Teoria Wielkiego Wybuchu

I. Ewolucja Wszechświata

W pewnej chwili, około 15 miliardów lat temu, cała materia i energia, którą możemy dziś obserwować, skupiona w obiekcie o wymiarach znacznie mniejszych od ziarenka piasku, zaczęła się błyskawicznie rozszerzać i stygnąć. Trudno sobie wyobrazić ten obiekt o nieskończenie małych rozmiarach, jednak bardzo poważni naukowcy stworzyli taką właśnie teorię powstania wszechświata, która została nazwana teorią Wielkiego Wybuchu. Gdy temperatura spadła do temperatury 100 milionów razy większej, niż panuje we wnętrzu Słońca, siły przyrody nabrały obecnych cech. W tym okresie elementarne cząstki zwane kwarkami poruszały się swobodnie w morzu energii. Gdy Wszechświat rozszerzył się i ostygł jeszcze tysiąckrotnie, cala materia zajmowała obszar wielkości Układu Słonecznego.

W tym momencie kwarki zostały uwięzione we wnętrzu protonów i neutronów. Gdy Wszechświat powiększył się znowu tysiąc razy, protony i neutrony połączyły się ze sobą, tworząc jądra atomowe, m.in. jądra helu i deuteru. Wszystko to wydarzyło się w ciągu pierwszej minuty po Wielkim Wybuchu. Wciąż jednak było zbyt gorąco, aby jądra mogły połączyć się z elektronami. Naturalne atomy pojawiły się dopiero wtedy gdy Wszechświat miał 300 000 lat i był tylko 1000 razy mniejszy niż obecnie. Neutralne atomy zaczęły skupiać się, tworząc chmury gazu, z których później powstały gwiazdy. Gdy Wszechświat osiągnął jedną piątą obecnej wielkości, gwiazdy uformowały już grupy, w których można było rozpoznać młode galaktyki.

Gdy Wszechświat był już tylko dwa razy mniejszy niż jest dzisiaj, w reakcjach syntezy jądrowej w gwiazdach powstała już większość ciężkich pierwiastków, z których zbudowane są planety. Nasz Układ Słoneczny jest względnie młody: ukształtował się 5 miliardów lat temu, gdy Wszechświat osiągnął już dwie trzecie obecnej wielkości. Ciągły proces formowania gwiazd doprowadził do wyczerpania zapasów gazu w galaktykach i populacja gwiazd zaczęła zanikać. Za 15 miliardów lat gwiazdy w rodzaju Słońca będą dość rzadkie i dla obserwatorów takich jak my Wszechświat stanie się znacznie mniej gościnnym miejscem.

Zrozumienie pochodzenia i ewolucji Wszechświata jest jednym z wielkich osiągnięć nauki XX wieku. Wymagało to kilkudziesięciu lat pracy obserwatorów i teoretyków. Nowoczesne teleskopy na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej mogą obserwować światło pochodzące z galaktyk odległych o miliardy lat świetlnych, dzięki czemu widzimy, jak wyglądał młody Wszechświat. Akceleratory cząstek elementarnych umożliwiają poznanie fundamentalnych praw fizycznych, które rządziły gorącą materią we Wszechświecie niedługo po jego powstaniu. Detektory satelitarne rejestrują kosmiczne promieniowanie tła, które zostało po bardzo wczesnym okresie ekspansji Wszechświata, pozwalając nam na skonstruowanie jego obrazu w możliwie największym z obserwowanych skali.

Standardowy model kosmologiczny, czyli teoria Wielkiego Wybuchu, stanowi podsumowanie naszych prób zrozumienia ogromnego bogactwa zebranych danych obserwacyjnych. Zgodnie z główną tezą tej teorii Wszechświat w dostatecznie dużych skalach rozszerza się prawie jednorodnie od stanu początkowego, w którym gęstość materii było niemal nieskończona. W chwili obecnej teoria Wielkiego Wybuchu nie stwarza żadnych poważnych problemów, choć wiele zagadnień pozostało jeszcze do rozwiązania.
Model Wielkiego Wybuchu ma jednak pewne ograniczenia i nie wyjaśnia wielu fundamentalnych tajemnic. Jak wyglądał Wszechświat, zanim rozpoczęła się ekspansja? (Dotychczas wykonane obserwacje nie pozwalają nam wyjść poza początek ekspansji.) Co stanie się w przyszłości, gdy ostatnia gwiazda wyczerpie zapas paliwa jądrowego? Nikt nie zna odpowiedzi na te pytania.

Na Wszechświat można patrzeć z rozmaitych punktów widzenia – okiem mistyka, teologa, filozofa lub uczonego. W nauce akceptujemy tylko to, co potwierdziły doświadczenia lub obserwacje. Albertowi Einsteinowi zawdzięczamy Ogólną Teorię Względności – obecnie dobrze potwierdzoną i powszechnie akceptowaną, ustalającą związek między masą, energią, przestrzenią i czasem. Einstein wykazał, że jednorodny rozkład materii w przestrzeni dobrze pasuje do tej teorii. Założył on bez żadnych dyskusji, że Wszechświat jest statyczny, tzn. po uśrednieniu w dostatecznie dużych skalach ma zawsze taką samą postać.

W roku 1922 rosyjski teoretyk, Aleksander A. Friedman zauważył, że Wszechświat Einsteina jest niestabilny: najmniejsze zaburzenie spowodowałoby początek rozszerzania się (ekspansji) lub kurczenia (kontrakcji). W tym samym czasie amerykański astronom Vesto M. Slipher z Lowell Observatory uzyskał pierwsze dowody, że galaktyki oddalają się od siebie. W roku 1929 wybitny astronom Edwin P. Hubble wykazał, że szybkość ucieczki galaktyk jest w przybliżeniu proporcjonalna do odległości od Ziemi.

