Heller M. - Ewolucja kosmosu i kosmologii Wydanie 2

Cena zł 150.ISBN 8 3 - 0 1 -0 4 6 1 8 -X

michot Heller Ewolucja ko/m o/u i ko/mologii

O kładkę projektował M a ria n J a n k o w s k i

Spis rzeczy

R e d a k to r B a rb a ra P ila w sk a

R e d a k to r te c h n ic z n y R o m a n a S zy b iń sk a

W s t ę p ....................................................................................................................................................

R o z d ział 1. „K o sm o lo g ic zn e ro z w a ż a n ia ...” E i n s t e i n a .................................................. P o c z ą t k i ................................................. W a ru n k i S ta ty c z n y

b rz e g o w e

i

s ta ła

W s z e c h ś w ia t

15 15

k o s m o l o g i c z n a ................................................................... 18

E i n s t e i n a ..........................................................................

21

I n s p i r a c j e ...............................

24

R o z d z ia ł 2. D ziw n y św ia t W ilh elm a d e S i t t e r a .................................................................

27

P u ste ro z w ią z a n ie r ó w n a ń p o l a .......................................................................................

27

E w o lu c ja p u s t k i ............................................................................................................................

30

E fe k t D o p p le r a

© C o p y rig h t by P a ń stw o w e W y d a w n ic tw o N a u k o w e

9

.....................................................................................................................

31

Ś w iat p e łe n p a r a d o k s ó w .........................................................................................................

32

R o z d ział 3. E r a H u b b le ’a .............................................................

.

35

W arsz a w a 1983

K lisz a H - 3 3 5 - H ............................................................................................................................

35

IS B N 8 3 -0 1 -0 4 618-X

P o c z ą tk i s p o r u ............................................................................................................................ P o d rę c z n ik a s tro n o m ii z X I X w .......................................................................................... D w a j p r z e c i w n i c y ............................................................................ • ....................................

37 39 42

P A Ń S T W O W E W Y D A W N IC T W O N A U K O W E

Z k a n c e la rii a d w o k a c k ie j d o t e l e s k o p u .......................................................................... N o w a era k o s m o l o g i i ............................................................................................................... L is t H u b b le ’a ............................................................................................................................

43 48 50

W y d a n ie I I . N a k ła d 39 8 5 0 + 1 5 0 e g z e m p la rz y . A rk u s z y w y d a w n ic z y c h 12.25. A rk u s z y d r u k a r s k ic h

*.

.

R o zd ział 4. K o sm o lo g ia F r i e d m a n a .......................................................................................

^

14.

P a p ie r o ffs e to w y k l. I I I , 80 g, r o la 61 cm . O d d a n o d o r e p r o d u k c ji w lip cu 1984 r. P o d p is a n o d o d r u k u w s ty c z n iu 1985 r. D ru k u k o ń c z o n o w lu ty m 1985 r. Z a m ó w ie n ie n r 2520/84. R-8-1080. C en a 150 zł.

T y m c z a se m w P e t e r s b u r g u ...................................................................................................

53

P ie rw sz a p r a c a F r i e d m a n a ................................................................................................... D r u g a p r a c a F r i e d m a n a ......................................................................................................... E p ita fiu m k o s m o l o g a ............................................................................• ..............................

55 57 59

R z e sz o w sk ie Z a k ła d y G ra fic z n e R zeszów , u l. M a rc h le w s k ie g o 19

5

-ff

R ozd ział

5.

R o z d z ia ł 12. G e o m e tria i te rm o d y n a m ik a W s z e c h ś w i a t a ............................................

108

O d obserw acji do t e o r i i ........................................................

C h e m ia g w i a z d ............................................................................................. U c ie c z k a g a l a k t y k ......................................... •• ‘ ' ' Je szcz e ra z H u b b le m ie rz y o d le g ło ść d o g a la k ty k . . . . U c ie c z k a -

o d le g ło ść g a la k ty k

K ie ru n k i b a d a ń .....................................

108

R o b e rts o n i W a lk e r ; sy m e trie W s z e c h ś w i a t a ........................................................ T o lm a n ; te r m o d y n a m ik a k o s m o s u ................................................................................. D w ie m o n o g r a f i e .........................- ........................................................................................

109 111 113

R o z d ział 13. H ip o te z a P ierw o tn eg o A t o m u ..........................................................................

116

P o c z ą tk o w a o s o b l i w o ś ć ......................................................................................................... W ielki W y b u c h ............................................................................................................................

116 117

........................................................

R ozd ział 6 . O d teorii do o b s e r w a c ji............................... B i l a n s ............................................................................................................... P ra c a ...................................................................................... S p u śc iz n a ................................................................................ R ozd ział 7. O bserw acyjna kosm ologia H ubble’a .........................

K o s m o lo g ia

P ra w o ....................................................................................... P r ó b k a W s z e c h ś w i a t a ................................................................................ N a m ia r ę K o p e r n i k a ................................................................................ R ozd ział 8. P o czą tek i k on iec W s z e c h ś w ia t a ..................................... E d d in g to n i L e m a i t r e ....................................' . ‘ : „ K o n ie c św ia ta z p u n k tu w id zen ia fizy k i m a te m a ty c z n e j

' .

P o c z ą te k ś w ia ta z p u n k tu w id z e n ia te o r ii k w a n tó w .

-

.

k w a n t o w a .........................................................................................................

119

P ro m ie n io w a n ie r e s z t k o w e ...................................................................................................

120

E w o lu c ja ś w ia ta w e d łu g L e m a itre ’a ................................................................................. N ie z n a n y k o m e n ta r z L e m a itr e ’a .......................................................................................

121 124

R o z d ział 14. K o sm o lo g ia S ta n u S ta c j o n a r n e g o ....................................................................

127

R a d a r i k o s m o l o g i a ...............................................................................................................

127

K o s m o lo g ia B o n d ie g o - G o l d a ....................................................................................... K o s m o lo g ia H o y le ’a ...............................................................................................................

130 133

S p o ry

135

o

s tw a rz a n ie

m a t e r i i .............................................................................................

R o z d ział 15. K o sm ic zn a n u k l e o s y n te z a ............................... R ozd ział 9. D ysku sja o ewolucji W s z e c h ś w ia t a ............................... T e o ria i p r a k ty k a n a u k i .................................................................... S ir Ja m e s J e a n s ....................................................................................... G e o rg e s L e m a i t r e ................................................................................. W ilh e lm d e S i t t e r ................................................................................. S ir A r t h u r E d d i n g t o n .......................................................................... M illik a n i M i l n e ................................................................................. I n n i m ó w c y .......................................................................... ...... H ip o te z a “F iz y c z n e g o W s z e c h ś w i a t a ............................................

137

W o jn a i k o s m o g o n i a ...............................................................................................................

137

T e o ria A l f a - B e t a - G a m m a ................................................................................................... P ie rw o tn y a t o m czy Y l e m ...................................................................................................

138 140

P rz e w id y w a n ia G a m o w a ......................................................................................................... K ło p o ty te o rii G a m o w a .........................................................................................................

142 144

C zy p ie rw ia stk i p o w s ta ją w g w i a z d a c h .......................................................................... N u c l e o g e n e s i s ............................................................................................................................

145 146

R o z d ział 16. L a ta k r y z y s u .........................................................................................................

148

P y ta n ia d la w y r o c z n i .......................................................................... P rz e z w itry n ę k s ię g a rn i d o k o sm o lo g ii R ozd ział 10. K osm ologia

........................................................

P rzy w ilej o p o z y c j i .......................................................................... • R ó w n o u p ra w n ie n ie o b s e rw a to r ó w - z a s a d a k o sm o lo g ic z n a P o m ia ry c z a s u D w a o p isy

i

........................................................ k o s m o l o g i a .........................................................................................................

148 149

R o z w ią z a n ie p a r a d o k s u ......................................................................................................... K o n g r e s S o lv a y a w B r u k s e l i ............................................................................................. U p r o g u n o w e j d e k a d y .........................................................................................................

151 153 156

R o z d ział 17. K o sm o lo g ia i k w a z a r y .......................................................................................

158

E in s te in

i

p r z e s t r z e n i ........................................................

W s z e c h ś w i a t a ..............................................................

E p i l o g ......................................................................................................... R ozd ział 11. K osm ologia n e o n e w to n o w sk a ..................................... K ło p o ty z W sz e c h ś w ia te m n e w t o n o w s k i m ......................... M e to d a i w y n ik i k o sm o lo g ii n e o n e w to n o w s k ie j . . •

P io n ie rs k ie p o c z ą t k i ...............................................................................................................

158

P o lo w a n ie n a r a d i o ź r ó d ł a ................................................................................................... O d k ry c ie k w a z a r ó w ...............................................................................................................

162 163

Z a g a d k a w id m

164

K o s m o lo g ia

po

k w a z a r ó w ................................................................................................... o d k ry c iu

k w a z a r ó w ..........................................................................

166

T y tu łe m k o m e n t a r z a ..........................................................................

7

R ozd ział 18. Prom ieniow anie t ł a ............................................................................................ o d k r y c i a .......................................................................................

171

G r u p a z P rin c e to n . . . . ....................................................................................... G o łę b ie i r a d i o a s t r o n o m i a ............................................................................................. U w ag i n a m a rg in e sie d w u a r t y k u ł ó w ..........................................................................

P re lu d iu m

172

D a ls z e p o m ia ry K o s m o lo g ia p o o d k ry c iu p r o m ie n io w a n ia t ł a ..............................................................

178

R ozd ział

w ielk ieg o

19. Istnienie o s o b liw o ś c i ............................................................................................

M ie jsc e .......... ...........................................................................

174 (7 5

W stę p

180 180

L u d z i e .................................................................................................................. O so b liw o ś c i - w ielki p r o b le m k o s m o l o g u ..........................................................................

. ^

T w ie rd z e n ia o o s o b l i w o ś c i a c h ............................................................................................ W ie lk o s k a lo w a s t r u k tu r a c z a s o p r z e s tr z e n i .................................................................... P e r s p e k t y w y ................................................................................ R o zd zia ł 20 . Standardow y m odel k o s m o lo g ic z n y .............................................................. Ku

k o sm o lo g ic z n e j

o r t o d o k s j i .......................................................................................

192 192 ^

D ia g n o z a S c i a m y ...................................................................................................................... S c e n a riu sz k o sm ic z n e j e w o l u c j i .................................................................................. •

2 qq

N a tu r a ln e

^

ś ro d o w is k o

k o s m o l o g i i .................................................................................

N ie s ta n d a rd o w e i d e e ............................................................................................................... B rz e g

20g

h i s t o r i i .......................................................................... .................................................

B ib liografia S k o ro w id z

^

do .

p oszczególn ych .

S k o ro w id z n a z w isk

■

r o z d z i a ł ó w ........................................................................

211 219

222

Jednym z niewielu, niestety, n ap raw d ę postępow ych procesów dziejących się w środow isku ludzkich społeczności jest proces roz­ woju nauki. P orów nując starogrecką budow lę ze w spółczesnym wie­ żowcem, m ożna mieć wątpliwości co do postępu architektonicznej sztuki, ale zestaw iając Philosophiae Naturalis Principia M athem atica N ew tona z The Principles o f Quantum M echanics D iraca, nie m ożna nie dostrzegać ogrom nego w zbogacenia ludzkiej wiedzy nagrom adzo­ nej w okresie dzielącym w ydanie tych dw u książek. N a u k ę od przednauki najskuteczniej m ożna odróżnić za pom ocą „kryterium w zrostu” : jeżeli jakaś dziedzina ludzkiej wiedzy funkcjonuje opierając się tylko na m etodzie p ró b i błędów oraz zastępow ania jednych hipotez d ru ­ gimi, nie jest o n a jeszcze n au k ą; n au k a, w ścisłym tego słowa zna­ czeniu, zaczyna się z chw ilą wejścia n a wznoszącą się drogę w ypra­ cowanej m etody i naw arstw iających się wyników. Jeżeli zgodzim y się n a to k ryterium , to m usim y przyznać, że kosm ologia, wiedza o Wszechświecie ja k o całości, tkw iła w stanie przednauki aż d o końca X IX stulecia. Rzecz bardzo interesująca, najbliższa krew na kosm ologii — astro n o m ia, zaczęła przybierać postać prawdziwej nauki jeszcze w głębokiej starożytności, na wiele stuleci przedtem , zanim inne dziedziny dociekania przyrody mogły wejść w stadium naukow ości. Z agadnienia astronom iczne, dotyczące ru­ chów planet, niew ątpliw ie przyczyniły się do pow stania m echaniki klasycznej w X V II wieku. Ju ż sam N ew ton próbow ał stosow ać swoją teorię graw itacji d o opisu świata ja k o całości, ale bez pow odzenia: wyniki prow adziły d o niejasności i paradoksów . W ciągu najbliż­ 9

szych dwu stuleci fizyka czyniła ogromne postępy, ustanawiając wzo­ rzec nowoczesnej nauki. Przepaść pom iędzy rozważaniami kosm olo­ gicznymi a tym wzorcem ciągle się powiększała i jedynie sięgająca coraz dalej w głąb kosm osu obserwacyjna jego penetracja oraz po­ jawianie się nowych paradoksów, w miarę kolejnych prób dopaso­ wywania teorii do danych obserwacji, zwiastowały nadejście chwili, w której wiedza o Wszechświecie stanie się częścią fizyki. Przynaj­ mniej dziś, patrząc wstecz, tak to oceniamy. Myśliciele drugiej po­ łowy XIX wieku byli pod tym względem nastawieni bardziej scep­ tycznie. Ale też najbliższe dziesiątki lat miały im zgotować niejedną niespodziankę. Rewolucja naukowa, jaka dokonała się na przełomie X IX i XX stulecia, dotyczyła przede wszystkim podstaw fizyki.Zmiana w podsta­ wach pociągnęła za sobą zmiany w fizycznym obrazie świata. Obraz ten z mechanicznego i stosunkowo łatwo poddającego się wyobraźni stał się bardziej matematyczny i bardziej abstrakcyjny. Wyniki pierw­ szej kosmologicznej pracy Alberta Einsteina (1917) wkrótce okazały się fałszywe, ale praca ta udowodniła, że wielkoskalowa struktura Wszechświata podlega opisowi matematycznemu pod warunkiem, że stosowany aparat matematyczny jest wystarczająco abstrakcyjny. Po­ miar odległości do galaktyk i wyznaczanie przesunięcia ku czerwieni w ich widmach dostarczyły kosmologii bazy obserwacyjnej. Po pra­ cach Einsteina i H ubble’a wiedza o W szechświecie przybrała postać nowoczesnej nauki. Przybrała postać, ale czy się nią rzeczywiście stała? Śledzenie pio­ nierskich prac kosmologicznych, ścieranie się opinii i poglądów, od­ twarzanie dyskusji i polemik, jakie toczyły się w pierwszej połowie naszego stulecia, jest pasjonującym zajęciem. D a je . on o poczucie uczestniczenia w wielkiej przygodzie ludzkości, pozwala być świad­ kiem rodzenia się nowego rozdziału ludzkiej wiedzy i doświadczenia. Były okresy kryzysów i wzrostów. Druga wojna światowa od­ wróciła na jakiś czas uwagę od dokonań kosmologicznych. Dramat rozgrywający się na Ziemi przesłonił doniosłość dramatu Wszech­ świata. Po wojnie kosmologiczne spory rozgorzały z nową siłą. Lata pięćdziesiąte (połowa stulecia) upłynęły pod znakiem dyskusji po­ między zwolennikami kosmologii Stanu Stacjonarnego {Steady State) a zwolennikami teorii W ielkiego Wybuchu (.Big Bang). Właśnie wtedy, gdy pojawiły się pierwsze oznaki zmęczenia, gdy zaczęło się wydawać, 10

iż kosm ologia m oże znow u zam ienić się w jałow e polem iki, nowe techniki obserw acyjne, dojrzew ające dotychczas jak b y n a uboczu, dały nieoczekiw ane rezultaty. O dkrycie kw azarów i m ikrofalow ego p ro ­ m ieniow ania tła było początkiem współczesnej kosm ologii. G w ałtow ­ ny rozwój astron o m ii optycznej i rad io astro n o m ii zam ienił kosm o­ logię w praw dziw ą, now oczesną naukę. K osm ologia przestała być d o b u d ó w k ą; stała się organiczną częścią astronom ii i fizyki. Z aczęto obserw ow ać tak odległe obszary czaso­ przestrzeni, że interpretacja w yników bez pom ocy kosm ologii, która jest w gruncie rzeczy niczym innym ja k fizyczną teo rią globalnej stru k tu ry czasoprzestrzeni, stała się zupełnie niem ożliwa. W krótce teo ria i wyniki obserw acji zaczęły się układ ać w spójną całość, pow ­ stał tzw. standardowy m odel kosm ologiczny. N azw a „standardow y” przysługuje tem u m odelow i nie dlatego, że uznaje go większość współczesnych kosm ologów , lecz dlatego, iż jest on zarów no wyni­ kiem w spółdziałania standardow ych m eto d fizyki i astro n o m ii, jak i niezbędnym narzędziem d o wielu b ad ań z dziedziny kon tro lo w a­ nej przez te nauki. Pow stanie standardow ego m odelu W szechświata bynajm niej nie zakończyło dziejów kosm ologii, przeciwnie, otw orzyło nowy ich roz­ dział. Jeżeli jest praw dą, że histo ria nauki stanowi przykład rzeczy­ wiście postępow ego procesu, to m ożem y być pew ni, iż także i w przyszłości W szechświat ujaw ni nam wiele sp o śród swoich tajem nic. K siążka, k tó rą w łaśnie oddaję d o rąk C zytelnika, jest p ró b ą o p o ­ wieści o tej wielkiej przygodzie ludzkości, ja k ą są dzieje kosm olo­ gicznych idei naszego stulecia. W yraz „przygoda” nie jest tu przy­ padkow y. U żył go w tytule jednej ze swoich książek, Adventures o f Ideas {Przygody idei), wielki myśliciel naszych czasów A lfred N orth W hitehead. P rzygoda w tym kontekście z całą pew nością nie o zn a­ cza historyjki, ja k a się przytrafiła, i o jakiej zapom ina się na drugi dzień. Raczej należy j ą porów nać z tymi dośw iadczeniam i, które wyciskają ślad n a całe życie. Pow stanie i rozwój nowoczesnej kos­ m ologii są niew ątpliw ie dośw iadczeniem ludzkości, doświadczeniem praw dopodobnie nie w pełni jeszcze zrozum ianym . Istnieją dwie znane m onografie na tem at historii kosm ologii XX stulecia: angielska The Measure o f the Universe, n ap isan a przez J. D. N o rth a i francuska Cosmologie du X)C siecle n ap isan a przez 11

J. M erleau-P onty. N ie m am zam iaru ich kopiow ać (choć nie u k ry ­ wam, że wiele z nich korzystałem ) ani uzupełniać. M oja książka nie pow stała w wyniku drobiazgow ych studiów , jak ie zwykle podejm uje historyk nauki. Raczej stanow i ona jak b y spojrzenie wstecz (z punktu w idzenia dziś upraw ianej kosm ologii) n a to , co bezpośrednio poprze­ dzało nasze współczesne wysiłki badaw cze. Dzisiejszy kosm olog n a ­ trafia w swojej pracy n a wiele doniosłych pytań, często dotyczących nie tyle trudności technicznych, ile raczej podstaw pojęciowych (nie­ rzad k o podstaw pojęciowych poprzez trudności techniczne). W um ie­ jętnościach technicznych (zaliczam do nich także wiedzę rachunkow ą) jesteśm y lepsi od poprzedników , czas działa n a naszą korzyść, ale w kw estiach podstaw ow ych m ożem y się wiele od nich nauczyć. K il­ kanaście lat p raktyki utw ierdziło m nie w przekonaniu, że w arto czytać oryginalne prace wielkich uczonych. Najlepszy i najbardziej nowocześnie napisany podręcznik jest zawsze tylko przekładem myśli praw dziw ych tw órców . T ak rozum iana potrzeba doprow adziła do m oich k o n tak tó w z pracam i, które stw orzyły kosm ologię X X stu­ lecia. M ożna mieć am bicje przynajm niej dokładnego przejrzenia wszyst­ kich istotnych p rac kosm ologicznych d o okresu mniej więcej drugiej w ojny św iatow ej; sądzę, że lista prac cytow anych w tej książce obej­ m uje wszystkie (lub praw ie wszystkie) tego rodzaju pozycje. D la okresu późniejszego jest to ju ż niem ożliwe: bibliografia m usi się stać bardziej wybiórcza, d o b ó r referow anych zagadnień dokonany bardziej p o d kątem osobistych zainteresow ań au to ra . M am jed n ak nadzieję, że nie pom inąłem żadnego z ważniejszych trendów kosm ologii i tego okresu. U m ow nym i czasow ym i ram am i tej książki są pierw sza kosm olo­ giczna p raca E insteina z 1917 r. i odkrycie m ikrofalow ego prom ienio­ w ania tła w 1964 r. P oza te ram y w ychodzę jedynie bądź p o to , by cofając się wstecz lepiej zrozum ieć interesujący m nie okres, b ąd ź po to, by w ybiegając n ap rzó d zw rócić uw agę Czytelnika, że historia j a ­ kiejkolwiek nauki tylko o tyle m a sens, o ile toczy się nadal. D w óm okolicznościom zaw dzięczam to , że historia kosm ologii jest dla mnie czymś żywym. Pierw szą z tych okoliczności je s t fakt, że będąc au to rem kilku prac kosm ologicznych, zdobyłem przywilej patrzenia na rozwój kosm ologii nie całkiem z zew nątrz. D ało m i to okazję (i na tym polega druga okoliczność) spotykania i rozm aw ia12

nia z wieloma ludźm i, o których piszę w dalszych rozdziałach tej książki, a także z w ielom a innym i, o których w prawdzie nie piszę, ale o których napiszą późniejsi historycy kosmologii. B iblioteka należy do niezbędnych narzędzi każdej pracy naukow ej. Jest rzeczą oczywistą, że zwłaszcza au to r pracy o charakterze histo­ rycznym musi spędzić bard zo wiele godzin w bibliotecznym zaciszu. M uszę tu w spom nieć zwłaszcza dwie biblioteki: Instytutu Fizyki U ni­ w ersytetu Jagiellońskiego w K rakow ie i O bserw atorium A stronom icz­ nego tegoż uniw ersytetu. K sięgozbiory tych dwu bibliotek zaw ierają praw ie wszystko, co jest potrzebne historykow i dwudziestowiecznej nauki o Wszechświecie. Prace de Sittera, F riedm ana, R obertsona, W eyla... na zawsze b ęd ą mi się kojarzyć z długimi rzędam i grzbie­ tów rów no opraw ionych tom ów stojących na półkach w bibliotecz­ nej sali na piątym piętrze gm achu In sty tu tu Fizyki przy ul. R ey­ m onta 4 w K rakow ie. Prace H u b b le’a, Sandage’a, Zwickiego, A b e lla ... wywołują we mnie skojarzenie z m alowniczym , starym bu­ dynkiem O bserw atorium w O grodzie B otanicznym przy ul. K opernika. M uszę się przyznać, że z now ą biblioteką, w nowym budynku O bser­ w atorium na Skale nie zdążyłem się jeszcze zżyć. Być m oże winna tem u m oja skłonność d o h is to rii... Ale dziejów kosm ologii dotknąłem napraw dę gdzie indziej. D a ­ nym mi było przebyw ać dwa razy po pół roku na uniwersytecie, którego profesorem przez całe swoje naukow e życie byl G eorges Lem aître. Idzie oczywiście o U niw ersytet K atolicki w Louvain, w Belgii. Po swojej śmierci w 1966 r. Lem aître zostaw ił w prow a­ dzonym przez siebie Instytucie A stronom ii wiele notatek, ko resp o n ­ dencji, m anuskryptów i m aszynopisów drukow anych za życia i nie drukow anych prac. P o rozdzieleniu uniwersytetu na flam andzki (w Leuven) i frankofoński (w L ouvain - la — Neuve), archiw um L em aître’a znalazło się na uniwersytecie frankofońskim pod opieką profesora O dona G o d a rta, dawniej asy sten ta L em aître’a a obecnie ju ż em erytow anego dyrek to ra In stytutu. W spom nienia prof. G o d a rta i długie z nim rozm ow y były dla m nie rów nie cennym źródłem , jak sam o archiw um m onsignore’a L em aître’a. N iestety inne m oje o b o ­ wiązki nie pozw oliły ini na wyczerpujące zapoznanie się z wszystkimi dokum entam i, któ re nadal oczekują n a dokładne opracow anie. Ale i ta k to, co znalazłem , sprawiło, że w tej książce znajduje się kilka szczegółów i inform acji zupełnie nieznanych dziejopisom kosm ologii. 13

W książce tej nie ograniczyłem się wszakże do referow ania, co, gdzie, na skutek jak ich uw arunkow ań, kiedy i kto odkrył ; wyszedłem poza czysto historyczne standardy, starając się zapoznać C zytelnika z treścią dokonanych odkryć i m etodam i, za pom ocą których ich d o k o n an o . W tej warstw ie książka m a niew ątpliw ie ch arak ter p o p u ­ larno-naukow y. M oże więc ona służyć ja k o w prow adzenie do w spół­ czesnej kosm ologii d la C zytelników nie dysponujących m atem atycz­ nym i fizyczno-astronom icznym przygotow aniem , niezbędnym do tego, by móc sięgnąć d o kom petentnych podręczników i m onografii. D la tych, którzy etap przygotow aw czych studiów m ają ju ż poza sobą, niniejsza książka może być pom ocniczą pozycją, służącą bądz po prostu do poszerzenia naukow ych horyzontów , jeśli pracują w innej dziedzinie, b ąd ź (jeżeli ich p ra ca jest zw iązana z kosm ologią) do zorientow ania się w genealogii podejm ow anych przez siebie zagadnień. . Poszczególne rozdziały tej książki były publikow ane w czasopiśm ie Urania, m iesięczniku Polskiego T ow arzystw a M iłośników A stronom ii, w latach 1978-1980. P ragnę wyrazić wdzięczność R edaktorow i N a ­ czelnem u tego czasopism a, p. Ludwikow i Z ajdlerow i, za m iłą w spół­ pracę. D ziękuję rów nież R edakcji Fizyki P W N za trud zw iązany z wy­ daniem tej książki. Szczególne starania w tym względzie podjął p. red. W łodzim ierz Zuzga. Zdaję sobie spraw ę, że bez tych starań książka ta nigdy by się nie ukazała. C a s te l G a n d o lf o 15 sie rp n ia 1980

R ozdział 1

„ K o s m o lo g ic z n e rozw ażania...” Einsteina

Początki Dziś prace naukow e starzeją się szybko. B ardzo często ju ż w m o ­ m encie ukazania się rozpraw y drukiem w iadom o, że uzyskane w niej wyniki zostały dalej rozwinięte bądź przez tego sam ego a u to ra , bądź przez innych. D o czasopism sięga się p o to , by uzupełnić wykaz bibliografii, natom iast najświeższych wiadom ości dostarczają preprinty, tzn. pow ielone m aszynopisy rozsyłane zainteresow anym przez a u to ra lub jego m acierzystą instytucję n a długo przed ich właściwym opublikow aniem . Spraw nie pracującym grupom i to nie w ystarcza: coraz częściej m ożna nap o tk ać odw oływ anie się do tzw. pryw atnych inform acji (private communication). T rw a wyścig o praw o autorstw a nowej idei czy choćby tylko innego (oby zawsze elegantszego) jej przedstaw ienia. Jeżeli ja k a ś teoria dojrzeje do podręcznikow ego ujęcia, to zw ykle w sposobie prezen­ tacji bardzo różni się od postaci, w jakiej wyszła z rąk swojego twórcy. Przyznam się, że lubię sięgać d o oryginalnych prac. I to nie tylko z pow odu zainteresow ań histo rią nauki. C zytając artykuł czy książkę n apisan ą przez praw dziw ego uczonego (jest to dla mnie słowo nobilitujące, którego niechętnie używ am w odniesieniu do tzw. pracow ników naukow ych, choćby naw et bard zo zdolnych), odczuw am przyjem ność rozm aw iania z geniuszem. A może uda się podpatrzeć, ja k o n to z r o b ił...? W roku 1917 A lbert Einstein znow u zaskoczył opinię naukow ą 15

technicznym tytułem, została potem nazwana szczególną teorią względ­ ności. Jej najpowszechniej znanymi osiągnięciami są stwierdzenie sta­

tycznej. K alendarz zdarzeń bezpośrednio poprzedzających ten fakt przed­

łości prędkości światła oraz wykrycie względności czasu i przestrzeni. 21 września 1908 roku: Herman Minkowski wygłasza odczyt na 80. Zebraniu Niemieckich Przyrodników i Lekarzy w K olonii, za­ czynający się od patetycznie brzmiących zdań: „Poglądy na przes­ trzeń i czas, jakie pragnę Państwu przedstawić wywodzą się z twar­ dego gruntu fizyki doświadczalnej i na tym polega ich siła. Są one radykalne. Odtąd przestrzeń jako taka i czas jako taki są skazane na rozpłynięcie się w krainę cieni, a jedynie pewien rodzaj ich p o­ łączenia zachowa swój niezależny byt” [3], Wprowadzenie pojęcia czasoprzestrzeni było zabiegiem czysto formalnym ale bardzo owoc­ nym. Dzięki niemu Minkowski m ógł nadać szczególnej teorii względ­ ności postać geometryczną. Tymczasem Einstein nie spoczywa na laurach. Szczególna teoria względności jest fizyczną teorią czasu i przestrzeni (czasoprzestrzeni w ujęciu M inkowskiego); czas i przestrzeń trzeba wypełnić materią, nieuchronnie pojawi się wówczas pole grawitacyjne. Einstein zdaje sobie sprawę, że ogólna teoria czasoprzestrzeni musi być teorią gra­ witacji. A le droga jest trudna. W iadom o tylko prawie od początku, że będzie to droga wytyczona przez M inkowskiego - droga geometryzacji. Einstein uczy się geometrii Riemanna i rachunku tensoro­ wego, czyni pierwsze, nieudane próby zbudowania nowej teorii. Dopiero rok 1915 przynosi sukces. Einstein uzyskuje poprawną postać równań pola [4]. Wkrótce potem teoria otrzymuje właściwy kształt [5]. Czasoprzestrzeń szczególnej teorii względności jest płaska. Wprowadzenie materii odkształca czasoprzestrzeń. Pole grawitacyjne okazuje się krzywizną czasoprzestrzeni. Szczególna teoria względności była odpowiedzią m łodego Einsteina na trudności, w jakich znalazła się fizyka końca X IX stulecia. Sy­ tuacja kryzysowa w fizyce nabrzmiała i musiała pęknąć. Lorentz i Poincare byli o krok od szczególnej teorii względności. Ogólna teoria względności stanowiła owoc geniuszu Einsteina. G dyby nie on, być może nasze podręczniki fizyki teoretycznej byłyby uboższe o je­ den rozdział.

stawia się następująco: R ok 1905: dwudziestosześcioletni E instein ogłasza pracę, O elek­ trodynamice ciał w ruchu [2]. Treść, ja k a kryje się pod tym nieco

N ie wystarczy m ieć dobrą teorię, trzeba jeszcze za jej pom ocą rozwiązywać konkretne zagadnienia. Jakie? Einstein sięgnął od razu do najogólniejszych ale i najbardziej podstawowych. Jeżeli czaso­

F o t. I. A lb e r t E in ste in

i tym razem niewielkim artykułem . A rtykuł „K osm ologische B etrach­ tungen zur allgem einen R elativitätstheorie”, zamieszczony w tom ie S praw ozdań Pruskiej A kadem ii N auk, obejm ow ał zaledwie dziesięć stroń [1]. P o d o b no początki zawsze giną w m roku. T eraz to się nie spraw dziło. T ekst arty k u łu (K osm ologiczne rozw ażania nad ogólną teorią względności) został wygłoszony przez E insteina publicznie na posiedzeniu A kadem ii N a u k w Berlinie d n ia 8 lutego 1917 roku. T ę d atę m ożna uznać za m om ent narodzin kosm ologu relatyw is­

2 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

16

17

przestrzeń może być zakrzywiona, to jak jest zakrzywiona w naj­ większej skali; innymi słowy, jaka jest geometria W szechświata. Tak właśnie powstały „K osm ologiczne rozważania nad ogolną. teorią względności”.

Warunki brzegowe i staia kosmologiczna Pierwszy kosm ologiczny artykuł Einsteina zaczyna się od słów: „Jest rzeczą dobrze znaną, że równanie P o isso n a ...”. Prace nauko­ we roją się od podobnych zwrotów: „jest rzeczą znaną”, „jak pow ­ szechnie wiadomo” itp. Najczęściej powszechnie wiedzą o tym tylko specjaliści od jakiejś wąskiej dziedziny, ale to wystarczy. Prawdziwie • naukowe osiągnięcia, nawet te rewolucyjnie zmieniające ogolm e przyj­ mowany obraz świata, zawsze powstają jako kolejne ogniwa łań­ cucha poprzednich dokonań. Z tym, że przez dokonania należy rozumieć nie tylko odpowiedzi na pytania. Często właściwe posta­ wienie pytania i ukazanie trudności, do jakich prowadzi szukanie odpowiedzi środkami dostępnymi w danej epoce, już jest wie im osiągnięciem, zarodkiem przyszłych odkryć. Równanie Poissona, s t a n o w i ą c e część formalizmu klasycznej, newto­ nowskiej dynamiki, opisuje potencjał pola grawitacyjnego w zależ­ ności od gęstości materii. Jest to równanie różniczkowe i ażeby znaleźć jego rozwiązanie, trzeba znać tzw. warunki brzegowe. Gdy, na przykład, rozpatrujemy ruch planet w polu grawitacyjnym Słońca, możemy przyjąć, że na „brzegach zagadnienia” (albo jak się to mówi „w nieskończoności”) gęstość materii zdąża do zera. W prze­ kładzie na język potoczny, znaczy to, że pole grawitacyjne pocho­ dzące od innych gwiazd tak mało wpływa na ruch planet, ze m o­ żem y je w -ogóle zaniedbać. Tak można postąpić we wszystkich zagadnieniach „lokalnych , ale tak nie można postąpić, gdy chcemy rozważać budowę całego W szechświata; w tym wypadku ważne jest pole grawitacyjne pocho­ dzące od wszystkich mas we Wszechświecie. Jakie zatem należy przy­ jąć warunki brzegowe dla „zagadnienia kosm ologicznego ? Newtonowska teoria grawitacji nie znalazła odpowiedzi na to py­ tanie i między innymi także dlatego nie była w stanie skonstruować modelu Wszechświata jako całości. Po powstaniu ogólnej teorii

względności sytuacja uległa zm ianie. W fizyce klasycznej czas i przes­ trzeń były sztyw ną sceną, n a której rozgryw ały się procesy fizycz­ ne, scena rozciągała się w nieskończoność i pow staw ał nieprzezwyciężalny problem w arunków brzegowych. W teorii graw itacji Einsteina scena — czasoprzestrzeń oddziałuje z tym , co się n a niej rozgryw a0 ; m asy wytwarzające pole graw ita­ cyjne m ogą tę scenę odkształcać i zakrzyw iać zależnie od tego, jak są rozłożone. I tu właśnie pojaw ia się możliwość, k tó rą Einstein dostrzegł od sam ego początku, chociaż wyjawił czytelnikow i dopiero pod koniec drugiego paragrafu swojego artykułu. E instein pisał: „ G d y b y o k a z a ło się m o żliw y m t r a k to w a ć W szech św iat j a k o k o n tin u u m , k tó re je s t sk o ń b z o n e (z a m k n ię te ) w sw o ich r o z m ia ra c h p rz e strz e n n y c h , n ie b y ło b y w o g ó le k o n ie c z n o ś c i w y b ie ra n ia ż a d n y c h te g o ro d z a ju w a r u n k ó w b rz e g o w y c h ” .

Idea jest p ro sta: jeśli przestrzeń W szechświata jest skończona i zam knięta, ta k ja k skończona i zam knięta jest na przykład p o ­ wierzchnia kuli, to nie m a żadnych „nieskończenie odległych” punktów w przestrzeni, a co za tym idzie nie m a żadnych problem ów z wy­ borem w arunków brzegowych. S am a zam kniętość przestrzeni zastępu­ je, w pew nym sensie, w arunki brzegowe. W dalszym ciągu Einstein dow odzi, że nie tylko ogólna teoria względności dopuszcza takie rozw iązanie, ale jest ono zgodne z rze­ czywistym rozkładem m aterii w obserw ow anym Wszechświecie. O to rozum ow anie E in stein a: '

„ ...je ż e l i in te re s u je n a s je d y n ie s tr u k tu r a w d u żej sk ali, to m o ż e m y w y o b ra z ić

so b ie , że m a te ria je s t r o z ło ż o n a je d n o s ta jn ie w o g ro m n y c h p rz e s trz e n ia c h ta k , że je j g ę s to ść je s t fu n k a c ją p o ło ż e n ia z m ie n ia ją c ą się n ie z m ie rn ie w o ln o . W te n sp o s ó b n a s z z a b ie g p r z y p o m in a n ie c o p o s tę p o w a n ie g e o d e ty , k tó r y tr a k tu je p o w ie rz c h n ię Z ie m i j a k e lip so id ę , m im o

iż p o w ie rz c h n ia ta m a n ie z m ie rn ie s k o m p lik o w a n y k s z ta łt” .

