Wszechświat Wszechświatem nazywamy wszystko co istnieje fizycznie: Przestrzeń Czas Prawa i stałe fizyczne Podstawowe dane dotyczące wszechświata: Wiek 13,82 mld lat Średnica wszechświata widzialnego 8.8* 10 26 m Początek Zgodnie ze współczesną wiedzą wszechświat powstał podczas Wielkiego Wybuchu. Od tego momentu nadal się rozszerza. We wszechświecie istnieje ciemna materia oraz ciemna energia mające odmienną postać niż to co obserwujemy na Ziemi. Jest znacząca część wszechświata ok. 95 procent. Współczesna wiedza nie pozwala jednoznacznie określić kształtu wszechświata lecz przyjmuje się,że jest on płaskim lub wypukłym dyskiem Nieznany jest także rozmiar rzeczywisty wszechświata jedynie pomiary najdalszych obiektów widocznych z ziemi pozwalają określić wielkość wszechświata widzialnego na 93 mld lat świetlnych 1
1 Obserwacja kosmosu Podczas bezchmurnej nocy możemy oglądać setki a nawet tysiące gwiazd. W miastach gdzie światło latarni ulicznych rozprasza mrok niektóre ze słabszych gwiazd przestają byś widoczne do tego zanieczyszczenia powietrza które dodatkowo rozpraszają światło lamp rozjaśniając niebo co znacząco utrudnia obserwację nieba. Dlatego teleskopy badawcze instaluje się zdaja od terenów zamieszkałych powiększając tym samym liczbę obiektów do obserwacji. Jednym z czynników, które utrudniają obserwację jest atmosfera ziemska. Tylko w kilku przedziałach długości fal można prowadzić obserwacje wszechświata. Należą do nich min. Okno bliskiej podczerwieni ( 800-1300 nm), zakresu światła widzialnego (300-800 nm), oraz okno radiowe (1mm- 20m ). Oglądając niebo każdej nocy można mieć wrażenie, że gwiazdy zmieniają swoje położenie jednak jest to mylne założenie ponieważ gwiazdy poruszają sie tak wolno, że nie starczyłoby życia ludzkiego by wychwycić jakąś różnicę w realnym położeniu gwiazdy. Ludzie od wieków wpatrując się w niebo utożsamiali gwiazdy z bóstwami bądź herosami. Takie obrazy nazwano gwiazdozbiorami. Współcześnie tą nazwą określa się 88 części nieba, którym nadano nazwy od greckich liter alfabetu. 2 Słońce Gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety tego układu, planety karłowate oraz małe ciała Układu Słonecznego. Słońce składa się z gorącej plazmy utrzymywanej przez grawitację i kształtowanej przez pole magnetyczne. Jest prawie idealnie kuliste, ma średnicę około 1 392 684 km, około 109 razy większą niż Ziemia, a jego masa 1,989 10 30 kg, około 333 tysięcy razy większa niż masa Ziemi. Słońce uformowało się około 4,567 mld lat temu na skutek kolapsu grawitacyjnego obszaru w dużym obłoku molekularnym. Większość materii zgromadziła się w centrum, a reszta utworzyła orbitujący wokół niego, spłaszczony dysk, z którego ukształtowała się pozostała część Układu Słonecznego. Własności gwiazd najlepiej można zobrazować na przykładzie Słońca. Jedną z nich jest ilość wysyłanej energii. Stała słoneczna to ilość energii docierającej w jednostce czasu do jednostkowej powierzchni znajdującj się od słońca w odległości 1 AU i ustawionej prostopadle do padającego promieniowania Oznaczamy ją S. Natomiast 1 AU to jednostka astronomiczna, czyli średnia odległość Ziemi od Słońca wynosząca 149,6 mln km. Wartość stałej wynosi 1,37 kw/m 2. Powierzchnia sfery o promieniu 1AU s=2,8*10 23 m 2 Moc promieniowana Słońca wynosi 3,8*10 26 W 2
