Budowa i ewolucja Wszechswiata

1. Budowa i ewolucja Wszechswiata Bartek Chojnowski kl. 2 LP

2. Spis tresci Pojecie kosmologii Hierarchiczna struktura Wszechswiata Rozszerzanie sie Wszechswiata Pr�by detekcji sygnal�w radiowych z epoki ciemnosci Rozszerzanie sie Wszechswiata Promieniowanie reliktowe Zawartosc helu Ewolucja Wszechswiata Gwiazdy supernowe Gwiazdy zmienne pulsacyjnie Mglawice (obloki) pylowo - gazowe

3. Poszczeg�lne obiekty, z kt�rych sklada sie Wszechswiat, ciagle zmieniaja sie wskutek zachodzacych w nim proces�w fizycznych i chemicznych. Z materii miedzygwiazdowej znajdujacej sie w galaktykach rodza sie gwiazdy, kt�re nastepnie, w zaleznosci od ich poczatkowej masy ewoluuja szybciej lub wolniej. Wok�l wielu gwiazd powstaja planety, kt�re r�wniez sie zmieniaja. Galaktyki takze ewoluuja i to nie tylko wskutek zmian w obiektach, z kt�rych sie skladaja. Dochodzi do zderzen galaktyk i ich laczenia sie. Wszechswiat jako calosc r�wniez ulega ciaglym zmianom, podobnie jak poszczeg�lne obiekty, z kt�rych sie sklada, mozemy wiec m�wic o ewolucji Wszechswiata jako calosci.Powstaja pytania: Kiedy wszechswiat powstal? Jak to sie stalo? Jaka jest jego obecna struktura? Czy jest skonczony czy nieskonczony? Jak dalej bedzie sie zmienial? Jak sie zakonczy jego ewolucja? Nauka kt�ra, zajmuje sie budowa i ewolucja Wszechswiata jako calosci to kosmologia.U podstaw kosmologii tkwi fundamentalne przekonanie, poparte wielka liczba eksperyment�w i obserwacji, ze w calym Kosmosie obowiazuja jednakowe prawa fizyki. Dzieki temu wnioski uzyskane na podstawie badan ograniczonych obszar�w mozna uog�lniac na caly (byc moze nieskonczony) Wszechswiat. Podstawowym postulatem koniecznym do uprawiania naukowej kosmologii i weryfikowania rozwazan teoretycznych jest przyjecie zalozenia, ze obszar dostepny obserwacjom stanowi reprezentatywny fragment Wszechswiata.

4. Wszechswiat ma wyraznie hierarchiczna strukture. Ziemia wraz z innymi planetami tworzy Uklad Planetarny wok�l gwiazdy (Slonce). Slonce wraz z innymi gwiazdami i materia miedzygwiezdna tworzy uklad zwany galaktyka (Droga Mleczna). Galaktyki zas naleza do ugrupowania skladajacego sie z kilkudziesieciu galaktyk, kt�re nazywamy grupami galaktyk (Droga Mleczna nalezy do Lokalnej Grupy Galaktyk). Lokalna Grupa Galaktyk sa czescia jeszcze wiekszej struktury - Lokalnej Supergromady Galaktyk, w sklad kt�rej wchodza r�wniez inne grupy i gromady galaktyk. Supergromady lacza sie miedzy soba, tworzac struktury podobne do sieci z prawie pustymi obszarami.Galaktyki tworza rozbudowane struktury, jednak niejednorodnosci rozmieszczenia materii zmniejszaja sie szybko w miare przechodzenia do wielkich skal. To daje podstawe dla sformulowania zasady kopernikanskiej lub kosmologicznej (slaba zasada kosmologiczna), zgodnie z kt�ra we Wszechswiecie nie ma wyr�znionych miejsc, albo inaczej: Wszechswiat z kazdego miejsca wyglada tak samo, czyli jest jednorodny. Stwierdzenie o braku wyr�znionych punkt�w Wszechswiata stanowi uog�lnienie postulatu Mikolaja Kopernika o odebraniu Ziemi uprzywilejowanego, centralnego miejsca w Kosmosie. Zasada kosmologiczna nie jest spelniona w malych skalach.Drugim zalozeniem z reguly przyjmowanym w kosmologii jest izotropia Wszechswiata czyli brak wyr�znionych kierunk�w we Wszechswiecie. Potwierdzaja to wyniki obserwacji galaktyk oraz niemal doskonalej izotropii mikrofalowego promieniowania tla.