Ponieważ względne prędkości m aterii we Wszechświecie są znacz­ nie'm niejsze o d prędkości światła, m ożna w prow adzić taki u k ład o d ­ niesienia, względem którego m ateria we Wszechświecie średnio rzecz biorąc spoczywa. (Einstein pisał o „w zględnych prędkościach ma0 P o p o ls k u o d d z ia łu je się n a co ś, a n ie z c z y m ś ; u le g a m tu ro z p o w s z e c h n io ­ n e m u w ś ró d fizy k ó w ż a r g o n o w i. W ty m w y p a d k u je s t o n o ty le u z a s a d n io n y , że z g o d n ie z p ra w a m i fizy k i, je ż e li j e d n o c ia ło o d d z ia łu je n a d ru g ie , to d r u g ie zaw sze o d d z ia łu je n a p ierw sze .

19 18

terii” ; tylko w kilku miejscach zdradził się, że m iał n a myśli względne prędkości gwiazd. O strożność w w yrażaniu się była tu w ska­ zan a: dziś wiemy, że ab y uzyskać „uśredniony” obraz W szechświa­ ta, zaproponow any przez Einsteina, trzeb a rozw ażać ja k o „jednostki elem entarne” nie gwiazdy, lecz galaktyki lub naw et grom ady ga­ laktyk). T aki rozkład m aterii prow adzi d o rozw iązań rów nań pola gra­ w itacyjnego z przestrzenią „zam ykającą się w sobie”, a le ... i tu właśnie wystąpiła pew na trudność. O d początku rozw oju m yśli ludz­ kiej, od zawsze uw ażano, że W szechświat ja k o całość znajduje się w bezruchu; jest układem statycznym . M oże w ynikało to z prze­ k o n an ia, iż świat to jak b y m ieszkanie człow ieka; a cóż m oże być bardziej stabilnego niż własny dom ? Przez całą starożytność i śred­ niowiecze ciała niebieskie, w przeciwieństwie d o ziem skich elem en­ tów , cieszyły się przywilejem niezm ienności, w olno im było w yko­ nyw ać n a firm am encie „najdoskonalsze” (jak sądzono) spośród wszystkich ruchów - ruchy kołowe. W czasach now ożytnych wie­ d ziano ju ż dobrze, że gwiazdy i inne ciała niebieskie są miejscem zachodzenia gw ałtow nych procesów fizycznych, ale ciągle jeszcze św iat ja k o całość trak to w an o statycznie. Einstein podporządkow ał się tym ogólnie panującym poglądom , naw et nie podejrzew ał, że m ogłoby być inaczej; postąpił trochę ja k student, który ćwiczenia w ykonuje od tyłu, znając w ynik d o ra b ia rozum ow anie. W ynikiem , ja k i Einstein chciał uzyskać, był statyczny m odel kosm ologiczny z zam ykającą się przestrzenią; rów nania pola nie daw ały takiego rozw iązania, trzeba je zatem zmienić! O kazało się zresztą, że zm iana jest niew ielka i całkow icie zgod­ n a z wszystkimi postulatam i ogólnej teorii względności. D o rów nań p o la należy d odać tylko jed n o w yrażenie (zwane dziś członem kos­ m ologicznym ), zaw ierające pew ną stałą, k tó rą Einstein nazw ał potem stałą kosmologiczną. W artość tej stałej jest tym czasem nieznana; w ia­ dom o tylko, że m usi być dostatecznie m ała, w przeciwnym razie d ałab y o sobie znać ju ż w porów nyw aniu przew idyw ań teorii z o b ­ serwacjam i w ykonyw anym i w ew nątrz naszego układu planetarnego. R ów nania pola graw itacyjnego, rozszerzone o człon kosm olo­ giczny, dały oczekiw any wynik: statyczny m odel W szechśw iata z zam kniętą przestrzenią. W końcow ych zdaniach „K osm ologicznych ro z w a ż a ń ...” Einstein

podkreślił, że m odel z zam kniętą przestrzenią m ożna otrzym ać także bez w prow adzania stałej kosm ologicznej; stała ta jest niezbędna tylko po to, by uzyskać statyczny m odel W szechświata.

Statyczny Wszechświat Einsteina S konstruow any przez Einsteina m odel kosm ologiczny ograniczał się w gruncie rzeczy d o geom etrycznych własności W szechświata. Stanie się to trad y cją jeszcze na jak iś czas w kosm ologii. D opiero w drugiej połowie X X wieku sytuacja ta ulegnie zm ianie. Pierwsze m odele kosm ologiczne stanow ią właściwie tylko odpow iedź n a p y ­ tanie, w ja k i sp o só b m asy obecne we Wszechświecie zakrzyw iają czasoprzestrzeń w największej skali. W układzie odniesienia, w któ ry m rów nom iernie rozłożona w przestrzeni m ateria średnio rzecz bio rąc spoczywa, czasoprzestrzeń ro zk ład a się na czas i przestrzeń. J a k ju ż wiemy, przestrzeń w statycznym m odelu E insteina jest zam knięta. Fizycznie oznacza to, że gdybyśm y wysłali w jak im k o l­ wiek kierunku p rom ień światła, to po pew nym , skończonym czasie pow róci on z przeciw nego kierunku do p u n k tu wyjścia. Przestrzeń św iata E insteina m ożem y sobie w yobrazić ja k o pow ierzchnię pewnej wielowym iarowej kuli. Zwykła kula (np. globus) w przestrzeni Euklidesa m a trzy wym iary, natom iast jej pow ierzchnia — dw a wy­ m iary (długość i szerokość geograficzna). O tóż m usim y w yobrazić sobie tak ą kulę (o prom ieniu R ), której pow ierzchnia m iałaby trzy w ym iary - ta w łaśnie pow ierzchnia służy ja k o model zam kniętej przestrzeni einsteinow skiego świata. D la zaznaczenia, iż idzie o kulę więcej niż trójw ym iarow ą m ówim y czasem o hiperkuli. Przestrzeni św iata Einsteina m ożna przypisać skończoną objętość. Z godnie z p ra­ w am i geom etrii R iem an n a w yraża się o n a wzorem V = 2n2 R 3; wiel­ kość R nazyw a się często prom ieniem W szechświata. Jeżeli przez q oznaczym y średnią gęstość m aterii we Wszechświecie, to całko­ w itą m asę zaw artą w świecie E insteina m ożna wyrazić wzorem : M = q V. W idzim y, że M jest rów nież skończoną wielkością. W tym sam ym 1917 ro k u Einstein opublikow ał niewielką książkę [6] (O szczególnej i ogólnej teorii względności), w której w sposób popularny wyłożył podstaw y swoich koncepcji. O statni rozdział tej 21

książki poświęcił kosm ologii. T am też p o raz pierwszy (o ile m i w ia­ dom o) nazwał przestrzeń swojego św iata „skończoną ale nieograni­ cz o n ą”. W literaturze popularnej określenie to przyjęło się n a dobre. W intencji E insteina m iało ono następujące znaczenie: przestrzeń jest skończona, bo jej objętość m ożna w yrazić w skończonej licz­ bie jed n o stek objętości; jest nieograniczona, b o podróżując w t a ­ kiej przestrzeni nigdzie nie natrafim y n a żadne granice; co więcej, poniew aż wszystkie punkty tej przestrzeni są rów noupraw nione (tak ja k p u n k ty na pow ierzchni kuli), to jeśli naw et pow rócim y kiedyś w to sam o miejsce, nie będziem y o tym wiedzieć, będziem y sądzić, że podróżujem y w nieskończoność. Świat Einsteina z jednej strony zachow uje potoczne w yobraże­ nia o bezgraniczności przestrzeni, a z drugiej strony nadaje im z u ­ pełnie now ą interpretację geom etryczną. Z agadnienie skończoności czy nieskończoności przestrzeni o d daw ­ n a pasjonow ało filozofów. Jeszcze w 1690 ro k u John Locke w sw o­ ich Rozważaniach dotyczących rozumu ludzkiego pisał: „Jeżeli n ie z a ło ż y m y , że św ia t c ia ł je s t n ie s k o ń c z o n y (a m yślę, że n ik t te g o tw ie rd z ić nie ch ce), to n a s u w a się p y ta n ie , czy c z ło w ie k , g d y b y B óg g o p o s ta w ił u k r a ń c a b y tó w c ielesn y ch , n ie m ó g łb y w y c ią g n ą ć r ę k i p o z a św ia t ciał. G d y b y m ógł, j e g o r ę k a z n a la z ła b y się ta m , g d z ie p rz e d te m b y ła p r z e s tr z e ń b ez c ia ła , a s k o r o b y ro z s ta w ił ta m sw e p a lc e , to p o m ię d z y n im i z n a jd o w a ła b y się z n o w u p r z e s tr z e ń bez ciała. G d y b y z a ś ręk i p rz e d sie b ie w y c ią g n ą ć n ie m ó g ł, t o m u s ia ło b y się to s ta ć z p o w o d u ja k ie jś z e w n ę trz n e j p r z e s z k o d y ( ...) . O t ó ż z a p y tu ję , czy to , c o s ta w a ło ­ b y m u n a p rz e sz k o d z ie ( . ..) b y ło b y c zy m ś czy n ic z y m ? ” [7].

„P arad o k s ręki” opiera się na zdrow orozsądkow ych intuicjach. Ścisła, zm atem atyzow ana dedukcja z reguły bywa bogatsza o d wy­ czucia, którego uzasadnieniem jest tzw. zdrow y rozsądek. Locke utożsam ił skończoność z ograniczonością i nieskończoność z nieograniczonością, według niego świat m oże być alb o skończony (i wtedy jest ograniczony), albo nieskończony (i w tedy jest nieograniczony), nie wziął pod uw agę trzeciej m ożliwości, ja k ą stanow i św iat skoń­ czony ale nieograniczony. T en właśnie przypadek m a miejsce w sta­ tycznym m odelu E in stein a1’. M ieszkaniec einsteinow skiego św iata nie P o ję c ia „(n ie) o g r a n ic z o n o ś c i” i „ (n ie ) sk o ń c z o n o ś c i” w p ro w a d z o n e p rz e z E in s te in a te ż n ie s ą c a łk ie m ścisłe. M o ż n a j e u śc iślić, k o r z y s ta ją c z p o ję c io ­ w e g o a p a r a tu to p o lo g ii.

m oże wyciągnąć ręki poza przestrzeń (mimo, że przestrzeń jest skoń­ czona), wyciągnięta ręk a — z rozstaw ionym i palcam i czy nie — zawsze będzie się znajdow ać w ew nątrz zakrzyw ionej przestrzeni. Czas w statycznym m odelu E insteina rozciąga się od m inus nies­ kończoności do plus nieskończoności; m ożna go sobie zatem wyo­ brazić ja k o linię prostą. Czas ten, później przyjęło się nazywać czasem kosm icznym . Ju ż ze szczególnej teorii względności wiadom o, że rów noczesność jest względna: dw a zdarzenia rów noczesne w je d ­ nym układzie odniesienia nie m uszą być rów noczesne w innym ukła­ dzie odniesienia. W statycznym świecie E insteina w układzie odnie­ sienia, w którym m ateria średnio rzecz biorąc pozostaje w spoczyn­ ku, zbiór wszystkich zdarzeń rów noczesnych, zachodzących np. w chwili tx czasu kosm icznego, tw orzy trójw ym iarow ą zam k n iętą po­ wierzchnię zw aną przestrzenią chw ilow ą (w chwili /,); geom etrycz­ n ą strukturę takiej przestrzeni om ów iliśm y powyżej. O becnie d o p o ­ przedniej analizy d odajm y w ażną uw agę: ściśle rzecz biorąc nie m oż­ n a m ówić o przestrzeni w m odelu E insteina, lecz o przestrzeniach w każdej chwili czasu kosm icznego w tym m odelu; stąd nazw a: przestrzenie chwilowe. W m odelu E insteina wszystkie przestrzenie chwilowe m ają tę sam ą stru k tu rę geom etryczną, w szczególności wszystkie m ają taki sam prom ień krzywizny. T o ostatnie wynika ze statyczności einsteinow skiego świata. Znam y ju ż geom etrię przestrzeni chwilowych i geom etrię czasu (linia prosta) odniesione do układu, w k tórym m ateria średnio rzecz biorąc spoczywa. Z ap y tajm y teraz o geom etrię czasoprzestrzeni w m o­ delu Einsteina. Z godnie z teorią względności jest to pytanie bar­ dziej fundam entalne, a to dlatego, że stru k tu ra geom etryczna czaso­ przestrzeni nie zależy od w yboru uk ład u odniesienia (rys. 1). G eom etryczna konstrukcja, o brazująca czasoprzestrzeń statyczne­ go św iata Einsteina, jest stosunkow o p ro sta: m am y czas kosm iczny w postaci prostej; n a tę p ro stą m usim y „naw lec” przestrzenie chwi­ lowe, tak by każdej chw ili czasu kosm icznego odpow iadała jedna i tylko jed n a przestrzeń chwilowa. N aw lekam y więc n a oś czasu hiperkule, których trójw ym iarow e pow ierzchnie są przestrzeniam i chwilowymi. W efekcie takiego zabiegu otrzym ujem y hiperw alec (hipercylinder), którego osią jest oś czasu, a przekroje p ro sto p ad łe do osi czasu hiperkulam i, których trójw ym iarow e pow ierzchnie są przes-

23

R y s. 1. C y lin d ry c z n y m o d e l E in s te in a : a ) c z a s o p rz e s trz e ń

m o d e lu E in s te in a

(dw a

w y m ia ry p rz e strz e n n e n a r y s u n k u p o m in ię to ) je s t p o w ie rz c h n ią w a lc a ; b) p rz e strz e ń c h w ilo w a m o d e lu E in s te in a (jed en w y m ia r p rz e s trz e n n y n a r y s u n k u p o m in ię to ) je s t p o w ie rz c h n ią k u li. P r o s to p a d łe cięcie w a lc a a ) d a je p rz e s trz e ń c h w ilo w ą b).

trzeniam i chwilowymi. Pow ierzchnia hiperw alca m a cztery wym iary i reprezentuje czasoprzestrzeń statycznego m odelu Einsteina. W łaśnie dlatego m odel ten nazyw ano potem także m odelem cylindrycznym .

Inspiracje O gólna teoria względności i postaw ienie problem u, k tóry potem rozw inął się w kosm ologię relatyw istyczną, były bez w ątpienia dzie­ łam i geniuszu E insteina. A le naw et najw iększy geniusz zawsze bu­ duje n a przeszłości. Rozw ój nauki cechuje pew na ciągłość. N aw et wielkie naukow e rewolucje, przynajm niej d o pew nego stopnia, p o d ­ p orządkow ują się praw u ciągłości. „K osm ologiczne ro z w a ż a n ia ...” E insteina m iały dw a korzenie, zresztą dość ściśle przeplatające się ze sobą: jed en w yrastał z prze­ prow adzonej przez M acha krytyki m echaniki new tonow skiej, drugi z racjonalistycznej filozofii Spinozy. Idea względności znajduje się zaczątkow o ju ż w m echanice N ew ­

24

tona. Jeżeli dwa układy odniesienia poruszają się względem siebie z jednostajną prędkością to w żaden sposób nie m ożna stwier­ dzić, który porusza się „napraw dę” , a który spoczywa. Prędkości są względne. Z chw ilą jed n ak , gdy jed en z układów d o zn a przys­ pieszenia, pojaw iają się siły bezw ładności (np. w dyliżansie, który raptow nie m szy, walizki spadają podróżnym na głowy) i one — zda­ niem N ew tona - świadczą, że to ten właśnie układ się p o ru sza (dy­ liżans a nie ziem ia pod nim w przeciw nym k ierunku); jest to ruch absolutny, należy go odnieść do absolutnej przestrzeni i mierzyć czasem absolutnym . W m echanice klasycznej przyspieszenie nie jest względne. Ten new tonow ski pu n k t widzenia został poddany ostrej krytyce przez E rnesta M acha [8]. P ow odow any racjam i pozytywistycznymi, uznał on, że ab so lu tn a przestrzeń i absolutny czas, ja k o pojęcia nieem piryczne, pow inny zniknąć z nauki, a bezw ładność należy o d ­ nosić nie do absolutnej przestrzeni, lecz d o wszystkich m as wypeł­ niających W szechświat. Z podobną k ry ty k ą poglądów N ew tona, choć w ynikającą z o d ­ m iennych przesłanek, ju ż wcześniej w ystąpił G odfryd W ilhelm Leibniz. U w ażał on, że czas i przestrzeń są całkow icie względne i sprow a­ dzają się wyłącznie do pewnych relacji porządkujących zbiór zdarzeń m aterialnych. P oza zdarzeniam i nie m a ani czasu, ani m a­ terii. M yśl tę jeszcze bardziej w yostrzył Benedykt (Baruch) Spinoza. T en filozof-panteista utrzym ywał, że W szechświat, będąc identyczny z Bogiem, jest tw órcą sam siebie, ja k b y sam okonstruującą się m a ­ chiną. Proces sam o k o n stm k cji św iata odbyw a się z logiczną k o ­ niecznością; dzięki tem u wszystkie własności świata da się wydedukow ać more geom étrico z najogólniejszych idei. W panteistycznej filo­ zofii Spinozy racjonalizm sięgnął szczytu. W iadom o, że Einstein studiow ał M ach a i czytywał Spinozę i że obydw aj ci myśliciele wywarli n a nim silne wrażenie. O d Spinozy Einstein przejął m yśl, że W szechświat pow inien być system em lo ­ gicznie zam kniętym ; od M acha pew ien szczególny p rzypadek tej ogólnej (może naw et ogólnikow ej) idei: bezw ładność danego ciała (lub jego m asa, k tó ra jest - ja k w iadom o - m iarą bezwładności) nie jest „w ew nętrzną” w łasnością danego ciała, lecz wynikiem od­ działyw ań m iędzy tym ciałem a wszystkim i innym i m asam i wypeł-

25

m ającym i W szechświat. Tę myśl Einstein nazw ał zasadą M acha i ona to właśnie stała się głównym m otyw em pracy nad stw orze­ niem ogólnej teorii względności. N a pierwszy rzut o k a Einsteinowi w ydaw ało się, że ogólna teoria względności spełnia w ym agania staw iane przez zasadę M acha: cza­ soprzestrzeń nie jest ab so lu tn a, jej geom etryczna stru k tu ra zależy od rozkładu m as; ale dopiero odpow iedź n a pytanie, w ja k i sposób wszystkie m asy wypełniające czasoprzestrzeń odkształcają czaso­ przestrzeń, m ogła rozstrzygnąć ostatecznie kwestię „m achow ości” einsteinowskiej teorii. „K osm ologiczne ro z w a ż a n ia ...” były więc nas­ tępstw em ogólnej teorii względności podyktow anym filozoficznymi upodobaniam i Einsteina. W 1917 r. Einstein sądził, że problem został rozw iązany pozy­ tywnie. Istnieje tylko jed n o kosm ologiczne rozw iązanie rów nań pola ze stałą kosm ologiczną; m asy całkow icie wyznaczają geom etrię W szechświata, geom etria zaś z kolei jednoznacznie określa wszystkie lokalne własności m odelu, a więc i m asy cząstek próbnych. A b so ­ lu tn a czasoprzestrzeń nie istnieje, a zasada M acha jest pięknie speł­ niona. N a do d atek przestrzeń statycznego św iata jest zam knięta: logiczna zam kniętość postulow ana przez Spinozę pociągnęła za sobą zam kniętość w dosłow nym , geom etrycznym znaczeniu. Einstein m iał wszelkie pow ody do radości z sukcesów swoich idei. Jednak radość E insteina nie trw ała długo. Przeznaczeniem tw ó r­ ców są bóle rodzenia.

R ozdział 2

D z iw n y ś w ia t W ilh e lm a de Sittera

Puste rozwiązanie równań pola Einstein się mylił. Jego statyczne rozw iązanie nie jest jedynym rozw iązaniem rów nań pola z członem kosm ologicznym . Dziś wiemy, że istnieje nieskończenie wiele rozwiązań einsteinow skich ró w n ań pola graw itacyjnego i każde z tych rozw iązań m oże być interpretow ane ja k o m odel kosm ologiczny. Złośliw ość historii bywa zaskakująca. Spośród nieskończenie wielu rozw iązań ja k o drugie w kolejności zos­ tało znalezione rozw iązanie opisujące św iat pusty, nie w ypełniony m aterią. Był to silny cios w ym ierzony ideom E insteina: istnieje cza­ soprzestrzeń bez m aterii, m asy w ypełniające świat nie determ inują jednoznacznie geom etrii, zasada M acha nie jest spełniona, a czaso­ przestrzeń posiada cechy absolutności. Już od roku 1916 naw iązała się dyskusja m iędzy Einsteinem a W ilhelm em de Sitterem n a tem at zasady M acha. De S itter od p o ­ czątku był jej przeciw nikiem . Ale to nie pryw atne opinie de Sittera dostarczyły decydujących argum entów , lecz znalezione przez niego nowe rozwiązanie. F akt, że de S itter znalazł właśnie p u ste rozw iązanie ró w n ań pola [1], nie stanowił ta k całkiem dzieła p rzy p ad k u . De Sitter, H olender, dy rek to r O bserw atorium A stronom icznego w Lejdzie, był w ytraw nym astronom em . D o b rze znał współczesne m u dyskusje, dotyczące b a ­ dan ia galaktyk i pierwsze wyniki p o m iaró w przesunięć ku czerwieni w ich widm ach (por. następne rozdziały), a m im o to szukał on 27

nadal tylko statycznego rozw iązania rów nań Einsteina. P rzekonanie o statyczności kosm osu ta k m ocno było zakorzenione w ludzkich um ysłach! W iedziony tą sugestią de Sitter znalazł rozw iązanie różne od einsteinow skiego, ale - ja k sądził - rów nież statyczne. C zasoprzestrzeń znaleziona przez de S ittera odznaczała się sta­ łością krzywizny. Z w róćm y uwagę: czasoprzestrzeń a nie przestrzeń! Czasoprzestrzeń św iata de S ittera m ożna przedstaw ić ja k o czterowym iarow ą powierzchnię wielowymiarowej (pięciowym iarowej) kuli o s ta ­ łym urojonym p rom ieniu; dlatego też rozw iązanie de S ittera w lite­ ratu rze niekiedy określa się m ianem sferycznego (rys. 2).

R ys. 2. S fe ry c z n y m o d e l d e S itte ra . C z a s o ­ p rz e strz e ń te g o m o d e lu (dw a w y m ia ry p r z e ­ strz e n n e n a r y s u n k u p o m in ię to ) je s t p o ­ w ie rz c h n ią k u li o p r o m ie n iu u r o jo n y m . O d ­ ległość p o m ię d z y d w ie m a c z ą s tk a m i nym i

a

i

b

p ró b ­

z m ie n ia się w czasie

przestrzeń

D e Sitter poszukiw ał rozw iązania statycznego: ponieważ, ja k dziś wiemy, rozw iązania takiego, poza einsteinow skim , nie m a, de Sit­ ter znalazł m odel najbliższy statycznem u, tzn. m odel ze stałą krzy­ w izną czasoprzestrzeni, m ylnie sądząc, że jest to m odel statyczny. Stosując obecną term inologię pow iadam y, że zarów no m odel E in­ steina, ja k i de S ittera są m odelam i stacjonarnymi, ale tylko m odel E insteina jest statyczny. D e Sitter napisał swój artykuł polem icznie. Była to polem ika d e­ lik atn a w słowach, ja k b y naw et zbyt p o k o rn a, ale racje padały waż­ kie. K osm ologiczny m odel Einsteina de S itter nazw ał „system em A ”, swój własny — „system em B”. O bydw a system y przedstaw iał (na w zó r antynom ii K a n ta w K rytyce czystego rozum u) równolegle obok siebie; stronę arty k u łu podzielił n a dwie kolum ny, w jednej opi28

sał „system A ”, w drugiej - „system B” . W łaśnie ta „rów noległość” przysłoniła de Sitterow i niestatyczny ch arak ter znalezionego przez siebie rozwiązania. De Sitter w ybrał taki u k ład w spółrzędnych, w którym sferyczna czasoprzestrzeń rozdziela się na zam knięte przestrzenie chwilowe (o stałej, dodatniej krzywiźnie), p o d o b n ie ja k w m odelu E insteina i czas, który - w przeciwieństwie do m odelu E insteina — p rzedsta­ w iają nie linie p roste lecz zakrzywione. Jednakże najbardziej zaskakującą, zarów no dla sam ego odkrywcy, ja k i d la innych, współczesnych m u kosm ologów , cechą św iata de S ittera była jeg o p u stk a: czasoprzestrzeń de Sittera spełnia einsteinow skie rów nanie pola (tzn. jest ich rozw iązaniem ) w tedy i tylko w tedy, gdy gęstość m aterii, wypełniającej tę czasoprzestrzeń, rów na się zeru. Nie tylko godziło to w idee Einsteina, według których m ateria jednoznacznie określa geom etrię czasoprzestrzeni, bez m a­ terii czasoprzestrzeń w ogóle nie istnieje; godziło to w najprostsze obserw acje astronom iczne, które w ykazują, że świat nie jest pusty. Sam de S itter był skłonny sądzić, że jego rozw iązanie tylko „asym ­ ptotycznie” opisuje rzeczywistość. D e Sitter — astro n o m zarzucał „system owi A ” (m odelowi E in ­ steina), że w ym agana przez ten system średnia gęstość m aterii we Wszechświecie jest zbyt w ygórow ana w porów naniu z obserw acyj­ nym i oszacow aniam i. W edług dzisiejszych danych średnia gęstość m aterii we Wszechświecie wynosi 10 28 — 10 31 g/cm3; jest to znacz­ nie doskonalsza p ró żn ia od tej, ja k ą potrafim y sztiicznie w ytw o­ rzyć w ziem skich laboratoriach. W przybliżeniu m ożna więc świat uw ażać za pusty. N ie jest to o wiele gorsze przybliżenie niż tra k to ­ w anie gwiazd (czy galaktyk) ja k o bezwym iarow e punkty ! T ak m oż­ n a apelow ać do naszej wyobraźni, ale w gruncie rzeczy nie jest to uczciwa p ro p a g an d a: gęstość m aterii, choć „absolutnie” rzecz bio­ rąc niezm iernie m ała, w obec ogrom u W szechświata daje wielkie m a­ sy, których nie m o żn a zaniedbać bez obaw y silnego zniekształce­ nia obrazu świata. D e Sitter był zbyt w ytraw nym astronom em , by o tym nie wiedzieć. Już tytuł arty k u łu de Sittera („O względności b ez w ład n o ści...”) sygnalizował, że i d la de Sittera, p o d o b n ie ja k dla Einsteina, p o s­ tu la t względności bezw ładności stanow ił jed en z głównych m otyw ów rozw ażań kosm ologicznych. Ale de S itter względność bezwładności 29

pojm ow ał całkiem inaczej niż Einstein. W edług Einsteina, ja k wiemy, zgodnie z zasadą M acha m asa (która jest m iarą bezwładności) p o ­ w inna być całkowicie określana przez inne m asy we Wszechświecie. De Sitter doktrynę tę nazyw ał „m aterialnym postulatem ” w zględnoś­ ci bezwładności i przeciwstaw ił m u swój w łasny „m atem atyczny pos­ tu la t” ; sprow adzał się on d o żądania pew nych w arunków brzego­ wych w nieskończoności rów now ażnych założeniu, że m asy zn ajd u ­ jące się w dużych odległościach od m asy próbnej m ożna zaniedbać. W „system ie B” w arunek ten jest spełniony tryw ialnie: odległe m asy m ożna zaniedbać, gdyż m odel w ogóle jest pusty, nie zaw iera m as.

Ewolucja pustki O gólna teoria względności jeszcze ciągle budziła opory wielu fizy­ ków, ale najwybitniejsi coraz pełniej dostrzegali jej ogrom ne znacze­ nie d la nauki. D o pierw szych znaw ców teorii względności należał angielski fizyk i astronom , tw órca współczesnej teorii ewolucji gwiazd, sir A rth u r Stanley E ddington. G dy w 1924 roku belgijski ksiądz G eorges Lem aitre, podów czas uczeń E d d in g to n a w C am bridge, za­ czął rozwijać swoje zainteresow ania kosm ologiczne, znał jedynie dwa m odele W szechświata: statyczne rozw iązanie Einsteina i puste roz­ w iązanie de Sittera. O bydw a rozw iązania niepokoiły E ddingtona i Lem aitre’a. Zauw ażyli oni, że statyczne rozw iązanie Einsteina wcale nie jest takie „po rząd n e”, jak m ożna by się spodziewać. Jest sta­ tyczne, ale niestabilne; jakiekolw iek m ałe zaburzenie m oże w ytrącić św iat E insteina ze stanu statycznego i zapoczątkow ać jego kurcze­ nie lub rozszerzanie się. M odele W szechświata zaczęły staw iać opór zakorzenionym przekonaniom o „globalnym bezruchu” kosm osu. G eom etria świata de Sittera także dała wiele do m yślenia kosm o­ logom z C am bridge. T ru d n o dziś odróżnić, jak ie myśli z tego okre­ su pochodziły od E ddingtona, a jakie od L em aitre a. Pracow ali oni w spólnie i naw zajem nasuwali sobie pom ysły. Jednakże d okonanie istotnego postępu w badaniu św iata de S ittera było dziełem Lem aitre’a. W 1925 r. podczas naukow ego p o b y tu w Stanach Z jedno­ czonych, w M assachusetts Institute o f T echnology, dokończył on i opublikow ał niewielką pracę o m odelu d e S ittera [2]. Przede wszystkim L em aitre zwrócił uwagę, że we w spółrzędnych, 30

jak ich de Sitter pierw otnie użył d o opisu swojego św iata, przestrze­ nie chwilowe m ają pew ien pu n k t w yróżniony, który w tych w spół­ rzędnych m ożna interpretow ać ja k o środek świata. M ów iąc in aczej: we w spółrzędnych de S ittera przestrzeń nie jest. jed n o ro d n a, nie wszystkie punkty przestrzeni są rów noupraw nione. Oczywiście nie jest to właściwość świata de Sittera (wszystkie pu n k ty czasoprzestrzeni de S ittera są rów noupraw nione, a tylko czasoprzestrzeń — nie czas i przestrzeń wzięte oddzielnie — m ają znaczenie obiektywne, nieza­ leżne od układu w spółrzędnych), lecz właściwość użytego przez de Sittera układu w spółrzędnych. Celem, ja k i sobie Lem aitre postaw ił, było znalezienie takich w spółrzędnych, w których i przestrzenie chwi­ lowe byłyby jed n o ro d n e , nie posiadając żadnych w yróżnionych punktów . D alsza część p racy L em aitre’a m a ch arak ter ściśle, „techniczny” W w yniku m atem atycznych rozw ażań o k azało się, że istnieje taki układ w spółrzędnych, w którym czasoprzestrzeń „w n atu raln y spo­ sób” rozkłada się n a uniw ersalny czas kosm iczny (uniwersalny, tzn. w spólny dla wszystkich obserw atorów , poruszających się bez przys­ pieszeń, czyli tzw. sw obodnych obserw atorów ) i chwilowe przestrze­ nie odznaczające się p o żąd an ą cechą jednorodności. Cel zo stał osiąg­ nięty, ale nie za d a rm o ; świat de S ittera w nowych w spółrzęd­ nych m a dwie w łasności, któ re zaskoczyły L em aitre’a: po pierwsze, przestrzenie chwilowe są jed n o ro d n e, ale płaskie, takie ja k przes­ trzeń Euklidesa (m ają stałą krzywiznę wszędzie rów ną zeru); po drugie, W szechświat nie jest statyczny, przestrzenie chwilowe nie są tak ie sam e (jak to było w statycznym świecie Einsteina i ja k wy­ daw ało się, że jest w świecie de S ittera opisyw anym w pierw ot­ nych, de sitterow skich w spółrzędnych), lecz w sposób jaw n y zależą od czasu. W prow adza to ewolucję do m odelu de Sittera. A le ja k św iat pusty, nie zaw ierający m aterii, m oże podlegać ew olucji? In ter­ pretacja tego fa k tu rodzi nowe zagadnienia.

Efekt Dopplera P odać fizyczną interpretację jakiejś teorii, to znaczy p rzetłu m a­ czyć to, o czym m ówi teo ria n a język obserwacji. N ie m uszą to być obserwacje, które dało b y się w ykonać natychm iast, ale m uszą to być obserwacje m ożliwe do w ykonania przynajm niej „w zasadzie” . 31

C zęsto używany przez fizyków zw rot „w zasadzie” niekiedy oznacza m ożliwość przeprow adzenia obserwacji czy eksperym entu w przy­ szłości, gdy technika dośw iadczalna odpow iednio się rozwinie, a nie­ kiedy oznacza tylko m ożliw ość m yślowego przeprow adzenia dośw iad­ czenia nie sprzeciwiającego się znanym praw om fizyki; w m yśl za­ łożenia, że co jest fizycznie niesprzeczne, prędzej czy później da się urzeczywistnić. Byłby to dobry tem at d la filozofa nauki: okreś­ lić, co fizycy m ają n a myśli, gdy m ówią, że coś w zasadzie da się zaobserwow ać. W celu zinterpretow ania niestatyczności m odelu de Sittera, L e­ m aitre zaproponow ał następujące, w zasadzie możliwe, dośw iadcze­ nie myślowe. We Wszechświecie de S ittera um ieścim y dwie „cząstki p ró b n e” . Cząstki p róbne m ają tak m ałą m asę, że w żaden istotny sposób nie naruszają pustego ch arak teru rozw iązania de Sittera; Jed n a cząstka p ró b n a wysyła prom ienie świetlne, które odbiera o b ­ serw ator um ieszczony na drugiej cząstce. P roste rachunki w ykazują, że obserw ator zobaczy św iatło poczerw ienione w porów naniu ze św iatłem em itow anym przez pierwszą cząstkę (fala rejestrow ana jest dłuższa niż fala em itow ana). Istnieje tylko jed n o praw o fizyki, poz­ walające wyjaśnić to zjaw isko, to sam o praw o, które rządzi tzw. efektem D o p plera: obserw ator widzi św iatło poczerw ienione, jeżeli źró d ło tego św iatła od d ala się od niego; znając stopień poczer­ w ienienia m ożna określić prędkość oddalającego się źródła. E fekt ten w ystępuje zarów no w fizyce new tonow skiej, ja k i relatywistycznej, choć w obu tych teoriach opisują go nieco inne form uły m atem a­ tyczne. A zatem każde dwie cząstki próbne, um ieszczone w m o­ delu de Sittera, oddalają się od siebie. P u sty świat de S ittera ro z­ szerza się, ekspanduje!

Świat pełen paradoksów Rozwiązanie de Sittera, ja k widzieliśmy, przysporzyło teoretykom wiele kłopotów . Ale E ddington był nie tylko kosm ologiem -teoretykiem , lecz także astronom em wysokiej klasy. I właśnie dlatego, że d obrze znał wyniki najnow szych obserwacji św iata galaktyk, nie b a r­ dzo zm artw ił się ekspansją m odelu de S ittera. D o k o n an o ju ż w te­ dy pierwszych pom iarów poczerwienienia (przesunięcia ku czerwieni) widm galaktyk (mgławic spiralnych, ja k wówczas m ówiono). Edding32

to n był pierwszym człowiekiem, który wyraził przypuszczenie, że poczerw ienienia widm galaktycznych należy wyjaśniać za pom ocą efektu D opplera i że m odel de S ittera teoretycznie przew idział to zjawisko. W roku 1923 u k azała się książka E d dingtona [3], The M athe­ m atical Theory o f R elativity. Był to jed en z pierwszych po d ręcz­ ników teorii względności. P iąty rozdział zo stał w całości poświęcony kosm ologii, tzn. w praktyce om ów ieniu cylindrycznego m odelu E in­ steina i sferycznego m odelu de Sittera. W rozdziale tym E ddington zam ieścił tabelę (którą na jego prośbę sporządził prof. V. M . Slipher z O bserw atorium Lowella) zaw ierającą 41 obserwacji widm „m gła­ wic spiralnych” ; pięć widm wykazuje przesunięcie ku fioletowi, wszystkie inne przesunięcia ku czerwieni. T abela podaw ała stan o b ­ serwacji z lutego 1922 r. W zakończeniu swojej pracy z 1925 ro k u L em aitre cytuje zdanie zaczerpnięte z podręcznika E d d ingtona: „C zasam i, ja k o zarzu t prze­ ciw św iatu de Sittera, stwierdza się, że św iat ten staje się niestatyczny, ja k tylko um ieści się w nim m aterię. Ale ta właściwość prze­ m aw ia raczej na korzyść teorii de S ittera niż przeciw ko niej”. Po czym Lem aitre dodaje ju ż od siebie: N a s z e p o d ejście d o z a g a d n ie n ia u w id a c z n ia te n n ie s ta ty c z n y c h a r a k t e r ś w ia ta d e S itte ra , k tó r y d a je m o ż liw e w y jaśn ien ie ś re d n ie g o r u c h u u cieczk i m g ła w ic p o z a g a la k ty c z n y e h .

