Wszechświat: zarys, składniki, historia i najważniejsze zagadnienia

Słowo Wszechświat pochodzi od starofrancuskiego słowa Univers, które pochodzi od łacińskiego słowa universum. To łacińskie słowo było używane przez Cycerona i późniejszych autorów łacińskich w wielu tych samych znaczeniach, w jakich używane jest współczesne słowo angielskie.

Inna interpretacja (sposób interpretacji) unvorsum to "wszystko obróciło się jako jedno" lub "wszystko obróciło się o jedno". Odnosi się to do wczesnego greckiego modelu Wszechświata. W modelu tym cała materia znajdowała się w obracających się sferach skupionych wokół Ziemi; według Arystotelesa obrót najbardziej zewnętrznej sfery był odpowiedzialny za ruch i zmiany wszystkiego, co się w niej znajdowało. Dla Greków naturalne było założenie, że Ziemia jest nieruchoma, a niebiosa obracają się wokół Ziemi, ponieważ do udowodnienia, że jest inaczej, potrzebne są staranne pomiary astronomiczne i fizyczne (takie jak wahadło Foucaulta).

Najczęstszym określeniem "Wszechświata" wśród starożytnych greckich filozofów od Pitagorasa wzwyż było το παν (Wszystko), zdefiniowane jako wszelka materia (το ολον) i wszelka przestrzeń (το κενον).

Najszersze znaczenie

Najszersze znaczenie słowne Wszechświata znajdujemy w De divisione naturae średniowiecznego filozofa Johannesa Scotusa Eriugeny, który zdefiniował go po prostu jako wszystko: wszystko, co istnieje i wszystko, co nie istnieje.

Czas nie jest uwzględniony w definicji Eriugeny; tak więc jego definicja obejmuje wszystko, co istnieje, istniało i będzie istnieć, jak również wszystko, co nie istnieje, nigdy nie istniało i nigdy nie będzie istnieć. Ta wszechogarniająca definicja nie została przyjęta przez większość późniejszych filozofów, ale coś podobnego jest w fizyce kwantowej.

Definicja jako rzeczywistość

Zazwyczaj uważa się, że Wszechświat to wszystko, co istnieje, istniało i będzie istnieć. Definicja ta mówi, że Wszechświat składa się z dwóch elementów: przestrzeni i czasu, zwanych razem czasoprzestrzenią lub próżnią, oraz materii i różnych form energii i pędu zajmujących czasoprzestrzeń. Te dwa rodzaje elementów zachowują się zgodnie z prawami fizycznymi, w których opisujemy, jak te elementy oddziałują na siebie.

Podobną definicją terminu Wszechświat jest wszystko, co istnieje w jednym momencie czasu, takim jak teraźniejszość czy początek czasu, jak w zdaniu "Wszechświat miał rozmiar 0".

W książce Fizyka Arystoteles podzielił το παν (wszystko) na trzy z grubsza analogiczne elementy: materię (materiał, z którego zbudowany jest Wszechświat), formę (rozmieszczenie tej materii w przestrzeni) i zmianę (jak materia jest tworzona, niszczona lub zmieniana w swoich właściwościach, i podobnie, jak forma jest zmieniana). Prawa fizyczne były regułami rządzącymi własnościami materii, formą i ich zmianami. Późniejsi filozofowie, tacy jak Lukrecjusz, Awerroes, Awicenna i Baruch Spinoza, zmienili lub udoskonalili te podziały. Na przykład Awerroes i Spinoza mają aktywne zasady rządzące Wszechświatem, które działają na elementy bierne.

