4. GALAKTIKAS UN VISUMS. Elektroniskā grāmata

Titullapa

 

Ilgonis Vilks

Elektroniskā grāmata "Galaktikas un Visums"

Materiāls izstrādāts ESF Darbības programmas 2007. - 2013. gadam „Cilvēkresursi un nodarbinātība” prioritātes 1.2. „Izglītība un prasmes” pasākuma 1.2.1. „Profesionālās izglītības un vispārējo prasmju attīstība” aktivitātes 1.2.1.2. „Vispārējo zināšanu un prasmju uzlabošana” apakšaktivitātes 1.2.1.1.2. „Profesionālajā izglītībā iesaistīto pedagogu kompetences paaugstināšana” Latvijas Universitātes realizētā projekta „Profesionālajā izglītībā iesaistīto vispārizglītojošo mācību priekšmetu pedagogu kompetences paaugstināšana” (Vienošanās Nr. 2009/0274/1DP/1.2.1.1.2/09/IPIA/VIAA/003, LU reģistrācijas Nr. ESS2009/88) īstenošanai.

4.1. Mūsu Galaktika

Galaktikas uzbūve

Mēs dzīvojam zvaigžņu sistēmā, ko sauc par Piena Ceļa galaktiku vai vienkārši par Galaktiku, tajā ir aptuveni 200 miljardi zvaigžņu. Galaktika ir milzīga gravitācijas spēku saistīta zvaigžņu sistēma. Ja būtu iespējams paskatīties uz Galaktiku no malas, tā izskatītos kā plāns disks ar biezāku centrālo sablīvējumu. Raugoties uz Galaktiku no augšas, galaktikas diskā varētu redzēt spirālzarus, kas atzarojas no centra. Diskā atrodas lielākā daļa Galaktikas zvaigžņu, starpzvaigžņu gāze un putekļi. Dažviet zvaigžņu sablīvējumi veido zvaigžņu kopas, bet gāzes un putekļu sablīvējumi - miglājus. Galaktikas disku apņem Galaktikas sfēriskā sastāvdaļa – halo, kurā ir maz zvaigžņu, tāpēc tā saskatāma ar grūtībām. Mūsu Galaktikas diametrs ir 100 tūkstoši gaismas gadu jeb 30 tūkstoši parseku. Gaismas gads ir attālums, ko gaisma veic vakuumā vienā gadā (9,46 × 10¹⁵ m). Galaktikas centrs tieši nav saskatāms, jo to aizsedz gāzu un putekļu mākoņi. Galaktikas centrā atrodas spēcīgs radiostarojuma avots, kura iekšienē atrodas lielas masas melnais caurums. Bet Galaktikas galvenā sastāvdaļa (pēc masas) ir neredzamā, tumšā matērija. Domājams, ka to veido elementārdaļiņas, kam ir masa, bet elektromagnētiskā mijiedarbība ar vielu ir vāja, vai tās nav nemaz.Tumšo matēriju pagaidām var konstatēt tikai pēc tās radītā gravitācijas spēka.

Mūsu Galaktika no augšas (zīmējums) un spirālveida galaktika no sāniem (foto). Vikipēdijas attēli	Piena Ceļa galaktikas shēma. I. Vilka zīmējums

• Aprēķini, aptuveni cik gaismas gadu un cik metru ir vienā parsekā!
• Sameklē internetā papildu informāciju par tumšo matēriju!
  

Par mūsu Galaktiku lasi vēl projektā Astronomija tīklā

Apskati videoanimācijā Piena Ceļa galaktiku un pārnovas sprādzienu tajā

Saules sistēmas vieta

Tumšā bezmēness naktī pie zvaigžņotās debess redzams Piena Ceļš, kas kā miglaina josla stiepjas pāri debesīm. To veido tālu zvaigžņu vienkop saplūdusī gaisma. Piena Ceļš ir daļa no mūsu Galaktikas, tomēr ne visa galaktika. Patiesībā Piena Ceļš ir tikai neliela daļa no viena Galaktikas spirālzara. Saules sistēma kopā ar Sauli atrodas Galaktikas diska vidusdaļā nepilnu 8 kiloparseku attālumā no tās centra Oriona atzarā. Saules sistēma Galaktikā ir kā miltu graudiņš, kas iecepts lielā pankūkā. Ja novērotājs raugās Galaktikas diska plaknes virzienā, skatiens sastop daudz zvaigžņu, kas arī veido Piena Ceļa joslu.