Ekspansja Wszechświata dowodzi, że w stanie pierwotnym miał on bardzo dużą gęstość i dopiero wskutek ewolucji powstały galaktyki położone w dużych odległościach od siebie. Angielski kosmolog Fred Hoyle pierwszy nazwał ten model teorią Wielkiego Wybuchu. Chciał on w ten sposób ośmieszyć teorię rozszerzającego się Wszechświata, ale nazwa zyskała popularność. Jest ona jednak nieco mylną, ponieważ sugerują, iż ekspansja rozpoczęła się od eksplozji w pewnym szczególnym punkcie w przestrzeni.

Jest to całkowicie błędne: w ogólnej teorii względności przestrzeń i rozkład materii są ze sobą ściśle związane. Obserwowana ekspansja układu galaktyk świadczy o tym, że rozszerza się sama przestrzeń. Średnia gęstość materii we Wszechświecie ciągle maleje, a jej rozkład nie ma żadnego brzegu. W zwykłym wybuchu najszybsze odłamki poruszają się w pustej przestrzeni, natomiast zgodnie z kosmologiczną teorią Wielkiego Wybuchu cząstki jednorodne wypełniają całą przestrzeń. Ekspansja Wszechświata ma minimalny wpływ na wielkość poszczególnych galaktyk, a nawet ich gromad; rozszerza się przestrzeń miedzy nimi. Ekspansje Wszechświata można porównać do rosnącego w dzierży ciasta z rodzynkami. Reprezentuje ono przestrzeń, a rodzynki gromady galaktyk. W miarę jak ciasto rośnie, rodzynki oddalają się od siebie. Co więcej, szybkość, z jaką oddalają się dwa dowolne rodzynki, jest proporcjonalna do odległości między nimi, czyli do ilości dzielącego je ciasta.
Już od przeszło siedemdziesięciu lat gromadzimy dowody ekspansji Wszechświata. Pierwszą istotną wskazówką było dostrzeżenie podczerwienienia promieniowania galaktyk. Każda z nich emituje lub absorbuje światło o pewnych określonych długościach fali silniej niż inne. Jeśli galaktyka oddala się od nas, takie linie – emisyjne lub absorpcyjne – przesuwają się w kierunku większych długości fal, czyli odpowiadające im światło ulega podczerwienieniu. Im większa prędkość ucieczki, tym większe przesuniecie w kierunku czerwonego skraju widma.
Z pomiarów Hubble’a wynika, że przesuniecie ku czerwieni światła galaktyk wzrasta wraz z odległością od galaktyki do Ziemi. Właśnie takiej zależności, zwanej obecnie prawem Hubble’a należy się spodziewać w jednorodnie rozszerzającym się Wszechświecie . Prawo Hubble’a stwierdza, że prędkość ucieczki galaktyk jest równa odległości od nas pomnożonej przez pewną stałą, nazywana stałą Hubble’a. Dla bliskich galaktyk przesuniecie ku czerwieni jest niewielkie i pomiar wymaga bardzo dokładnych przyrządów. Natomiast podczerwienienie światła odległych obiektów – radiogalaktyk i kwazarów _ jest ogromne. Niektóre z nich wydają się oddalać z prędkością równą dziewięciu dziesiątych prędkości światła.

Hubble odkrył jeszcze jeden bardzo ważny element naszego modelu kosmologicznego. Policzył galaktyki w różnych częściach nieba i wykazał, że są one rozłożone dość równomiernie. Okazało się również, że wartość stałej Hubble’a nie zależy od kierunku, co jest nieuchronną konsekwencją jednorodnej ekspansji. Współczesne przeglądy nieba potwierdzają podstawową zasadę kosmologii stwierdzającą, iż w dostatecznie dużej skali Wszechświat jest jednorodny. Choć mapy rozkładu pobliskich galaktyk wykazują pewna niejednorodność, głębsze przeglądy (uwzględniające dalej położone galaktyki) dowodzą, że są one rozsiane w próżni równomiernie.

Droga mleczna n przykład znajduje się w grupie liczącej dwa tuziny galaktyk, które z kolei tworzą gromadę należącą do tzw. Lokalnej Supergromady. Hierarchiczna struktura materii sięga 500 milionów lat świetlnych. Fluktuacje gęstości materii maleją wraz ze wzrostem skali obserwowanych struktur. Na mapach sięgających do granicy możliwych obserwacji średnia gęstość materii zmienia się o niecałe 0.1 procent.
Aby sprawdzić prawo Hubble’a, astronomowie muszą wyznaczyć odległosci od obserwowanych galaktyk. Jedna z metod oceny odległości polega na pomiarze pozornej jasności galaktyki. Jeśli dana galaktyka świeci cztery razy słabiej niż podobne do niej, to można przyjąć, że znajduje się dwa razy dalej. Ta reguła została sprawdzona na wszystkich obserwowanych odległościach.

