Login lub e-mail Hasło   

14. Szacujemy masę Wszechświata

Szacowanie masy Wszechświata? Czy to ma jakiś sens? Jednak ma, w dodatku prowadzi do ciekawych i zaskakujacych ustaleń, o czym przekonacie się w dalszych rozdziałach tego cyklu.
Wyświetlenia: 1.315 Zamieszczono 10/06/2011

1

Szacujemy masę Wszechświata.

 

     Nie jest trudno to zrobić w odniesieniu do obiektów obserwowalnych. Masa kuli ziemskiej równa jest 6*10^24kg, masa Słońca jest 333000 razy większa od masy Ziemi, czyli równa jest około 2*10^30kg. Masę przeciętnej galaktyki szacuje się na sto miliardów mas słonecznych, a liczbę łączną galaktyk szacuje się identycznie. Ostatecznie masę świecących obiektów Wszechświata oszacować można na 2*10^52kg. Oszacowanie przeprowadzić możemy też w inny sposób. Otóż obserwacyjne zliczenia galaktyk dają ich uśrednione zagęszczenie. Okazuje się, że średnio jedna galaktyka przypada na 1Mps (megaparsek)* sześcienny. Jeśli przyjmiemy, że najdalsze obiekty świecące znajdują się w odległości 15 miliardów lat świetlnych, przyjmując, że Wszechświat stanowi kulę o tym promieniu, otrzymujemy łączną jego masę, równą: 8,2*10^52kg. Wynik ten nieźle zgadza się z poprzednim oszacowaniem (ten sam rząd wielkości).

Można nawet „wyjaśnić”, że jest większa, gdyż uwzględnia masę materii, która jeszcze nie świeci gwiazdami, materii zbyt na to młodej, materii zalegającej gdzieś w pobliżu horyzontu. „O naiwności! To przecież przypadek”.

    W naszym wstępnym oszacowaniu braliśmy pod uwagę jedynie obiekty świecące, manifestujące swą obecność emisją promieniowania, w szczególności światła. Należałoby wziąć też pod uwagę masę materii zalegającej w pobliżu horyzontu (jak wyżej wspomniałem kursywą), materii zbyt młodej, by mogła już świecić światłem gwiazd. Z badań wiarygodnych wynika, że materia świecąca pierwszych protogalaktyk pojawiła się około półtora miliarda lat** po Wielkim Wybuchu. Czas ten stanowi około 10% dzisiejszego wieku Wszechświata. Można przypuszczać więc, że masa jego niedostrzegalnej części stanowi dość istotny składnik masy łącznej (rzędu 10%).

    Najprawdopodobniej istnieje też materia nie świecąca, tak w galaktykach, jak i w rozległych obszarach międzygalaktycznych. Jej masa nawet przewyższa masę materii świecącej. Według dzisiejszych oszacowań nawet pięciokrotnie. O istnieniu tej ciemnej materii świadczyłyby dane obserwacyjne. Już w latach trzydziestych ub. wieku zauważono „nadmiernie” szybkie ruchy galaktyk w gromadach, jakie tworzą (gromada w Warkoczu Bereniki – Fritz Zwicky; gromada w Pannie – Sinclair Smith), a mimo to nie widać, aby gromady te rozpadały się. Widocznie masa łączna gromady jest znacznie większa. Zauważono też, że rotacja licznych galaktyk jest zbyt szybka, by spora liczba gwiazd tworzących je, mogła stanowić układ stabilny. Wniosek: rzeczywista masa galaktyk jest znacznie większa, większa dzięki masie ciemnej materii. O istnieniu ciemnej materii, tym razem w przestrzeniach międzygalaktycznych, świadczyłyby też intensywne ruchy własne galaktyk nie uzasadnione niczym innym, a także wynik analizy ilościowej efektu soczewkowania grawitacyjnego, zaobserwowany podczas badania odległych gromad galaktyk. Na możliwość istnienia ciemnej materii zwróciłem uwagę już wcześniej. Można oczekiwać, że ciemna materia w przestrzeniach międzygalaktycznych, a także w samych galaktykach, stanowi relikt wczesnego stadium wybuchu, jeszcze zanim pojawiła się materia dzisiejsza wraz z oddziaływaniami elektrosłabymi i silnymi, które ją ukształtowały. Tam, w materii tej, nie utworzyły się atomy, pozostały być może układy i cząstki nam nie znane, nie mogące świecić nawet jeśli skupiają się w twory zagęszczone, wypełniające i otaczające obiekty widoczne. Być może właśnie fraktale ciemnej materii skupiały wokół siebie materię, która dała początek najpierw gwiazdom (wodór, hel i lit), a potem, w większej skali, galaktykom. Być może właśnie ciemna materia przyczyniła się do fragmentacji materii (w pierwszym miliardzie lat po Wybuchu), co pociągnęło za sobą utworzenie się gromad galaktyk, a także dzielących je obszarów międzygalaktycznej „pustki”. Przykładem takiej „pustki” jest Wielki Atraktor, być może wypełniony ciemną materią. Prawdopodobnie z tego powodu przyciąga do siebie liczne galaktyki (nasza podąża ku niemu z prędkością około 600km/s). To jedna z opcji. Inną opcją byłoby przyjęcie, że Wielki Atraktor jest w rzeczywistości pusty, a galaktyki „przyciąga”, a właściwie ściąga ku niemu różnica ciśnień. Czy tak, czy inaczej, w kontekście naszych rozważań jest to sprawa marginalna. Aktualalnie, choć uznaje się istnienie ciemnej materii za niewątpliwy fakt przyrodniczy, jej cechy strukturalne, nawet jej materialna istota, to zagadka na przyszłość. Wskazówkę co do charakteru tej reliktowej materii dać może treść mojej książki (tej drugiej z wymienionych), koncentrującej się między innymi na opisie struktury materii w skali skrajnych małości.