Piena Ceļš ir daļa nu mūsu Galaktikas spirālzara. Vikipēdijas attēls	Saules novietojums Galaktikā (dzeltenais aplītis). Saule ar visām planētām atrodas Oriona atzarā. Mums tuvākie spirālzari ir Perseja spirālzars (tālāk no centra) un Strēlnieka (Sagittarius) spirālzars tuvāk centram. Vikipēdijas attēls

Animācijā izpēti Saules un citu objektu izvietojumu mūsu Galaktikā. Modeli groza, turot nospiestu peles kreiso taustiņu un pārvietojot peli. Tuvina ar "+", attālina ar "—" pogu. Iespējams "izslēgt" un "ieslēgt" jaunākās zvaigznes (population I), vecākās zvaigznes (population II), vaļējās zvaigžņu kopas (open cluster), lodveida zvaigžņu kopas (globular cluster), miglājus (gaseous nebulae) un Sauli (Sun).

Apskati videoanimācijā Saules sistēmas atrašanās vietu mūsu Galaktikā

Zvaigžņu kopas

Dažviet Galaktikas zvaigznes sablīvējušās ciešāk, veidojot zvaigžņu kopas. Tās ir divējādas: vaļējās un lodveida. Kaut arī pie debess tās izskatās līdzīgi, to daba ir dažāda. Vaļējās zvaigžņu kopas sastāv no jaunām zvaigznēm, kas nesen izveidojušās. Dažas no tām vēl ir saistītas ar miglājiem, kuros radušās. Kopās ir daudz galvenās secības zvaigžņu, bet maz milžu un pārmilžu. Vaļējās kopas nav lielas, tajās ir simts līdz tūkstoš zvaigznes. Tām ir neregulāra forma, to vidējais diametrs ir 3 līdz 5 pc. Vaļējās zvaigžņu kopas ir izvietojušās Galaktikas spirālzaros, kur vēl šodien turpinās zvaigžņu veidošanās. Pavisam zināmas vairāk nekā 1000 vaļējās zvaigžņu kopas.
Lodveida zvaigžņu kopu skaits nav liels, tikai kādas 150, toties tajās ir ļoti daudz zvaigžņu – vairāki simti tūkstošu līdz vairāki miljoni. Tā kā zvaigžņu kopējā starjauda ir liela, lodveida kopa saskatāma no liela attāluma. Lodveida kopas ir lieli objekti, to diametrs ir 20 līdz 60 pc. Lodveida kopas atrodas visā Galaktikas sfēriskajā telpā - diskā, halo, bet visvairāk to ir Galaktikas centrālajā sablīvējumā. Lodveida zvaigžņu kopas ir vieni no vecākajiem Galaktikas objektiem. Tās sastāv no vecām zvaigznēm – sarkanajiem milžiem.

Vaļējo zvaigžņu kopu vēl apņem miglājs. Vikipēdijas attēls	Lodveida zvaigžņu kopā zvaigznes izvietotas blīvi. Vikipēdijas attēls

Par zvaigžņu kopām lasi vēl Vikipēdijā

Dodies "kosmiskajā ceļojumā" uz vaļējo zvaigžņu kopu, kas atrodas 5500 gaismas gadu attālumā

• Kādi objekti vērojami "pa ceļam"?
• Cik liels ir šis attālums salīdzinājumā ar Galaktikas diametru?

Miglāji

Starpzvaigžņu telpā sastopami retināti gāzes mākoņi - difūzie miglāji. Tie, tāpat kā zvaigznes, sastāv galvenokārt no ūdeņraža un hēlija. Pēc izskata izsķir gaišos un tumšos miglājus. Daļa gaišo miglāju spīd tādēļ, ka to tuvumā vai iekšienē atrodas karsta zvaigzne, kas sasilda miglāju līdz augstai temperatūrai, līdz tas sāk spīdēt. Var būt arī tā, ka miglājs tikai atstaro tuvumā esošas zvaigznes gaismu. Tikai nelielai daļai miglāju ir “laimējies”, ka to tuvumā atrodas kāda spoža zvaigzne. Lielākā daļa miglāju ir tumšie miglāji, kas saskatāmi tikai tad, ja atrodas uz gaiša miglāja fona vai zvaigžņu fona. Tā kā tumšajos miglājos nav nekādu “sildelementu”, tie ir ļoti auksti. Tumšajos miglājos piemērotos apstākļos notiek jaunu zvaigžņu veidošanās. Pastāv arī citādi miglāji - planetārie un pārnovu miglāji, kas ir zvaigžņu evolūcijas rezultāts. Planetārais miglājs rodas sarkanajam milzim nometot apvalku un pārvēršoties par balto punduri, bet pārnovas miglājs rodas pārnovas sprādzienā. Abos pēdējos gadījumos miglāji izplešas un pakāpeniski izklīst starpzvaigžņu telpā.