Moc promieniowania przypadająca na 1m 2 jest porównywana do mocy bojlera lub kuchenki gazowej. Tym samym potrzeby energetyczne gospodarstwa domowego zaspokoiłoby urządzenie przetwarzające energię słoneczną, które mogłoby mieć zaledwie kilka mertów kwadratowych. 3 Widmo promieniowania, Temperatura, Skład chemiczny Słońca. Mierząc moc promieniowania uwzględnia się całość energii emitowanej przez słońce jednak składa się ona z fal o różnej długości co sprawia, że energia jest różna dla tych fal. Zależność między długością fali a energią promieniowania nazywamy widmem promieniowania. Ciała doskonale czarne lub o wystarczającej gęstości wysyłają fale o wszystkich częstotliwościachwidmo ciągłe. Fale te są pochłaniane lub odbijane przez pierwiastki chemiczne (pochłaniana długość jest charakterystyczna dla każdego pierwiastka)-widma linowe. Widma liniowe pomagają określić skład chemiczny badanego obiektu oraz jego temperaturę. Słońce i gwiazdy zbudowane są ze świecącego gazu. Analizując jego światło można określić jego temperaturę oraz skład chemiczny. Temperatura słońca wynosi 6000K. W warstwie promieniującej, czyli fotosferze występują wszystkie pierwiastki chemiczne występujące na Ziemi oraz proste związki chemiczne takie jak CH OH NH CN, które mogą przetrwać w temperaturze 6000K. Większość masy słońca stanowi wodór. Hel zajmuje 25 procent, a reszta pierwiastków zaledwie 0.01 masy Słońca. 3
4 Masa słońca Masa słońca odpowiedzialna jest za ruch orbitalny ziemi oraz za długość promienia orbity. Ziemia obiega słońce po torze zbliżonym do okręgu więc siła grawitacji jest równa sile odśrodkowej. Czyli M- masa słońca m- masa Ziemi v-prędkość Ziemi na orbicie r- promień orbity Ziemi Prędkość ziemi obliczyć można ze wzoru T= 365 dni 6 godz. G*M*m/r 2 =mv 2 /rm=v 2 *r/g V=2pi*r/t Po podstawieniu wartości uzyskujemy wynik 2*10 30 kg 5 Pochodzenie energii słonecznej Energia słoneczna pochodzi z przemiany wodoru w hel. W reakcji czterech protonów zostaje uwolniona energia różnicy mas. Chociaż nie jest to dużo mnożąc to przez prędkość światła do kwadratu uzyskujemy wartość energii równej spaleniu 10 000 ton benzyny. E=mc 2 E=5*10-3 *(3*10 8 ) 2 =5*10 14 Spalanie wodoru wystarcza do podtrzymywania świecenia większości gwiazd. 4
6 Czas życia słońca Reakcje termojądrowe co sekundę zmieniają masę słońca uwalniając promieniowanie słoneczne. Masę tą można obliczyć z równania: Mc 2 =LM= L/c 2 = 4*10 9 kg/s L- energia promieniowania podczas jednej sekundy czyli moc Wiedząc ile wynosi masa wodoru z którego zbudowane jest słońce i jaką masę traci w ciągu sekundy możemy obliczyć całkowity czas życia słońca. T=1,5*10 18 /10 7 =3*10 10 lat Czyli słońce świeci przez przez 50 mld lat Oczywiście nie cały wodór ulegnie reakcji i może to trochę skrócić czas życia. Naukowcy oszacowali już czas w jakim słońce będzie w podobnym kształcie co dziś i wynosi on 4.5 miliarda lat Gwiazdy 7 Jasność gwiazd Podczas pogodnej nocy gwiazdy wydają sie bliskie Ziemi jest to złudzenie gdyż tak naprawdę są bardzo daleko i ich jasność maleje wraz z odległością. Dokładnie jasność maleje wprost proporcjonalnie do kwadratu odległości co nazywamy jasnością widomą. Którą można zapisać