Teorie o budowie wszechświata

Pierwotne koncepcje dotyczące budowy wszechświata czyniły z Ziemi jego środek. Zwolennicy teorii geocentrycznej uważali, bowiem, że wszechświat jest homocentryczny, czyli że ludzkość zajmuje w nim centralne miejsce.
W starożytności ludzie wierzyli, że Ziemia i jej mieszkańcy zostali wyróżnieni (przez naturę lub siłę wyższą)i otrzymali przywilej bycia centrum statycznego i skończonego wszechświata. Przypisując sobie miejsce nadrzędne, uznali, że wszystkie ciała niebieskie Słońce , Księżyc planety i gwiazdy , krążą wokół Ziemi . Dlatego przez wiele wieków głównym tematem dociekań astronomicznych był okołoziemski, a dopiero po rewolucji kopernikańskiej – okołosłoneczny ruch planet i gwiazd.
Twórcą najważniejszej teorii geocentrycznej był aleksandryjczyk Klaudiusz Ptolemeusz. Jego teorię uważa się za ukoronowanie i podsumowanie dorobku astronomii antycznej. Ptolemeusz oparł się przy konstruowaniu swoich nauk na pracach Hippracha uważanego ze największego astronoma starożytności. Hipprach, choć gorący zwolennik geocentryzmu, odrzucił teorię sfer homocentrycznych (krążących wokół Ziemi), ponieważ była ona niezgodna z odkrytymi przez niego nieregularnościami ruchu ciał niebieskich. Nie chcąc zaprzeczyć centralnemu miejscu Ziemi, stworzył nową teorię budowy wszechświata, zwaną teorią epicykli i deferentów. Jej podstawę stanowiło nakładanie się dwóch i większej liczby jednostajnych ruchów kołowych tak, by środek jednego obracającego się koła poruszał się po obwodzie koła drugiego. Dobranie odpowiedniej liczby kół oraz kierunków i prędkości ich obrotu pozwalało na otrzymanie wielu złożonych ruchów . Najprostszym takim układem jest kombinacja dwóch kół obracających się w tym samym kierunku. Koło większe nazywa się deferentem, a mniejsze – epicyklem. Ziemia znajduje się w środku deferentu, a ten z kolei takim samym ruchem obraca się dokoła nieruchomego globu ziemskiego.
Naukę Hippracha rozszerzył Ptolemeusz. Wierzył on, że niebo to ogromna kula obracająca się jednostajnie wokół własnej osi stałej w ciągu 24 godzin. Ziemia znajduje się w jej środku i jest kulą nieruchomą. Ptolemeusz nie uznawał nawet ruchu obrotowego Ziemi. Najbliżej Ziemi krążył księżyc dalej znajdowały się Merkury i Wenus. Jeszcze dalej przebiegała droga słońca. Za obszarem zajętym przez planety pozostawała obracająca się sfera gwiazd stałych.
Na początku ery nowożytnej astronomia nie rozwijała się tak szybko jak w starożytności. Istotny wpływ na naukę miał kościół, który twierdził, że wiedza nie jest potrzebna człowiekowi, służy, bowiem życiu doczesnemu, a nie zdobyciu wiecznej szczęśliwości w niebie. Głoszono poglądy cofające astronomię wiele stuleci wstecz np., Lucius Coecilius Firmianus Lactantius wyśmiał twierdzenie o kulistości Ziemi dowodził, że jest ona płaska, a aleksandryjski mnich Kosmas Indikopleustes na podstawie informacji zawartych w Biblii uznał, że wszechświat to gigantyczna skrzynia, na której dnie leży płaska Ziemia. Sytuacja poprawia się w XII wieku, kiedy chrześcijaństwo zainteresowało się pośrednictwem arabskich uczonych dokonaniami nauki antycznej. W następnym stuleciu dominikanin Albert Wielki i jego uczeń Tomasz z Akwinu dostosowali filozofię arystotelesowską do wymagań nauki chrześcijańskiej. Kościół uznał arystotelesowski podział wszechświata na dwie odmienne części (ziemską i niebieską), odrzucił jednak teorię sfer homocentrycznych, ponieważ teoria epicykli i deferentów Ptolemeusza lepiej tłumaczyła ruchy planet na niebie.
W XIII i XIV wieku teorią ruchu planet zainteresowali się astronomowie arabscy . Ich celem było nadanie nauce Ptolemeusza większej dokładności. Do szczytowych osiągnięć nauki arabskiej należy teoria Ibn asz-Szatira, astronoma z Damaszku , który zaproponował niemal taką samą konstrukcję , jaką posłużył się później Mikołaj Kopernik w teorii heliocentrycznej . W konstrukcji tej ruch planety odbywał się ruchem jednostajnym, a dodatkowy epicykl tłumaczył okresowe odchylenia z równym powodzeniem, z jakim czynił to ekwant Ptolemeusza .
Wraz z początkiem odrodzenia, którego charakterystyczną cechą było wyzwolenie ludzkiej myśli z religijnych zabobonów, pojawiły się głosy , że teoria Ptolemeusza ma braki . Wykazali je Georg Peurbach i Johannes Muller . Jednak rola tego który „wstrzymał Słońce, ruszył Ziemię,” przypadła polskiemu uczonemu Mikołajowi Kopernikowi (1473-1543) . Układ heliocentryczny Kopernika wywodzi się z założenia , że środek wszechświata stanowi nie Ziemia , ale największe ciało niebieskie- Słońce . Dookoła niego krążą planety w jednym i tym samym kierunku , wśród nich również Ziemia obracająca się w ciągu doby wokół swojej osi i wykonująca roczny obrót wokół Słońca. Oś obrotu Ziemi nie jest stale skierowana w ten sam punkt sfery niebieskiej , ale wolno zatacza w przestrzeni niewielki krąg . Pociąga to za sobą zmianę położenia biegunów niebieskich oraz przesuwanie się punktów równonocy wiosennej i jesiennej .
W 1609 r. Galileusz zbudował lunetę i pierwszy zastosował ją do obserwacji astronomicznych, co znacznie przyspieszyło rozwój astronomii. Przełomowym momentem dla kosmologii i całej współczesnej nauki było odkrycie przez I. Newtona praw ruchu ciał. W swoim słynnym dziele Philosophiae naturalis principia mathematica, opublikowanym w 1687 r., Newton nie tylko sformułował prawa ruchu i prawo powszechnego ciążenia, ale też rozwiązał równania ruchu planet. Po raz pierwszy okazało się, że ciała niebieskie także podlegają prawom fizyki.