Oriona miglājs ir gaišais difūzais miglājs. Vikipēdijas attēls	Zirga Galvas miglājs ir tumšais difūzais miglājs. Vikipēdijas attēls
Gliemeža miglājs ir planetārais miglājs. Vikipēdijas attēls	Krabja miglājs radies pārnovas sprādzienā 1054. gadā. Vikipēdijas attēls

Par miglājiem lasi vēl Vikipēdijā

4.2. Galaktiku salīdzinājums

Galaktiku tipi

Daļa miglaino plankumu, kas redzami starp zvaigznēm, nepieder mūsu Galaktikai, bet ir patstāvīgas, gravitācijas spēku saistītas zvaigžņu sistēmas - galaktikas. Katrā no tām ir daudzi miljardi zvaigžņu. Pēc ārējā izskata lielāko daļu galaktiku iedala trīs grupās: eliptiskās, spirālveida un neregulārās galaktikas.

Eliptiskās galaktikas ir apaļi vai saplacināti zvaigžņu mākoņi. Tās apzīmē ar burtu E un to saspieduma pakāpi raksturo ar skaitli no 0 līdz 7. E0 tipa galaktikas ir lodveidīgas, bet E7 – stipri saplacinātas. Tajās praktiski nav gāzes, tāpēc nenotiek jaunu zvaigžņu veidošanās. Eliptiskās galaktikas sastāv galvenokārt no vecām zvaigznēm - sarkanajiem milžiem, dzeltenajiem un sarkanajiem punduriem. Starp eliptiskajām galaktikām sastopamas gan pašas lielākās galaktikas ar milzīgu diametru, masu un starjaudu, gan niecīgas pundurgalaktikas.

Spirālveida galaktikas ir daudzējādā ziņā līdzīgas mūsu Galaktikai. To raksturīgākā pazīme ir spirālzari. Spirālveida galaktikas dalās divās grupās. Normālajām spirālveida galaktikām (S) spirālzari sākas tieši no centra, bet šķērsotajām spirālveida galaktikām (SB) centrālais sablīvējums ir pagarināts un spirālzari sākas tā galos. Mūsu Galaktika ir šķērsotā spirālveida galaktika. Spirālveida galaktikām, tāpat kā mūsu Galaktikai, ir zvaigžņu disks ar centrālo sablīvējumu. 5 līdz 10% diska masas veido gāze un putekļi, no kuriem veidojas jaunas zvaigznes. Šī iemesla dēļ spirālveida galaktikās ir daudz spožu miglāju un karstu pārmilzu zvaigžņu. Lielāko spirālveida galaktiku diametrs sasniedz 30 līdz 40 kpc.

Neregulārās galaktikas (Irr), kā rāda nosaukums, ir neregulāras formas zvaigžņu mākoņi. Šajās galaktikās ir daudz gāzu un putekļu, kas veido 20 līdz 50 % visas galaktikas masas. Atsevišķos neregulāro galaktiku apgabalos norisinās intensīva zvaigžņu veidošanās, tāpēc tur ir daudz jaunu un karstu zvaigžņu. Neregulāro galaktiku masa, izmēri un starjauda vidēji ir mazāka nekā eliptiskajām un spirālveida galaktikām.

Galaktiku klasifikācijas shēma. I. Vilka attēls

Normālā spirālveida galaktika. Vikipēdijas attēls	Šķērsotā spirālveida galaktika. Vikipēdijas attēls
Eliptiskā galaktika. Vikipēdijas attēls	Neregulārā galaktika. Vikipēdijas attēls

Par galaktikām lasi vēl Vikipēdijā

Apskati animācijā zvaigžņu kustību spirālveida galaktikā

• Vēro trīs izceltās zvaigznes (zila, balta, dzeltena). Vai tās tuvojas Galaktikas centram?
• Baltā zvaigzne attēlo Sauli. Aptuveni cik ilgā laikā tā veic apriņķojumu ap Galaktikas centru? Laika mērogs dots megagados.
  

