8 II 1917 - datę tę można uznać za narodziny kosmologii jako pełnoprawnej nauki. Tego dnia na posiedzeniu Akademii Nauk w Berlinie Albert Einstein wygłosił tekst swojego artykułu Kosmolgiczne rozważania na ogólną teorią względności, który wcześniej ukazał się w Sprawozdaniach Pruskiej Akademii Nauk. Praca ta była pierwszą próbą odpowiedzi na pytanie o geometrię Wszechświata. Ponieważ Einstein chciał otrzymać statyczny model kosmologiczny, a równania pola grawitacyjnego takiego rozwiązania nie dawały, więc wprowadził do nich tzw. stałą kosmologiczną gwarantującą statyczność rozwiązań.

Tego samego roku holenderski astronom Wilhelm de Sitter znalazł puste rozwiązanie równań pola grawitacyjnego (ze stałą kosmologiczną), tzn. opisujące Wszechświat nie wypełniony materią. De Sitter sądził, że jego rozwiązanie, podobnie jak rozwiązanie Einsteina, jest statyczne.

1922 - rosyjski matematyk Aleksander Friedman opublikował w niemieckich Zeitschrift für Physik pracę O krzywiźnie przestrzeni, w której łącząc równania pola grawitacyjnego z założeniem o możliwości zmienności krzywizny przestrzeni w czasie, otrzymał równania dające rozwiązanie niestatyczne. W tej pracy Friedman rozważał przypadek z dodatnią krzywizną przestrzeni. Modele Einsteina i de Sittera okazały się skrajnymi rozwiązaniami równania Friedmana. Einstein początkowo nie zgadzał się z rezultatami uzyskanymi przez Friedmana, ale później przyznał, że równania pola dopuszczają również rozwiązania zmienne w czasie.

1924 - w Zeitschrift für Physik ukazała się druga praca Friedmana omawiająca modele kosmologiczne z ujemną krzywizną przestrzeni.

Prace Friedmana oprócz wykazania niestatyczności rozwiązań równań pola grawitacyjnego dowiodły również, że chcąc rozpatrywać strukturę czasoprzestrzeni jako całości należy przyjmować dodakowe założenia o charakterze topologicznym, ponieważ równania pola dobrze opisują czasoprzestrzeń tylko w niewielkim otoczeniu. Niestety prace Friedmna przez kilka lat od ich ukazania się pozostawały prawie nieznane uczonym zachodnim.

W tym samym roku brytyjski astrofizyk Arthur Stanley Eddington i jego belgijski uczeń Georges Lemaître zauważyli, że model kosmologiczny Einsteina jest niestabilny, tzn. niewielkie zaburzenia wytrącają go ze stanu statycznego, zapoczątkowując jego kurczenie lub rozszerzanie.

1925 - Lemaître opublikował Notę na temat wszechświata de Sittera, w której udowodnił, że model kosmologiczny de Sittera nie jest statyczny, ale ekspanduje.

1927 - w Rocznikach Naukowego Towarzystwa Brukselskiego uakazała się praca Lemaître'a Wszechświat jednorodny o stałej masie, wyjaśniający prędkość radialną mgławic pozagalaktycznych, w której przedstawił on model kosmologiczny z dodatnią krzywizną przestrzeni, ewoluujący od modelu Einsteina do pustego modelu de Sittera. Lemaître wyprowadził również zależności opisujące efekt Dopplera i zauważył, że ten znany dobrze z akustyki efekt wyjaśnia obserwowane przesunięcia ku czerwieni w widmach mgławic pozagalaktycznych, jak wówczas nazywano galaktyki.

1929 - ukazuje się praca amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a Zależność pomiedzy odległością a prędkością radialną pobliskich mgławic pozagalaktycznych, w której zebrane obserwacje przesunięć ku czerwieni jednoznacznie dowodzą, że jest to zależność liniowa. Nie znając prac Friedmana ani pracy Lemaître'a z 1927 roku Hubble zauważa, że zależność ta może reprezentować tzw. efekt de Sittera (dowiedzony przez Lemaître'a w 1925 roku), czyli po prostu ekspansję Wszechświata.

Przełom lat 20-tych i 30-tych - M. P. Robertson i A. G. Walker niezależnie od siebie opracowali geometrię jednorodnych i izotropowych modeli kosmologicznych.

1931-1932 - R. C. Tolman przez uzgodnienie zasad termodynamiki z zasadami OTW stworzył termodynmikę relatywistyczną i zastosował ja w kosmologii.

1931 - odbyła się zorganizowana przez Towarzystwo Brytyjskie dyskusja na temat Ewolucja Wszechświata opublikowana póżniej w dodatku do Nature, w której udział wzięli m. in. James Jeans, Arthur Eddington, Wilhelm de Sitter, Georges Lemaître, E. A. Milne. Dzięki temu hipoteza rozszerzającego się Wszechświata uzyskała całkowitą rację bytu wśród społeczności naukowej.