Coraz większe i lepsze lunety pozwoliły astronomom penetrować coraz dalsze obszary Wszechświata. Galileusz odkrył, że Droga Mleczna (Galaktyka) jasny pas na niebie jest złożona z gwiazd. Zaczęto zastanawiać się nad rozmiarami i strukturą Drogi Mlecznej. Metodą zliczania gwiazd w różnych obszarach sfery niebieskiej F.W. Herschel w 1785 r. stwierdził, że Droga Mleczna jest spłaszczoną, podobną do dysku koncentracją gwiazd, a Słońce znajduje się w przybliżeniu w jej środku.
Nadal nie znano sposobu na wyznaczanie odległości do gwiazd. Już Kopernik zdawał sobie sprawę z faktu, że gwiazdy znajdują się bardzo daleko, gdyż nie mógł zaobserwować pozornego ruchu gwiazd bliższych względem tła gwiazd dalszych, spowodowanego ruchem Ziemi wokół Słońca. Paralaksy gwiazd zmierzono dopiero w końcu lat 30. XIX w. Okazało się, że odległości gwiazd od Ziemi są tak duże, że trzeba było wprowadzić nową jednostkę odległości parsek (pc). Bardziej intuicyjną astronomiczną jednostką odległości jest rok świetlny (w skrócie ly, od angielskiego light year), czyli odległość, jaką przebywa światło w próżni w ciągu jednego roku.
Najbliższy Ziemi obiekt astronomiczny, Księżyc, jest odległy od niej o 1,3 s świetlnej, Słońce o 500 s świetlnych, zaś najbliższa gwiazda o ok. 4 ly! Korzystając z tej astronomicznej skali odległości szacuje się, że średnica dysku Galaktyki wynosi ok. 160 tys. ly, a jego grubość ok. 1000 ly. Obecnie wiadomo, że Słońce znajduje się ok. 27 tys. ly od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył zawarte w dysku galaktycznym obracają się względem centrum Galaktyki. Analizując ruchy gwiazd w dysku galaktycznym stwierdzono, że masa dysku Galaktyki wynosi ok. 6 1010 mas Słońca.

