Układ Słoneczny - "Wczesne etapy ewolucji Wszechświata" by Mateusz Kownacki - Informacje na temat wszystkich ciał niebieskich

"Wczesne etapy ewolucji Wszechświata" by Mateusz Kownacki

Wstęp.

Początek Wszechświata od zawsze intrygował ludzkość. Jest to jednak tak trudne zagadnienie, że nawet współczesna fizyka nie potrafi je jednoznacznie opisać. Pytając o Sam Początek często wkraczamy, bowiem na płaszczyznę filozofii i teologii. Jednak fizycy i astronomowie nie dają za wygraną. Stwarzają oni coraz nowsze i doskonalsze teorie powstania Wszechświata.

W swoim referacie chciałbym poruszyć temat "Wczesnych etapów ewolucji Wszechświata" (tj. od jego powstania do formowania się pierwszych gwiazd i galaktyk) bazując właśnie na jednej z jak dotąd najpewniejszych teorii powstania Wszechświata - teorii "Wielkiego Wybuchu". Przedstawię również historyczny zarys rozwoju poglądów na temat początków i ewolucji Kosmosu oraz przybliżę fundamentalne prawa rządzące oddziaływaniami cząstek elementarnych, a na zakończenie ujawnię problemy związane z teorią Wielkiego Wybuchu.

Spór o początek.

Najstarszym znalezionym opisem stworzenia Wszechświata jest tekst mitu "Enuma elis" - spisany w języku akadyjskim i datowany na 2000 rok p.n.e. Z czasem poglądy na temat Wszechświata i kosmologii zaczęły przybierać bardziej złożony kształt. Od Anaksymandra (VI w p.n.e.), Demokryta (ok. 460 - ok. 400 r. p.n.e.) i Arystotelesa (384 - 322 r. p.n.e.), zaczęto wykorzystywać logiczne i fizyczne rozumowania do jego opisu. Według Arystotelesa Wszechświat był statyczny, wieczny, miał cel i był ograniczony w przestrzeni (owa wiara w niezmienny Kosmos przetrwała aż do początków XX w!). Kolejnym wielkim myślicielem epoki starożytności, który wpłynął na postrzeganie Wszechświata był Ptolemeusz (100 - 170 n.e.). W swoim dziele, pt. "Almagest" stworzył teorię geocentryczną, która przetrwała aż do czasów Mikołaja Kopernika. Obliczył on również średnią odległość Księżyca i Słońca od Ziemi na odpowiednio 55 i 1210 jej promieni (ta ostatnia wartość jest za mała mniej więcej 19 razy). Wszechświat Ptolemeusza był maleńki: najdalsza planeta - Saturn była oddalona od Ziemi średnio na 17026 jej promieni, a sfera gwiazd stałych o 20000 promieni ziemskich (mniej niż obecnie znana odległość Ziemi od Słońca - 23455 promieni Ziemi).

Dalsze pionierskie prace w rozwoju kosmologii należą do polskiego astronoma Mikołaja Kopernika (1473 - 1543), który w 1543 r. napisał dzieło "De revolutionibus orbium coelestium" (O obrotach sfer niebieskich). Stworzył w nim teorię zgodnie, z którą to nie Ziemia, ale Słońce jest środkiem Wszechświata. Nie potrafił on jednak zrezygnować z wielowiekowej tradycji, związanej z ideą platońską i założył, że ciała niebieskie poruszają się po orbitach idealnie kołowych. Wszechświat pojmowany przez Kopernika był nadal ograniczony w przestrzeni (przez najbardziej zewnętrzną powłokę gwiazd), niezmienny i nieruchomy.

W pierwszej połowie XVII w. rozmiary Wszechświata nadal wydawały się małe. Tycho de Brahe doszedł nawet do wniosku, że rozmiary te należy jeszcze zmniejszyć o jedną trzecią. W wyniku, czego sfera gwiazd znalazła się w odległości zaledwie 14000 promieni Ziemi. W 1672 r. podczas znacznego zbliżenia Marsa do Ziemi astronomowie francuscy wykonali jednoczesne obserwacje jego położenia na tle gwiazd z Paryża i Cayenne w Gujanie. Na tej podstawie Cassini obliczył odległość tej planety na ok. 20 razy większą od Słońca niż to przyjmował Ptolemeusz. Kiedy Huygens i Newton, niezależnie, dokonali porównania jasności Syriusza i Słońca, doszli oni do wniosku, że Syriusz znajduje się kilkadziesiąt tysięcy dalej od Słońca niż Ziemia. Oba te osiągnięcia pozwoliły zrozumieć, iż Wszechświat jest znacznie większy niż to sądzono do tej pory. Kolejnym przełomowym dziełem w historii kosmologii były "Principia" (1687) napisane przez Izaaka Newtona (1642 - 1727). Ten matematyk, fizyk i astronom stworzył nowe prawo grawitacji, co pozwoliło na dokładniejsze pomiary orbit księżyców, planet i komet. Newton porównuje przestrzeń do ciała Boga. Uważa on, że jest wieczna, nieskończona i całkowicie doskonała. Dowodzi również, że Kosmos jako całość musi być statyczny (ugruntowując przez to jeszcze bardziej wiarę w niezmienność Wszechświata).