W tym samym roku w Nature ukazała się publikacja Lemaître'a Początek świata z punktu widzenia teorii kwantów zapoczątkowująca prace tego uczonego nad tzw. hipotezą Pierwotnego Atomu. Pierwotny atom według Lemaître'a był układem o ogromnej gęstości i temperaturze o rozmiarach kilku minut lub godzin świetlnych, który należy umiejscowić w początkowej osobliwości matematycznej i od którego rozpoczęła się ekspansja Wszechświata. Lemaître twierdził, że produkt rozpadu pierwotnego atomu posiadał cechy właściwe promieniowaniu i dopiero później promieniowanie to przeszło w stan gazowy, ale nie w całości. Powinno więc po nim pozostać tzw. promieniowanie resztkowe, które Lemaître mylnie utożsamiał z promieniowaniem kosmicznym. Niemniej jednak przewidywania Lemaître'a co do promieniowania resztkowego okazły się słuszne (w 1965 roku odkryto mikrofalowe promieniowanie tła będące dowodem na słuszność teorii Wielkiego Wybuchu). W swojej teorii Lemaître rozważał też zagadnienia powstawania galaktyk i w ten sposób stał się jednym z prekursorów teorii grawitacyjnej niestabilności. Hipotezą Pierwotnego Atomu wniosła w latach 1930-1960 duży wkład w rozwój kosmologii.

1933 - E. A. Milne stworzył pierwszą teorię kosmologiczną opozycyjną do kosmologii relatywistycznej opartej na OTW. Milne sądził, że stworzona przez niego teoria okaże się ogólniejsza od teorii względności, jednak już w tym samym roku W. O. Kermack i W. H. Mc Crea wykazali, że kosmologia Milne'a jest granicznym przypadkiem jednego z rozwiązań OTW.

1948 - w The Montly Notices of the Royal Astronomical Society ukazały się praca Hermana Goldiego i Thomasa Golda Teoria Stanu Stacjonarnego ekspandującego Wszechświata oraz praca Freda Hoyle'a Nowy model rozszerzającego się Wszechświata, które były początkiem tzw. teorii stanu stacjonarnego. Była to próba usunięcia osobliwości, którą zawierały wszystkie dotychczasowe modele kosmologiczne i która jednoznacznie kojarzyła się ze stworzeniem Wszechświata. Decydowały więc tutaj względy filozoficzne wspólne Goldowi, Bondiemu o Hoyle'owi. Głównym założeniem teorii stanu stacjonarnego była nieustanna kreacja materii w tempie cząstki o masie protonu na jeden litr objętości w ciągu 1 miliarda lat, co było podważeniem głównej dla całej fizyki zasady zachowania energii, ale oczywiście pozostawało poza możliwościami jakichkolwiek eksperymentów. Założenie to pozwalało na to, aby Wszechświat mimo swojej ekspansji znajdował się cały czas w stanie stacjonarnym, co w połączeniu z zasadą kosmologiczną tworzyło tzw. doskonałą zasadę kosmologiczną. Chociaż teoria stanu stacjonarnego przeczyła jednej z podstawowych zasad zachowania w fizyce, to jednak zyskała sobie rację bytu w naukowym świecie, gdyż istniały testy obserwacyjne zdolne ją potwierdzić lub obalić. W teorii stanu stacjonarnego Wszechświat wygląda tak samo z każdego punktu przestrzeni i w każdej chwili czasu, a więc liczba galaktyk na jednostkę objętości ze wzrostem odległości (a więc obserwowaniem odległej przeszłości Wszechświata) nie powinna wzrastać (tak jak przewidywała teoria wielkiego wybuchu), ale maleć - starsze, a więc powstałe wcześniej galaktyki mając więcej czasu powinny być od siebie bardziej oddalone niż młode powstające z kreowanej nieustannie materii.

W tym samym roku The Physical Review ukazała się publikacja Ralpha Alphera, Hansa Bethego i George'a Gamowa Powstanie pierwiastków chemicznych (tzw. hipoteza α β γ - od nazwiask jej twórców) rozpoczynajaca szereg prac nad zagadniniami powstawania pierwiastków w pierwszych chwilach istnienia Wszechświata, który zgodnie z modelem wielkiego wybuchu znajdował się wówczas w stanie o ogromnej gęstości i temperaturze. Duży wkład do rozwoju teorii α β γ wniósł R. C. Herman. W 1950 roku okazało się, że hipoteza α β γ nie jest jednak w stanie wyjaśnić powstania cięższych pierwiastków - tłumaczy tylko powstanie kilku pierwszych pierwiastków tablicy Mendelejewa.