Kolejny wielki przełom w obserwacjach astronomicznych nastąpił na początku lat 60. XIX w., gdy do badań astronomicznych wykorzystano odkrytą właśnie przez R.W. Bunsena i S.G.R. Kirchhoffa analizę spektralną. Badania widm gwiazd pozwoliły na wyznaczenie nie tylko składu chemicznego górnych warstw atmosfer gwiazd (z badań tych wynika, że gwiazdy są zbudowane gł. z wodoru (ok. 75% w stosunku wagowym), i helu (blisko 25%), z małą domieszką innych, cięższych pierwiastków), ale również ich temperatury oraz pośrednio na oszacowanie ciśnienia, gęstości i natężenia pola grawitacyjnego. Zastosowanie analizy spektralnej do badań astronomicznych umożliwiło wprowadzenie spektralnej klasyfikacji gwiazd, doprowadziło też do wydzielenia grupy gwiazd podwójnych (spektroskopowych) i skłoniło do zastanowienia się nad ewolucją gwiazd.

Na początku XX w. istniały już dostatecznie duże teleskopy, by można było badać naturę mgławic spiralnych. W 1912 r. V.M. Slipher, uzyskawszy widma kilku mgławic, stwierdził, że ich linie widmowe są najczęściej przesunięte ku czerwonej stronie widma (zjawisko Dopplera). Z wielkości tych przesunięć Slipher otrzymywał prędkości sięgające 1000 km/s, niespotykane u gwiazd. Jednocześnie pojawiło się pytanie, czy mgławice spiralne są częścią Galaktyki, czy też są obiektami pozagalaktycznymi.

W 1923 r. E.P. Hubble zauważył, że Wielka Mgławica w Andromedzie składa się z gwiazd, po czym wypatrzył gwiazdy w kilku innych mgławicach. W 1924 r. wśród gwiazd w mgławicy Andromedy Hubble znalazł cefeidy. Cefeidy są gwiazdami zmiennymi o periodycznie zmieniającej się jasności. Stwierdzono, że dla cefeid okres zmian jasności zależy od ich jasności absolutnej, co umożliwia wyznaczanie ich odległości. Gdy Hubble zastosował tę metodę do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie okazało się, że znajduje się ona w odległości ok. 2 mln ly, a więc daleko poza granicami Galaktyki. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk.
Z materiału obserwacyjnego, podzielił galaktyki na eliptyczne, spiralne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Liczba galaktyk, do których wyznaczono odległości, powoli wzrastała. W 1928 r. Hubble zauważył, że galaktyki oddalają się z prędkościami proporcjonalnymi do ich odległości. Zależność ta, znana obecnie jako prawo Hubble`a, stanowi podstawę współczesnej kosmologii. Odkrył on zatem, że Wszechświat jako całość nie jest układem statycznym, ale podlega zmianom, obecnie Wszechświat się rozszerza. Współczynnik proporcjonalności występujący w prawie Hubble`a jest zwany stałą Hubble`a. Z pomiarów wynika, że stała Hubble`a wynosi (20 ą 3) km/s na mln ly, a więc galaktyka, która znajduje się w odległości 100 mln ly, oddala się od nas z prędkością ok. 2000 km/s.
Równocześnie z obserwacjami rozwijała się teoretyczna baza kosmologii. W 1917 r. A. Einstein sformułował ogólną teorię względności, która zastąpiła prawo powszechnego ciążenia Newtona. W ogólnej teorii względności geometryczne własności czasoprzestrzeni są powiązane z rozkładem materii. Jako pierwszy Einstein zastosował ogólną teorię względności do stworzenia nowego modelu kosmologicznego. Przejął on od astronomów panujące wówczas przekonanie, że Droga Mleczna jest jedyną galaktyką i że poza jej granicami jest jedynie pusta, statyczna przestrzeń. Gdy się okazało, że równania ogólnej teorii względności nie dopuszczają takiej możliwości, zmodyfikował je, dodając tzw. stałą kosmologiczną.