E ddington nie był je d n a k aż tak optym istycznie nastaw iony. U d e­ rzała go w prawdzie o g ro m n a przew aga oddalających się „m gławic spiralnych” (przesunięcie ku czerwieni) n ad „m gław icam i” zbliżają­ cymi się (przesunięcie •ku fioletowi), zauw ażył jed n ak , że dwie n aj­ bliższe „m gławice” (w tym W ielka M gław ica A ndrom edy), których przesunięcia widm ow e zostały zm ierzone ze szczególnie d o b rą d o ­ kładnością, w ykazują duże prędkości zbliżenia się (ok. 300 km/s). M odel de Sittera — zdaniem E d dingtona — nie potrafi wytłum aczyć tego faktu. P o n ad to uzyskane wyniki p o m iaró w dotyczą praw ie wy­ łącznie północnego n ieb a; b rak danych z południow ej półkuli znacz­ nie u tru d n ia wyciąganie kosm ologicznych wniosków. W każdym razie n a początku lat dw udziestych kosm ologia sto p ­ niow o przestaw ała być tylko m atem atyczną żonglerką form ułam i. T eoretyczne spekulacje zaczęły się zbliżać do w yników obserwacji astronom icznych. Było to zapow iedzią sukcesów, któ re miały nadejść. 3 -

E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

33

162

P R O P E R T IE S O F D E S IT T E R ’S S P H E R IC A L W O R L D

CH. V

The most extensive m easurem ents of radial velocities of spiral nebulae have been made by Prof. V. M. Slipher a t the Lowell Observatory. H e has kindly prepared for m e th e following table, containing many unpublished results. I t is believed to be complete up to date (Feb. 1922). For th e nebulae m arked (*) the results have been closely .confirmed a t other observatories; those marked (f) are not so accurate as th e others. The num ber in th e first oolumn refers to th e “ N ew General Catalogue,” M emoirs R .A .S., vol. 49. One additional nebula N.Q.c. 1700 has been observed by Pease, who found a large receding velocity b u t gave no numerical estimate.

R ozdział 3

Era H u b b le 'a

R a d ia l V e l o c i t i e s o f S p ir a l N e b u l a e

+ indicates receding, - approaching ». a . o.

Dec.

I.L h m

221 224*

278+ 404 6 84t 596» 936

1083 1068* 8683 2841 + 3031 3034 3116+ 3368 3379* 3489+ 3621 3623 3627 4111+

O 38 0 38 0 47 1

6

1 1 2 2 2 8 9 9 9 10 10 10 10 11 11 11 12

27 29 24 36 39 48 16 49 49 1 42 43 66 2 16 16 3

O

9

+ 40 + 40 + 47 + 35 - 7 + 30 - 1 +38 - 0 + 33 + 61 + 69 + 70 - 7 + 12 + 13 + 14 + 0 + 13 + 13 + 43

26 50 7 17 17 15 31 43 21 43 19 27 6 20 14 0 20 24 32 26 31

R ad. V e l km . p e r sec.

+ + + + + + + + + + + + + + + +

300 300 660 25 1800 260 1300 300 1120 400 600 30 290 600 840 780 600 730 800 650 800

M.O.C. 4151* 4214 4258 4382+ 4449 4472 4486+ 4526 4565+ 4594* 4649 4736 4826 6005 6055 6194 6195+ 5236+ 5866 7331

R.A. h

m

12 12 12 12 12 12 12 12 12 12 12 12 12 13 13 13 13 13 16 22

6 12 15 21 24 26 27 30 32 36 40 47 53 7 12 26 27 32 4 33

Dec.

O /

+ 39 + 36 + 47 + 18 + 44 + 8 + 12 + 8 + 26 -1 1 + 12 + 41 +22 + 37 +42 +47 +47 -2 9 + 56 + 33

61 46 45 38 32 27 60 9 26 11 0 33 7 29 37 36 41 27 4

23

R ad. Vel. km . p er seo

+ + + + + + + + + + + + + + + + + + + +

980 300 500 500 200 850 800 680 1100 1100 1090 290 150 900 450 270 240 600 850 600

T he great preponderance of positive (receding) velocities is very s trik in g ; b u t th e lack of observations of southern nebulae is unfortunate, and forbids a final conclusion. Even if these also show a preponderance of receding veloci­ ties th e cosmogonical difficulty is perhaps not entirely removed by de S itte r’s theory. I t will be seen th a t two* nebulae (including the great Andromeda nebula) are approaching with rather high velocity and these velocities happen to be exceptionally well determined. In th e full formula (7021) there are no term s which under any reasonable conditions encourage motion towards the origin§. I t is therefore difficult to account for these motions even as excep­ tional phenom ena; on th e other hand an approaching velocity of 300 km. per sec. is about the lim it occasionally attained by individual stars or sta r clusters. t n . o. c. 221 a n d 224 m ay probably bo counted as one Bystem. T h e two approaching nebulae a n th e largest spirals in th e sky. | W e a re lim ited to the region in which (1 - { Xrs) is positive since lig h t c annot cross th e b a rrie r.

F o t. 2. S tro n ic a z k sią ż k i E d d in g to n a , The M a th e m a tic a l T h eo ry o f R e la tiv ity , z a w ie ra ją c a ta b e lę z w y n ik a m i o b se rw a c ji p rę d k o ś c i ra d ia ln y c h d la 41 g a la k ty k

Klisza H-335-H W nocy z 5 n a 6 października 1923 r. przez teleskop o 2,5-metrow ej średnicy w obserw atprium astronom icznym na M o u n t Wil­ son została naśw ietlona klisza, zapisana w dzienniku obserw acyjnym p o d num erem H -335-H . F oto g rafo w an o zew nętrzne obszary „m gła­ wicy spiralnej” (tak wów czas nazyw ano tego rodzaju obiekty) M 31 położonej w gw iazdozbiorze A ndrom edy. O bserw atorem był Edw in H ubble. N a kliszy H -335-H H u b b le zidentyfikow ał pierwszą gw iazdę — cefeidę nie należącą d o naszego u k ład u D rogi M lecznej lecz do obiektu M31. Z niewielką tylko p rzesad ą m ożna powiedzieć, że w łaśnie ta klisza dała początek współczesnej kosm ologii obserw a­ cyjnej. O biekt zidentyfikow any na kliszy H -335-H ja k o cefeida jest nie­ w ielką plam ką o pozornej jasności 18,2. C efeidy są gw iazdam i zm ie­ niającym i swój blask okresow o, przy czym długość tego o k resu ści­ śle zależy od jasności absolutnej gwiazdy, tak że znając okres zm ien­ ności cefeidy, m o żn a wyliczyć jej jasn o ść absolutną. O kres zm ien­ ności cefeidy z kliszy H u b b le’a wynosił ok o ło jeden m iesiąc; o d p o ­ w iada to jasności absolutnej równej - 4. C efeida H ubble’a jest zatem 7000 razy jaśniejsza o d Słońca. Poniew aż widzimy j ą ja k o słabiutki o biekt o jasności (pozornej) 18,2, cefeida m usi być od nas nie­ zwykle odległa.

r

P raw dziw a (absolutna) jasność cefeidy je st zm niejszona n a sku­ tek odległości o 22 wielkości gwiazdowe (od —4 jasności ab so lu t­ nej d o 18,2 jasności pozornej). W edług obliczeń H u b b le’a cefeida z mgławicy w gw iazdozbiorze A ndrom edy jest odległa o 900 000 lat świetlnych. Była to najw iększa odległość, ja k ą kiedykolwiek dotych-

F o t. 3. E d w in H u b b le

czas zm ierzono w astronom ii. Chcąc docenić znaczenie tego o d ­ krycia, m usimy cofnąć się w czasie, ażeby prześledzić spór, który trw ał w śród astronom ów przez kilkadziesiąt lat, a zakończył się w n o ­ cy z 5 n a 6 października 1923 roku. 36

F o t. 4. Z e w n ę trz n e o b s z a ry W ielk iej M g ła w icy w A n d ro m e d z ie (g a la k ty k a M z z a z n a c z o n ą c e fe id ą z id e n ty fik o w a n ą p rz e z H u b b l e ’a

31)

Początki sporu W swoim czasie d u żą popularnością cieszyła się koncepcja pow ­ stania układu planetarnego znana pod nazw ą kosm ogonicznej h ip o ­ tezy K a n ta -L a p la c e ’a. W edług tej hipotezy planety m iały pow stać 37

ja k o zagęszczenia w pierścieniach gazu, który odryw ał się o d rów ­ nikow ych części'w irującego Słońca. W rzeczywistości hipotezy Laplace’a i K a n ta pow stały niezależnie od siebie; pierw sza [1] (opraco­ w ana m atem atycznie, bardziej precyzyjna) dotyczyła tylko genezy uk ład u planetarnego, druga [2] (oparta n a intuicji, ale bardziej śm ia­ ła) była w pełnym tego słowa znaczeniu hipotezą kosm ologiczną. K a n t w ołał z em fazą „D ajcie mi m aterię, a j a z niej zrobię W szech­ św iat!” , Z a pierw otny stan świata K a n t przyjął zbiór cząstek o ró ż­ nych gęstościach, rozłożonych rów nom iernie w przestrzeni. „G d y raz ju ż je s t d an a m ateria, k tó ra ze swojej n atury jest o bdarzona siłą przyciągania, nietru d n o określić przyczyny, k tó re mogły spow odow ać stru k tu rę św iata ja k o całości” [3]. W zasadzie ten sam m echanizm grawitacyjnej niestabilności prow adzi do pow stania układu p la n e ta r­ nego oraz do pow stania „układów system atycznych” wyższych rzę­ dów. Przez „układ system atyczny” („system atische V erfassung” ) K a n t rozum ie pewną liczbę ciał krążących, mniej więcej w jednej płasz­ czyźnie, w okół ciała centralnego. Jow isz w raz ze swymi księżycami, Słońce i planety tw o rzą układy system atyczne. Z biór gwiazd — z d a­ niem K a n ta — należy uznać za układ system atyczny wyższego rzędu. F ilo zo f z K rólew ca trafnie zinterpretow ał zjaw isko D rogi M lecznej ja k o rzutow anie się n a sferę niebieską spłaszczonego dysku układu system atycznego gwiazd, d o którego należy nasze Słońce. K a n t snuł przypuszczenie, że układy układów system atycznych tw orzą nadukład y system atyczne i ta k w nieskończoność. Potw ierdzeniem tych spe­ kulacji m iały być znane ju ż K antow i obserw acje „m gławic” ; K a n t dom yślał się, że nie są to chm ury gazu, lecz bardzo odległe zb io ­ row iska gwiazd - inne gwiazdowe układy system atyczne. Id ea K a n ta przechodziła różne koleje losu, wielu astronom ów uw ażało ją po prostu za filozoficzną spekulację. N a przełom ie X V III i X IX wieku hipoteza „wyspowego W szechśw iata” (w ten obrazow y sposób nazyw ano koncepcje podobne do kantow skich) zyskała sobie po p arcie ta k w ytraw nych obserw atorów , jakim i byli H erschelow ie — ojciec i syn. W 1786 r. W iliam Herschel (ojciec) spoiządził pierw ­ szy katalo g m gławic; katalog w pierw otnej wersji zawierał 1000 obiektów , a p o uzupełnieniach w 1802 r. — 2500 obiektów nieba p ó ł­ nocnego. W 1864 r. Jo h n H erschel (syn) ogłosił katalog mgławic zaw ierający 5079 obiektów z obu półkul. P racę obydw u H erschelów rozszerzył J. L. E. D reyer, ogłaszając w 1888 r. The N ew General 38

Catalogue (N G C ); kolejno w latach 1895 i 1905 ukazały się u zu ­ pełnienia do katalo g u Index o f the Catalogue (IC). D o dziś wiele galaktyk określa się przez podanie liter N G C lub IC i num erów p o ­ rządkow ych, jak ie d a n a galaktyka nosi w tych katalogach. T a k więc z początkiem X X w ieku zn an o ju ż i skatalogow ano ok. 1500 „m gławic”, ale ich n atu ra ciągle pozostaw ała zag ad k ą i n a ­ dal stanow iła przedm iot sporu. T em p eratu ra dyskusji w zrastała. M a­ teriał obserwacyjny był ta k duży, że ju ż nie m ożna się było u sp o ­ kajać twierdzeniem o „filozoficznym ch arakterze sp oru” ; chociaż praw d ą jest, że obserw acje bez właściwej interpretacji jeszcze nie tw o­ rzą naukow ej teorii, a jednoznacznej interpretacji ciągle było brak.

Podręcznik astronomii z XIX w. W drugiej połow ie X IX w. opinia astro n o m ó w była bliska uzna­ n ia hipotezy św iata wyspowego. W pryw atnej bibliotece m am „h o ­ n o ro w ą półkę”, n a której znajduje się k ilk a starych książek o tem a­ tyce przyrodniczej. Sięgam po m ocno ju ż przyprószony siwizną p o d ­ ręcznik astronom ii w ydany w 1886 r., Kosmogrąfija. Napisał Jan Jęd'■> rzejewicz, lekarz w olnopraktykujący, właściciel obserwatoryjum astro­ nomicznego w Płońsku, W arszaw a, w d ru k a rn i N oskow skiego. Jest to b ard zo nowoczesne dzieło, ja k na owe czasy. U dołu stronicy 382 cz y ta m : „ M g ła w ic e , p r z e d s ta w ia ją c e się w o g ó le j a k o m a sy g a z o w e , b a r d z o r z a d k o d a ­ d z ą się sp o s trz e g a ć g o ły m o k ie m ; p o w ięk szej części są t o u tw o ry w y łą c z n ie te­ le s k o p o w e . N ie k tó r e ty lk o s ta n o w ią w y jątek i d o ta k ic h ' n a le ż y m g ła w ic a A n d r o ­ m e d y o p o s ta c i p o d łu ż n e g o w rz e c io n a , z n a n a o d r o k u 1612, d a le j m g ła w ic a O ry jo n a , p o n iż e j t a k zw an e j P rz e p a s k i O r y jo n a le ż ą c a , o d k r y ta w r o k u 1619 z a r a z p o w y ­ n a le z ie n iu lu n e t, r ó w n ie ż g o ły m o k ie m d o s tr z e g a ln a . . . . S zczeg ó ln a z m ia n a z a sz ła w e w s p o m n ia n e j p o w y ż e j m g ła w ic y A n d r o m e d y w s ie rp n iu 1885 r. (ro k p r z e d o p u b ­ lik o w a n ie m k sią ż k i J ę d rz e je w ic z a !). J a s n y jej ś r o d e k o k o ło n o w ej g w ia z d y , p rz e z H a r tw ig ’a d o s trz e ż o n e j, w id o c z n ie z b la d ł je d n o c z e ś n ie z p o ja w ie n ie m się n o w e j g w ia z ­ d y . H a rtw ig , p o r ó w n u ją c o p isy tej m g ław icy z w ie k u X V I I, p rz y p u sz c z a , że z m ia ­ n a t a w te d y , p o d o b n ie , j a k d z is ia j, m iała m iejsce i że je s t w z w ią z k u z r o z p a le ­ n ie m się n o w ej g w ia z d y ” .

Ja k a jest n atu ra tajem niczych m gław ic? N a str. 386 podręcznika Jędrzejew icza znajduję pró b ę odpowiedzi n a to pytanie: 39

„W id zieliśm y p o w y żej, że w u tw o ra c h ty c h n a js iln ie js z e te le s k o p y n ie s ą cz ę sto w s ta n ie o d ró ż n ić m g ła w ic o d g r o m a d e k g w iazd . R o z ró ż n ie n ie to d a ło się d o p ie r o u s k u te c z n ić p rz y rz ą d e m s p e k tra ln y m . H u g g in s, b a d a ją c w iele m gław ic, p r z e k o n a ł się, że n ie k tó r e z n ich d a ją w w id m ie p rą ż k i r o z p a lo n y c h g a z ó w : in n e zaś d a ją w id m o c ią g łe c ia ł ro z p a lo n y c h sta ły c h . T e o s ta tn ie w ięc, m im o p o z o r u g a z o w e g o , s ą ty lk o g r o m a d k a m i g w iazd ta k d ro b n y c h i s k u p io n y c h , że te le s k o p n ie je s t w s ta n ie ich u w y d a tn ić . Z b a d a n y c h 57 m g ła w ic 38 o k a z a ło się s k u p ie n ia m i g w iazd , 19 p rz e d ­ sta w ia ło się j a k o m a sy g a z o w e , w k tó ry c h g łó w n ie z n a jd u je się w o d ó r, a p o d łu g V o g e l'a n ie k ie d y i a z o t. D o g a z o w y c h m g ław ic n a le ż y w ie lk a m g ła w ic a O ry jo n a j e d n a m g ła w ic a w S m o k u , p ie rś c ie n io w a ta m g ła w ic a w L u tn i, je d n a m g ła w ic a w g w ia z d o z b io rz e W o d n ik a itd . S ła b e św ia tło n ie k tó r y c h m g ław ic tr u d n y m czyni b a d a n ie ich w id m i d la te g o s to s u n k o w o n ie w ie lk a ich ilo ść d o ty c h c z a s z o s ta ła p o d ty m w zg lęd em o k r e ś lo n a ” .

O dkrycie gwiazdy nowej w Wielkiej M gławicy w A ndrom edzie, o którym w spom ina Jędrzejewicz, przyczyniło się do zaham ow ania rozw oju właściwych poglądów . N ow a w A ndrom edzie rozbłysła aż do 5,4 wielkości gw iazdowej. Przy wszystkich, możliwych wówczas do przyjęcia, m arginesach błędu gw iazda o takiej jasności m usiała znajdow ać się w ew nątrz naszego układu D rogi Mlecznej. P rzy p ad k o ­ we rzutow anie się bliskiej gwiazdy nowej n a odległą m gławicę n a ­ leżało wykluczyć ja k o m ało praw dopodobne. G dy jakiś pogląd odnosi choćby pozorne zwycięstwo, z reguły zn ajd u ją się dod atk o w e argum enty. T ak było i tym razem. Pom iary dok o n an e przez v an M aanena wskazywały na o b ró t W ielkiej M gła­ wicy w A ndrom edzie o k ą t rzędu jednej m inuty n a ro k ; ta k duża w artość byłaby rów nież argum entem za stosunkow o bliskim położe­ niem „mgławicy” . P o n ad to zauw ażono, że „m gławice spiralne” o b ­ serw ow ane są tylko w dużych szerokościach galaktycznych. P rzypusz­ czenie, że rozkład światów-wysp w przestrzeni zależy od stru k tu ry naszej G alaktyki (naszego układu D rogi M lecznej), wydaje się nie40

41

r

F o t.

5,

6,

1.

T rzy

m g ław ice

w e d łu g

ry su n k u

Jana

Ję d rz e je w ic z a

z

1886

rok u

realistyczne, jeżeli nie wręcz absurdalne. N ależało się zatem zgodzić z tym , że mgławice spiralne są tw oram i istotnie zw iązanym i z naszą G a la k ty k ą i leżą albo w jej wnętrzu, alb o w jej bliskim a stro n o ­ m icznym sąsiedztwie.

1921 r. dyrektor O bserw atorium H arw ardzkiego, odznaczył się b a d a ­ niam i struktury naszej G alaktyki. W ykazał on, że tzw. grom ady k u ­ liste (na kliszach fotograficznych w yglądają one p o dobnie do „m gła­ wic” i tylko przez większe teleskopy m ożna ich zewnętrzne obsza­ ry „rozdzielić” n a pojedyncze gwiazdy) są zw iązane z naszą G a la k ty ­ ką i znajdują się przew ażnie n a jej krańcach. B adając rozkład g ro ­ m ad kulistych, Shapley określił kształt i rozm iary naszej G alaktyki, rozm iary te przewyższały wszystkie dotychczasow e oszacow ania. W edług Shapleya G a la k ty k a jest mniej więcej dyskiem o średnicy 300 000 lat świetlnych i grubości w cen tru m 30 000 lat świetlnych, środek G alaktyki znajduje się w okolicy gw iazdozbioru Strzelca w o d ­ ległości ok. 50 000 lat świetlnych od Słońca. Jeżeli u k ład D rogi M lecznej jest ta k rozległy i jeżeli g rom ady kuliste, wyglądem zbli­ żone d o dyskusyjnych „m gław ic” , znajdują się w jego obrębie, to — zdaniem Shapleya — nie m a żadnych pow odów , by „m gławice spi­ raln e” umieszczać d alek o poza granicam i naszej G alaktyki. Poglądy Shapleya sp o tk ały się z o strą k rytyką ze strony innego w ybitnego astronom a H e rb erta D. C urtisa, k tó ry z kolei bronił h ip o ­ tezy wyspowego ro zk ład u m aterii. Spór do tego stopnia zafascyno­ w ał opinię naukow ą, że N aro d o w a A kadem ia N a u k [N ational A cadem y o f Science) postanow iła zorganizow ać publiczną dyskusję m ię­ dzy Shapleyem i C urtisem . Dyskusja odbyła się 26 kw ietnia 1920 ro k u w W aszyngtonie. W pierwszej części C urtis atakow ał, d o k o n a­ ne przez Shapleya, oszacow ania rozm iarów naszej G alaktyki, w d ru ­ giej części Shapley w ysuwał zarzuty przeciw hipotezie W szechświata W yspowego. Z obu stro n padały ważkie argum enty. Ż ad n a ze stron ani nie d ała się przekonać, ani nie zdołała przekonać przeciwnika. Stało się jasne, że rozstrzygającym argum entem będzie zm ierzenie odległości do którejkolw iek z „mgławic spiralnych” . Człowiek, który tego do k o n a został w łaśnie zatrudniony w największym podów czas obserw atorium astronom icznym na M o u n t W ilson w K alifornii.

Dwaj przeciwnicy Jest rzeczą zrozum iałą, że au to r jakiegoś odkrycia lub nowej teorii jest skłonny spoglądać na inne dziedziny rzeczywistości pod kątem tego odkrycia czy przez pryzm at nowej teorii. H arlow Shapley, pracow nik obserw atorium astronom icznego n a M o u n t W ilson a od 42

Z kancelarii adwokackiej do teleskopu E dw in Powell H u b b le urodził się w 1889 ro k u w M issouri; oj­ ciec jego był urzędnikiem ubezpieczeniowym w C hicago. M łodego H u b b le’a, nieprzeciętnie zdolnego stu d en ta, pociągały sporty, był 43

członkiem drużyny piłki nożnej, a potem o m ało nie został zaw odo­ w ym bokserem . N a zakończenie szkoły średniej dyrektor, wręczając H u b b le ’owi w nagrodę za dobre wyniki dyplom , przyznający m u sty­ p en d iu m na dalsze studia w C hicago, pow iedział: „Edw inie obser­ w ow ałem Cię przez cztery lata i nigdy nie widziałem, żebyś się uczył dłużej niż przez dziesięć m inut”. C hociaż H ubble n a uniwersy-

h o t . 8. D w ie m g ław ice g a la k ty c z n e : m iejsce n a r o d z in g w iazd z g a z u i w e w n ą trz n aszej G a la k ty k i: a ) m g ław ica w O rio n ie , M 4 2 ; b) m g ła w ic a

p y łu M 20

tecie w C hicago w dalszym ciągu oddaw ał się różnym sportom , pod koniec studiów znow u zyskał stypendium n a wyjazd do Anglii do O xfordu, gdzie nadal kontynuow ał swoje studia prawnicze. Białe m ury O xfordu stw arzają niepow tarzalną atm osferę. K to był tam , choćby na k ró tk o , wynosi coś n a całe życie. D la patrzących z zew nątrz to może w ydaw ać się snobizm em , ale myślę, że nie jest. Łódki na Isis, studenckie puby i zbyt podkreślany oksfordzki a k ­ cent to tylko zew nętrzne d o d atk i; istotą jest wielowiekowa tradycja szacunku dla ludzkiej myśli. Tym jest tu w szystko przesiąknięte i coś z tego się właśnie wynosi. P o trzyletnim pobycie w Oxfordzie H u b b le rozpoczął karierę ad w o k ata w Louisville, w stanie K entucky. I tu nieoczekiwanie n as­ tąp iła przem iana. „W olę być drugorzędnym astronom em niż pierw45

F o t. 9. T rz y k o le jn e s ta d ia p o w y b u c h u g w ia z d y su p e rn o w e j: a ) M g ła w ica K r a b . M l (w y b u c h tej su p e rn o w e j b y ł o b s e rw o w a n y i o p is a n y p rz e z c h iń s k ic h a s tr o n o m ó w w 1054 r o k u ) ; b ) p o z o s ta ło ś ć p o s u p e rn o w e j, k t ó r a e k s p lo d o w a ła k ilk a d z ie s ią t ty sięc y la t te m u , IC 4 4 3 ; c) re sz tk i p o w y b u c h u s u p e rn o w e j, k tó ry m ia ł m iejsce o k . 50 000 la t te m u , N G C 6992

szorzędnym adw o k atem ” - stwierdził H ubble. I od now a, z uporem , zab rał się do studiów na uniwersytecie w C hicago. U p ó r m usiał być duży, skoro ju ż p o trzech latach H ubble kończył pisanie ro z­ praw y doktorskiej z astronom ii. W ostatn im dniu pracy nad ro z p ra ­ wą nadeszła propozycja od G eorge’a H a le’a zaangażow ania go do pracy w obserw atorium na M o u n t Wilson. Była to wielka szansa dla m łodego astronom a.* O bserw atorium na M o u n t W ilson pow stało dzięki entuzjazm ow i i zaradności w ybitne­ go astronom a, G eo rg e’a H a le ’a, który m iał niezwykły talent prze­ konyw ania wielkich finansistów , że najlepszą m eto d ą kupow ania nie­ śm iertelności jest przeznaczanie pieniędzy n a cele naukow e. Z tego 47

właśnie pow odu największy teleskop na M o u n t W ilson nosi nazw is­ ko Jo h n a D. H ookera, kalifornijskiego m ilionera od Wyrobów że­ laznych. Był to podów czas w ogóle najw iększy teleskop na świecie. Jego zw ierciadło jest dyskiem o średnicy 2.55 m etra i wadze czte­ rech ton. Odlew w ykonano w firmie S ain t-G o b ain we F rancji w. la­ tach 1907-1910, po trzech nieudanych p ró b a c h ; polerow anie zw ier­ ciadła trw ało 6 lat. Z budow anie całego teleskopu w raz z w yposa­ żeniem było wielkim osiągnięciem technicznym . K onstrukcja ważyła 100 to n , a potrafiła podążać za rucham i sfery niebieskiej z precyzją zegarka. 1 listopada 1917 r. 2,5-m etrow y teleskop został o d d an y do użytku. E dw in H ubble m iał przed sobą tru d n ą decyzję. Szansa praco w a­ nia n a największym n a ziem i teleskopie.. .Tę pokusę m oże zrozum ieć tylko astronom . Ale je st ro k 1917. W E u ro p ie szaleje wojna. T o byłaby dezercja przed tym , co słuszne, w głębiny tajem nic W szech­ św iata. H ubble się nie w aha. C ałą noc w ykańczał swoją rozpraw ę d o k to rsk ą. N a d ranem wziął pióro do ręki i napisał teleg ram :

tarczające kolejnych argum entów . H ipoteza stała się uznanym faktem naukow ym . W krótce też kontrarg u m en ty przeciw ników zostały ostatecznie wy­ jaśnione. O kazało się, że gwiazda nowa w A ndrom edzie, k tó ra ro z­ błysła aż do 5,4 wielkości gwiazdowej, należy do klasy nieznanych dotychczas gwiazd, tzw. supernow ych, rozbłyskujących o wiele jaśniej niż zwykłe nowe. O bliczenia wykazały, że jasn o ść supernowej z A n ­ drom edy nie kłóci się z dokonanym i przez H u b b le’a oszacow aniam i odległości do galaktyki M 31. F akt, że ¿m gławice spiralne” w ystępują tylko w dużych szerokościach galaktycznych w yjaśniono w ystępow a­ niem ciemnej m aterii w pasie rów nikow ym naszej G alaktyki pochła­ niającej prom ieniow anie przychodzące z zew nątrz (zjawisko ek stynk­

„ D r H a le , O b s e rw a to r iu m M o u n t W ilso n , P a s a d e n a , K a lifo rn ia . Ż a łu ję , że nie m o g ę p rz y ją ć p a ń s k ie g o z a p r o s z e n ia . I d ę n a w o jn ę - E d w in H u b b le ” .

Z o stał wcielony, w ran d ze kapitana, d o 343 pułku piechoty, 86 d y ­ wizji. P o kilku m iesiącach znalazł się n a froncie we Francji. W al­ czył, aw ansow ał, był ranny. Latem 1919 r. został zdem obilizow any. Stanow isko w obserw atorium n a M o u n t W ilson czekało n a niego. Z am ieszkał w Pasadenie. Z achow ał na pam iątk ę swój hełm i n ie­ m iecki bagnet, którego używ ał potem do rozcinania papieru.

Nowa era kosmologii O dkrycie H ubble’a stało się początkiem nowej ery w kosm ologii obserwacyjnej. C efeida z W ielkiej M gławicy A ndrom edy jest odległa od Ziem i, według oszacow ań H u b b le’a, o 900 000 lat świetlnych. O dległość ta znacznie przew yższa wszelkie rozsądne oceny rozm iarów naszej G alaktyki, a zatem m gławica A nd ro m ed y nie leży w ew nątrz naszej G alak ty ki; jest in n ą galaktyką. H ip o teza Św iata W yspowego zyskała nowy, koro n n y argum ent. N astąp iły dalsze obserwacje dos­

F o t.

48

4 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

10.

G a la k ty k a

M 31

(W ie lk a M g ła w ica w A n d ro m e d z ie )

49

F o t. 11. G a la k ty k a M 81

cji galaktycznej). A obserw acje van M aanena, dotyczące o b ro tu W iel­ kiej M gławicy w A ndrom edzie, okazały się p o prostu błędne. O p in ia naukow a została całkowicie przekonana o istnieniu innych galaktyk.

F o t. 12. G a la k ty k a M 51

19 lu ty 1924 A . H . S h a p le y , D y r e k to r O b s e rw a to r iu m F la rw a rd z k ie g o , C a m b r id g e , M a ss a c h u se tts S z a n o w n y P an ie,

List Hubble’a H arlo w Shapley, niegdyś zacięty przeciw nik hipotezy Świata W ys­ powego, stał się w krótce jednym z najznam ienitszych badaczy galak­ tyk. T ę zm ianę poglądów zapoczątkow ał niewątpliwie list, jak i S hap­ ley otrzym ał od H ubble’a: 50

Z p e w n o ś c ią z a in te re s u je P a n a fa k t, że o d k ry łe m z m ie n n ą cefeid ę w m g ław icy A n d r o m e d y (M 31). W ty m se z o n ie o b se rw o w a łe m tę m g ław icę, o ile p o z w a la ły w a ­ ru n k i a tm o sfe ry c z n e , i w c ią g u o s ta tn ic h pięciu m iesięc y o d k ry łe m d ziew ięć g w iazd n o w y c h i d w ie z m ie n n e ... D w ie z m ie n n e z o s ta ły z n a le z io n e w o s ta tn im t y g o d n i u ...

51

R ozdział 4

K o sm ologia Friedmana

Tymczasem w Petersburgu...

F o t.

13.

G a la k ty k a

NGC.

5128 — siln e

ź r ó d ło

fa l

ra d io w y c h

i re n tg e n o w sk ic h

Tym czasem w odległym P etersburgu rozgryw ał się kolejny ro z­ dział kosm ologii. W tedy gdy Edw in H ubble obserw ow ał pierwszą cefeidę w Wielkiej M gławicy A ndrom edy, p ro fesor A leksander F ried ­ m an pracow ał nad swoim drugim artykułem o m odelach kosm olo­ gicznych ze stałą krzyw izną przestrzenną. C hociaż obydwie prace F riedm ana były drukow ane w niem ieckim czasopiśm ie Zeitschrift fu r P hysik, m iały one jeszcze przez kilka lat pozostać prawie nieznane kosm ologom zachodnim . A właśnie w tych pracach mieścił się isto t­ ny postęp. Dzisiejszem u kosm ologow i p o stać A leksandra F riedm ana kojarzy się nierozłącznie z jego dw iem a pracam i. O wszystkich tw órcach współczesnej kosm ologii zachow ały się skrzętnie zbierane wspom nie­ nia uczniów, fotografie ze zjazdów , noty biograficzne. Przyznam się, że przez długi czas niewiele wiedziałem o kolejach losu i prywatnym życiu FTiedm ana. Z jedynej znanej mi fotografii spoglądała tw arz szczupła, pociągła, o zam yślonym spojrzeniu. D opiero później n a tra ­ fiłem na biograficzny arty k u ł o nim , opublikow any w 1963 ro k u na łam ach Uspiechow Fiziczeskich N auk [1]. A leksander Aleksandrow icz F riedm an urodził się w P etersburgu 17 czerwca 1887 r. Studia uni­ wersyteckie ukończy! w swoim rodzinnym mieście. T am też był p ro ­ fesorem m atem atyki i hydrodynam iki, a p o tem dyrektorem G łów ne­ go L ab o rato riu m Geofizyki, przy czym sam dłuższy czas kierow ał pracam i wydziału m eteorologii teoretycznej. N ap isał książkę Świat 53

Zaznaczm y jeszcze, że nieznajom ość prac F ried m an a na zacho­ dzie nie była, jeśli tak m ożna powiedzieć, sym etryczna. W obydwu artykułach F riedm ana znajdujem y odnośniki d o praw ie wszystkich najważniejszych prac zachodnich, także i tych z ostatniej chwili. Z apraszam teraz C zytelnika do wspólnej lektury dwóch kosm olo­ gicznych artykułów A lek san d ra A leksandrow icza F riedm ana.

