cz. 4

Hugh Ross
Stwórca i Kosmos [*]

ROZDZIAŁ PIĄTY
ODKRYCIA XXI WIEKU (cz. 4)


Ilość helu odpowiada przewidywaniu teorii Wielkiego Wybuchu

Podczas gdy odkrycia stałej kosmologicznej (człon gęstości energii przestrzeni) i prawie płaskiej geometrii Wszechświata można z łatwością zaliczyć do największych odkryć kosmicznych początku dwudziestego pierwszego wieku, nie są one wcale jedynymi nowymi faktami swiadczacymi, że doszło do stworzenia poprzez Wielki Wybuch. Teoria Wielkiego Wybuchu mówi, że większość helu we wszechświecie powstała bardzo szybko po stworzeniu. Według tej teorii wszechświat był nieskończenie lub prawie nieskończenie gorący w momencie stworzenia. W miarę rozszerzania się kosmos ochładzał się, podobnie jak komora spalania w silniku tłokowym.

Zanim wszechświat osiągnął wiek jednej milisekundy, stał się morzem protonów i neutronów. Jedynym pierwiastkiem istniejącym w tym czasie był prosty wodór, którego atomy stanowiły pojedyncze protony. Przez około dwadzieścia sekund, kiedy wiek wszechświata wynosil trochę mniej niż cztery minuty, osiągnął odpowiednią temperaturę, aby nastąpiła fuzja jądrowa. W tym czasie protony i neutrony łączyły się, tworząc pierwiastki cięższe od zwykłego wodoru.

Teoria mówi, że prawie dokładnie jedna czwarta masy wodoru we Wszechświecie została przekształcona w hel w tym dwudziestosekundowym okresie. Z wyjątkiem niewielkich ilości litu, berylu, boru i deuteru (który jest wodorem z z jądrem zbudowanym z protonu i neutronu), wszystkie inne pierwiastki, jakie istnieją we wszechświecie, zostały wyprodukowane znacznie później, wraz z niewielką dodatkową ilością helu, w paleniskach jądrowych we wnętrzu gwiazd.

Jednym ze sposobów, w jaki astronomowie mogą przetestować teorię Wielkiego Wybuchu, jest zmierzenie ilości helu w obiektach, które znajdują się tak daleko i tym samym widzimy je w tak odległej epoce, w której dopiero zaczynał się proces spalania gwiazd. Można też badać obiekty, w których miało miejsce tylko niewielkie spalanie gwiazd. Tym samym astronomowie mogą znajdować i wykonywać pomiary na stosunkowo bliskich obiektach, w których proces formowania się gwiazd ustał zbyt szybko, aby znacząco przyczynić się do całkowitej ilości helu we wszechświecie.

W 1994 roku astronomowie po raz pierwszy zmierzyli obfitość helu w bardzo odległych międzygalaktycznych obłokach gazu. [81] Pomiary te, potwierdzone dodatkowymi pomiarami, [82] ujawniły obecność helu w ilości przewidywanej przez model Wielkiego Wybuchu.

W ostatnim numerze Astrophysical Journal z 1999 roku zespół amerykańskich i ukraińskich astronomów opublikował kolejny dowód na to, że doszło do stworzenia poprzez gorący Wielki Wybuch. [83] Sześciu badaczy użyło teleskopów Multiple Mirror i Keck, aby sprawdzić ilość helu w dwóch galaktykach znanych z tego, że są najbardziej ubogie w pierwiastki ciężkie (są to niebieskie zwarte galaktyki I Zwicky 18 i SBS 0335-052). Ustalili oni, że hel stanowił 0,2462 ± 0,0015 całkowitej masy tych galaktyk. Po odjęciu niewielkiej ilości helu wyprodukowanego przez gwiazdy w obu galaktykach uzyskali ilość pierwotnego helu wynoszącą 0,2452 ± 0,0015, co jest zgodne z odkryciami w odległych, dawno istniejących obiektach. Ta wartość jest tak bliska przewidywaniom teorii Wielkiego Wybuchu, że zespół wnioskował, iż „mocno wspiera ona standardową teorię nukleosyntezy związanej z Wielkim Wybuchu”. [84]

W ciągu kilku miesięcy po tej publikacji kanadyjscy astronomowie doprecyzowali dane zespołu amerykańsko-ukraińskiego. [85] Ich korekta (polegająca na usunięciu danych dotyczących istniejących w galaktykach mgławic pobudzanych przez gorącą gwiazdę) dała ilość pierwotnego helu o 1,5% wyższą i 20% dokładniejszą niż wcześniejszy zestaw. Nowa wartość (0,2489) jest tak bardzo zbliżona do teoretycznie oczekiwanej wartości, że jest nie do odróżnienia. [86]

Dodatkową premią było to, że dane, które doprowadziły do obliczenia ilości pierwotnego helu, pozwoliły określić liczbę „rodzajów” lekkich neutrin (czyli neutrin o małej masie) = 3,00 ± 0,15. [87] Liczba ta wspiera jeszcze inne nowe świadectwo stworzenia poprzez Wielki Wybuch opisane w dalszej części tego rozdziału (patrz podtytuł „Masa neutrino” w rozdziale 5).

