1.11. Ewolucja Wszechświata

Na początku cały Wszechświat był ściśnięty do bardzo małych rozmiarów, a następnie gwałtownie rozszerzył się, aż do dzisiejszych niewyobrażalnie wielkich rozmiarów. Obecnie uważamy, że Wszechświat miał swój początek przed około 13,7 miliarda lat – świadczy o tym wiele danych doświadczalnych oraz przemawia za tym wiele przesłanek teoretycznych. Przedstawimy tutaj kilka najważniejszych.

Ucieczka galaktyk

Bardzo długo sądzono, że rozmyte i rozciągłe obiekty obserwowane przez teleskopy są obłokami gazu wewnątrz Drogi Mlecznej. Dopiero w połowie lat dwudziestych XX wieku Edwin Hubble [wym. habl] jako pierwszy udowodnił, że te mgławice to w rzeczywistości olbrzymie układy gwiezdne – galaktyki – występujące daleko od niej. Mógł to stwierdzić dzięki zastosowaniu największego w owym czasie teleskopu umieszczonego na szczycie Mount Wilson w Kalifornii. To nie wszystko – Hubble odkrył, że galaktyki oddalają się od nas, i to tym szybciej, im są bardziej oddalone.

Jak Hubble mógł zmierzyć prędkość ucieczki galaktyk? Posłużył się znanym zjawiskiem dotyczącym rozchodzenia się fal, zwanym zjawiskiem Dopplera (rozdział 1.D2. Dodatek: Efekt Dopplera). Gdy stoimy przy drodze, możemy po dźwięku poznać, że samochód właśnie nas mija. Dźwięk zbliżającego się samochodu jest wyższy, a w momencie mijania staje się niższy.

Tłumaczymy to tym, że długość fali wysyłanej z oddalającego się źródła staje się większa (częstotliwość mniejsza, więc słyszymy niższy dźwięk), a z kolei długość fali ze źródła zbliżającego się jest mniejsza (częstotliwość większa – słyszymy wyższy dźwięk). Podobnie jest ze światłem, które jest falą elektromagnetyczną. Każdy pierwiastek, na przykład wodór, wysyła światło o określonej częstotliwości fal, czyli określonej barwie. Promieniowanie dochodzące z galaktyk wykazuje tzw. przesunięcie do czerwieni (do fal o mniejszej częstotliwości, czyli o większej długości). Oznacza to, że galaktyki oddalają się od nas tym szybciej, im większe jest to przesunięcie.

Wszystkie galaktyki oddalają się od nas. Czyżby to znaczyło, że jesteśmy w środku Wszechświata? Oczywiście, że nie! Oddalanie się galaktyk tłumaczymy rozszerzaniem się przestrzeni Wszechświata, która unosi z sobą galaktyki. Można to porównać z kropkami na nadmuchiwanym baloniku. Od każdej kropki pozostałe oddalają się tym szybciej, im większa odległość je dzieli. Tak więc żadna z galaktyk nie stanowi środka Wszechświata. Można też powiedzieć, że środek Wszechświata mógłby równie dobrze znaleźć się w każdym punkcie.

Stwierdzenie, że żaden obserwator nie jest wyróżniony, a Wszechświat z punktu widzenia każdego z nich wygląda tak samo, nosi nazwę zasady kopernikańskiej. Nadanie tej zasadzie imienia Kopernika jest wyrazem uznania dla jego wielkiego wkładu w naukę o budowie Kosmosu. Z zasady kopernikańskiej wynika, że skoro żaden obserwator nie jest wyróżniony, to nie ma sensu mówić o jakimś wyróżnionym punkcie we Wszechświecie, który byłby jego środkiem i od którego oddalałyby się wszystkie galaktyki. Każdy obserwator znajdujący się w dowolnej galaktyce stwierdzi, że wszystkie galaktyki oddalają się od niego. Dlatego Wielki Wybuch należy traktować jako rozszerzanie się przestrzeni, a nie oddalanie się galaktyk w pustej przestrzeni od jakiegoś jednego wyróżnionego punktu.