W 1921 r. A. Friedman wykazał, że zgodnie z równaniami ogólnej teorii względności Wszechświat, wypełniony materią w taki sposób, iż żaden punkt ani żaden kierunek nie jest wyróżniony, nie może być statyczny. Po odkryciu zjawiska rozszerzania się Wszechświata G. Lematre udowodnił, że prawo Hubble`a w naturalny sposób wynika z modelu Friedmana. Rozważania Friedmana pozwalały wysnuć wniosek, że Wszechświat miał początek. Jest to naturalną konsekwencją rozszerzania się Wszechświata. Cofając się bowiem w czasie, dochodzi się w końcu do momentu, kiedy gęstość materii staje się nieskończona; tego początkowego stanu Wszechświata zw. stanem osobliwym nie można już opisać równaniami ogólnej teorii względności. Model Friedmana przewiduje też przyszłość Wszechświata. Istnieją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a średnia gęstość materii będzie wówczas dążyła do zera, albo rozszerzy się do pewnych maksymalnych rozmiarów, po czym zacznie się kurczyć i po odpowiednio długim, ale skończonym czasie gęstość materii stanie się znowu nieskończona, czyli zaistnieje stan o własnościach podobnych do osobliwości początkowej. W modelu Friedmana przyszłość Wszechświata jest zdeterminowana przez wartość stałej Hubble`a i średnią gęstość materii. Obecne dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie.

Początkowo wydawało się, że galaktyki na sferze niebieskiej są rozłożone przypadkowo. Późniejsze badania wykazały jednak, że galaktyki mają wyraźną tendencję do grupowania się w gromady galaktyk, a gromady galaktyk w supergromady. Na początku lat 70. XX w. astronomowie z Harvard Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) rozpoczęli badanie przestrzennego rozkładu galaktyk w wybranym obszarze nieba. Po naniesieniu położeń ok. 1000 galaktyk utworzyły one zgrupowanie przypominające swoim kształtem człowieka nazwano go "patyczakiem z Harvardu".
Korzystając z modelu Friedmana oraz obserwowanych własności Wszechświata i praw fizyki, można odtworzyć historię Wszechświata. Wiek Wszechświata zależy on od dwóch parametrów stałej Hubble`a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Niestety, dokładność wyznaczenia tych dwóch podstawowych parametrów kosmologicznych nie jest ciągle zadowalająca, dlatego też wiek Wszechświata jest znany z dokładnością ok. 30-procentową i zawiera się w granicach 12-15 mld lat.
Teoria Wielkiego Wybuchu

Wielki Wybuch
Kiedyś naukowcy sądzili, że wszechświat jest statyczny - czyli nie kurczy się ani nie rozszerza. Jednak wielu najwybitniejszych naukowców miało poważne wątpliwości co do takiej teorii. Udowodniono jednak, że jest inaczej. Zanim powstał wszechświat nie istniało prawie nic, cały kosmos powstał podczas Wielkiego Wybuchu (ang. Big Bang). Według powszechnych teorii, przed Wielkim Wybuchem nie było nawet czasu, przestrzeni ani grawitacji. Wszystko skupione było w obiekcie o nieskończenie małych rozmiarach. Kiedy około 15 miliardów lat temu doszło do Wielkiego Wybuchu, cała materia i energia kosmosu skoncentrowała się w obszarze znacznie mniejszym od grosza. Ta nieskończenie gorąca i gęsta drobina zaczęła się rozszerzać i stygnąć. Pierwszymi oddzielnymi okruchami materii, jakie pojawiły się w bardzo młodym Wszechświecie, były drobne cząstki elementarne - cegiełki, z których zbudowane są wszystkie substancje. Cząstki te wkrótce zaczęły się ze sobą łączyć, tworząc atomy dwóch najlżejszych pierwiastków: wodoru i helu. Chociaż Wszechświat wciąć się rozszerzał i rozszerza się nadal, oba pierwiastki zebrały się w olbrzymie obłoki gazowe, z których ostatecznie powstały galaktyki, a w nich narodziły się pierwsze gwiazdy. Oba te pierwiastki przekształciły się w różnorodne pierwiastki chemiczne w supergęstych i supergorących jądrach umierających gwiazd. Większość gwiazd świeci dzięki energii jądrowej, która jest uwalniana gdy w ich wnętrznościach wodór zamienia się w hel. Gwiazdy mają jednak ograniczony zapas paliwa i w końcu wyczerpują swój wodór. Mniej więcej 5 miliardów lat temu w pobliżu mgławicy słonecznej - obłoku materii, z którego ostatecznie powstał nasz system planetarny - gwiazda o masie znacznie większej od Słońca zużyła wodór w swym jądrze. Pozbawiona dotychczasowego źródła energii, zaczęła się kurczyć. Duża ilość wyzwolonej energii grawitacyjnej spowodowała, że temperatura gwiazdy wzrosła na tyle, iż w jej wnętrzu zapalił się hel. Wtedy powstały wszystkie pierwiastki od litu do żelaza. Zapasy helu w gwieździe również się wyczerpały i jej jądro zaczęło się gwałtownie zapadać. Zrodzona wówczas fala uderzeniowa niemal natychmiast spowodowała powstanie ciężkich pierwiastków, takich jak złoto i uran. Ciepło wyprodukowane podczas reakcji jądrowych wywołało eksplozję, zjawisko zwane supernową. Wybuch rozerwał gwiazdę, rozrzucając nowo powstałe pierwiastki w mgławicy, znajdującej się w tej części Drogi Mlecznej. Potężna fala uderzeniowa podzieliła mgławicę na olbrzymie obłoki zagęszczonej materii. W jednym z pobliskich obłoków przejście tej fali wywołało potężne zawirowania, co doprowadziło do uwolnienia wielu rodzajów energii. Pod wpływem grawitacji obłok zaczął się zapadać, wyzwalając energię grawitacyjną. W miarę jak odległość między cząsteczkami pyłu i gazu malała, zderzały się one ze sobą, tworząc większe drobiny i uwalniając energię kinetyczną.

