[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Powinny one istnieć po dziś dzień; gdybyśmy potrafili je wykryć, uzyskalibyśmy wspaniałe potwierdzenie naszkicowa­nego tutaj obrazu wczesnej historii wszechświata.Niestety, neutrina te mają zbyt niską energię, by można je było wykryć bezpośrednio.Jeśli jednak mają małą, lecz różną od zera masę, jak to sugeruje nie potwier­dzony eksperyment rosyjski z 1981 roku, moglibyśmy wykryć je pośred­nio.Mianowicie mogą one stanowić część “ciemnej materii", której gra­witacyjne przyciąganie jest dostatecznie silne, by powstrzymać ekspansję wszechświata i spowodować jego skurczenie się.Mniej więcej w sto sekund po wielkim wybuchu temperatura spadła do miliarda stopni; taka temperatura panuje we wnętrzach najgorętszych gwiazd.W tej temperaturze protony i neutrony mają zbyt małą energię, aby pokonać przyciągające siły jądrowe, zatem zaczynają się łączyć, tworząc jądra deuteru (ciężkiego wodoru), zawierające jeden proton i je­den neutron.Jądra deuteru łączą się z kolejnymi protonami i neutro­nami; w ten sposób powstają jądra helu, składające się z dwóch pro­tonów i dwóch neutronów, oraz niewielka liczba cięższych jąder, między innymi litu i berylu.Można obliczyć, że według standardowego modelu wielkiego wybuchu około jednej czwartej wszystkich protonów i neutronów zużyte zostaje na produkcję helu oraz cięższych pierwia­stków.Pozostałe neutrony rozpadają się na protony, będące jądrami zwykłych atomów wodoru.Ten scenariusz rozwoju wszechświata w jego najwcześniejszym okre­sie zaproponował George Gamow w słynnej pracy z 1948 roku, napisanej wspólnie z jego studentem Ralphem Alpherem.Gamow, obdarzony au­tentycznym poczuciem humoru, przekonał fizyka jądrowego Hansa Bet-hego, by ten dodał swe nazwisko do listy autorów, dzięki czemu brzmiała ona: “Alpher, Bethe, Gamow", prawie tak jak pierwsze trzy litery grec­kiego alfabetu: alfa, beta, gamma, co wyjątkowo dobrze pasuje do pracy o początkach wszechświata! W tej pracy Gamow i jego współpracownicy przedstawili również godną uwagi hipotezę, iż promieniowanie pocho­dzące z wczesnego, gorącego okresu ewolucji wszechświata powinno istnieć po dziś dzień, choć jego temperatura została zredukowana do paru stopni powyżej zera bezwzględnego.Właśnie to promieniowanie odkryliPenzias i Wilson w 1965 roku.W czasach kiedy Alpher, Bethe i Gamow pisali swoją pracę, niewiele jeszcze wiedziano o reakcjach jądrowych między protonami i neutronami.Dlatego ich obliczenia wzajemnych pro­porcji różnych pierwiastków we wszechświecie nie były dokładne.Od tego czasu obliczenia te wielokrotnie powtórzono, uwzględniając postęp naszej wiedzy na temat reakcji jądrowych, i obecnie zgadzają się zna­komicie z obserwacjami.Co więcej, jest bardzo trudno wytłumaczyć w jakikolwiek inny sposób, dlaczego właśnie tyle helu istnieje we wszechświecie.Wobec tego mamy niemal pewność, że nasz obraz roz­woju wszechświata jest poprawny, przynajmniej od jednej sekundy po wielkim wybuchu.Po upływie zaledwie paru godzin od wielkiego wybuchu ustała pro­dukcja helu i innych pierwiastków.Przez następny milion lat wszechświat po prostu rozszerzał się, bez żadnych godnych uwagi zdarzeń.W końcu temperatura spadła do paru tysięcy stopni; wtedy elektrony i jądra nie miały już dostatecznej energii, by pokonać przyciąganie elektryczne mię­dzy nimi — w rezultacie zaczęły łączyć się w atomy.Wszechświat jako całość w dalszym ciągu rozszerzał się i stygł, lecz regiony o nieco wię­kszej gęstości niż średnia rozszerzały się wolniej, gdyż dodatkowe przy­ciąganie grawitacyjne hamowało ich ekspansję.Takie obszary w pewnym momencie przestały się rozszerzać i zaczęły się kurczyć.Oddziaływanie z otaczającą je materią mogło zainicjować ich rotację.W miarę zapadania się obszaru o powiększonej gęstości wzrastała prędkość ruchu obroto­wego — podobnie łyżwiarz kręci się szybciej po złożeniu ramion wzdłuż tułowia.W końcu siła odśrodkowa zrównoważyła siłę ciążenia i kurczenie się ustało; w ten sposób powstały, przypominające dyski, rolujące galaktyki.Inne regiony, które nie zaczęły wirować, stały się owalnymi obiektami, zwanymi galaktykami eliptycznymi.Takie obszary przestały się zapadać, gdyż poszczególne ich części krążą wokół środka, choć galaktyka jako całość nie obraca się.Z biegiem czasu hel i wodór w galaktykach zgromadził się w wielu mniejszych chmurach, które zaczęły zapadać się pod wpływem włas­nego przyciągania grawitacyjnego.W miarę jak się kurczyły, wzrastała liczba zderzeń między atomami, czyli rosła temperatura, aż wreszcie stała się dostatecznie wysoka, by mogły się rozpocząć reakcje syntezy jądrowej.Reakcje te zmieniają wodór w hel, a uwolnione ciepło po­woduje wzrost ciśnienia i powstrzymuje dalsze kurczenie się chmur gazu.Takie chmury utrzymują się w niezmienionej postaci przez długi czas — są to po prostu gwiazdy podobne do naszego Słońca; spalająone wodór w hel i wypromieniowują generowaną energię w postaci ciepła i światła.Gwiazdy o większej masie potrzebują wyższej tempe­ratury, aby zrównoważyć swe ciążenie grawitacyjne, co powoduje o wiele szybszy przebieg reakcji jądrowych; w rezultacie takie gwiazdy zużywają swój zapas wodoru w ciągu zaledwie stu milionów lat.Na­stępnie kurczą się nieco, wzrasta jeszcze ich temperatura i zaczyna się przemiana helu w cięższe pierwiastki, takie jak węgiel i tlen.Te procesy nie uwalniają jednak wiele energii, zatem kryzys wkrótce powtarza się, tak jak to opisałem w rozdziale o czarnych dziurach.Co dzieje się następnie, nie jest do końca jasne, ale najprawdopodobniej środkowa część gwiazdy zapada się, tworząc bardzo gęstą gwiazdę neutronową lub czarną dziurę.Zewnętrzne warstwy gwiazdy są nieraz odrzucane w potężnych eksplozjach zwanych wybuchami supernowych; ich jas­ność przekracza jasność wszystkich innych gwiazd w galaktyce.Część ciężkich pierwiastków wytworzonych w końcowych etapach ewolucji gwiazdy zostaje rozproszona w gazie w galaktyce i staje się surowcem do budowy gwiazd następnej generacji.Nasze Słońce zawiera około 2% ciężkich pierwiastków, gdyż jest gwiazdą drugiej lub trzeciej ge­neracji, uformowaną około pięciu miliardów lat temu z chmury gazu zawierającego resztki wcześniejszych supernowych [ Pobierz całość w formacie PDF ]