Doświadczenie: Domowe laboratorium – model Wszechświata

Możesz zrobić własny model rozszerzającego się Wszechświata. Potrzebny będzie tylko kawałek (około pół metra) gumki. Namaluj na gumce kilka kropek w różnych odległościach od siebie. Teraz, trzymając nieruchomo jedną z kropek, drugą ręką rozciągaj gumkę, obserwując efekt w lustrze. Zauważysz, że szybciej oddalają się od siebie te kropki, które są bardziej oddalone. Następnie unieruchom inną kropkę (to tak, jakbyśmy przenieśli się na inna galaktykę!). Sprawdź teraz, że gdy gumka się rozciąga, to inne kropki oddalają się z prędkościami wprost proporcjonalnymi do ich odległości od nowej nieruchomej kropki.

Jeśli masz problemy ze zrozumieniem rozszerzania się przestrzeni Wszechświata, to nie martw się. Jesteś w dobrym towarzystwie! Sam genialny Albert Einstein, twórca Ogólnej Teorii Względności, uznał, że rozwiązania jego własnych równań wskazujące na rozszerzanie się lub kurczenie Wszechświata nie mogą być prawidłowe! Próbował nawet zmienić swoje równania, aby uratować statyczny, niezmienny obraz Wszechświata. Jednak niebawem Hubble odkrył ucieczkę galaktyk i okazało się, że równania Einsteina są „mądrzejsze” od swego twórcy. Czy to nie zdumiewające, że w równaniach opisujących realny świat może być więcej treści, niż przewiduje i akceptuje to autor tych równań!

Wielki Wybuch

Skoro obserwujemy rozszerzanie się Wszechświata, oczywiste jest, że dawniej Wszechświat musiał być mniejszy. Kiedy więc cofniemy się w czasie odpowiednio daleko, możemy wyobrazić sobie Wszechświat o rozmiarach bliskich zeru. To niesamowite, że cała materia Wszechświata, wszystkie obecne gwiazdy i galaktyki – choć nie były jeszcze uformowane tak, jak dzisiaj – mieściły się w mikroskopijnej objętości! Oczywiście materia była wtedy w zupełnie innym stanie niż teraz. Gęstość i temperatura osiągały ekstremalnie wielkie wartości, w miarę rozszerzania się Wszechświata wartości te stopniowo maleją.

Moment, gdy Wszechświat mieścił się niemal w punkcie uważamy za początek Wszechświata. Według obecnych badań miało to miejsce ok. 13,7 miliarda lat temu. Od tego momentu Wszechświat stale się rozszerza, aż do osiągnięcia obecnych, gigantycznych rozmiarów. Powstanie i ekspansję Wszechświata nazywamy Wielkim Wybuchem.

„Wielki Wybuch” to nazwa obrazowa, ale nieco myląca. Rozszerzanie się Wszechświata nie ma nic wspólnego z wybuchem, na przykład, granatu. Odłamki granatu, wyrzucone siłą wywieraną przez ładunek wybuchowy, przemierzają nieruchomą przestrzeń. Natomiast obserwowana ucieczka galaktyk polega na tym, że są one unoszone przez rozszerzającą się przestrzeń.

Podejście do przestrzeni jako do niezmiennego i niezależnego od materii pustego naczynia było odziedziczone jeszcze po Arystotelesie. Poglądy badaczy uległy radykalnej zmianie po opublikowaniu w 1916 roku przez Alberta Einsteina ogólnej teorii względności. Według tej teorii przestrzeń (a właściwie czasoprzestrzeń) jest zależna od materii. Materia deformuje czasoprzestrzeń, zakrzywiając ją. Właśnie to zakrzywienie wpływa na ruch materii. Na podstawie tej teorii zbudowano model rozszerzającego się Wszechświata zgodny z zasadą kopernikańską, który nie ma określonego środka, żadna galaktyka nie jest wyróżniona, a Wszechświat w dużej skali wygląda tak samo z każdego punktu.

