Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Fizyka tak ż e mo ż e by ć ciekawa, czyli... Najciekawsze zagadnienia wspó ł czesnej fizyki. Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Ś wiat najmniejszych cz.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Fizyka tak ż e mo ż e by ć ciekawa, czyli... Najciekawsze zagadnienia wspó ł czesnej fizyki. Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Ś wiat najmniejszych cz."— Zapis prezentacji:

1 Fizyka tak ż e mo ż e by ć ciekawa, czyli... Najciekawsze zagadnienia wspó ł czesnej fizyki. Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Wielki Wybuch i wieczno ść. Łukasz Kawczyński Maciej Synak

2 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy istnieje absolutnie największa prędkość? Od kilku stuleci wiadomo, że w próżni światło rozchodzi się z niewiarygodną prędkością km na sekundę. Sygnał świetlny, który astronauta wysyła z Księżyca, biegnie do Ziemi zaledwie 1 1 / 3 sekundy, natomiast promień świetlny odległego od nas o 150 milionów km Słońca dochodzi do nas w około 8 minut. Mówimy, że Księżyc odległy jest od Ziemi o 1 1 / 3 sekundy świetlnej, a Słońce o 8 1 / 3 minut świetlnych. Jak wykazuje wiele eksperymentów, prędkość światła jest absolutnie najwyższą prędkością dla jakichkolwiek sygnałów, które możemy przesłać lub otrzymać ze statków kosmicznych czy odległych planet. Fale radiowe, a także promienie laserowe poruszają się w próżni dokładnie z prędkością światła. Rakiety i statki kosmiczne, ale również atomy i cząstki elementarne muszą zawsze poruszać się z prędkością mniejszą od tej magicznej prędkości granicznej. Statek kosmiczny XXIII wieku mógłby zatem jeśli udało­by się rozwiązać wszystkie problemy techniczne polecieć na Syriusza albo Wegę z prędkością równą 95% prędkości światła, ale nigdy z prędkością większą od prędkości światła, jak to często można wyczytać w niedobrych powieściach science-fiction. Podsumujmy więc: prędkość światła jest absolutnie najwyższą prędkością dla wszelkiego rodzaju sygnałów; statki kosmiczne nigdy nie mogą osiągnąć jej w 100%; krótko mówiąc: nic nie może poruszać się szybciej od światła.

3 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Sygnał świetlny byłby w drodze: z Księżyca przez 1 1/3 sekundy, ze Słońca przez 8 1/3 minuty, z najbliższej gwiazdy stałej przez 4,3 roku, ale minęłoby aż kilka milionów lat, zanim dotarłby na Ziemię z sąsiedniej galaktyki.

4 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Co się stanie, jeśli polecimy naprzeciw promieniowi świetlnemu? Jeśli będziemy obserwować jakiekolwiek źr ó dło światła, np. żar ó wkę albo daleką gwiazdę, to stwierdzimy, że jego sygnał świetlny porusza się w naszym kierunku zawsze z tą samą prędkością. Samo w sobie nie jest to niczym szczeg ó lnym; r ó wnież dźwięk, kt ó ry wprawdzie nie może rozchodzić się w pr ó żni, ma stałą prędkość. Ale oto pojawia się coś zadziwiającego, absolutnie nowego i niepojętego. Jeżeli z dużą jednostajną prędkością będziemy się przemieszczać w kierunku źr ó dła światła, jeżeli zatem będziemy lecieli sygnałowi świetlnemu naprzeciw, to nie będzie ono do nas dochodzić prędzej niż przedtem: będziemy uzyskiwać zawsze tę samą prędkość światła. Jeżeli np. kosmonauta z prędkością km/s będzie zbliżał się do gwiazdy, wysyłającej sygnał świetlny z prędkością km/s, to sygnał ten nie będzie dochodził do niego z prędkością km/s, lecz tylko km/s. Podobnie będzie, jeślibyśmy oddalali się od źr ó dła światła. Nawet gdybyśmy w wymyślonym statku kosmicznym XXIV wieku oddalali się od jakiejś gwiazdy z prędkością r ó wną 90% prędkości światła, to jej światło i tak będzie dochodzić do nas zawsze z tą samą stałą prędkością km/s. Obojętnie skąd obserwujemy światło, z Ziemi czy szybkiego statku kosmicznego, ma ono zawsze tę samą prędkość. Ta tzw. stałość prędkości światła, kt ó ra zachowana jest zar ó wno w pr ó żni, jak dla obserwator ó w w spoczynku lub poruszających się ruchem jednostajnym, znana była już w ubiegłym wie

5 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a = Światło dochodzi do nas zawsze z tą samą prędkością c = km/s, obojętne, czy znajdujemy się w stosunku do źródła światła w spoczynku, czy też poruszamy się ruchem jednostajnym w kierunku do lub od niego. Jeżeli jadę samochodem z prędkością 50 km/godz. i naprzeciw mnie jedzie inny samochód również z prędkością 50 km/godz., to zbliża się on do mnie z prędkością = 100 km/godz. Jeżeli lecę z prędkością km/s naprzeciw promieniowi świetlnemu gwiazdy, to zbliża się on do mnie nie z prędkością = km/s, lecz tylko z prędkością km/s.

6 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. W bardzo szybkim statku kosmicznym, który mija Ziemię z prędkością równą połowie prędkości światła, wyzwolony zostaje błysk świetlny. Dla obserwatora A w statku kosmicznym światło rozchodzi się z prędkością światła c. Dla obserwatora B na Ziemi sygnał świetlny statku nie biegnie, jak można by przypuszczać, z prędkością równą V\2 c, lecz tylko z prędkością c.

7 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Kim był Albert Einstein? Wielki fizyk Albert Einstein urodził się jako syn żydowskich rodziców w r.1879 w Ulm. Dorastał w Monachium, a kiedy miał 15 lat, przybył do Szwajcarii. W roku 1902 ten nieśmiały młody człowiek otrzymał skromną posadę eksperta III stopnia" w berneńskim urzędzie patentowym. Nikt wówczas nie uwierzył­by, że ledwie w trzy lata później, drukując teorię względności oraz publikując inne prace, zmieni on cały nasz obraz świata. Rok 1905 pozostanie z pewnością najbardziej znaczącym rokiem w rozwoju współczesnej fizyki. W tym roku Einstein opublikował nie tylko swoją szczególną teorię względności, ale również w dwu innych pracach położył podwaliny pod współczesną fizykę atomową oraz fizykę cząstek. Sławę światową zyskał bardzo szybko. W roku 1914 był już dyrektorem Instytutu Fizyki im. Cesarza Wilhelma w Berlinie, w 1915 ogłosił ogólną teorię względności, a w 1921 Albert Einstein otrzymał nagrodę Nobla. W roku 1933 wraz z wieloma innymi znaczącymi naukowcami i pisarzami opuścił Niemcy, które do tego momentu tworzyły światowe centrum badań naukowych. Rolę tę przejęły teraz Stany Zjednoczone Ameryki, w których Einstein odnalazł swój nowy dom. Fakt że przesądzająca losy wojny światowej bomba atomowa wywodziła się ostatecznie także z idei Einsteina, m ó głby może rzucić cień na tę wielką osobowość badawczą. P ó źne lata spędził Einstein w Princeton (USA), gdzie zajmował się gł ó wnie teorią ujednolicenia wszystkich sił przyrody, zbyt wielkim celem, jak na jedno kr ó tkie ludzkie życie. Zmarł 18 kwietnia 1955 r.

8 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Oryginalne prace Alberta Einsteina Alberta Einstein

9 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Co rozumiemy przez teorię względności? Jak już wiemy, w zakresie największych prędkości przyroda zachowuje się zupełnie inaczej, niż można by oczekiwać. Również w świecie najmniejszych cząstek i silnych pól grawitacyjnych nasza wyobraźnia i tzw. Zdrowy rozsądek zawodzą zupełnie. W królestwie tego, co najszybsze, największe lub najmniejsze zachodzi wiele zjawisk, których nie umiemy sobie wyobrazić, ale które potrafimy dokładnie opisać w języku ma­tematyki. Istnieją tu różnorakie teorie. Szczególna teoria względności zajmuje się wyrażając to w sposób bardzo uproszczony zakresem największych prędkości i pokazuje, że przestrzeń, czas oraz masa są względne, a więc zależne od obserwatora. Ogólna teoria względności opisuje m.in. wpływ wielkich mas na czas i przestrzeń, a w szczególności na zjawiska w obrębie silnych pól grawitacyjnych. Do królestwa najmniejszych cząstek odnosi się, obok teorii względności, również teoria kwantów.

10 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Dylatację czasu można zrozumieć nawet bez znajomości wyższej matematyki. Wyobraźmy sobie zegar świetlny", który działa w następujący sposób: w obu­dowie z lustrzanymi ścianami wewnętrznymi porusza się w górę i w dół sygnał świetlny. Za każdym razem, kiedy jest u góry, wskazówka powinna przesunąć się 0 jedną jednostkę do przodu. Niech ten zegar mija nas przelatując z wielką prędkością. Dla obserwatora lecącego razem z nim będzie działał on zupełnie normalnie. Promień światła poruszać się będzie w górę i w dół w rytmie tik tak". Dla obserwatora z Ziemi ten sam zegar będzie szedł o wiele wolniej. Kiedy sygnał świetlny u góry startuje, zegar znajduje się w pozycji 1, kiedy przybywa do nas na dół - w pozycji 2. Ponieważ prędkość światła jest stała, promień świetlny potrzebuje o wiele dłuższego czasu, aby dotrzeć z góry na dół, ponieważ musi przecież pokonać wielki odcinek a. Dokładnie to samo dzieje się z drogą z dołu do góry. Dla obserwatora z Ziemi zegar poruszałby się w rytmie tiiik - taaak", a więc wolniej niż dla obserwatora lecącego razem z zegarem.