5. Od uwolnienia promieniowania az do chwili, w kt�rej pojawily sie pierwsze gwiazdy (100 mln lat od Wielkiego Wybuchu), we Wszechswiecie panowala niemal ciemnosc (epoka ciemnosci), poniewaz wod�r byl niezjonizowany. Przypuszcza sie, ze elektrycznie obojetny wod�r m�gl oddzialywac z promieniowaniem tla w wyniku czego powstaly slabe fale radiowe. Astronomowie przygotowuja urzadzenia do odbioru tych fal. Problem jest zlozony, gdyz natezenie tych fal jest bardzo male i nalezy odfiltrowac sygnaly ziemskich nadajnik�w oraz promieniowanie radiowe wysylane przez nasza Galaktyke. W 1929 roku Edwin Hubble odkryl badajac widma dalszych obiekt�w astronomicznych przesuniecie linii widmowych ku podczerwieni, interpretowane jako zjawisko Dopplera. Wynika z tego, ze galaktyki oddalaja sie jednakowo we wszystkich kierunkach proporcjonalnie do ich odleglosci od obserwatora. Stad wniosek, ze Wszechswiat ulega ciaglemu rozszerzaniu sie.Na podstawie obserwacji dalekich supernowych na poczatku XXI wieku stwierdzono, ze w pierwszym etapie tempo rozszerzania sie Wszechswiata zwalnialo, a z jakis niewiadomych powod�w okolo 6 miliard�w lat temu rozszerzanie zaczelo przyspieszac. Tlumaczy sie to ujawnieniem tajemniczej ciemnej energii.

6. Promieniowanie reliktowe  Wczesnego Wszechswiata bezposrednio obserwowac nie mozemy poniewaz byl on nieprzezroczysty. 300000 lat po Wielkim Wybuchu Wszechswiat stal sie wtedy na tyle rzadki, ze wypelniajace go fotony goracego promieniowania mialy od jego powstania az do dzis male szanse napotkania czastek materii zdolnych do ich pochloniecia. M�wimy, ze nastapilo w�wczas oddzielenie sie materii od promieniowania. Fotony z tamtych czas�w mozemy obserwowac dzis jako dochodzace do nas ze wszystkich stron promieniowanie tla. Choc promieniowanie to poczatkowo bylo tak gorace, jak otaczajaca je materia, jego temperatura wynosila okolo 1000 K, obecnie uleglo tak znacznemu przesunieciu ku podczerwieni, ze odpowiada promieniowaniu mikrofalowemu o temperaturze 2,7 Kelwin�w. Niejednorodny rozklad promieniowania reliktowego zaobserwowany przez satelite COBEPo raz pierwszy promieniowanie reliktowe wykryli A. A. Penzias i R. W. Wilson w 1965 roku, wykonujac obserwacje radioastronomiczne. Promieniowanie to intensywnie badano za pomoca satelity COBE (Cosmic Background Explorer) wystrzelonej w 1992 roku, kt�ry mial udzielic odpowiedzi na podstawowe pytania dotyczace wczesnego Wszechswiata. Powstala mapa tego promieniowania pochodzaca z r�znych rejon�w Wszechswiata. Wyraznie widac obszary o wyzszej i nizszej temperaturze.Dalsze rewelacje przyniosly jeszcze dokladniejsze pomiary prowadzone za pomoca balon�w stratosferycznych w ostatniej dekadzie. Rozmiary niejednorodnosci ujawnily geometrie Wszechswiata. Zanim bowiem promieniowanie dotarlo do radioteleskop�w, musialo odbyc dluga podr�z przez przestrzen kosmiczna. Jesli jest ona zakrzywiona, to obraz niejednorodnosci powinien byc znieksztalcony (powiekszony lub pomniejszony). Niczego takiego jednak nie wykryto. Stad wysnuto wniosek, ze czasoprzestrzen naszego Wszechswiata nie jest zdeformowana.