Apskati videoanimācijā rotējošu spirālveida galaktiku

Gravitācijas nozīme

Vairumā gadījumu debess ķermeņi atrodas lielā attālumā viens no otra, līdz ar to ķermeņu magnētisko lauku mijiedarbība vai elektrisko lādiņu apmaiņa ir nebūtiska. Megapasaulē par noteicošo kļūst ķermeņu gravitācijas mijiedarbība. Planētas pārvietojas ap Sauli tās gravitācijas spēka iedarbībā, zvaigznes galaktikās satur kopā savstarpējais gravitācijas spēks. Gravitācijas spēks darbojas arī starp galaktikām. Galaktiku sakopojumos notiek lēna kustība ap kopējo masas centru. Ja divas galaktikas atrodas tuvu, gravitācijas spēks starp tām ir tik spēcīgs, ka maina galaktiku formu un pat var novest pie galaktiku sadursmes. Šādas galaktikas sauc par mijiedarbīgām galaktikām. Sadursme šajā gadījumā ir nosacīts jēdziens, jo attālumi starp zvaigznēm galaktikās ir ļoti lieli un galaktikas var brīvi iziet viena otrai cauri, zvaigznēm nesaskaroties. Saduroties gāzes un putekļu mākoņiem, kas atrodas galaktikās, veidojas liels daudzums jaunu zvaigžņu. Iespējams arī galaktiku “kanibālisms”, kad lielākā galaktika “aprij” mazāko, piesaistot sev daļu tās zvaigžņu. Šādi savu zvaigžņu sastāvu vairākkārt papildinājusi arī mūsu Galaktika. Saplūstot vairākām galaktikām, ir izveidojušās gigantiskas eliptiskās galaktikas. No ikdienas viedokļa galaktiku sadursme ir lēns process - tā ilgst vairākus simtus miljonu gadu, tāpēc no Zemes raugoties šķiet kā nemainīga, sastingusi aina. Gravitācijas spēks ir noteicošais arī lielākos mērogos - tas izraisa galaktiku "pulcēšanos" grupās un kopās, kā arī veido kopējo Visuma struktūru.


Divu spirālveida galaktiku sadursme. Habla kosmiskā teleskopa attēls

4.3. Megapasaules struktūra

Galaktiku kopas

Galaktikas šķir grūti iedomājami attālumi. Mums tuvākā galaktika - Andromedas galaktika atrodas aptuveni 770 000 parseku jeb 2,5 miljonu gaismas gadu attālumā, bet attālumi līdz tālajām galaktikām mērāmi daudzos megaparsekos (Mpc). Atsevišķas galaktikas Visumā sastopamas reti. Lielākā daļa galaktiku veido galaktiku grupas un galaktiku kopas. Galaktiku grupās ir daži desmiti galaktiku, bet galaktiku kopās ir simti un tūkstoši galaktiku. Tās satur kopā gravitācijas spēks. Mūsu Galaktika ietilpst galaktiku grupā, ko sauc par Lokālo grupu. Tajā ir daži desmiti galaktiku, lielākās no tām ir mūsu Galaktika, Andromedas miglājs un galaktika M 33. Lokālajai grupai tuvākā galaktiku kopa atrodas Jaunavas zvaigznājā un tajā ietilpst aptuveni 2500 galaktikas. Attālums līdz Jaunavas galaktiku kopai ir aptuveni 17 Mpc (17 000 000 pc). Galaktiku kopa nav Visuma lielākā struktūra – daļa galaktiku kopu vēl apvienojas galaktiku superkopās. Galaktiku superkopā ir aptuveni 10 galaktiku kopas (pavisam vairāki desmiti tūkstošu galaktiku), un tās tipiskais izmērs ir vairāki desmiti megaparseku. Mūsu galaktika ietilpst Lokālajā superkopā, kuras centrā atrodas Jaunavas galaktiku kopa. Lokālā superkopa ir saplacināta kā pankūka, tās diametrs ir aptuveni 40 Mpc. Mūsu Galaktika atrodas Lokālās superkopas nomalē.

Galaktiku grupa. Vikipēdijas attēls. Kādu tipu galaktikas redzamas attēlā?	Jaunavas galaktiku kopa. Priekšplānā esošās zvaigznes aizsegtas ar melniem apļiem. Eiropas Dienvidu observatorijas attēls

Mūsu Galaktika ar tās pavadoņiem, Lokālā galaktiku grupa un Lokālā superkopa. Vikipēdijas zīmējums

Dodies video ceļojumā no Zemes līdz Lokālajai superkopai

• Nosauc tev pazīstamos objektus!
• Kura no parādītajām Visuma struktūrām ir vislielākā?