11 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy w statkach kosmicznych zegary chodzą inaczej? Fakt, że światło rozchodzi się zawsze tak samo prędko, nie­zależnie od tego, skąd je obserwuje­my, ma zadziwiające skutki, opisane w szczególnej teorii względności. Jednym z nich jest to, że zegary, mijające nas, dolatujące bądź odlatujące od nas z wielką prędkością, chodzą dla nas, obserwatorów z Ziemi, wolniej, niż tak samo zbudowane zegary na Ziemi. Jeśli, na przykład, przelatuje koło nas statek kosmiczny pędzący z prędkością równą 99,9% prędkości światła, to u nas miną ±22 sekundy, podczas gdy wskazówka w statku kosmicznym prze­sunie się o 1 sekundę. Dla znajdującego się praktycznie w stanie spoczynku obserwatora z Ziemi zegar w statku kosmicznym chodzi 22 razy wolniej od ze­garów na Ziemi. Tego eksperymentu nie można jeszcze wprawdzie (a może nie będzie można nigdy) przeprowadzić, ale zjawisko objaśnione wyżej, tzw. rozciągnięcie, czyli dylatację czasu, można jednak udowodnić. Na wielkiej wysokości, około 20 km nad naszymi głowami, po­wstają w atmosferze wskutek oddziaływania kosmicznego miony, cząstki żyjące tak krótko, że już po 1 l /i milionowej części sekundy, tzn. po 1,5 mikrosekundy, połowa z nich się rozpada. Miony te, chociaż pędzą ku nam z prędkością bliską światłu, nie powinny właściwie w ogóle dotrzeć do powierzchni Ziemi, lecz już po przebyciu drogi o długości ok. 450 m rozpaść się. Pomimo to wiele tych cząstek do nas dociera. Jak to jest możliwe? Teoria względności dostarcza nam odpowiedzi na to pytanie. Ponieważ cząstki te osiągają prawie prędkość światła, ich zegary" z naszego punktu widzenia chodzą wolniej. Jeżeli np. dla nich mija 1,5 mikrosekundy, to u nas na Ziemi wskazówka przesuwa się do przodu o 80 mikrosekund, a w ciągu tak długiego czasu cząstki mogą do nas dotrzeć. Opisany tu w sposób uproszczony eksperyment mionowy był jednym z pierwszych dowodów na słuszność Einsteinowskich przewidywań. Obecnie istnieje już wiele innych.

12 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Jeżeli mija nas statek kosmiczny lecący z prędkością równą 99,9% prędkości światła, to u nas miną ±22 sekundy, podczas gdy wskazówka w statku przesunie się o 1 sekundę.

13 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy ludzie polecą kiedyś na dalekie gwiazdy? Opisane wyżej szybkie miony żyją dla nas 80 mikrosekund; z ich punk­tu widzenia żyłyby 1,5 mikrosekundy. W tym krótkim czasie mogłyby prze­być, osiągając nawet prędkość światła (największą ze wszystkich prędkości), najwyżej 450 m. W jaki spos ó b udaje im się patrząc z punktu widzenia tych cząstek przebyć w kr ó tkim życiu 20 km? Z dylematu pomaga nam wyjść inne waż ­ ne twierdzenie szczeg ó lnej teorii względności: przedmioty mijające nas z wielką prędkością postrzegamy jako skr ó cone. Nazywa się to zmniejszeniem długości. Jeżeli statek kosmiczny o długości I = 100 m mija nas z prędkością r ó wną 95% prędkości światła, to z naszego punktu widzenia ma on 33 metry, a więc jest skr ó cony do 1 / » I. Coś podobnego przeżywałyby także miony. Z ich punktu widzenia atmosfera ziemska przelatuje prawie z prędkością światła, jawiąc im się jako mocno zwężona. Wysokość 20 km kurczy się im do około 300 m, a ten odcinek mogą w swym kr ó tkim życiu cząstek przelecieć i dotrzeć do Ziemi. Przestrzeń i czas są względne i zależą od pozycji obserwatora.

14 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. R ó wnież astronaucie zbliżającemu się do prędkości światła przestrzeń kurczyłaby się coraz bardziej, otwierając mu fantastyczne możliwości. Co prawda, wątpliwe jest, czy będzie to kiedykolwiek technicznie możliwe. Zał ó żmy jednak, że kosmonauta siedzi w statku kosmicznym, kt ó re ­ go prędkość wzrasta z każdą sekundą o 10 m. Jest to przyspieszenie, kt ó re człowiek może dobrze znieść. Po czterech latach czasu pokładowego kosmonauta będzie starszy o 4 lata. Na Ziemi minie 27 lat, a on osiągnie odległą od Ziemi o 26 lat świetlnych Wegę (1 rok świetlny r ó w ­ na się 9,461 bilion ó w km). Będzie to możliwe, ponieważ te 26 lat świetlnych odczuje on podobnie jak mion swoją drogę ku Ziemi. Po 8 latach czasu pokładowego na Ziemi przejdzie 1500 lat, a statek kosmiczny przybędzie na odległą od naszej planety o 1500 lat świetlnych gwiazdę Deneb. Wszyscy przyjaciele astronauty dawno już nie będą żyli, on sam prawdopodobnie dawno będzie już zapomniany. Po około 15 latach czasu pokładowego (a więc ciągle jeszcze za życia astronauty), na Ziemi miną 2 miliony lat, a on dotrze do Mgławicy Andromedy, innej galaktyki, odległej od ziemskich obserwator ó w o około 2 miliony lat świetlnych. Dla astronauty wszakże byłaby to odległość tak krańcowo zmniejszona, że ze swego punktu widzenia nie m ó głby lecieć z prędkością większą od prędkości światła, co jest przecież niemożliwe. Dla cząstki światła, czyli kwantu światła, podr ó żującego dokładnie z prędkością światła, przestrzeń skraca się do zupełnej nicości i czas staje w miejscu.

15 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Miony żyją około 1,5 mikrosekundy. Skoro powstają na wysokości około 20 km, nie miałyby w zasadzie prawa do nas dotrzeć, lecz po przebyciu odcinka drogi wynoszącego około 450 m musiałyby się rozpaść. Pomimo to docierają do powierzchni Ziemi, ponieważ u nas mija 80 mikrosekund, podczas gdy cząsteczki ze swego punktu widzenia starzeją się o 1,5 mikrosekundy.

16 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Jeżeli rakieta mija nas z prędkością równą 95% prędkości światła, to postrzegamy ją skróconą do V 3 I.

17 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Dla szybkich mionów odległość 20 km skraca się do m. Statek kosmiczny poruszający się prawie z prędkością światła mógłby osiągnąć za 15 łat czasu pokładowego odległą o około 2 miliony lat świetlnych Mgławicę Andromedy. Patrząc z Ziemi, podróż ta trwałaby 2 miliony lat.

18 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czas pokłado wy Czas ziemskiOdległość od ziemi v/c Obiekt Lata Lata świetlne 1 1,180,540,76 23,62,8 0, ,9993 Wega , Deneb Opuszczenie Drogi Mlecznej 15 2 min Mgławica Andromedy 1 rok świetlny = 9,641 bilionów km v = prędkość podróżowania mierzona z Ziemi c = prędkość światła

19 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy możemy dożyć roku 3986? Ludzie żyją przeciętnie 70 lat, niektórzy czasami dożywają do 100. Pomimo to, gdyby ktoś wy­brał się superszybkim statkiem kosmicznym z prędkością równą 99,94% prędkości światła w podróż okrężną, mógłby po swoim powrocie przeżyć na Ziemi rok Podczas podróży trwającej 68 lat, na Ziemi minęłoby 2000 lat i starszy o 68 lat kosmonauta wróciłby do domu w r Przy podróży krótszej i nieco wolniejszej nasz kosmonauta jako czterdziestolatek może jeszcze mógłby przywitać się ze swoim bratem bliźniakiem, który stałby się w tym czasie 90-letnim starcem. Ten paradoks bliźniąt", którego dokładne wyjaśnienie przekroczyłoby ramy tej książki, poruszał umysły przez długie lata. Dziś można go łatwo udowodnić i pomagają tu nam znowu miony. Niech cząstka ta krąży z prędkością równą 99,94% prędkości światła, to wtedy dla nas, umiejscowionych zewnątrz, mion taki będzie żył 44 mikrosekundy, podczas gdy z jego punktu widzenia minie tylko 1,5 mikrosekundy. Jego czas istnienia wyda nam się podobnie długi jak 68-letni lot astronauty, który dla pozostającego w bez­ruchu obserwatora ziemskiego trwać będzie aż 2000 lat.

