Przystanek nauka - portal Uniwesytetu Śląskiego w Katowicach

Wszechświat przeszedł przez wiele ważnych etapów kosmicznej historii – od kosmicznej inflacji, przez „zupę” kwarkowo-gluonowej plazmy, aż po rozszerzające się i ochładzające relikty. Jednak około 6 miliardów lat temu w ekspansji Wszechświata zaczęła dominować nowa forma energii – ciemna energia, która obecnie decyduje o naszym kosmicznym losie. Era, w której żyjemy, czyli w której ciemna energia dominuje w ekspansji Wszechświata, jest ostatnią, jakiej nasz Wszechświat kiedykolwiek doświadczy. To oznacza, że w pewnym sensie przeżywamy obecnie początek ostatecznego końca.

Wszechświat nie jest dziś taki sam, jaki był wczoraj. Z każdą chwilą, która mija, następuje szereg subtelnych, ale ważnych zmian, nawet jeśli wiele z nich jest niezauważalnych w mierzalnych, ludzkich skalach czasowych. Wszechświat się rozszerza, co oznacza, że z czasem zwiększają się odległości między największymi strukturami kosmicznymi. Sekundę temu był nieco mniejszy, za sekundę będzie nieco większy, ale te subtelne zmiany narastają w dużych, kosmicznych skalach czasowych i wpływają nie tylko na odległości. Wraz z rozszerzaniem się Wszechświata zmienia się względne znaczenie promieniowania, materii, neutrin i ciemnej energii. Zmienia się temperatura Wszechświata.

Wszystko, co istnieje w naszym Wszechświecie, ma w sobie pewną ilość energii: materię, promieniowanie, ciemną energię itp. W miarę rozszerzania się Wszechświata zmienia się objętość, jaką zajmują te formy energii, a każda z tych ma swoją gęstość energii, która będzie inaczej ewoluować. Według naukowców Wszechświat, który istnieje dłużej, rozszerzy się bardziej. W przyszłości będzie chłodniejszy, w przeszłości był gorętszy. W przeszłości był grawitacyjnie bardziej jednolity, obecnie jego struktura jest niejako „grudkowata”, no i oczywiście w przeszłości nasz Wszechświat był mniejszy, obecnie jest większy, i będzie jeszcze większy w przyszłości.

Stosując prawa fizyki do Wszechświata i porównując możliwe rozwiązania z uzyskanymi obserwacjami i pomiarami, możemy określić zarówno skąd przyszliśmy, jak i dokąd zmierzamy. Możemy ekstrapolować naszą historię aż do początku gorącego Wielkiego Wybuchu i okresu kosmicznej inflacji. Możemy również ekstrapolować nasz obecny Wszechświat w odległą przyszłość i przewidzieć ostateczny los, który czeka wszystko, co istnieje.

W oparciu o zachowanie Wszechświata naukowcy wyróżnili sześć epok, na które można go rozłożyć.

Era inflacyjna: faza gwałtownego rozszerzania się Wszechświata.  

Przed gorącym Wielkim Wybuchem Wszechświat nie był wypełniony materią, antymaterią, ciemną materią ani promieniowaniem. Nie był wypełniony żadnymi cząsteczkami. Zamiast tego był wypełniony formą energii nieodłączną dla samej przestrzeni: formą energii, która spowodowała, że ​​Wszechświat rozszerzał się niezwykle szybko i w sposób wykładniczy. Wielki Wybuch to dziś powszechnie znana teoria wczesnej ewolucji Wszechświata, ale trzeba pamiętać, że to tylko teoria. Niekoniecznie Wielki Wybuch mógł zapoczątkować nasz Wszechświat. Dziś naukowcy chętniej mówią o tzw. erze Plancka (której obowiązujące teorie fizyki nie potrafią opisać) i fluktuacjach kwantowych. Około 13,8 miliarda lat temu skończyła się inflacja. Cała energia, niegdyś związana z samą przestrzenią, została przekształcona w cząstki, antycząstki i promieniowanie. Wraz z tym przejściem skończyła się er inflacyjna i rozpoczął się gorący Wielki Wybuch.