Lielmēroga struktūra

Fotogrāfijās, kas iegūtas ar pasaules spēcīgākajiem teleskopiem, debess ir burtiski noklāta ar galaktikām. Tās veido telpisku struktūru, ko sauc par Visuma lielmēroga struktūru. Galaktiku kopas un superkopas ir izvietotas milzīgu, neregulāru šūnu sienās. Visuma struktūru var salīdzināt ar ziepju putām, kurās haotiski izvietoti dažāda izmēra ziepju burbuļi. Šūnu jeb burbuļu iekšienē galaktiku ir maz. Šāda struktūra novērojama visā izpētītajā Visuma daļā. Tās tapšanā liela nozīme ir tumšajai matērijai, kas nav saskatāma, bet ar savu gravitācijas spēku ietekmē galaktiku un galaktiku kopu kustību.


Attēlā parādītās tuvākās galaktiku superkopas (supercluster) un lielākie tukšumi (voids) starp tām. Izmantoti dati par 68 miljonu galaktiku izvietojumu. Visums parādīts uz visām pusēm 1 miljarda gaismas gadu attālumā no Zemes. Lokālā galaktiku superkopa (Virgo) atrodas attēla centrā, bet tas nenozīmē, ka mūsu superkopa atrastos Visuma centrā. Vikipēdijas attēls


Visums ir kaut cik detalizēti izpētīts pāris miljardu gaismas gadu attālumā no Zemes. Lielākā attālumā veikti tikai daži pētījumi, jo tālās galaktikas spīd ļoti vāji un to saskatīšanai vajadzīgi ļoti lieli teleskopi. Šajā attēlā, kas iegūts ar Habla kosmisko teleskopu, kartēts kāds neliels apgabals debess dienvidu puslodē, kur nav mūsu Galaktikas zvaigžņu un citu tuvu objektu. Te var ieskatīties vairāk nekā 10 miljardu gaismas gadu attālumā. Redzams, ka Visumu viscaur aizpilda galaktikas. Habla kosmiskā teleskopa attēls

Videoanimācijā apskati Visuma novērojamās daļas struktūras izmaiņas vairāk nekā 10 miljardu gadu laikā. Animācijas beigas atbilst mūsdienām.

• Kā galaktikas izvietotas sākumā un kā - beigās?
• Kāda spēka iedarbībā notiek galaktiku koncentrēsanās šūnu sienās?

4.4. Visuma evolūcija

Visuma izplešanās

Kā noskaidrota iepriekšējā sadaļā aprakstītā Visuma uzbūve? Šeit galvenā nozīme ir mērījumiem, kas balstīti uz Doplera efektu. Doplera efekts ir novērotājam pienākošo svārstību frekvences (un līdz to arī viļņa garuma) maiņa, ko rada svārstību avota un novērotāja pārvietošanās vienam attiecībā pret otru. Astronomijā Doplera efekts izpaužas tā, ka objektam attālinoties no novērotāja tā spektrā palielinās spektrāllīniju viļņa garums. Spektrāllīnijas nobīdās uz spektra sarkano galu, tāpēc efektu sauc par sarkano nobīdi. Izmērot sarkano nobīdi, iespējams noteikt objekta attālināsanās ātrumu. 20. gadsimta sākumā astronomi konstatēja, ka galaktiku spektros pastāv sarkanā nobīde. Tas nozīmē, ka citas galaktikas attālinās no mūsu Galaktikas. Amerikāņu astronoms Edvins Habls atklāja likumsakarību, ko tagad sauc par Habla likumu: jo lielāks galaktikas attālināšanās ātrums, jo lielākā attālumā tā atrodas. Tālākās galaktikas attālinās no mums ar lielu ātrumu. Izmērot galaktikas sarkano nobīdi, var aprēķināt tās attālināšanās ātrumu un arī attālumu līdz galaktikai. Habla likums ir pats labākais “metramērs” kosmosa plašumos.
Tātad, skatoties no mūsu Galaktikas, redzams, ka citas galaktikas attālinās, pie kam, jo tālāk tās atrodas, jo lielāks ir to attālināšanās ātrums. Taču tas nenozīmē, ka mūsu Galaktika ir Visuma centrs. Skatoties no citas galaktikas, redzamā izplešanās aina būtu tāda pati. Kā to saprast? Iztēlosimies, ka galaktikas ir kā rozīnes rūgstošā mīklas kukulītī. Mīklai uzrūgstot, attālumi starp rozīnēm (galaktikām) pieaug. Nevienā kukulīša daļā rozīnes nesāk blīvēties, neviena rozīne nav arī izplešanās centrs. Realitātē izplešas nevis mīkla, bet pati Visuma telpa. Visuma telpas izplešanās ir galaktiku attālināšanās cēlonis. Bet galaktikas un arī galaktiku kopas nepaliek lielākas, jo tās satur kopā gravitācijas spēks. Izplešanās attiecas uz lielākiem veidojumiem.