20 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Dla kosmonauty wykonującego z prędkością równą 99,94% prędkości światła pętle w kosmosie mija 68 lat, podczas gdy na Ziemi mija 2000 lat. Jeżeli mion, którego życie trwa 1,5 mikrosekundy krąży z prędkością równą 99,94% prędkości światła, to my z zewnątrz obserwujemy życie cząstki przez 44 mikrosekundy.

21 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Jeżeli mion, którego życie trwa 1,5 mikrosekundy, krąży z prędkością równą 99,94% prędkości światła, to z zewnątrz życie cząstki obserwujemy przez 44 mikrosekundy.

22 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Przed podróżą na dalekie gwiazdy kosmonauta żegna się ze swoim 20-letnim bratem bliźniakiem. Po 20 latach czasu pokładowego wraca do domu. On ma 40 lat, a jego brat-bliźniak 90.

23 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy jabłko może ważyć 50 kg? Wprawiony w prędki ruch przedmiot posiada energię kinetyczną, kt ó ra jest tym wyższa, im większą ma on masę i im większa jest jego prędkość. Ciężar ó wka o masie kg i prędkości 100 km/godz ma na przykład więcej energii kinetycznej niż ptak o masie 20 g i prędkości 20 km/godz. Jeżeli podwyższymy energię kinetyczną auta, a więc dodamy gazu, to zwiększymy jego prędkość, natomiast jego masa pozostanie bez zmiany. Ma ono zawsze 1000 kg masy, obojętnie jak prędko jedzie. Co się stanie jednak, gdy statek kosmiczny przyszłości będzie leciał prawie z prędkością światła i dołoży mu się jeszcze więcej energii, np. przez włączenie dodatkowe ­ go napędu? Prędkość można podwyższyć zaledwie troszeczkę, ponieważ największą ze wszystkich możliwych prędkości już prawie uzyskano, a więc wnioskował Einstein zwiększyć się musi masa pojazdu. Taki przyrost stwierdzają codziennie naukowcy w DESY i CERN (urządzenia do przyspieszania cząstek), kiedy przyspieszają małe cząstki do prędkości bliskiej prędkości światła. Ale wr ó ćmy z powrotem do naszej rakiety.

24 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Zgodnie z formułą Einsteina, jeżeli w spoczynku posiada ona kg masy, to przy prędkości równej 80% prędkości światła osiąga masę kg, przy 99% prędkości światła 7100 kg, a przy 99,99% prędkości światła kg. Jest to zresztą powód, dla którego statek kosmiczny nigdy nie zdoła osiągnąć prędkości światła. Jeżeli zbliży się do tej magicznej prędkości granicznej, to jego masa stanie się praktycznie nieskończenie wielka i trzeba by dysponować nieskończenie mocnym napędem, aby go nadal przyspieszać. Widzimy, że masa jakiegoś przedmiotu jest również względna i zależy od obserwatora. Statek kosmiczny, który dla swego pasażera ma masę kg, jeżeli mija nas z prędkością około 99% prędkości światła, posiada dla nas, obserwatorów z zewnątrz, masę kg. Wielkie jabłko przelatujące koło nas z prędkością 99,99% prędkości światła miałoby dla nas masę 50 kg. Naturalnie nikt nie może przyspieszyć prędkość jabłka aż tak dalece. Jest to jednak możliwe w odniesieniu do cząstek elementarnych. Na przykład w uniwersytecie w Zurychu przyspieszano elektrony do prędkości równej dokładnie 99% prędkości światła, a następnie za pomocą pól elektrycznych i magnetycznych kierowano je na inny tor. Z krzywizn torów można było określić masę elektronów. Jak to wyliczył Einstein, była ona 7 razy większa od masy elektronów spoczywających. Dziś w DESY, w instytucie badawczym koło Hamburga, podwyższenie masy cząstek elementarnych nawet razy stanowi drobiazg.

25 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Statek kosmiczny ma 70 metrów długości i masę 1000 ton. Jeżeli mija nas z prędkością równą 99% prędkości światła, to ma masę 7100 ton, jego długość wynosi 10 metrów, a zegary na jego pokładzie chodzą 7x wolniej niż nasze. Wszystkie liczby są zaokrąglone w górę lub w dół.

26 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Czy można uzyskać energię z materii? Jeżeli jakiejś bardzo szybkiej cząstce do­damy energii, to zwiększymy jej ma­sę. Masa jest zatem wnioskował Einstein tylko formą energii. Jak przecież widzieliśmy, energia napędowa superszybkiego statku kosmicznego może być przekształcona w masę, podobnie, jak można np. energię elektryczną prze­ tworzyć w ciepło. Zatem wnioskował dalej Einstein możliwy musi być również proces odwrotny: uzyskiwanie energii z masy. Dokładnie to wypowiada najbardziej chyba znana, najsławniejsza for­muła całej fizyki: E = mc 2 Masa m może być przekształcona w gigantyczną porcję energii, którą otrzyma­my po przemnożeniu tej masy przez kwadrat olbrzymiej prędkości światła. Zarówno Słońce, jak i bomba atomowa, przekształcając masę w energię uwalniają jej potężne zasoby.

27 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Jak Słońce wytwarza energię? We wnętrzu Słońca panują warunki dla nas niewyobrażalne. W temperaturze 15 milionów stopni i przy ciśnieniu 200 miliardów atmosfer atomy wodoru by wyrazić to w sposób uproszczony przekształcane są w atomy helu. Z 4 jąder wodorowych powstaje w ciągu kilku stadiów pośrednich jądro helu. Ma ono znacznie mniejszą masę niż budujące je 4 składniki. Masa zatem zostaje przekształcona, zgodnie z formułą Einsteina, w energię. Proces ten nosi nazwę syntezy jądrowej. W ciągu każdej sekundy Słońce zużywa 564 miliardy kg wodoru, z czego po­wstaje 560 miliardów kg helu. Pozostałe 4 miliony ton, tj. zaledwie 0,7% paliwa, stają się energią, która ostatecznie wypromieniowywana jest w formie światła i ciepła. Pomimo wielkiego zużycia paliwa nasze Słońce może świecić 10 miliardów lat, z których za sobą ma już 5 miliardów. Znajduje się zatem w połowie swego życia.

28 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. protony (jądra wodoru) Z czterech jąder wodoru powstaje w Słońcu w ciągu kilku stadiów pośrednich jądro helu. Cztery składniki mają większą masę niż powstające z nich nowe jądro. Różnica masy zostaje zamieniona w energię.

29 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Co łączy Einsteina z bombą atomową? Również w bombie atomowej i reaktorze jądrowym masa zamieniana jest w energię. Wielki atom uranu trafiany jest przy tym ma­łą cząstką, neutronem. Jądro uranu rozszczepiane jest na dwa średniociężkie jądra atomowe, po­nadto powstaje kilka nowych neutronów, które ze swej strony mogą trafiać i rozszczepiać dalsze jądra uranu. Ważna jest przy tym rzecz następująca: powstające podczas rozszczepiania nowe jądra i cząstki mają mniejszą masę niż jądro wyjściowe i trafiający je neutron. Podobnie jak wewnątrz Słońca zostaje znów utracona masa, tym razem w procesie rozszczepienia jądra. Utracona masa przekształcana jest i tutaj wedle formuły Einsteina: E = mc 2 w olbrzymie zasoby energii. W bombie atomowej przybiera to charakter eksplozji; wiele jąder rozszczepianych jest w tzw. reakcji łańcuchowej prawie jednocześnie. W elektrowni atomowej rozszczepia się tylko tyle jąder, ile potrzeba do produkcji energii o stałej wartości.

30 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. W bombie atomowej lub elektrowni atomowej wielkie jądro plutonu rozszczepiane jest przez neutron. Powstają przy tym 2 mniejsze jądra atomowe oraz nowe neutrony, które mogą rozszczepiać następne jądra.

31 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. W bombie atomowej, a także w elektrowni atomowej, masa zamieniana jest w energię.

32 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Co spotkałoby kosmonautę w pobliżu czarnej dziury? Dotychczas zajmowaliśmy się głów­nie szczególną teorią względności, a więc pomijaliśmy wielkie pola grawitacyjne, wielkie masy czy przyspieszenia. Tak samo zajmująca, ale niestety o wiele bardziej skomplikowana, jest ogólna teoria względności. Jednym z jej istotnych twierdzeń jest, że w obrębie wielkich pól grawitacyjnych zegary chodzą wolniej, a przy mniejszej grawitacji prędzej. Dziś można to twierdzenie łatwo udowodnić przy pomocy zegarów atomowych, chodzących na pokładach samolotów na wysokości 10 km wyraźnie szybciej od tak samo zbudowanych ze­garów umieszczonych na powierzchni Ziemi, gdzie przecież siła ciężkości jest trochę większa niż na górze w samolocie. Chodzi tu o niewielkie odstępstwa. Rzecz unaoczni się dopiero, kiedy wyobrazimy sobie kosmonautę okrążającego supergęstą porcję materii, czarną dziurę, której pole grawitacyjne jest nieopisanie wielkie, co ekstremalnie spowalnia tam zegary. Patrząc z Ziemi, życie naszego kosmonauty biegłoby bardzo wolno. Lekarze z NASA, kontrolujący przez radio funkcje jego ciała, stwierdzaliby co 20 minut jedno uderzenie serca. Natomiast dla naszego kosmonauty zegary na Ziemi pędziłyby zawrotnie. Nowa gazeta co­dzienna ukazywałaby się co 90 sekund, nowy parlament wybierano by 5 razy w tygodniu, nie licząc wyborów przedterminowych. Po 4 tygodniach czasu pokładowego nie żyliby już wszyscy przyjaciele astronauty; on sam byłby starszy o 1 miesiąc, podczas gdy na Ziemi minęłoby 80 lat. Gdyby można było żyć na ciele niebieskim o krańcowo silnym polu grawitacyjnym (może na gwieździe neutronowej), to dzień pracy przebiegałby zupełnie inaczej niż u nas: człowiek jechałby rano do biura na 30. piętrze wieżowca i tam spędzał osiem godzin dnia pracy przy mniejszej sile ciążenia. Potem wracałby z powrotem na dół i stwierdzał, że tu, przy większej sile ciążenia, minęła zaledwie godzina. A więc początek pracy o 9., fajrant o 10. Godziny spędzone na górze przeżywane byłyby jednakże jako 8 godzin. My sami z naszego punktu widzenia, możemy żyć tylko lat 70 czy 90, nawet jeśli dla obserwatorów w innych systemach odniesień nasze życie trwa 10 sekund czy lat.