W tym miejscu należy wyjaśnić, że współcześnie pojęcie Wielkiego Wybuchu nie odnosi się już tylko do pierwotnej "eksplozji z punktu" osobliwości (oczywiście nie była to ani eksplozja, ani punkt – to też określenia potoczne), ale raczej do fazy gorącego, gęstego Wszechświata, która nastąpiła po inflacji. Jednak potoczne rozumienie Big Bang jako początek wszystkiego powoduje semantyczny zamęt. Uporządkujmy więc pojęcia. W języku naukowym inflacja to faza poprzedzająca gorący Wielki Wybuch, ale w potocznym języku Wielki Wybuch = początek Wszechświata. 

Era „zupy” pierwotnej, czyli zupy kwarkowo-gluonowej: od gorącego Wielkiego Wybuchu aż do ostatecznych transformacyjnych interakcji jądrowych i cząstek we wczesnym Wszechświecie.

Gdy rozszerzający się Wszechświat został wypełniony materią, antymaterią i promieniowaniem, zaczął stygnąć, ale wciąż było za ciepło, żeby kwarki mogły połączyć się w hadrony. W miarę ochładzania się Wszechświata energia spadała i tworzenie masywniejszych par cząstka-antycząstka stawało się coraz trudniejsze, ale anihilacje i inne reakcje cząstek trwały wciąż nieprzerwanie. Ułamek sekundy po Wielkim Wybuchu większość materii i antymaterii uległa wzajemnej anihilacji, ale dzięki nieznanej asymetrii baryonowej pozostała niewielka nadwyżka materii – ta, z której zbudowany jest dzisiejszy Wszechświat. 3 do 4 minut po Wielkim Wybuchu zaczął powstawać stabilny deuter i następowała nukleosynteza pierwiastków lekkich. Pod koniec tej ery pozostała zjonizowana plazma składająca się z fotonów, neutrin, jąder atomowych i elektronów.

Era plazmy: od zakończenia nukleosyntezy lekkich jąder do momentu rekombinacji, kiedy temperatura Wszechświata spadła na tyle, że możliwe było tworzenie neutralnych atomów.

Kiedy lekkie jądra się uformowały, są jedynymi dodatnio (elektrycznie) naładowanymi obiektami we Wszechświecie. Ładunek ujemny występuje w postaci elektronów. Jądra i elektrony tworzą atomy, więc mogłoby się wydawać naturalne, że te dwa rodzaje cząstek natychmiast odnajdą się, tworząc atomy i torując drogę gwiazdom. Jednak są znacznie przewyższone liczebnie – o ponad miliard do jednego – przez fotony. Za każdym razem, gdy elektron i jądro łączą się ze sobą, pojawia się foton o wystarczająco dużej energii i rozsadza je. Dopiero, gdy Wszechświat znacznie się ochłodzi, z miliardów do zaledwie tysięcy stopni, neutralne atomy mogą w końcu powstać. Na początku tej ery Wszechświat był jeszcze zdominowany przez promieniowanie, ale z czasem dominację przejęła materia – przede wszystkim ciemna – co nastąpiło około 47 tys. lat po Wielkim Wybuchu, jeszcze przed fazą rekombinacji. Ta trzecia faza przenosi nas do okresu 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu.

Era wieków ciemnych: od powstania neutralnej materii do momentu, gdy powstały pierwsze gwiazdy i galaktyki, które następnie zjonizowały Wszechświat. Odkąd pojawiły neutralne atomy, grawitacja mogła wreszcie rozpocząć proces tworzenia struktury we Wszechświecie. Początkowo po rekombinacji Wszechświat wypełniony był głównie neutralnym wodorem i nie było źródeł światła – stąd nazwa tej ery. Pierwsze główne regiony ponownej jonizacji pojawiają się 200 do 250 milionów lat po Wielkim Wybuchu.