Niektórzy krytycy teorii Wielkiego Wybuchu wskazują, że galaktyka, która słabiej świeci, wcale nie musi być bardziej oddalona. Na szczęście istnieją bezpośrednie dowody, iż obiekty, których światło jest bardziej przesunięte ku czerwieni, rzeczywiście znajdują się w większej odległości. Takich dowodów dostarcza zjawisko soczewkowania grawitacyjnego. Obiekt tak masywny i zwarty jak galaktyka może pełnić funkcję prymitywnej soczewki, dającej zniekształcony i wzmocniony obraz (a nawet kilka obrazów) źródeł światła znajdujących się poza nią. Wynika to z tego, że pole grawitacyjne galaktyki ugina światło lub inne promieniowanie elektromagnetyczne. Jeśli zatem leży ona na linii łączącej Ziemię z pewnym odległym obiektem, można zobaczyć generowane przez nią obrazy tego obiektu. W ostatnim okresie astronomowie znaleźli ponad tuzin soczewek grawitacyjnych. Obiekty soczewkowane zawsze mają większe przesuniecie ku czerwieni niż galaktyka pełniąca funkcję soczewki, a to jakościowo potwierdza prawo Hubble’a.

To ostatnie ma ogromne znaczenie nie tylko dlatego, że opisuje ekspansję Wszechświata. Pozwala również obliczyć jego wiek. Mówiąc ściśle, wiek Wszechświata zależy od obecnej wartości stałej Hubble’a i szybkości jej zmiany (stała Hubble’a w rzeczywistości wcale nie jest stała). Astronomowie wyznaczyli przybliżoną wartość tej stałej, ale nikomu nie udało się zmierzyć dostatecznie dokładnie jej zależności od czasu.
Szybkość zmian stałej Hubble’a można oszacować mierząc średnią gęstość materii we Wszechświecie. Ponieważ przyciąganie grawitacyjne hamuje ekspansje, należy przypuszczać, że w przeszłości galaktyki oddalały się od siebie szybciej niż obecnie. Szybkość zmiany ekspansji jest zatem związana z grawitacyjnym przyciąganiem materii zależnym od jej średniej gęstości. Jeśli uwzględniamy tylko materię widoczną w galaktykach i w ich otoczeniu, to wiek Wszechświata można ocenić na 12 – 20 miliardów lat.
Wielu badaczy uważa jednak, że gęstość materii znacznie przekracza wartość minimalną, a za tę różnicę odpowiada tzw. ciemna materia. Według niektórych zawzięcie bronionych Wszechświat jest na tyle gęsty, że w odległej przyszłości szybkość ekspansji zbliży się do zera. Jeśli przyjmiemy to założenie, wiek Wszechświata zmieści się w granicach 7 – 13 miliardów lat.

Aby uściślić te rozważania wielu astronomów prowadzi intensywne pomiary odległości galaktyk i średniej gęstości materii. Oceny długości trwania ekspansji Wszechświata stanowią ważny sprawdzian modelu Wielkiego Wybuchu. Jeśli teoria ta jest poprawna, to wszystkie obiekty leżące w obserwowalnej części Wszechświata powinny być młodsze niż czas trwania ekspansji wyliczonej na podstawie prawa Hubble’a.
Te dwie skale czasowe zgadzają się ze sobą, przynajmniej w przybliżeniu. Z obliczeń szybkości stygnięcia białych karłów wynika na przykład, że najstarsze gwiazdy w dysku Drogi Mlecznej mają około 9 miliardów lat. Oceny szybkości spalania paliwa jądrowego we wnętrzu gwiazd leżących w galaktycznym halo pozwalają stwierdzić, że są one nieco starsze – ich wiek może wynosić aż 15 miliardów lat. Najstarsze znane pierwiastki chemiczne również liczą 15 miliardów lat, co wynika z pomiarów i radioaktywności. (Wiek próbki materiału radioaktywnego można określić mierząc, ile materiału uległo rozpadowi od czasu jego powstania; na przykład połowa próbki toru 232 rozpada się w ciągu 14 miliardów lat) Oceny czasu rozpadu różnych pierwiastków wynikają z badań laboratoryjnych. Warto zwrócić uwagę, że te liczby zgadzają się, przynajmniej jakościowo, z oceną wieku Wszechświata wynikającą z pomiaru szybkości jego ekspansji.

Również tzw. teoria stanu stacjonarnego pozwala wyjaśnić ekspansje i jednorodność Wszechświata. Została ona sformułowana w 1946 przez Hoyle’a, Hermanna Bondiego i Thomasa Golda. Według nich Wszechświat rozszerza się zawsze z tą sama szybkością, a spontanicznie wytwarzana materia kompensuje spadek średniej gęstości powodowany przez ekspansję. Z materii tej powstają nowe gwiazdy, które zastępują stare. Zgodnie z hipotezą stanu stacjonarnego dowolna próbka bliskich galaktyk powinna mieć statystycznie takie same własności jak próbka odległych. Z teorii Wielkiego Wybuchu wynika natomiast co innego: jeśli wszystkie galaktyki powstały dawno temu, odlegle galaktyki powinny wydawać się młodsze niż pobliskie, gdyż wyemitowane przez nie światło potrzebuje dużo czasu, aby do nas dotrzeć. Takie galaktyki zawierałyby zatem więcej żyjących gwiazd oraz gazu, z którego w przyszłości powstaną kolejne generacje gwiazd.
Ten test jest wprawdzie pojęciowo bardzo prosty, ale astronomowie potrzebowali kilkudziesięciu lat, by skonstruować detektory dostatecznie czułe, by umożliwiły szczegółowe badanie odległych galaktyk. Obserwując w świetle widzialnym pobliskie galaktyki, które są silnymi radioźródłami, astronomowie odkryli w przybliżeniu sferyczne układy gwiazd. Natomiast odległe radiogalaktyki wydają się wydłużone, a czasami nieregularne. Co więcej, w większości odległych radiogalaktyk w przeciwieństwie do pobliskich rozkład światła wydaj się związany z rozkładem promieniowania radiowego.