Definicje czasoprzestrzeni

Możliwe jest tworzenie przestrzeni-czasów, z których każda istnieje, ale nie jest w stanie dotknąć, poruszyć się lub zmienić (oddziaływać ze sobą). Łatwo to sobie wyobrazić jako grupę oddzielnych baniek mydlanych, w których ludzie żyjący w jednej bańce mydlanej nie mogą wchodzić w interakcje z ludźmi w innych bańkach mydlanych. Zgodnie z powszechną terminologią, każda "bańka mydlana" czasoprzestrzeni jest określana jako wszechświat, podczas gdy nasza konkretna czasoprzestrzeń jest określana jako wszechświat, tak jak nasz księżyc nazywamy księżycem. Cały zbiór tych odrębnych czasoprzestrzeni nazywamy multiwersum. W zasadzie inne, niepołączone ze sobą wszechświaty mogą mieć różne wymiary i topologie czasoprzestrzeni, różne formy materii i energii oraz różne prawa fizyczne i stałe fizyczne, choć takie możliwości to spekulacje.

Obserwowalna rzeczywistość

Zgodnie z jeszcze bardziej restrykcyjną definicją, Wszechświat to wszystko w naszej połączonej czasoprzestrzeni, co mogłoby mieć szansę na interakcję z nami i vice versa.

Zgodnie z ogólną ideą względności, niektóre regiony przestrzeni mogą nigdy nie oddziaływać z naszymi nawet w czasie istnienia Wszechświata, ze względu na skończoną prędkość światła i ciągłe rozszerzanie się przestrzeni. Na przykład, wiadomości radiowe wysyłane z Ziemi mogą nigdy nie dotrzeć do niektórych regionów przestrzeni, nawet jeśli Wszechświat istniałby wiecznie; przestrzeń może rozszerzać się szybciej niż światło może ją przemierzać.

Warto podkreślić, że te odległe regiony przestrzeni są uważane za istniejące i będące częścią rzeczywistości tak samo jak my, ale nigdy nie możemy z nimi oddziaływać, nawet w zasadzie. Przestrzenny region, w którym możemy oddziaływać i być oddziaływani, nazywamy obserwowalnym wszechświatem.

Ściśle mówiąc, obserwowalny wszechświat zależy od lokalizacji obserwatora. Podróżując, obserwator może wejść w kontakt z większym obszarem czasoprzestrzeni niż obserwator, który pozostaje w miejscu, tak więc obserwowalny wszechświat dla tego pierwszego jest większy niż dla tego drugiego. Niemniej jednak, nawet najbardziej szybki podróżnik może nie być w stanie wejść w interakcję z całą przestrzenią. Zazwyczaj "obserwowalny wszechświat" oznacza wszechświat widziany z naszego punktu widzenia w Galaktyce Drogi Mlecznej.

Wszechświat jest ogromny i prawdopodobnie nieskończony pod względem objętości. Materia, którą można zobaczyć, rozciąga się na przestrzeni co najmniej 93 miliardów lat świetlnych. Dla porównania, średnica typowej galaktyki wynosi zaledwie 30 000 lat świetlnych, a typowa odległość między dwiema sąsiednimi galaktykami to zaledwie 3 miliony lat świetlnych. Przykładowo, nasza Galaktyka Drogi Mlecznej ma średnicę około 100 000 lat świetlnych, a najbliższa siostrzana galaktyka, Galaktyka Andromedy, znajduje się w odległości około 2,5 miliona lat świetlnych. Obserwowalny Wszechświat zawiera ponad 2 biliony (¹⁰¹²) galaktyk i szacunkowo aż 1×1024 gwiazd (więcej gwiazd niż wszystkich ziaren piasku na Ziemi).

Typowe galaktyki obejmują zakres od galaktyk karłowatych z zaledwie dziesięcioma milionami (¹⁰⁷) gwiazd do gigantów z jednym bilionem (^{1012) gwiazd, z} których wszystkie krążą wokół środka masy galaktyki. Tak więc, bardzo zgrubne oszacowanie na podstawie tych liczb sugerowałoby, że w obserwowalnym wszechświecie znajduje się około jednego sekstyliona (1021) gwiazd; chociaż badania przeprowadzone w 2003 r. przez astronomów z Australian National University dały wynik 70 sekstylionów (7 x 1022).

