy ekspansji w fazę kontrakcji (zapadania się) i będzie zmniejszał się, osiągając coraz większą gęstość i temperaturę, a w efekcie wracając do stanu zbliżonego do punktowego stanu przed Wielkim Wybuchem. Wówczas, być może, skupiona materia i energia zapoczątkują kolejny Big Bang, i cały cykl rozpocznie się od nowa. Jest to tzw. model zamknięty Wszechświata o krzywiźnie dodatniej

Przed kosmologią obserwacyjną stoi zatem zadanie wyznaczenia ruchów grup galaktyk, jak i ogólnej gęstości materii na widocznym przez nas wycinku czasoprzestrzeni. Dokonuje się tego poprzez: zliczenia galaktyk i ich gromad, oraz dopasowanie otrzymanego rozkładu mas do danych równań Einsteina i w efekcie otrzymanie wykresu krzywej ekspansji Wszechświata. Obecne, najnowsze odkrycia w tej dziedzinie sugerują, że Wszechświat jest albo zbliżony do modelu płaskiego (przypadek 2) albo do modelu otwartego (przypadek 1).

Z obserwacji wynika, że struktura Wszechświata jest hierarchiczna - gwiazdy gromadzą się w galaktyki, galaktyki tworzą grupy galaktyk, a te z kolei wchodzą w skład gromad. Wszystkie te niejednorodności w rozkładzie materii są prawdopodobnie po pierwotnych, kwantowych fluktuacjach materii w bardzo wczesnej fazie formowania się Kosmosu. Takie pierwsze nieregularności wraz z olbrzymim tempem rozszerzania się czasoprzestrzeni zaowocowały obserwowaną dziś budową Wszechświata - istnieniem odizolowanych obłoków wodorowo - helowych. Galaktyki powstały na skutek lokalnych różnic w ciśnieniu w obrębie takich zagęszczeń. Następnie musiały zapaść się grawitacyjnie pod wpływem swej olbrzymiej masy. Towarzyszyło temu powolne ochładzanie się obłoku gazowego. Lokalne zagęszczenia takiej protogalaktyki pozwoliło z czasem na powstanie pierwszych gwiazd. Wybuchy masywnych gwiazd wzbogacały z kolei protogalaktykę w pierwiastki cięższe niż wodór i hel (węgiel, tlen, neon, azot, żelazo), oraz ogrzewając ponownie obłok i powodując jego dalsze kurczenie się.

Galaktyki pod względem morfologicznym dzielą się na spiralne, eliptyczne i nieregularne (klasyfikacja Hubble'a). Istnieje pewna zależność pomiędzy zaawansowaniem ewolucyjnym galaktyki a jej typem. Galaktyki eliptyczne (zbliżone kształtem do kuli lub elipsoidy) posiadają niewielki moment pędu i są najprawdopodobniej obiektami młodymi, podczas gdy późniejsze ewolucyjnie galaktyki spiralne mają bardzo duży moment obrotowy (na skutek m.in. oddziaływania grawitacyjnego z innymi galaktykami w gromadzie), co się z tym wiąże, duże spłaszczenie w obrębie dysku galaktycznego. Nie wiadomo natomiast dokładnie, jak powstają charakterystyczne ramiona galaktyk spiralnych. Jedna z teorii głosi, iż są one efektem przemieszczającej się w dysku fali gęstości, zaburzającej materię i powodującej kolejne zagęszczenia na tyle duże, by możliwe było formowanie się obłoków protogwiazdowych. Jest to zgodne z obserwacjami galaktyk, wg. których to właśnie ramiona spiralne są obszarami formowania się nowych gwiazd.

Kwestią wymagającą wyjaśnienia jest dziś problem pochodzenia pól magnetycznych w galaktykach spiralnych. Istnieje wiele teorii na ten temat. Są one obecnie weryfikowane drogą komputerowych symulacji procesów przebiegających w gwiazdach i galaktykach.

Ewolucja gwiazd

Gwiazda powstaje na skutek zagęszczenia galaktycznej materii wodorowo - helowej (czasem wzbogaconej dodatkowo przez cięższe pierwiastki). Taki obłok zapadając się ogrzewa się na skutek przyciągania grawitacyjnego. Jeżeli obłok osiągnie pewna określona masę (masa Jeansa, zależna od parametrów ośrodka międzygwiazdowego), staje się on grawitacyjnie niestabilny. Zapadanie się zachodzi coraz gwałtowniej. Obłok może podzielić się na mniejsze fragmenty, gdy jednak siły grawitacyjne wiążą je wystarczająco silnie, a temperatura we wnętrzu protogwiazdy osiągnie odpowiednią wartość, możliwe jest zapoczątkowanie reakcji spalania wodoru (dokładniej: synteza jądrowa wodoru w hel). Gdy wodór w jądrze gwiazdy ulegnie wyczerpaniu, zapala się paliwo wodorowe w dalszych warstwach. Na skutek jeszcze większej temperatury możliwe jest także zapalenie się helu i synteza cięższych pierwiastków (dotyczy to wyłącznie masywnych gwiazd). W zależności od wielkości, gęstości i temperatury protogwiazdy dalsza ewolucja może mieć bardzo różny przebieg. W skrajnych przypadkach dojść może do zapalenia się węglowego jądra gwiazdy, do całkowitego zapadnięcia się jądra i wyprodukowania nadgęstej gwiazdy neutronowej, do kollapsu grawitacyjnego dającego ostatecznie czarna dziurę (gdy cale paliwo gwiazdy wyczerpie się i siły grawitacji zaczną gwałtownie kurczyć obiekt). Inną możliwością jest wyczerpanie się paliwa, powstanie niestabilności masywnej gwiazdy i wybuch supernowej. Z kolei mniej masywne gwiazdy po skończeniu się w ich jądrach wodoru i helu kończą ewolucję stygnąc powoli i rozpraszając swe zewnętrzne warstwy w przestrzeni międzygwiezdnej.

Długość życia gwiazd także różni się w zależności do masy początkowej. Masywne gwiazdy żyją na ogół względnie krótko (miliony lat), kończąc swe istnienie mniej lub bardziej efektowna eksplozją lub kontrakcją (nowe, supernowe, pulsary). Niepozorne, małe gwiazdy mogą ewoluować spokojnie przez setki miliardów lat.

Warunkiem stabilności każdej gwiazdy jest zachowanie równowagi pomiędzy ciśnieniem grawitacyjnym, dążącym do spowodowania zapadania się materii, a ciśnieniem promieniowania, które z kolei usiłuje rozerwać gwiazdę i rozproszyć jej materię. Równowaga ta zawsze jest względna w tym sensie, że może zmieniać się dynamicznie: gdy na przykład temperatura jądra gwiazdy staje się nagle bardzo duża, częstotliwość zderzeń pomiędzy cząstkami biorącymi udział w syntezie termonuklearnej spada na skutek rozprężania; następuje zatem spadek efektywności reakcji jądrowych, co w odpowiednio długim okresie czasu zaowocuje spadkiem temperatury i wyrównaniem cyklu. Synteza termojądrowa jest głównym źródłem każdej obserwowanej energii gwiazdy, począwszy na emisji cieplnej, a skończywszy na obserwowanych kwantach światła widzialnego i wysokoenergetycznego promieniowania ultrafioletowego i rentgenowskiego.