Podobnie badając populację dużych gęstych gromad galaktyk astronomowie stwierdzili, że gromady leżące w pobliżu różnią się od znajdujących się dalej. Odległe gromady zawierają niebieskawe galaktyki, w których zachodzą intensywne procesy powstawania gwiazd. Podobne gromady położone bliżej nas skupiają czerwonawe galaktyki, w których formowanie się gwiazd dawno się już zakończyło. Obserwacje dokonane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a potwierdziły, że przynajmniej część intensywnych procesów powstawania gwiazd w młodych gromadach może być spowodowane zderzeniami miedzy w ich skład galaktykami. W obecnej epoce takie zderzenia są znacznie rzadsze.
Jeśli wszystkie galaktyki oddalają się od siebie i ewoluują, to wydaje się logiczne, że w przeszłości tworzyły one wspólne morze materii i energii. Jeszcze w 1927 toku, nim zbadano odległe radiogalaktyki, belgijski kosmolog i ksiądz Georges Lemaitre wysunął tezę, iż ekspansja Wszechświata rozpoczęła się od niezwykle gęstego stanu, który nazwał pierwotnym „superatomem”. Niewykluczone – rozumował – że jeszcze dziś można wykryć promieniowanie tego pierwotnego „superatomu”. Jakie powinny być jego charakterystyczne cechy?
W bardzo młodym i gorącym Wszechświecie promieniowanie nie mogło pokonać dużej odległości, ponieważ szybko było absorbowane i ponownie emitowane przez cząstki materii. Dzięki temu nieustannemu procesowi wymiany energii we wszechświecie panował stan równowagi termodynamicznej: żaden obszar nie był ani wyraźnie cieplejszy, ani chłodniejszy niż inne. Gdy materia i energia znajdują się w takim stanie, promieniowanie elektromagnetyczne ma tzw. widmo termiczne. Energia promieniowania o danej długości fali jest ściśle określoną funkcją temperatury. Wobec tego promieniowanie pozostałe po Wielkim Wybuchu można rozpoznać po jego charakterystycznym widmie.
Termiczne promieniowanie tła rzeczywiście odkryto. W latach czterdziestych Robert H. Dicke pracując nad rozwojem radarów wynalazł radiometr mikrofalowy – urządzenie umożliwiające detekcję promieniowania o bardzo słabym natężeniu. Na początku lat sześćdziesiątych w Bell Laboratories zastosowano radiometr w radioteleskopie, który miał służyć do śledzenia pierwszych satelitów komunikacyjnych Echo-1 i Telstar. Radioteleskop ten zarejestrował nieoczekiwane źródło promieniowania. Poprawne wyjaśnienie tej obserwacji podali Arno A. Penzias i Robert W. Wilson, którzy wykazali, że radioteleskop rejestruje kosmiczne promieniowanie tła. Wpadli na to, gdy dowiedzieli się, że Dicke sugerował użycie radiometru do poszukiwań tego promieniowania.

Astronomowie bardzo dokładnie zbadali promieniowanie tła, wykorzystując w tym celu satelitę COBE (Cosmic Background Explorer) oraz wiele niedużych rakiet. Promieniowanie tła ma dwie charakterystyczne cechy. Po pierwsze, jego temperatura jest niemal taka sama w każdym kierunku. Oznacza to, że promieniowanie tła wypełnia przestrzeń niemal idealnie jednorodnie, zgodnie z przewidywaniami teorii wielkiego Wybuchu. Po drugie, widmo promieniowania jest niemal dokładnie takie samo jak widma ciał w równowadze termodynamicznej o temperaturze 2.726 K. Oczywiście, w momencie powstania promieniowanie to miało znacznie wyższą temperaturę, ale jak poprawnie przewidzieli kosmologowie, jego dzisiejsza temperatura powinna być bliska zeru. W roku 1930 Richard C. Tolman z California Institute of Technology wykazał, że ekspansja Wszechświata powoduje spadek temperatury kosmicznego promieniowania tła.
Promieniowanie tła stanowi bezpośredni dowód, że Wszechświat rozpoczął ekspansję od stanu, w którym materia miała ogromną gęstość i niezwykle wysoką temperaturę, tylko w takich warunkach bowiem mogło ono powstać. We wczesnym Wszechświecie, gdy materia była dostatecznie gorąca i gęsta, reakcje termojądrowe doprowadziły do powstania pierwiastków ciężkich od wodoru, takich jak hel deuter i lit. Teoretycznie przewidywane proporcje tych pierwiastków w uderzając sposób zgadzają się z wynikami obserwacji. Wszystko wskazuje na to, że lekkie pierwiastki powstały we wczesnym gorącym Wszechświecie, natomiast pierwiastki ciężkie znacznie później – w reakcjach termojądrowych będących źródłem energii gwiazd.

Teoria pochodzenia lekkich pierwiastków powstała zaraz po II wojnie światowej. George Gamow i doktorant Ralph A. Alpher z George Washington University oraz Robert Herman z Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory oraz inni skorzystali z danych dotyczących fizyki jądrowej zebranych podczas wojny i obliczyli, jakie reakcje jądrowe mogły zachodzić we wczesnym Wszechświecie oraz jakie pierwiastki miały szanse wtedy powstać. Alpher i Herman zdali sobie sprawę, że we współczesnym Wszechświecie można wykryć promieniowanie, które pozostało z tamtego okresu.