     Często mówi się też o istotnym wkładzie masy neutrin do łącznej masy Wszechświata. Całkiem możliwe. Wyrazem tego sądu jest esej „O cząstce neutrino inaczej” (stanowiący suplement do drugiej książki z wymienionych we Wstępie). W duchu tej publikacji neutrinowa osnowa przestrzeni mogłaby stanowić ewentualnie o istnieniu tak zwanej ciemnej energii, o której źródle nikt nie wie, być może poza neutrinami (jeszcze będzie o tym mowa, choć tym tropem raczej nie pójdziemy).

     Uwzględniając obecność ciemnej materii o masie pięciokrotnie większej, niż masa materii świecącej i bazując na naszym wstępnym oszacowaniu, możemy przyjąć, że masa Wszechświata wynosi 10^53kg. Wielkość ta w zasadzie akceptowalna jest przez znaczną część astronomów (nawet jeśli zajmowanie się nią, ich zdaniem, mija się z celem). Chodzi oczywiście o rząd wielkości, a nie o liczbę sprecyzowaną. Czy to masa całego Wszechświata, czy też jego części widocznej? Raczej to pierwsze.

     Dla osób obeznanych z tematem oszacowanie to trąci naiwnością. Profesjonalnie podchodzi się do sprawy inaczej. Przede wszystkim szacuje się wartość parametru gęstości Ω, będącego stosunkiem gęstości rzeczywistej Wszechświata do gęstości krytycznej...

Podejście to pozwala uniknąć w rozważaniach ogólnych, zajmowania się masą Wszechświata, stanowiącą konkretną liczbę. Filozoficznie to spory kłopot. W przeciwieństwie do tego parametr gęstości, jako wielkość intensywna, nie wnika w to, czy Wszechświat jest skończony, bądź nieskończony, nie wnika w jego zewnętrzne parametry. [Otóż to. Pojawia się więc niejednoznaczność, powiedziałbym "nieoznaczoność", która wcale nie przybliża, wręcz oddala od jednoznaczności obiektywnego bytu przyrodniczego, którym jest Wszechświat.] To dobry patent, ale coś przez to (fenomenologiczne podejście) jest tracone. My zajmować się będziemy zatem masą, nie koniecznie z naiwności i nie tylko obligowani przez względy pedagogiczne. Podejście to uzasadniają wnioski, do których dzięki temu dojdziemy. Kontynuujmy.

 ...W tym celu bazuje się na danych obserwacyjnych, szczególnie na ocenie zawartości deuteru w przestrzeni kosmicznej. Na podstawie tych danych ocenia się, że wkład materii świecącej stanowi ok. 5%. To zaskakująco mało, gdyż dane obserwacyjne wskazują na to, że parametr gęstości ma wartość zbliżoną (może nawet równą) do jedności (100%). Co z resztą? Resztę stanowić ma, zdaniem uczonych (aktualne na dziś): ciemna materia (25% - tylko???) i  ekwiwalent wspomnianej wyżej tak zwanej ciemnej energii, którą w einsteinowskich równaniach pola wyrażać ma stała kosmologiczna, wprowadzona (i odrzucona) przez Einsteina, a dziś reaktywowana (aż 70%). Bogiem a prawdą, dane te nie bardzo pasują do naszego ustalenia. Należy więc to ustalenie odrzucić. Zanim jednak to zrobimy...

 

*) Megaparsek to milion parseków. 1 parsek równy jest 3,26 lat świetlnych

**) Zgodnie z przypuszczeniami sygnalizowanymi w literaturze przedmiotu, już po 200 milionach lat. Mowa tu o gwiazdach powstałych z fluktuacji gęstości w bardzo ograniczonej skali, jeszcze zanim wyodrębniły się układy mające przekształcić się w galaktyki – obiekty, które możemy zobaczyć. Powinny to być gwiazdy o skrajnie niskiej zawartości metali (pierwiastków cięższych, niż lit). Zdecydowana ich większość, z tych, które do dziś przetrwały, to gwiazdy z całą pewnością zaawansowane pod względem ewolucyjnym. Zauważmy, że w tych odległych czasach koncentracja materii  była bardzo duża. Powstawało więc wiele gwiazd. Podana w tekście liczba 1,5 miliarda lat dotyczy obiektów pregalaktycznych, których dostrzeżenie jest możliwe za pomocą środków, jakimi dziś dysponujemy. Chodzi przede wszystkim o kwazary, widoczne dzięki bardzo intensywnym przemianom energetycznym, zachodzącym w nich.

Podobne artykuły


10
komentarze: 173 | wyświetlenia: 1060
8
komentarze: 0 | wyświetlenia: 1000
7
komentarze: 30 | wyświetlenia: 881
7
komentarze: 13 | wyświetlenia: 448
6
komentarze: 2 | wyświetlenia: 977
6
komentarze: 81 | wyświetlenia: 1575
6
komentarze: 22 | wyświetlenia: 507
124
komentarze: 52 | wyświetlenia: 142778
119
komentarze: 23 | wyświetlenia: 244970
91
komentarze: 20 | wyświetlenia: 114060
90
komentarze: 29 | wyświetlenia: 122841
 
Autor
Artykuł

Powiązane tematy






Brak wiadomości


Dodaj swoją opinię
W trosce o jakość komentarzy wymagamy od użytkowników, aby zalogowali się przed dodaniem komentarza. Jeżeli nie posiadasz jeszcze swojego konta, zarejestruj się. To tylko chwila, a uzyskasz dostęp do dodatkowych możliwości!
 

© 2005-2018 grupa EIOBA. Wrocław, Polska