Na początku XX w pewien pracownik biura patentowego w Bernie stworzył jedne z najznakomitszych teorii w historii nauki - szczególną (1905) i ogólną (1916) teorię względności. Był nim Albert Einstein (1879 - 1955). Teorie te dostarczają matematycznego opisu ewolucji Wszechświata. I chociaż to właśnie m.in. one prowadzą do teorii zgodnie z którą Kosmos powstał w wyniku czegoś na kształt wybuchu i wciąż się rozszerza, to Einstein uważał, że Wszechświat jest statyczny i niezmienny w czasie. Obecnie przyjmuje się, że teoria Wielkiego Wybuchu (nazwana tak przez Freda Hoylea - jej przeciwnika i entuzjasty teorii stanu stacjonarnego) jest najlepszą teorią opisującą wczesne etapy ewolucji Wszechświata.

Czyżby teoria doskonała?

Mimo, iż koncepcja Wielkiego Wybuchu nie była na początku zbyt entuzjastycznie przyjęta przez wszystkich fizyków i astronomów - opowiadających się za teorią stanu stacjonarnego - to obserwacje astronomiczne przechyliły szale zwycięstwa na jej stronę. Fundamentalnymi argumentami potwierdzającymi słuszność teorii Wielkiego Wybuchu są:

Odkrycie, przez Edwina Powella Hubble`a w 1929 r., tzw. "ucieczki" galaktyk. Hubble powiązał pomiary prędkości radialnych galaktyk (które to prowadził Vesto Slipher w 1912 r., wykorzystując przesunięcie linii w ich widmie, wynikające z efekty Dopplera) ze swymi wyznaczeniami ich odległości i dokonał przełomowego odkrycia - stwierdził, że Wszechświat się rozszerza, a prędkość oddalania się galaktyk od nas jest wprost proporcjonalna do jej odległości (czyli im dalej od nas znajduje się dana galaktyka, tym jej prędkość ucieczki jest większa). Dzięki temu odkryciu raz na zawsze została obalona teoria stanu stacjonarnego.

Odkrycie, przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona w 1964 r., tzw. Mikrofalowego promieniowania tła. Promieniowanie to, które omówię szerzej w dalszej części mojego referatu, jest pozostałością po wczesnych etapach ewolucji Wszechświata i wynika z teoretycznych założeń koncepcji Wielkiego Wybuchu.

Obserwacyjna ocena, tzw. pierwotnej nukleosynetezy, która zgadza się z teoretycznymi założeniami teorii Wielkiego Wybuchu. Nukleosynteze tą omówię dokładniej w dalszej części mojego referatu.

Scenariusz Wielkiego Wybuchu.

Era Plancka

Era Plancka obejmuje okres od Wielkiego Wybuchu (fizycy określają ten stan osobliwością początkową) do pierwszych 10-43 sekund po nim. W okresie tym Wszechświat posiadał niewyobrażalnie dużą gęstość rzędu 1093 g/cm3, a jego wielkość wynosiła 10-33 cm. Te wszystkie trzy wielkości, tzn. czasu, gęstości i długości są nazywane wielkościami Plancka i charakteryzują tą niezwykłą erę, w której panowały zasady kwantowej grawitacji. Istota kwantowej grawitacji polega na scaleniu wszystkich czterech podstawowych oddziaływań fizycznych, które tych osobliwych warunkach stanowiły jedność. Do podstawowych oddziaływań fizycznych należą:

oddziaływanie grawitacyjne - powoduje wzajemne przyciąganie wszystkich ciał i jest znaczące w obecności wielkich mas, równocześnie jednak jest najsłabszym ze wszystkich oddziaływań (odpychanie elektrostatyczne dwóch protonów jest 1038 razy silniejsze niż ich przyciąganie grawitacyjne). Siła z jaką oddziałują na siebie dwa ciała o masach m1 i m2, oddalone o r, opisuje prawo powszechnego ciążenia zgodnie, z którym F=Gm1m2/r2, gdzie G - stałą grawitacyjna równa 6,672*10-11 m3/kg*s2. Nośnikiem oddziaływań grawitacyjnych jest grawiton, którego masa spoczynkowa jest równa 0 ze względu na nieskończony zasięg tego oddziaływania. Spin (inaczej kręt cząstki - wewnętrzny moment pędu cząstki elementarnej. Jest własnością kwantową i jedną z podstawowych cech cząstek elementarnych) grawitonu wynosi 2.
oddziaływanie elektromagnetyczne - w oddziaływaniach tych biorą udział niektóre cząstki obdarzone ładunkiem elektrycznym. Mogą to być oddziaływania przyciągające lub odpychające w zależności od ładunku tych cząstek. Według elektrodynamiki kwantowej jego nośnikami są fotony, emitowane lub pochłaniane przez naładowane cząstki. Fotony mają masę spoczynkową równą 0 przez co ich zasięg jest nieskończony.
oddziaływanie słabe jądrowe - mają bardzo krótki zasięg (do ok. 10-18 m). Występują w: przemianach ( jąder atomowych, przemianie neutronu, oddziaływaniu neutrin, reakcjach na Słońcu i między leptonami. Ich nośnikiem są bozony pośredniczące W+, W-, Z0. Masa W+ i W- jest równa 80,4 GeV/c2, zaś masa Z0 wynosi 91,2 GeV/c2. oddziaływanie silne jądrowe - podobnie jak o. słabe mają krótki zasięg (do ok. 10-15 m). Ich głównym skutkiem są bardzo silne wiązania między nukleonami w jądrach atomowych. Występują między hadronami. Nośnikami tego oddziaływania są gluony (osiem rodzajów). Ich masa jest równa 0.

Pod koniec lat sześćdziesiątych XX w. Steven Weinberg i Abdus Salam opublikowali pracę, z której wyłoniła się teoria unifikacji oddziaływań elektromagnetycznych i słabych (zwanej unifikacją Weinberga-Salama). Aby je połączyć należało osiągnąć w akceleratorach energię rzędu 100 GeV. Dokonano tego na początku lat osiemdziesiątych w akceleratorze, w CERN-ie pod Genewą. Dzięki osiągnięciu tej energii można było odtworzyć warunki, jakie panowały dokładnie 10-12 s po Wielkim Wybuchu. Obecnie trwają prace nad unifikacją oddziaływań elektrosłabych (czyli już zunifikowanych elektromagnetycznych i słabych) z oddziaływaniami silnymi. Teoria Wielkiej Unifikacji (GUT - Grand Unifying Theories), o której mowa, potrzebuje do jej eksperymentalnego przeprowadzenia energii rzędu 1015 GeV, co pozwoliłoby sięgnąć w głąb Wszechświata zaraz po 10-35 s od Wielkiego Wybuchu. Jest to jednak bardzo trudne zadanie i w najbliższej przyszłości niewykonalne w ziemskich akceleratorach. Dlatego tym bardziej daleko nam do stworzenia tzw. Superunifikacji, czyli połączenia wszystkich oddziaływań i odtworzenia warunków panujących w erze Plancka.

Era Hadronowa.

Era ta rozpoczęła się ok. 10-4 s po Wielkim Wybuchu, a gęstość materii wynosiła wtedy 1017 kg/m3, natomiast temperatura była rzędu 1012 K. Podczas tej ery powstały cząstki elementarne, a pod koniec zaczęły dominować nukleony (zaliczane do hadronów [tabela 1] - stąd jej nazwa). Opisując ją warto bliżej przyjrzeć się owym cząstką elementarnym, poznać ich klasyfikację i własności.