Istotne szczegóły tych pionierskich prac okazały się błędne, dzięki nim jednak pojawiło się ogniwo łączące fizykę jądrową z kosmologią. Uczeni ci wykazali, że wczesny Wszechświat można traktować jako pewien rodzaj reaktora termojądrowego. Później inni fizycy dokładnie obliczyli proporcje poszczególnych pierwiastków wyprodukowanych we wczesnym Wszechświecie oraz zmiany tych proporcji spowodowanych przez rozmaite procesy w przestrzeni międzygwiezdnej i reakcje jądrowe w gwiazdach.

Ciśnienie promieniowania uniemożliwiło wzrost zaburzeń gęstości we wczesnym Wszechświecie; ta sytuacja uległa zmianie, gdy Wszechświat osiągnął 0.1% obecnej wielkości. W tym momencie temperatura opadła do 3000 K, dzięki czemu jony i elektrony mogły się połączyć i utworzyć elektrycznie obojętne atomy wodoru i helu. Materia zbudowana z elektrycznie obojętnych atomów nie odczuwa ciśnienia promieniowania; mogły więc powstać obłoki gazu, które następnie zapadły się pod wpływem własnego przyciągania grawitacyjnego, tworząc gromady gwiazd. Z obserwacji wynika, że gdy Wszechświat osiągał jedną piątą swojej wielkości, materia tworzyła już tak duże obłoki gazu, że można je uznać za młode galaktyki.

Wielkiego Wybuchu nie należy wyobrażać sobie jako eksplozji z błyskiem światła i hukiem pędzącego powietrza. Nie istniały bowiem fale akustyczne ani świetlne, nie było również czasu ani przestrzeni (powstały właśnie w momencie Wielkiego Wybuchu), a zatem wraz z rozszerzaniem się Wszechświata rozszerzała się czasoprzestrzeń.
Obecnie najpilniejszym zadaniem jest zrozumienie, w jaki sposób z jednorodnego wczesnego Wszechświata wyłonił się dziś rozkład galaktyk. Wiemy, że zaburzenia gęstości we wczesnym Wszechświecie były bardzo małe, ponieważ w przeciwnym razie zarejestrowalibyśmy znacznie większe fluktuacje temperatury promieniowania tła. Z rozmaitych teorii wynikają zupełnie inne przewidywania fluktuacji temperatury promieniowania w skalach kątowych mniejszych od jednego stopnia.
Dzisiejszy Wszechświat stwarza liczne okazje do pojawienia się życia. W obserwowanej przez nasz części Wszechświata istnieje około 100 miliardów miliardów gwiazd podobnych do Słońca. Z teorii Wielkiego Wybuchu wynika jednak, że życie jest możliwe tylko w pewnym okresie historii Wszechświata: w odległej przeszłości był on zbyt gorący, w przyszłości zaś zabraknie surowca, z którego powstają gwiazdy. W większości galaktyk wciąż jeszcze tworzą się gwiazdy, ale w wielu innych wyczerpały się już zapasy gazu. Za 30 miliardów lat galaktyki będą znacznie ciemniejsze, a większość gwiazd zakończy swój żywot. Liczba planet, na których może istnieć znane nam życie, bardzo zmaleje.
Jeśli Wszechświat zawsze będzie się rozszerzał, wszystkie galaktyki i gwiazdy staną się w końcu ciemne i zimne. Zamiast wielkiego chłodu możliwy jest także wielki kres. Jeśli masa Wszechświata jest dostatecznie duża, przyciąganie grawitacyjne w końcu zatrzyma ekspansję i Wszechświat zacznie się kurczyć. Cala materia i energia znów znajda się w jednym miejscu.
Dokładniejsze pomiary szybkości ekspansji Wszechświata i wieku gwiazd powinny potwierdzić, że gwiazdy są rzeczywiści młodsze od Wszechświata. Teleskopy pomagają nam stwierdzić, jak masa Wszechświata deformuje krzywiznę czasoprzestrzeni, mającą z kolei wpływ na wyniki obserwacji odległych obiektów.

Nie wiemy co spowodowało Wielki Wybuch i czy coś przedtem istniało. Nie wiemy czy nasz Wszechświat ma rodzeństwo – czy istnieją rozszerzające się obszary oddzielone od obserwowanych przez nas. Nie wiemy, dlaczego stałe przyrody maja akurat takie wartości, jakie mają. Śledząc debaty kosmologiczne należy pamiętać, że wszystkie teorie fizyczne są tylko w przybliżeniu prawdziwe i mogą zawieść przy próbach zastosowania ich w skrajnych warunkach. Postęp w fizyce polega na włączeniu wcześniejszych, sprawdzonych doświadczalnie teorii do ogólniejszych, prawdziwych w szerszym zakresie. Liczne dowody eksperymentalne potwierdzają słuszność Wielkiego Wybuchu: wyjaśnia ona istnienie mikrofalowego promieniowania tła, proporcje lekkich pierwiastków i rozszerzanie się Wszechświata. Wobec tego każda nowa teoria kosmologiczna powinna uwzględniać tą ideę. Niezależnie od tego jak będzie przyszłość kosmologii, już dziś przekroczyła ona granice filozofii, a stała się dyscypliną fizyczną, w której hipotezy teoretyczne podlegają eksperymentalnej i obserwacyjnej weryfikacji.