Pierwsza praca Friedmana

F o t. 14. A le k s a n d e r F rie d m a n

ja k o przestrzeń i czas (obecnie zapom nianą). U m arł na tyfus w Leningradzie, 15 września 1925 roku. Z nane są natom iast jego dwie prace kosm ologiczne. O to leżą przede m ną na biurku. K ilkanaście stron zapisanych fachow ym języ­ kiem, pełnych m atem atycznych form uł. Pom iędzy wierszam i, w uwa­ gach rzucanych jakby na m arginesie, w sposobie staw iania zagad­ nień m ożna odnaleźć człowieka, jego ścisłość i system atyczność w pracy, jego, z jednej strony, jak b y nieśm iałość w obec ogrom u zagad­ nienia, z jak im przyszło m u się zmierzyć, a z drugiej strony, wręcz ryzykancką odw agę w rozw iązyw aniu problem ów i staw ianiu hipotez. 54

Pierw sza praca F ried m an a, O krzyw iźnie przestrzeni, została o p u b ­ likow ana w 1922 r. [2]. Z aczyna się ona od naszkicow ania sytuacji, ja k ą a u to r zastał w kosm ologii. Z nane są tylko dw a m odele kos­ m ologiczne: cylindryczny św iat E insteina i sferyczny świat de Sittera. Świat E insteina jest statyczny i posiada zam knięte przestrzenie ze stałą d o d atn ią krzywizną, św iat de Sittera jest pusty i odznacza się stałą d o d atn ią krzywizną czasoprzestrzeni. F ried m an dostrzega m oż­ liwość w yprow adzenia tych dw u m odeli z ogólniejszych rozważań ja k o dw óch przypadków szczególnych, przew iduje także, że oprócz tych dw u przypadków szczególnych d a się skonstruow ać całą klasę różnych m odeli W szechświata. N astępuje teraz wyliczenie założeń, na których będą się opierać dalsze rozw ażania; i tak F ried m an zakłada: po pierwsze, że ważne są rów nania E insteina z członem kosm ologicznym ; po drugie, że prędkości m aterii są zawsze m ałe w porów naniu z prędkością św iatła; po trzecie, że przestrzeń św iata w każdej chwili jest prostopadła do osi czasu i p o czwarte, że przestrzeń świata w każdym punkcie musi mieć jed n ak o w ą krzywiznę, ale że krzywizna ta m oże zm ieniać się w czasie. R ew olucyjność idei F ried m an a tkwi w czw artym założeniu. S ta­ ła krzyw izna przestrzeni m oże być dodatnia, ujem na lub rów na zeru. (W swojej pierwszej pracy F ried m an przeoczył dwie ostatnie m ożli­ wości, najwidoczniej zasugerow any światam i E insteina i de Sittera posiadającym i przestrzenie zam knięte o dodatniej krzywiźnie), Ale, zgodnie z założeniam i F ried m an a, stała krzyw izna przestrzeni może zm ieniać się w czasie! O znacza to, że m odel nie m usi być statyczny, m oże się kurczyć lub rozszerzać. P o raz pierwszy w dziejach kosm o­ logii dopuszczono do głosu myśl, że W szechświat nie musi być b u ­ 55

dow lą o niezmiennej architekturze, że może być nie tyle pojem ni­ kiem procesów , lecz procesem . M yśl ta n a razie została wypowie­ dziana nieśm iało, jedynie ja k o m atem atyczna m ożliwość, niesprzeczna idea. A le idea raz rzucona kiełkuje i w krótce wyda owoce. W dalszej części pracy F riedm an, łącząc einsteinow skie rów nania pola graw itacyjnego ze swoimi założeniam i, otrzym uje rów nanie opi­ sujące m ożliwe zm iany W szechświata w czasie, czyli jego ewolucję. R ów nanie to nosi dziś nazwę rów nania F ried m an a1’. F riedm an wykazał, że statyczny m odel E insteina i pusty model de Sittera są rozw iązaniam i tego rów nania i to rozw iązaniam i w pew­ nym sensie skrajnym i. Pom iędzy nim i znajduje się b ard zo wiele m ode­ li, które nie są statyczne, ja k św iat Einsteina, ani nie są puste, jak świat de Sittera. Friedm an nie znalazł w prost {explicite) tych roz­ wiązań, przeprow adził tylko ich jakościow ą dyskusję, k tó rą potem często p o w tarzano w różnych podręcznikach teorii względności [3], na ogół przypisując jej wynalezienie H. P. R obertsonow i [4]. Bogac­ two różnych rozwiązań rów nania F riedm ana bierze się stąd, że w rów naniu tym występuje stała kosm ologiczna, której w artość is­ totnie wpływa na kształt rozw iązania. Poniew aż w artość stałej kos­ m ologicznej pozostaje nieznana, należy rozpatryw ać wszystkie m oż­ liwości. G dy przyjm iem y, że stała kosm ologiczna jest rów na zeru, to otrzy­ m ujem y następujący obraz kosm icznej ewolucji. Przestrzeń świata m ożna przedstaw ić (podobnie ja k dla statycznego m odelu Einsteina) jak o trójw ym iarow ą pow ierzchnię czterow ym iarow ej kuli. Ewolucja zaczyna się od m om entu, gdy kula (teoretycznie rzecz biorąc) m a zerow ą objętość, jest ściągnięta d o punktu. P otem następuje gwał­ tow na ekspansja, kula się rozszerza, nadym a. Z czasem tem po ewo­ lucji m aleje, kula osiąga rozm iary m aksym alne. T eraz sytuacja się odw raca, rozszerzanie zam ienia się w kurczenie, kula z coraz większą prędkością zap ad a się z pow rotem do punktu. S tany W szechświata „ściągniętego do p u n k tu ” nazw ano potem odpow iednio początkow ą i końcow ą osobliwością. F riedm an jest przede wszystkim m atem atykiem i ja k o m atem a­ tyk dostrzega tu dwie m ożliwości: początkow ą i końcow ą osobliwość 11

W p ierw sze j p racy F rie d m a n a r ó w n a n ie to z o s ta ło w p ro w a d z o n e ty lk o d la

p rz y p a d k u

56

m o d e li k o sm o lo g ic z n y c h z p r z e s trz e n ią o sta łe j k rz y w iź n ie d o d a tn ie j.

m ożem y traktow ać ja k o dw a różne zdarzenia, m am y wtedy świat quasi-periodyczny — ew olucja zaczyna się i kończy osobliw ością; ale możemy też obydwie osobliwości uznać za jed n o i to sam o zdarze­ nie, wówczas otrzym ujem y periodyczność ewolucji w dosłow nym zna­ czeniu — dzieje św iata tw orzą zam knięte kolisko, koniec jest rów no­ cześnie początkiem , w szystko pow tarza się nieskończenie wiele razy. Pierw sza praca F riedm ana kończy się następującą uwagą: „ D a n e , ja k im i d y s p o n u je m y , s ą c a łk o w ic ie n ie w y s ta rc z a ją c e , b y p rz e p ro w a d z ić ja k ie k o lw ie k n u m e ry c z n e o cen y w ce lu z n a le z ie n ia o d p o w ie d z i n a p y ta n ie , ja k ie m u m o d e lo w i o d p o w ia d a n a sz W s z e c h ś w ia t” .

F riedm an odw aża się jedynie n a tak ą spekulację: jeśli założyć, że w artość stałej kosm ologicznej jest rów na zeru i że we Wszechświecie znajduje się 5 • 1021 m as Słońca, to m ożna obliczyć, że wiek W szechświata (tzn. okres czasu od początku jego ewolucji do chwi­ li obecnej) wynosi o^oło dziesięć m iliardów lat. T o oszacowanie F riedm ana, choć oparte raczej na dom yśle niż n a danych em pirycz­ nych, co do rzędu wielkości zgadza się z obecnie przyjm ow aną w ar­ tością w ieku W szechświata.

Druga praca Friedmana M otyw y podjęcia drugiej pracy [5] były bardziej filozoficzne. M o ­ dele kosm ologiczne o stałej dodatniej krzywiźnie (om ów ione w pierw ­ szej pracy) przedstaw iają św iaty przestrzennie „skończone, ale nie­ ograniczone” (wedle term inologii Einsteina). Czy m ogą istnieć światy przestrzennie nieskończone? F riedm an podejm uje to stare pytanie filo­ zoficzne, przekładając je na język współczesnej ko sm o lo g ii: czy istnie­ ją rozw iązania rów nań E insteina przedstaw iające m odele kosm olo­ giczne ze stałą ujemną krzyw izną przestrzenną? F riedm an sum iennie zaznacza w przypisie, że n a konieczność oddzielnego rozw ażenia przy­ pad k u m odeli ze stałą ujem ną krzywizną przestrzeni, zwrócił m u uwagę jego przyjaciel, prof. J. D. T am arkin. Rzecz ciekawa, że w żadnej ze swoich prac F ried m an nie rozw aża m odeli ze stałą ze­ row ą krzyw izną przestrzeni (z przestrzenią płaską). W prawdzie jest to przypadek bardzo p o d o b n y do św iatów z ujem ną stałą krzywiz­ ną przestrzeni, wym aga jed n ak także oddzielnego potraktow ania. P o ­ tem inni bez tru d u uzupełnili ten brak. 57

I tym razem F riedm an starannie form ułuje założenia, które p ro ­ wadzą d o rów nania na ewolucję wszechświatów (rów nanie Friedm ana) ze stałą ujem ną krzywizną przestrzeni. N astępuje szczegółowa dys­ kusją tego rów nania i jego m ożliwych rozwiązań. Przy końcu artykułu F riedm an pow raca do py tan ia o przestrzen­ ną nieskończoność świata i zw raca uw agę na fakt, że einsteinowskie rów nania pola nie są w stanie udzielić odpow iedzi n a to pytanie bez dodatkow ych założeń o charakterze topologicznym . „Przestrzeń nazywam y skończoną - pisze F riedm an - jeśli odległość między p a­ rą różnych punktów nie przewyższa pewnej dodatniej, stałej liczby, jakąkolw iek by nie była ta p a ra p u n k tó w ” . Przy takiej definicji skończoności przestrzeni wszystko zależy od tego, jak ie punkty będziemy uważać za identyczne, a jak ie za różne. Jakie zatem przyjąć kryterium rozróżniania punktów w kosm o­ logii? Już E ddington zauważył, że jeśli przestrzeń naszego świata jest zam knięta (jak w statycznym m odelu E insteina i w pustym modelu de Sittera), to każda gwiazda (galaktyka) pow inna daw ać swój p o zo r­ ny obraz na „an ty podach” św iata: wszystkie prom ienie wysyłane przez d an ą gwiazdę (galaktykę) spotykają się w przeciwległym „bie­ gunie”, W szechświat działa ja k wielka soczewka skupiająca. Takie pozorne obrazy E ddington nazyw ał gwiazdam i-widm anri. O tóż ja k o kryterium utożsam iania punktów we Wszechświecie F riedm an zap ro ­ ponow ał założenie, które nazw ał obrazow o „zasadą lęku przed wid­ m am i” . K ryterium F riedm ana brzm i: „m iędzy dw om a różnymi p u n k ­ tam i m ożna przeprow adzić jed n ą i tylko jed n ą linię prostą-linię geo­ dezyjną (geodetykę)” ». W myśl tego kryterium p u n k ty antypodalne w przestrzeni o stałej dodatniej krzywiźnie (np. dw a bieguny sfery) nie są różnym i punktam i, gdyż m ożna je połączyć więcej niż jedną linią geodezyjną (np. dw om a południkam i). W yklucza to istnienie gwiazd-widm. Przyznajm y, że niem atem atyk nie w padłby na pom ysł, by u to ż ­ sam iać jakiekolw iek punkty ze sobą lub, by w ogóle pytać o kry-

!) w p rz e s trz e n ia c h z a k rz y w io n y c h o d p o w ie d n ik ie m lin ii p r o s ty c h są tzw . linie g e o d e z y jn e ; s ą to „ n a jp r o s ts z e ” lin ie, ja k ie d a się p rz e p ro w a d z ić w d a n e j p rz e s­ trzen i.

58

terium identyczności punktów . R zecz w tym , że p rzyroda jest prze­ biegłym m atem atykiem i prow adząc z n ią grę zw aną upraw ianiem nauki, należy przewidzieć wszystkie możliwe posunięcia partnera. Jest niew ątpliw ą zasługą F riedm ana, że właściwie d opiero staw ia­ jąc problem kosm ologiczny, od razu postaw ił go z ta k wielką przej­ rzystością. Późniejsi badacze często zapom inali, że sam e einsteinow s­ kie rów nania pola m ają tylko ch arak ter lokalny, tzn. jednoznacznie opisują własności czasoprzestrzeni tylko „w m ałym otoczeniu” zda­ rzenia, a gdy się chce rozpatryw ać zagadnienia globalne, tj. d oty­ czące stru k tu ry czasoprzestrzeni ja k o całości, a to jest przecież celem kosm ologii, to należy przyjąć d o d atkow e założenia topologiczne. P ro b ­ lem utożsam iania pu n k tó w w m odelu kosm ologicznym jest bardzo skom plikow anym zagadnieniem , F riedm an go tylko postaw ił. Z agad­ nienie to doczekało się ogólnego p o traktow ania, ale bynajm niej nie rozw iązania, dopiero w 1971 r. przez G. F. R. Ellisa [6].

Epitafium kosmologa Einstein zapoznał się z pierw szą p racą F ried m an a, ale uznał jej rezultaty za niezgodne z dotychczasow ym i w łasnym i wynikami. W Z eitschrift ju r Physik u k azała się k ró tk a n o ta Einsteina, w której rezultaty F ried m an a nazw ał „podejrzanym i” [7]. F riedm an zareago­ w ał listem. Einstein znow u wysłał n o tkę do Z eitschrift fü r Physik. „ W p o p r z e d n ie j n o tc e p o d d a łe m

k ry ty c e w yżej w y m ie n io n ą

(w ty tu le n o tk i)

p ra c ę . J e d n a k ż e m o ja k ry ty k a , j a k p r z e k o n a łe m się z lis tu F rie d m a n a , p r z e d s ta w io ­ n eg o m i p rz e z p . K r u tk o w a , o p ie r a ła się n a b łęd zie w o b lic z e n ia c h . U w a ż a m w y n ik i p . F r ie d m a n a z a p o p ra w n e i r z u c a ją c e n o w e św ia tło . O k a z u je się, że ró w n a n ia p o la d o p u s z c z a ją d la s tr u k tu r y p r z e s trz e n i n a ró w n i ze sta ty c z n y m i ta k ż e i d y n a m ic z n e (tj. z m ie n n e w zg lęd em c z a s u ) śro d k o w o s y m e try c z n e ro z w ią z a n ia ” [8].

N iedaleka przyszłość w ykazała, że znaczenie p rac F riedm ana było o wiele głębsze niż Einstein przypuszczał. R ozw iązania ewolucyjne (dynam iczne, ja k je nazw ał E instein) nie tylko istnieją, ale właśnie one opisują rzeczywisty świat, k tó ry okazał się tw orem niestatycznym , ja k o całość podlegającym ewolucji. A le w tedy, gdy się to stało jasne, F ried m an ju ż nie żył.

59

R ozdział 5

Od o b s e rw a c ji d o teorii

Chemia gwiazd

F o t . 15. G e o rg e s L e m a ître

C zęsto wiele dró g prow adzi do jednego celu. W nauce nieraz trzeba iść wszystkimi drogam i równocześnie, żeby cel osiągnąć. Jedna z dróg ku nowoczesnej kosm ologii wiodła przez spektroskopię. S pektroskopia od sam ego po czątk u była zw iązana z astronom ią. Już w 1815 r. niemiecki fizyk Joseph von F rau n h o fer badał widm o Słońca a potem Syriusza i innych gwiazd. O n to odkrył w widmie Słońca czarne prążki zw ane p o tem liniami F rau n h o fera. D opiero kil­ kadziesiąt lat potem , w 1859 r. R o b ert Bunsen i G ustaw K irchhoff wyjaśnili naturę tych p rążk ó w : pow stają one w w yniku pochłania­ nia fal świetlnych o pewnej długości przez gazow ą atm osferę Słońca. M etodę analizy widmowej do ustalania składu chem icznego zew ­ nętrznych w arstw gwiazd zastosow ał angielski astronom , W iliam H uggins. W 1863 r. sporządził on pierwszy spektrogram gwiazdy. Jakość spektrogram u pozostaw iała jeszcze bard zo wiele do życzenia, ale now a technika rozw ijała się szybko. W krótce stało się ju ż m oż­ liwe porów nyw anie przesunięć prążków w w idm ach gwiazd z p o ło ­ żeniam i tych samych prążków w w idm ach w ykonanych w ziemskich laboratoriach. Przesunięcia takie wyjaśnia tzw. efekt D o p p lera-F izeau. W 1841 r. C hristian D o p p ler stwierdził, źe w ysokość głosu zm ie­ nia się w zależności od ru ch u źró d ła fal głosowych względem słu­ chającego. Franciszek H ip o lit Fizeau dostrzegł analogiczne zjawisko w optyce: gdy źródło św iatła zbliża się do obserw atora, stwierdza on przesunięcie się prążków w widmie światła w kierunku fioletu; 61

gdy źródło św iatła się oddała, prążki przesuw ają się w kierunku czerwieni. W ielkość przesunięcia jest proporcjonalna do prędkości, z ja k ą porusza się źródło światła. S tru k tu ra w idm a — położenie prążków , stopień ich rozm ycia, ich rozszczepienie itp., inform uje w spółczesnego astronom a-spektroskopistę nie tylko o składzie chem icznym gwiazdy, lecz także o jej obrocie i innych „ruchach w łasnych” , ja k rów nież o wielu zjawis­ kach fizycznych zachodzących w zew nętrznych obszarach gwiazdy. O ile w astrofizyce spektroskopia stosunkow o szybko stała się codzienną rutyną, o tyle kosm ologom jeszcze przez długi czas nie przestała dostarczać szokujących zagadek.

Ucieczka galaktyk D nia 12 września 1912 r. V esto M elvin Slipher, astro n o m p racu ­ jący w obserw atorium Lowella (A rizona), uzyskał spektrogram g a­ laktyki M31 (M gławica w A ndrom edzie). Linie spektralne były na tyle czytelne, że m ożna je było porów nać z w idm am i laboratoryj­ nymi. O kazało się, że linie w idm a galaktyki są przesunięte w sto­ sunku do ziem skich w kierunku fioletowego końca w idm a. Jeśli in­ terpretow ać to ja k o efekt D opplera, to galaktyka w A ndrom edzie zbliża się w kierunku Ziem i z prędkością 284 km /s. K oledzy — as­ tronom ow ie wyrażali wątpliwości co do dokładności tego pom iaru. Slipher był człowiekiem system atycznym . Pow tórzył pom iary cztero­ krotnie. Nie było wątpliwości. G alak ty k a M31 zbliża się do nas z prędkością ok. 300 km/s. Slipher przystąpił do dalszej pracy. W ciągu dw u następnych lat wyznaczył 14 prędkości różnych galaktyk, do roku 1925 m iał już ich 41. A żeby docenić ogrom jego pracy, trzeba uśw iadom ić sobie, że pracow ał on n a teleskopie o średnicy 60 cm i sporządzając spektrogram bardziej odległych galaktyk, m usiał naśw ietlać pojedyn­ czą kliszę przez kilkadziesiąt godzin, a więc w ciągu wielu kolej­ nych nocy! W ym agało to nie lada um iejętności, trzeba przecież było w następną noc trafić dokładnie w ten sam p u n k t nieba, tak by na kliszy nie uzyskać podw ójnego obrazu. N aw et przy dzisiejszej technice, na znacznie większych teleskopach, sporządzenie dobrego spektrogram u odległej galaktyki w ym aga dużej um iejętności. 62

F o t. 16. K lisz a ze s p e k tro g r a m e m g a la k ty k i

Pierwszy pom iar był pod pew nym względem w yjątkow y: wskazy­ wał n a zbliżanie się galaktyki M31 ku n am ; ogrom na większość wszystkich późniejszych p o m iaró w (z w yjątkiem kilku) daw ała prze­ sunięcie ku czerwieni, a więc ucieczkę galaktyk, a nie ich zbli­ żanie się. W 1914 r. w Evanston n a zebraniu A m erykańskiego Tow arzys­ twa A stronom icznego Slipher przedstaw ił wyniki swoich prac. Po jego odczycie obecni wstali z m iejsc i burzliwymi oklaskam i dali wyraz uznania dla wielkiego, choć jeszcze nie w pełni rozum ianego, o d ­ krycia. W śród klaszczących na sali znajdow ał się Edw in H ubble, który niedaw no porzucił karierę p raw nika, by poświęcić się astronom ii. 63

Jeszcze raz Hubble mierzy odległość do galaktyk Od ro k u 1923 H ubble dysponow ał ju ż m etodą po m iaru odległoś­ ci do tych galaktyk, w których m ożna wyróżnić poszczególne cefeidy, a więc d o galaktyk najbliższych. Ale czy zam iast cefeid nie m ożna użyć innych, jaśniejszych gw iazd? H ubble w padł n a p ro sty pom ysł: jeśli przyjąć, że najjaśniejsze gwiazdy w galaktykach m ają mniej wię­ cej takie sam e jasności absolutne, to m ożna by te gwiazdy wyko­ rzystać ja k o w skaźniki odległości, wedle zasady: im m niejsza ja s ­ ność pozorna najjaśniejszej gwiazdy w jakiejś galaktyce, tym b ar­ dziej ta g alaktyka jest od nas oddalona. H ubble w ypróbow ał tę m etodę na przykładzie galaktyk, których odległość m ożna wyznaczyć m etodą cefeid i doszedł do wniosku, że nowa m etoda w zastosow aniu do pojedynczych galaktyk m oże p ro ­ wadzić do w yników obarczonych dużymi błędam i, ale gdy się ją zas­ tosuje do dużej liczby galaktyk, to uzyskany statystyczny obraz ich odległości dobrze odpow iada rzeczywistości. (Ażeby zm niejszyć rozrzut m ożliwych różnic pom iędzy najjaśniej­ szymi gw iazdam i w różnych galaktykach, w praktyce nie wykorzys­ tuje się najjaśniejszych gwiazd, lecz gwiazdy znajdujące się na dru­ gim lub trzecim miejscu pod względem jasności w danej galaktyce). Ale o g rom na większość galaktyk jest tak bardzo od nas odległa, że nie m ożna w nich wyróżnić w ogóle żadnych gwiazd. Czy ozna­ cza to, że m am y zrezygnować z m ierzenia odległości d o tych galak­ tyk? Oczywiście nie; m etoda sam a się narzuca. Z am iast najjaśniej­ szej gwiazdy w galaktyce należy użyć samej galaktyki: im galaktyka wydaje się nam mniej jasna, tym bardziej jest od nas nas odległa. Zważywszy, że bardzo odległych, karłow atych galaktyk o m ałych jas­ nościach absolutnych w ogóle nie widzimy, to istotnie m ożna przy­ jąć, że ro zrzu t jasności absolutnych galaktyk nie jest zbyt wielki i p o ­ zorne jasności galaktyk rzeczywiście m ogą służyć za w skaźniki od­ ległości. I znow u H ubble sprawdził tę m etodę n a galaktykach, których odległości m ożna mierzyć za pom ocą najjaśniejszych gwiazd i znowu statystyczny ro zk ład odległości, uzyskany tą drogą, okazał się wia­ rygodny. B ardzo często naukow cy w swoich specjalistycznych badaniach 64

kierują się ja k ą ś, ukryw aną w głębi serca, filozofią. H ubble także posiadał tak ą, inspirującą go, ideologię. Było nią przekonanie o „cią­ głości w przyrodzie” . P rzy ro d a nie jest statyczna, zm ienia się ale nie nagle, nie skokow o. Poszczególne gwiazdy i galaktyki różnią się od siebie ale nie drastycznie. M eto d a statystyczna jeszcze bardziej u podabnia je wszystkie do siebie i przez proste porów nyw anie pozw a­ la wyciągać daleko idące w nioski. N aukow cy czasem pow iadają, że przyroda jest d la nich bard zo łaskaw a; gdyby, n a przykład, była bardziej zróżnicow ana, mniej „jed n o stajn a”, m ogłaby im utrudnić, lub naw et zupełnie uniem ożliwić, odkryw czą pracę. D la H u b b le’a przyroda okazała się szczególnie łaskaw a, p rak ty k a potw ierdziła słusz­ ność jego filozofii.

Ucieczka — odległość galaktyk P raca astro n o m a wym aga ogrom nej cierpliwości. Pomysły, choć często w ynikają jed n e z drugich z logiczną niem al konsekw encją, to jednak dojrzew ają powoli, nieraz przez wiele lat. Spójrzm y na daty. W ro k u 1914 H ubble w ysłuchał odczytu Sliphera o przesunię­ ciach ku czerwieni w w idm ach g a la k ty k ; w 1923 wyznaczył odległość do Wielkiej M gławicy w A ndrom edzie m etodą cefeid; w następnych latach opracow yw ał głębiej sięgające m etody m ierzenia odległości i za­ czął się zastanaw iać nad zw iązkiem pom iędzy w ynikam i Sliphera i własnym i. W yniki tych zastanaw iań m iały w pełni dojrzeć dopiero w 1929 roku. Ale ju ż pierwsze zestaw ienia daw ały wiele do myśle­ nia. W ielkość przesunięcia ku czerwieni, czyli prędkość ucieczki ga­ laktyki, była wyraźnie skorelow ana z odległością. Z w yjątkiem kilku najbliższych galaktyk posiadających przesunięcia ku fioletowi (do tych w yjątków należy W ielka M gław ica w A ndrom edzie) większym o d ­ ległościom odpow iadało większe przesunięcie ku czerwieni. Czyżby przesunięcie ku czerwieni m ogło być następnym w skaźnikiem odleg­ łości galaktyk? H ubble był ostrożnym eksperym entatorem , nie spieszył się z wy­ ciąganiem przedwczesnych w niosków . Tym czasem ograniczał się tylko do zbierania m ateriału dośw iadczalnego, starannej dyskusji błędów i oszacow ań, nie odw ażając się jeszcze na żad n ą zdecydow aną in­ terpretację uzyskanych wyników. 5 -

E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

65

Galaktyka należąca do grom ady w gw iazdozbiorze

Odległość w parsekach (przybliżona)

O pow iadał mi prof. O don G o d a rt, daw ny asystent (jedyny zresztą) G eorgea L em aitre’a, obecnie d y rek to r Instytutu A stronom ii i G eo ­ fizyki im ienia L em aitre’a w Louvain-la-N euve (Belgia), że gdy jego m istrz był w Stanach Z jednoczonych, w latach 1924-1925, słuchał tam odczytu H u b b le’a, który referow ał zgrom adzony przez siebie m a­ teriał obserw acyjny dotyczący przesunięcia p o m iaró w ku czerwieni i w yznaczania odległości galaktyk. W trakcie w ykładu w ścisłym umyśle L em aitre’a zrodził się pom ysł. H ubble był astronom em z d u żą dozą odważnej wyobraźni. Le­ m aitre był teoretykiem , k tó ry um iał szanować wym owę dośw iad­ czalnych faktów . T eraz dane obserw acyjne sp o tk ały się z wysoko rozwiniętym aparatem teoretycznym . N ależy przypuszczać, że noc p o wykładzie H u b b le’a Lem aitre spędził bezsennie, gdyż na ran o szkic przyszłej pracy był gotowy. Praca L em aitre’a ukazała się drukiem w 1927 ro k u ; w m iędzy­ czasie H ubble zdecydował się n a dopplerow ską interpretację przesu­ nięcia ku czerwieni i w 1929 ro k u opublikow ał o d k ry tą przez siebie zależność m iędzy odległością galaktyk a w ielkością przesunięcia ku czerwieni w ich widm ach zw aną dziś praw em H u b b le’a. Idee Lem aitre’a znalazły potw ierdzenie w faktach. O pow iem y o tym w następnym rodziale.

Przesunięcie ku czerwieni H+ K

Panny

1 2 0 0 km /s

100000000

W ielkiej

1 5 0 0 0 km /s

Niedźw iedzicy

Korony Północy

21 6 0 0 km /s

61 2 0 0 km /s

F o t. 17. I lu s tr a c ja

p ra w a

H u b b le ’a.

G a la k ty k i,

u m ie sz c z o n e

po

lew ej

stro n ie ,

s f o to g ra fo w a n o w ta k im sa m y m p o w ię k s z e n iu ; ich ro z m ia ry ś w ia d c z ą w ięc (w p rz y ­ b liżen iu ) o ich o d le g ło śc ia c h . N a w id m a c h ty c h g a la k ty k (p ra w a s tr o n a ) strz a łk ą z a z n a c z o n o p rz e su n ię c ie k u czerw ieni lin ii H i K

ANNALES Rozdział 6

Od te o rii do o b s e rw a c ji

D E LA

SOCIETE SCIENTIFIQUE DE BR U X ELL ES

Bilans Sporządźm y k ró tk i przegląd sytuacji. Z nane są dw a m odele kos­ m ologiczne: statyczny świat E insteina i pełen p arad o k só w świat de Sittera. Prace F ried m an a p o zostają jeszcze niedocenione i nieznane, ale w iadom o ju ż, że świat de S ittera nie jest statyczny. Ciągle przy­ bywają wyniki nowych pom iarów przesunięć ku czerwieni w wid­ m ach galaktyk, jest ich ponad czterdzieści; są także pierw sze próby w iązania efektu ucieczki galaktyk z niestatycznym , rozszerzającym się światem de S ittera, ale w gruncie rzeczy w iadom o, że jest to interpretacja naciągana, świat de S ittera jest pusty i nie m a w nim ucieczki galaktyk, lecz tylko „rozszerzanie” się próżni. Sytuacja była nabrzm iała problem am i, oczekiw ała n a wielką ideę. O d czasów odczytu H u b b le’a (por. poprzedni rozdział) idea już żyła w szkolnych kajetach, w których Lem aitre m iał zwyczaj rów ­ nym, staran n y m pism em notow ać swoje myśli i w ykonyw ać wszyst­ kie przeliczenia. P raca L em aitre’a, „W szechświat je d n o ro d n y o stałej masie, w yjaśniający prędkość radialną mgławic pozagalaktycznych” [1] została o publikow ana w 1927 r. w Rocznikach Naukowego Towa­ rzystwa Brukselskiego.

Praca Lemaitre’a Pomysł, ja k to zwykle bywa z genialnym i pom ysłam i, okazał się niezwykle pro sty : znaleźć rozw iązanie, które złączyłoby zalety świata Einsteina (wypełnienie m aterią) z zaletam i św iata de S ittera (eks­ pansja). „S kłania to - pisał L em aitre - do rozw ażania wszechświata 68

BXTR AIT

Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques TVot* d e M. l’A b b é

G. L E M A IT H E

LOUVAIN

PA R IS

Secrétariat de la Société Scientifiane Les Presses Uniyersitaires de France I I , R U E DES R É C O L LE TS, I I

4 9 , B O U L E V A R D S ' M IC H E L , 4 9

C hèques p o stau x 38022, F. W llla e rt

C om pte c h èq u es p o sta u x 392-33

1927 F o t. 18. T y tu ło w a s tr o n a p ra c y L e m a îtr e ’a z 1927 r o k u

8.

-■ as© —

Utilisant les 42 nébuleuses figurant dans les listes de Hubble et de Strômberg (‘), et tenant compte de la vitesse propre du soleil (300 Km. dans la direction a = 315°, 6 = 62°), on trouve une distance moyenne de 0,95 millions de parsecs et une vitesse radiale de 600 Km./sec, soit 625 Km./sec à 40® parsecs (*). Nous adopterons donc R' v 625x40* R “ rc = 106 x 3,08x 40” x 3 x 4 0 ” ~ 0,68x 10~ cm

W

Cette relation nous permet de calculer R«. Nous avons en effet par (46)

<*» ou nous avons pose

* - - ?Rr

W

D'autre part, d'après (48) et (26),

K -K &

(27)

et donc 3 Introduisant les valeurs numériques de

w

(24) et de RE (49), il vient :

y = 0,0465. On a alors : R

=

RbVT = 0,245 Rb= 4,83

Ro=—Ry = Rk y ï = 8,5 ==■9

X

40” cm. = 6

X

X

40” cm. =*=>2,7

X

10* années de lumière.

X

40® parsecs

40* parsecs

( ‘) Il n ’est pas tenu com pte de N. G. G. 5194 qui est associé à N. G. C. 5195. L’introduc­ tion des nuées de Magellan serait sans influence sur le résultat. (*) En n e donnant pas de poids aux observations, on trouverait 670 Km ./sec à 1,16 X 106 parsecs, 575 K m./sec à 10e parsecs. Certains auteurs ont cherché à mettre en évidence la relation entre v et r et n’ont obtenu qu’une très faible corrélation entre ces deux grandeurs. L’erreur dans la déterm ination des distances individuelles est du même ordre de grandeur que l’intervalle que couvrent les observations et la vitesse propre des nébuleuses (en toute direction) est grande (300 Km ./sec. d’après Strôm berg), il sem ble donc que ces résultats négatifs ne sont ni pour ni contre l’interprétation relativistique de l’effet Doppler. Tout ce que l’imprécision des observations permet de faire est d e supposer v proportionnel à r et d’essayer d’éviter une erreur systématique dans la détermination du rapport v /r . Cf. Lundm ark. The déterm ination o f the curvalure o f space time in de Sitter’s world M. N ., vol. 84, p. 747, 1924, et S trôm b erg, l. c.

Einsteina, którego prom ień m ógłby się zm ieniać w dow olny spo­ sób” . T akie sform ułow anie zagadnienia doprow adziło L em aitre’a do rów nania F ried m an a dla W szechśw iata z d o d atn ią krzyw izną prze­ strzeni. Jednakże Lem aitre nie był zainteresow any w szukaniu wszyst­ kich m ożliwych rozw iązań tego rów nania, chciał on znaleźć jedynie rozw iązanie pośrednie m iędzy rozwiązaniem Einsteina i rozwiązaniem de Sittera. D o b rał więc odpow iednio stałe całkow ania i cel został osiągnięty. R ozw iązanie pośrednie opisuje ew olucję W szechświata w następujący sposób: w m inus nieskończoności św iat jest w eiństeinow skim stanie statycznym , z czasem rozpoczyna się ekspansja, „prom ień W szechśw iata” rośnie co raz szybciej, aż wreszcie w plus nieskończoności m odel przechodzi w pusty świat de Sittera. E kspansja W szechświata prow adzi do zm niejszenia się gęstości m aterii, dając w granicy gęstość rów ną zeru; św iat staje się pusty. T en model ewolucji św iata był potem intensywnie b adany przez angielskiego astronom a i fizyka Sir A rth u ra Stanleya E d d in g to n a i zyskał sobie nazwę m o ­ delu E d d in g to n a — L em aitre’a. W trakcie pracy nad m odelem L em aitre nie znał osiągnięć F ried­ m ana. A rty k u ł L em aitre’a z 1927 r. nie jest m atem atycznie tak roz­ budow any, ja k artykuły jego łeningradzkiego poprzednika, odznacza się je d n a k niezm iernie isto tn ą cechą: L em aitre nie chce tworzyć m a­ tem atycznych abstrakcji, lecz pragnie przyczynić się do poznania rzeczywistego W szechświata. Ze swojego m odelu L em aitre w yprow a­ dza form uły opisujące efekt D o p p lera i stwierdza, że wyjaśniają one przesunięcia ku czerwieni w w idm ach galaktyk. O trzym uje następnie ważny wzór, według którego d la galaktyk niezbyt odległych p ręd ­ kość ucieczki, obliczona z przesunięcia dopplerow skiego w widmie galaktyki, w inna być w prost p ro p o rcjo n aln a do jej odległości od obserw atora. D oniosły krok został postaw iony. Odejście od panującej przez wieki wizji statycznego W szechśw iata stało się fak tem dokonanym . N ow a wizja, przedstaw iająca W szechświat w stanie nieustannej ew o ­ lucji, w yrosła ze zm atem atyzow anej teorii, k tó ra znalazła oparcie w em pirycznych faktach. P raca L em aitre’a pozostała jak iś czas niezauw ażona. E ddington jak o pierw szy docenił jej wielkie znaczenie. O n to p o stara ł się, żeby angielska w ersja artykułu L em aitre’a ukazała się w bardziej poczyt­ nym czasopiśm ie astronom icznym [2],

F o t.1 9 . S tro n ic a p r a c y L e m a ître ’a z 1927 r o k u , n a k tó re j a u t o r p o r a z pierw szy p o ró w n u je te o re ty c z n e p rz e w id y w a n ia w y n ik a ją c e z m o d e lu k o s m o lo g ic z n e g o z d a n y m i o b serw acji

71

Spuścizna Lemaitre’a A u to r tych słów przez pół ro k u m iał zaszczyt być następcą Le­ m aitre’a na kated rze kosm ologii uniw ersytetu w L ouvain. (Georges L em aitre przez całe swoje naukow e życie był zw iązany z K atolickim U niw ersytetem w L ouvain w Belgii. W ładze U niw ersytetu co kilka lat zapraszają kogoś na katedrę L em a itre’a z cyklem w ykładów ). D o ' m oich obow iązków , oprócz prow adzenia w ykładów i sem inariów , n a ­ leżała również p ra ca nad uporządkow aniem licznych papierów , n o ­ tatek i listów pozostaw ionych przez L em aitre’a (który zm arł w 1966 roku). A rchiw um L em aitre’a jest praw dziw ym skarbcem inform acji do historii kosm ologii pierwszej połow y dwudziestego wieku. O bok wielu cennych ciekaw ostek znaleźliśm y tam razem z prof. O. G odartem czerw oną teczkę tekturow ą z w idniejącą na niej d atą, napisaną ręką L em aitre’a : „1927”. Teczka zaw iera notatki dotyczące artykułu opublikow anego potem w R ocznikach Naukowego Towarzystwa B ruk­ selskiego, k o rek tę d ru k arsk ą (tzw. „szczotkę”) tego arty k u łu o raz dwie kartki m ilim etrow ego papieru, n a których Lem aitre sporządził wy­ kresy wszystkich rozw iązań rów nania F riedm ana d la stałej d o d at­ niej krzywizny przestrzeni (rys. 3 i 4). W ykres, przedstaw iający roz­ wiązanie znane potem ja k o rozw iązanie F ried m an a — L em aitre’a, jest

72

R y s. 3, 4 . W y k re sy s p o rz ą d z o n e p rz e z L e m a itr e ’a p rz e d s ta w ia ją c e w szy stk ie ro z w ią ­ z a n ia r ó w n a n ia F rie d m a n a ze s t a łą d o d a tn ią k rz y w iz n ą p rz e strz e n i

w yróżniony linią przeryw aną. Powszechnie sądzi się, że Lem aitre d o ­ wiedział się o istnieniu innych rozw iązań, za pośrednictw em prac F riedm ana, znacznie później (około roku 1931). O kazuje się, że nie jest to słuszne. Lem aitre uzyskał, niezależnie o d F riedm ana, wszyst­ kie rozw iązania ju ż w 1927 ro k u , jednakże w swojej pionierskiej p ra ­ cy uw zględnił tylko jed n o rozw iązanie — to, któ re jego zdaniem n aj­ trafniej opisuje rzeczywisty świat. Jeśli p o n ad to uświadom im y sobie, że F riedm an przedyskutow ał tylko jakościow o wszystkie możliwe rozw iązania, to nie wykluczone, że n a dwóch k artk ach z teczki L e­ m aitre’a po raz pierwszy ludzka ręka narysow ała wykresy ewolucji W szechświata, które dziś zn ajd u ją się w każdym podręczniku k osm o­ logii. D latego ilekroć brałem do ręki te kartki, czyniłem to z praw ­ dziwym wzruszeniem.

t

czas od chwili em isji do chwili obecnej (w jednostkach wieku Hubble’ a) 0.01

0,02

0.05

0,10

0.20 0.30

Rozdział 7

O b s e rw a c y jn a k o s m o lo g ia H u b b le a

Prawo Hubble’a F un d am en taln a praca H ubble’a jest niewielkim, bo liczącym za­ ledwie pięć i pół stronic druku, artykułem [1]. Suchy, techniczny styl skutecznie ukryw a przed laikiem sensacyjną treść. H ubble zestawił pom iary przesunięć ku czerwieni i odległości dla dw udziestu czterech galaktyk. Jego poprzednie podejrzenia potw ierdziły się: zależność „przesunięcie ku czerwieni - odległość” jest liniowa, im galaktyka bardziej odległa, tym przesunięcie ku czerwieni w jej w idm ie większe. Przesunięcie ku czerwieni oznacza prędkość ucieczki (tzw. prędkość radialną) galaktyki, a zatem prędkość ucieczki jest w prost p ro p o rcjo ­ nalna do odległości galaktyk. H ubble dysponow ał ponadto pom iaram i przesunięć ku czerwieni dw udziestu dw u innych galaktyk, d la których pom iary odległości nie były wykonane. T u H ubble rozum ow ał „w przeciw nym kieru n k u ” : wykorzystał u stalo n ą poprzednio liniow ą zależność i znając prze­ sunięcia ku czerwieni, wyznaczył odległości (rys. 5). Liniowa zależność „prędkość ucieczki - odległość” nazyw a się obecnie praw em H u b b le’a. Z jednej strony praw o to inform uje o wielkoskalowym efekcie, często określanym ja k o rozszerzanie się Wszech­ świata, z drugiej strony dostarcza dogodnego narzędzia d o pom iaru odległości galaktyk. By zmierzyć odległość do jakiejś galaktyki, wys­ tarczy zmierzyć jej przesunięcie ku czerw ieni; odległość odczytuje się potem niem al natychm iast z praw a H u b b le’a. 74

obserwowana wielkość gwiazdowa R y s. 5. U w s p ó łc z e ś n io n a w ersja d ia g r a m u H u b b le ’a : z a le ż n o ś ć m ię d z y p rz e su n ię c ie m k u c z e rw ie n i i ja s n o ś c ią o b s e rw o w a n ą d la g a la k ty k . K rz y ż y k i p rz e d s ta w ia ją r a d io g a la k ty k i, k r o p k i -

g a la k ty k i r a d io w o sp o k o jn e

A le sam H ubble był bard zo ostrożny w w yciąganiu wniosków ze swoich analiz. Przy k o ń cu jego artykułu czytam y: „U w ażam

z a p rz e d w c z e s n e sz c z e g ó ło w e d y s k u to w a n ie b e z p o ś re d n ic h k o n s e k ­

w e n c ji w y n ik a ją c y c h z o tr z y m a n e g o w y n ik u . . . . J e d n a k ż e g o d n ą u w a g i je s t m o ż li­ w ość, że z a le ż n o ś ć m ięd zy p r ę d k o ś c ią a o d le g ło śc ią m o ż e r e p re z e n to w a ć e fe k t d e S i t t e r a ... i w z w ią z k u z ty m n a le ż y p o d k re ś lić , że z a le ż n o ś ć lin io w a z n a le z io n a w n in iejsze j d y sk u s ji je s t p ie rw sz y m p rz y b liż e n ie m w y n ik a ją c y m z u w z g lę d n ie n ia o g r a ­ n ic z o n e g o z a się g u o d le g ło śc i” [1].