Narzuca się pytanie: Co było przed Wielkim Wybuchem? Na razie nie potrafimy na nie odpowiedzieć. Jeśli kiedyś ktoś znajdzie rozwiązanie, prawdopodobnie będzie opisywała je fizyka znacznie bardziej zaawansowana niż ta, którą znamy obecnie – bowiem w Wielkim Wybuchu powstała nie tylko energia i materia, ale też przestrzeń i czas, które znamy i które są opisywane przez znane nam równania fizyki. Nie sposób jednak oprzeć się wrażeniu, że zakładając istnienie tylko jednego, wyróżnionego Wszechświata, w którym żyjemy, zachowujemy się jak nasi starożytni przodkowie, którzy uważali, że płaska Ziemia znajduje się w centrum znanego im świata, a gwiazdy krążą wokół niej. Dzisiaj ich przekonania wydają się nam zabawne, choć jest to niesłuszna ocena. Nie dysponowali oni bowiem narzędziami, które umożliwiałyby im sprawdzenie, jak naprawdę wygląda świat, który ich otacza. My też jesteśmy w podobnej sytuacji – nie możemy spojrzeć na Wszechświat „z zewnątrz”, więc zakładamy, że nic poza nim nie istnieje... Możliwe jednak, że pewnego dnia dowiemy się, że nasz Wszechświat jest tylko jednym z typowych wszechświatów istniejących w bezkresnym, pozornie bezładnym, zbiorowisku podobnych wszechświatów. Jednak, jak na razie, przypuszczenia, że jesteśmy obywatelami multiwszechświata, ocierają się raczej o fantastykę naukową.

Sam Wielki Wybuch, jego pierwsze chwile, są dla nas tajemnicą – po prostu nie mamy jeszcze teorii, która mogłaby opisać Wszechświat w tym stanie. Potrafimy opisać historię Wszechświata, poczynając od czasu około $10^{-43}\, s$ po Wielkim Wybuchu.

Początkowo nie istniały protony, neutrony, ani – tym bardziej – atomy czy cząsteczki chemiczne, bo temperatura była zbyt wysoka i gęstość materii zbyt duża. Materia występowała w postaci cząstek elementarnych, najprawdopodobniej kwarków i elektronów (dokładniej: leptonów; jest to rodzina cząstek elementarnych, których elektron jest najbardziej znanym przedstawicielem). Poruszały się z ogromnymi energiami i zderzając się ze sobą, powodowały wyprodukowanie lawiny kolejnych cząstek. Takie zderzenia możemy obserwować i badać w wielkich akceleratorach, takich jak Wielki Zderzacz Hadronów w CERN pod Genewą w Szwajcarii. To właśnie badania cząstek elementarnych i jąder atomowych pozwoliły fizykom opisać pierwsze chwile Wszechświata.

Zderzenie proton-proton — Ilustracja 1.96. **Zderzenie proton – proton o ogromnej energii zarejestrowane w laboratorium CERN w Szwajcarii (10.03.2010)**

Linie wychodzące z punktu zderzenia to tory cząstek powstałych w wyniku zderzenia. Tak możemy badać procesy, które zachodziły w pierwszych ułamkach sekundy po Wielkim Wybuchu

Etapy rozwoju Wszechświata

Materia w pierwszych ułamkach sekund po Wielkim Wybuchu miała ekstremalnie dużą gęstość i wysoką temperaturę. W tych warunkach nie istniały hadrony.

Materia miała postać plazmy kwarkowo-gluonowej. Taki stan materii uzyskujemy dziś w zderzeniach jąder poruszających się z prędkością bliską prędkości światła.

Ilustracja 1.97. **Zderzenie jąder złota o ogromnych energiach (eksperyment STAR, Brookhaven National Laboratory, USA)**

Punkt w środku to miejsce zderzenia – jądra nadleciały z kierunków prostopadłych do ekranu. Kolorowe linie to tory wyprodukowanych w zderzeniu cząstek. Obraz ten to przykład potwierdzający równoważność energii i masy $E=mc^{2}$ – energia kinetyczna zderzających się jąder zamieniła się na masę powstających cząstek

Po upływie ok. $10^{-9}\, s$ od Wielkiego Wybuchu, temperatura spada do $10^{15}\, K$ i kwarki zaczynają łączyć się w hadrony. Cząstki te, mające ogromne energie kinetyczne, nieustannie zderzają się ze sobą. W zderzeniach produkowane są lawiny cząstek wtórnych.

Produkcja zachodzi zawsze parami: cząstka i antycząstka, aby mógł być zachowany ładunek i inne liczby kwantowe. Jednocześnie zachodzi anihilacja hadronów i antyhadronów.