wzorem: Gdzie E natężenie światła w luksarach 14,05 M=-2,5logE+b Z tego powodu stworzono jasność absolutną czyli taką jaką obserwowalibyśmy z odległości 10 parseków. W tej odległości najjaśniejszą gwiazdą byłby Syriusz 1.4 wielkości gwiazdowej. Słońce w tej odległości byłoby słaba gwiazdą 4.8 wielkości gwiazdowej. Skala gwiazdowa jest skonstruowana tak, że im mniejsza tym większą wielkość gwiazdową otrzymuje. Najsłabsze gwiazdy jakie udało sie dostrzec teleskopem mają wielkość gwiezdna dziewięć razy większą od słońca. 5
8 Obserwacje astronomiczne Do obserwacji wszechświata służą teleskopy. Używa się ich z dwóch powodów. 1. Skupiają światło z obiektywu i tworzą obraz, im większy obiektyw tym więcej obiektów możemy dostrzec oraz wychwycić małe obiekty. 2. Jeżeli chcemy obserwować dwa ciała będące blisko siebie teleskop korzystając z rozdzielczości kontowej umożliwia nam ich obserwację. Największe teleskopy świata 1. Wielki Teleskop Kanaryjski teleskop o aperturze 10,4 m, zbudowany w latach 2002-2008 na Wyspach Kanaryjskich. 2. Teleskopy Kecka (Keck I/Keck II) uruchomione w latach 1993 i 1996 w obserwatorium Mauna Kea na Hawajach dwa teleskopy, o zwierciadłach średnicy 9,8 metra każde, tworzące wspólnie największy interferometr. 3. Wielki Teleskop Południowoafrykański (SALT) największy teleskop na półkuli południowej, o powierzchni 66 m², zbudowany przy współpracy polskich astronomów. 4. Large Binocular Telescope (LBT) teleskop składający się z dwóch zwierciadeł o średnicy 8,4 metra (ich powierzchnia to 111 m²) zamontowanych na wspólnym montażu, znajdujący się w Mount Graham International Observatory w Arizonie, odpowiadających pojedynczemu lustru o średnicy 11,9 m. W styczniu 2008 roku po raz pierwszy uzyskano obraz przy użyciu obu luster jednocześnie. 5. Very Large Telescope (VLT) cztery teleskopy o średnicy 8,2 metra każdy, współdziałające jako interferometr optyczny. Teleskop został zbudowany w Paranal Observatory na Cerro Paranal w Chile a jego budowę ukończono w 2005 roku. Są różne rodzaje badań za pomocą teleskopów astrometryczne-opisujące odległość i położenie gwiazd na niebie spektroskopowe- pomiary promieniowania 9 Odległość gwiazd. Paralaksa heliocentryczna. Aby zmierzyć jasność absolutną gwiazdy potrzebujemy odległości od ziemi należy zmierzyć jasność widomą a znając odległość obliczyć jasność absolutną. W celu pomiaru odległości należy zmierzyć kąt o jaki pozornie przesunie się gwiazda, z dwóch punktów naprzeciwległych na orbicie ziemskiej, czyli tak zwana paralaksę heliocentryczną. Paralaksa gwiazd jest równa jednej sekundzie co opisuje się mianem jednego parseka, czyli 3,26 lat świetlnych. Z kolei rok świetlny to droga którą pokonuje światło w próżni przez 365 dni. 6
10 Diagram Hertzsprunga-Russella Einar Hertzsprung w 1911 r i Henry Noris Russell w 1913 r stwierdzili, że jasność absolutna i typ widmowy (temperatura gwiazdy) są ze sobą powiązane. Na diagramie widać pas ciągnący się praktycznie przez całą jego długość jest to pas główny. Widać też dwie grupy olbrzymów i jedną grupę karłów. Karły których jest tak mało nie są wcale taka mizerną grupą lecz ciężko je wykryć gdyż mają niską jasność widomą. Diagram Hertzsprunga-Russella podkreśla związek jasności widomej