<%@ Master Language="C#" %> Bez tytułu 1
UKŁAD SŁONECZNY WSZECHŚWIAT A ZIEMIA

Podobnie dzieje się z Ziemią. Jest oczywiście skończona (o czym mogą się przekonać np. pracujący na stacji kosmicznej astronauci), ale pozbawiona granic. Innymi słowy: można przed siebie iść, iść, iść i co najwyżej wróci się w to samo miejsce, z którego się wyszło. Nie dojdzie się do żadnego brzegu, do żadnej ściany. Czy tak samo wygląda wszechświat?

Trzy fundamenty
To pytanie za pięć punktów. A właściwie za Nobla. Bo jak sprawdzić kształt czegoś takiego jak cały wszechświat? Zacznijmy od początku. Teoria Wielkiego Wybuchu mówi, że wszechświat miał swój początek w nieskończenie małym gęstym i gorącym punkcie. Punkcie, który równocześnie zajmował całą przestrzeń. Poza nim nic nie istniało. Pomińmy fakt, że wspomniana teoria nie wyjaśnia, ani czym ten punkt był i skąd się wziął, ani co spowodowało, że „Wielce Wybuchł”. Na szczęście dalej robi się nieco łatwiej.

KRZYWE LUSTRO? Rozważania na temat kształtu wszechświata (walec, sfera, torus, lejek) wydają się niepraktyczne. Ot, takie ćwiczenie logiczne dla matematyków czy fizyków. Błąd. Bez zrozumienia kształtu przestrzeni nie ma najmniejszych szans, by zrozumieć zjawiska zachodzące wokół nas. To jak opisać świat na podstawie obrazu w lustrze – bez świadomości, czy nie jest to przypadkiem krzywe lustro.

Od „chwili zero” przestrzeń zaczęła pęcznieć, niosąc ze sobą materię. To wydarzenie nastąpiło około 13,7 mld lat temu. To, że było tak rzeczywiście, potwierdza ucieczka galaktyk, mikrofalowe promieniowanie tła oraz ilość znajdujących się w przestrzeni pierwiastków lekkich.
GWIAZDY
ODKRYWANIE KOSMOSU
UKŁAD SŁONECZNY
Układ Słoneczny – układ planetarny w galaktyce Drogi Mlecznej, składający się ze Słońca i powiązanych z nim grawitacyjnie ciał niebieskich: ośmiu planet[b], co najmniej 185 ich księżyców[c][1], pięciu planet karłowatych[d] i miliardów (a być może nawet bilionów)[2] małych ciał, do których zalicza się planetoidy, komety i meteoroidy, a także pył międzyplanetarny. 

GWIAZDY
Gwiazda – kuliste ciało niebieskie, stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii. Przynajmniej przez część swojego istnienia emituje w sposób stabilny promieniowanie elektromagnetyczne (w szczególności światło widzialne). Gwiazdy powstają głównie z wodoru i helu, lecz w trakcie życia przybywa w nich atomów cięższych pierwiastków (tzw. metali). 

Eksploracja kosmosu – fizyczna eksploracja przestrzeni kosmicznej, zarówno przez bezzałogowe próbniki, jak i załogowe pojazdy kosmiczne. Rozwój dużych silników rakietowych na paliwo płynne na początku XX wieku pozwolił na praktyczne spojrzenie na eksplorację kosmosu. Był to przełom, zwłaszcza w porównaniu do obserwacji kosmosu z powierzchni Ziemi, zwanej astronomią, która była dokonywana od tysiącleci. 



GWIAZDOZBIORY

Gwiazdozbiory nieba północnego zwykle noszą nazwy związane z mitologią grecką (np. konstelacje Kasjopei, Oriona), zaś większość nazw gwiazdozbiorów nieba południowego związana jest z nazwami instrumentów naukowych (np. konstelacja Mikroskopu).

Patrząc na gwiazdy z bardziej naukowego punktu widzenia, są to ciała niebieskie złożone z materii plazmy, lub też z materii zdegenerowanej, która skupiona jest w jednym miejscu dzięki sile grawitacyjnej. Zbudowane są głównie z wodoru i helu. Gwiazda przez całe swoje życie wytwarza promieniowanie elektromagnetyczne, pod postacią światła widzialnego, dzięki procesom syntezy jądrowej atomów wodoru w swoim jądrze.