Tabela 1 Spis ważniejszych hadronów

Cząstki elementarne są najmniejszymi znanymi cząstkami materii, z których złożone są wszystkie ciała materialne. Ich cechami charakterystycznymi są m.in.: masa, ładunek elektryczny, spin i czas życia. Do cząstek elementarnych zalicza się:

tzw. kwanty pól oddziaływań między cząstkami elementarnymi (czyli cząstki przenoszące oddziaływania: grawitacyjne - grawitony; elektromagnetyczne - fotony; słabe jądrowe - bozony pośredniczące W+, W- i Z0 i silne jądrowe - gluony).
leptony - cząstki nie biorące udziału w oddziaływaniach silnych, punktowe i nie mające struktury wewnętrznej. Należą do nich elektrony (e), miony ((), taony (() i odpowiadające im neutrina elektronowe (ve), mionowe (v() i taonowe (v().
składniki hadronów - czyli kwarki i gluony. Kwarki są podstawowymi składnikami materii. Z nich są zbudowane m.in. protony i neutrony. Istnieje sześć odmian (zapachów) kwarków: górny (u), dolny (d), dziwny (s), powabny (c), piękny (b), prawdziwy (t) i odpowiadające im antykwarki. Protony składają się z dwóch kwarków górnych i jednego dolnego (uud), a neutrony z dwóch dolnych i jednego górnego (ddu). Gluony natomiast wiążą kwarki w cząstki elementarne.
hadrony - uczestniczą w oddziaływaniach silnych oraz we wszystkich pozostałych. Jeszcze do niedawna zaliczane były do cząstek elementarnych, ale w 1964 Murray Gell-Mann odkrył, że składają się z kwarków i gluonów. Ich rozmiary są rzędu 10-15 m. Jedynym trwałym hadronem jest proton. Cząstki te dzieli się na:
1. mezony - złożone są z kwarka (q) i antykwarka (q-) oraz mają całkowity spin.
1. bariony - są cząstkami o spinie połówkowym. Zbudowane są z trzech kwarków (qqq).

Ze względu na właściwości związane ze spinem cząstki elementarne dzielimy na:

bozony - cząstki z całkowitym spinem.
fermiony - cząstki o spinie połówkowym, np. 1/2, 3/2, 5/2 itd.

Poznawszy ogólny zarys cząstek elementarnych możemy zrozumieć wagę ery hadronowej, podczas której jak już wspominałem powstawały owe cząstki, a pod jej koniec dominowały już nukleony, czyli protony i neutrony, co doprowadziło w końcu do tworzenia się pierwszych jąder atomowych.

Era Leptonowa.

Kiedy powstały już protony i neutrony, zaczęły się tworzyć jądra atomów (pierwotna nukleosynteza) oraz elektrony i pozytony (antyelektrony). Cały ten proces rozpoczął się w erze leptonowej w 10 s po Wielkim Wybuchu. Gęstość materii wynosiła wtedy 108 kg/m3, a temperatura 2*1010K. Z powodu malejącej temperatury liczba protonów stała się kilkakrotnie większa od liczby neutronów (wcześniej hadrony te występowały w jednakowych ilościach). Neutrony swobodne w końcu znikły całkowicie wchodząc w skład jąder atomowych lub rozpadając się na proton, elektron i antyneutrino. Około 100 s po Wielkim Wybuchu zaistniały warunki do tworzenia się pierwszych jąder atomowych w tzw. pierwotnej nukleosyntezie [rys.1]. Najpierw protony wychwytywały neutrony tworząc jądra deuteru (izotopu wodoru), a następnie powstawały dalsze jądra o masie atomowej mniejszej od 12. Dzięki temu ukształtował się skład chemiczny materii: 23% masy skupiło się w jądrach helu (dwa neutrony i dwa protony), a około 77% pozostało w postaci swobodnych protonów. Reszta pierwiastków powstała w śladowych ilościach: 2D - 0,01%, 3He - 0.003%, 3H - 3*10-5%, 7Be - 3*10-8% oraz 7Li - 10-8%.

Rys.1 Pierwotna nukleosynteza. Obfitości pierwiastków ustaliły się - w wyniku reakcji jądrowych - w ciągu około 200s po Wielkim Wybuchu.

Era Promienista.

Era promienista rozpoczęła się ok. 1000 s po Wielkim Wybuchu. Gęstość materii wynosiła wtedy 107 kg/m3, a temperatura 1010 K. Zakończyło się w niej zachodzenie reakcji jądrowych i powstawanie jąder atomowych w pierwotnej nukleosyntezie. Wszechświat nadal był na tyle gorący, że wypełniała go plazma, czyli mieszanina fotonów, niezwiązanych ze sobą elektronów i jąder atomowych. Wielkie ilości fotonów powstały w wyniku licznych anihilacji elektronów i pozytonów w poprzedniej erze. Jako, że temperatura była zbyt wysoka aby powstały elektrycznie obojętne atomy, dochodziło do częstych oddziaływań pomiędzy fotonami a naładowanymi cząstkami i wytwarzały się stany lokalnej równowagi termodynamicznej. Równowaga ta polegała na jednakowej ilości powstających do liczby ginących w procesie anihilacji (zderzeniu cząstki i antycząstki). Gdy liczba ta została zachwiana, a co za tym idzie obniżyła się temperatura, równowaga termodynamiczna uległa zakłóceniu.