Ilość deuteru i litu

Teoria Wielkiego Wybuchu mówi, że cała obecna ilość deuteru (ciężkiego wodoru) i litu została wytworzona podczas pierwszych czterech minut stworzenia. Jednak nie cały utworzony wówczas deuter i lit istnieje nadal, gdyż proces spalania gwiazd pochłania te pierwiastki, zamiast wytwarzać ich więcej.

Starając się zmierzyć ilość deuteru i litu oraz porównać tę ilość z ilością przewidywaną przez model Wielkiego Wybuchu, astronomowie ponownie skupili się na bardzo odległych ukladach, ale również na bliższych, w których miało miejsce niewielkie spalanie gwiazd.

Przy znacznej pomocy teleskopów Kecka [88] i zdjęcia „Głębokiego pola Hubble'a” („obrazu” złożonego z nakladanych na siebie warstw zdjęć Kosmicznego Teleskopu Hubble’a tej samej części nieba) [89] siedem różnych zespołów dokonało pomiarów. [90] Jak uznali, obfitość deuteru i litu „wyjątkowo dobrze” pasuje do przewidywań Wielkiego Wybuchu. [91]

Przypisy:
[*] Oryginał: Hugh Ross, Ph.D., The Creator and the Cosmos, NavPress, Bringing Truth to Life, third expanded edition, Colorado Springs, Colorado 2001, s. 57–58. Z jęz. ang. tłum. Kazimierz Jodkowski.
[81] P. Jokeosen et al., „Detection of Intergalactic Ionized Helium Absorption in a High-Redshift Quasar”, Nature 1994, vol. 370, s. 35–39.
[82] Yuri I. Izotov, Trinh X. Thuan, and Valentin A. Lipovetsky, „The Primordial Helium Abundance from a New Sample of Metal-Deficient Blue Compact Galaxies”, Astrophysical Journal 1994, vol. 435, s. 647–667.
[83] Yuri I. Izotov et al., „Helium Abundance in the Most Metal-Deficient Blue Compact Galaxies: I Zw 18 and SBS 0335-052”, Astrophysical Journal 1999, vol. 527, s. 757–777.
[84] Yuri I. Izotov et al., „Helium Abundance ...”, s. 776.
[85] D.R. Ballantyne, G.J. Ferland, and P.G. Martin, „The Primordial Helium Abundance: Toward Understanding and Removing the Cosmic Scatter in the dY/dZ Relation”, Astrophysical Journal 2000, vol. 536, s. 773–777.
[86] D.R. Ballantyne, G.J. Ferland, and P.G. Martin, „The Primordial Helium Abundance...”, s. 777.
[87] Yuri I. Izotov et al., „Helium Abundance ...”, s. 776.
[88] Scott Burles, David Kirkman, and David Tytler, „Deuterium Toward Quasar Q0014+813”, Astrophysical Journal 1999, vol. 519, s. 18–21; David Kirkman et al., „QSO 0130-4021: A Third QSO Showing a Low Deuterium-To-Hydrogen Abundance Ratio”, Astrophysical Journal 2000, vol. 529, s. 655–660; Sergei A. Levshakov, Wilhelm H. Kegel, and Fumio Takahara, „The D/H Ratio at z = 3.57 Toward Q1937-1009”, Astrophysical Journal Letters 1998, vol. 499, L1–L4.
[89] E. Casuso and J.E. Beckman, „Deuterium, Lithium, and the Hubble Deep Field,” Astronomical Journal 1999, vol. 118, s. 1907–1911.
[90] Sylvie Vauclair and Corinne Charbonnel, „Element Segregation in Low-Metallicity Stars and the Primordial Lithium Abundance”, Astrophysical Journal 1998, vol. 502, s. 372–377; D.A. Lubowich et al., „Deuterium in the Galactic Centre as a Result of Recent Infall of Low-Metallicity Gas”, Nature 2000, vol. 405, s. 1025–1027; Takeru Ken Suzuki, Yuzuru Yoshii, and Timothy C. Beers, „Primordial Lithium Abundance as a Stringent Constraint on the Baryonic Content of the Universe”, Astrophysical Journal 2000, vol. 540, s. 99–103; E. Vanioni-Flam, A. Coc, and M. Cassé, „Big Bang Nucleosynthesis Updates with the NACRE Compilation”, Astronomy & Astrophysics 2000, vol. 360, s. 15–23.
[91] E. Casuso and J.E. Beckman, „Deuterium...”, s. 1907.

Nie ma plików w tym folderze