Inflacja kosmiczna
W 1980 roku pracujący Alan Guth z Massachusetts Institute of Technology (MIT) i Andrzej Linde z Uniwersytetu Moskiewskiego oraz Paul Steinhardt i Andreas Albrecht z Uniwersytetu Pensylwani wymyślili inflacyjny model Wszechświata. Jest to modyfikacja standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Miał on rozwiązać niektóre problemy dotyczące standardowego modelu Wielkiego Wybuchu. Jednym z tych kłopotów, znanym jako problem horyzontu, jest przestrzenna jednorodność w największej skali. Pytanie brzmi, dlaczego rozkład materii i energii w Kosmosie jest w każdym kierunku prawie jednakowy. Jaki czynnik "wygładził" w ten sposób przestrzeń? Druga kwestia to tzw. problem płaskości Wszechświata. Niejasne jest mianowicie, dlaczego wartość kosmologicznego parametru omega jest bliska jedności, mimo że teoretycznie mogłaby przyjąć dowolną wartość. Zgodnie z głównym założeniem inflacji Kosmos rozszerzył się niezwykle gwałtownie w początkowych chwilach swojego istnienia. Następnie ta inflacyjna ekspansja została wyhamowana i rozpoczęło się powolniejsze rozszerzanie, które obserwujemy do dzisiaj. Okres szybkiej ekspansji rozpoczął się i zakończył, gdy Wszechświat ciągle jeszcze istniał znacznie krócej niż sekundę. Inflacja rozwiązuje problem horyzontu, gdyż redukuje wszelkie niejednorodności. Faza szybkiej ekspansji wyjaśnia przy tym problem płaskości, bo podczas niej Wszechświat staje się płaski, a omega osiąga wartość bliską równości. Jednym z kluczowych przewidywań kosmologii inflacyjnej jest "skalowa niezmienność" kosmicznego promieniowania tła. Oznacza ono, że tło wygląda w przybliżeniu tak samo niezależnie od przestrzennej skali obserwacji. Potwierdzają to wyniki uzyskane przez satelitę COBE, co znacznie uprawdopodobniło tę popularną teorię. Model inflacyjny sugeruje również, że Wszechświat jest znacznie większy od fragmentu dostępnego naszym obserwacjom.