Jak powstają takie twory? Otóż powstają w obłokach materii międzygwiezdnej, składającej się w głównej mierze z wodoru. Jedna czwarta składa się z helu, natomiast pozostały 1% to mieszanka innych pyłów i atomów. Ów obłok ulega zagęszczeniu, a same atomy wodoru łączą się w wodór molekularny (wodór dwuatomowy). Końcowo powstaje obłok molekularny, który powiększa swój rozmiar i masę. Gęstość w takim obłoku wynosi około kilka milionów cząstek na centymetr sześcienny, masa zaś od 100 000 do 10 000 000 mas Słońca. Rozmiar jest olbrzymi, od 50 do 300 lat świetlnych. Obłok taki jest zimny i rzadki, a sam proces jego powstawania trwa relatywnie krótko.

Zdarzyć się może, iż w pobliżu wybuchnie inna gwiazda, wysyłając w stronę obłoku silne promieniowanie elektromagnetyczne, które to powoduje zagęszczenie jego cząsteczek. Obłok taki zaczyna zapadać się dzięki grawitacji i dzieli się na mniejsze części. Już obłok o masie 50 Słońc jest w stanie przemienić się w gwiazdę. Dzięki energii potencjalnej gaz rozgrzewa się, a utworzona forma zwana protogwiazdą zaczyna świecić słabym czerwonym światłem. Na początku utworzona protogwiazda jest w ogóle lub też słabo widoczna, będąc w chmurze pyłu i gazu. Podczas zapadania grawitacyjnego zaobserwować można nieustanny wzrost temperatury i gęstości. W jądrze obłoku, osiągającym odpowiednią masywność i temperaturę około 15 milionów Kelwinów, dohodzi do pierwszych procesów syntezy jądrowej i utworzenia się gwiazdy. W przypadku, kiedy masa i temperatura takiej protogwiazdy jest zbyt mała, aby procesy syntezy jądrowej zostały wprawione w ruch, zostaje ona brązowym karłem, oddając swoją energię stopniowo i powoli umierając.

Gwiazdy ewoluować mogą na wiele sposobów, osiągając rozmaite wielkości czy kolory. Diagram Hertzsprunga – Russella przedstawia ich klasyfikację w zależności od temperatury, i jasności absolutnej. Największe gwiazdy, o rozmiarze kilkuset większym od Słońca, zwane są nadolbrzymami. Do takich należy np. czerwony nadolbrzym Betelgeza (zwana też „Ręką olbrzymki” bądź „Ręką Bliźniąt”), o masie 14 – 15 mas Słońca, i rozmiarze około 345 razy większej od Słońca.

Co się dzieje z gwiazdą, kiedy już „wypali się”? Jądro gwiazdy zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, natomiast zewnętrzne warstwy zostają gwałtownie wyrzucone na zewnątrz. W zależności od masy, jaką gwiazda miała na początku, przemienić się może ona w białego karła (o rozmiarze zbliżonym do rozmiaru Ziemi), który po ostygnięciu staje się czarnym karłem. Jeśli masa gwiazdy wynosiła od 8 mas Słońca, wtedy po zapadnięciu się powstaje wybuch, a sama eksplozja tworzy supernową. Natomiast kiedy masa gwiazdy przekracza 20 mas Słońca, po zapadnięciu się gwiazda tworzy czarną dziurę.


 
POCZĄTEK
Jak wyglądał sam początek wszechświata? Dzisiaj nie ma na to pytanie satysfakcjonującej odpowiedzi. Wiadomo co działo się ułamki sekund po wybuchu, ale czym był sam wybuch? Fizycy na „punkt zero”, z którego powstał wszechświat mówią „osobliwość”. To coś, czego nie da się opisać znanymi prawami fizyki. Tyle tytułem wstępu. Skoro na razie nie wiemy jak wyglądał sam początek (a być może nigdy się tego nie dowiemy), może łatwiej odpowiedzieć jak wyglądał będzie koniec?