Jo lielāks galaktikas attālums, jo ātrāk tā attālinās un lielāka spektrāllīniju sarkanā nobīde. I. Vilka zīmējums	Visuma izplešanās salīdzinājums ar rūgstošu rozīņu mīklu. Vikipēdijas zīmējums

Animācijā apskati Visuma izplešanās analoģiju ar gaisa balona piepūšanu. Animāciju sāk, nospiežot pogu "inflate balloon".

• Vai balonam piestiprinātās monētas paliek lielākas?
• Vai kāda monēta ir izplešanās centrs?

Otrā animācijā apskati sarkanās nobīdes rašanos Visuma izplešanās dēļ. Animāciju sāk, nospiežot pogu "play animation".

• Kā izmainās observatorijā redzamais gaismas viļņa garums?
• Kā izmainās observatorijā novērojamā gaismas krāsa?

Lielais Sprādziens

Ja Visums izplešas, tad var secināt, ka kādreiz tas ir bijis ļoti mazs un visas tā daļas atradušās cieši kopā. No mūsdienu teorijām izriet, ka Visums radies pirms 14 miljardiem gadu. Sākotnēji Visums bija niecīgs objekts ar milzīgu blīvumu un temperatūru. No rašanās mirkļa tas strauji, sprādzienveidīgi izpletās, tādēļ šis process ir nosaukts par Lielo Sprādzienu. Visuma attīstībā ļoti svarīgi bija tā pastāvēšanas pirmie mirkļi (pat ne pirmās sekundes, bet niecīgas sekundes daļas) jo tie lielā mērā noteica Visuma attīstības turpmāko gaitu. Sākotnēji Visums sastāvēja tikai no elementārdaļiņām, vai to sastāvdaļām, starp kurām notika dažādas pārvērtības. Visumam izplešoties, temperatūra un blīvums pakāpeniski samazinājās un sākās kodoltermiskās reakcijas, kurās no protoniem veidojās hēlija atomu kodoli. Kodolrerakcijām beidzoties Visums sastāvēja aptuveni no 75% ūdeņraža un 25% hēlija. Šajā brīdī no Visuma rašanās brīža bija pagājušas tikai pāris minūtes. Turpmākajos 400 000 gados Visums turpināja izplesties un atdzist, līdz viela kļuva caurspīdīga un starojums varēja brīvi pārvietoties visos virzienos. Šo starojumu atklāja 1965. gadā un nosauca par relikto starojumu. Tā atklāšana bija galvenais pierādījums tam, ka priekšstats par Visuma karsto sākumu ir pareizs.
No šī brīža Visuma attīstībā iesākās pēdējais posms, kas turpinās arī mūsdienās un kurā viela “spēlē galveno lomu”. Visums sadalījās atsevišķos gāzes mākoņos, kas sāka saspiesties gravitācijas spēka ietekmē. No šie mākoņiem izveidojās pirmās zvaigznes. Zvaigžņu iekšienē no ūdeņraža veidojās hēlijs, bet no tā citi ķīmiskie elementi - ogleklis, skābeklis, silīcijs, utt. Ar zvaigžņu nomestajiem apvalkiem tie nonāca apkārtējā vidē. Pēc tam no starpzvaigžņu vides, kas bija bagātināta ar zvaigznēs sintezētajiem ķīmiskajiem elementiem, veidojās jaunas zvaigznes un planētas. Saule ir vismaz otrās paaudzes zvaigzne. Paralēli notika galaktiku veidošanās, kurā būtiska loma bija tumšās matērijas gravitācijas spēkam. Zvaigznes veidoja zvaigžņu kopas, bet kopas saplūda, veidojot galaktikas. Pirmo galaktiku veidošanās nav līdz galam izpētīta, jo trūkst tiešu novērojumu, kas attiecas uz šo Visuma attīstības posmu. Dažus miljardus gadu pēc izveidošanās Visums lielos vilcienos izskatījās tāds, kā tagad.
Pēc Lielā Sprādziena Visums turpināja pēc inerces izplesties. Vajadzētu būt tā, ka Visumā esošā matērija ar savu gravitācijas spēku izplešanos bremzē, taču 1998. gadā tika atklāts, ka vismaz pēdējos miljardos gadu izplešanās notiek ar pieaugošu ātrumu. Šo efektu izraisa tumšā enerģija, kuras iespējamais avots ir vakuuma enerģija. Šīs enerģijas darbība izpaužas kā atgrūšanās, kas izraisa paātrinātu Visuma telpas izplešanos. Tumšās enerģijas ietekme jūtami izpaužas tikai ļoti lielos telpas mērogos, starp objektiem uz Zemes tā nav izmērāma.