Cząstki i antycząstki: każdej cząstce odpowiada antycząstka o identycznej masie i przeciwnym ładunku elektrycznym. Na przykład antycząstką elektronu jest dodatnio naładowany pozyton. Gdy cząstka i antycząstka spotykają się, następuje anihilacja, czyli obie cząstki znikają i pojawia się promieniowanie o energii równej energii spoczynkowej cząstek. Podczas anihilacji elektronu i pozytonu powstają dwa fotony promieniowania gamma biegnące w przeciwne strony. Istnieje też proces odwrotny – kreacja pary elektron-pozyton. Foton promieniowania gamma może w pobliżu jądra atomowego zamienić się na elektron i jego antycząstkę pozyton. Całkowita energia obu powstałych cząstek jest równa energii fotonu, który zniknął.

Początkowo kreacja i anihilacja hadronów są w równowadze, to znaczy powstaje tyle samo cząstek, ile znika w procesie anihilacji. W miarę ekspansji Wszechświata spada temperatura, a więc zmniejsza się średnia energia kinetyczna cząstek. W końcu zaczyna brakować energii potrzebnej do produkcji cząstek i anihilacja zaczyna przeważać nad kreacją. Prawie wszystkie protony i neutrony anihilują, zwiększając liczbę fotonów we Wszechświecie. Pozostaje nadwyżka materii nad antymaterią. Fakt, że po wielkiej anihilacji w ogóle coś pozostało, jest jedną ze współczesnych zagadek nauki. Fizycy mają nadzieję, że eksperyment na największym zderzaczu LHC (Large Hadron Collider) w CERN pozwoli zweryfikować hipotezy wyjaśniające, dlaczego pozostała nadwyżka materii nad antymaterią. Jak wielka była ta nadwyżka? Szacuje się, że na 30 mln antycząstek przypadało 30 mln + 1 cząstka. Z tej niewielkiej nadwyżki składa się obecny Wszechświat, łącznie z nami.

Przez pierwszą sekundę materia Wszechświata składa się z oddzielnych cząstek: protonów, neutronów, elektronów, fotonów. Jądra atomowe nie mogą istnieć, bo temperatura jest zbyt wysoka – powstałe jądro natychmiast ulega rozbiciu w kolejnym zderzeniu.

Aby protony i neutrony mogły łączyć się w jadra atomowe, temperatura nie może być zbyt wysoka, bo wtedy nowo powstałe jądra natychmiast się rozpadają. Temperatura nie może też być zbyt niska, aby protony miały wystarczającą energię, by pomimo odpychania kulombowskiego mogły zbliżyć się do siebie.

Po około 1 s po Wielkim Wybuchu temperatura spada do około $10^{10}\, K$ i rozpoczyna się proces nukleosyntezy pierwotnej.

Nukleosynteza polega na łączeniu się mniejszych jąder w większe. Towarzyszy jej wydzielanie znacznej energii.

Zapis reakcji $n+p\rightarrow_{1}^{2}D$ oznacza, że neutron $n$ połączył się z protonem $p$ i powstało jądro deuteru $_{1}^{2}D$ , składające się z 1 protonu i 1 neutronu.

Natomiast w reakcji $_{2}^{3}He+{}_{2}^{3}He\rightarrow{}_{2}^{4}He+2p$ połączyły się dwa jądra $_{2}^{3}He$ (każde zawiera 2 protony i 1 neutron). Powstało jądro $_{2}^{4}He$ (2 protony i 2 neutrony) oraz 2 dodatkowe protony.

W tej temperaturze mogą już utrzymać się produkty pierwszej reakcji nukleosyntezy $n+p\rightarrow_{1}^{2}D$ . Jądra deuteru wchodziły w kolejne reakcje $_{1}^{2}D+n\rightarrow{}_{1}^{3}T$ oraz $_{1}^{2}D+p\rightarrow{}_{2}^{3}He$ . Tworzą się też jądra $_{2}^{4}He$ w reakcji: $_{2}^{3}He+{}_{2}^{3}He\rightarrow{}_{2}^{4}He+2p$ . Niewielka część jąder helu wchodzi w reakcję: $_{2}^{4}He+{}_{1}^{3}T\rightarrow{}_{3}^{7}Li$ .

Cały Wszechświat przypominał w tym okresie wnętrze gwiazdy. Pamiętajmy, że Wszechświat się nieustannie rozszerzał i zmniejszała się jego temperatura. Po około 3 minutach temperatura spadła do około $10^{8}\, K$ i nukleosynteza ustała – temperatura stała się zbyt niska, aby mogło zachodzić łączenie się jąder. Ustalił się skład Wszechświata. Po zakończeniu nukleosyntezy pierwotnej Wszechświata składał się z:

fotonów,
elektronów (ok. 1 na miliard fotonów),
protonów (ok. 1 na miliard fotonów),
jąder helu (23% masy wodoru),
jąder $_{1}^{2}D$ , $_{2}^{3}He$ , $_{3}^{7}Li$ (śladowe ilości).