7. Dalsze rewelacje przyniosly jeszcze dokladniejsze pomiary prowadzone za pomoca balon�w stratosferycznych w ostatniej dekadzie. Rozmiary niejednorodnosci ujawnily geometrie Wszechswiata. Zanim bowiem promieniowanie dotarlo do radioteleskop�w, musialo odbyc dluga podr�z przez przestrzen kosmiczna. Jesli jest ona zakrzywiona, to obraz niejednorodnosci powinien byc znieksztalcony (powiekszony lub pomniejszony). Niczego takiego jednak nie wykryto. Stad wysnuto wniosek, ze czasoprzestrzen naszego Wszechswiata nie jest zdeformowana. Radioteleskop DASI w stacji polarnej Amundsena-Scotta na biegunie poludniowymNiekt�rzy twierdzili, iz z promieniowania tla nie mozna wysnuwac tak daleko idacych wniosk�w o Wszechswiecie. Nie wszyscy bowiem zgadzali sie z tym, ze to slabe promieniowanie rzeczywiscie niesie informacje o zalazkach najwczesniejszych struktur kosmicznych. Na pierwotne promieniowanie mogly przeciez nalozyc sie duzo p�zniejsze wydarzenia w historii kosmosu, na przyklad promieniowanie gromad galaktyk albo elektron�w z miedzygwiazdowej przestrzeni Drogi Mlecznej. Mogly one zmieszac sie z promieniowaniem tla i dac falszywy obraz.Jesli mikrofale sa rzeczywiscie sladem po goracej epoce, to powinny byc lekko spolaryzowane na brzegach cetek czyli obszar�w o r�znej temperaturze, gdyz ulegaly wtedy rozproszeniu na plazmie. Zmierzyc polaryzacje mikrofal bylo jednak duzo trudniej niz temperature. Umieszczono w 2002 roku radioteleskop DASI w stacji polarnej Amundsena-Scotta na biegunie poludniowym, gdyz tam atmosfera ma najmniej wilgoci, kt�ra pochlania mikrofale. Pomiar zajal az 271 dni, ale zakonczyl sie sukcesem. Stwierdzono, ze promieniowanie tla jest lekko spolaryzowane. Polaryzacja promieniowania moze opowiedziec jak materia sie poruszala. Dokladniejsze badania byc moze rozstrzygna, kt�ra z kilku wsp�lczesnych teorii dotyczacych poczatku czasu i przestrzeni jest prawdziwa.