Zauw ażm y, że H ubble nie zna ani prac F ried m an a, ani pracy L em aitre’a z 1927 r., w której liniow a zależność między prędkością ucieczki galaktyk a przesunięciem ku czerwieni w ich w idm ach zos­ tała o trzym ana ja k o pierwsze przybliżenie wynikające z analizy ro z­ szerzania się W szechświata. H ubble pozostaje jeszcze ciągle n a etapie m odelu de Sittera, dostrzegając m ożliwość w yjaśnienia odkrytego przez siebie praw a ja k o „efektu de S ittera” . 75

Próbka Wszechświata Edwin H u b b le jest autorem dw óch, swego czasu bardzo poczyt­ nych, książek. Pierwszą [2] (Królestwo mgławic) m ożna uw ażać nie­ jak o za podsum ow anie dotychczasow ych badań obserwacyjnych w dziedzinie astronom ii pozagalaktycznej. D ruga [3], ja k wskazuje tytuł (Obserwacyjne ujęcie kosmologii), zajm uje się w ielkoskalow ą bu­ dową W szechświata i kwestia interpretacji przesunięć ku czerwieni stanow i jej centralne zagadnienie. Obydwie książki w zajem nie się uzupełniają i są interesującym w ykładem kosm ologicznych poglądów autora. W spom nieliśm y w rozdz. 5, że H ubble wyznawał filozofię „cią­ głości przyrody” . Jeżeli właściwości przyrody nie zm ieniają się sko­ kowo, nieoczekiwanie, to obserw ow any zbiór galaktyk m ożna uw a­ żać za d o b rą „p ró bkę W szechśw iata” i badając tę próbkę, m ożna się pokusić o obserw acyjne zrekonstruow anie struktury W szechświata jak o całości. T o właśnie, według H u b b le ’a, jest zadaniem kosm olo­ gii obserwacyjnej. K osm ologię obserw acyjną H ubble przeciwstaw iał kosm ologii teoretycznej, czyli rozw ażaniom kosm ologicznym opartym na ogólnej teorii względności. D o tych ostatnich odnosił się z pew­ ną dozą sceptycyzm u. H ubble zrozum iał od razu rolę odkrytego przez siebie praw a dla kosm ologii obserwacyjnej. Pisał: „ Z a le ż n o ść m ię d z y p rę d k o ś c ią a o d le g ło ś c ią je s t nie ty lk o p o tę ż n y m n a rz ę d z ie m b ad a w c z y m , je s t o n a ró w n ie ż o g ó ln ą c h a r a k te r y s ty k ą n aszej p r ó b k i W sz e c h św ia ta — je d n ą z n ie lic z n y c h c h a r a k te r y s ty k ja k ie z n a m y . . . . G d y b y się u d a ło tę z ależn o ść w pełni z in te r p re to w a ć , d o s ta rc z y ła b y o n a p r a w d o p o d o b n ie is to tn e g o k lu c z a d o p r o ­ b le m u s tr u k tu r y W s z e c h ś w ia ta ” [2],

Ale w łaśnie, ja k zinterpretow ać zjaw isko przesunięcia ku czer­ w ieni? Jedynym m echanizm em znanym fizyce, zdolnym wyjaśnić to zjawisko, jest efekt D opplera. Lecz H ubble-obserw ator dostrzegł tu istotne trudności. Jeżeli wszystkie galaktyki uciekają od siebie z prędkościam i proporcjonalnym i d o wzajem nych odległości, to łatwo obliczyć, ja k daw no tem u wszystkie galaktyki znajdow ały się, teo­ retycznie rzecz biorąc, w jednym punkcie. Czas o d dziś do tego m o ­ m entu H u b b le nazw ał „wiekiem W szechśw iata” . W edług oszacowań H u b b le’a wiek W szechświata wynosi ok. 2 • 109 lat. Tym czasem ba­ 76

dania geologiczne świadczą, że Ziemia istnieje od co najmniej 4- 10y lat. Wszechświat jest za młody! Hipoteza kosmicznej ekspansji znalazła się w impasie. Pozostaje druga m ożliwość: odwołać się do nieznanych mecha­ nizmów powodujących poczerwienienie widm galaktyk. Po raz pierw­ szy racje kosmologiczne wydawały się domagać reformy ziemskiej fizyki.

Na miarę Kopernika Hubble był świadom doniosłości zagadnienia. Bez wahania przy­ równał je do rewolucji Kopernika. Sytuacja jest w pełni analogiczna: ..W s z e c h ś w ia t G r e k ó w m u sia ł b y ć m ały . Im w iększy b o w ie m W szech św iat, tym w ięk sza m u s ia ła b y b y ć p rę d k o ś ć j e g o o b r o tu (d o o k o ła Z ie m i j a k o ś ro d k a ). . . . K o p e r n i k u su n ą ł k o n ie c z n o ś ć is tn ie n ia m a łe g o W s z e c h ś w ia ta ” [3].

Obecnie sprawa przedstawia się podobnie. Jeżeli przyjmiemy orto­ doksyjną, dopplerowską interpretację przesunięcia ku czerwieni, to musimy przyjąć hipotezę m łodego Wszechświata. Jeżeli Wszechświat jest młody i rozszerza się, to jest również przestrzennie mały, bo w krótkim czasie nie zdążył się rozdąć do wielkich rozmiarów. Jeśli chcemy mieć Wszechświat stary i duży, to musimy się odwołać do nieznanych praw fizyki: „ W y d a je się, że -

p o d o b n ie j a k w o k re sie p o p rz e d z a ją c y m w y stą p ien ie K o p e r ­

n ik a — s to im y w o b e c k o n ie c z n o śc i w y b o ru p o m ię d z y m a ły m i s k o ń c z o n y m W szech ­ św ia te m a W s z e c h św ia te m n ie o g ra n ic z e n ie w ielk im p lu s n o w e z a s a d y p rz y ro d y " [3],

Hubble poznał bliżej kosm ologię relatywistyczną dzięki współpra­ cy z R. C. Tolmanem, którego wielką zasługą było, między innymi, przedstawienie kosmologii opartej na ogólnej teorii względności w postaci szczególnie nadającej się do porównań z obserwacjami. Hubble zrozumiał doniosłość nowej teorii, docenił silne podstawy fizyczne, na których została zbudowana, ale jego instynkt obserwa­ tora wzdragał się przed przyjęciem zbyt ciasnego Wszechświata. Królestwo mgławic H ubble’a kończy się znamienną wypowiedzią: „ E k s p lo r a c ja p rz e strz e n i z a trz y m u je się n a n ie p e w n o śc i. I ta k b y ć m u si. Z d e ­ finicji b o w ie m z n a jd u je m y się w sa m y m ś r o d k u o b s e rw o w a n e g o o b s z a ru . R aczej w y ­ c z e rp u ją c o z n a m y n a s z e b e z p o ś re d n ie są sie d z tw o . W ra z ze w z ro s te m o d leg ło ści n asza

77

w ied za o s ła b ia się, i to o sła b ia się g w a łto w n ie . O s ią g a m y w reszc ie ro z m y tą g r a ­ n ic ę — o s ta te c z n y k r e s z a sięg u n a s z y c h te le s k o p ó w . T a m m ie rz y m y ju ż ty lk o c ien ie i w ś ró d n ie ja s n o ś c i, sp o w o d o w a n y c h b łę d a m i p o m ia ro w y m i, p o s z u k u je m y d r o g o ­ w sk azó w , k tó r e b y się o k a z a ły c h o ć tr o c h ę b a rd z ie j s u b s ta n c ja ln e ” [2],

R ozdział 8 Rozpoczęła się wielka dyskusja, czy Wszechświat rzeczywiście się rozszerza.

Początek i ko nie c W sze ch św ia ta

Eddington i Lemaitre H ipoteza głosząca, że W szechświat się rozszerza weszła w stadium burzliwych dyskusji. H ubble, rozw ażny obserw ator, w ypow iadał się na ten tem at z dużą wstrzem ięźliwością. A rth u r E d dington, teoretyk o dużej w yobraźni, nie m iał większych zastrzeżeń co do sam ego faktu kosm icznej ekspansji, ale nasuw ała mu o n a szereg bardzo za­ sadniczych pytań i zagadnień. W polem ikach, jak ie się wywiązały, w ypow iadano zdania tak m ało praw dopodobne, że E ddington uznał za stosow ne usprawiedliw ić ten fakt następującym i słowam i: „ N ie m y ślę , że b y ło b y z k o rz y ś c ią d la św ia ta , g d y b y z a b r o n io n o w y p o w ia d a n ia z d a ń , k tó r y c h p r a w d o p o d o b ie ń s tw o fa łsz u w y n o siło b y 1: 1020; d y sk u s je b y n a tym n ie c o u c ie rp ia ły . C h y b a je d y n y m i lu d ź m i u p o w a ż n io n y m i d o o tw ie ra n ia u st b y lib y p rz e d sta w ic ie le czy stej m a te m a ty k i” .

E ddington pracow ał właśnie nad zagadnieniem stabilności statycz­ nego m odelu Einsteina, gdy n atk n ął się na p racę L em aitre’a (swo­ jego daw nego ucznia) z 1927 roku. E ddington podejrzew ał od jak ie­ goś czasu, że statyczny św iat E insteina jest niestabilny, tzn. że łatwo m oże zostać w ytrącony ze stan u równow agi i przejść w stan k u r­ czenia się lub rozszerzania. Z p racy L em aitre’a w ynikało to natych­ m iast; m odel zap roponow any przez L em aitre’a w 1927 roku to p rze­ cież nic innego, ja k statyczny św iat Einsteina, k tó ry w pewnym m o ­ m encie utracił swoją rów now agę i zaczął się rozszerzać. E ddington ponow nie naw iązał k o n tak t z L em a itre’m i zaczęła się ich w spółpraca a naw et przyjaźń. L em aitre dłuższy czas przebywał 79

Dziś jed n ak zapraszam C zytelnika do lektury mniej znanego ar­ tykułu E ddingtona. Jest to jego przem ówienie wygłoszone do człon­ ków T ow arzystw a M atem atycznego (M athem atical A ssociation), k tó ­ rego był prezesem. Przem ów ienie zostało w ydrukow ane w Nature pod znam iennym tytułem : „K oniec świata z p u n k tu widzenia fizyki m atem atycznej” [4]. Z niego to zaczerpnięty został, um ieszczony p o ­ wyżej, c y tat propagujący dopuszczanie do dyskusji wypowiedzi mniej pew nych od twierdzeń czystej m atem atyki. I właśnie ten artykuł odegrał w ażną rolę w rozw oju dalszych idei.

„Koniec świata z punktu widzenia fizyki matematycznej”

w C am bridge, gdzie E ddington był profesorem . W okresie, jak i nas­ tąpił, czasem tru d n o rozróżnić, k tó re idee pochodzą od E ddingtona a które o d L em aitre’a. W archiw um L em aitre’a w L ouvain-la-Neuve zachow ało się sporo listów pisanych przez E ddingtona d o swojego belgijskiego przyjaciela. E ddington był znanym uczonym i wziętym pisarzem książek filo­ zoficzno- i popularno-naukow ych. O n to stworzył podw aliny teorii ewolucji gwiazd, on stał się jednym z pierwszych znaw ców ogólnej teorii względności (napisany przez niego podręcznik teorii względ­ ności [1] należy do klasycznej literatury przedm iotu), on był autorem wielu poczytnych książek, takich ja k [2] (N auka na nowych drogach), czy [3] (Rozszerzający się Wszechświat).

N a wstępie swego arty k u łu E ddington zachęca d o myślowej wy­ cieczki w kierunku „końca św iata” . A le św iat jest czterow ym iarow ym kontin u u m i istnieje w nim wiele kierunków , w których możemy zm ierzać „ku końcow i” . T rzeba zatem rozpocząć rozw ażania od określenia kierunku, w jak im chcem y iść. W szystkie m odele W szech­ świata, znane dotychczas E ddingtonow i, były przestrzennie zam knięte. O znacza to, że w yruszając z „ tu taj” i idąc cały czas bez zm iany kierunku, m usim y „tu taj” pow rócić. Ale w ychodząc z „teraz”, nigdy do „teraz” nie pow rócim y: czas nie jest zam knięty. Pozostaje więc w ybór m iędzy dw om a kierunkam i : w przeszłość, ku „początkow i” i w przyszłość, ku „końcow i” . Jak te kierunki odróżnić od siebie? W tym m iejscu E ddington pozw ala sobie n a filozoficzną dygres­ ję. Istnieje pogląd, według którego kierunek upływ ania czasu, wy­ wodzi się wyłącznie z ludzkiej świadom ości, a w m aterialnym świę­ cie różnica m iędzy przeszłością a przyszłością nie m a większego zna­ czenia niż rozróżnianie pom iędzy praw ym i lewym kierunkiem w przestrzeni. C zas upływ a tylko dla nas, bez n as nie m a upływu czasu. E ddington odrzuca ten pogląd ja k o dziw aczny i niezgodny ze zdrow ym rozsądkiem . A zatem , co w realnym świecie (niezależnie od naszej św iado­ mości) w yznacza kierunek z przeszłości w przyszłość? Fizyka k la­ syczna znała tylko jeden „w skaźnik” kierunku czasu — w zrastanie w układach izolow anych wielkości zwanej en tro p ią (co stanow i treść drugiej zasady term odynam iki). R ozw ażm y jakikolw iek układ izolo­

80

6 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

F o l. 20. A r tu r E d d in g lo n

81

wany. Zm ierzm y entropię tego układu w dw u różnych chwilach. T a chw ila jest późniejsza, w której entropia jest większa. W ten sposób działa „zegar entropijny” , term odynam iczny wyznacznik kie­ runku czasu. E ntropię definiuje się tak, że m ożna ją uważać za m iarę dezor­ ganizacji rozw ażanego układu: w danym układzie izolow anym wraz z chaosem rośnie entropia. A więc entropijna strzałka czasu w ska­ zuje przyszłość pesym istyczną — ciągły wzrost nieuporządkow ania i bałaganu. Isto ty żywe, łącznie z ludźm i, nie stanow ią w yjątku od tego praw a, nie m ogą się w ym knąć swemu term odynam icznem u przeznaczeniu. E ddington pisze: „ I s to ta lu d z k a w m ia rę , ja k się ro z w ija z p rzesz ło ści w p rz y sz ło ś ć , o sią g a c o ra z w yższą o r g a n iz a c ję ;

p rz y n a jm n ie j ta k

lu b i

so b ie w y o b ra ż a ć .

A le je ś li u czy n im y

z c z ło w iek a u k ła d iz o lo w a n y , tzn . je ś li o d e tn ie m y z a s o b y ży w n o śc i, n a p o jó w i p o ­ w ietrza, s z y b k o o sią g n ie o n s ta n , k t ó r y k a ż d y ro z p o z n a łb y j a k o ‘s ta n d e z o rg a n i­ za c ji’” .

M oże się zdarzyć, że w jak im ś układzie zapanuje chaos zupełny, tak że bałagan nie może ju ż w zrastać; mówiąc obrazow o — jest tak źle, że ju ż nie m oże być gorzej. E ntropia takiego układu osiąga m aksim um . Pow iadam y wtedy, że układ znajduje się w stanie rów ­ nowagi term odynam icznej. Jeśli W szechświat kiedyś osiągnie taki stan, zniknie w nim kierunek czasu. „ N ie z n a c z y to , że c zas p rz e s ta je is tn ie ć ; istn ieje on i je s t ro z c ią g ły , ta k j a k p rz e strz e ń istn ie je i je s t ro z c ią g ła , a le p r z e s ta je b y ć w ła s n o śc ią je d n o k ie r u n k o w ą . Je st j a k je d n o k ie r u n k o w a u lic a , n a k tó re j n ig d y nie m a ż a d n e g o r u c h u ” .

W edług E d dingtona to w łaśnie oznacza koniec świata. Ale d o p ó k i strzałka czasu istnieje, istnieje także rozum ny obser­ w ator, k tó ry m oże prow adzić swoje rozw ażania „p o d p rą d ”, cofa­ ją c się co raz dalej w przeszłość. Jeszcze raz oddajm y głos Eddingtonow i i posłuchajm y go uważnie, bo właśnie ten fragm ent jego artykułu zaw ażył na najbliższych dziejach kosm ologii: „ C o fa ją c się w czasie, z n a jd u je m y w św iecie c o r a z m n ie j i m n ie j d e z o rg a ­ n iz a c ji. Jeżeli n ie z a trz y m a m y się w cze śn iej, t o m u sim y d o jś ć d o m o m e n tu , kiedy m a te ria i e n e rg ia ś w ia ta z n a jd o w a ły się w m a k s im u m m o żliw ej o rg a n iz a c ji. N ie m o ż n a ju ż iść d a le j. D o sz liśm y d o n a g łe g o b rz e g u c z a s o p rz e strz e n i, z w y k le n az y w a m y g o ‘p o c z ą tk ie m ’” .

E ddington nie chce tu dow odzić początku św iata; przeciwnie, wyznaje, że „filozoficznie, pojęcie początku obecnego biegu Przyro­ 82

dy jest dla m nie odpychające” . C ałe powyższe rozum ow anie Edding­ ton trak tu je ja k o dylem at. A dylem at polega na tym : B adając nasze najbliższe otoczenie, stw ierdzam y, że nie jest ono przypadkow ą k o n ­ figuracją atom ów . Szanse przypadkow ego ułożenia się, tego, co o b ­ serwujemy, są ja k jeden do m ultilionów (wyrażenia „m ultilion” E ddington używa na określenie „liczby rzędu 1010,0 lub większej”). Nie jest to więc przypadek, lecz antyprzypadek. Chcem y usunąć antyprzypadek z praw fizyki, w yrażonych rów naniam i różniczkow y­ mi, ale w raca on w w arunkach brzegowych. I to jest właśnie sy­ tuacja paradoksalna. W dalszym ciągu E ddington rozw aża zagadnienia zw iązane ze sta­ tystycznym charakterem p raw fizyki oraz om aw ia kosm ologiczne zn a­ czenie zasady nieoznaczoności Heisenberga. T en o statni p u n k t w no­ si do dyskusji istotne elem enty. O dkrycie przez H eisenberga zasady nieoznaczoności w prow adziło d o fizyki rew olucyjną zm ianę: determ inizm m echaniki klasycznej zo stał zastąpiony indeterm inizm em m e­ chaniki kwantow ej. „W ydaje się, że ta zm iana poglądów - pisze E ddington — uczyniła pojęcie rozw oju w czasie bardziej autentyczne niż było o n o w fizyce klasycznej. K ażda m ijająca chw ila wydaje na świat coś now ego — coś, co nie jest tylko m atem atyczną konsek­ wencją tego, co ju ż było” . T o, że możemy znać przeszłość, ale nie m ożem y znać przyszłości, nie jest wynikiem naszej ignorancji: „b rak nam danych [do czynienia przepowiedni], poniew aż przyjdą one na świat dopiero wtedy, gdy ju ż będzie za późno n a przepow iednie” , gdy stan ą się one faktem dokonanym . A rtykuł E ddingtona jest przykładem głębokiego spojrzenia na fu n ­ d am entalne zagadnienia nauki. M ożna się z m yślam i w nim zaw ar­ tymi zgadzać lub nic, ale nie m ożna skw itow ać ich m achnięciem ręki. R adzim y uważną lekturę tego arty k u łu wszystkim , którzy nie chcą trak to w ać nauki jedynie ja k o użytecznego rzem iosła.

Początek świata z punktu widzenia teorii kwantów L em aitre n a pew no nie był naukow ym rzem ieślnikiem . Przeczy­ tał on uw ażnie arty k u ł E d dingtona, przem yślał go i wyniki tych przem yśleń opublikow ał w Naturę [5]. Już sam tytuł krótkiej noty 83

L em aitre’a naw iązuje do tytułu w ybranego przez E d d in g to n a : Edding­ ton pisał o „końcu św iata” , Lem aitre — „o początku św iata”, E ddington rozw ażał rzecz „z p u n k tu widzenia fizyki m atem atycz­ nej”, L em aitre — „z punktu w idzenia teorii kw antów ” . N ota L e­ m aitre’a jest tak zwięzła, że m ożem y ją przytoczyć praw ie w ca­ łości, ograniczając kom entarz do niezbędnego m inim um . „ S ir A r t h u r E d d in g to n s tw ie rd z a , że filozoficzne p o jęcie p o c z ą tk u o b e c n e g o b ie­ g u P rz y ro d y je s t d la n iego o d p y c h a ją c e . J a b y łb y m raczej s k ło n n y u trz y m y w a ć , że d zisiejszy s ta n te o rii k w a n tó w s u g e ru je p o c z ą te k św ia ta , a le b a r d z o ró ż n y o d o b e c ­ n e g o b ieg u P r z y r o d y ” .

ż a d n e g o s e n s u n a p o c z ą tk u : m o g ły o n e n a b ie r a ć se n so w n e g o z n a c z e n ia d o p ie ro w te d y , g d y p o c z ą tk o w y k w a n t r o z p a d ł się n a w y s ta rc z a ją c o d u ż ą ilo ść k w a n tó w . Je śli ta s u g e s tia j e s t słu s z n a , p o c z ą te k ś w ia ta z d a rz y ł się n ie c o p rz e d p o c z ą tk ie m p rz e strz e n i i czasu . M y ś lę , że ta k i p o c z ą te k ś w ia ta je s t w y s ta rc z a ją c o ró ż n y o d o b e c n e g o b ie g u P rz y ro d y , b y p r z e s ta ć b y ć o d p y c h a ją c y m ” .

Spekulacje L em aitre’a m ożna uważać za pierwsze próby „kosm o­ logii kw antow ej” ; zasada nieoznaczoności H eisenberga musi w niej odgryw ać isto tn ą rolę: „ O cz y w iście p o c z ą tk o w y k w a n t n ie z a w ie ra ł w so b ie całej p rzy szłej ew o lu cji, a le też (z g o d n ie z z a s a d ą n ie o z n a c z o n o śc i) n ie je s t to w c a le k o n ie c z n e . N a s z św ia t r o z u m ie m y d z iś j a k o św ia t, w k tó r y m c o ś się rzeczy w iście s ta je : c a ła h is to ria

E ddington w swoim artykule powoływał się n a argum enty za­ czerpnięte odrębnie z term odynam iki i z teorii kw antów , Lem aitre łączy te argum enty w jed n ą całość:

W sz e c h św ia ta n ie m u si b y ć z a p is a n a w p ie rw sz y m k w a n c ie , j a k p io s e n k a je s t z a p i­ sa n a n a p ły c ie f o n o g ra fu . C a ła m a te r ia ś w ia ta m u si b y ć o b e c n a n a p o c z ą tk u , ale

„ Z a s a d y te r m o d y n a m ik i z p u n k tu w id z e n ia te o rii k w a n tó w m o ż n a sfo rm u ło w a ć

Dziś rozw ażania L em aitre’a w ydają się nam nazbyt uproszczone, ale nie dziw m y się, L em aitre pokusił się o stworzenie „kosm ologii kw antow ej” wtedy, gdy naw et n eu tro n nie był jeszcze odkryty. W krótce fonografy zostaną zastąpione przez ap a ra tu rę stereofonicz­ ną, teoria cząstek elem entarnych przeżyje kilka dekad burzliwego rozw oju, ale nadal nie będziem y m ieć zadow alającej kw antow ej te­ orii pierwszych chwil kosm icznej ewolucji.

n a s tę p u ją c o : 1) E n e rg ia , k tó re j ilo ść je s t z aw sze sta ła , w y s tę p u je w p o s ta c i d y s k r e t­ n y ch k w a n tó w . 2 ) L ic z b a o d rę b n y c h k w a n tó w zaw sze w z r a s ta . Jeżeli c o fa m y się w czasie, to m u sim y n a p o ty k a ć c o r a z m n iej k w a n tó w , a ż w reszc ie d o jd z ie m y d o m o m e n tu , w k tó r y m c a ła e n e rg ia W s z e c h ś w ia ta je s t u p a k o w a n a w k ilk u lu b n a w e t w je d n y m k w a n c ie ” .

D la prom ieniow ania w rów now adze entropia jest proporcjonalna do liczby kw antów i zasada 2) sform ułow ana przez L em aitre’a to nic innego, ja k tylko zasada w zrostu entropii. M inim alną, początko­ wą liczbę kw antów lub pojedynczy „p rak w an t”, Lem aitre nazwał potem „pierw otnym atom em ”, naw iązując do starogreckiego rozum ie­ nia słowa „ a to m ” ja k o najprostszego, pierw otnego elem entu. I w ten sposób pow stała słynna kosm ogoniczna hipoteza Pierwotnego Atom u, która p o raz pierwszy była nie tylko „geom etrią W szechśw iata” (rozw iązaniem kosm ologicznych rów nań Einsteina), lecz także „fizyką W szechśw iata” — p ró b ą rekonstrukcji procesów fizycznych, jakie działy się w ewoluującym W szechświecie. D opiero w naszych cza­ sach „fizyka W szechświata” rozw inęła się w im ponującą teorię, p o ­ tw ierdzaną astronom icznym i obserw acjam i. A le u podstaw tego suk­ cesu leży n o tk a L em aitre’a z Naturę. L em aitre podjął także w ątek statystycznych rozw ażań Einsteina: „ W p ro c e s a c h a to m o w y c h p o ję c ia p rz e strz e n i i c z a s u n ie s ą n iczy m w ięcej, j a k ty lk o p o ję c ia m i s ta ty s ty c z n y m i; z n ik a ją o n e , g d y się je z a s to s u je d o p o je d y n ­ czy ch z ja w is k , ta k ic h , w k tó ry c h w y stę p u je ty lk o m a ła liczb a k w a n tó w . Je żeli' św ia t ro z p o c z ą ł się o d p o je d y n c z e g o k w a n tu , p o ję c ia p rz e strz e n i i c z a s u n ie m ogły m ieć

h is to ria , j a k ą

ś w ia t m a

o p o w ie d z ie ć je s t

p is a n a

s to p n io w o — k r o k

po

k ro k u ”.

Rozdział 9

Dyskusja o e w o lu c ji W szechśw ia ta

W ypow iedzi uczestników dyskusji zorganizow anej przez British A ssociation zostały opublikow ane w specjalnym d o d atk u do N a tw e [1], Przenieśm y się myślą d o tam tych czasów. Słuchajm y uważnie. Jesteśm y św iadkam i interesującego procesu — o to narodziła się już nowa, odw ażna hipoteza: W szechświat się rozszerza; teraz, w ogniu polem ik, wywalcza sobie o n a praw o bytu w świecie nauki. Jak o pierw szy zabrał głos: Sir Jam es Jeans.

Sir James Jeans

Teoria i praktyka nauki Idea ekspandującego W szechśw iata ogrom nie poszerzyła (i to w dosłow nym tego słowa znaczeniu) badawcze horyzonty nauki. Nic dziwnego, że dyskusja na ten tem at zataczała co raz szersze kręgi. Były to lata intensywnej działalności K oła W iedeńskiego. W edług filozofów i naukow ców , należących do tego ugrupow ania, wszystko, co nie da się sprow adzić do bezpośrednich danych doświadczalnych, należy usunąć z nauki ja k o pozbaw ioną sensu gadaninę. H ipoteza ekspandującego W szechświata w ykraczała daleko poza bezpośrednie dane obserw acyjne; co więcej, w ydaw ała się sprzeczna z niektórym i, znanym i podów czas, wynikami. Ja k to dobrze, że twórcy współczes­ nej kosm ologii nie byli zarażeni neoppzytyw istycznym program em z W iednia: n au k a byłaby dziś uboższa o jeden rozdział! W 1931 ro k u Tow arzystw o Brytyjskie (The B ritish A ssociation) zorganizow ało wielką dyskusję n a tem at „Ew olucja W szechśw iata”. W trakcie dyskusji nie przestrzegano przesadnych rygorów , dysku­ tow ano po trosze o wszystkim : o m atem atyce, o ewolucji gwiazd, o term odynam ice, o prom ieniach kosm icznych, o teorii ewolucji bio­ logicznej, o świadom ości i o wielu innych zagadnieniach filozoficz­ nych. T o była okazja do w ym iany myśli i konfrontacji poglądów. H istoria uczy, że atm osfera sw obodnej dyskusji daje nauce więcej niż sztywne przepisy m etodologów .

86

Poniew aż W szechświat składa się z ogrom nej liczby atom ów , rzą­ dzi w nim , praktycznie rzecz biorąc, sztywny determ inizm . O znacza to, że „końcow y” stan W szechśw iata jest zakodow any w jego obec­ nym stanie. „To, co nazyw am y ew olucją jest ja k pociąg toczący się po jed n o to ro w y m szlaku bez jakichkolw iek zw rotnic”. Ale rzecz w tym , że tak ich jednotorow ych linii bez rozw idleń jest wiele i nie wiemy, k tó rą z nich o b rał nasz W szechświat. Jednakże, m im o to, dzięki drugiej zasadzie term odynam iki, m ożem y w nioskow ać coś o końcow ym stanie W szechświata. Będzie to stan odznaczający się m aksim um entropii. W zrost entropii we W szechświecie jest zw iązany z tendencją do coraz bardziej rów nom iernego rozkładu prom ieniow ania w przestrze­ ni. O becnie różnice tem p eratu r są jeszcze bardzo duże: w przestrze­ niach m iędzygwiezdnych kilka stopni w skali bezwzględnej, na p o ­ wierzchni Słońca ok o ło 6000 stopni, a w jego w nętrzu p raw dopo­ dobnie 40 lub 50 m ilionów stopni. E n tro p ia w zrasta, w yrów nując te różnice. Jesteśm y jeszcze odlegli od stanu rów now agi term odynam icz nej, ale zbliżam y się do niej nieuchronnie. Z daniem Jeansa, istotną rolę w „term odynam ice W szechśw iata” odgryw a tzw. prom ieniow anie kosm iczne, którym Ziem ia jest nie­ ustannie naśw ietlana, a któ re pochodzi z odległych przestw orzy kos­ micznych. Jeans przypuszcza, że prom ienie kosm iczne rodzą się z anihilacji atom ów w odoru i helu, czyli z ich całkow itej przem iany na prom ieniow anie. Jeśli ta interpretacja jest praw dziw a, to w raz z „de­ gradacją energii”, degradacji ulega m ateria, „gdyż elektrony i p ro ­ tony należy uw ażać za skondensow ane zbiorniki energii” .

87

P raw dopodobnie ten sam m echanizm (anihilacja m aterii) p rodu­ kuje energię w gwiazdach. Z kolei pro dukcja energii przez gwiazdy wiąże się z niedaw no odkrytym rozszerzaniem się W szechświata (jeśli to odkrycie uznać ju ż za fakt dokonany). „Jeżeli W s z e c h ś w ia t się ro z sz e rz a , g w ia z d y p o p r o s tu w y le w a ją sw o je p r o m ie ­ n io w a n ie d o z b io r n ik a b ez d n a ; p rz e s trz e ń , k tó r a m a się w y p e łn ić p ro m ie n io w a ­ n ie m , ciąg le z w ię k s z a sw o ją o b ję to ść . C a łk o w ita e n e rg ia W s z e c h ś w ia ta się zm n iejsz a, p o n ie w a ż p ro m ie n io w a n ie w y k o n u je p r a c ę , w y w ie ra ją c c iś n ie n ie n a ‘b rz e g i’ W szech­ ś w ia ta — d o k ła d n ie t a k g az tra c i e n e rg ię i o z ię b ia się, g d y u le g a ro z s z e rz e n iu i n a ­ c is k a n a b rzeg i sw o je g o ‘w sz e c h św ia ta ’ (tzn . z b io r n ik a , w ja k im je s t z a w a rty ). A z a ­ te m m a s a w g w ia z d a c h n ie u s ta n n ie z m ie n ia się w en erg ię, p o d c z a s g d y e n e rg ia , z k o le i, z m ie n ia się w d o d a tk o w ą o b ję to ś ć W s z e c h ś w ia ta ” .