Powstanie atomów – geneza promieniowania reliktowego

Przez około 300 000 lat temperatura Wszechświata była na tyle wysoka, że materia występowała w postaci plazmy – jądra atomowe i elektrony poruszały się niezależnie.

Plazma była nieprzezroczysta dla promieniowania, fotony wciąż zderzały się ze swobodnymi elektronami i protonami i zmieniały kierunek ruchu. Po 380 000 lat temperatura spadła do 3000 K. W tej temperaturze mogły już istnieć atomy. Protony i jądra helu przyłączały elektrony i powstały atomy. Promieniowanie nie było już w stanie oddziaływać z materią – miało zbyt małą energię, aby jonizować i wzbudzać atomy. Materia stała się przezroczysta i straciła wpływ na promieniowanie. Fotony z tego okresu w większości bez przeszkód podróżowały przez Wszechświat i możemy je teraz rejestrować jako tak zwane promieniowanie reliktowe (promieniowanie tła). Promieniowanie to niesie informacje o bardzo „młodym” Wszechświecie, który miał zaledwie 380 000 lat i był 1000 razy mniejszy niż jest teraz. Temperatura Wszechświata spadła od tego momentu 1000-krotnie i wynosi około 3 K.

Ilustracja 1.98. **Ewolucja Wszechświata**

Po około 200 mln lat po Wielkim Wybuchu zaczęły powstawać pierwsze gwiazdy i galaktyki. Rozpoczęła się współczesna era galaktyczna. Pierwotne duże gwiazdy wybuchają w postaci nowych i supernowych. Z rozproszonej po nich materii tworzą się następne gwiazdy. Jedną z nich jest nasze Słońce, które wraz z planetami istnieje już ok. 5 miliardów lat. Na Ziemi (od około 3,5 miliarda lat) rozwija się życie organiczne, początkowo powstają formy prymitywne, następnie tworzą się bardziej skomplikowane organizmy roślinne i zwierzęce. W końcu (ok. 150 tys. lat temu) pojawia się homo sapiens, który spoglądając w gwiazdy, odkrywa ogrom czasowy i przestrzenny Kosmosu.

Przyszłość Wszechświata

Zastanówmy się, jak (i czy w ogóle) Wszechświat będzie ewoluował w czasie. Okazuje się, że dla przyszłości Wszechświata istotna jest gęstość materii w nim zawartej, ponieważ wszystkie ciała przyciągają się siłami grawitacyjnymi. Ekspandująca (gwałtownie rozprzestrzeniająca się) materia ma energię kinetyczną, jednakże grawitacja spowalnia tempo ekspansji. Jeżeli gęstość materii $\rho$ we Wszechświecie jest dostatecznie duża, to przyciąganie wzajemne materii (czyli grawitacja) spowoduje zatrzymanie ekspansji, po czym grawitacja spowoduje zapadanie się Wszechświata – taki Wszechświat nazywa się Wszechświatem zamkniętym. Jeżeli jednak gęstość materii jest mała, mniejsza od tzw. gęstości krytycznej $\rho_{kryt}$ , to grawitacja nigdy nie zdoła wziąć góry nad ekspansją i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Mamy wtedy Wszechświat otwarty, który ma tylko początek, ale nie ma końca. W przypadku, gdy $\rho=\rho_{kryt}$ , mamy również otwarty Wszechświat (tzw. marginalny, płaski), mający tylko początek i rozszerzający się bez końca.

Gęstość krytyczna $\rho_{kryt}=9,7\cdot10^{-27}\frac{kg}{m^{3}}$ . Odpowiada to 6 atomom wodoru w jednym metrze sześciennym. Nie jest to dużo, ale biorąc pod uwagę, że między materią skupioną w gwiazdach i galaktykach Kosmos „zionie pustką”, to przy równomiernym rozprowadzeniu w całym Kosmosie materii zawartej w świecących obiektach otrzymalibyśmy wartość 25 razy mniejszą od wartości $\rho_{kryt}$ – dane uzyskane z badania promieniowania reliktowego wskazują, że parametr gęstości, czyli stosunek gęstości materii we Wszechświecie do gęstości krytycznej, wynosi $\Omega=\rho/\rho_{kryt}=1,02\pm0,02$ . Prawdopodobnie, jeśli ten pomiar jest prawidłowy, Wszechświat czeka wieczna ekspansja.