z absolutną. Przez co można określić odległość gwiazdy dokonując pomiaru spektroskopowego. Wadą tego pomiaru jest to, że potrzebuje on dość dużej ilości światła przez co nie można wykryć odległych obiektów, których światło nie dociera w wystarczającej ilości do Ziemi. Jednak naukowcy znaleźli kilka obiektów o dość niewielkiej ilości światła, należą do nich cefeidy, gwiazdy zmieniające okresowo swoje rozmiary. Cefeidy są bardzo jasne przez co można było dokonać pomiaru z odległości miliardów kilometrów. Dalsze obiekty, które jesteśmy w stanie badać to super nowe i galaktyki 7
10 Pomiary innych parametrów gwiazd Większość gwiazd znajduje się w układach wielokrotnych, dzięki czemu można określić ich masę podobnie do masy słońca. Masa gwiazdy tak jak i jasność jest powiązana z jej widmem przez co operując widma gwiazd można dość dokładnie określić masę. Masa gwiazd nie jest tak zróżnicowana jak ich jasność absolutna. Gwiazdy, które maja najmniejszą udokumentowaną masę są 8 procent masy słońca, a największe 100 razy większą. Wynika z tego to, że czas życia gwiazd jest różny gdyż paliwo jest wprost proporcjonalne do masy, a szybkość zużycia do jasności. Dla gwiazd z ciągu głównego jasność absolutna jest wprost proporcjonalna do sześcianu masy gwiazdy np. gwiazda 10 razy większa od słońca świeci 1000 razy jaśniej niż ono. Zatem jej wiek powinien być 100 razy krótszy. Dolną granicą masy dla gwiazdy jest 0,08 masy Słońca ponieważ ciała poniżej tej granicy nie wytworzą wystarczającego ciśnienia i temperatury do spalenia wodoru. Nie mogą istnieć też gwiazdy zbyt wielkie ponieważ ich czas życia byłby zbyt krótki by mówić o świeceniu. Kolejnym parametrem, który da się zbadać jest promień gwiazdy. Można go obliczyć znając temperaturę i jasność absolutną gwiazdy. Jasność absolutna gwiazd jest wartością bardzo rozpiętą co powoduje różnorodność promieni gwiazd oraz ich gęstości. Niektóre gwiazdy mają gęstość mniejszą od gęstości tlenu na Ziemi. 11 Ewolucja gwiazd Proces ten zachodzi bardzo powoli ponieważ gwiazda znajduje się w równowadze, z jednej strony z ciskana grawitacją, z drugiej rozpychana gazami. W ciągu życia w jądrze gwiazdy zmniejsza się ilość cząstek (4 protony w cząsteczkę helu), przez co rośnie temperatura co przyspiesza reakcję. Wyprodukowana energia w postaci kwantów wydostaje się na zewnątrz dwoma sposobami: Promieniście- foton jest emitowany adsorbowany do momentu gdy dotrze do powierzchni. Konwekcyjnie podobnie jak w atmosferze ziemskiej powstają prądy konwekcyjne, które przenoszą fotony wraz z produktami reakcji jądrowych. Jądro produkując energię stale się kurczy lecz zmusza warstwy zewnętrzne do rozszerzania się w wyniku czego powstaje mała cześć o dużej gęstości otoczona warstwami o coraz niższej gęstości. Z widoku obserwatora gwiazda wygląda jakby puchła. Koniec tego procesu może być różny: Gwiazdy lekkie po zamianie w czerwonego olbrzyma wyrzucają z siebie warstwy o niskim ciśnieniu i stają się białymi karłami Gwiazdy masywniejsze przebywają ostatnie stadia ewolucji bardzo gwałtownie. Rozpadające się jadro może wydzielić energię, która może rozerwać gwiazdę. Samo może zamienić się w gwiazdę neutronową lub czarną dziurę. Taką gwiazdę nazywamy supernową. 8