33 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Interesujące jest także zakrzywienie przestrzeni w wielkich polach grawitacyjnych. Na gwieździe neutronowej można byłoby zobaczyć tył swojej głowy, ponieważ wychodzący stąd promień światła w zakrzywionej przestrzeni biegłby dookoła gwiazdy. Również ten efekt można łatwo udowodnić i już sam Albert Einstein pokazał, jak można to zrobić. Przyjrzyjmy się tu rzadkiemu zjawisku przyrodniczemu, które w Polsce będzie można znowu zobaczyć dopiero w roku 1999: całkowitemu zaćmieniu Słońca, podczas którego Księżyc zupełnie przysłoni Słońce. W totalnej ciemności, gdy Księżyc całkiem przykryje Słońce, na krótki czas staną się widoczne gwiazdy. Przebiegające w pobliżu Słońca promienie świetlne gwiazd musiałyby, jeżeli Einstein miał rację, być zakrzywione przez jego pole grawitacyjne. Gwiazdy obserwowano by na innym miejscu niż normalnie. Dokładnie taki efekt został zaobserwowany i od­chylenie było dokładnie takie, jak to wcześniej wyliczył Einstein.

34 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Zegary w samolocie albo na wysokiej górze chodzą szybciej niż na poziomie morza. W szybkich samolotach bądź rakietach wynik musi być dodatkowo skorygowany, ponieważ na czas wpływa również prędkość.

35 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. W pobliżu czarnej dziury zegary chodzą wolniej Dane czasowe na tym obrazku są przesadzone.

36 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. W Wielkie słońce eksplodowało tutaj u końca swego życia. Część masy gwiezdnej została daleko odrzucona, reszta skurczyła się do super gęstej gwiazdy neutronowej (strzałka). Jeszcze bardziej gęste resztki gwiazdy, zatrzymujące swym wielkim polem grawitacyjnym nawet światło, noszą nazwę czarnych dziur.

37 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Zegary umieszczone wysoko nad powierzchnią gwiazdy neutronowej chodziłyby o wiele szybciej niż usytuowane bezpośrednio na niej. Na 30. piętrze wieżowca minęłoby 8 godzin, podczas gdy na dole zaledwie 1 godzina. Oczywiście, jest to hipoteza.

38 Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Dzięki zakrzywieniu promieni świetlnych można byłoby zobaczyć tył swojej głowy.

39 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Czy istnieją cząstki światła? Zrobiono setki pr ó b dowodzących istnienia fal przeciwieństwie do fal wodnych czy dźwiękowych mogą się rozchodzić r ó wnież w pr ó żni. Światło widzialne, fale radiowe, promieniowanie podczerwone, nadfioletowe czy rentgenowskie należą do wielkiej rodziny fal elektromagnetycznych. Światło czerwone ma większą długość fali niż fioletowe, niewidoczna podczerwień z kolei ma większą długość fali niż czerwień, ultrafiolet ma mniejszą długość fali niż fiolet, a promieniowanie rentgenowskie jeszcze mniejszą od ultrafioletu. Aż do początku naszego wieku sądzono, że za pomocą obrazu falowego całkowicie zrozumiano światło i jego własności. Ale wielcy fizycy Pianek i Einstein wykazali, że w kr ó lestwie tego co najmniejsze i najszybsze nasza wyobraźnia zawodzi, a przyroda zachowuje się tu zupełnie inaczej od naszych oczekiwań. Einstein udowodnił, że energia fali elektromagnetycznej przenoszona jest zawsze w ma ­ łych, dokładnie określonych porcjach, czyli kwantach", kt ó re nazywamy foto ­ nami lub cząstkami światła. Kr ó tko m ó wiąc, światło występować może jako fala, ale r ó wnież jako strumień cząstek, zależnie od tego, jak je badamy, jakie wykonujemy eksperymenty.

40 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Energia cząstki światła jest tym większa, im mniejsza jest długość fali światła. Światło koloru niebieskiego ma mniejszą długość fali niż czerwone. Z tego powodu fotony światła niebieskiego przenoszą więcej energii niż czerwonego. Promienie rentgenowskie mają jeszcze mniejszą długość fali. Fotony promieni rentgenowskich są zatem szczeg ó lnie zasobne w energię, mogą np. dotrzeć w głąb ludzkiego ciała, z czego, jak wiadomo, korzystają lekarze przy złamaniach kości. Cząstki światła lub fotony nie mają żadnej masy (dokładniej: masy spoczynkowej), jak atomy czy elektrony, i poruszają się podczas całego swego życia z prędkością światła. Ciągle jeszcze trudno jest wyobrazić sobie, że istnieją cząstki nie mające masy, a niosące ze sobą energię, i że światło występuje raz jako fala, a potem znów jako strumień cząstek. Ale to właśnie jest typowe dla nowoczesnej fizyki wieku XX. Procesy w obrębie atomu potrafimy wprawdzie matematycznie obliczyć istnieje wzór, za pomocą które­go z długości fali wyliczyć można energię cząstek światła nasza wyobraźnia najczęściej jednak nie wystarcza, by unaocznić sobie procesy przyrodnicze w królestwie tego co najmniejsze i najszybsze. Nasz mózg i nasza wyobraźnia nie były pierwotnie przygotowane do tego, by pojmować atomy lub kosmos, ale by szukać pożywienia, odnajdywać drogę powrotną do pieczary albo rozpoznawać lwa, czyli różnicować rzeczy widzialne wielkości centymetra, metra lub kilometra i nie szybsze niż 100 km/godz.

41 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Pryzmat rozkłada białe światło słoneczne na barwy tęczy - czerwoną, pomarańczową, żółtą, zieloną, niebieską i fioletową.

42 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Światło czerwone ma większą długość fali niż fioletowe. Jeszcze większą długość fali ma niewidzialna podczerwień, którą odczuwa się jako promieniowanie cieplne. W przeciwieństwie do tego promienie ultrafioletowe, rentgenowskie oraz y mają mniejszą długość fali niż światło widzialne.

43 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Cząstki światła lub inaczej fotony ultrafioletu są bogatsze w energię niż fotony światła fioletowego. Ogólnie obowiązuje zasada: im mniejszą długość fali ma światło, tym bardziej zasobne w energię są jego fotony. h = stała X = długość fali E = energia fotonu v = częstotliwość c = prędkość światła

44 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Co to jest atom? Od dawna wiadomo,, że wszelka materia zbudowana jest ze składników pod­stawowych, czyli pierwiastków chemicznych. Do tych pierwiastków należą, np. tlen, siarka czy żelazo. Najmniejszą cząstkę żelaza nazywamy atomem żelaza, najmniejszą cząstkę siarki atomem siarki. Czyste żelazo zawiera tylko atomy żelaza, czysta siarka jedynie atomy siarki. Atomy mają bardzo różne masy; najlżejszy jest atom wodoru. Atomy żelaza są o wiele cięższe, a od nich jeszcze cięższe, czyli zasobniejsze w masę, są atomy uranu. Atom znaczy tłumacząc z greki właściwie niepodzielny". Dziś wiemy, że atomy można rozłożyć na jeszcze mniejsze części składowe. Jeżeli jednak rozbijemy atom żelaza, to zniszczone zostaną typowe własności żelaza, powstałe składniki nie są już żelazem! Z tego powodu w wielu podręcznikach chemii znajduje się następująca definicja pojęcia atomu: Atom jest najmniejszą cegiełką jakiegoś pierwiastka chemiczne­go, której nie można już dalej dzielić bez utraty typowych własności tego pierwiastka". Atomy są w odniesieniu do wszystkich rzeczy naszego codziennego życia maluteńkie, ich średnica wynosi około cm lub 1 10" a cm. Jak małe są atomy, można uzmysłowić sobie przez następujące porównanie. Na Ziemi żyje ponad 5 miliardów ludzi. Gdyby każdemu z nich przyporządkować jeden atom i utworzyć z tych atomów łańcuch, to jego długość wyniosłaby 50 cm.

45 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Budowa molekuły wody i amoniaku: O = tlen, N = azot, H = wodór. Hel i złoto są pierwiastkami chemicznymi. Czysty gazowy hel zawiera tylko atomy helu, czyste złoto tylko atomy złota.