Materia, którą można zaobserwować, jest rozproszona po całym wszechświecie, jeśli uśrednimy ją na odległościach większych niż 300 milionów lat świetlnych. Jednak w mniejszych skalach długości obserwuje się formowanie materii w "kępy", wiele atomów jest skondensowanych w gwiazdy, większość gwiazd w galaktyki, większość galaktyk w grupy galaktyk i gromady, a wreszcie w struktury o największej skali, takie jak Wielki Mur galaktyk.

Obecna ogólna gęstość Wszechświata jest bardzo niska, około 9,9 × 10-30 gramów na centymetr sześcienny. Wydaje się, że ta masa-energia składa się w 73% z ciemnej energii, w 23% z zimnej ciemnej materii i w 4% ze zwykłej materii. Gęstość atomów wynosi około jednego atomu wodoru na każde cztery metry sześcienne objętości. Właściwości ciemnej energii i ciemnej materii nie są znane. Ciemna materia spowalnia ekspansję Wszechświata. Ciemna energia sprawia, że jego ekspansja jest szybsza.

Wszechświat jest stary i zmienia się. Najlepszym dobrym przypuszczeniem dotyczącym wieku Wszechświata jest 13,798±0,037 miliarda lat, na podstawie tego, co zaobserwowano w kosmicznym mikrofalowym promieniowaniu tła. Niezależne szacunki (oparte na pomiarach takich jak datowanie radioaktywne) zgadzają się, choć są mniej precyzyjne, wahając się od 11-20 miliardów lat do 13-15 miliardów lat.

Wszechświat nie był taki sam przez cały czas w swojej historii. To powiększanie się tłumaczy, dlaczego ludzie na Ziemi mogą widzieć światło z galaktyki odległej o 30 miliardów lat świetlnych, nawet jeśli światło to podróżowało tylko 13 miliardów lat; sama przestrzeń między nimi powiększyła się. Ta ekspansja jest zgodna z obserwacją, że światło z odległych galaktyk zostało przesunięte ku czerwieni; emitowane fotony zostały rozciągnięte na dłuższe fale i niższą częstotliwość podczas swojej podróży. Na podstawie badań nad supernowymi typu Ia i innych danych można stwierdzić, że tempo tej ekspansji przestrzennej jest coraz szybsze.

Względne ilości różnych pierwiastków chemicznych - zwłaszcza najlżejszych atomów, takich jak wodór, deuter i hel - wydają się być identyczne w całym wszechświecie i w całej znanej nam jego historii. Wszechświat wydaje się mieć o wiele więcej materii niż antymaterii. Wydaje się, że Wszechświat nie posiada ładunku elektrycznego netto. Grawitacja jest dominującym oddziaływaniem w odległościach kosmologicznych. Wydaje się, że Wszechświat nie posiada również pędu netto ani momentu pędu. Brak ładunku netto i pędu jest oczekiwany, jeśli Wszechświat jest skończony.

Wszechświat wydaje się mieć gładką czasoprzestrzeń, składającą się z trzech wymiarów przestrzennych i jednego wymiaru czasowego (temporalnego). Przeciętnie, przestrzeń jest bardzo prawie płaska (bliska zerowej krzywizny), co oznacza, że geometria euklidesowa jest eksperymentalnie prawdziwa z dużą dokładnością w większości Wszechświata. Jednakże, Wszechświat może mieć więcej wymiarów, a jego czasoprzestrzeń może mieć wielokrotnie połączoną globalną topologię.

We Wszechświecie obowiązują te same prawa fizyczne i stałe fizyczne. Zgodnie z obowiązującym Standardowym Modelem fizyki, cała materia składa się z trzech generacji leptonów i kwarków, z których oba są fermionami. Te elementarne cząstki oddziałują ze sobą za pomocą co najwyżej trzech podstawowych oddziaływań: oddziaływania elektrosłabego, które obejmuje elektromagnetyzm i słabą siłę jądrową; silnej siły jądrowej opisanej przez chromodynamikę kwantową; oraz grawitacji, która obecnie jest najlepiej opisana przez ogólną teorię względności.