1. Pierwsze trzy minuty

Przed czasem, określanym jako „czas Plancka’ (10-43 sekundy), wszystkie cztery fundamentalne oddziaływania (jądrowe silne, elektromagnetyczne, jądrowe słabe i grawitacyjne) były zunifikowane w jedno - chociaż wówczas siły oddziaływania elektromagnetycznego i słabego jądrowego występowały w postaci tzw. oddziaływania „elektrosłabego”). Cała materia, energia, przestrzeń i czas, tworząc jedność, uległy eksplozji z pojedynczego punktu - osobliwości. I tylko tyle wiemy na temat tego okresu.
Nie oznacza to oczywiście tego, że wiemy więcej na temat następnych chwil powstawania wszechświata, jednak nie ma obecnie spójnego modelu obrazującego i tłumaczącego ówczesne wydarzenia w tak ekstremalnych warunkach.
W momencie przypadającym na 10-43 sekundy, nastąpiło oddzielenie grawitacji od pozostałych trzech sił, które jeszcze wtedy ulegały tzw. wielkiej unifikacji. Na czas ok. 10-36 sekundy współczesne modele przewidziały separacje silnego oddziaływania jądrowego. W roku 1970 Sheldon Glashow i Howard Georgi zaproponowali stwierdzenie, że zunifikowane trzy oddziaływania (silne, słabe i elektromagnetyczne) mają energię rzędu 1014 GeV. Jeżeli dostosować koncepcję energii cieplnej do ówczesnych warunków, obliczona temperatura każdej cząstki o średniej energii 1014 GeV będzie wynosić 1027 K. Chociaż w tym czasie silne oddziaływanie jądrowe oddzieliło się od grawitacyjnego i elektrosłabego, jednak jego poziom energetyczny był wciąż zbyt wysoki aby utrzymywać protony i neutrony razem - dlatego taki wszechświat był "skwierczącą zupą kwarkową".
Między 10-36 a 10-32 sekundy trwała tzw. era inflacyjna. W tak krótkim czasie wszechświat powiększył się co najmniej 1020 razy w porównaniu z rozmiarem wcześniejszym. Hipoteza wszechświata inflacyjnego jest w stanie poradzić sobie nawet z problemem horyzontu zdarzeń.
Po zakończeniu tego etapu, wszechświat składał się prawie wyłącznie z energii w postaci fotonów i z takich cząstek elementarnych, które nie mogły istnieć jako związane ze sobą stabilniejsze cząstki - spowodowane to było ogromną gęstością energii. Mogły istnieć jako mieszanina kwarków i antykwarków pływających w opisanej wyżej "plazmie kwarkowej". Okres ten trwał między 10-32 a 10-5 sekundy. W tym czasie rozdzieliło się również oddziaływanie elektrosłabe (na elektromagnetyczne i słabe jądrowe), co zakończyło erę unifikacji fundamentalnych sił (przypada to na czas 10-12 sekundy).
Kiedy rozszerzający się pierwotny wszechświat ochłodził się do temperatury 1013 K (10-6 sekundy), wartość energii obniżyła się do 1 GeV i kwarki mogły już łączyć się formując pojedyncze protony i neutrony (oraz przypuszczalnie inne bariony). W tym czasie istniały już wszystkie cząstki, które obecnie występują we wszechświecie, mimo iż temperatura była nadal zbyt wysoka aby umożliwić powstawanie jąder atomowych. Od tego momentu możemy już zacząć mówić o standardowym modelu Wielkiego Wybuchu.
W 0.02 sekundy wszechświat składa się prawie wyłącznie z fotonów, elektrony i pozytony tworzą ze sobą pary i ulegają anihilacji. Produkcja par elektron-pozyton dostarcza maksymalnej energii 1 MeV, stąd energia cieplna wynosiła 8.6 MeV (temperatura 1011 K a gęstość 4109 gęstości wody).
Różnica energii między neutronem i protonem wynosiła 1.29 MeV, dlatego też protony mogły się swobodnie zamieniać w neutrony w takiej temperaturze, jaka wówczas panowała. Oszacowano, na podstawie wartości gęstości, że na liczbę 109 fotonów przypada tylko jeden barion. Odkąd wprowadzono zasadę zachowania liczby barionowej, wnioskujemy, że stosunek fotonów do barionów jest stały nawet mimo procesu ekspansji wszechświata.
W 0.11 sekundy gęstość materii wynosiła 30 000 000 (temperatura 31010 K, energia 2.6 MeV). Wolne neutrony zanikały, tworząc protony - nastąpiła nadwyżka protonów nad neutronami (w stosunku 68% do 38%).
W 1.09 sekundy wszechświat zaczyna być przeźroczysty dla neutrin. Przypuszcza się, że obecnie kosmos jest wypełniony promieniowaniem elektromagnetycznym, które jest źródłem wyłaniających się wtedy neutrin. Jednak rozszerzająca się materia nadal nie przepuszcza fal elektromagnetycznych (temperatura rzędu 1010 K, energia równa 860 KeV, stosunek liczby protonów do neutronów: 76% do 24%).
W kolejnym etapie (13.8 sekundy) liczba elektronów i pozytonów gwałtownie maleje. Istnieje już możliwość formowania się jąder atomowych, takich jak np. helu-4, jednak nie tworzą się one trwałe ze względu na niestabilność w temperaturze 3109 K (energia wynosiła 260 MeV).
W czasie 3 min. 2 sekund od Wielkiego Wybuchu głównymi składnikami materii wszechświata są fotony i neutrina. Elektrony i pozytony prawie wyginęły. Przewaga protonów nad neutronami jest ponad sześciokrotna (86% protonów, 14% neutronów), mimo to reprezentują niewielki ułamek całkowitej zgromadzonej energii (86 KeV), temperatura wynosi 109 K.
Dochodzimy do czasu 3 min. 46 sekund kiedy to deuter jest już stabilny. Wszystkie neutrony przemieniają się najpierw w deuter a potem w jądra helu (cząstki alfa). W tym czasie hel stanowi już 26% masy całego ówczesnego wszechświata.
Gdyby proces ekspansji przebiegał wolniej, prawie wszystkie neutrony mogłyby zaniknąć i nie utworzyłyby się żadne atomy (temperatura wszechświata wynosiła 0.9109 K, energia 78 KeV).
Około 34 minuty istnienia wszechświata zatrzymały się przemiany jądrowe, trwała natomiast jego ekspansja i dalsze ochładzanie się.
700 000 lat po Wielkim Wybuchu wszechświat był na tyle chłodny aby powstawać mogły trwałe atomy wodoru i helu. Brak zjonizowanych gazów sprawił, że wszechświat stał się, po raz pierwszy, przeźroczysty dla promieniowania świetlnego. Temperatura wynosiła 3000 K, natomiast energia równa była 0.26 eV.