W ypow iedź Jeansa, naw et w owych czasach, była bardzo dysku­ syjna, ale nie brakło jej śm iałości spojrzenia. Jean s podkreślił w za­ jem ny zw iązek, zdaw ałoby się odległych od siebie, zjawisk. Prawa term odynam iki, prom ieniow anie kosm iczne, ew olucja gwiazd, kos­ m iczna ekspansja — nie są niezależnym i m echanizm am i, lecz stano­ wią sprzężone ze sobą ogniwa jednej całości — ewolucji W szechświa­ ta. Zresztą Jean s nie był w swoich w ypowiedziach zbyt kategoryczny, wiele z tych zagadnień ujął w pytania raczej niż odpowiedzi. N a kilka spośród tych pytań spróbow ał odpowiedzieć G eorges Lem aitre.

w statycznym świecie Einsteina, zaburza rów now agę tego m odelu i zapoczątkow uje jego rozszerzanie się. Praw da, że rozszerzanie się W szechświata sugeruje zbyt k ró tk ą skalę czasow ą jego ewolucji. N ie dow odzi to jed n ak fałszywości n o ­ wej kosm ologii, lecz skłania tylko do poszukiw ania nowej koncep­ cji początku. Ew olucja rozpoczynająca się od tego początku musi być w ystarczająco szybka. „P o trzeb a nam ‘fajerw erkow ej’ teorii ew o­ lucji. O statnie dwa m iliardy lat są pow olną ew olucją; ale są one popiołam i i dym em jasnego i bard zo gwałtow nego fajerw erku” . I być m oże, że tu taj Jeans utrafił w sedno. L em aitre przypusz­ cza, że prom ienie kosm iczne są pozostałością po ow ym „pierw otnym w ybuchu” . B adając je, m ożem y pokusić się o rekonstrukcję wczes­ nej historii W szechświata. Ale do tego niezbędna jest zaaw ansow a­ na znajom ość fizyki atom ow ej. „K osm ogonia jest fizyką atom ow ą w wielkiej skali przestrzeni i czasu” . L em aitre m a ju ż w zanadrzu „now ą kosm ogonię”, jest nią hipote­ za P ierw otnego A tom u. Będzie ją rozwijał i m odyfikował. K osm o­ gonia ciągle jeszcze nastręcza wiele zagadek i paradoksów , stała się ju ż jed n a k przedm iotem naukow ych dociekań. D o zagadnień kosm ogonii naw iązał następny m ówca, W ilhelm de Sitter.

Wilhelm de Sitter Georges Lemaitre Przede wszystkim rozszerzania się W szechświata nie należy tra k ­ tow ać tylko ja k o praw dopodobnej hipotezy. N aw et gdybyśm y nic nie wiedzieli o zjawisku D o p p lera i przesunięciach k u czerwieni w w idm ach galaktyk, na podstaw ie ogólnej teorii względności m ożna by wykazać, że W szechświat m usi się rozszerzać. Ju ż Eddington zwrócił uw agę n a to, że statyczny m odel E insteina nie jest stabilny: jakiekolw iek zaburzenie może go w trącić albo w stan kurczenia się, albo rozszerzania. Wiemy, że we Wszechświecie istnieją kondensacje m aterii: m ateria jest skondensow ana w gwiazdach, gwiazdy grupują się w galaktyki. Lem aitrow i u d ało się niedaw no obliczyć, że jakie­ kolwiek zagęszczenie pierw otnie rów nom iernie rozm ieszczonej m aterii,

Poruszył o n zagadnienie kluczow e - problem skali czasu. W iado­ m o, że ew olucja kosm iczną (hubblow ska ucieczka galaktyk) odbywa się zbyt szybko w porów naniu z ew olucją poszczególnych ciał nie­ bieskich, rekonstru o w an ą przez różne dyscypliny astronom iczne. Wiek W szechświata, tzn. czas liczony od „p o czątk u ”, czyli od m om entu, poza k tó ry nasze kosm ologiczne teorie nie sięgają, jest krótszy od wieku poszczególnych obiektów astronom icznych. L em aitre w swojej pracy z 1927 r. zaproponow ał wyjście z tego dylem atu. W lem aitrow skim rozw iązaniu tem p o ekspansji W szechświata, gdy co­ famy się wstecz, zw alnia logarytm icznie i „p o czątek ” ucieka do m inus nieskończoności. Ale jest to ty lk o pozorny unik a nie roz­ wiązanie trudności. W raz z logarytm icznie zw alniającą ekspansją, zw olnieniu ulegną wszystkie procesy fizyczne i w logarytm icznej skali 89

rozszerzania się W szechświata nie upakuje się więcej procesów niż w zwykłej, hubblowskiej ekspansji. Jest rzeczą naturalną poszukiw anie zw iązków m iędzy ewolucją W szechświata ja k o całości a ew olucją poszczególnych obiektów astro ­ nom icznych, ale de Sitter okazał się pod tym względem pesymistą. Pisze on: „ Jeśli c h c e m y sk o n s tru o w a ć p rz y c z y n o w y zw iąze k m ięd zy p o c z ą tk ie m e k sp a n sji

^ych p om iarów ; aktualne p o m iary daw ały podów czas w artości 430550 km /(s • M pc). W ynik E d d in g to n a zgadzał się więc z aktualnym i obserw acjam i. I tu właśnie widzimy, ja k bardzo tw órcza w yobraźnia teoretyków jest uzależniona od wyników, które prag n ą osiągnąć. G dy dw adzieścia lat potem po p raw io n o m etody pom iarów i okazało się, że w artość stałej H u b b le’a jest praw ie dziesięciokrotnie mniejsza, E ddington ju ż nie żył i nie m ógł dopasow ać swojej teorii d o n o ­ wych wyników.

i z d a rz e n ia m i, k tó r e p o w in n y b y ły m ieć m iejsce w e w c ze sn y ch sta d ia c h ew o lu cji u k ła d ó w g w iazd , ta k ic h ja k n a p r z y k ła d p ierw sze tw o rz e n ie się k o n d e n s a c ji ( ...) , n ie u n ik n ie n ie n a p o ty k a m y n a tr u d n o ś ć , p o le g a ją c ą n a ty m , że czas, ja k i u p ły n ą ł o d ty ch d w u p o c z ą tk ó w , je s t k ilk a ty się c y r a z y d łu ższy w je d n y m ła ń c u c h u z d a rz e ń n iż w d ru g im . N ie są d zę, b y k ie d y ś b y ło m o ż liw e p o g o d z e n ie ty c h d w u sk al c z a s u " .

A więc, według de Sittera, należy wyróżnić dwie ewolucje: glo­ balną ew olucję W szechświata i partykularne ew olucje poszczególnych jego części i te dwie ewolucje nie m ają ze sobą nic wspólnego, o d ­ bywają się naw et w różnych czasach, są m ierzone nieporów nyw al­ nymi ze so b ą zegarami. H isto ria jed n ak uczy, by p ro ro ctw nie w ypow iadać zbyt zdecydo­ wanie. I tym razem proroctw o de S ittera się nie spełniło. Ok. 20 lat po zeb ran iu Tow arzystw a Brytyjskiego okazało się, że wyznaczanie w artości stałej H u b b le’a opierało się n a błędzie i w rzeczywistości p arad o k s skali czasu nie istnieje. H istoria stałej H u b b le’a jest niez­ miernie pouczająca. M a w tej historii swoją pozycję także A rth u r Eddington.

Sir Arthur Eddington Był on następnym m ów cą p o de Sitterze. S tanow isko Eddingtona było krańcow o przeciwne od stanow iska zajm ow anego przez de Sittera. E ddington, w bardzo zwięzły sposób, przedstaw ił wyniki swojej nowej teorii, według której pom iędzy stru k tu rą świata w skali atom owej a globalną stru k tu rą W szechświata ja k o całości zachodzą bardzo istotne związki. Z a pom ocą swojej teorii E ddington obliczył, że we W szechświecie znajduje się 1,29- 1079 elektronów , a w artość stałej H u b b le’a musi się rów nać 528 km / (s • M pc). Zwróćm y uwagę, że ta o statn ia w artość w ynika z teorii E ddingtona a nie z aktual90

Millikan i Milne N astępne dwie wypowiedzi dotyczyły zagadnień obserwacyjnych. M illikan był uznanym specjalistą o d prom ieni kosm icznych. W dłu­ gim, starannie przygotow anym przem ów ieniu przedstaw ił on historię badań prom ieni kosm icznych o raz stan aktualnych prac eksperym en­ talnych prow adzonych w tej dziedzinie zarów no przez siebie, ja k i innych fizyków. Sugestia L em aitre’a, że prom ieniow anie kosm iczne może m ieć duże znaczenie d la kosm ologii, z pew nością wywarła wrażenie na M illikanie. Ale M illikan był przede wszystkim ekspe­ rym entatorem , zreferow ał wyniki dośw iadczalne i stw ierdził, w sta­ rannie dobranych, wyważonych zdaniach, że jest wysoce p raw dopo­ dobne, iż prom ienie kosm iczne niosą inform ację o procesie tw orze­ nia się stru k tu r atom ow ych w bard zo odległych obszarach. N iektóre rozw ażania M illikana na ten tem at bardzo przypom inają dzisiejsze teoretyczne analizy tzw. promieniowania tla. M ilne poruszył inne zagadnienie obserw acyjne - problem gwiazd nowych. G w ałtow ne zm iany w stru k tu rze gwiazd św iadczą o tym — zdaniem M iłne a — że ew olucja w kosm osie ,,nie jest kwestią spe­ kulacji, lecz kw estią obserw acji” . Przy okazji m ów ca poruszył sp ra­ wę graw itacyjnego zap ad an ia się gwiazdy. U w alniana podczas takie­ go procesu energia m ogłaby być, jego zdaniem , źródłem energii p o d ­ czas eksplozji nowych. T en tem at, choć w nieco odm iennym k o n ­ tekście, w latach sześćdziesiątych stanie się „tem aten sezonu” astro ­ fizyki relatywistycznej. Uczeni lat trzydziestych, w śród nich i M ilne, byli o krok od odkrycia fenom enu kolapsu graw itacyjnego i czar­ nych dziur. 9!

Inni mówcy W swojej końcowej partii ra p o rty z dyskusji dotyczą raczej filo­ zoficznych refleksji na m arginesie czy też n a tle poprzednio roz­ trząsanych zagadnień. O graniczm y się tylko do kilku fragm entów. G enerał J. C. Sm uts pow iedział: „ N ie z g a d z a m się z ty m i, k tó r z y tw ie rd z ą , że n a jn o w s z e z d o b y c z e fizyki nie m a ją w ielk iej

w a rto ś c i d la

filozofii.

N a jb a r d z ie j

tw ó rczy

m y śliciele -

filozofow ie

w p rz e sz ło śc i z re g u ły ' byli p rz e sią k n ię c i n a u k ą sw oich c z a só w , k tó r a d a w a ła s u b s ­ ta n c ję i c ia ło ich filo z o fio m i n a le ż y o c z e k iw a ć , że n a jn o w s z e , re w o lu c y jn e o sią g ­ n ięcia fizyki w y c isn ą się g łę b o k o n a n a s z y m p o g lą d z ie n a św ia t i n a n a s z y c h filo ­ zo ficzn y ch p r z e k o n a n ia c h . ( . . . ) Jeżeli s ta re siły N a tu r y , ta k ie j a k g ra w ita c ja i m o że

koncepcji. T rzeba przyznać, że i dziś niektóre uwagi krytyczne Barnesa nie utraciły swojej mocy. O statnim m ów cą był sir Oliver Lodge. Zwrócił on uw agę na to, że Sekcja A. Brytyjskiego T ow arzystw a, grupująca tylko przedstaw i­ cieli nauk fizycznych, sam a, bez pom ocy innych sekcji, nie rozstrzyg­ nie zagadki W szechświata. We Wszechświecie w ystępuje fenom en życia i myśli, który wykracza poza kom petencje fizyki. Jeśli naw et zjaw iska życia i myśli dałyby się sprow adzić do czystej fizyki, to Sekcja A nie potrafi tego udow odnić bez czynnej w spółpracy przed­ stawicieli innych sekcji. Problem W szechświata jest zagadnieniem in­ terdyscyplinarnym .

naw et e le k tro m a g n e ty z m , są ty lk o (jak u czy E in s te in ) k rz y w iz n a m i c z a so p rz e strz e n i, je ż e li sa m a m a te r ia je s t w isto c ie ty lk o t a k ą k rz y w iz n ą , c z u je m y się sk ło n n i t r a k t o ­ w ać c z a s o p rz e s trz e ń j a k o p o d s ta w o w ą s tr u k tu r ę ś w ia ta , a n ie j a k o zw y k ły m a te m a ­ ty c z n y s y m b o liz m . C z a s o p rz e s trz e ń s ta je się czy m ś j a k d a w n y e te r , s u b s tra t lu b m a try c a , z k tó r e j p o c h o d z ą w szy stk ie fizyczne z r ó ż n ic o w a n ia ” .

W tym cytacie z łatw ością rozpoznajem y późniejszy (z lat sześć­ dziesiątych) p ro g ram Jo h n a A rch ib ald a W heelera, znany pod nazwą program u geom etrodynam iki: wszystko, co istnieje da się sprow a­ dzić do odkształceń i fluktuacji pustej czasoprzestrzeni. „ W y d a je się, ż e m u sim y d ąż y ć d o rz eczy w isteg o sp rz ę ż e n ia p o ję ć te o rii w zg lęd ­ ności z p o ję c ia m i k w a n to w y m i, c h y b a że p rz y jm u je m y , iż o b a t e r o d z a je p o ję ć są n a d a l ty m c z a s o w e i ż e n a jb a rd z ie j o b s z e rn a i p ra w d z iw sz a u n ifik a c ja m a jeszcze n ad e jść ” . „ K o r z e n ie ży cia i u m y słu są w ro ś n ię te g łę b o k o w p o d s ta w o w ą s tr u k tu r ę rz e ­ czy w isto ści, a n ie są ty lk o o s o b liw y m i z ja w is k a m i o n ie o c z e k iw a n y m c h a ra k te rz e , p o ja w ia ją c y m i się p rz y p a d k o w o w p ó ź n ie js z y c h fa z a c h e w o lu c ji” .

Z kolei głos zabrał E. W . Barnes, biskup B irm ingham . Jego wy­ powiedź była wyraźnie krytyczna. Porów nyw ał o n obecną dyskusję o ewolucji W szechświata do dawniejszej dyskusji o ewolucji biolo­ gicznej, wywołanej przez K a ro la D arw ina. D ziś nikt nie wątpi w słuszność ewolucji na terenie biologii, ale w chwili, gdy Darwin publikow ał dzieło O pochodzeniu gatunków, eksperym entalne argu­ m enty n a rzecz ewolucji pozostaw iały wiele do życzenia. Obecne a r ­ gum enty na rzecz koncepcji rozszerzającego się W szechświata są o parte na jeszcze słabszych podstaw ach obserwacyjnych. W dalszym ciągu B arnes w ypunktow ał zarów no osiągnięcia, ja k i trudności tej 92

Hipoteza Fizycznego Wszechświata S praw ozdanie z posiedzenia T ow arzystw a Brytyjskiego, opubliko­ wane w d o d atk u do N ature, zostało zaopatrzone we wstęp, pod którym w idnieją inicjały H . D ., kryjące w sobie praw dopodobnie imię i nazw isko H erb erta D ingle’a. W stęp ten zaw iera głębokie i in­ teresujące myśli. M ożna go p o trak to w a ć ja k o jeszcze jeden głos w dyskusji. W edług a u to ra w stępu najistotniejszą kwestią, p o ru szo n ą w dys­ kusji, był pro b lem stosunku pom iędzy fizycznym Wszechświatem a życiem i m yślą. P raw da, że nie jest to zagadnienie leżące w kom ­ petencji Sekcji Tow arzystw a, ale om aw iając problem ewolucji Wszech­ świata, nie sposób poza te kom petencje nie wykroczyć. N iem niej je d ­ nak trzeba — być może, że tylko we wstępnej, tym czasowej fazie badań — wydzielić sztucznie „W szechświat fizyczny” od W szech­ świata rozw ażanego z całym bogactw em wszystkich jeg o zjawisk i p ro ­ cesów (łącznie z życiem i m yślą) i badać W szechświat fizyczny m eto­ dam i stosow anym i zwykle w fizyce. Takie postaw ienie sprawy jest w arunkiem postępu. Ale jest to hipoteza — hip o teza Fizycznego W szechświata. „ ‘Fizyczny W szechśw iat’ jest w ygodną fikcją dla d al­ szych badań, nie m am y praw a uw ażać go za nic innego” . D alsze postępy kosm ologii potw ierdziły słuszność tej „fikcji”. M o­ żemy dziś powiedzieć za D. W. Sciam ą [2], że jed n y m z najw aż­ niejszych osiągnięć współczesnej kosm ologii jest w ykazanie istnienia W szechświata, w tym sensie, że wbrew przedeinsteinow skim para93

doksom kosm ologicznym W szechświat m ożna trak to w ać ja k o jeden, istniejący układ fizyczny, poddający się badaniom m etodam i fizyki. T o jest właśnie hipoteza Fizycznego W szechświata, dzięki której kos­ m ologię m ożna dziś uważać za n au k ę em piryczną. Z agadnienia ży­ cia i myśli w skali kosmicznej są zagadnieniam i o niezwykłej wadze, ale ciągle jeszcze leżą one p o za granicam i ścisłej nauki.

Rozdział 10

Kosm ologia M iln e 'a

Pytania dla wyroczni Jam es Jeans zakończył swoją wypowiedź na zebraniu T o w a ­ rzystwa Brytyjskiego następującym i słowam i: „ Z a łó ż m y , że ja k a ś n ie o m y ln a w y ro c z n ia z e c h c ia ła b y u d z ie lić k a ż d e m u z n a s o d p o w ie d z i „ t a k ” lu b „ n ie ” na d w a n a u k o w e p y ta n ia . O so b iś c ie , m y ślę, że j a k o m o je p y ta n ia w y b ra łb y m : 1) C z y g łó w n a e n e rg ia p r o m ie n io w a n ia g w iazd p o c h o d z i z a n ih ila c ji m a te rii ? 2) C zy W s z e c h ś w ia t ro z sz e rz a się w te m p ie w s k a z y w a n y m prz.ez w id m a m g ła w ic ? ”

G eorges L em aitre podjął ten sam ton: „ G d y b y m m ia ł p o sta w ić ja k ie ś p y ta n ie n ie o m y ln e j w y ro c z n i, o k tó re j w sp o m ­ n iał Sir J a m e s J e a n s , m yślę, że w y b ra łb y m n a s tę p u ją c e : C z y W szech św iat b ył k ie ­ dyś w sp o c z y n k u , czy te ż je g o e k s p a n s ja tr w a ła o d p o c z ą tk u ? '. A le m yślę, że p r o ­ siłb y m w y ro c z n ię o n ie u d z ie la n ie o d p o w ie d z i, a b y n ie p o z b a w ić p rzy sz ły c h p o k o le ń p rz y je m n o śc i p o s z u k iw a n ia i z n a jd o w a n ia ro z w ią z a ń .

Przywilej opozycji K osm ologia relatyw istyczna okrzepła w ogniu dyskusji i polemik. W praw dzie nadal znana była tylko w ąskiem u gronu specjalistów, ale wypracow ała ju ż swoje m etody, zaczęła dochodzić do wyników pow ­ szechnie przez to grono przyjm ow anych. T akim w ynikiem był nie­ wątpliwie o b raz rozszerzającego się W szechświata. O b raz ten został w yprow adzony z rów nań ogólnej teorii względności i potw ierdzony przez obserw acje „przesunięcia ku czerwieni” . Z czasem doszło do tego, że obrazu rozszerzającego się św iata już nie kwestionow ano, lecz zaczęto szukać dla niego innych uzasadnień teoretycznych. Ogól­ na teoria względności doczekała się konkurencji w dziedzinie kosm o­ logii. Tylko pow szechnie szanow ane teorie m ogą się szczycić przy­ wilejem posiadania opozycji. M am oczywiście na myśli prawdziwie naukow e opozycje. M echanizm tego zjaw iska jest pro sty : przeciwko niepoważnej teorii nie w arto organizow ać poważnej opozycji. Pierwszym kosm ologicznym oponentem ogólnej teorii względności stal się E. A. M ilne. Swoje w łasne idee kosm ologiczne M ilne o p ra­ cowywał w szeregu prac [1-4], podsum ow ał w m onum entalnym dziele [5], potem nadal je rozbudow ując i rozw ijając [6-9]. W pracy nad kosm ologią M ilne’a duże zasługi położył G. J. W hitrow [10-12]. W 1948 r. u k azała się następna m onografia M ilne’a, [13] (Kinema­

tyczna teoria względności). N azw ą użytą w tytule tej książki często określa się cały system kosm ologiczny M ilne’a. K osm ologia relatyw istyczna nie zaspokajała estetycznych wym a­ gań staw ianych przez M ilne’a. Pisał on: „ Z a c z ą łe m z a s ta n a w ia ć się n a d ty m p ro b le m e m b y n a jm n ie j n ie p o w o d o w a n y u czu ciem n ie c h ę c i d o ty c h (tj. o g ó ln ie u z n a w a n y c h ) te o r ii, a ty m b ard ziej w s to ­ su n k u d o o g ó ln e j te o rii w zg lęd n o ści. Is tn ie ją c e te o rie p o d w zg lęd em m a te m a ty c z ­ n y m są n ajw y ższej w a rto śc i. A le ic h p o w sz e c h n ie p rz y ję te in te r p re ta c je w te rm in a c h ‘ro z sz e rz a ją c e j się p r z e s tr z e n i’ s p r a w ia ją m i n ajw y ższe k ło p o ty . R u c h j a k o n a s tę p stw o g e o m e trii ró ż n ią c e j się o d g e o m e trii p o w s z e c h n ie s to s o w a n e j w fizyce b ył w ia ry ­ g o d n y m p o ję c ie m . G r a w ita c ja j a k o o d k s z ta łc e n ie p rz e strz e n i b y ła w ia ry g o d n y m p o ­ ję c ie m , c h o c ia ż p o ję c ie to n ie z a w ie ra ło w so b ie n a jm n ie jsz e j a lu z ji c o d o n a tu r y i p o c h o d z e n ia sa m e j g ra w ita c ji; d la c z e g o o b e c n o ś ć m a te rii p o w in n a w y w ierać w p ły w n a ‘p r z e s tr z e ń ’ p o z o s ta w a ło b e z w y ja śn ie ń . F izy cy m a te m a ty c z n i, p rz y p isu ją c s tr u k ­ tu rę p rz e strz e n i, p rz y w ra c a ją c s t r u k tu r ę tem u , c o je s t b e z s tr u k tu r y , w rzeczy w i­ sto ści z p o w r o te m w p ro w a d z ili e te r ” [5, s tr, 2].

W tej wypowiedzi są sform ułow ane dwa zarzuty pod adresem ogólnej teorii względności. P o pierwsze, teoria ta zakłada ta k d a ­ leko idącą współzależność m aterii i przestrzeni, że gdy rozszerza się zbiór galaktyk, rozszerza się rów nież przestrzeń. Przyjęcie tego spra­ wiało M ilne’owi „najwyższe k łopoty” . Jego zdaniem przestrzeń nie m a żadnej struktury, a zatem nie m oże się ani rozszerzać, ani k u r­ czyć. Jest „nicością”, w której jest um ieszczona m ateria. Ja k ą geo­ m etrię przyjm iem y do opisu ta k rozum ianej przestrzeni — to kwestia um owy. Z pewnych względów, a w śród nich niepoślednią rolę od­ grywają względy prostoty, najlepiej do tego celu nadaje się geom etria Euklidesa. P o drugie, jeżeli n am to z jakiegokolw iek pow odu odpo* wiada, m ożem y opisywać przestrzeń za pom ocą innej, nieeuklide­ sowej geom etrii, m ożem y m ieć wówczas do czynienia z „ p rze­ strzenią zakrzyw ioną”, ale w tedy pow staje pytanie „dlaczego” . Dlaczego przestrzeń jest tak a nie inaczej odkształcona? Dlaczego pole gra­ witacyjne należy łączyć jak o ś z tym odkształceniem ? Dlaczego obec­ ność m aterii m a wywierać wpływ n a przestrzeń? M ilne dom agał się, by teo ria fizyczna nie tylko dostarczała prze­ widywań zgodnych z obserw acjam i, ale by rów nież daw ała „wgląd do zjaw isk” (insight into phenomena). Sam tw ierdzi, że jego kosm o ­ logia eksploatuje „m atem atyczne konsekwencje ogólnych pojęć wy­ prow adzonych z dośw iadczenia” [5, str. 140 (w przypisie)].

96

Równouprawnienie obserwatorów — zasada kosmologiczna K łopot pow staje, gdy trzeba odpow iedzieć na pytanie, co to zna­ czy „wgląd d o zjaw isk” i jak i to system „ogólnych pojęć” należy w yprow adzić z doświadczenia. O dpow iedź na te py tan ia może dos­ tarczyć jedynie subiektyw na intuicja au to ra. W ydaje się, że „wgląd do zjaw isk” oznaczał d la M ilne’a zgodność w yobrażeniow ej interpre­ tacji teorii z tzw. zdrowym rozsądkiem , ale poniew aż nie m a zdro­ wego rozsądku w ogóle, chodziło więc o zdrowy rozsądek wykształ­ cony na fizyce klasycznej. W arto pam iętać, że teorię względności otaczała wówczas atm o sfera pew nego mistycyzmu i to, co dziś jest „chlebem pow szednim ” dla stu d en ta przygotow ującego się do egza­ minu, w czasach M ilne’a było jeszcze otoczone nim bem nowości. Ale teoria względności weszła ju ż nieodw racalnie do nauki i M ilne korzystał z niej bardziej niż przypuszczał. I tak, inspirow any niewątpliwie przez teorię względności, M ilne postulow ał rów noupraw nienie wszystkich obserw atorów we Wszechświecie. Stało się to naczelnym aksjom atem jego teorii. M ilne pisał: „ Z a s a d a w z g lę d n o śc i z o s ta ła w is to c ie (p rzeze m n ie) u ż y ta w n o w y s p o s ó b : w s p o s ó b , k tó r y z a s a d n ic z o n ie z ależy o d o b se rw a c y jn e j w e ry fik a c ji; z a s a d a ta zo s­ ta ła z a s to s o w a n a w sam ej p rz e z się oczy w istej fo rm ie d o m a g a ją c e j się, b y d w aj o b ­ se rw a to rz y , k tó r z y p o z o s ta ją w ró w n o w a ż n y c h re la c ja c h d o c a łe g o u k ła d u i k tó rz y g o d z ą się p o ró w n y w a ć sw o je o b se rw a c je w e d łu g ty c h sa m y c h re g u ł, o p isy w a li z a c h o ­ w an ie się ja k ie jk o lw ie k c z ą s tk i z a p o m o c ą ty c h sa m y ch fu n k c ji w s p ó łrz ę d n y c h ” [5, str. 4],

P ostulat rów noupraw nienia wszystkich obserw atorów M ilne pierw­ szy nazwał zasad ą kosm ologiczną (nazwa ta na d o b re zadom ow iła się w kosm ologii) i uw ażał ją za nowe sform ułow anie zasady względ­ ności. Podejrzew ał nawet, że einsteinow ska zasada względności jest węższa od jego ujęcia, a co za tym idzie, że teoria względności jest tylko szczególnym przypadkiem jego teorii. K osm ologia M iln e’a w prow adzała jeszcze jedną, m etodologiczną nowość. M eto d a kosm ologii relatywistycznej polegała n a ja k najda­ lej idącej ekstrapolacji: fizykę ziem ską należało rozciągnąć na jak największe obszary W szechświata. M eto d a M ilne’a m iała być wręcz przeciw na: na początku przyjm ow ało się pewne założenia — aksjo­ m aty dotyczące stru k tu ry W szechświata w największej skali i trzeba

7 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

97

z nich było w yprow adzić całą fizykę ziemską. T ak ty k a M ilne’a spro­ w adzała się więc d o m etody dedukcyjnej. Z aw arty w niej program , w ydedukow anie lokalnej fizyki z kosm ologicznych założeń, byl b ar­ dzo am bitny. U dało się go zrealizow ać tylko w części. W skład założeń kosm ologii M ilne’a wchodziła zasada kosm olo­ giczna o raz postulaty zw iązane z pom iarem czasu i przestrzeni.

Pomiary czasu i przestrzeni Z d aniem M ilne’a pom iary czasu są bardziej podstaw ow e od p o ­ m iarów przestrzennych, a to dlatego, że poczucie upływ ania czasu jest bezpośrednią d an ą naszej św iadom ości [5, str. 14]. K ażdy o b ­ serw ator posiada zatem poczucie czasu, tzn. o dow olnych dwóch zd a­ rzeniach, zachodzących w jeg o sąsiedztwie, m oże powiedzieć, które z nich jest wcześniejsze, a które późniejsze. Innym i słowy każdy o b ­ serw ator p osiada zegar, czyli urządzenie „przyporządkow ujące licz­ bom rzeczywistym zdarzenia występujące w jego dośw iadczeniu” [5, str. 25]. P o m iar przestrzeni jest p o ch o d n y w stosunku d o pom iarów czasu. Odległości m ierzy się m etodą radarow ą. Odległość m iędzy obserw a­ torem O a zdarzeniem A jest rów na połow ie czasu, jak i prom ień światła, wysłany przez O, m usi zużyć, aby p o odbiciu od A p o ­ wrócić d o O. T rzeba przy tym założyć, że prędkość św iatła jest stała. M im o wszelkich zastrzeżeń M ilne’a, założenie to w sposób ew ident­ ny jest zapożyczone od teorii względności. W szystkie, opisane dotychczas, pom iary m ają ch arak ter czysto lokalny, tzn. operacje pom iarow e wykonuje poszczególny obserw a­ to r w swoim najbliższym otoczeniu. Pow staje pytanie, czy pom iary czasu, dokonyw ane przez obserw atorów odległych od siebie, m ogą zostać ta k zsynchronizow ane, by był sens m ówić o czasie uniw er­ salnym (kosm icznym ) płynącym wszędzie jednakow o. O kazuje się, że czasów takich może być naw et wiele, ale tylko dw a spośród nićh są ważne d la dalszego rozw oju teorii. Poniew aż, zgodnie z receptą na pom iar odległości, każda zm iana czasu pow oduje autom atycznie przeskalow anie wszystkich odległości, obserw atorzy stosujący różne czasy będą się różnie poruszali względem siebie. Pierwszy w yróżnio­

98

ny czas M ilne’a, tzw. czas t , to czas, w którym obserw atorzy spo­ czywają względem siebie; drugi w yróżniony czas (czas t), to czas, w którym obserw atorzy poruszają się względem siebie jednostajnie. M ilne’owi udało się w yprow adzić ze swoich kosm ologicznych p o s­ tulatów (plus pew ne dodatkow e założenia) lokalną elektrodynam ikę M axwella i lokaln ą m echanikę N ew to n a; pierwsza wynika z teorii M ilne’a, stosującej czas i, dru g a z teorii M ilne’a, stosującej czas r. Stąd t nazyw a się czasem elektrom agnetycznym lub atom ow ym (ze­ gary atom ow e o p arte są na oddziaływ aniach elektrom agnetycznych), a r czasem dynam icznym lub grawitacyjnym . A nalizę pom iarów czasowych d o dziś uważa się za jed n o z naj­ większych osiągnięć teorii M ilne’a. T ak na przykład B ondi przy okazji om aw iania teorii M ilne’a pisze: „Poniew aż jed n ak nie d a się p o ­ rów nać odcinków czasu z dw u różnych epok, przez umieszczenie ich jednego przy drugim , więc bez przeprow adzenia dalszej analizy nie możemy m ówić o ‘jednostajnym przebiegu czasu’ lub o ‘stałym, p ra ­ widłowo chodzącym zegarze’. D lateg o absolutnie nie jest oczywiste, że różne zegary fizyczne, np. zegar atom ow y i zegar dynam iczny, powinny m ieć ten sam stosunek okresów dla wszystkich czasów. N asze dośw iadczenie nie m oże wykluczyć niewielkiej zm iany liczby oscylacji linii H w ciągu jednego dnia. T ak więc każde zjawisko przyrody m a swój osobny sposób liczenia czasu” [14, str. 164]. Sam M ilne z naciskiem podkreśla, że „w spółczesna fizyka jest skażona niejasnością, poniew aż miesza ona zm ienne czasowe stosow ane w dwu odm iennych dziedzinach b ad a ń ” [14, str. 50].

Dwa opisy Wszechświata K osm ologia trak tu je W szechświat ja k o jeden układ, w pewnym sensie ja k o „jedno zjaw isko” . Jeżeli zatem „każde zjaw isko m a swój własny czas”, to m ożemy zapytać, w jak im czasie najlepiej opisy­ wać W szechświat ja k o całość. Rzecz w tym, że m ożna to robić zarów no w czasie r , ja k i w czasie t. W edług teorii M iln e’a obydwa te czasy są zw iązane ze sobą zależnością logarytm iczną, ja k to przeds­ taw iono na rys. 6. Przyjrzyjm y się tem u rysunkow i nieco do k ład ­ niej. W chwili obecnej, zaznaczonej na wykresie ja k o to, jednostki

99

czasu t i czasu r są prawie rów nej długości1’, lecz gdy cofam y się wstecz, zegar r idzie coraz w olniej w stosunku do zegara t. Gdy czas t dąży do zera, czas r dąży do m inus nieskończoności.

Rys. 6. Z a le ż n o ś ć c z a s u d y n a m ic z n e g o x o d czasu a to m o w e g o t w m o d e lu M iln e ’a

W kosm ologii M ilne’a istnieją zatem dw a opisy W szechświata. Opis w czasie t przedstaw ia W szechświat rozszerzający się począw­ szy od pierw otnej osobliwości, k tó ra m iała miejsce w chwili t — 0. Zgodnie z filozofią M ilne'a nie rozszerza się przestrzeń, lecz tylko ekspanduje układ galaktyk, zajm ując coraz to nowe obszary w pus­ tej, nieskończonej przestrzeni. U ciekające galaktyki spełniają d o k ład ­ nie praw o H u b b le’a v — H r, każdy obserw ator widzi przesunięcie ku czerwieni w widm ach galaktycznych. O pis w czasie r przedstaw ia W szechświat ja k o układ statyczny, nie rozszerzający się, trw ający odwiecznie, bez początku. Jednakże posługując się i tym opisem , każdy obserw ator rów nież może wy­ znaczyć przesunięcie ku czerwieni w widm ach galaktyki. W ynik o b ­ serwacji (przesunięcie ku czerwieni) nie zależy od o p isu ; zależnie od przyjętego opisu zmianie ulega tylko interpretacja. O bserw ator sto­ sujący czas t interpretuje przesunięcie ku czerwieni nie ja k o efekt D opplera, będący następstw em ucieczki galaktyk lecz ja k o rezul­ ta t odm iennych rytm ów dynam icznego zegara r i atom ow ego zega­ ra t. M echanizm pow staw ania linii widmowych jest m echanizm em Ś ciśle rz e c z ~A) I n

100

( / // o ) + / q ;

b io rą c gdy

t i r,

t — t0,

w e d łu g

w te d y

czas

M iln e ’a , są r

ró w n a

z w ią z a n e się

z a le ż n o ś c ią : r =

d o k ła d n ie

czaso w i

t.

atom ow ym , czasem właściwym d la mego jest atom ow y czas t. O b­ serw ator nato m iast posługuje się czasem dynam icznym r . Różnica w tem pie upływ ania tych czasów pow oduje obserw ow ane przesunię­ cie ku czerwieni. Sam M ilne, kierując się raczej własnymi upodobaniam i niż ra­ cjami fizycznymi, za bardziej podstaw ow y uważał opis świata w czasie t.

Epilog W spom nieliśm y wyżej, iż M ilne sądził, że jego teoria jest ogól­ niejsza od teorii względności i że tę o statn ią uda się kiedyś w ypro­ wadzić ja k o szczególny przypadek z jego założeń. D alsze badania przekreśliły te nadzieje. Ju ż w 1933 roku W. O. K erm ack i W. H. Mc C rea [15] wykazali coś wręcz przeciwnego. K osm ologiczny model M ilne’a okazał się granicznym przypadkiem jednego z rozw iązań ogól­ nej teorii względności. O ryginalnym w kładem M iln e’a pozostaje in­ terpretacja pom iaró w czasowych i przestrzennych. Pom iary te okreś­ lają ruch obserw atorów względem siebie. Jeśli ten ruch „w łożyć” do czasoprzestrzeni, opisywanej jednym z rozw iązań ogólnej teorii względności (zwanym dziś także rozw iązaniem M ilne a), to otrzym u­ je się dokładnie M ilne’owski model kosm ologiczny. 1 w ten sposób teoria, k tó ra była pom yślana ja k o konkurencja w stosunku do kos­ mologii relatywistycznej, stała się przyczynkiem do rozw oju tej o stat­ niej. O kazuje się, że w nauce też działają praw a ry n k u : silniejszy wchłania słabszego.