Era gwiezdna: rozpoczęła się wraz z narodzinami pierwszych gwiazd i galaktyk, których promieniowanie jonizowało neutralny wodór, do zakończenia grawitacyjnego tworzenia i rozwoju wielkoskalowej struktury, kiedy gęstość ciemnej energii dominuje nad gęstością materii.

Wszechświat staje się przezroczysty dla światła gwiazd. Wypełniają go gwiazdy, gromady gwiazd, galaktyki i gromady galaktyk. Tempo formowania się gwiazd rośnie i rośnie, osiągając szczyt około 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu. Nowe galaktyki nadal się tworzą, istniejące galaktyki nadal rosną i łączą się, a gromady galaktyk przyciągają do siebie coraz więcej materii. Wtedy ilość wolnego gazu w galaktykach zaczyna spadać, ponieważ ogromna liczba formujących się gwiazd zużyła jego dużą ilość. Powoli, ale systematycznie, tempo tworzenia się gwiazd maleje. W miarę upływu czasu wskaźnik umieralności gwiazd przewyższy wskaźnik powstawania nowych. Ponadto, gdy gęstość materii spada wraz z rozszerzającym się Wszechświatem, zaczyna pojawiać się i dominować nowa forma energii – ciemna energia. Około 7,8 miliarda lat po Wielkim Wybuchu odległe galaktyki przestają zwalniać w swojej recesji i ponownie zaczynają przyspieszać. Wszechświat zaczyna przyspieszać. 9,2 miliardów lat po Wielkim Wybuchu ciemna energia staje się dominującym składnikiem energii we Wszechświecie.

Era ciemnej energii: ostatni etap naszego Wszechświata, w którym ekspansja nabiera na prędkości, a odłączone obiekty przyspieszają, nieodwołalnie oddalając się od siebie. W tę erę weszliśmy już miliardy lat temu. Większość ważnych wydarzeń, które definiują historię naszego Wszechświata, już się wydarzyło.

Gdy ciemna energia przejmie kontrolę, stanie się coś dziwnego – wielkoskalowa struktura we Wszechświecie przestaje rosnąć. Obiekty, które były kiedyś ze sobą związane grawitacyjnie, pozostaną związane, ale te, które nie były związane przed nadejściem ery ciemnej energii, nigdy nie zostaną związane. Zamiast tego będą po prostu oddalać się od siebie, prowadząc samotne egzystencje w wielkiej przestrzeni nicości. Poszczególne związane struktury, takie jak galaktyki i grupy czy gromady galaktyk, ostatecznie połączą się, tworząc jedną gigantyczną galaktykę eliptyczną. Istniejące gwiazdy umrą, a tworzenie nowych gwiazd znacznie zwolni, aż następnie zatrzyma się. Oddziaływania grawitacyjne wyrzucą większość gwiazd w międzygalaktyczną otchłań. Planety wejdą spiralnie w swoje gwiazdy macierzyste lub gwiezdne pozostałości z powodu rozpadu pod wpływem promieniowania grawitacyjnego. Zgodnie z teorią Stephena Hawkinga, nawet czarne dziury w końcu wyparują wskutek emisji promieniowania Hawkinga – choć zjawisko to nie zostało jeszcze bezpośrednio zaobserwowane.

W końcu pozostaną tylko czarne karły i pojedyncze masy zbyt małe, aby wywołać fuzję jądrową, odłączone od siebie w pustym, stale rozszerzającym się kosmosie. Te resztki Wszechświata w stanie agonalnym będą istnieć nawet przez googole lat (10¹⁰⁰), utrzymując się, ponieważ ciemna energia pozostanie dominującym czynnikiem Wszechświata. Ale i te resztki w końcu ulegną rozpadowi.  

Opracowano na podstawie:
The Universe is already in its sixth and final era