2. Mikrofalowe promieniowanie tła
Teoria Wielkiego Wybuchu zakłada, że wszechświat we wczesnym stadium był bardzo gorący, i w miarę jak się rozszerza, wszystko co w nim się znajduje, ulega ochłodzeniu. Stąd wszechświat powinien być wypełniony promieniowaniem, które jest formalnie pozostałością cieplną po Wielkim Wybuchu, nazywamy je "kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła" lub w skrócie CMB.
Istnienie promieniowania reliktowego zostało po raz pierwszy przewidziane przez G. Gamowa w 1948 roku, oraz przez Ralpha Alphera i Roberta Hermana w 1950 roku. Odkryli je, całkiem przypadkowo w roku 1965, dwaj naukowcy pracujący w laboratoriach Bell Telephone w Murray Hill (New Jersey). Wówczas ujawniło się jako nadmierny hałas w radioodbiorniku, który budowali. Równocześnie naukowcy z pobliskiego Uniwersytetu w Princeton, (Robert Dicke i Dave Wilkinson) opracowywali metodę wykrywania CMB. Kiedy dowiedzieli się o rezultatach badań z laboratoriów Bell Telephone, natychmiast doszli do wniosku, że właśnie odkryte zostało mikrofalowe promieniowanie tła. Penzias i Wilson otrzymali za to Nagrodę Nobla w 1978 roku.

Dzisiaj promieniowanie CMB jest mocno schłodzone - jedynie 2.725 stopni powyżej zera absolutnego, stąd świeci zwłaszcza w części mikrofalowej widma elektromagnetycznego i jest niewidoczne dla oka. Jednakże wypełnia cały wszechświat i może być wykryte. Tak naprawdę, gdybyśmy zdołali dostrzec mikrofale, niebo nad nami promieniowałoby jasnością, która byłaby zadziwiająco jednolita niezależnie od kierunku. Jednolitość ta jest wystarczającym dowodem na to, że promieniowanie jest pozostałością cieplną Wielkiego Wybuchu, trudno byłoby wyobrazić sobie lokalne źródło tak niezróżnicowanego promieniowania. Choć wielu naukowców usiłuje znaleźć alternatywne wytłumaczenie tego zjawiska, jak dotąd jednak bez efektu.
Promieniowanie CMB zostało wyemitowane kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu, na długo przed tym jak powstały galaktyki i gwiazdy. Badając szczegółowo fizyczne własności tego promieniowania, możemy dowiedzieć się wiele na temat warunków, jakie panowały we wczesnym stadium wszechświata.

Jednym z podstawowych założeń teorii Wielkiego Wybuchu jest to, że wszechświat rozszerza się. Ekspansja wskazuje na to, że w dalekiej przeszłości był mniejszy, gęstszy i gorętszy. Kiedy widzialny wszechświat miał rozmiar połowy obserwowanego dzisiaj, gęstość materii była ośmiokrotnie większa a mikrofalowe promieniowanie tła było dwukrotnie bardziej gorące. Kiedy wszechświat był wielkości jednej setnej w porównaniu do obecnego, promieniowanie CMB było stokrotnie gorętsze (273 stopnie powyżej zera absolutnego, czyli równe temperaturze zamarzania wody w warunkach ziemskich). Wczesny wszechświat wypełniony był gorącym gazem (składającym się z wodoru) o gęstości około 1000 atomów na centymetr sześcienny. Wszechświat rozmiaru 1/100 000000 miał temperaturę 273 milionów stopni powyżej zera absolutnego a gęstość materii porównywalną z gęstością powietrza na powierzchni Ziemi. W tych warunkach wodór był całkowicie zjonizowany do wolnych protonów i elektronów.

Wtedy, kiedy wszechświat był tak gorący, nie zawierał żadnych atomów (tylko wolne elektrony i złożone z protonów i neutronów jądra). Fotony mikrofalowego promieniowania tła łatwo rozproszyły się od elektronów. Stąd fotony wędrowały po wczesnym wszechświecie jak światło widzialne przedziera się przez gęstą mgłę (analogia). Proces złożonego rozpraszania nazywamy "termalnym" widmem fotonów. Nawiązując do teorii Wielkiego Wybuchu, częstotliwość widma CMB powinna przyjmować kształt ciała czarnego. Zostało to faktycznie zmierzone z olbrzymią dokładnością przez satelitę COBE.
Wykres przedstawia porównanie założenia teorii Wielkiego Wybuchu odnośnie energii widma mikrofalowego promieniowania tła z zaobserwowaną energią tego widma. Jak widać granica błędu jest na tyle mała, że nie zostaje nawet zauważona. Jest to kolejny test potwierdzający słuszność teorii.