8. Niejednorodny rozklad promieniowania reliktowego zaobserwowany przez satelite WMAPW czerwcu 2001 roku wystrzelono sonde WMAP. Po roku nieustannych obserwacji sonda dostarczyla mapy promieniowania tla o bezprecedensowej precyzji. Mozna zobaczyc na nich pierwotne zaburzenia, z kt�rych powstaly p�zniej galaktyki, gromady i supergromady. Najwazniejszym nowym wynikiem sa pomiary polaryzacji promieniowania tla. Dzieki wynikom z WMAP w polaczeniu z innymi obserwacjami mozna te parametry uscislic. Dlatego tez dzis kosmolodzy sa zgodni, ze wiek Wszechswiata wynosi okolo 13,7 miliard�w lat i w wielkiej skali kosmos jest plaski, opisuje sie go znana ze szkoly geometria euklidesowa. Skladniki Wszechswiata wedlug ostatnich badanCo wazniejsze, dane z WMAP potwierdzily zdumiewajaca hipoteze: tylko okolo 4% materii we Wszechswiecie to zwykle atomy. Mniej wiecej 23% stanowia egzotyczne, jeszcze nie odkryte w laboratoriach czastki oddzialujace tylko grawitacyjnie i byc moze slabo jadrowo zwane ciemna materia. Pozostala czesc masy-energii, az okolo 73%, stanowi tajemnicza ciemna energia o ujemnym cisnieniu, powodujaca na przek�r grawitacji przyspieszanie ekspansji Wszechswiata.Stwierdzono niebywala zgodnosc z wynikami badan w innych dziedzinach astrofizyki. Juz wczesniejsze obserwacje supernowych w odleglych galaktykach sugerowaly przyspieszanie ekspansji kosmosu. Wyznaczony wiek Wszechswiata jest zgodny z innymi metodami. W ten spos�b kosmologia wkroczyla w wiek dojrzaly i stala sie nauka operujaca precyzyjnie wyznaczanymi parametrami.

9. Mniej wiecej 300 tysiecy lat po Wielkim Wybuchu wypelniajaca Wszechswiat mieszanka wodoru i helu byla prawie doskonale jednorodna. Z uplywem czasu drobne niejednorodnosci narastaly pod wplywem grawitacji, przeksztalcajac sie w znane nam dzisiaj obiekty astronomiczne. Gdy kilkaset milion�w lat p�zniej pierwsze z owych obiekt�w zaczely emitowac swiatlo, rozpoczal sie proces jonizacji, w wyniku kt�rego czesc atom�w utracila elektrony. Neutralne atomy wodoru oraz neutralne i jednokrotnie zjonizowane (pozbawione jednego elektronu) atomy helu mozna obserwowac dzieki wytwarzanym przez nie liniom widmowym.W 1994 roku NASA umiescila na orbicie satelite FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer czyli badacz widma w dalekim ultrafiolecie), za pomoca kt�rego zamierzano miedzy innymi prowadzic obserwacje miedzygalaktycznego helu. W 2001 roku doniesiono o pierwszej detekcji rozciagajacych sie miedzy galaktykami oblok�w helowych.Neutralny wod�r zajmuje inne obszary przestrzeni miedzygalaktycznej niz zjonizowany hel, przez co wyniki zebrane na podstawie tych obserwacji uzupelniaja sie nawzajem, dajac obraz wczesnego Wszechswiata. Ponadto, por�wnujac linie wodorowe z liniami helu neutralnego i zjonizowanego, mozna okreslic cechy obiekt�w, kt�re wyemitowaly promieniowanie jonizujace. Zesp�l zajmujacy sie FUSE twierdzi, iz byly to kwazary oraz lawinowo powstajace zwykle gwiazdy. Okazalo sie tez, ze obloki helowe tworza w przestrzeni kosmicznej skomplikowana strukture, kt�rej istnienie wczesniej przewidywano.