Wszystko wskazuje na to, że będzie zimny. Oj bardzo zimny. Przez wiele lat, w zasadzie do odkryć dokonanych w pierwszych dziesięcioleciach XX wieku przez Edwina Hubble’a, uważano, że wszechświat jest stacjonarny, że nic się w nim nie zmienia. Owszem, wiedziano o tym, że planety się poruszają, ale uważano, że te zmiany mają bardzo niewielki zasięg, że patrząc na duży obszar wszechświata „znoszą się”. To trochę tak jak patrzeć na nieruchomą taflę jeziora wiedząc, że pojedyncze cząsteczki wody nie są w nim w spoczynku, tylko się poruszają. Ten model wszechświata stacjonarnego został mocno nadwyrężony przez obserwacje oddalających się od siebie galaktyk, których dokonał Edwin Hubble. Model upadł całkowicie z chwilą eksperymentalnego potwierdzenia istnienia mikrofalowego promieniowania tła. Nastała era wszechświata dynamicznego. Tylko co to w praktyce oznacza? Koncepcji było kilka. Skoro wszechświat się rozszerza, będzie to robił w nieskończoność. Może być jednak tak – mówiono – że będzie rozszerzał się coraz wolniej, aż stanie w miejscu. Ewentualnie, po okresie puchnięcia, zacznie się kurczyć. W końcu znajdzie się w jednym punkcie, który będzie początkiem nowego wszechświata. Zgrabne, prawda?

Każda z tych koncepcji miała (niektóre wciąż mają) swoich zwolenników i przeciwników. Najbardziej przemawiająca do wyobraźni i najbardziej „elegancka” jest koncepcja Wielkiego Kolapsu (BIG CRUNCH). Koniec wszechświata byłby zarazem początkiem nowego. Czy to możliwe? Póki co galaktyki oddalają się od siebie. Co więcej, obserwacje wskazują na to, że to oddalanie przyspiesza. Nic nie świadczy o tym, by miało kiedyś zwolnić. A więc bardziej prawdopodobna jest raczej koncepcja nazwana Wielkim Rozdarciem (BIG RIP). To rozdarcie, którego autorem jest kosmolog Robert Caldwell, miałoby dotyczyć nie tylko galaktyk, ale z czasem także atomów. Protony, neutrony i elektrony, a później nawet kwarki, rozsypałyby się w przestrzeni jak koraliki z zerwanego naszyjnika. Trzecią hipotezą jest tzw. Wielki Chłód (BIG CHILL). Rozszerzanie wszechświata zatrzyma się, ale w pewnym momencie, gdy „wypalą” się lekkie pierwiastki, po prostu zabraknie w nim energii.
ROZSZERZANIE
Z trzech podanych wydaje się, że najbardziej prawdopodobna jest ta, która mówi, że wszechświat będzie się rozszerzał i rozszerzał i rozszerzał,…. na to będzie się nakładał drugi proces związany z wygaszaniem gwiazd. Tych już powstaje coraz mniej. Analizując zdjęcia dalekiego wszechświata wykonane przez trzy ogromne teleskopy, japoński Subaru Telescope, należący do Brytyjczyków UKIRT (United Kingdom Infrared Telescope) na Mauna Kea na Hawajach, oraz Very Large Telescope w Chile, astronomowie z Uniwersytetu w Leiden w Holandii doszli do wniosku, że dzisiaj powstaje 30 razy mniej gwiazd niż 11 miliardów lat temu, w okresie największego boomu ich narodzin. Ten wynik nie powinien nikogo zaskakiwać. Przeciwnie, raczej cieszyć, że udało się eksperymentalnie potwierdzić to, z czego dotychczas zdawano sobie sprawę tylko teoretycznie.
Gdy wszechświat był bardzo młody, gdy miał zaledwie kilkadziesiąt minut, cała materia w nim zgromadzona składała się z wodoru i helu. W trakcie wielkiego wybuchu powstały tylko te dwa pierwiastki. Te dwa, które są niezbędne do „rozpalania” gwiazd. Działająca gwiazda lekkie atomy „przerabia” w atomy pierwiastków cięższych. I choć są one niezbędne w procesie formowania np. planet, czy nas, ludzi, nie mogą być budulcem dla kolejnego pokolenia gwiazd.