6. Teoria inflacyjna

Standartowa teoria Wielkiego Wybuchu zakłada, że cała materia Wszechświata była obecna w jakiejś postaci od samego początku i nic nie mówi skąd się wzięła. Natomast Teoria inflacji pokazuje jak cała materia, mogła powstać z początkowego zalążka o masie zaledwie kilku gramów i średnicy ponad miliard razy mniejszej od protonu.
Teoria inflacyjna przewiduje, że do momentu 10-37 sekundy po Wielkim Wybuchu obserwowany Wszechświat był niewiarygodnie mały i wynosil zaledwie 10-52 metra, czyli był znacznie mniejszy niż przewiduje to standartowa teoria dla tego właśnie momentu. Także różnica mas Wszechświata w tym momencie była olbrzymia, w teorii standartowej była to cała masa Wszechświata, w teorii inflacji zaledwie kilka gramów.
Według teorii inflacji, 10-37 sekundy po Wielkim Wybuchu wystąpił krótki okres inflacji, czyli gwałtowna ekspansja, której standartowa teoria Wielkiego Wybuchu nie przewiduje. W krótkim okresie ekspansji powstała cała materia Wszechświata a rozmiary obserwowanego Wszechświata wzrosły do rozmiarów przewidzianych dla tego momentu przez teorię standartową. Po inflacji, dla obu teorii wykresy rozmiarów obserwowanego Wszechświata w funkcji czasu są zbieżne.

Problem horyzontu znika zatem, ponieważ w przypadku tak małego obszaru obserwowanego Wszechświata przed inflacją, prędkość światła nie stanowi żadnego ograniczenia. Obszar ten miał bardzo dużo czasu, aby osiągnąć jednorodną temperaturę. Po uzyskaniu jednorodności w tym małym obszarze, został on rozciągnięty w wyniku inflacji i stał się wystarczająco duży, aby obejmować cały obserwowany Wszechświat.
Wówczas, to co dziś obserwujemy jako nasz horyzont kosmologiczny pochodziłoby z „inflacyjnego” rozdęcia niewielkiego obszaru przyczynowo powiązanego.

Na rysunku poniżej, oś pionowa przedstawia promień obszaru, który w trakcie ewolucji stanie się obecnie obserwowanym Wszechświatem, natomiast oś pozioma odmierza czas. W okresie inflacji, zaznaczonym na wykresie szarym pionowym paskiem, Wszechświat wypełniony jest fałszywą próżnią. Linię, opisującą standartową teorię Wielkiego Wybuchu, narysowano czerwoną, nieco grubszą linią od niebieskiej odpowiadającej teorii inflacyjnej, tak aby łatwo było zobaczyć, że po inflacji obie linie się zbiegają. Przed inflacją rozmiary Wszechświata są dużo mniejsze niż w teorii standartowej, co pozwala, aby w dostępnym czasie obserwowany Wszechświat osiągnął jednorodną temperaturę.
Teoria inflacji zakłada, że cały Wszechświat jest przynajmniej 1023 razy większy od obserwowanego. Założenie to, dotyczy zarówno okresu sprzed inflacji, po inflacji, a także teraźniejszości. Z Teorii inflacji wynika więc, że obserwowany kosmos jest tylko nikłą częścią całego Wszechświata, dopuszcza także istnienie nieskończonej liczby wszechświatów, oddzielonych od naszego.
Inspiracją dla pomysłu zaistnienia fazy inflacji były kłopoty modeli Friedmanna. Powrócono tu do dwóch starych koncepcji - do rozwiązania de Sittera (tzw. pusty i ekspandujący świat) oraz do rozwiązań ze stałą kosmologiczną - wśród których istnieją rozwiązania z bardzo szybką (eksponencjalną) ekspansją. Koncepcje te znalazły się teraz w nowym kontekście, uzupełnione wiedzą z zakresu teorii pola.
W okresie inflacji, dla każdego obserwatora istnieje absolutnie nieprzekraczalny horyzont, spoza którego nigdy nie dotrą sygnały świetlne, nawet po nieskończenie długim czasie. Coraz to nowe rejony i obiekty wylatują poza dostępny naszemu obserwatorowi obszar. Ta własność ekspansji może doprowadzić do obserwowanej obecnie jednorodności promieniowania reliktowego i płaskości naszego świata.
W zasadzie wszystko jest O.K., trzeba tylko znaleźć fizyczne uzasadnienie dla ujemnej gęstość energii (lub ujemnego ciśnienia), a parametr ten jest istotnym elementem teorii.

Teoria Wszechświata inflacyjnego nie jest jedną teorią, lecz całą klasą teorii. Dwie najwcześniejsze hipotezy to model pierwotny i model kolejny autorstwa Alana H. Gutha. Następną odmianę teorii, zwaną inflacją chaotyczną zaproponował Andriej Linde. Jest jeszcze inflacja rozszerzona, inflacja podwójna, potrójna i hybrydowa, zmutowana hybrydowa, poprawiona hybrydowa, hiperrozszerzona. Badano inflację napędzana grawitacją, spinem, struną i polem wektorowym, a także inflację ciepłą, miękką, letnią naturalną, supernaturalną i wiele innych.