Krzywe na il. 1.99 przedstawiają zależność promienia Wszechświata $R\left(t\right)$ od czasu dla trzech przypadków omówionych powyżej.

Ilustracja 1.99. **Hipotezy ewolucji Wszechświata**

Krzywa a przedstawia Wszechświat otwarty $(\rho {mniejsze} \rho_{kryt})$ , krzywa b – otwarty $(\rho=\rho_{kryt})$ , c – zamknięty $(\rho>\rho_{kryt})$ – ma początek i koniec (być może oscylujący?)

Zagadka ciemnej materii i ciemnej energii

Już dawno astronomowie zauważyli, że prędkość gwiazd na peryferiach galaktyk jest większa, niż przewidują to prawa dynamiki i grawitacji. Wynika z tego, że galaktyki muszą zawierać więcej materii oddziałującej grawitacyjnie, niż widzimy.

Wyobraźmy sobie karuzelę łańcuchową ze starymi, zardzewiałymi łańcuchami. Jesteśmy pewni, że gdy karuzela zacznie wirować, łańcuchy pozrywają się i krzesełka odfruną w dal. Jednak widzimy, że karuzela wiruje i nic złego się nie dzieje. Wnioskujemy, że łańcuchy są jednak mocniejsze, niż nam się wydawało. Podobnie jest z gwiazdami na peryferiach galaktyki, które poruszają się zbyt szybko, niż na to pozwala siła grawitacji pochodząca od widzialnej materii. Wnioskujemy, że siła grawitacji jest jednak większa, a więc musi istnieć jakaś niewidzialna materia w galaktyce – ciemna materia.

Tę nieznaną materię, której nie możemy wykryć inaczej niż przez jej oddziaływanie grawitacyjne, nazwano ciemną materią. Analiza ruchu gwiazd w galaktykach wskazuje, że w przestrzeni międzygwiezdnej są obłoki ciemnej materii; galaktyki są także otoczone obszarem ciemnej materii. Niezależnie od tego ciemną materię można znaleźć w przestrzeni międzygalaktycznej. Całkowita masa ciemnej materii znajdującej się w galaktyce, jest kilkukrotnie większa niż sumaryczna masa świecących gwiazd wchodzących w skład tej galaktyki. Ciemna materia składa się z nieznanych nam cząstek. Cząstki te oddziałują tylko grawitacyjnie oraz podlegają tzw. oddziaływaniom słabym. Istnieją hipotezy o naturze cząstek ciemnej materii (np. cząstki supersymetryczne), ale nie wykryto ich do tej pory. Wiadomo, że nie składa się ona z kwarków, jak materia, którą obserwujemy.

Badanie tzw. mikrofalowego promieniowania reliktowego wskazuje, że ciemnej materii jest we Wszechświecie prawie 6 razy więcej niż widzialnej.

Badanie supernowych typu 1a (tzw. świece standardowe) prowadzi do wniosku, że około 5 mld lat temu ekspansja Wszechświata zaczęła przyspieszać. Nieznana jest przyczyna tego zaskakującego zjawiska. Czynnik powodujący przyspieszanie ekspansji Wszechświata nazwano ciemną energią. Z badania promieniowania reliktowego wynika, że ciemna energia, której natury nie znamy, stanowi około 73% zawartości Wszechświata.

Ilustracja 1.100. **Skład Wszechświata**

Tylko 4% materii Wszechświata stanowi zwykła materia (atomy), czyli to wszystko, co widzimy wokół siebie, co badają fizycy, chemicy i biolodzy. Reszta to tajemnicza ciemna materia i jeszcze bardziej tajemnicza ciemna energia. Przyszli badacze mają co robić!

Pytania i problemy

Przedstaw teorię Wielkiego Wybuchu. Opisz ucieczkę galaktyk.
Wyjaśnij, dlaczego obserwowane oddalanie się od nas galaktyk nie oznacza, że znajdujemy się w środku Wszechświata.
Zastanów się i powiedz, od czego zależy przyszłość Wszechświata.