Era Rekombinacji.

Era ta rozpoczęła się ok. 300 tys. lat po Wielkim Wybuchu. Gęstość materii wynosiła wtedy 10-15 kg/m3, a temperatura 4000 K. Jako, że temperatura i gęstość osiągnęły o wiele niższy poziom niż w poprzednich erach, mogło wreszcie dojść do połączenia się elektronów i jąder w obojętne elektrycznie atomy (głównie wodoru). Proces ten nosi nazwę rekombinacji i stąd nazwa tej ery. Początkowa termiczna równowaga materii z promieniowaniem, wskutek rozszerzania się Wszechświata, została w pewnym momencie zerwana. Śladem po owej epoce jest m.in. mikrofalowe promieniowanie tła. W wyniku ekspansji Kosmosu temperatura tego promieniowania jest ok. tysiąc razy niższa niż w chwili ostatniego kontaktu z materią. Wynosi ona 2,73 K (ok. -270 (C). Fotony tego promieniowania są najstarszym "światłem" we Wszechświecie (niewidocznym jednak dla oka ludzkiego, ale można je zaobserwować m.in. przez radioteleskopy). Dzięki niemu posiadamy informacje o rozkładzie materii i jej temperaturze po Wielkim Wybuchu. Rozkład temperatury promieniowania reliktowego ujawnia ślady owej pierwotnej struktury. Przez dziesiątki lat poszukiwano pierwotnych zaburzeń w rozkładzie materii, z których dzięki grawitacji powstał dzisiejszy Kosmos. Pierwsze takie zaburzenia odkryła na początku lat dziewięćdziesiątych sonda COBE (Cosmic Background Explorer)[rys.2]. Nie posiadała ona jednak wystarczająco dobrej rozdzielczości, aby dostrzec ślady dzisiejszych struktur - galaktyk, gromad i supergromad galaktyk. Mimo wszystko potwierdziła termiczny charakter tego promieniowania, co przemawiało za słusznością teorii Wielkiego Wybuchu. W 2003 r. sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) dokonała przełomowych obserwacji pierwotnych zaburzeń, z których powstały późniejsze galaktyki. Dzięki temu kosmolodzy mogli określić wiek Wszechświata na ok. 13,7 mld lat i stwierdzić, iż w wielkiej skali jest on płaski (czyli stosuje się do niego geometria euklidesowa). Dane z WMAP wykazały również, iż jedynie 4% masy we Wszechświecie to zwykłe atomy (czyli złorzone z protonów i neutronów). Ok. 23% stanowią cząstki egzotyczne, oddziałujące tylko grawitacyjnie i być może słabo jądrowo, a pozostała masa (czyli ok. 73%) stanowi ciemna energia, powodująca na przekór grawitacji przyspieszanie ekspansji Wszechświata.

Rys.2 Pierwotne zaburzenia w rozkładzie materii, zaobserwowana przez satelitę COBE

Era Materii.

W erze tej doszło do powstania pierwszych galaktyk i ich układów. Problem ich stworzenia jest jednym z najtrudniejszych problemów w badaniu ewolucji Wszechświata. Najczęściej przyjmuje się scenariusz niestabilności grawitacyjnej. Polega on na przyciąganiu przez obszary o podwyższonej gęstości materię z obszarów sąsiednich, przez co całkowita gęstość układu wzrasta. Mechanizm ten jest jednak bardzo powolny i wymaga istnienia znacznej fluktuacji gęstości w erze rekombinacji. Ową dużą fluktuację wykryto, jednakże odpowiada ona rozmiarom przestrzennym większym od supergromad galaktyk. Mechanizm powstawania pojedynczych galaktyk pozostaje wciąż tajemnicą.

Problemy Wielkiego Wybuchu.