11. Gwiazdy supernowe sa to gwiazdy zmienne odznaczajace sie naglym wzrostem jasnosci do okolo 107 - 108 razy przewyzszajacej jasnosc Slonca. Nie jest to raczej gwiazda ale proces wybuchu, podczas kt�rego znaczna czesc materii (nawet do jednej trzeciej czesci) zostala wyrzuca na zewnatrz co powoduje swiecenie. Sa dwie przyczyny wybuchu supernowych.Pierwsze supernowe II, Ib i Ic typu to zaawansowane ewolucyjnie masywne gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami (ich masa jest 10 razy wieksza od masy Slonca). W tak duzych gwiazdach tworza sie coraz to ciezsze pierwiastki az do zelaza i niklu wlacznie. Gestosc jadra rosnie. Gdy temperatura wzrosnie do 10 miliard�w stopni nastepuje gwaltowny rozpad jader zelaza i i niklu na jadra helu i neutrony. Zlozone procesy przemian jadrowych sprawiaja, ze r�wnowaga miedzy silami grawitacyjnymi a cisnieniem skladnik�w rdzenia ulega zachwianiu i rdzen ten ulega grawitacyjnemu zapadnieciu sie. Nastepuje potezna implozja, a opadajace na jadro wewnetrzne warstwy gwiazdy ulegaja odbiciu od sprezystego jadra. Powstaje fala uderzeniowa wyrzucajaca zewnetrzne warstwy gwiazdy. W czasie wybuchu zachodza szybkie reakcje syntezy ciezkich pierwiastk�w, kt�re rozpraszaja sie w przestrzeniach miedzygwiezdnych, zasilajac rozproszona materie w ciezkie jadra. Z takich ciezkich jader powstalych po wybuchach supernowych jest zbudowana Ziemia i czlowiek. Jasnosc gwiazdy po wybuchu supernowej rosnie w�wczas dziesiatki a nawet setki milion�w razy, osiagajac blask por�wnywalny z cala galaktyka, w kt�rej sie znajduje. Duza czesc gwiazdy (czasem prawie cala materia gwiazdy) zostaje wyrzucona w przestrzen z predkosciami od kilku do kilkudziesieciu tysiecy Pozostalosc po supernowej G292.0+1.8, w glebi chmury materii skrywa sie pulsar.km/s. Po wybuchu jasnosc supernowej maleje (dwukrotny spadek co kilkadziesiat dni). Po kilku latach widac juz tylko rozszerzajaca sie otoczke, kt�ra tworzy w miejscu wybuchu nieregularna mglawice, zwana pozostaloscia supernowej.Zapadniete jadro gwiazdy przeksztalca sie w gwiazde neutronowa lub czarna dziure.Wybuch gwiazdy bardzo masywnej o masie kilkudziesieciu mas Slonca powoduje najprawdopodobniej wyslanie blysku gamma. Taki wybuch jest nazywany wybuchem hipernowej.

12. Gwiazdy typu delta Scuti to podolbrzymy lub olbrzymy podobne do gwiazd typu RR Lyrae, jednakze maja one znacznie mniejsze amplitudy zmian jasnosci. Okresy pulsacji tych gwiazd sa kr�tkie i zawieraja sie w granicach od kilku do kilkunastu godzin.Gwiazdy typu RV Tauri sa z�ltymi i pomaranczowymi nadolbrzymami o duzej jasnosci absolutnej. Okresy zmiennosci tych gwiazd zawieraja sie w granicach od 30 do 150 dni. Krzywa jasnosci posiada glebokie minimum gl�wne i plytkie minimum wt�rne. Zmiany jasnosci zmieniaja sie z cyklu na cykl, zmienia sie takze glebokosc minim�w, a charakter zmiennosci gwiazdy moze przybrac cechy gwiazdy p�lregularnej.Gwiazdy typu Mira Ceti zwane mirydami sa najliczniejsza grupa gwiazd zmiennych pulsujacych. Sa to olbrzymy i nadolbrzymy o niskiej temperaturze fotosfery, stad ich czerwone zabarwienie. Krzywa zmian jasnosci nie jest regularna i zar�wno amplituda jak i okres czesto zmieniaja sie z cyklu na cykl. Gwiazdy te charakteryzuja sie dlugimi okresami zmiennosci od 90 do okolo 1000 dni.Gwiazdy zmienne p�lregularne to czerwone olbrzymy i nadolbrzymy. Gwiazdy te charakteryzuja sie slabo zaznaczonym okresem pulsacji (lub kilkoma nakladajacymi sie slabymi okresami). W konsekwencji krzywa zmian jasnosci ma malo regularny ksztalt. Przyczyny zmiennosci tych gwiazd nie zostaly dotychczas w pelni wyjasnione.Gwiazdy wolnozmienne pulsuja w spos�b nieregularny lub z bardzo slabo zaznaczonym okresem. Typowymi przedstawicielkami tej grupy sa zmienne CO Cyg i TZ Cas.Gwiazdy nieregularne to gwiazdy, kt�re zmieniaja swoja jasnosc bez slad�w regularnosci. Naleza do niej bardzo r�zne gwiazdy. W grupie tej znajdujemy klase gwiazd zmiennych, okreslana jako zmienne typu T Tauri. Obiekty te nie sa wlasciwie jeszcze gwiazdami, gdyz znajduja sie dopiero w stadium grawitacyjnego kurczenia sie, jeszcze przed osiagnieciem ciagu gl�wnego.