46 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Co to jest cząsteczka? Atomy mogą wiązać się w większe cząsteczki, tzw. molekuły. Dwa atomy tlenu tworzą np. molekułę tlenu, dwa atomy wodoru molekułę wodoru. W przyrodzie zdarza się bardzo często, że różne atomy łączą się w molekuły. Jedną z najbardziej znanych jest molekuła wody, składająca się z 1 atomu tlenu i 2 atomów wodoru. Molekuła amoniaku zawiera 1 atom azotu i 3 atomy wodoru. Woda i amoniak nie są, w przeciwieństwie do tlenu czy węgla, pierwiastkami chemicznymi, lecz związkami chemiczny­mi różnych pierwiastków. Najmniejszą porcją związku chemicznego jest mole­kuła. Jeśli rozłożymy molekułę wody, to znikną właściwości wody, pozostaną tylko jej części składowe: tlen i wodór, zachowujące się zupełnie inaczej niż woda. Molekuły podobnie jak atomy są niewyobrażalnie małe. W normalnym kubku do picia znajduje się po­nad lub molekuł wody. Gdyby zawartość tego kubka rozdzielić równomiernie na wszystkie morza świata, to w każdym litrze wody morskiej znajdowałoby się kilka tysięcy molekuł pochodzących z niego.

47 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Jak zbudowany jest atom? Przed mniej więcej 80 laty Ernest Rutherford dokonał w Anglii odkrycia, które zapoczątkowało współczesną fizykę atomową, którą teraz chcemy się zająć. Chcąc zbadać budowę atomów fizyk brytyjski bombardował złotą folię cząstkami a. Gdyby w takiej folii metalowej materia była rozłożona równomiernie, to cząstki byłyby wprawdzie trochę wyhamowywane, ale w zasadzie zachowałyby swój kierunek lotu. Dokładnie tak zachowały się prawie wszystkie cząstki a. Nieliczne zmieniły jednakże zupełnie kierunek lotu, tak jak gdyby odbijały się od małej, ale bardzo ciężkiej kuli. Rutherford wywnioskował z tego, że prawie cała masa atomu złota skoncentrowana jest w maluteńkim jądrze i tak oto zostały odkryte jądra atomowe] Dziś wiemy dokładnie, jak zbudowany jest atom: przypomina mały Układ Słoneczny. Wokół malutkiego jądra, zawierającego prawie całą masę atomową i naładowanego elektrycznie dodatnio, krążą małe, bardzo lekkie cząstki, elektrycznie ujemne elektrony. Nawet najcięższe atomy metali są w istocie tworami z piany", składającymi się prawie zupełnie z pustej przestrzeni. Jeśli wyobrazimy sobie, że jądro atomowe jest tak wielkie jak czereśnia, to cały atom z orbitami elektronów będzie mniej więcej tak wielki jak katedra w Kolonii. Jądra atomowe mają promień około 1/ cm, czyli 10" 12 cm. 100 miliardów jąder atomowych utworzyłoby zatem łańcuch o długości 1 mm.

48 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Najprostszym atomem jest atom wodoru. Wokół jego bardzo małego jądra krąży tylko 1 elektron. W stanie normalnym odległy on jest od jądra o około 5 miliardowych części centymetra lub 510" 9 cm. Może się jednak znaleźć na innych, dal­szych orbitach i tu się niestety kończy porównanie z Układem Słonecznym. Podczas gdy planety mogą się poruszać w dowolnej odległości od Słońca, u elektronów możliwe są tylko ściśle określone orbity lub poziomy energii. Jeżeli elektron przeskakuje z orbity zewnętrznej, czyli ze stanu wyższego energetycznie, na orbitę wewnętrzną, do stanu niższego energetycznie, to uwalniana jest porcja energii w formie kwantu światła czyli fotonu. Ponieważ występują tylko ściśle określone orbity lub poziomy energetyczne, to kwanty światła wysyłane są tylko ze ściśle określonymi energiami, w obrazie falowym zatem emitowane są fotony ściśle określonej długości fal, po których wszędzie we Wszechświecie można rozpoznać atom wodoru. Podobnie sprawa się ma z innymi pierwiastkami. Jest to podstawą analizy spektralnej, za pomocą której można stwierdzić na przykład, jakiego rodzaju atomy znajdują się w atmosferze słonecznej.

49 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Jeżeli jądro atomu wyobrazimy sobie jako czereśnię, to cały atom będzie tak wielki jak katedra w Kolonii.

50 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Czy elektrony to naprawdę małe planety? Widzieliśmy już, że w atomie wodoru elektron krąży wokół jądra po najbardziej wewnętrznej ze wszystkich możliwych orbit w odległości równej 5 miliardowych cm. Dokładna wartość tzw. modelu atomu Bohra wynosi 5,2910" 9 cm. Z drugiej strony przyrównanie atomu do Układu Słonecznego jest niedoskonałe. Jakkolwiek prawdą jest, że elektron może się znajdować tylko w stanach o ściśle określonej energii, odpowiadającej w modelu planetarnym orbitom 1, 2 lub 3, to jednak w stanie o najniższej energii nie jest całkiem dokładnie oddalony od jądra o 5,29 miliardowych cm; jest to jedynie wartość średnia. Podzielmy obszar wokół jądra atomu na trzy strefy: niech strefę 1 tworzy kula o promieniu 5 miliardowych cm; strefa 2 obejmuje wszystkie odstępy między 5 a 10 miliardowymi cm, a strefa 3 pozo­stały obszar. Stwierdzimy wtedy, że u 32% wszystkich atomów wodoru elektron znajduje się w obszarze 1, u 44% w obszarze 2, a u 24% w 3. W od­niesieniu do konkretnego atomu możemy podać tylko prawdopodobieństwo położenia elektronu w danym momencie. Można na przykład powiedzieć, że prawdopodobieństwo tego, iż elektron znaj­duje się w strefie 1, wynosi 32%. Choć jednak model planetarny jest tak niedoskonały, to dla wielu pierwszych przemyśleń i przybliżeń jest niezwykle użyteczny, będziemy jeszcze z niego niejednokrotnie korzystać. Należy pamiętać, że nie sposób uzmysłowić sobie wszystkich procesów zachodzących w obrębie atomu. Modelowo przedstawić można tylko niektóre obszary, nigdy nie obejmą one jednak całości. Przypomnijmy sobie falową i cząstkową naturę światła! Dokładnie tak jak teoria falowa nie opisuje wszystkich własności światła, tak i model planetarny nie charakteryzuje całej natury atomu.

51 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Jeżeli elektron przeskakuje z orbity wyższej na niższą, np. z 3 na 1, to uwalniana jest energia w postaci kwantu światła. Ponieważ występują tylko orbity ściśle określone na naszym rysunku 1,2 i 3 to możliwe są tylko kwanty światła o ściśle określonej energii. Elektron na orbicie 1 ma energię E 1, elektron na orbicie 2 wyższą energię E 2 itd. Dlatego istnieją tylko kwanty energii E3-E2, E3-E1 (zaznaczony na naszym rysunku) oraz E 2 E 1.

52 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. W 32% atomów wodoru w stanie podstawowym elektron znajduje się w strefie 1, u 44% w strefie 2, a u 24% w strefie 3.

53 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Z czego składają się jądra atomów? Jądra atomów zbudowane są z dwóch rodzajów cząstek, mianowicie z pro­tonów i neutronów. Oba mają w miarę jednakową masę i są 2000 razy cięższe od elektronu. Podczas gdy proton ma dodatni ładunek elektryczny o tej samej wartości liczbowej co ujemny ładunek elektronu, to neutron, jak wskazuje jego nazwa, jest neutralny, a więc nie posiada ładunku elektrycznego. Protony i neutrony nazywa się także nukleonami cegiełkami budulcowymi jądra. Wartość ładunku elektrycznego elektronu czy protonu nazywa się ładunkiem elementarnym. Liczba protonów w jądrze decyduje o tym, do jakiego pierwiastka chemicznego dane jądro należy. Atomy wodoru mają np. 1 proton, atomy węgla 6, a atomy uranu 92 protony w jądrze. Liczba neutronów w określonych pierwiastkach może być zmienna. Istnieją np. jądra wodoru z 0, 1 lub 2 neutronami, tak zwane izotopy wodoru. Jeżeli jądro atomu ma 6 dodatnich protonów, to krąży wokół niego 6 ujemnych elektronów, tak że cały atom jest obojętny elektrycznie. Jeżeli taki atom utraci 1 elektron, to przeciw 6 protonom występuje już tylko 5 elektronów i atom ma ładunek elektryczny +1. Takie naładowane reszty atomowe nazywają się jonami. Wiele jąder atomowych rozpada się na lżejsze jądra i wysyła wtedy cząstki alfa (jądra helu), beta (elektrony) albo pro­mienie gamma (fotony). Takie zachowanie nosi nazwę radioaktywności.

54 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Z lewej: elektron i antyelektron niszczą się wzajemnie, powstają dwa kwanty. Z prawej: z cząstek promieniowania lub kwantów tworzy się materia, mianowicie para: elektron antyelektron.