R ozdział 11

K o sm ologia n e o n e w t o n o w s k a

Kłopoty z Wszechświatem newtonowskim W ielkim sukcesem teorii fizycznej jest znalezienie swojej następ­ czyni. D o p iero z punktu w idzenia kolejnej, ogólniejszej teorii m ożna określić zakres stosowalności teorii poprzedniej, a zrozum ienie włas­ nych ograniczeń to bez w ątpienia duże osiągnięcie. M ożna nawet, nieco paradoksalnie, powiedzieć, że konstrukcja teorii fizycznej jest dopiero w tedy ukończona, gdy teo ria ta zostaje zastąpiona przez n o ­ wą teorię. T ak było z new tonow ską teorią grawitacji. Przez około trzy wieki w ydaw ało się, że zakres zastosow ań tej teorii jest nieogra­ niczony. N ew tonow skie praw o, głoszące proporcjonalność siły przy­ ciągania d o iloczynu przyciągających się m as i o d w ro tn ą proporcjo­ nalność d o kw adratu odległości m iędzy nimi, jed n ak o w o dobrze stosow ało się zarów no do jab łk a, które spada z drzew a n a ziemię, ja k i do planet, krążących w okół Słońca p o eliptycznych orbitach. U trw alił się pogląd o absolutnej powszechności teorii N ew tona. K ie­ runek filozoficzny zwany m echanicyzm em traktow ał to twierdzenie jak o swój podstaw ow y dogm at. Był to kierunek głoszący, że całą rzeczywistość d a się wyjaśnić za pom ocą prostych oddziaływ ań m e­ chanicznych. Ale dogm at m echanicystów upadł nieodw ołalnie z chwi­ lą, gdy Einstein stworzył ogólną teorię względności. T eoria Einsteina była bowiem niczym innym , ja k tylko now ą teorią grawitacji. O k a­ zało się, że dla pól graw itacyjnych o słabym natężeniu wzory Einsteina dow olnie m ało ró żn ią się od w zorów N ew tona, ale dla pól graw itacyjnych o dużych natężeniach teoria E insteina przewiduje 102

znaczne odchylenia w porów naniu z teorią N ew tona. I co najważ­ niejsze, w przypadku silnych pól graw itacyjnych dośw iadczenie p o t­ wierdza przew idyw ania teorii E insteina a nie teorii N ew tona. W ten sposób ogólna teoria względności wyznaczyła granice stosowalności klasycznej (newtonowskiej) teorii grawitacji. Od sam ego istnienia teorii N ew tona próbow ano n a jej podstawie skonstruow ać m odel W szechświata. N iestety, p ró b y te nie dawały żadnego pozytyw nego rezultatu. Ju ż sam N ew ton zauw ażył, że pole grawitacyjne, pochodzące od gwiazd rozrzuconych m niej więcej rów ­ nom iernie w nieskończonej przestrzeni, pow inno pow odow ać zap ad a­ nie się wszystkich gwiazd do jednego punktu. P otem zauw ażono, że zastosow anie fizyki N ew tona d o W szechświata ja k o całości daje wyniki tak niezgodne z obserw acjam i, że nie w ahano się ich nazwać paradoksam i. D o najbardziej znanych należy p arad o k s Seeligera i p a­ radoks O lbersa. O bydw a te parad o k sy zakładają, że W szechświat jest przestrzennie nieskończony. Założenie przestrzennej nieskończoności świata w okresie rządów m echaniki N ew tona przyjm ow ano pow szech­ nie bez większych wątpliwości. Jed y n ą geom etrią, ja k ą podówczas znano, była geom etria Euklidesa, a ta mówiła o nieskończoności przestrzeni (na przykład, w słynnym piątym postulacie Euklidesa jest m owa o „prostych, które przecinają się w nieskończoności”). Jeżeli gwiazdy są rów nom iernie rozłożone w nieskończonej przestrzeni, to (jak wykazał Seeliger) potencjał graw itacyjny w żadnym punkcie W szechświata nie pow inien m ieć określonej wielkości, a jasność wszystkich gwiazd (jak zauw ażył Olbers), nak ład ając się n a siebie, pow inna spraw iać świecenie całego nocnego nieba jed n o stajn y m blas­ kiem. Tym czasem ta k nie jest: potencjały graw itacyjne w każdym punkcie przestrzeni są dobrze określone, a wieczorne niebo jest ciemne i tylko z rzad k a usiane gwiazdam i. Einstein zbudow ał swój pierwszy m odel kosm ologiczny w 1917 roku opierając się nie n a teorii graw itacji N ew tona, lecz n a ogól­ nej teorii względności. Jednym z m otywów, jaki przyświecał E in­ steinowi w tej pracy, była chęć przezwyciężenia p arad o k só w new to­ nowskiej kosm ologii. G dy m u się to udało (przynajm niej, gdy idzie o paradoks Seeligera, p arad o k s O lbersa został usunięty przez stwo­ rzone później m odele rozszerzającego się świata), utrw aliło się prze­ konanie, że teoria N ew tona nie nadaje się do opisu W szechświata ja k o całości. 103

Metoda i wyniki kosmologii neonewtonowskiej W krótce je d n a k jeszcze raz spraw dziła się reguła głosząca, że wcześniejszą teorię m ożna lepiej zrozum ieć dopiero z punktu widze­ nia następnej teorii. Ja k pam iętam y z poprzedniego rozdziału, Milne nie lubił kosm ologii relatywistycznej, gdyż nie daw ała m u ona „wglądu do zjaw isk” . Poniew aż M ilne chciał mimo w szystko taki „w gląd” uzyskać, intensywnie studiow ał kosm ologię relatyw istyczną, porów ny­ wał ją z teorią N ew tona, k tó ra była dla niego intuicyjnie jasna, tworzył własne koncepcje. W iem y, że doprow adziło go to do now e­ go m odelu W szechświata. W trakcie pracy, niejako m im ochodem , M ilne zauważył, że jeśli przyjąć zasadę kosm ologiczną (tzn. założe­ nie jed n o ro dności i izotropow ości rozkładu m aterii w przestrzeni) i nie upierać się przy tym , że m odel W szechświata m usi być sta­ tyczny, to korzystając z teorii N ew tona m ożna zbudow ać m odel kosm ologiczny; co więcej, funkcja opisująca ew olucję tego m odelu w czasie m a identyczny kształt ja k odpow iednia funkcja dla m odelu relatyw istycznego, zw anego św iatem E in stein a-d e Sittera. Praca M ilne’a n a ten tem at ukazała się w 1932 roku [1]. W krótce potem M ilne w raz z M c C rea [2] pełniej rozwinęli zagadnienie możliwości budow ania new tonow skich m odeli kosm ologicznych i ich analogii z m odelam i relatywistycznym i. Przede wszystkim okazało się, że dużą część winy za dotych­ czasowe niepow odzenia w zbudow aniu new tonow skiego m odelu kos­ m ologicznego ponosił zakorzeniony nawyk, by W szechświat tra k to ­ wać ja k o tw ór statyczny. Z chw ilą gdy, dzięki kosm ologii relaty­ wistycznej, stało się jasne, iż jest to tylko naw yk a nie wynik so­ lidnych obserwacji, znikły pow ody, by cechę statyczności siłą wtła­ czać do new tonow skiego obrazu św iata. P o zaniechaniu tego „nie­ n atu raln eg o” zabiegu rów nania N ew tona natychm iast poddały się, dając p o praw ne rozwiązania. M ilne i M c C rea zrobili także użytek z zasady kosm ologicz­ nej. W praw dzie nazwa „zasada kosm ologiczna” została w prow adzona dopiero przez M ilne’a, ale wszystkie rozw ażane dotychczas przez kosm ologię relatywistyczną m odele W szechśw iata opierały się na za­ łożeniach jednorodności i izotropow ości rozkładu m aterii, stanow ią­ cych treść tej zasady. M ilne i M c C rea poszli więc u ta rtą drogą. Należy wszakże zwrócić uwagę, że o ile odrzucenie statyczności świa­ 104

ta w sposób istotny przyczyniło się d o m ożliwości stw orzenia kos­ mologii new tonow skiej, o tyle zasada kosm ologiczna nie jest do tego celu niezbędna. W istocie ja k iś czas potem O. H eck m an [3] skons­ truow ał opierając się na teorii N ew tona, proste m odele anizotropow e, a więc nie spełniające zasady kosm ologicznej, tak ja k ją pojm o­ wał M ilne. Pewnego rod zaju zależność kosm ologii new tonow skiej (lub neo­ new tonow skiej, ja k się ją czasem nazywa, celem odróżnienia od daw ­ niejszych, nieudanych p ró b zbudow ania m odelu W szechświata na podstaw ie teorii N ew tona) w sto su n k u do kosm ologii relatywistycz­ nej pojaw iła się jeszcze w kilku p u n k tach w trakcie budow ania m o­ delu. W teorii N ew to n a istnieją m ianow icie pew ne luki, bez wypeł­ nienia których nie dało b y się zbudow ać kom pletnego m odelu kos­ mologicznego. T ak na przykład sam a teoria N ew tona nie dostarcza inform acji o prędkości rozchodzenia się światła, a jest to inform ac­ ja istotna dla kosm ologii, sygnały św ietlne są bowiem podstawowym i środkam i porozum iew ania się obserw atorów , również przez analizę sygnałów świetlnych obserw atorzy dow iadują się o przesunięciu ku czerwieni w w idm ach galaktycznych. M ilne i M c C rea wypełnili tę lukę teorii N ew tona, zapożyczając od teorii względności założenie o stałości prędkości rozchodzenia się światła. T akże kierując się analogią d o kosm ologii relatywistycznej, rów nania kosm ologii N ew­ to n a m ożna uzupełnić członem zaw ierającym stałą kosm ologiczną. W ten sposób otrzym uje się rozw iązania new tonow skie analogiczne do wszystkich rozw iązań F riedm ana. W idzimy więc, że kosm ologia relatyw istyczna była niejako prze­ wodnikiem w tw orzeniu kosm ologii neonew tonow skiej. M im o to ogólny wynik, jak i otrzym ali M ilne i M c C rea, był zaskakujący za­ rów no dla nich samych, ja k i d la ówczesnej społeczności kosm olo­ gów. W ynik ten m ożna wyrazić słowam i M ilne’a: „ S y m b o lic z n a re p re z e n ta c ja k o s m o lo g ii N e w to n o w sk ie j je s t f o rm a ln ie id e n ty c z n a z s y m b o lic z n ą re p re z e n ta c ją ‘o g ó ln e j’ te o rii w zg lęd n o ści, a le t a o s ta tn ia d o m a g a się o d m ie n n e j in te r p re ta c ji w o d n ie s ie n iu d o o b s e rw a c ji” [4, str. 290].

C o to znaczy? O tóż znaczy to d o kładnie tyle, że rów nania kos­ m ologii neonew tonow skiej i kosm ologii relatywistycznej (jeśli obydwie przyjm ują zasad ę kosm ologiczną) z m atem atycznego p u n k tu widze­ nia są identyczne, natom iast fizyczna interpretacja niektórych sym ­ 105

boli, w ystępujących w tych rów naniach, m usi być odm ienna. T ak na przykład w rów naniach jednej ja k i drugiej kosm ologii występuje pewna stała oznaczana tradycyjnie przez k. W kosm ologii relaty­ wistycznej przestrzeń m oże być zakrzyw iona i stała k określa właśnie krzywiznę przestrzeni (która m oże być dodatnia, ujem na lub zerowa). W kosm ologii new tonow skiej przestrzeń zawsze jest płaska, euklidesowa, a stałą k interpretuje się ja k o wielkość zw iązaną z energią potencjalną W szechświata.

Tytułem komentarza O d po czątku badaczy zastanaw iała ścisła „rów noległość” pom ię­ dzy w ynikam i dwóch system ów kosm ologicznych, opartych na dwóch tak różnych teoriach, jak im i są new tonow ska teo ria grawitacji i ogólna teoria względności. W charakterze wyjaśnienia zw racano uwagę na fakt, że średnia gęstość m aterii we W szechświecie jest bardzo m ała, rzędu 10 31-10 "s g/cm 3, a co za tym idzie „średnie pole graw itacyjne W szechśw iata” bardzo słabe; z drugiej strony wia­ dom o przecież, że w w ypadku pól graw itacyjnych o m ałym natęże­ niu ogólna teoria względności daje w przybliżeniu takie same wy­ niki ja k teoria N ew tona. (D la porów nania średnia gęstość Słońca wynosi 1,4 g/cm 3, a odchylenia od teorii N ew tona przewidywane przez ogólną teorię względności są raczej niewielkie). A zatem zbież­ ność w yników obu teorii na terenie kosm ologii nie pow inna budzić zdziwienia. D o dajm y jeszcze dwie następujące racje. P o pierwsze, zarów no kosm ologia relatyw istyczna w pierwszej fazie swojego rozwoju, ja k i kosm ologia neonew tonow ska stw orzona przez M iln e’a i Mc Crea, ja k o jed n o ze swoich naczelnych założeń przyjm ow ały zasadę kosm o­ logiczną. Z asad a kosm ologiczna, ja k ju ż nam w iadom o, postuluje jed n o ro d n o ść (brak w yróżnionych punktów ) i izotropow ość (brak w yróżnionych kierunków ) przestrzeni. M ów iąc inaczej, zasada kos­ m ologiczna postuluje pew nego rodzaju sym etrie w rozkładzie m as (postuluje m ianow icie sferycznosym etryczny rozkład m aterii względem każdego obserw atora nie poruszającego się w żaden wyróżniony sposób). O tóż okazuje się, że wyniki w kosm ologii zależą nie tylko od rów nań teorii grawitacji, ale także w bardzo silnym stopniu 106

od przyjętych założeń sym etrii. Poniew aż w obu kosm ologiach przy­ jęto takie sam e założenia sym etrii (zasadę kosm ologiczną), ich wyniki są bardzo podobne. Innym i słowy: duża część kosm ologii mieści się nie w rów naniach pola graw itacyjnego, lecz w założeniach sy­ metrii, a te są wspólne kosm ologii neonewtonowskiej i kosm ologii relatywistycznej. Po drugie, nie w olno zapom inać, że kosm ologia neonew tonow ska została stw orzona „na w zór” kosm ologii relatywistycznej - to na pewno zaw ażyło także na jej wynikach. Nie należy wszakże sądzić, że powyższe uwagi całkowicie wy­ jaśniają status kosm ologii new tonow skiej. Spory na ten tem at nie są zakończone [6], ich referow anie zaprow adziłoby nas je d n a k do zbyt technicznych zagadnień [5, str. 180-185]. Nie sądźmy także, że kos­ m ologia neonew tonow ska m oże w jakikolw iek sposób zastąpić kos­ mologię relatyw istyczną. Wszyscy kosm ologowie, łącznie z M ilnem i M c C rea, w idzą pewnego rodzaju sztuczność kosm ologii opartej na klasycznej teorii N ew tona. K osm ologia ta spełnia przede wszyst­ kim rolę heurystyczną: wzory new tonow skie są zwykle łatwiejsze do zinterpretow ania i interpretację tę m o żn a potem przenosić n a an alo ­ giczne wzory kosm ologii relatywistycznej. Ale uw aga! Nie zawsze; porów naj n a przykład wyżej om ów ione zagadnienie interpretacji sta­ łej k , k tó ra w kosm ologii neonew tonow skiej wiąże się z „energią potencjalną W szechśw iata”, a w kosm ologii relatywistycznej z zakrzy­ wieniem przestrzeni. Poza tym kosm ologia neonew tonow ska, będąc m atem atycznie o wiele prostsza, służy zwykle początkującym adeptom kosm ologii ja k o przedm iot ćwiczeń rachunkow ych. N ew ton był je d ­ nak przed Einsteinem !

Robertson i Walker; symetrie Wszechświata R ozdział 12

G e o m e tria i te rm o d y n a m ik a W sze ch św iata

Kierunki badań Podczas gdy M ilne pracow ał n a d rozw ijaniem konkurencyjnego system u kosm ologicznego, w kosm ologii relatywistycznej dokonyw ał się szybki postęp. C o więcej, w niektórych w ypadkach istnienie k o n ­ kurencji w yraźnie stym ulow ało r,c»ve badania. O gólna teoria względ­ ności trak tu je pole graw itacyjne ja k o zakrzywienie czasoprzestrzeni. K osm ologia relatyw istyczna stara się zrekonstruow ać stru k tu rę ,p o la graw itacyjnego pochodzącego od wszystkich m as we Wszechświecie, jej zadaniem jest więc zbadanie geometrii Wszechświata. Ale w rze­ czywistym Wszechświecie oprócz oddziaływ ań graw itacyjnych „dzieje się” cała reszta fizyki; a zatem niejako na geom etrycznej scenie cza­ soprzestrzeni należy rozw ażać fizykę Wszechświata. G eom etrię jed n o ­ rodnych i izotropow ych m odeli kosm ologicznych dokładnie opraco­ wali H. P. R obertson i A. G . W alker. B adania fizyki W szechświata zapoczątkow ał G eorges Lem aitre, wysuwając hipotezę „Pierw otnego A to m u ” (por. rozdz. 8, om ów im y ją obszerniej w następnym rozdziale) oraz R. C. T olm an przez stworzenie term odynam iki rela-. tywistycznej i zastosow anie jej do rozw ażań kosm ologicznych. W obecnym rozdziale przyjrzym y się bliżej geom etrii W szech­ świata opracow anej przez R o b ertso n a i W alkera o raz term odynam ice W szechświata będącej dziełem Tolm ana.

Z ainteresow ania H . P. R ob ertso n a teorią względności rozpoczę­ ły się od dw óch prac [1, 2] stanow iących części jeg o rozpraw y doktorskiej przedstaw ionej w 1925 r. w K alifornijskim Instytucie Technologicznym . O bydw ie prace dotyczyły m atem atycznych aspek­ tów teorii Einsteina. Pierwsza szerzej zn an a kosm ologiczna praca R obertsona opublikow ana w 1928 r. [3] była pośw ięcona analizie rozw iązania de S ittera; niezależnie od L em aitre’a (por. rozdz. 2) au to r wykazał, że m odel de Sittera nie jest statyczny lecz stacjonarny, tzn. rozszerza się, ale w taki szczególny sposób, że „zawsze wy­ gląda tak sam o ”. N astępny ro k przyniósł kolejną pracę, w ażną dla dalszego roz­ woju kosm ologii [4]. R obertson sform ułow ał w niej geom etryczne założenie przyjm ow ane dotychczas p rzy konstruow aniu m odeli kos­ m ologicznych i rozw ażył wszystkie m ożliwe przestrzenie zgodne z tymi założeniam i. Założenia te są następujące: 1) istnieje taki globalny (tzn. pokryw ający cały W szechświat) układ współrzędnych, w którym czasoprzestrzeń d a się rozłożyć na czas kosm iczny i p ro stopadłe do niego przestrzenie chwilowe (por. rys. 7); 2) przestrzenie chwilowe jj

R ys. 7. C z a s k o s m ic z n y w ch w ilach i ,, t2, .../„

t

i p rz e strz e n ie c h w ilo w e

_

'i

są jed n o ro d n e (nie posiadają w yróżnionych punktów ) i izotropow e (nie posiadają w yróżnionych kierunków ). W ażnym pojęciem geom etrycznym jest pojęcie m etryki przestrze­ ni. Jest to w zór w yrażający odległość między dw om a „dow olnie

108 109

bliskim i” punktam i dane» przestrzeni. Po kształcie m etryki m ożna rozpoznać, jakiej geom etrii podlega (lokalnie) d an a przestrzeń. R o ­ bertson w swojej pracy z 1929 r. p o d ał najogólniejszy kształt metryki czasoprzestrzeni spełniającej założenia 1) i 2). O kazało się, że przest­ rzenie chw ilowe, zgodne z założeniem 2), m uszą być przestrzeniam i 0 stałej krzywiźnie, krzyw izna ta m oże być zerow a (przestrzenie płaskie, ja k n a rys. 1), d o d atn ia (jak np. w statycznym m odelu Einsteina) lub ujem na (tzw. geom etria Lobaczewskiego). M etrykę znalezioną przez R obertsona nazyw a się dziś m etryką R o b ertso n a-W alkera. D rugie nazw isko pojaw iło się w tym określe­ niu dla uczczenia innego uczonego, który położył nie mniejsze za­ sługi w badaniu geom etrii W szechświata. A. G . W alker rozpoczął swoje badania kosm ologiczne od zagad­ nienia odległości [5, 6]; problem ten nie jest tryw ialny, gdyż to, co zwykle geom etrzy nazyw ają odległością, nie da się m ierzyć bezpo­ średnio m etodam i astronom icznym i, natom iast to , co d a się m ie­ rzyć astronom icznie, nie m a bezpośredniej interpretacji w geometrii. N astępnie W alker poświęcił wiele uwagi kosm ologii M ilne’a [7, 8J. W kosm ologii tej, ja k pam iętam y, nie m a rów nań pola i całą geo­ m etrię czasoprzestrzeni należy w yprow adzić z pom iarów w ykonywa­ nych przez obserw atorów fundam entalnych (por. rozdz. 10). T o skło­ niło W alkera do dokładnego, m atem atycznego przestudiow ania postu­ latów, n a jak ich te pom iary m uszą się opierać. W ten sposób pow stała kolejna, fundam entalna praca o geom etrii czasoprzestrzeni naw iązująca zresztą w tytule d o kosm ologii M ilne’a [9]. M niej więcej w tym sam ym czasie ukazała się obszerna, trzyczęściow a praca R o­ bertsona [10], zajm ująca się tym sam ym kręgiem zagadnień i rów ­ nież naw iązująca do kosm ologii M ilne’a. Zważywszy, że prace [9] 1 [10] były pisane niezależnie, zbieżność ich treści i m etod jest u d e­ rzająca. O baj autorzy zastosow ali d o kosm ologii m atem atyczną teorię grup ciągłych. Jest to teoria szczególnie p rzy d atn a d o badania sy­ metrii przestrzennych. Z ałożenia jednorodności i izotropow ości przest­ rzeni, nazw ane przez M ilne’a zasadą kosm ologiczną, są w swej isto­ cie założeniam i sym etrii. Stosując m etody teorii grup ciągłych, wszystkie m odele kosm ologiczne m ożna sklasyfikować w zależności od stopnia sym etrii przestrzeni danego m odelu. O kazuje się, że m aksym alną sym etrią przestrzenną odznaczają się m odele z m etryką R o b ertso n a-W alk era (znalezioną przez R o b ertso n a w pracy [4]). 110

W arto jeszcze w spom nieć często cytow aną pracę R obertsona z 1933 roku [11]; jest to przeglądow y, prawie m onograficzny arty ­ kuł stanow iący niejako podsum ow anie całej dotychczasowej kosm o­ logii relatywistycznej. Należy jed n ak pam iętać, że była ona wów­ czas bardzo m łodą dyscypliną naukow ą, znajdującą się ciągle jeszcze w pierwszej fazie gw ałtow nego rozw oju. N apisanie przeglądowego a r­ tykułu w takich w arunkach w ym agało przepracow ania dużych partii m ateriału od nowa. W D o d a tk u C do pracy au to r przedstaw ia krótko m etodę badania sym etrii przestrzennych za pom ocą pojęciowego a p a­ ratu grup ciągłych. N a uwagę zasługuje bibliografia dołączona do artykułu, zaw iera ona kom pletną listę prac kosm ologicznych, jakie ukazały się w latach 1917-1932. N ieoceniona pom oc d la wszystkich interesujących się historią kosm ologii!

Tolman; termodynamika kosmosu G eom etria mówi o strukturze W szechświata. A le jeśli stru k tu ra zm ienia się, m am y ewolucję. Z m ienność układów fizycznych w czasie wiąże się z term odynam iką, a zwłaszcza z jej dru g ą zasadą, czyli z zasadą w zrostu entropii. D lateg o też w kosm ologii relaty­ wistycznej prędzej czy później m usiały pojawić się problem y term o­ dynam iczne. C ała dotychczasow a term odynam ika, była o p arta na m echanice klasycznej. Chcąc ją zastosow ać do kosm ologii relatywis­ tycznej, należało najpierw uzgodnić zasady term odynam iki z zasa­ dam i teorii względności. W ten sposób pow stała term odynam ika re­ latywistyczna, Jej głów nym tw órcą jest R . C. T olm an [12-14]. S pot­ kaliśmy go ju ż wcześniej, to właśnie dzięki w spółpracy z Tolm anem H ubble zapoznał się bliżej z kosm ologią relatyw istyczną (por. rozdz. 7). W rozdziale 8 zetknęliśm y się z rozum ow aniem E ddingtona, który przyjąwszy w zrost entropii we W szechświecie za w skaźnik kierunku upływu czasu dow odził, że ew olucja kosm osu zakończy się, gdy wzrost entropii osiągnie m aksim um . Ale E ddington do swoich raczej in tu i­ cyjnych rozw ażań stosow ał drugą zasadę term odynam iki w jej ujęciu klasycznym . Tym czasem w sform ułow anej przez T o lm an a term ody­ nam ice relatywistycznej druga zasad a uległa istotnej modyfikacji. W przypadku relatywistycznym w układzie izolowanym , gdy zacho­ 111

dzą w nim procesy nieodw racalne, entropia w zrasta, ale w odróżnie­ niu od p rzypadku klasycznego w zrost ten nie m usi osiągać m aksi­ mum. R ów now aga term odynam iczna zależy nie tylko od tem pera­ tu r ale i od potencjałów graw itacyjnych. M oże się tak zdarzyć, że m im o rów ności tem peratur, potencjały graw itacyjne będą różne w róż­ nych m iejscach i wówczas en tro p ia będzie w zrastać nieograniczenie, nigdy nie osiągając w artości m aksym alnej. Jeśli d ru g ą zasadę term odynam iki relatywistycznej zastosow ać do W szechświata ja k o całości, to w prawdzie nadal może ona służyć za wskaźnik kierunku czasu, ale nie prow adzi ju ż do w niosku o nie­ uchronnej śmierci cieplnej W szechświata. Nie m o żn a winić Eddingtona za to, że w 1931 r. nie znał term odynam iki relatywistycznej (ta gałąź fizyki była wówczas d opiero w stanie pow staw ania), ale nie m ożna wybaczać dzisiejszym d yskutantom zagadnienia „śmierci cieplnej” W szechświata, gdy uparcie nie biorą p o d uw agę istnienia term odynam iki relatywistycznej. T olm an odczuw ał w yraźną predylekcję do oscylującego m odelu W szechświata, „trw ającego” nieskończenie długo. K ażdy cykl ew olu­ cyjny takiego m odelu zaczyna się i kończy stanem osobliwym z nie­ skończoną gęstością m aterii w zerowej objętości. Z m atem atycznego p u n k tu w idzenia dw óch cykli nie da się ze sobą gładko skleić, z fizycznego p u n k tu widzenia w osobliwości ginie inform acja o sta­ nach ją poprzedzających (w p rzypadku osobliwości początkow ej) lub następujących po niej (w przypadku osobliwości końcow ej). M im o to T olm an wierzył, iż „jest rzeczą oczywistą, że p o skurczeniu się do zera m oże następow ać tylko odnow iona ekspansja” [15].

t R y s . 8. K o s m o lo g ic z n y m o d e l T o lm a n a

T olm an w raz ze swoim w spółpracow nikiem M organem W ardem [15] wykazali, że jeżeli w m odelu oscylującym zachodzą procesy nie­ odw racalne, to okres trw ania poszczególnych cykli wydłuża się, a ich 112

am plituda rośnie (rys. 8), w fazie rozszerzania się W szechświata en­ tropia w zrasta, w fazie kurczenia się maleje, ale w kolejnych m aksi­ mach ekspansji en tro p ia jest coraz większa. W ten sposób W szech­ świat może oscylować nieograniczenie. Jednakże problem przejścia przez osobliwości nadal pozostał nierozw iązany. T o lm an n a wszelki wypadek na wykresie pozostaw ił luki, nie narysow ał, ja k sobie te przejścia w yobraża.

Dwie monografie T olm an nie ty lk o stworzył term odynam ikę relatyw istyczną i zas­ tosow ał j ą do kosm ologii, ^przedtem jeszcze interesow ał się geom e­ trycznym i w łasnościam i m odeli kosm ologicznych, ale nie abstrakcyj­ nie ja k R obertso n i W alker, lecz zawsze w ścisłym zw iązku z astro ­ nom icznym i obserw acjam i [16-19]. T olm an w krótce stał się jednym z najw ybitniejszych znawców teorii względności i kosm ologii. W 1934 r. ukazała się jego obszerna m onografia [20] (Teoria względ­ ności, term odynam ika i kosmologia). Z książki tej uczyły się następne pokolenia relatyw istów , dziś jeszcze często sięga się do niej, by przy­ pom nieć sobie podstaw ow e definicje lub sprawdzić zasadnicze formuły. Jeszcze na długo przed ukazaniem się m onografii T olm ana zna­ ne były całościow e opracow ania teorii względności. D o pierwszych należą H erm an a W eyla Przestrzeń — cza s— materia [21], pierwsze wy­ danie w 1922 r. i E ddingtona M atem atyczna teoria względności [22], pierwsze w ydanie w 1923 r. Obie te książki powstały w okresie, gdy teoria względności była ow iana jeszcze atm osferą now ości i tajem ni­ czości, dlatego też k ładą one nacisk na fizyczne, m atem atyczne, a naw et filozoficzne podstaw y nowej teorii. T olm an trak tu je teorię względności ja k o ju ż standardow e narzędzie fizyka - teoretyka i kon­ centruje uwagę n a jej term odynam icznych i kosm ologicznych zas­ tosow aniach. H istoryk kosm ologii M erleau-P onty charakteryzuje „epistem ologiczne sum ienie” T o lm an a ja k o „kom prom is m iędzy m oralnością empirysty a p o k u są kosm ologa” [23]. M oralność em pirysty nakazyw ała T olm an owi trak to w a ć teorię względności dokładnie ta k sam o ja k wszystkie inne teorie fizyczne, p okusa kosm ologa skłaniała go do 8 -

E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

113

najdalej idących ekstrapolacji, ale o ile m ożności opartych na so­ lidnej bazie obserwacyjnej. W artykule w ydrukow anym pośm iertnie [24] T olm an wyznawał wiarę w słuszność kosm ologii relatywistycznej i wyrażał przekonanie, że wszystkie jej trudności (zwłaszcza tzw. problem w ieku W szechświata) są spow odow ane założeniem dokład­ nej jednorodności W szechświata, które przecież, ja k w ykazują obser­ wacje, m oże być tylko grubym przybliżeniem . W kosm ologicznej części swojej książki T olm an korzystał z prze­ glądowego artykułu R o b ertso n a [11] lub - biorąc p o d uwagę k ró t­ kość czasu, jak i dzieli ukazanie się artykułu R o b ertso n a i książki T olm ana — z tych sam ych źródeł co R obertson. Jednakże poglądy na kosm ologię tych dwóch au to ró w różniły się zasadniczo. P o pierw­ sze R ob ertson był m atem atykiem i widział we Wszechświecie raczej działanie praw sym etrii niż praw dynam iki; po drugie, R obertson, w przeciwieństwie do T olm ana, żywił pow ażne zastrzeżenia co do słuszności ogólnej teorii w zględności; nie bez wpływu n a to stano­ wisko pozostaw ały poglądy M ilne’a, które swoją dedukcyjną pros­ to tą m usiały budzić sym patię m atem atyka. R obertson uważał, że m odel kosm ologiczny należy budow ać na podstaw ie m ożliwie najmniejszej liczby założeń, kolejne założenia trzeba w prow adzać dopiero wtedy, gdy są niezbędne. A więc rów ­ nania E insteina pow inny być uw zględnione dopiero w ostatnim eta­ pie ko n stru ow ania m odelu W szechświata. W zasadzie m odelem kos­ m ologicznym d la R obertsona jest każda czasoprzestrzeń posiadająca m etrykę R o b ertso n a-W alk era plus założenia dotyczące rozchodzenia się św iatła i ruchu obserw atorów fundam entalnych (zresztą założe­ nia te R o b ertso n w sposób ew identny zapożyczał od teorii względ­ ności). T ak rozum ianą klasę m odeli kosm ologicznych um ów m y się nazywać „kosm ologią R o b ertso n a” . K osm ologia R obertsona zawiera ja k o swoje szczególne przypadki kosm ologię M iln e’a i m odele W szechświata F riedm ana — L em aitre’a. Te ostatnie są to m odele kos­ mologii R o b ertso n a będące d odatkow o rozw iązaniam i einsteinowskich rów nań pola grawitacyjnego. K osm ologia R obertsona także doczekała się swojego m onogra­ ficznego opracow ania. Po śmierci R obertsona (zginął o n w w ypadku sam ochodow ym w 1961 roku) jego ostatni student, T hom as W. N o o n an , przygotow ał do d ruku książkę, opierając się na wykla-

114

dach, artykułach i notatkach pozostaw ionych przez swojego profe­ sora. K siążka Teoria względności i kosmologia [25] daje bardzo przej­ rzysty w ykład teorii Einsteina i kosm ologii relatywistycznej, ale jest przesiąknięta „filozofią R o b ertso n a”. Rozwój nauki zwykle dokonuje się dzięki napięciom , jakie rodzą się z różnicy poglądów .

R ozdział 13

nie przyjm uje się założenia izotropow ości przestrzeni (rów noupraw ­ nienia wszystkich kierunków ). L em aitre bez większych trudności prze­ prowadził potrzebne rachunki i udow odnił, że rozw ażany m odel ani­ zotropow y rów nież posiada osobliw ość [1]. Pisał on, kom entując swój wynik:

Hipoteza P ie rw o tn e g o A to m u

„P o w y ższe ro z w a ż a n ia , n ie sta n o w ią f o rm a ln e g o d o w o d u , że n ie d a się u n ik n ą ć zerow ej o b ję to śc i p rz e z w p ro w a d z e n ie a n iz o tr o p ii, p o n ie w a ż m o d e l te n nie je s t n a j­ o g ó ln iejszy m z m o ż liw y c h ; w s k a z u ją o n e , n a p rz y k ła d z ie je d n a k d o ść o g ó ln eg o p rz y p a d k u ,

Początkowa osobliwość Z kosm ologicznym i poglądam i G eorge’a L em aitre’a spotykaliśm y się ju ż w rozdziałach 6, 8 i 9, jednakże w kład tego uczonego do rozw oju współczesnej kosm ologii jest tak duży, że nie m ożna na tym poprzestać. Pisząc sw oją fundam entalną pracę w 1927 roku, L em aitre (nie­ wątpliwie p o d wpływem Eddirigtona) był zw olennikiem ewolucji kos­ micznej bez „gw ałtow nego p o cz ątk u ” ; odrzucił wówczas wszystkie m odele W szechświata, zakładające taki początek, ja k o niezgodne z rzeczywistością (por. rozdz. 6). W krótce jed n ak jego poglądy na tę spraw ę uległy zm ianie. Przyczyniły się do tego rozw ażania nad fizyką kw antow ą, zastosow aną do ewolucji kosm icznej, które d o p ro ­ w adziły d o sform ułow ania hipotezy „pierw otnego ato m u ” (por. rozdz. 8). A le były także jeszcze inne przyczyny. W m odelach F riedm ana „gw ałtow ny początek” pojaw ia się jak o tzw. p oczątkow a osobliwość. G d y kosm iczna ew olucja, c o f^ ą c się wstecz, zbliża się do początkow ej osobliwości, objętość W szech­ świata zm ierza do zera, a jeg o gęstość do nieskończoności. Nic dziwnego, że fizykom i astro n o m o m osobliw ość w ydaw ała się „obcym zjaw iskiem ” w kosm ologii. P anow ało wówczas przekonanie czy raczej wierzenie, że osobliw ość nie w ynika z istoty teorii, gra­ witacji, lecz jest tylko niejako ubocznym produktem rachunków prze­ prow adzanych po zastosow aniu nazbyt uproszczonych założeń. Sam Einstein p o d su n ął L em aitre’owi pom ysł spraw dzenia, czy początkow a osobliwość pojaw i się w prostym m odelu kosm ologicznym , w którym 116

że

a n iz o tr o p ia

d z ia ła

raczej

w

p rz e c iw n y m

k ie r u n k u

[1,

str.

84],

Jest to bardzo wnikliwa uwaga. D laczego? O koło 30 lat później Penrose, H aw king i inni (por. [2]) udow odnili szereg tw ierdzeń wy­ kazujących, że osobliwości są głęboko zakorzenione w m atem atycz­ nej strukturze ogólnej teorii względności i nie d a się ich uniknąć żadnymi prostym i zabiegam i w ro d zaju w prow adzania anizotropii. W dow odach tych twierdzeń kluczow ą ro lę odgrywa p ew na nierów ­ ność, zw ana dziś w arunkiem energetycznym , k tó r a ... w ystępuje także w rachunkach L em aitre’a. U w aga L em aitre’a zam ieniła się w ścisłe twierdzenie. Praca nad m odelem zasugerow anym przez E insteina utw ierdziła L em aitre’a w przek o n an iu o nieuniknioności „gw ałtow nego począt­ k u ”. Skoro osobliwości nie d a się usunąć, należy ją wcielić do „fizy­ ki K osm osu” . W ten sposób początkow a osobliwość stała się - ja k m awiał L em aitre — „geom etryczną p o d p o rą ” hipotezy Pierw otnego A tom u. W iększą część swojego naukow ego życia L em aitre poświę­ cił opracow yw aniu zaproponow anej przez siebie teorii kosm ologicz­ nej. W praw dzie isto ta jego koncepcji, ew olucja w szystkich struktur kosm icznych z p ro d u k tó w ro zp ad u pierw otnego ato m u , pozostaw ała ta sam a, jednakże szczegóły ulegały nieustannym po p raw k o m i ulep­ szeniom. Prześledzenie rozw oju idei L em aitre’a w ym agałoby obszer­ nego studium m onograficznego, dlateg o też ograniczym y się do przedstaw ienia, z konieczności skrótow ego, najbardziej dojrzałej wersji jego poglądów .