Ewolucja gwiazd może przebiegać w różny sposób np. gdy zabraknie już paliwa (wodoru) jądro zaczyna się palić co prowadzi do podniesienia temperatury i ciśnienia. Kiedy ciśnienie wzrośnie wystarczająco rozpoczyna się reakcja zamiany helu w pierwiastek cięższy. Ostatnim etapom ewolucji gwiazd towarzyszy wyrzucenie materii w postaci odrzucenia wierzchnich warstw wybuchu supernowej 9
12 Inne obiekty astronomiczne Obecny etap historii wszechświata to era gwiazdowa ponieważ ciałami dominującymi są gwiazdy. Istnieją jednak inne obiekty, które ze względu na zbyt małą lub zbyt dużą masę nie są gwiazdami. Jednymi z nich są brązowe karły, których energia pochodzi z kurczenia się. Świeca bardzo słabym światłem przez co są trudne do wykrycia. Kolejnym obiektem z kategorii niegwiezdnych są gwiazdy neutronowe czyli pozostałości po gwiazdach. Złożone z materii o gęstości 10 18 kg/m 3 i mogą mieć masy dwukrotnie większe od słońca. Pulsary odmiana gwiazd neutronowych. Wykonują one ruch obrotowy podobny do ziemskiego przy czym wysyłają silne sygnały radiowe. Kiedy zostały odkryte naukowcy uznali je za dowód istnienia obcej cywilizacji. Czarne dziury są ostatnim etapem życia gwiazdy. Małe czarne dziury rzędu mas dwóch słońc powstały w wyniku wygaśnięcia gwiazdy natomiast wielkie rzędu 3 i więcej mas słońc mogą stanowić centra galaktyk. Materia, która wpadnie do tej dziury zostaje wchłonięta, a 10 procent jej masy zostaje zamienione na promieniowanie. Takie jądro galaktyki nazywamy kwazarem. Bez przerwy świeci promieniowaniem, które pozyskał z materii zamienionej na promieniowanie. Ostatnim omawianym obiektem są obłoki gazowe, które pod wpływem własnego ciążenia skupiają się i staja się nową gwiazdą. Budowa Wszechświata 13 Galaktyka Zbiorowisko gwiazd, do którego należy słońce nazywamy Drogą Mleczną. W jej skład wchodzi od 200 do 300 mld gwiazd. Forma jaką przybrała nasza galaktyka to płaski dysk o średnicy 100 000 lat świetlnych (słońce znajduje się 26000 28000 lat świetlnych od jego środka). W centrum tego dysku znajduje się zgrubienie o średnicy kilku tysięcy lat świetlnych. Dokoła galaktyki znajduje się halo, które składa się z rozrzuconych sfery stycznie gwiazd oraz gromad gwiezdnych powstałych wraz z galaktyką. W skład dysku galaktycznego wchodzą młode gwiazdy zawierające podobną ilość metali co słońce. Grubszą część dysku zajmują stare gwiazdy, które zawierają około 25% więcej pierwiastków cięższych od helu niż słońce. Zgrubienie także tworzą gwiazdy stare lecz o większej metaliczności. Halo składa się z bardzo starych gwiazd lecz wykazują bardzo mała metaliczność. W samym centrum galaktyki znajduje się ciao zupełnie odmienne od gwiazd jest to czarna dziura mająca masę 2,6 miliona razy większą od słońca. 10
Ciekawym zjawiskiem jest zależność metaliczności gwiazd i ich wieku. Bardzo stare gwiazdy wchodzące w skład halo powstały bardzo wcześnie gdy wszechświat nie był jeszcze tak zabrudzony resztkami eksplodujących gwiazd wyrzucających pokłady tego materiału w przestrzeń kosmiczną. Słońce należy do trzeciego pokolenia gwiazd co świadczy o złożoności procesów ewolucyjnych galaktyki. W skutek czego galaktyki nie można uznać za przypadkowe zbiorowisko gwiazd lecz rozbudowaną strukturą. Jednym z ważnych parametrów