55 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Czy istnieje antymateria? Antymateria odgrywa nie tylko w powieściach science-fiction wielką rolę,ona występuje na­ prawdę! Dla wszystkich cząstek, znaleziono antycząsteczki. Anty elektrony, zwane także pozy-tronami, nie są, jak normalne" elektrony, naładowane ujemnie, lecz dodatnio, mają jednakże taką samą masę co elektrony. Antyprotony naładowane są ujemnie. Materia i antymateria nie mogą istnieć obok siebie. Jeżeli elektron spotyka się z antyelektronem, to niszczą się one wzajemnie, przekształcając się w energię, dokładniej powiedziawszy, w dwie pozbawione masy cząstki promieniowania lub kwanty. Dwa kwanty mogą jednak również utworzyć parę elektron antyelektron. Pierwszy proces nazywa się często anihilacją", drugi kreacją". Jeszcze raz potwierdza się stara Einsteinowska formuła E = mc 2. Masa może być przekształcana w energię, energia w masę. Przy anihilacji materii i antymaterii istniejąca masa zamieniana jest w 100% w energię, podczas gdy w reaktorze jądrowym czy w centrum Słońca nie wykorzystuje się nawet 1% paliwa. Pozostaje tam popiół" w postaci odpadów atomowych lub helu, przy anihilacji natomiast materia znika zupełnie. Jeślibyśmy po­trafili zbudować elektrownie czy statki kosmiczne, w których materia i antymateria zamieniałyby się w energię w sposób kontrolowany, to byłyby one ponad 100 razy wydajniejsze od normalnych elektrowni jądrowych. Brak nam do tego jednakże koniecznej antymaterii, ponieważ Ziemia i Układ Słoneczny zbudowane są z normalnej materii. Istnieją jednak naukowcy, którzy sądzą, że istnieją galaktyki zbudowane z antymaterii, tak samo jak nasz świat trwałe, dopóki nie napotkają normalnej materii. Ostatnio wszakże teoria ta jest mocno krytykowana. Na Ziemi można antycząstki wytworzyć w laboratoriach fizycznych jedynie na krótki czas. Ich szansę na przeżycie są na naszej planecie znikome, ponieważ wszędzie napotykają natychmiast na normalną materię i są niszczone.

56 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Proton składa się z dwu kwarków u i jednego kwarku d. Neutron zawiera dwa kwarki d oraz jeden kwark u.

57 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Budowa materii: atomy składają się z elektronów i jąder, jądra z protonów i neutronów, a te z kwarków.

58 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Co rozumie się przez cztery oddziaływania podstawowe? Między cząstkami elementarnymi działają 4 rodzaje sił, które nazywamy oddziaływaniami funda­ mentalnymi. 1. Oddziaływanie silne, nazywane również oddziaływaniem kolorowym". Uniemożliwia ono kwarkom w nukleonach zbytnie oddalenie się od siebie lub zgoła odlot. Oddziaływania silne przekazywane są przez cząstki pośredniczące, tak zwane gluony, które latają tam i z powrotem między kwarkami, starając spajać je jak klej. Siła jądrowa, trzymając* protony i neutrony w jądrze atomu, nk jest oddziaływaniem pierwotnym, lecz dć się wywieść z oddziaływań kolorowych które są najsilniejszymi z opisywanych ti oddziaływań. 2. Oddziaływanie elektromagnetyczne. Występuje, gdy w grę wchodzą ładunki elektryczne. Cząstka naładowana dodatnio odpychana jest od innej dodatniej przyciągana przez ujemną. Oddziaływania przenoszone są przez fotony, poruszające się tam i z powrotem między naładowanymi cząstkami, powodującym łączenie się tych cząstek. 3. Oddziaływanie słabe. Wiele cząstek ni(reaguje ani na silne oddziaływanie kwarków, ani na oddziaływanie elektromagnetyczne, np. kiedy nie mają one ładunku elektrycznego ani koloru". Występuje tu jeszcze inna siła pierwotna, oddziaływująca jedynie na skrajnie małych odległościach, tzw. Oddziaływanie słabe, na które wystawione są wszystkie bez wyjątki cząstki materii. Oddziaływanie to przenoszone jest przez bozony W. 4. Grawitacja albo siła ciężkości. Działa między wszystkimi cząstkami, które mają masę; na tle pozostałych trzech sił pierwotnych jest jednak tak słaba, że możemy ją tu pominąć. Ponieważ oddziaływuje na wielkich odległościach, istotna jest w astronomii.

59 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Co to są leptony? Leptony są cząstkami elementarnymi, na które oddziaływania silne nie wpływają. Najbardziej znany jest elektron. Znamy 6 lepto-nów i 6 kwarków, a więc 12 prawdziwych" cząstek elementarnych, które dalej nie dadzą się już podzielić. Dla budowy materii ważne są tylko trzy z tych pierwotnych cegiełek: kwarki u, kwarki d i elektron.

60 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Czy elektrony to cząstki czy fale? Widzieliśmy, że promieniowanie elektro­magnetyczne, do którego należy też światło, zachowuje się czasem jak fala, a czasem znowu jak cząstki. Otóż to samo odnosi się do strumienia szybkich cząstek elementarnych. Elektrony zachowują się najczęściej jak cząstki. Natomiast niektóre eksperymenty wykazują, że strumienie elektronów mają także właściwości falowe. Również tu przekonujemy się, że wszystkie modele, przy pomocy których chcemy przedstawić świat cząstek elementarnych, opisują tylko część nie dającej się obrazowo ująć rzeczywistości.

61 Ś wiat najmniejszych cz ą stek.

62 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Jak bada się cząstki elementarne? Widzieliśmy już, że dla zbadania najmniejszych cegiełek materii potrze­ba strumieni bardzo szybkich cząstek, poruszających się prawie z prędkością światła, wysokoenergetycznych. Takich cząstek używa się jako sondy do prześwietlenia" większych cegiełek materii. Aby poznać budowę wewnętrzną protonów, przestrzeliwuje się przez nie np. o wiele mniejsze elektrony, podobnie jak lekarz przepuszcza przez ludzkie ciało promienie rentgenowskie, by przestudiować życie jego wnętrza. Istnieje jeszcze inna metoda badania materii: powoduje się, żeby szybkie elektrony lub protony uderzały w inne cząstki, albo jeszcze lepiej, by mocno przyspieszone cegiełki materii zderzały się przeciwbieżnie ze sobą. Uwalniana w ten sposób energia może być użyta do tworzenia nowych, jeszcze nie znanych cząstek, ponieważ, jak wiemy, energia może być przekształcana w materię. W każdym razie potrzeba szybkich cząstek, które wytwarzane są i przyspieszane do naj­wyższych prędkości w tak zwanych akceleratorach wysokich energii.

63 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Jak działa akcelerator? Naładowany elektrycznie ujemnie elektron przyciągany jest przez ładunek dodatni, a przez ujemny odpychany. Prędkość elektronu można przyspieszyć, jeżeli postaramy się, żeby przed nim znajdował się ciągle ładunek dodatni, a za nim ujemny. W akceleratorze liniowym elektrony przelatują przez wiele metalowych cylindrów, ustawionych je­den za drugim. Przez przyłożenie napięcia zmiennego można osiągnąć, że cylinder leżący przed elektronem naładowany jest zawsze dodatnio, a leżący za nim zawsze ujemnie. Każdy cylinder opuszczany przez cząstkę odpycha ją, a każdy leżący przed nią przyciąga, tak że doznaje ona coraz większego przyspieszenia, powiększając swoją energię kinetyczną. W podobny sposób można przyspieszać również inne cząstki. W synchrotronie elektronowym, np. DE­SY, w Centrum Badawczym Fizyki Wysokich Energii w Hamburgu, elektrony przy­spieszane są wstępnie przez akcelerator liniowy, a następnie kierowane do synchrotronu. To urządzenie, którego średnica wynosi kilkaset metrów, ma kształt tunelu kołowego. W tym tunelu przyspieszające pole elektryczne podwyższa prędkość elektronów coraz bardziej. Magnesy utrzymują je na torze kołowym. Następnie elektrony odchylane są poza ten tor i używa się ich do różnorodnych do­świadczeń, polegających na zderzaniu ich z innymi cząstkami, tzw. tarczami". Przyspieszane elektrony osiągają na torze kołowym prawie prędkość światła, pokonują zatem w każdej tysięcznej sekundy 300 km. Ich masa wzrasta przy tym wiele tysięcy razy! Szczególnie bogatych efektów dostarczają synchrotrony, w których cząstki, przyspieszane do wysokich energii, zderzają się ze sobą przeciwbieżnie. Cała ich energia kinetyczna oddana zostaje na kształtowanie nowych, znanych i nieznanych cegiełek materii.

64 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. strumień elektronów Źródło napięcia W akceleratorze liniowym elektrony przelatują po kolei przez wiele cylindrów metalowych. Cylinder leżący przed elektronem przyciąga go, leżący za nim, odpycha. Dzięki temu elektron zyskuje coraz większą prędkość.

65 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Synchrotrony Petra" i Hera" (w budowie) w DESY w Hamburgu mają średnicę 700 oraz 2000 m. W pod­ziemnych pierścieniowych tunelach cząstki przyspieszane są prawie do prędkości światła. Sławny stadion Parku Ludowego wydaje się być przy nich placem zabaw dziecięcych.