Szczególna względność obowiązuje w całym wszechświecie w lokalnej przestrzeni i czasie. W przeciwnym razie obowiązuje ogólna teoria względności. Nie ma wyjaśnienia dla szczególnych wartości, jakie stałe fizyczne wydają się mieć w całym naszym Wszechświecie, takich jak stała Plancka h czy stała grawitacyjna G. Zidentyfikowano kilka praw zachowania, takich jak zachowanie ładunku, zachowanie pędu, zachowanie pędu kątowego i zachowanie energii.

Ogólna teoria względności

Dokładne przewidywania przeszłości i przyszłości wszechświata wymagają dokładnej teorii grawitacji. Najlepszą dostępną teorią jest ogólna teoria względności Alberta Einsteina, która jak dotąd przeszła wszystkie testy doświadczalne. Jednakże, ponieważ rygorystyczne eksperymenty nie zostały przeprowadzone na kosmologicznych skalach długości, ogólna teoria względności może być niedokładna. Niemniej jednak jej przewidywania wydają się być zgodne z obserwacjami, więc nie ma powodu, aby przyjąć inną teorię.

Ogólna teoria względności przewiduje zestaw dziesięciu nieliniowych równań różniczkowych cząstkowych dla metryki czasoprzestrzeni (równania pola Einsteina), które muszą być rozwiązane na podstawie rozkładu masy, energii i pędu w całym wszechświecie. Ponieważ nie są one dokładnie znane, modele kosmologiczne opierają się na zasadzie kosmologicznej, która mówi, że wszechświat jest jednorodny i izotropowy. W efekcie zasada ta stwierdza, że oddziaływania grawitacyjne różnych galaktyk tworzących wszechświat są równoważne oddziaływaniom drobnego pyłu rozmieszczonego równomiernie w całym wszechświecie o tej samej średniej gęstości. Założenie o jednorodnym pyle ułatwia rozwiązywanie równań pola Einsteina i przewidywanie przeszłości i przyszłości wszechświata w kosmologicznych skalach czasowych.

Równania pola Einsteina zawierają stałą kosmologiczną (Lamda: Λ), która jest związana z gęstością energii pustej przestrzeni. W zależności od jej znaku, stała kosmologiczna może albo spowalniać (ujemne Λ) albo przyspieszać (dodatnie Λ) ekspansję wszechświata. Chociaż wielu naukowców, w tym Einstein, spekulowało, że Λ wynosi zero, ostatnie obserwacje astronomiczne supernowych typu Ia wykryły dużą ilość ciemnej energii, która przyspiesza ekspansję wszechświata. Wstępne badania sugerują, że ta ciemna energia jest związana z dodatnim Λ, choć nie można jeszcze wykluczyć alternatywnych teorii.

Model Wielkiego Wybuchu

Dominujący model Wielkiego Wybuchu wyjaśnia wiele z opisanych powyżej obserwacji eksperymentalnych, takich jak korelacja odległości i przesunięcia ku czerwieni galaktyk, uniwersalny stosunek atomów wodoru do helu oraz wszechobecne, izotropowe mikrofalowe promieniowanie tła. Jak zauważono powyżej, przesunięcie ku czerwieni wynika z metrycznego rozszerzania się przestrzeni; w miarę jak przestrzeń sama w sobie się rozszerza, długość fali fotonu podróżującego przez przestrzeń również wzrasta, zmniejszając jego energię. Im dłużej foton podróżuje, tym większą ekspansję przeszedł; dlatego też starsze fotony z bardziej odległych galaktyk są najbardziej przesunięte ku czerwieni. Wyznaczenie korelacji pomiędzy odległością a przesunięciem ku czerwieni jest ważnym problemem w eksperymentalnej kosmologii fizycznej.