Wielki Atraktor
W 1987 roku zespół w składzie: David Burstein z Uniwersytetu Stanu Arizona, Roger Davies z Narodowych Obserwatoriów Astronomii Optycznej, Alan Dressler z Instytutu Carnegie, Sanrda Faber z Uniwersytetu w Cambridge, Robert J. Terlevich z Królewskiego Obserwatorium w Greenwich i Gary Wegner z Dartmouth College, zebrał się w celu znalezienia ogólnych prawidłowości w ruchach galaktyk. Uczeni ci otrzymali niezwykłe wyniki. Wykazywały one niezbicie, że duża grupa galaktyk, leżąca 200 milionów lat świetlnych od Ziemi, jest przyciągana przez obszar przestrzeni, w którym nie obserwuje się żadnej materii. Obszar ten, ochrzczony mianem Wielkiego Atraktora, działa jak ogromna, niewidzialna masa, wywierająca silne oddziaływanie grawitacyjne na dużej przestrzeni. Niektórzy przypuszczali, że Wielki Atraktor to nowa, niemożliwa do zaobserwowania forma materii. Inni szukali bardziej przyziemnego wyjaśnienia: Wielki Atraktor to zbiorowisko wielu słabo świecących galaktyk.
Teoria Supersymetrii
Supersymetryczne cząstki - hipotetyczne produkty pojawiające się w modelu fizyki cząstek elementarnych, zwanym teorią supersymetrii - były kandydatami na ciemną materię. Teoria ta próbuje połączyć ze sobą dwie główne kategorie cząstek występujących we Wszechświecie: fermiony i bozony. Te pierwsze stanowią główny budulec obserwowalnej materii. Protony, neutrony i elektrony wchodzące w skład atomów są fermionami. Natomiast bozony spadają niczym cement fermiony oraz powodują ich rozrywanie. Przykładami bozonów są fotony (nośniki sił elektromagnetycznych) i grawitony (nośniki sił grawitacyjnych). W modelu supersymetrii każdy fermion ma swojego bozonowego towarzysza i na odwrót. Przykładowo bozony odpowiadające elektronom nazywają się s-elektronami. Supersymetryczni partnerzy protonów i grawitonów to odpowiednio protina i grawitina. Jak dotąd, istnienie tych bozonowych odpowiedników nie zostało potwierdzone w żadnym doświadczeniu.

Poszukiwania innych cywilizacji
Słońce należy do galaktyki liczącej wiele milionów gwiazd. Niektóre z nich są znacznie jaśniejsze niż Słońce, inne zaś świecą słabiej. Prawdopodobnie istnieją też miliony gwiazd takich jak nasze Słońce. Uważa się, że planety są naturalną częścią Układu Słonecznego. Może to oznaczać, że inne gwiazdy w galaktyce również utworzyły planety. Na niektórych z nich, podobnie jak na naszej Ziemi, mogłoby się rozwinąć życie. W kosmosie znajdują się niezliczone miliony innych galaktyk. Wielu naukowców zatem uważa, iż inteligentne życie musi jeszcze gdzieś istnieć poza Ziemią. Niektórzy mają nadzieję znaleźć inne zamieszkane planety, odbierając sygnały radiowe wysyłane przez obce cywilizacje, które prawdopodobnie istnieją. Program o nazwie "Poszukiwania Innej Pozaziemskiej Inteligencji" (SETI) próbuje zidentyfikować obce sygnały w kosmosu. Jak dotąd nie przyniósł on oczekiwanych rezultatów. Inni naukowcy wysyłają wiadomości radiowe z Ziemi. Mają nadzieję, że jeśli istnieją obce cywilizacje, odbiorą wiadomość i odpowiedzą na nią. Niektóre sondy kosmiczne wyposażone są we flagi wskazujące położenie Ziemi i jej mieszkańców. Inne posiadają elektronicznie zakodowane obrazy, pozdrowienia i muzykę. Uważa się, że skoro sondy dryfują poza naszym Układem Słonecznym w kierunku innych systemów, mogą zostać przechwycone przez obce statki kosmiczne, które chcą poznać życie na naszej planecie. Widoczny po prawej stronie rysunek to zakodowana wiadomość radiowa wysłana w 1974 roku przez największy na świecie teleskop w Arecibo w Portoryko. Wysłano ją do konstelacji Herkulesa, do której dotrze około roku 26000. Radioteleskopy, takie jak np. w Obserwatorium Parkes w Australii, są używane do wyłapywania sygnałów z innych zamieszkanych światów. Poszukiwania są trudne, ponieważ nikt nie wie jakich sygnałów szukać.

W ciągu kilku ostatnich lat astronomowie z obserwatorium Leak w Kaliforni dokonali kilku przełomów w poszukiwaniu innych planet. W naszej Galaktyce istnieje około 200 - 300 miliardów gwiazd. Jeżeli tylko 5 % z nich ma planety, to mówimy o 10 miliardach planet. Poszukiwanie planet jest bardzo trudne, gdyż są one zbyt ciemne i odległe. Astronomowie odkryli gwiazdę Epsilon Andromeda i 3 orbitujące wokół niej planety. Jest to pierwszy system planetarny odkryty poza naszym Układem Słonecznym. Najbliższa znana nam planeta znajduje się w odległości 15 lat świetlnych.