Pomimo wielu sukcesów modelu Wielkiego Wybuchu, to pozostają problemy, które są przez nią nierozwiązane. Należą do nich, m.in.:

Problem płaskości - związany jest z gęstością energii. Zgodnie z obserwacjami jest ona bliska gęstości krytycznej ((c), czyli średniej gęstości materii w płaskim wszechświecie, który rozszerza się w takim samym tępie jak nasz. Gęstość ta w przybliżeniu wynosi 10-26 kg/m3. Paradoks polega na tym, że z równań ogólnej teorii względności Einsteina, wynika że sytuacja taka jest niestabilna, ponieważ Wszechświat płaski, nieskończony i mający w przybliżeniu gęstość energii równą gęstości krytycznej, nie jest stabilnym rozwiązaniem tych równań. Poszukiwany jest powód, dla którego gęstość energii powinna być dokładnie (a nie w przybliżeniu) równa gęstości krytycznej.
Problem horyzontu - zgodnie z obserwacji wynika, że mikrofalowe promieniowanie tła jest zdumiewająco jednorodne. Dane zdobyte przez sondę COBE wskazują, że temperatura pochodząca z dwóch przeciwnych kierunków na niebie jest praktycznie taka sama. Wynika z tego, że fotony mikrofalowego promieniowania tła, były na początku Wszechświata w równowadze termodynamicznej (czyli musiały ze sobą oddziaływać, aby ustalić jednakową temperaturę promieniowania). Problem polega na tym, że teoria Wielkiego Wybuchu wyklucza taką sytuację, gdyż zakłada prędkość rozchodzenia się informacji zgodną z prędkością światła w próżni. Co za tym idzie teoretycznie jednakowa temperatura powinna znajdować się w odległości najwyżej dwóch stopni kątowych, a przecież jest taka sama we wszystkich kierunkach.
Problem pozostałości kosmologicznych - zgodnie z teorią Wielkiego Wybuchu i współczesną teorią cząstek elementarnych po wczesnych etapach ewolucji Wszechświata powinny pozostać tzw. struny kosmiczne i grawitina (o spinie połówkowym). Wszystkie one są bardzo ciężkie, a ich gęstość energii powinna zdominować cały kosmos i zmienić jego historię. Jednak nic takiego się nie dzieje.

Istnieje jednak pewna teoria wyjaśniająca wszystkie wyżej wymienione problemy. Nosi ona nazwę teorii inflacji. Przyjmuje ona, że w pewnym momencie (10-34 s) po Wielkim Wybuchu materia we Wszechświecie rozchodziła się z prędkością znacznie większą od prędkości światła. Zakładając teorię inflacji za poprawną można rozwiązać problem płaskości i obliczyć, że gęstość materii jest dokładnie taka sama jak gęstość krytyczna. Teoria ta wyjaśnia również problem horyzontu, ponieważ postuluje, że cały obserwowany Kosmos pochodzi z obszaru, który przed fazą inflacyjną był na tyle mały, że mogły w nim zachodzić procesy, takie jak ustalenie się równowagi termodynamicznej promieniowania tła. Problem pozostałości kosmologicznych jest także rozwiązany, gdyż w fazie inflacyjnej gęstość ich energii maleje bardzo szybko i po zakończeniu inflacji nie odgrywa żadnej roli.

Mimo wielu sukcesów modelu inflacyjnego, fizycy są wobec niego sceptyczni, gdyż teoria ta zakłada zmienną prędkość światła, a co za tym idzie kwestionuje teorie względności Einsteina zgodnie, z którą prędkość światła jest stała. Dlatego nadal trwają pracę nad matematycznymi udoskonaleniami tej teorii.

Zakończenie.

Początek Wszechświata od zawsze intrygując ludzkość, sprawił iż jego poznanie stało się rodzajem naszej obsesji. Budujemy coraz większe akceleratory cząstek elementarnych i najnowocześniejsze sondy kosmiczne, wymyślamy skomplikowane i trudne do zrozumienia teorie fizyczne oraz inwestujemy w to miliardy dolarów. Wszystko to po to aby zaspokoić naszą ludzką ciekawość i poznać, jak mawiał A. Einstein "myśl Boga".

Mateusz Kownacki

"Wczesne etapy ewolucji Wszechświata" by Mateusz Kownacki - Układ Słoneczny

"Wczesne etapy ewolucji Wszechświata" by Mateusz Kownacki

Wstęp.

Spór o początek.

Czyżby teoria doskonała?

Scenariusz Wielkiego Wybuchu.

Era Plancka

Era Hadronowa.

Era Leptonowa.

Era Promienista.

Era Rekombinacji.

Era Materii.

Problemy Wielkiego Wybuchu.

Zakończenie.

Pozycjonowanie stron

Układ Słoneczny :

Słońce :

Planety :

Ciała Niebieskie i Obiekty :

Menu :

Stats :