Gwiazdą, która jest najbliżej Ziemi jest oczywiście Słońce. Świeci, bo w jego wnętrzu hula reaktor termojądrowy. Materia zamieniana jest na energię, a ta wypromieniowywana jest w przestrzeń kosmiczną. Gwiazdy się wypalają. Nasza gwiazda w każdej sekundzie traci 4,5 milionów ton wodoru. Za około 5 mld lat naszej gwieździe skończy się paliwo. Wszystkim gwiazdom we wszechświecie skończy się w końcu paliwo. Za biliony bilionów lat, wszechświat będzie ciemny. Będą się w nim znajdowały tylko zgliszcza gwiazd. Popioły, które także, z wolna, same będą się rozpadały. Nawet te niewielkie „kupki materii”, tak jak małe zameczki z piasku, zostaną „rozwiane”. W chwili w której zgaśnie ostatnie słońce, zakończy się era gwiazd. Jeden z wielu okresów ewoluującego wszechświata. Ostatnimi gwiazdami we wszechświecie będą czerwone karły. Maleńkie gwiazdy, które właśnie z powodu swoich rozmiarów, najdłużej mogą korzystać z zapasów energii jakie mają do dyspozycji. Za około 100 trylionów lat i one zgasną. I wtedy nastanie ciemność.
CO TO JEST WSZECHŚWIAT
Wszechświat, Kosmos, układ wszystkich obiektów astronomicznych, materii rozproszonej i pól fizycznych wraz z czasoprzestrzenią, którą wypełniają.
Jest to przestrze�� wraz ze znajdującą się w niej materią (gwiazdami, planetami i innymi jeszcze drobniejszymi ciałami niebieskimi, ich skupiskami — galaktykami, gromadami galaktyk, materią międzygalaktyczną i in. obiektami), która w jakikolwiek sposób może oddziaływać na nas (lub my na nią) w przeszłości, obecnie lub w przyszłości. Obserwacyjnymi badaniami Wszechświata zajmuje się astronomia pozagalaktyczna, natomiast jego teoriami powstawania i ewolucji — kosmologia.
Zagadnienie pochodzenia Wszechświata interesowało ludzi od zarania dziejów. Przy niezwykle fragmentarycznej wiedzy przez całą starożytność i średniowiecze przyjmowano niemal za oczywistość, że Wszechświat powstał w akcie stworzenia, jest stosunkowo młody (ma co najwyżej parę tysięcy lat) i jest niezmienny w czasie. Centralne miejsce zajmowała w nim Ziemia, jako siedlisko człowieka. Zasadniczego wyłomu w tych koncepcjach dokonał M. Kopernik, wykazując, że Ziemia znajduje się na peryferiach Układu Słonecznego, którego centralnym ciałem jest Słońce. Odkrycia geologiczne XIX w. 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. XX w. Już po odkryciu ogólnej teorii względności, A. 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 ad hoc 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. Odkrycie E. Hubble’a uczyniło cały problem nieistotnym.
Obserwacje rozkładu materii w obecnym Wszechświecie wskazują na jego komórkową strukturę: olbrzymie pustki (voids) 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. Innymi słowy, zakłada się, że pomijając niewielkie, lokalne fluktuacje, każda część Wszechświata wygląda tak samo. Wszechświat jest izotropowy, jednorodny i rządzi się uniwersalnymi prawami przyrody. Podstawowymi równaniami kosmologii są równania ogólnej teorii względności otrzymane 1916 przez Einsteina.
Według obecnego stanu wiedzy, najbardziej zgodna z obserwacjami jest tzw. teoria Wielkiego Wybuchu. Zgodnie z nią Wszechświat powstał jako niezwykle zwarty, gęsty i gorący twór; przez pierwsze ułamki sekund po powstaniu jego stan fizyczny był nieokreślony ze względu na ograniczenia związane z zasadą nieokreśloności Heisenberga (Heisenberga zasada nieoznaczoności); dopiero po osiągnięciu tzw. wieku Plancka, równego ok. 10–43 s, można go opisywać znanymi prawami fizyki — miał on wtedy gęstość 1097 kg/m3, a temperaturę 1032 K; w miarę rozszerzania się Wszechświata spadała jego temperatura, tworzyły się cząstki elementarne, a przez krótki czas zachodziły reakcje syntezy helu i (w śladowych ilościach) paru innych pierwiastków lekkich; póki temperatura Wszechświata przekraczała 10 000 K, wodór będący głównym składnikiem materii barionowej (cząstek materialnych) był zjonizowany i pozostawał w równowadze termodynamicznej z polem promieniowania; po spadku temperatury do ok. 3000 K praktycznie cały wodór przeszedł w stan neutralny, co spowodowało silne osłabienie oddziaływania materii z promieniowaniem — w efekcie „gaz” barionowy i „gaz” fotonowy ewoluowały dalej niezależnie; w miarę dalszego rozszerzania się „gaz” fotonowy ochładzał się adiabatycznie aż do obecnie obserwowanej temperatury ok. 2,7 K; z gazu barionowego powstały obserwowane obiekty, takie jak gwiazdy, galaktyki, gromady galaktyk i inne struktury.
W prostym modelu Wielkiego Wybuchu, obszar powiązany przyczynowo z dowolnym miejscem (tj. obszar, z którego sygnał ma dość czasu, by podczas życia Wszechświata dotrzeć do danego miejsca) obejmował, w momencie rozsprzężenia materii i promieniowania, znacznie mniejszą część Wszechświata niż obecnie. Tymczasem obserwacje mikrofalowego promieniowania tła wskazują na wysoki stopień jednorodności Wszechświata, co najmniej w granicach naszego obecnego horyzontu (tj. ograniczenia obszaru powiązanego przyczynowo z danym miejscem, w tym wypadku z Ziemią), niemożliwej do osiągnięcia, gdyby składał się on z wielu niepowiązanych ze sobą wcześniej i osobno ewoluujących obszarów. Nie znamy mechanizmu, który mógłby wyrównać powstałe na początku niejednorodności. Wyjściem okazało się wprowadzenie tzw. fazy inflacyjnej do wczesnych stadiów rozwoju Wszechświata. Przyjmuje się, że w wieku ok. 10–35 s nastąpiła krótka faza gwałtownego rozszerzania się Wszechświata; była ona związana z procesem łamania symetrii, podobnym do przejścia fazowego, podczas którego Wszechświat rozszerzył się ok. 1030 razy; w wyniku tego obszar powiązany przyczynowo osiągnął rozmiar wielokrotnie większy od obecnego rozmiaru horyzontu, co wyjaśnia obserwowaną jednorodność.