Czarne dziury tunelami czasowymi?
Czarne dziury zakrzywiają tory ciał poruszających się w ich sąsiedztwie. Według teorii Einsteina przestrzeń i czas są ze sobą ściśle powiązane, co oznacza, że czas również zagina się w pobliżu tych masywnych obiektów. Z tego powodu niektórzy naukowcy sugerowali, że można wykorzystać czarne dziury jako wehikuły czasu. Gdyby astronauta umieścił olbrzymi zegar na pokładzie swojego statku i rozpoczął podróż w stronę czarnej dziury, dla obserwatora z zewnątrz zegar chodziłby coraz wolniej w miarę zbliżania się do horyzontu skolapsowanej gwiazdy. Obserwowany z oddali, astronauta poruszałby się coraz wolniej i wolniej. Nigdy nie udałoby się jemu osiągnąć horyzontu zdarzeń. W końcu dla odległego obserwatora zastygłby w bezruchu. Z punktu widzenia astronauty zdarzenia miałyby całkiem inny przebieg. Zegar na pokładzie tykałby rytmicznie. Zatem nic nie uratowałoby go od zapadnięcia się w czarną głębię. Nie spostrzegłby on nawet momentu przekroczenia horyzontu zdarzeń, a od tej chwili pozostałby już na zawsze uwięziony w czarnej dziurze. Załóżmy teraz, że podczas opadania astronauta obserwowałby przestrzeń. Niefortunny pasażer oglądałby wszystko w przyspieszonym tempie. Cała jego przyszłość upłynęłaby w jednym okamgnieniu. Jednak astronauta nie mógłby porozumieć się z resztą Wszechświata i zostałby skazany na zagładę.

Modele powstawania struktury we Wszechświecie
Obecnie istnieją trzy modele powstawania struktury we Wszechświecie. Pierwszy z modeli, model naleśnika, został zaproponowany przez rosyjskiego uczonego Jakowa Zeldowicza na początku lat siedemdziesiątych. Model ten jest tzw. teorią "z góry do dołu", Według niej najpierw powstały wielkie struktury, takie jak ściany i bąble, a dopiero potem wyodrębniły się w nich supergromady, gromady i wreszcie galaktyki. Charakterystyczne dla modelu Zeldowicza są ogromne spłaszczone masy materii ("naleśniki"), które wypełniały wczesny Wszechświat. Te olbrzymie masy zapadły się następnie pod wpływem grawitacji, tworząc cienkie powierzchnie i uległy fragmentacji na mniejszej części o rozmiarach galaktyk. Model Zeldowicza bardzo dobrze wyjaśnia, dlaczego galaktyki układają się w długie sploty oraz cienkie ściany - są to pozostałości po pierwotnych "naleśnikach".
Jim Peebles, astrofizyk z Uniwersytetu w Princeton, jest jednym ze zwolenników odmiennego podejścia, zwanego hierarchicznym grupowaniem. Jest to teoria typu "z dołu do góry", w której galaktyki pierwsze wyodrębniły się z gazowych chmur we wczesnej fazie ewolucji Wszechświata. W miarę ekspansji Wszechświata wiele galaktyk zbliżyło się do siebie tak, że ich grawitacyjne przyciąganie stało się znaczące. W ten sposób grupy galaktyk połączyły się w gromady, a następnie supergromady. Jednocześnie powstały pustki, z których cała materia została "wyssana" przez grawitację. W modelu tym wynik pomiaru średniej gęstości materii zależy od wielkości obszaru, jaki weźmiemy pod uwagę. W modelu jednorodnym średnia gęstość nie zależy od objętości, po jakiej uśredniamy.
Ostatni, trzeci model powstawania struktury to teoria fraktalna. Fraktale są obiektami samopodobnymi, co oznacza, że w dowolnej skali wyglądają w zasadzie tak samo. Zgodnie z podejściem fraktalnym wiele poziomów struktury, od galaktyk do gromad i supergromad, powstało jednocześnie. Wyłanianie się supergromad jest więc przejawem tego samego mechanizmu, który doprowadził do powstania galaktyk, tyle że w większej skali.

Źródło: liczne strony internetowe