galaktyki jest jej masa obliczyć ja można tak samo jak masę słońca porównując siłe dośrodkowa i odśrodkową. W tym celu należy zmierzyć prędkość gwiazd na orbicie dookoła centrum galaktyki. Słońce porusza się ze stałą prędkością 200 km/s G*M/r 2 =v 2 /rm=v 2 *r/g Masa galaktyki rośnie więc wraz z jej rozmiarami. Własności prędkości galaktyk są stałe zależnie od galaktyki między 100 km/s, a 300 km/s. Jasność galaktyk maleje wraz z odległością od centrum. Skąd wniosek, że znajduje się tam jakaś nieświecąca materia. Inne galaktyki i wielkoskalowa struktura wszechświata Droga mleczna należy do jednej z większych galaktyk we wszechświecie, są jednak większe np. Wielka Mgławica Andromedzie. Galaktyki dzielimy ze względu na kształt. Wyróżniamy: Spiralne Spiralne z poprzeczką Eliptyczne Nieregularne 11
Galaktyki łączą się w grupy galaktyk (od kilkunastu do kilkudziesięciu galaktyk). Gromady liczące tysiące galaktyk Supergromady o rozpiętości do 150 lat świetlnych Wyobrażenie wszechświata jest trudne lecz obraz jaki może przypominać to punkty (gwiazdy) zgrupowane w galaktyki. Galaktyka to skomplikowany twór zawierający w sobie gwiazdy, gaz, pył, oraz ciemna materię. Kosmologia Dział astronomii zajmujący się całością wszechświata. Stała Hubble a i parametr spowolnienia. Wiek wszechświata. Na wszechświat działają siły grawitacji które odpowiadają za jego rozrost i kurczenie lecz muszą istnieć inne siły utrwalające. Ogólna teoria względności opisuje tylko przestrzeń czyli rozszerzanie się i kurczenie wszechświata. Modelem który dobrze to oddaje są kropki na nadmuchiwanym balonie. Mimo tego, że się nieruszaną odległość miedzy nimi rośnie. W odróżnieniu od balonu we wszechświecie gwiazdy i galaktyki wykonują ruch. Aby obliczyć stalą Hubble a dla balonu należy określić szybkość z jaką kropki oddalają się id siebie. Przyjmując, że wszechświat jest podobny do okrągłego balonu możemy mierzyć prędkość oddalania się dla obojętnie której gwiazdy. Stała Hubble a jest niezmienna dla całego wszechświata w danej chwili. Drugim parametrem modelu wszechświata jest parametr spowolnienia. Jego postać jest bardzo skomplikowana bo zależy od przyspieszenia. Gdy wymyślano tą nazwę uważano że ekspansja wszechświata czasem maleje. Obserwując spadający kamień powstały trzy teorie na temat tego zjawiska: Wszechświat w pewnej chwili się zatrzyma i zacznie się kurczyć Wszechświat będzie się rozszerzać aż przestanie na niego działać siła grawitacji gwiazd ponieważ odległości miedzy gwiazdami będą zbyt duże. Trzecia teoria łączy dwie poprzednie. Wszechświat tak właściwie znajduje się w stanie bliskim do tego z trzeciej teorii. Zasada pomiaru stałej Hubble a Mierzymy odległość miedzy galaktyką a obserwatorem oraz prędkość narastania przestrzeni. Ponieważ światło w rozszerzającym się wszechświecie zmienia swoją falę wystarczy zmierzyć długość fali by określić jak zmienił sie wszechświat w ciągu biegu światła. 12