1957 - w Review Modern Physic ukazała się fundamentalna praca E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, A. Fowlera i F. Hoyle'a Nukleosynteza pierwiastków chemicznych, przedstawiająca dokładnie i obszernie teorię powstawania pierwiastków chemicznych we wnętrzach gwiazd. Choć teoria ta nie wyjaśniała powstania wodoru, ale zkładała po prostu jego istnienie i mechanizmy jej nie mogły sobie poradzić z wyjaśnieniem obfitości kilku lekkich pierwiastków (przede wszystkim helu, a także litu), to jednak była ona wówczas bardzo silnym argumentem w rękach zwolenników teorii Stanu Stacjonarnego. Teoria nukleosyntezy pierwiastków chemicznych we wnętrzach gwiazd jest potwierdzona obsewacyjnie, choć trzeba wspomnieć, że w swojej pierwotnej formie próbowała wyjaśnić powstawanie w procesie gwiazdowej nukleosyntezy wszystkich pierwiastków chemicznych, a jak obecnie wiadomo ostatnim pierwiastkiem jaki w tych procesach może powstać jest żelazo - cięższe pierwiastki powstają dopiero w czasie wybuchu supernowych przez wychwyt neutronów.

1965 - Robert Wilson i Arno Penzias z Laboratorium Bella odkryli na fali o długości 7.35 cm dochodzące z każdego kierunku promieniowanie o temperaturze 3 K. Nie wiedzieli oni jednak początkowo o kosmologicznym znaczeniu swojego odkrycia, czyli o tym , że zaobserwowali powstałe około 100 000 lat po Wielkim Wybuch promieniowanie tła. Nastąpiło to dopiero po konsultacji z Robertem Dicke i jego współpracownikami, którzy już rok wcześniej rozpoczęli próby obserwacji promieniowania reliktowego i którzy niedługo po odkryciu Penziasa i Wilsona zarejestrowali je na falii 3.2 cm. Praca R.H. Dicke, P.J.E. Peebles'a P.G. Roll i D. T. Wilkinson Kosmiczne promieniowanie o charakterze ciała doskonale czarnego oraz praca Penziasa i Wilsona Pomiar nadwyżki temperatury anteny na częstości 4080 Mc/s ukazały się w Astrophysical Journal. Był to dowód obserwacyjny, który obalił teorię stanu stacjonarnego i zaświadczył na rzecz teorii wielkiego wybuchu.

1965 - 1970 - Wielu fizyków teoretyków, spośród których największą rolę odegrali Robert Penrose, Stephen Hawking i Robert Geroch udowodniło szereg twierdzeń o osobliwościach. Ich ukoronowaniem było najmocniejsze tego typu twierdzenie udowodnione przez Hawkinga i Penrose'a w pracy Osobliwości w kolapsie grawitacyjnym i kosmologii. W pracy tej udowodnili oni, że występowanie osobliwości w rozwiązaniach równań równań pola grawitacyjnego nie jest skutkiem przyjmowania żadnych upraszczających założeń, ale wynika z matematycznej struktury ogólnej teorii wzglęnośći. W pracy tej Penrose i Hawking dowodzili również, że własności mikrofalowego promieniowania tła spełniają warunki udowodnionego przez nich twierdzenia.

18 XI 1989 - na orbicie umieszczony został satelita COBE (Cosmic Background Explorer), nad którym Goddart Space Flight Center pracowało od połowy lat 70-tych i którego było celem dokładne zmierzenie temperatury promieniowania tła w zakresie długich fal podczerwonych oraz poszukiwanie niejednorodnośći promieniowania tła. Mechanizmy powstawania galaktyk i gromad galaktyk zakładały istnienie niewielkich, przypadkowych zagęszczeń pierwotnej materii, na których pierwotne promieniowanie musiało ulegać rozpraszaniu, czego skutkim powinny być właśnie fliuktuacje w promieniowaniu tła. COBE poszukiwał fluktuacji za pomocą sześciu mikrofalowych radiometrów na falach o długości 3.3, 5.7 oraz 9.5 milimetra. Przegląd całego obszaru nieba za pomocą wspomnianych radiometrów zakończony został w grudniu 1991 roku, a w połowie następnego roku zakończyła sie analiza obserwacji. Fluktuacje promieniowania tła zostały odkryte.

Bibliografia: OsobliwociWKosmologiiIWAstrofizyceRelatywistycznej#biblio
Topic revision: r10 - 27 Feb 2014, TeM
 
This site is powered by FoswikiCopyright © CC-BY-SA by the contributing authors. All material on this collaboration platform is copyrighted under CC-BY-SA by the contributing authors unless otherwise noted.
Ideas, requests, problems regarding Foswiki? Send feedback