Gdyby średnia gęstość Wszechświata była wyższa od pewnej wartości, zwanej gęstością krytyczną, siły grawitacyjne zatrzymałyby po pewnym czasie jego rozszerzanie się i nastąpiłaby faza kurczenia — byłby to tzw. Wszechświat zamknięty; dla średniej gęstości mniejszej od krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie — Wszechświat otwarty, zaś w sytuacji, gdy gęstość byłaby dokładnie równa krytycznej, rozszerzanie trwałoby nieskończenie, ale z prędkością malejącą asymptotycznie do zera — Wszechświat płaski. Istnienie fazy inflacyjnej wymaga, by średnia gęstość Wszechświata była dokładnie równa gęstości krytycznej. Jednak obserwacje świecącej materii dają nam średnią gęstość równą zaledwie kilka procent gęstości krytycznej. Istnieją wszak wskazówki, że obserwowane struktury (galaktyki, gromady czy supergromady galaktyk) są o wiele masywniejsze — muszą zatem zawierać „ciemną” materię; jej obecność przejawia się w sposób „hierarchiczny”: obserwacje zachowania się siły przyciągania grawitacyjnego w funkcji odległości od środka niektórych galaktyk wskazują na to, że galaktyki powinny być otoczone rozległym obłokiem materii (halo) o masie o rząd wielkości większej od całkowitej masy zawartej w nich materii świecącej; dynamika galaktyk w gromadach wskazuje na dodatkową masę gromady parokrotnie większą od sumy mas galaktyk (już po uwzględnieniu ich własnej ciemnej materii); podobnie, z obserwacji niektórych większych struktur, grupujących wiele samotnych galaktyk i gromad galaktyk wynika, że ich masy są jeszcze kilka razy większe. Najbardziej znaną strukturą tego typu jest tzw. Wielki Atraktor. Wiek Wszechświata ocenia się obecnie na ok. 14 mld lat; jego rozmiar jest zatem rzędu 15 mld lat świetlnych. Ponieważ gęstość krytyczna Wszechświata wynosi 10–26 kg · m–3, całkowitą masę Wszechświata ocenia się (przy założeniu, że ma on gęstość krytyczną) na 1053 kg. W postaci gwiazd i innych świecących obiektów jest ok. 5 · 1051 kg, co daje ok. 1010 (10 mld) galaktyk podobnych do naszej (każda zawierająca miliardy gwiazd).
Natura ciemnej materii we Wszechświecie dotychczas nie jest znana i pozostaje przedmiotem spekulacji. Jedna z sugestii zakłada, że przynajmniej jej część, głównie wewnątrzgalaktyczna, mogłaby występować w postaci małych, zwartych ciał o masach bardzo dużych planet; ich obecność w dużej liczbie w naszej Galaktyce powinna wywoływać od czasu do czasu zjawisko pojaśnienia blasku odległej gwiazdy, gdy linię łączącą gwiazdę z obserwatorem przetnie takie ciało i nastąpi, wynikający z ogólnej teorii względności, efekt soczewkowania grawitacyjnego światła gwiazdy (jego istnienie przewidział 1985 B. Paczyński); podjęte w latach 90. próby obserwacyjnego wykrycia takiego soczewkowania (zwany mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym w odróżnieniu od soczewkowania grawitacyjnego światła kwazarów), w tym przez grupę astronomów z Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, potwierdziły istnienie tego efektu, ale wyniki wskazują, że zachodzi on na słabych gwiazdach, a nie planetach; świadczy to przeciw masowemu występowaniu ciał planetarnych w Galaktyce. Jako ciemną materię proponowano również mało masywne czarne dziury; jeszcze inną formą mogą być neutrina, jednak główny wkład powinny stanowić cząstki nie oddziałujące w dotychczas znany sposób (występujące w teoriach nie potwierdzonych jeszcze eksperymentalnie, np. w teoriach supersymetrycznych i teoriach Wielkiej Unifikacji).
Główne kierunki obserwacji koncentrują się obecnie na problemie poszukiwania ciemnej materii oraz badaniach właściwości fluktuacji materii we Wszechświecie; te ostatnie bada się przez pomiary niewielkich fluktuacji temperatury promieniowania tła (w różnych skalach), które zawierają informacje o zaburzeniach gęstości we wczesnym Wszechświecie, oraz poprzez obserwacje grupowania się świecącej materii, co odzwierciedla obecną strukturę Wszechświata. Badania teoretyczne dotyczą głównego problemu pochodzenia i ewolucji fluktuacji gęstości we Wszechświecie, prowadzących do obecnie obserwowanej struktury.