Inne obserwacje doświadczalne można wyjaśnić, łącząc ogólne rozszerzanie się przestrzeni z fizyką jądrową i atomową. W miarę rozszerzania się wszechświata gęstość energii promieniowania elektromagnetycznego maleje szybciej niż gęstość energii materii, ponieważ energia fotonu maleje wraz z długością jego fali. Tak więc, chociaż gęstość energii we wszechświecie jest obecnie zdominowana przez materię, kiedyś była zdominowana przez promieniowanie; mówiąc poetycko, wszystko było światłem. W miarę rozszerzania się wszechświata gęstość jego energii malała i stawał się on chłodniejszy; w miarę jak to następowało, elementarne cząstki materii mogły stabilnie łączyć się w coraz większe kombinacje. W ten sposób, we wczesnej części ery zdominowanej przez materię, powstały stabilne protony i neutrony, które następnie połączyły się w jądra atomowe. Na tym etapie materia we wszechświecie była głównie gorącą, gęstą plazmą ujemnych elektronów, neutralnych neutrin i dodatnich jąder. Reakcje jądrowe pomiędzy jądrami doprowadziły do powstania obecnych ilości lżejszych jąder, w szczególności wodoru, deuteru i helu. W końcu elektrony i jądra połączyły się, tworząc stabilne atomy, które są przezroczyste dla większości długości fal promieniowania; w tym momencie promieniowanie oddzieliło się od materii, tworząc wszechobecne, izotropowe tło promieniowania mikrofalowego, które obserwujemy dzisiaj.

Inne obserwacje nie znajdują jednoznacznej odpowiedzi w znanej fizyce. Zgodnie z dominującą teorią, niewielka nierównowaga materii nad antymaterią była obecna w momencie powstania wszechświata, lub powstała bardzo krótko po nim. Chociaż materia i antymateria w większości anihilowały się nawzajem, produkując fotony, niewielka pozostałość materii przetrwała, dając obecny wszechświat zdominowany przez materię.

Kilka linii dowodowych sugeruje również, że gwałtowna kosmiczna inflacja Wszechświata miała miejsce bardzo wcześnie w jego historii (około 10-35 sekund po jego powstaniu). Ostatnie obserwacje sugerują również, że stała kosmologiczna (Λ) nie jest równa zeru, i że zawartość masy-energii netto we wszechświecie jest zdominowana przez ciemną energię i ciemną materię, które nie zostały naukowo scharakteryzowane. Różnią się one w swoich efektach grawitacyjnych. Ciemna materia grawituje tak jak zwykła materia, a więc spowalnia rozszerzanie się wszechświata; dla kontrastu, ciemna energia służy do przyspieszania rozszerzania się wszechświata.

Niektórzy ludzie uważają, że istnieje więcej niż jeden wszechświat. Sądzą, że istnieje zbiór wszechświatów zwany multiwersum. Z definicji nie ma sposobu, aby cokolwiek w jednym wszechświecie mogło wpłynąć na coś w innym. Multiwersum nie jest jeszcze ideą naukową, poniewa" nie ma sposobu, aby ją przetestować. Idea, której nie da się przetestować lub która nie jest oparta na logice, nie jest nauką. Zatem nie wiadomo, czy multiwersum jest ideą naukową.

Przyszłość wszechświata jest tajemnicą. Istnieje jednak kilka teorii opartych na możliwych kształtach wszechświata:

• Jeśli wszechświat jest zamkniętą kulą, to przestanie się rozszerzać. Wszechświat zrobi coś przeciwnego i stanie się osobliwością dla kolejnego Wielkiego Wybuchu.
• Jeśli wszechświat jest otwartą kulą, przyspieszy to ekspansję. Po 22 000 000 000 000 (22 miliardach) lat, wszechświat rozerwie się z siłą.
• Jeśli wszechświat jest płaski, będzie się rozszerzał w nieskończoność. Wszystkie gwiazdy stracą na to swoją energię i staną się gwiazdami karłowatymi. Po upływie googol roku, czarne dziury również znikną.