66 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Wizyta w DESY: fizyk, inżynier i specjalista przy pomocy wysokiej jakości sprzętu technicznego rozwiązują ostatnie zagadki natury.

67 Ś wiat najmniejszych cz ą stek. Czy istnieją ujednolicone oddziaływania i cząstki? Już Albert Einstein starał się powiązać jakoś wszystkie siły przyrody. Dziś można rzeczywiście wykazać, że przy bardzo wysokich temperaturach i energiach zanika różnica między oddziaływaniem elektromagnetycznym i słabym. Ujednolicają się one wówczas w oddziaływanie elektrosłabe". Bardzo prawdo­podobne jest, że przy jeszcze wyż­szych temperaturach i energiach cząstek zanika różnica między oddziaływaniem elektrosłabym i silnym, jak też różnica między leptonami i kwarkami, tak że wy­stępuje wtedy tylko ujednolicona cząstka pierwotna oraz, pomijając grawitację, ujednolicone oddziaływanie. Takich warunków nie da się wytworzyć nawet w największym akceleratorze, mogły one jednak panować krótko po Wielkim Wybuchu, kiedy cały Wszechświat był jeszcze supergęstą i naładowaną energią kulą ognia. W zakresie tego co najmniejsze jest jeszcze wiele do zbadania; fizycy wieku XXI mogliby np. postawić sobie pytanie, czy kwarki i elektrony zbudowane są z jeszcze mniejszych części składowych. Aż do udzielenia odpowiedzi na nie musimy żyć z całkiem zadowalającym rezultatem częściowym, że istnieje 12 cząstek pierwotnych, mianowicie 6 kwarków i 6 leptonów, z których jednakże tylko 3 odgrywają w budowie świata podstawową rolę..

68 Wielki Wybuch i wieczno ść Dlaczego gwiazdy świecą? W jasną, bezksiężycową noc gołym okiem można rozpoznać około 2500 gwiazd, a za pomocą teleskopów wiele milionów. Pominąwszy planety Układu Słonecznego, takie jak Wenus czy Saturn, wszystkie te gwiazdy są dalekimi słońcami, tzn. gorącymi kulami gazowymi, które mogą mieć na swojej powierzchni wiele tysięcy, a we wnętrzu wiele milionów stopni ciepła. Niektóre z nich świecą w rzeczywistości razy mocniej od Słońca, inne świecą o wiele słabiej niż nasza gwiazda centralna. Wszystkie gwiazdy mają jednak wspólną cechę: głęboko w swym wnętrzu wytwarzają energię jądrową, głównie przez przekształcanie wodoru w hel. To prawie niewyczerpalne źródło energii pozwala gwiazdom bardzo długo żyć: np. paliwo naszego Słońca pozwala na 10 miliardów lat życia. Wytworzona w centrum gwiazdy energia transportowana jest na zewnątrz i wypromieniowywana z jej po­wierzchni w formie promieniowania ultrafioletowego, strumienia cząstek, pro­mieni rentgenowskich, ciepła, światła oraz fal radiowych. U końca swego życia niektóre gwiazdy giną przez gwałtowną eksplozję. Pozostają po nich tylko super-gęste, małe kule materii, które noszą nazwy białych karłów", gwiazd neutronowych" oraz czarnych dziur". Również nasze Słońce stanie się kiedyś białym karłem".

69 Wielki Wybuch i wieczno ść Co to są galaktyki? Gwiazdy nie są rozmieszczone we Wszechświecie równomiernie, tworzą potężne rodziny, które nazywamy galaktykami. Nasze Słońce jest tylko jedną z 200 miliardów gwiazd naszej Galaktyki, naszej Drogi Mlecznej, która mimo swej potężnej masy zalicza się do średniej wielkości; znamy galaktyki z wieloma bilionami słońc i takie, które liczą ich tylko" kilka miliardów. Formy galaktyk mogą być zupełnie różne. Wyróżnia się galaktyki spiralne, spiralne z poprzeczką oraz eliptyczne. Galaktyki tworzą większe albo mniejsze grupy, gro­mady galaktyk. Nasza Droga Mleczna należy np. do gromady zwanej Grupą Lokalną, która liczy około 30 członków, a jej największym układem jest Mgławica Andromedy, licząca około 400 miliardów gwiazd. Istnieją także gromady galaktyk z tysiącami wysp mieszczących takie światy jak nasz. Jak daleko można wejrzeć przez wielkie teleskopy, tak wszędzie znajdują się galaktyki; wiele z nich odległych jest od nas o miliardy lat świetlnych.

70 Wielki Wybuch i wieczno ść Nasza Droga Mleczna liczy około 200 miliardów gwiazd. Położenie naszego Słońca zaznaczono krzyżykiem.

71 Wielki Wybuch i wieczno ść Najważniejsze typy galaktyk: z lewej galaktyka spiralna, niżej spiralna z poprzeczką, z prawej u dołu eliptyczna.

72 Wielki Wybuch i wieczno ść Czy można mierzyć prędkość poruszania się gwiazd? Jeżeli jakieś źródło światła, a więc np. jakaś gwiazda lub daleka galaktyka, porusza się w naszym kierunku z wielką prędkością, to jego sygnał świetlny ma coraz mniejszą długość fali, i to tak dalece, że światło czerwone, o zdecydowanie większej długości fali, jawi nam się jako niebieskie, o mniejszej długości fali. Jeżeli natomiast źródło światła oddala się od nas, albo my odlatujemy od niego prędkim statkiem kosmicznym, to jego sygnał świetlny ma coraz większą długość fali. Świecąca niebiesko lampa, oddalająca się od nas z dużą szybkością, jawi się nam jako żółta albo czerwona. Tymczasem w poprzednim rozdziale czytaliśmy, że powszechnie we Wszechświecie występujący wodór wypromieniowuje światło o ściśle określonej, dokładnie znanej długości fali. Jeżeli gorąca, zawierająca wodór gwiazda oddala się od nas, to jej sygnał świetlny osiąga większą długość fali niż oczekujemy; a jeśli pędzi ku nam, to długość fali sygnału maleje. Z tej zmiany długości fali, którą naturalnie można stwierdzić również przy emisji świetlnej innych rodzajów atomów, astronomowie mogą wyliczyć bardzo dokładnie, z jaką prędkością gwiazda przybliża się do nas albo od nas oddala. Najbliższy sąsiad oddala się np. od nas pędząc z prędkością 543 km/s, inne gwiazdy zbliżają się do nas z prędkością nawet 500 km/s, nie zderzając się naturalnie ze Słońcem, ponieważ nigdy nie poruszają się dokładnie w jego kierunku.

73 Wielki Wybuch i wieczno ść Jeżeli źródło światła porusza się w naszym kierunku, to jego sygnał świetlny ma coraz mniejszą długość fali, jeżeli się oddala, to długość fali się zwiększa.

74 Wielki Wybuch i wieczno ść Spojrzenie na gromadę galaktyk: każdy plasterek" jest w rzeczywistości potężną wyspą światów, zawierającą miliardy albo biliony gwiazd. Również nasza Droga Mleczna należy do gromady galaktyk.

75 Wielki Wybuch i wieczno ść Czy galaktyki poruszają się? Nie tylko gwiazdy, również galaktyki są w ruchu. Niektóre nasze sąsiadki pędzą ku nam, inne oddalają się od nas. Np. Mgławica Andromedy zbliża się do nas z prędkością 270 km/s, pod­czas gdy tzw. Obłok Magellana z podobną szybkością się oddala. Analogicznego rozkładu prędkości można byłoby oczekiwać także od dalekich galaktyk i gromad. Astronomowie musieli jednak z zaskoczeniem stwierdzić, że wszystkie dalekie światy oddalają się od nas. Im większe ich oddalenie, tym szybciej pędzą. Nie znaczy to naturalnie, że nasza Droga Mleczna jest centralnym punktem Wszech­świata, z każdego innego miejsca odniosłoby się takie samo wrażenie. Podsumuj­my więc: galaktyki szybko oddalają się od siebie, Wszechświat rozszerza się, ekspanduje. Jeżeli jednak dwie określone galaktyki poruszają się w kierunku od siebie z prędkością równą jednej dziesiątej prędkości światła i oddalone są od siebie o 1,5 miliarda lat świetlnych, to musiały być przed około 15 miliardami lat całkiem blisko siebie (jeśli pominąć spowolnienie ich ruchu). Podobne wyliczenie można przeprowadzić dla wszystkich innych galaktyk. Przed około 10 do 20 miliardów lat cały znany nam Wszechświat musiał być supergęstym, gorącym pakietem materii, którego części składowe zaczęły się od siebie oddalać wskutek eksplozji pierwotnej. Musiał zaistnieć potężny akt stworzenia, tzw. Wielki Wybuch.

76 Wielki Wybuch i wieczno ść Wszystkie dalekie galaktyki pędzą w kierunku od nas; im większe jest ich oddalenie, tym większa ich prędkość.