13.  Gwiazdy rodza sie wewnatrz ciemnych i zimnych oblok�w gazowo-pylowych zwanych inaczej mglawicami. Nazywano sa one molekularnymi, gdyz skladaja sie gl�wnie z czasteczek wodoru.Aby powstala gwiazda, musi zadzialac jakis impuls z zewnatrz, na przyklad pobliski wybuch supernowej, kt�ry zapoczatkuje gwaltowne kurczenie gestszych obszar�w polozonych wewnatrz obloku. Gwiezdny noworodek jest otoczony dyskiem gazowo-pylowym, z kt�rego moze, (lecz nie musi) powstac uklad planetarny. Tak wlasnie stalo sie 4,6 mld lat temu, kiedy rodzilo sie Slonce. Chociaz od dawna znamy wiele miejsc narodzin "gwiezdnych miast", z kt�rych najslynniejsza jest Wielka Mglawica Oriona, to dopiero bystre oko Teleskopu Kosmicznego Hubble'a pozwala nam poznac szczeg�ly tego misterium, nie tylko zreszta w naszej Galaktyce. Dlaczego? Obloki, jakimi otaczaja sie nowo narodzone gwiazdy, opr�cz czasteczek wodoru zawieraja tez znaczna domieszke pylu, co sprawia, ze sa nieprzezroczyste dla swiatla widzialnego, a wiec calkowicie skrywaja obszary gdzie sie one formuja. Ujawnienie ich proces�w powstawania jest mozliwe dzieki obserwacjom prowadzonym w podczerwieni i radiowym zakresie widma. A takie mozliwosci posiada kamera zainstalowana wlasnie na Teleskopie Kosmicznym Hubble'a, kt�ry przesyla na Ziemie cenne obrazy. Sa coraz leprze jakosciowo, a to umozliwia dokladniejsza ich analize. Skad wiemy, ze na zdjeciach jest widoczny moment tworzenia sie gwiazd?"Swieci" na nich wod�r - gl�wne tworzywo wszystkich juz narodzonych i przyszlych gwiazd, znaczac r�znymi kolorami, (bo na r�znych dlugosciach fal swietlnych) centra galaktyk i ich spiralne ramiona. Barwy na zdjeciach wykonanych w podczerwieni sa umowne. Na przyklad promieniowanie dlugosci fali 1,87 mikrometra zabarwia klisze na czerwono, od 1,4 do 1,8 mikrona na niebiesko.Zanim z pierwotnego zageszczenia uformuje sie gwiazda, uplyna miliony, a moze nawet miliardy lat. Zageszczona materie uwazamy za gwiazde jesli w jej jadrze zaczna zachodzic reakcje termojadrowe polegajace na laczeniu sie wodoru w hel. W chwili rozpoczecia tych reakcji gwiazda na diagramie Hertzsprunga - Russella znajduje sie na ciagu gl�wnym.

14. Bibliografia http://www.fizyka.net.pl http.//www.wikipedia.pl �Swiat wiedzy� �Wielka encyklopedia A-Z