Visuma evolūcijas posmi. Vikipēdijas attēls, I. Vilka tulkojums


Reliktā starojuma karte. Kaut arī reliktais starojums ir ļoti viendabīgs, dažādos virzienos tomēr novērojamas nelielas temperatūras atšķirības (parādītas ar dažādu krāsu), kas norāda uz to, ka agrīnajā Visumā pastāvēja apgabali ar nedaudz atšķirīgu blīvumu. Ja tādu nebūtu, tad būtu grūti izskaidrot, kā izveidojās novērojamā Visuma struktūra. NASA attēls

Par Lielo Sprādzienu lasi vēl Vikipēdijā

Apskati videoanimācijā Lielā Sprādziena iespējamo norisi un sekojošo Visuma izplešanos

Saules sistēmas rašanās

Saskaņā ar mūsdienu priekšstatiem, Saules sistēma izveidojās no auksta starpzvaigžņu gāzes un putekļu mākoņa aptuveni pirms 4,6 miljardiem gadu. Tas varēja norisināties sekojoši. Mākonim saspiežoties, no tā centrālās daļas izveidojās Saule, bet no atlikuma - gāzes un putekļu disks. Diskā veidojās sīki sablīvējumi, kas, savstarpēji saduroties, auga arvien lielāki, līdz no tiem izveidojās planētas. Planētas turpināja bombardēt starp tām palikušie sīkie ķermeņi. Topošajā Zemē ietriecās aptuveni Marsa lieluma objekts, saārdot planētas ārējo daļu. No triecienā izkaisītā materiāla orbītā ap Zemi pakāpeniski izveidojās Mēness. Tā radās Zemes grupas planētas. Tās sastāv galvenokārt no iežiem un metāliem, jo planētu sistēmas iekšējā daļā temperatūra bija parāk augsta, lai varētu saglabāties liels daudzums gāzes un ledus. Milzu planētas veidojās tajā Saules sistēmas daļā, kur temperatūra bija zemāka. Te bija daudz gāzu - ūdeņraža un hēlija, tāpēc šīm planētām ap kodolu izveidojās liels gāzu apvalks. Saules sistēmas ārējā daļā, kur bija ļoti zema temperatūra, izveidojās galvenokārt no ledus sastāvoši ķermeņi - komētas un Koipera joslas objekti.

Uz izveidojušās Zemes vēl miljardu gadu ilga būtiskas pārmaiņas. Meteorītu triecienos bija atbrīvojusies liela enerģija, kas sasildīja planētu. Sasilšanu veicināja arī radioaktīvo iežu izdalītais siltums. Tā rezultātā Zemes dzīles sakarsa, izkusa un noslāņojās. Centrā izveidojās blīvs kodols, bet ārpusē - no vieglākiem iežiem veidota garoza. No karstajiem iežiem izdalījās gāzes un ūdens tvaiki. Tvaiki kondensējās, radot jūras un okeānus, bet gāzes izveidoja Zemes atmosfēru. Aptuveni pirms 3,4 miljardiem gadu uz Zemes parādījās dzīvība. Sākumā tās bija primitīvas baktērijas un vienšūņi, bet pakāpeniski dzīvības formas kļuva arvien sarežģītākas un daudzveidīgākas.