77 Wielki Wybuch i wieczno ść Nasze radioteleskopy odbierają informacje z wczesnej historii Wszechświata.

78 Wielki Wybuch i wieczno ść Czy Wielki Wybuch miał naprawdę miejsce? Wypowiedzi naukowców stają się coraz bardziej niepewne, im dalej spoglądają oni w przeszłość albo przyszłość. Podczas gdy np. oddalenie Księżyca albo nowszą historię Ziemi zna­my bardzo dobrze, to po trwającej zaledwie cztery stulecia historii badań naukowych trudno jest przejrzeć miliardy lat. Sama ekspansja Wszechświata jeszcze by nie wystarczyła, żeby z całą pewnością móc wnioskować o Wielkim Wybuchu. Teorię tę wspiera inna, bardzo ważna obserwacja. Im dalej zaglądamy w głębię Wszechświata, tym dalej spoglądamy w przeszłość. Gwiazdę odległą o 10 lat świetlnych widzimy taką, jak wyglądała przed 10 laty, a odległą galaktykę zaś taką, jaka była przed miliardami lat. Najdalsze obiekty, jakie można obserwować przy pomocy wielkich teleskopów, kwazary, to przecież nic innego niż całkiem młode, powstające dopiero galaktyki. Jeżeli wejrzymy jeszcze głębiej w dowolnym kierunku Wszechświata, to musimy dojść do granicy, gdzie już widać początek stworzenia, a więc gorący pragaz, z którego powstały galaktyki, gwiazdy, planety i istoty żywe. Musielibyśmy być więc otoczeni przez daleką, jasno żarzącą się powłokę, niebo musiałoby nocą być tak jasne jak w dzień. Ta ściana ognia pędzi jednak oddalając się od nas, Wszechświat przecież rozszerza się, a przez to jej sygnał świetlny osiąga coraz większą długość fali, tak wielką, że dociera do nas w końcu jako niewidzialna radiacja. Dokładnie takie promieniowanie zostało niedawno odkryte. Jest to na­pływające do nas równomiernie ze wszystkich kierunków promieniowanie tła 3 K" (promieniowanie reliktowe), które­go istnienie można łatwo dowieść przy pomocy radioteleskopów. Fakt ten wspiera teorię Wielkiego Wybuchu, wykluczającą coraz bardziej inne wyobrażenia o powstawaniu światów.

79 Wielki Wybuch i wieczno ść Gromady kuliste są najstarszymi rodzinami gwiazd. Ich wiek szacuje się na około W miliardów lat. Wiele gwiazd wykazuje jeszcze takie zestawienie materii, jakie musiało panować krótko po Wielkim Wybuchu.

80 Wielki Wybuch i wieczno ść Kiedy powstał Wszechświat? Naturalnie, wieku Wszechświata nie można określić, wyliczając po prostu z odległości i prędkości galaktyk, kiedy wystartowały one ze wspólnego punktu wyjścia. Nie wiemy przecież dokładnie, jak mocno ruch ucieczki jest wstrzymywany. Zależy to od gęstości materii we Wszechświecie. Im jest większa, tym mocniej masy się przyciągają, tym większe jest wyhamowywanie. Niestety, gęstość materii znamy tylko w przybliżeniu i dlatego dane dotyczące wieku Wszechświata tak bardzo różnią się od siebie. Dochodzą do tego błędy w określeniu odległości dalekich układów galaktyk. Wszyscy naukowcy zgodni są jednak co do czasu istnienia naszego świata i zakładają, że Wszechświat powstał 10 do 20 miliardów lat temu. Odpowiada to wiekowi Ziemi, wynoszącemu 4,6 miliarda lat, co obecnie przyjmują geolodzy, wiekowi kamieni księżycowych i meteorytów, wynoszącemu najwyżej 4 5 miliardów lat, a także wiekowi najstarszych rodzin gwiazd, gromad kulistych, które musiały powstać przed ponad 10 miliardami lat.

81 Wielki Wybuch i wieczno ść Jak Wszechświat wyglądał na początku? Jeżeli chcesz się dowiedzieć czegoś bliżej o pierwszych sekundach i ułamkach sekund po Wielkim Wybuchu, musimy pytać o to nie astronomów, lecz fizyków cząstek, którzy zajmują się promieniowaniem i materią w warunkach ekstremalnych.Używają oni w opracowaniach bardzo wielkich, ale również jak najmniejszych wartości liczbowych, dających się najlepiej wyrazić w potęgach dziesiętnych. Poza tym musimy wiedzieć, co szczegółowo opisuje rozdział poprzedni, że z fotonów lub cząstek promieniowania o wystarczająco dużych energiach może po­wstać materia, ale również z materii może powstać promieniowanie. Po tych koniecznych uwagach wprowadzających za­poznamy się teraz w bardzo uproszczony sposób z dzisiejszymi wyobrażeniami na temat pierwszych sekund i lat młodego Wszechświata. Historię Wszechświata dzieli się zazwyczaj na osiem etapów: Epoka pierwsza: (0 10~ 43 sekund) Co zaszło w tych pierwszych ułamkach sekundy w kuli ognia, z której miałby powstać nasz Wszechświat, nie wiemy. Być może występowała tylko jakaś prasiła, która miałaby się kolejno podzielić na cztery siły, znane dzisiaj. Epoka druga: (10' 43 10" 32 sekund) Oddziaływanie silne i elektrony słabe dzielą się. W ciągu krótkiego czasu Wszech­świat rozszerza się bardzo prędko (teoria Wszechświata inflacyjnego). Jako promieniowanie powstają kwarki i elektrony, a także superciężkie bozony X wraz ze swymi antycząstkami. Bozony X, zachowane tylko w pierwszych ułamkach sekundy, miały właściwość tworzenia pod­czas swego rozpadu nieco więcej cząstek materii niż antymaterii, a więc na przykład więcej kwarków niż antykwarków. Tak powstała nadwyżka materii w stosunku do antymaterii.

82 Wielki Wybuch i wieczno ść Epoka trzecia: (10~ 32 10" 6 sekund) Wszechświat składa się z szybko stygnącej mieszaniny kwarków, leptonów, fotonów oraz innych cząstek, które się nawzajem stwarzają i niszczą. Z oddziaływania elektrosłabego powstaje oddziaływanie słabe oraz elektromagnetyczne. Epoka czwarta: (10~ 6 10~ 3 sekund) Prawie wszystkie kwarki i antykwarki przekształcają się w energię w formie strumienia cząstek. W obniżającej się temperaturze nie mogą już powstawać nowe kwarki. Skoro jest nieco więcej kwarków niż antykwarków, to niektóre kwarki już nie znajdują partnera i ostają się. Każda trójka takich kwarków tworzy proton albo neutron. Powstały cegiełki późniejszych jąder atomowych. Epoka piąta: (10~ sekund) Elektrony i antyelektrony anihilują. Nie­które elektrony ostają się, ponieważ jest więcej materii niż antymaterii. Wypełniają później powłoki atomowe. Epoka szósta: (100 sekund 30 minut) W temperaturach, które odnajdujemy dzisiaj we wnętrzu gwiazd, tworzą się w syntezie jądrowej pierwsze lekkie jądra atomowe, szczególnie bardzo stabilne jądra helu, składające się z dwóch protonów i dwóch neutronów. Ciężkie jądra atomowe, takie jak żelaza czy węgla, jeszcze w tym czasie nie powstają. Na początku występowały praktycznie tylko oba najlżejsze pierwiastki wodór i hel.

83 Wielki Wybuch i wieczno ść Epoka siódma: (30 minut milion lat) Po upływie około lat kula ognia ochłodziła się do tego stopnia, że przy około 3000 K jądra atomowe i elektrony mogły połączyć się w atomy bez ponownego rozrywania się. Nie dająca się przedtem obserwować mieszanina cząs­tek staje się dostępna obserwacji. Dopie­ro tu otwiera się pole badawcze astronomów. Przenikając wielkie odległości, a tym samym prehistorię, obserwują oni otaczającą nas gorącą ścianę ognia o temperaturze 3000 K, która wszakże oddala się tak szybko, że sygnał świetlny, który wysyła, dla nas nie jest już światłem widzialnym, lecz jedynie falami radiowy­mi. Epoka ósma: (milion lat dziś) Z chmur wodorowych powstają układy galaktyk, gwiazdy i planety. We wnętrzu gwiazd tworzą się ciężkie jądra atomowe, np. tlenu czy żelaza, uwalniane później podczas eksplozji gwiazd i umożliwiające budowę nowych gwiazd, planet bądź istot żywych.

84 Wielki Wybuch i wieczno ść ~ 43 s. Wszystkie siły ujednolicone? 2. 10~ Ą3 s - 10~ 32 s. Z superciężkich bozonów X po­ wstaje więcej materii niż antymaterii.

85 Wielki Wybuch i wieczno ść 3. 10~ s. Kwarki i elektrony stygną 4. 10' ~ 3 s. Prawie wszystkie kwarki rozpadają się. Pozostałe tworzą protony i neutrony.

86 Wielki Wybuch i wieczno ść 5. 10~ s. Istnieją protony, neutrony i elektrony, cegiełki późniejszych atomów s min. Powstają najlżejsze jądra atomowe.

87 Wielki Wybuch i wieczno ść min.-1 milion lat. Po lat powstają pierwsze atomy milion lat - dziś. Powstają galaktyki, gwiazdy, planety, ciężkie atomy i istoty żywe..


Pobierz ppt "Fizyka tak ż e mo ż e by ć ciekawa, czyli... Najciekawsze zagadnienia wspó ł czesnej fizyki. Einstein i pr ę dko ść ś wiat ł a. Ś wiat najmniejszych cz."

Podobne prezentacje


Reklamy Google