TEORIE O WSZECHŚWIECIE

Jak obliczyć wiek Wszechświata? Według obecnie obowiązującego modelu, po Wielkim Wybuchu galaktyki zaczęły się od siebie oddalać, co można stwierdzić obserwując przesunięcie światła galaktyk ku czerwieni. Ustalając prędkość ucieczki gwiazd, można obliczyć tempo rozszerzania się Wszechświata. Im szybsze tempo ekspansji, tym młodszy musi być Wszechświat. Tempo rozszerzania się Wszechświata w funkcji czasu opisuje stała Hubble’a, jedna z najważniejszych liczb w kosmologii. Im większa stała, tym krócej istnieje Wszechświat.

Według najbardziej popularnej teorii, ustalonej w oparciu o stałą Hubble’a wynoszącą 70, Wszechświat ma 13,7 mld lat. Według zespołu Jee, Wszechświat jest młodszy o ponad dwa miliardy lat (stała 82,4, wiek - 11,4 mld lat).

Nową wartość stałej Hubble'a zespół Jee ustalił w oparciu o zjawisko soczewkowania grawitacyjnego, czyli zakrzywienia promieni światła w polu grawitacyjnym masywnego ciała niebieskiego. Z uwagi na występowania tego zjawiska obserwowane są pojaśnienia źródła światła oraz pozorne obrazy rzeczywistych ciał niebieskich. Odległe obiekty wydają się być bliżej, niż w rzeczywistości.Na podstawie danych zebranych przez satelitę Planck należącego do ESA, astronomowie dowiedli, że wszechświat prawdopodobnie ma kształt sfery. Jest zakrzywiony i zamknięty, jak nadmuchiwana kula. To oznacza, że wysłana wiązka fotonów ostatecznie wróci do miejsca, w którym jej podróż się rozpoczęła.