Planētu sistēma tapšanas stadijā. Ap zvaigzni Fomalhautu atrodas putekļu un sīku debess ķermeņu disks. Izceltajā kvadrātā parādīta planēta. Vikipēdijas attēls

• Cik augsta temperatūra Celsija grādos šajā laikā bija uz Zemes (trešā planēta no augšas)? Kuras vielas bija cietas (solid), un kuras - gāzveida (gas)?
• Cik augsta temperatūra Celsija grādos šajā laikā bija uz Saturna (planēta ar gredzenu)? Kuras vielas bija cietas (solid), un kuras - gāzveida (gas)?

Citplanētas

Citplanēta mākslinieka skatījumā. Vikipēdijas attēls

Par citplanētām lasi vēl Vikipēdijā

Apskati animācijā pārmaiņas spektrā, kas rodas planētas izraisītās zvaigznes kustības dēļ. Animāciju palaiž ar pogu "start animation".

• Kurš kustīgais objekts ir planēta, un kurš - zvaigzne?
• Uz kuru spektra galu nobīdās spektrāllīnijas, kad zvaigzne attālinās no novērotāja, un uz kuru, kad zvaigzne tuvojas?

• Kā mainītos zvaigznes spožums, ja planēta ietu tieši pār diska centram?
• Kā mainītos zvaigznes spožums, ja planēta būtu lielāka?

Dzīvība kosmosā

Zemes tipa dzīvības pastāvēšanai nepieciešams šķidrs ūdens, citas neorganiskās un organiskās vielas, kā arī enerģijas avots. Pie kam šis enerģijas avots var nebūt zvaigzne, bet, piemēram, planētas dzīļu siltums. Līdzīgi kā uz Zemes, kosmosā varētu pastāvēt no oglekļa savienojumiem veidotas dzīvas būtnes, jo ogleklis ir samērā izplatīts ķīmiskais elements un tam ir nepieciešamās ķīmiskās īpašības. Pirmkārt zinātnieki cer atrast vienkāršas, Zemes mikroorganismiem līdzīgas būtnes, jo tās spēj izturēt ļoti dažādus vides apstākļus. Meklējumi Saules sistēmā pagaidām nav devuši rezultātus. Pagātnē uz Marsa ir bijis mitrs un silts klimats, bet vai dzīvība uz Marsa ir radusies, un vai tā ir saglabājusies līdz mūsdienām, vēl nav zināms. Pētījumi turpinās. Ir izteikta doma, ka dzīvība varētu pastāvēt uz pavadoņiem Eiropas, Encelada un Titāna. Pirmajiem diviem zem ledus garozas varētu būt šķidra ūdens okeāns, bet uz Titāna pastāv dažādi organiskie savienojumi.
Ārpus Saules sistēmas ir atrastas daudzas citplanētas, arī tādas, uz kurām temperatūra ir robežās no 0 līdz 100 °C un normāla spiediena apstākļos var pastāvēt šķidrs ūdens. Nav zināms, vai uz šīm planētām ir dažādas organiskās molekulas, taču starpzvaigžņu vidē to ir daudz. Kosmosā ir atklātas gandrīz 200 neorganiskās un organiskās molekulas, tai skaitā vārāmais sāls, amonjaks, metāns, etilspirts. Vissarežģītākā molekula sastāv no 24 atomiem, taču, domājams, ka tā nav robeža. Šīs molekulas atrodas gāzu un putekļu mākoņos, no kuriem veidojas jaunas zvaigznes un planētas. Var secināt, ka kosmosā ir daudzas vietas, kur iespējama dzīvības rašanās. Bet vai dzīvība tur ir radusies? Un vai dzīvība kaut kur kosmosā ir attīstījusies līdz sarežģītām, varbūt pat saprātīgām formām? Uz šiem jautājumiem pagaidām nav atbildes. Lai uz tiem atbildētu, zinātnieki uz citplanētām meklē skābekli, kas varētu būt norāde uz biosfēras pastāvēšanu. Meklē ārpuszemes civilizāciju sūtītus signālus vai to darbības pēdas, taču arī šie meklējumi pagaidām ir nesekmīgi. Amerikāņu fiziķis Enriko Fermī formulēja Fermī paradoksu - ja jau ārpuszemes civilizāciju pastāvēšanas varbūtība ir tik liela, tad kur tās ir?


Pagaidām labākā liecība par ārpuszemes dzīvības pastāvēšanu - iespējamie mikroorganismu pārakmeņojumi Marsa meteorītā. NASA attēls

• Kādi faktori runā par labu ārpuszemes dzīvības pastāvēšanai?
• Kādus argumentus iespējams izvirzīt pret?