Prawo Hubble a Lub z użyciem prędkości światła Gdzie Powyższy wzór można wykorzystać do pomiaru odległości Stała Hubble a po wielu uproszczeniach wynosi 70 +-10 a więc odległość galaktyk oddalonych od siebie o 3*10 6 lat świetlnych co sekundę zwiększa się o 70 km. Trudniejszym do ustalenia jest parametr spowolnienia. Żeby go obliczyć trzeba znać stałą Hubble a oraz jej zmiany podczas ewolucji wszechświata. Światło, które do nas dociera przedstawia obraz przeszłości, np. gdzieś w przestrzeni kosmicznej jest obraz ziemi jako gorącej kuli lub apokalipsy dinozaurów. Znając odległość gwiazdy można określić z jakiego okresu historii pochodzi to obraz. W trakcie biegu światła odległości się zmieniły i nie można z pełna stanowczością obliczyć czasu. Jedyną szansą są obiekty bardzo oddalone ich obserwacja daje nam wiedze o historii wszechświata. Co umożliwia określenie szybkości zmian odległości galaktyk. Pomiar spowolnienia znosi się wiec do wyliczenia zmiany długości fal świetlnych i rozmiarów wszechświata. Obliczenie drugiej wartości jest wręcz niemożliwe więc obliczenie wartości parametru staje się tylko teoretyczne. Ostatnie odkrycia w tej dziedzinie potwierdzają że wszechświat cały czas przyspiesza zamieniając w ten sposób parametr spowolnienia w parametr przyspieszenia co pomija problem wieku wszechświat który podczas gdy zwalniał miał mniej lat co niektóre gwiazdy. 13
Gęstość energii wszechświata Zasadniczym czynnikiem wpływającym na proces ewolucji wszechświata jest gęstość energii. Jest ściśle związana ze stałą Hubble a. W najbardziej rozpowszechnionym modelu przyjmuje ona postać: G- stała grawitacji Tak opisaną gęstość nazywamy gęstością krytyczną. Stała Hubble a zmienia się wraz z procesem ewolucji wszechświata, co za tym idzie jego energia też się zmienia. Co ciekawe po z sumowaniu mas elementów widzialnych wszechświata nie otrzymamy pożądanego wyniku świadczy to o tym, że w kos moście występuje ciemna materia. Ograniczając się do Drogi Mlecznej też uzyskamy wynik odmienny od pożądanego. Najbardziej preferowany model to model wszechświata najbliżej zgodny z obliczeniami i obserwacjami. Dowodzi on także istnienia czarnej materii, która ma właściwości odpychania i może występować w postaci stałej kosmologicznej czyli energii próżni. Temperatura skład chemiczny i promieniowanie tła. Wszechświat wypełnia promieniowanie elektro-magnetyczne tak zwane promieniowanie tła. Nie ma ono wysokiej wartości ponieważ podobne wskazania można odczytać z ciała o temperaturze 2,7 K np. bryła lodu emituje to promieniowanie 30mld razy silniej. Promieniowanie tła zostało odkryte w 1965 r przez Arno Allana Penziasa i Roberta Woodrowa Winsona i przyczyniło się do wielu odkryć min. Określenia temperatury wszechświata wynoszącej 3K. Lecz wszechświat cały czas stygnie. Co za tym idzie zaczęto się zastanawiać jak wyglądał wszechświat zaraz po wybuchu. Gdy wszechświat miał temperaturę kilku tysięcy kelwinów jego materia promieniowała. Pochodzi ono z czasów gdy materia nie była zjonizowana, a protony i neutrony zaczynały łączyć się w neutralne atomy wodoru i pierwsze gwiazdy- mówimy tu o epoce rekombinacji. W wyniku wysokich temperatur następuje rozpad na cząstki elementarne oraz wydzielane są wielkie ilości promieniowania. Korzystając z teorii rozpadu cząstek elementarnych możemy się dzis przenieść do okresu gdy temperatury we wszechświecie były nadal wysokie. W póżniejszym okresie gdy 14
temperatura nieco spadła zaczęły tworzyć się pierwsze jadra atomów dało początek pierwszym pierwiastkom takim jak wodór hel i lit. 15