Gdyby to odkrycie zostało potwierdzone, miałoby ogromne znaczenie dla naukowców. Według międzynarodowego zespołu uczonych kierowanych przez Eleonorę Di Valentino z Uniwersytetu w Manchesterze, odkrycie to jest objawem kryzysu kosmologicznego, który wymaga "drastycznego przemyślenia obecnego modelu kosmologicznego".

Kluczem do rozwikłania tajemnicy krzywizny wszechświata jest soczewkowanie grawitacyjne, czyli efekt przewidziany przez Einsteina. Polega ono na tym, że grawitacja zagina ścieżkę światła, działając jak soczewka. Może zaginać także mikrofalowe promieniowanie tła, czyli promieniowanie wyemitowane w przestrzeń tuż po Wielkim Wybuchu.

Analiza danych satelity Planck wskazuje na silniejsze zaginanie mikrofalowego promieniowania tła, niż zakładały obliczenia. Tę anomalię nazwano Aleną i fizycy wciąż nie znają rozwiązania tej zagadki.

- Zamknięty wszechświat może zapewniać fizyczne wyjaśnienie tego efektu, a widma mikrofalowego promieniowania tła satelity Planck preferują krzywiznę dodatnią na poziomie ufności powyżej 99 proc. Badamy dalej koncepcję zamkniętego wszechświata - powiedziała Eleonora Di Valentino.

Problemem są jednak wszystkie obowiązujące modele kosmologiczne, które zakładały, że wszechświat jest płaski. Podobnie jest ze stałą Hubble'a, czyli tempem rozszerzania się wszechświata. Nie ma dwóch identycznych pomiarów stałej Hubble'a, a fakt zakrzywienia wszechświata je utrudnia.

Dane z oscylacji akustycznych barionów ciemnej energii - tajemniczej energii przyspieszającej ekspansję wszechświata - są także niespójne z modelem zamkniętego uniwersum. Niestety, na razie nie wiadomo, jaka jest prawda.
Przecież sam Wszechświat ma zaledwie niespełna 14 miliardów lat, nieprawdaż?

Początkiem Wszechświata miał być Wielki Wybuch, w którym powstały cała materia, energia, neutrina, fotony, antymateria, ciemna materia, a nawet ciemna energia. Wszystko, co tylko istnieje i zawiera się w naszym obserwowalnym Wszechświecie, jest potomstwem Wielkiego Wybuchu. A potomstwo nie może być starsze niż rodzic.

Jednak pewne fakty zdają się przeczyć powyższym oczywistościom. Pierwszy dotyczy tajemniczej gwiazdy HD 140283 (1), nieformalnie nazwanej Matuzalemem. Położona jest w gwiazdozbiorze Wagi, w odległości ok. 190 lat świetlnych od Ziemi. Należy do typu widmowego F. Ma bardzo niską metaliczność, wynoszącą zaledwie [Fe/H] = −2,40 ± 0,10 (mniej niż 1% metaliczności Słońca), a składa się prawie wyłącznie z wodoru i helu. Ewolucyjnie znajduje się w fazie późnego podolbrzyma w bardzo późnym stadium rozwoju i zaczyna stopniowo przemieniać się w czerwonego olbrzyma.

Bardzo niska, ale niezerowa metaliczność gwiazdy świadczy o tym, że należy ona do gwiazd drugiej populacji. Pierwsze gwiazdy, które uformowały się tuż po Wielkim Wybuchu (gwiazdy trzeciej populacji) składały się wyłącznie z helu i wodoru. Czas życia dużych gwiazd był bardzo krótki i wynosił zaledwie kilka milionów lat, po czym obiekty te eksplodowały jako supernowe, rozrzucając po Wszechświecie wytworzone w ich wnętrzach metale (pierwiastki cięższe od helu i wodoru). HD 140238 powstała tuż po takiej eksplozji, kiedy we Wszechświecie metale już występowały, ale ich stężenie było jeszcze bardzo małe. Narodziła się w jednej z pierwotnych galaktyk karłowatych, zniszczonych w wyniku zderzenia z Drogą Mleczną ponad 12 mld lat temu.

Wiek HD 140238 szacowany jest na 14,46 ± 0,8 mld lat. Naukowcy zazwyczaj przechodzili nad tym datowaniem do porządku dziennego, uważając, że znajduje się ono w granicach błędu, wynoszących plus minus 800 mln lat.

Takie tłumaczenie można oczywiście dopuścić, wciąż jednak powstanie Matuzalema sytuuje się niekomfortowo wcześnie w odniesieniu do datowania ewolucji Wszechświata – a pamiętajmy, że obiekt należy do wcale nie najstarszej populacji gwiazd. Istnieją teorie, że w jego historii musiało zajść coś niezwykłego, jakaś katastrofa, która sprawiła, że obserwacje wykazują tak niezwykłe parametry.

W ciągu ostatnich dekad słyszeliśmy jednak o jeszcze bardziej sensacyjnych wynikach. Dwóch amerykańskich astrofizyków, Craig Hogan i Michael Bolte, opublikowało kilkanaście lat temu rezultaty obserwacyjnego pomiaru wieku bardzo starych gwiazd skupionych w tzw. gromadach kulistych. Ku zdumieniu większości naukowców okazało się, iż sięga on 16 mld lat!

Rzecz jasna, możliwe, że źle szacujemy wiek Wszechświata. Według współczesnych ustaleń wynosi on ok. 13,82 mld lat (dane z misji Planck z 2013 r.), a dokładniejsze szacunki podają liczbę 13,799 ± 0,021 mld lat.

W pomiarach wieku Uniwersum istotna jest kwestia gęstości materii.

Jeśli Wszechświat jest wystarczająco gęsty, to - po pierwsze - jego ewolucja zachodzi szybciej, a po drugie, po pewnym czasie ekspansja się zatrzyma i Wszechświat zacznie się kurczyć do stanu pierwotnego.

Jeśli zaś jest niezbyt gęsty, to ewoluuje wolniej i będzie się rozszerzać wiecznie. Graniczna wartość gęstości materii oddzielająca Wszechświat "rzadki" od "gęstego" nazywa się gęstością krytyczną i wynosi ok. 10-29 g/cm3. Wyznaczenie gęstości Wszechświata okazuje się jednak jeszcze trudniejsze niż jego wieku – z tej prostej przyczyny, że większość materii we Wszechświecie pozostaje niewidoczna (nie wysyła żadnego promieniowania).

Drugi ważny parametr służący do ustalania wieku Wszechświata stanowi stała Hubble'a. Aby ją wyznaczyć, trzeba dokładnie zmierzyć prędkość, z jaką obiekty we Wszechświecie oddalają się od nas, oraz odległość, jaka nas od nich dzieli. Do pomiaru odległości wykorzystuje się gwiazdy zwane cefeidami, które regularnie zmieniają swoją jasność, przy czym okres tych zmian jest ściśle związany z ilością emitowanego przez nie światła. Obserwując cefeidy w odległych galaktykach i korzystając z pewnych założeń teoretycznych, można wyznaczyć odległości tych galaktyk od Ziemi.

1 to https://pl.wikipedia.org/wiki/Wostok_1
2 to https://pl.wikipedia.org/wiki/Gwiazda
3 to https://pl.wikipedia.org/wiki/Eksploracja_kosmosu
4 to https://pl.wikipedia.org/wiki/Uk%C5%82ad_S%C5%82oneczny
5 to https://www.focus.pl/artykul/nie-ma-granic-ale-jest-skonczony-jaki-ksztalt-ma-wszechswiat
6 to https://www.rp.pl/Kosmos/190919704-Ile-lat-ma-Wszechswiat-Naukowcy-znacznie-mniej-niz-sadzono.html
7 to https://www.kazdystudent.pl/a/wszechswiat.html
8 to https://encyklopedia.pwn.pl/haslo/Wszechswiat;3998491.html
9 to https://nt.interia.pl/raporty/raport-kosmos/astronomia/news-wszechswiat-jednak-jest-zakrzywiony,nId,3322594