Wielki Wybuch Pomysł, po raz pierwszy w yrażony w krótkiej notce w Naturę ([3]), por. rozdz. 8), w krótce rozw inął się w pełną hipotezę. Jej 117

celem było przede wszystkim sform ułow anie „w arunku początkowego, z którego aktualny W szechświat m ógł się rozw inąć n a mocy zna­ nych praw fizycznych i m echanicznych” [4]. Isto tą hipotezy Lem aitre’a było przypuszczenie, że „W szechświat mógł się zacząć od stanu, w któ ry m całkow ita energia była skoncentrow ana w jednym kwancie, w jednym pakiecie energii, którego nie m ożna sobie w yo-\ brazić inaczej, ja k tylko w postaci ją d ra atom ow ego” [ibid\. Lem aitre oczekiwał, że dalszy rozwój fizyki jądrow ej przyczyni się do zrozum ienia n atu ry pierw otnego ato m u czy raczej pierw otnego ją d ra atom ow ego, sądził jed n ak , iż tym czasem wystarczy „atom pierw otny traktow ać ja k o układ realizujący m aksim um koncentracji przy m ini­ mum en tro p ii” [ibid\. P ierw otny a to m należy „um iejscow ić” w początkow ej osobliwoś­ ci, ale „b ez w ą tp ie n ia n ie m o ż n a m u p rz y p is y w a ć p r o m ie n ia r ó w n e g o d o k ła d n ie z e ru , lecz p ro m ie ń ró w n y ja k ie ś k ilk a m in u t św ie tln y c h , czyli, m ó w ią c a s tro n o m ic z n ie , p r o ­ m ień z a n ie d b y w a ln ie m a ły w p o r ó w n a n iu z a k tu a ln y m i r o z m ia ra m i W sz e c h św ia ta ” [ibid\.

Ew olucja kosm osu - to L em aitre pisał:

dzieje

rozpadu

pierw otnego

atom u.

„ T e n d e n c ja m a te rii d o fra g m e n ta ry z a e ji t o n ic in n e g o ja k ty lk o n ie s ta b iln o ś ć ra d io a k ty w n a p ie rw o tn e g o a to m u ; z ko lei r o z p a d a ły się f ra g m e n ty - sa m e ró w n ie ż ra d io a k ty w n e -

tw o rz ą c k o le jn e p o k o le n ia c ia ł r a d io a k ty w n y c h . P o d z ia ł te n z a trz y ­

m u je się d o p ie r o n a p ie rw ia s tk a c h tr w a ły c h lu b n a p ie rw ia s tk a c h o d łu g im śre d n im czasie ży cia, ta k ic h j a k n a p r z y k ła d u r a n ” [ibid\.

D oniosłość pom ysłu L em aitre’a polega na tym , że jest on w swej istocie pierw szą w dziejach kosm ologii hipotezą pochodzenia pier­ wiastków chem icznych. Z czasem hipoteza ta rozw inie się w nowy dział współczesnej kosm ologii, w teorię kosm icznej nukleosyntezy. R ozpad pierw otnego ato m u był zjawiskiem gw ałtow nym eksploz­ ją n a m iarę kosm iczną w dosłow nym tego słowa znaczeniu. Śmiała koncepcja L em aitre’a budziła początkow o opory kosm ologów . W k u ­ luarach m iędzynarodow ych sp o tk ań i konferencji ironicznie mówiło się o „W ielkim W ybuchu” co w oryginalnej, angielskiej wersji („Big Bang ) m oże znaczyć zarów no h u k pow stający w m om encie eks­ plozji, ja k i wielki hałas, dom yślnie: wokół hipotezy L em aitre’a. 118

Dziś określenie W ielki W ybuch weszło d o technicznego żargonu kos­ mologów i nikt ju ż nie pam ięta, że zrodziło się ono z ironii.

Kosmologia kwantowa Lem aitre od sam ego początku był św iadom wielkiego znaczenia fizyki kwantow ej dla rozw oju kosm ologii. W praw dzie obecnie świat jak o całość jest układem m akroskopow ym (w sensie: układem niekwantowym), ale pierw otny atom zachow yw ał się kw antow o. A zatem ewolucja W szechśw iata w pobliżu „p o czątk u ” nie m ogła być d eter­ ministyczna. N a K ongresie Solvayowskim w Brukseli, w 1958 r. Lem aitre m ówił: „ Z a s a d a n ie o z n a c z o n o ś c i o tw ie ra n o w e m o ż liw o śc i p r z e d k o sm o lo g ią . K a ż d y u k ła d fizyczny, a w ięc i W sz e c h św ia t, je s t o p is y w a n y p rz e z z b ió r m o ż liw y c h ‘s ta n ó w ’, k tó re m o g ą z o s ta ć , u rz e c z y w is tn io n e . . . . Z te g o s a m e g o p o c z ą tk u m o g ły w y e w o lu o w a ć d ra sty c z n ie ró ż n e w szech św ia ty . A k tu a ln y b ie g z d a rz e ń c o ra z b a rd z ie j k o n k r e ty z o ­ w ał, się, w m ia rę j a k m a te r ia d zieliła się n a c o ra z w ięk szą liczb ę p a k ie tó w , w p e ­ w ien, nie d a ją c y się p rz e w id z ie ć sp o s ó b . O czy w iście, g d y liczb a p o je d y n c z y c h p a ­ k ie tó w s ta ła się b a r d z o w ielk a, is to tn a n ie o z n a c z o n o ś ć s ta ła się n ie e fe k ty w n a i z o s ta ­ ła z a s tą p io n a p rz e z p r a k ty c z n y d e te rm in iz m , c h a ra k te ry s ty c z n y d la z ja w is k m a k r o s k o ­ p o w y ch , w y w o d z ą c y się z p ra w a w ie lk ic h liczb n ie p rz e w id y w a ln y c h zja w |s k ” [5],

T aki obraz ew olucji jest filozoficznie atrakcyjny; cofając się wstecz w czasie, determ inizm przechodzi w indeterm inizm i to indeterm inizm coraz „m ocniejszy”, w m iarę ja k zbliżam y się d o „p o czątk u ”. „ R o z w a ż a n ia te w s k a z u ją . . . n a c o ś, c o m o ż n a b y n azw a ć n ie o s ią g a ln y m p o ­ c z ą tk ie m (innaccessib le begitining). M a m n a m yśli p o c z ą te k , k tó r y n ie m o ż e być o sią g n ię ty n a w e t p rz e z m y śl; p o c z ą te k , d o k tó r e g o m o ż n a się z b liż a ć je d y n ie w ja k iś a s y m p to ty c z n y s p o s ó b ” [ibid].

Pierw otny a to m był prosty, złożoność w zrastała stopniow o przez dzielenie się energii na coraz większą liczbę kwantów. ..P o c z ą te k z ło ż o n o ś c i o z n a c z a p o c z ą te k ty ch p o jęć, k tó r e z a k ła d a ją w ie lk ą liczbę in d y w id u ó w . T a k im i p o ję c ia m i są p rz e strz e ń i c z a s” [ibid].

Początek i jego najbliższe „otoczenie” były, według L em aitre’a, aprzestrzenne i bezczasowe; czas i przestrzeń w yłoniły się z biegu zdarzeń dopiero wtedy, gdy sam e zdarzenia stały się odpow iednio liczne, tak że zaczęła ju ż działać statystyka i praw o wielkich liczb. 119

Promieniowanie resztkowe K w antow e rozw ażania L em aitre’a o pierwszych fazach ewolucji św iata nie są jeszcze pełną, fizyczną hipotezą; stanow ią one raczej pewien program dla przyszłej teorii, która by właściwie opisywała stany W szechświata odpow iednio bliskie „początku” . Pierwszy p ro b -\ lem, z którym współczesna fizyka jest ju ż w stanie uporać się, d o ­ tyczy pytania, czy cząstki, będące pro d u k tam i ro zp ad u pierw otnego atom u, m ogą być traktow ane ja k o gaz, czy nie? O to odpowiedź L em aitre’a: „ N a jp ie r w n a le ż y ja s n o ok reślić, co n a le ż y u w a ż a ć z a is to tn ą c h a ra k te ry s ty k ę g azu . N ie w y sta rc z y m ieć ty lk o z b ió r w ielkiej liczby c z ą ste c z e k . A ż e b y ta k i z b ió r m ó g ł b y ć n a z w a n y g a z e m , c z ą s tk i te g o z b io r u m u sz ą p o s ia d a ć p rę d k o ś c i niew iele ró ż n ią c e się o d p ew n ej śre d n ie j p rę d k o ś c i, p rę d k o ś c i g a z u , a r o z k ła d p rę d k o śc i w o k ó ł tej śre d n ie j p o w in ie n b y ć n ie z b y t r ó ż n y o d ro z k ła d u M a x w e lla , ty p o w e g o d la z w y k ły ch g a z ó w . Z d ru g ie j z a ś s tr o n y , zw ykły z b ió r c z ą s te c z e k p o ru sz a ją c y c h się w e w sz y stk ic h k ie r u n k a c h z p r ę d k o ś c ia m i te g o sa m e g o rz ę d u , n ie m o ż e być u w a ­ ż a n y za g az. N a le ż y g o o p isy w a ć j a k o z b ió r k o rp u s k u la r n y c h p r o m ie n i, j a k o p r o ­ m ie n io w a n ie k o r p u s k u la r n c [6].

W edług L em aitre’a pierwsze pokolenia pro d u k tó w rozpadu pier­ wotnego atom u nie tworzyły gazu lecz „prom ieniow anie korpuskularne” . D opiero z czasem, na skutek częstych zderzeń, prom ieniow a­ nie osiągnęło stan równow agi i stało się gazem. N ależy tu odnotow ać wielki sukces fizycznej intuicji L em a itre’a: dzisiejsze d an e zarów no teoretyczne, ja k i obserwacyjne św iadczą o tym, że m ateria wypeł­ niająca m łody W szechświat istotnie m iała własności prom ieniow ania; współczesny, tzw. standardow y m odel kosm ologiczny przyjm uje, że we wczesnych erach ewolucji św iat rzeczywiście był wypełniony prom ieniow aniem . Jedna trafn a intuicja pociąga za sobą następne. M yśl L em aitre’a podążała w edług następującego schem atu: po pierwsze, w jak i spo­ sób pierw otne prom ieniow anie stało się gazem, po drugie, w ja k i spo­ sób z tego gazu uform ow ały się galaktyki i grom ady galaktyk, po trzecie, co stało się z tą częścią pierw otnego prom ieniow ania, która nie przeszła w stan gazu? O statnie pytanie jest niezwykle doniosłe. L em aitre uważał, że takie „prom ieniow anie resztkow e” istnieje do dziś i m ylnie utożsam iał je z prom ieniow aniem kosm icznym . A le sam o przekonanie o istnie120

nju prom ieniow ania resztkowego okazało się słuszne. W krótce potem jego istnienie, z w iększą precyzją teoretyczną, przewidział Gam ow , a eksperym entalnie zostało ono o d kryte dopiero n a początku lat sześćdziesiątych, n a k ró tk o przed śm iercią L em aitre’a. O dkrycie tego prom ieniow ania - zw anego także prom ieniow aniem tła - zapocząt­ kowało nowy okres w rozw oju kosm ologii, dostarczając jej nowych podstaw obserw acyjnych (opowiemy o tym w następnych rozdzia­ łach). W latach trzydziestych jedynym znanym kandydatem do ode­ grania roli „prom ieniow ania resztkow ego” było prom ieniow anie kos­ miczne. N ie m ożn a L em aitre’a winić za tę swojego rodzaju „genialną pom yłkę” . Z resztą sam L em aitre podkreślał, że prom ieniow anie kos­ miczne m oże stanow ić tylko część „prom ieniow ania resztkow ego” (por. [6]). . . . . Idea „prom ieniow ania resztkow ego” pojaw iła się w rozw ażaniach Lem aitre bardzo wcześnie; została o n a ju ż wyraźnie zapow iedziana w wystąpieniu podczas dyskusji na posiedzeniu T ow arzystw a Bry­ tyjskiego w 1931 r. (por. rozdz. 9), przedstaw iona m. in. n a seansie publicznym Belgijskiej Królewskiej A kadem ii N a u k w 1934 r. [1\ a potem w ielokrotnie opracow yw ana i pow tarzana we wszystkich ważniejszych pism ach kosm ologicznych L em aitre’a. Lem aitre jasn o zdaw ał sobie spraw ę z ogrom nego znaczenia, jakie może mieć dla kosm ologii obserw acyjne badanie prom ieniow ania resztkowego, dlatego dużą część swoich naukow ych wysiłków poświę­ cił badaniu prom ieni kosm icznych i szybko stał się w tej dziedzinie uznanym autorytetem . D odajm y wreszcie, że do dziś pochodzenie całego prom ieniow ania kosm icznego nie zostało ostatecznie wyjaśnio­ ne; nie m ożna a priori wykluczyć, że pewna część tego prom ienio­ w ania m a znaczenie kosmologiczne.

Ewolucja świata według Lemaitre’a D rugie pytanie L em aitre’a: w ja k i sposób z gazu, mniej więcej rów nom iernie rozpostartego w przestrzeni, pow stały galaktyki i g ro ­ mady galaktyk, także doprow adziło do now atorskich rozw ażań. N a ­ rzucającym się m echanizm em jest tu tzw. niestabilność graw itacyjna: jakiekolw iek przypadkow e zagęszczenie gazu będzie przyciągać znaj­ dujące się w pobliżu cząstki i w zrastając w ten sposób m oże dać 121

początek protogalaktyce lub protogrom adzie galaktyk. Trudność po­ lega na tym, że W szechświat się rozszerza i p o uwzględnieniu tego fak tu okazuje się, że zagęszczenia będą wykazywać tendencję do zani­ kania a nie do powiększania się. C hcąc tę trudność przezwyciężyć, trzeba w jak iś sposób „przyham ow ać” kosm iczną ekspansję. Jest to pożądane także i z innego pow odu. N ajpow ażniejszą trud-\ nością m łodej kosm ologii relatywistycznej był tzw. p arad o k s wieku W szechświata: okres ekspansji W szechświata, według ówczesnych oszacowań obserwacyjnych, okazyw ał się krótszy od wieku niektórych obiektów astronom icznych (por. rozdz. 9). W ydłużenie okresu roz­ szerzania się W szechświata uw ażano za „być alb o nie być” kos­ mologii. L em aitre znalazł wyjście z tej sytuacji. M odel z „logarytm icznym początkiem ” propagow any przez L em aitre’a w 1927 ro k u był rozw ią­ zaniem rów nań pola ze stałą kosm ologiczną. W artość tej stałej była identyczna ja k dla statycznego m odelu Einsteina, oznaczm y ją przez A E. L em aitre zauważył, że jeśli w ybrać w artość stałej kosm ologicz­ nej nieznacznie większą od A E, to otrzym uje się ewolucję świata tak ą ja k przedstaw iono na rys. 9. M odel ten nazw ano potem m o­ delem lub św iatem L em aitre’a. Ew olucja m odelu L em aitre’a wyraźnie przechodzi przez trzy fazy: 1) okres gwałtownej ekspansji począwszy od osobliw ości; 2) zwolnienie ekspansji do stanu praw ie statycznego (promień W szechświata jest wówczas równy RE prom ieniow i statycz­ nego św iata E insteina); 3) ponow ne przyspieszenie rozszerzania. W ażną cechą rozw iązania L em aitre’a jest to, że jeśli w artość stałej kosm ologicznej w ybieram y coraz mniej różną od A E, to środkow a, prawie statyczna faza ewolucji ulega coraz w iększem u wydłużeniu; a zatem m anipulując w artością stałej kosm ologicznej m ożem y dowol­ nie wydłużać wiek W szechświata. G dyby galaktyki uciekały od siebie zawsze z jed n ak o w ą prędkością (liniowa ekspansja), wiek W szech­ świata, ja k to w skazano na rys. 9, byłby równy 4 - 109 lat, ale napraw dę rozszerzanie było kiedyś zaham ow ane praw ie do zera i dzięki tem u wiek W szechświata jest znacznie dłuższy. W ten spo­ sób L em aitre likwidował p arad o k s wieku W szechświata. Także i zagadnienie pow staw ania galaktyk znajduje stosunkow o łatwe rozw iązanie w m odelu L em aitre’a. W środkow ej, praw ie sta­ tycznej fazie ewolucji ekspansja jest zw olniona praktycznie d o zera, co stwarza pierw otnym zagęszczeniom m aterii duże szanse przeżycia. 122

Lem aitre intensyw nie badał niestabilność graw itacyjną w drugiej fazie ewolucyjnej swego m odelu i stw orzył fizycznie dość rozbudow aną teorię pow staw ania galaktyk. L em aitre’a należy więc uznać za jed-

R ys. 9. K o s m o lo g ic z n y

m odel

Le-

m aitre’a (w edług o ry g in a ln e g o ry s u n ­ k u L e m a itre ’a).

nego z prekursorów teorii graw itacyjnej niestabilności, k tó ra potem doczekała się dokładnego m atem atycznego opracow ania. W fizycznej strom e swojej koncepcji pow staw ania galaktyk Lem aitre przeoczył jeden ważny czynnik, a m ianowicie ciśnienie wywierane przez p ro ­ m ieniowanie (por. [8j); przeoczenie to spraw ia, że teo ria L em aitre’a m a dziś tylko znaczenie historyczne. N adm ieńm y także, że lem aitreow ski m odel pow staw ania galaktyk może być stosunkow o łatw o obalony przez obserw acje. W edług L em a itre’a galaktyki m ogą pow s­ taw ać tylko w środkow ym , praw ie statycznym okresie ew olucji; gdyby procesy galaktykotw órcze zaobserw ow ano w trzeciej, współczesnej fazie ewolucji, oznaczałoby to fałszywość całej koncepcji. Lem aitre dążył d o opracow ania całościowej wizji kosm icznej ewo­ lucji. Interesow ał się nie tylko zagadnieniem pochodzenia galaktyk, lecz także ich statystycznym rozkładem n a sferze niebieskiej, p ró b u ­ ją c wyjaśnić zjaw isko grom adzenia się galaktyk za pom ocą m odelu, który sam nazywał „m echanicznym m odelem g ro m ad ” (por. np. [5], [9]). 123

Dzieło L em aitre’a uderza śm iałością koncepcji i kom pletnością opracow ania. U czony z L ouvain zaproponow ał obraz ewolucji kos­ micznej, poczynając od pierw otnego atom u, poprzez proces jego roz­ padu i nukleosyntezy, pow staw anie galaktyk i ich grom ad aż do obserw ow anego obecnie rozkładu m aterii w przestrzeni. P od wzglę­ dem zupełności m odel L em aitre’a m ożna porów nać jedynie z dzisiej­ szym, tzw. standardow ym m odelem W szechświata. Trójfazow y m odel L em aitre’a przeszedł dziwne koleje. Początkow o wydawało się, że rozwiązuje on wszystkie zasadnicze problem y kos­ mologii. W latach przed drugą w ojną św iatow ą i bezpośrednio po niej był to niewątpliwie najlepiej opracow any m odel kosm ologiczny. Potem przyszła tzw. kosm ologia stanu stacjonarnego i G am ow a teoria nukleosyntezy kosm icznej, które odwróciły uwagę o d prac L em aitre’a. N apływ ające dane obserw acyjne zaczęły wskazywać, że w artość stałej kosm ologicznej jest albo rów na zeru, alb o bardzo m ało różni się o d zera. Z czasem pow stały teorie pochodzenia ga­ laktyk bez konieczności przyjm ow ania prawie statycznego okresu w ewolucji św iata. O dpadły najw ażniejsze argum enty przem awiające za trójfazow ym m odelem L em aitre’a. Jeszcze raz, w latach sześć­ dziesiątych, odkurzono m odel L em aitre’a, by za jeg o pom ocą roz­ wiązać trudności interpretacyjne, zw iązane z obserw acjam i kwazarów , ale w krótce i to okazało się nieporozum ieniem (por. [8]). Jednakże, trzeb a to przyznać, sporo elem entów kosm ologii L em aitre’a weszło do uznaw anego obecnie standardow ego m odelu W szechświata. Wielu autorów d o dziś, nie zawsze św iadom ie, pow tarza myśli i techniki zapożyczone o d L em aitre’a.

Nieznany komentarz Lemaitre’a W archiw um L em aitre’a w L ouvain-la-Neuve znajduje się m aszy­ nopis (50 stronic, z korektą naniesioną ręką L em aitre’a), zatytuło­ wany Rozszerzający się W szechświat [10]. A rtykuł przedstaw ia syn­ tetyczny zarys całej kosm ologicznej koncepcji L em aitre’a. Jak wynika ze znalezionego w tym sam ym archiw um listu, artykuł był pisany na zam ów ienie Japońskiej E ncyklopedii, ale' (o ile udało się ustalić) nigdy nie ukazał się drukiem ; najpraw dopodobniej wybuch drugiej wojny światowej przeszkodził w publikacji. Przeczytajm y uważnie kil­ 124

ka fragm entów z 17 rozdziału tej pracy zatytułow anego „Początek przestrzeni”. Po rozw ażeniu wczesnych etapów ewolucji kosm icznej, Lem aitre stawia pytan ie: „C o zdarzyło się przedtem ?” „ P rz e d te m m u sim y s ta n ą ć w o b ec p r o b le m u ze ro w e j w a rto śc i p r o m ie n ia 1*. P rz e ­ d y sk u to w a liś m y p o w y ż e j, w ja k ie j m ie rz e n a le ż y j ą u z n a ć z a b a r d z o m a łą w ielk o ść, p o w ie d z m y - k ilk a g o d z in św ietln y ch . M o ż e m y m ó w ić o ty m w y d a rz e n iu j a k o o p o c z ą tk u . N ie m ó w ię o stw o rz e n iu . F izycznie je s t t o p o c z ą te k w ty m sen sie, że je ś li c o k o lw ie k z d a rz y ło się p rz e d te m , to to c o ś n ie m a o b s e rw o w a ln e g o w p ły w u n a z a c h o w a n ie się n a sz e g o W s zech św iata, p o n ie w a ż k a ż d a w ła śc iw o ść m a te rii s p rz e d p o c z ą tk u z o s ta ła c a łk o w ic ie z g u b io n a w e k s tre m a ln e j k o n tr a k c ji d o te o re ty c z n e g o z e ra . Ja k ie k o lw ie k u p r z e d n ie istn ien ie W s zech św iata m a m e ta fiz y c z n y c h a r a k te r . F iz y c z n ie w sz y stk o d zieje się ta k , j a k g d y b y te o re ty c z n e z e ro b y ło rzeczy w iście p o c z ą tk ie m . P y ta n ie , czy b y ł to rzeczy w iście p o c z ą te k czyli stw o rz e n ie : c o ś z a c z y n a ją c e g o się z n ico ści, je s t p y ta n ie m filo zo ficzn y m i nie m o ż e by ć ro z s trz y g n ię te za p o m o c ą fizy czn y ch lu b a s tro n o m ic z n y c h ro z w a ż a ń . (...) W y d a je się. że c z a s m o ż n a p rz e d łu ż a ć d o w o ln ie w p rz e sz ło ś ć i w p rzy szło ść. N a p ierw szy rzu t o k a w y d a je się, że n ie m o ż e być te ra ź n ie jsz o śc i, k tó r a by nie m ia ła p rzy szło ści i p rz e sz ło ś c i. A le c zas n ie istn ie je b ez p rz e strz e n i i c z a s o p rz e s trz e ń m o ż e m ie ć k re s, p o n ie w a ż p rz e s trz e ń c h a r a k te r y z u je się p e w n ą s k o ń c z o n ą w ielk o ścią, a m ia n o w ic ie p ro m ie n ie m , k tó r e g o w a r to ś c ią g r a n ic z n ą je s t z e ro . A z a te m m o że istn ieć t a k a c h w ila , że p rz e sz ło ś ć i p rz y sz ło ś ć tej ch w ili ró ż n ią się o d sie b ie p rz e z to , iż w p rz y sz ło śc i istn ieje p rz e strz e ń , a w p rz e sz ło śc i p r z e s tr z e ń n ie istn ieje. T a k a c h w ila je s t n a tu r a ln y m p o c z ą tk ie m , j e s t k o n s e k w e n c ją te o rii w y ło ż o n e j p o w y żej i w p ew n ej m ierze p o tw ie rd z o n e j p rz e z f a k ty e m p iry c z n e , w sk a z u ją c e , iż n a tu r a ln y p o c z ą te k m ia ł m iejsce k ilk a m ilia rd ó w la t tem u . B y ło b y c ie k a w e ro z w a ż y ć , j a k w y g lą d a łb y w szech św ia t, is tn ie ją c y p r z e d n a sz y m W sz e c h św ia te m , w sz e c h św ia t, k tó r y b y łb y d o k ła d n ie p o d o b n y d o n a sz e g o , a le w k tó ry m w sz y stk o o d b y w a ło b y się w p rz e c iw n y m k ie r u n k u ; b y łb y to w sz e c h św ia t k u rc z ą c y się, k o la p s u ją c y d o z e r a , z a p a d a ją c y się d o p o s ta c i m ałej k u li i d o p ie r o p o te m o d ­ b u d o w u ją c y się o d n o w a . T a k i w sz e c h św ia t m ia łb y id e n ty c z n e o g ó ln e w łasn o ści j a k n a sz , p o w s ta w a ły b y w n im n a w e t g w ia z d y i g a la k ty k i, je d n a k ż e p e w n e je g o is to tn e cech y b y ły b y o d m ie n n e . P rz e d e w sz y stk im

z a w ie ra łb y o n o k o ło

d z ie s ię c io k ro tn ie m n iej u r a n u

i to ru

a w ięcej o ło w iu w w y n ik u r a d io a k ty w n e g o r o z p a d u . A le g łó w n a r ó ż n ic a p o le g a ła b y n a ty m , że n ie is tn ia ły b y w n im p ro m ie n ie k o sm ic z n e . B y ło b y t o p e w n ą w sk a z ó w k ą , że n ie je s t o n u k s z ta łto w a n y ze św ieżej m a te rii. Istn ie je p ię k n y s p o s ó b o tr z y m a n ia ś w ia ta u k s z ta łto w a n e g o ze św ieżej m a te rii. M u s z ę p rz y z n a ć , że s p o s ó b te n je s t w y so ce h ip o te ty c z n y , a le m y ślę, że j e s t o b o w ią z ­ k iem te o r e ty k a s ta w ia ć c z o ła bieg o w i sw o ic h m y śli n a w e t w ó w cza s, g d y w io d ą go o n e k u n ie c a łk ie m p e w n y m u o g ó ln ie n io m z n a n y c h fa k tó w . M a m n a m y śli h ip o te ­ zę p ie rw o tn e g o a t o m u ” [10].

[) tzn . w o b e c p r o b le m u o so b liw o ści

125

C echą wielkich um ysłów jest krytycyzm , a więc odnoszenie się z pewnym dystansem także do w łasnych pom ysłów. Jeśli ideę pier­ wotnego ato m u traktow ać dosłow nie, jest ona fałszywa (z punktu widzenia naszej dzisiejszej wiedzy), ale jeśli spojrzeć n a nią ja k o na hipotezę, usytuow aną n a konkretnym etapie rozw oju kosm ologii, to niewątpliwie jest o n a ogniwem w łańcuchu postępu. N ależy w szakże\ odróżnić „szczegóły techniczne” od pewnych ogólnych idei, które je zrodziły. O aktualności „ogólnych idei’ L em aitre’a świadczy fakt, że praw ie wszystkie myśli w yrażone w powyżej przytoczonym fragm en­ cie m ożna by zastosow ać do obow iązującego dziś standardow ego m o­ delu W szechświata. Szczegóły techniczne starzeją się szybciej niż

Rozdział

14

K osm ologia Stanu S ta c jo n a rn e g o

ogólne idee.

Radar i kosmologia D ruga w ojna św iatow a dała kosm ologii radioteleskopy i teorię stanu stacjonarnego. R adioteleskopy rozw inęły się ze zdem obilizow a­ nych radarów wojskow ych, teoria stanu stacjonarnego n arodziła się z dyskusji, jak ie prow adzili ze sobą w czasie wojny trzej pracow ­ nicy centrum b ad ań radarow ych w W itley w Wielkiej Brytanii. F red Hoyle, znany potem enfant terrible współczesnej kosm ologii, był zdecydow anym pacyfistą, jeszcze p rzed w ojną zam ienił -swoją p ier­ w otną specjalność — fizykę jąd ro w ą n a dziedzinę zastosow ań astro ­ nomicznych tylko dlatego, że przewidywał m ożliwość w ykorzystania badań jądrow ych do produkcji broni masowej zagłady. A le teraz, w trakcie działań wojennych, nie w ahał się długo: d o b ro sprawy wym agało jego w spółdziałania. K rólew ska M ary n ark a (R oyal Navy), której gestii podlegały prace nad w ynalazkiem radaru, zdecydow ała się tolerow ać jego zupełnie nieregulam inow y sposób pracy, ponieważ Hoyle był swojego rodzaju geniuszem. Dwaj m łodzi asystenci H oyle’a, H erm an Bondi i T om asz G old, byli A ustriakam i z W iednia. Obydwaj przed w ojną studiow ali w C am ­ bridge i obydwaj p o w ybuchu wojny musieli odbyć „polityczną kw a­ ran tan n ę” w K anadzie. Sprawdzenie w ypadło pom yślnie, sk oro oby d ­ waj zostali pow ołani do udziału w supertajnym program ie ra d a ro ­ wym. Bondi odznaczał się w ybitnym talentem m atem atycznym ; p o d ­ czas swoich studiów uniwersyteckich w C am bridge uchodził za naj­ zdolniejszego studenta.. G old, pod wpływem ojca, rozpoczął studia 127

inżynierskie, ale nie m iał do nich serca. W obozie internow anych, w K anadzie, G old po raz pierwszy sp o tk ał B ondiego i ju ż wtedy, pod kierunkiem now ego przyjaciela, rozpoczął przekwalifikowywanie się w kierunku fizyki.

Tym czasem w ojna skończyła się, trzej naukow cy wrócili d o C am ­ bridge i zajęli się różnym i zagadnieniam i. A le daw na pasja została. Pewnego dnia G o ld powiedział półserio: „Jeżeli w ierzy się, że

m a te r ia

p o w s ta ła

z

n ic z e g o ra z je d e n

w

p rzesz ło ści,

d laczeg o nie m o ż n a w ierzy ć, że p o ja w ia się o n a n ie u s ta n n ie , s to p n io w o ? C z y łatw iej jest p rz y ją ć je d e n w ielk i c u d c z y d u ż o m a ły c h c u d ó w ? Jeżeli m a te ria b y ła b y s tw a ­ rz a n a n ie u s ta n n ie , w y p e łn ia ła b y o n a p r z e s tr z e ń o p r ó ż n ia n ą n a s k u te k ro z sz e rz a n ia i w szech św ia t p o z o s ta w a łb y zaw sze tak i s a m ” .

F o t. 21. F re d H o y le

W centrum badań radarow ych w Witley, p o d n iu wytężonej p ra­ cy, myśl trzech naukow ców , uciekając od okropności wojny,, często chroniła się w „bezpieczne zacisze” dociekań kosm ologicznych. Wszys­ cy trzej byli zdecydow anym i przeciw nikam i teorii „W ielkiego W ybu­ chu”, głównie z racji św iatopoglądow ych: tru d n o im było zgodzić się z ideą początku św iata; lecz także z pow odów bardziej naukow ych: wciąż także istniała sprzeczność pom iędzy oceną w ieku W szechświa­ ta z p raw a H u b b le’a i oceną w ieku skał ziem skich, m eteorytów i niektórych układów gwiazd. Z drugiej strony, fak t ucieczki ga­ laktyk był dobrze potw ierdzony obserwacyjnie i wydaw ał się nie budzić żadnych zastrzeżeń. Jak znaleźć wyjście z im pasu? 128

Pom ysł był logiczny, ale fizycznie w ydaw ał się niepraw dopodobny. Zasada zachow ania m asy i energii jest uw ażana za podstaw ow e praw o fizyki, nieustanne stw arzanie m aterii przeczyłoby tej zasadzie. K ilka dni później G old przyznał się B ondiem u, że zrobił odpow iednie obli­ czenia, z których w ynika, iż naruszenie zasady zachow ania według jego hipotezy byłoby ta k nieznaczne, że nie dałoby się wykryć żad ­ nym dośw iadczeniem ; w granicach błędów pom iarow ych zasada za­ chow ania zachow ałaby swoją ważność. A le Bondi i teraz nie p o tra k ­ tował tego n a serio. T ym razem jed n a k G o ld zaoponow ał: „Pom yśl i jeżeli możesz, przytocz k o n trarg u m en ty ” . Bondi pom yślał i p o kilku godzinach pow iedział: „Wiesz, T om m y, twój pom ysł jest ciekawy! W każdym razie, to nie jest niem ożliw e!” . T eraz i H oyle zainteresow ał się Perpetuum mobile G olda. P osta­ nowił sprawdzić, ja k w yglądałaby kosm ologia relatywistyczna uzupeł­ niona hipotezą ciągłego stw arzania m aterii. W krótce H oyle z a p ro p o ­ now ał G oldow i w spólne opublikow anie pracy n a ten tem at. G old po nam yśle odm ów ił; m etodologiczne podejście B ondiego odpow ia­ dało m u bardziej niż hoylow ska p ró b a adaptacji kosm ologii relaty­ wistycznej. W efekcie pow stały dwie p race: jed n a n apisana wspólnie przez B ondiego i G o ld a, druga oddzielnie przez H oyle’a. Pierwszy był gotow y arty k u ł H o y le’a, ale n a skutek trudności technicznych ukazał się on w tym sam ym num erze org an u K rólew skiego T ow a­ rzystw a A stronom icznego (The M o nthly Notices o f the R oyal Astronomical Society) co praca B ondiego i G o ld a [1]. Poglądy kosm ologiczne zarów no B ondiego i G olda, ja k i F reda H oyle’a wyrosły z niechęci do początkow ej osobliwości pojaw iają­ cej się nieuchronnie w ortodoksyjnej kosm ologii relatywistycznej. W praw dzie tendencja wydłużenia okresu ewolucji W szechśw iata do m inus nieskończoności w ydawała się zgodna z duchem n au k przy­ rodniczych, niemniej jed n ak w ynikała o n a nie tyle z dośw iadczeń 9 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

129

co z poglądów filozoficznych. O bydw ie wersje kosm ologii stanu stac­ jo n arnego (bo ta k nazw ano now ą koncepcję) noszą n a sobie piętno swojego filozoficznego pochodzenia. W oryginalnych pracach Bondiego, G o ld a i H oyle’a znajdziem y w yjątkow o dużo (jak n a czaso­ pism o ściśle astronom iczne, w którym były opublikowane) rozważań o charakterze m etodologicznym lub p o prostu filozoficznym. R o z w a l żania te m ają n a celu pew nego rodzaju „p ropagandę” na rzecz nowej teorii. T eoria S tan u S tacjonarnego w w ydaniu H oyle’a naw iązuje do kos­ m ologii relatywistycznej, w prow adzając d o niej jedynie popraw ki niezbędne do uzgodnienia einsteinow skich rów nań p o la z ideą kreacji m aterii. N a to m iast wersja zap roponow ana przez B ondiego i G olda stanow i kontynuację tradycji M ilne’a także R o b ertso n a i W alkera. Jak u M ilne’a Bondi i G old całą kosm ologię w yprow adzają z a priori przyjętego założenia, ja k u R o bertsona-W alkera b rak dynam icznych rów nań pola w ypełniają postulatam i symetrii. Po przedstaw ieniu autorów i w stępnym rekonesansie zapraszam C zytelnika do uważnej lektury obydw u prow okacyjnych artykułów . W m om encie swojego ukazania się drukiem były to rzeczywiście artykuły prow okacyjne. O bydw a w ystępowały przeciw ko nietykalnej dotychczas zasadzie zachow ania energii. D la wielu ów czesnych fizy­ ków było to praw dziw ym zgorszeniem .

Kosmologia Bondiego-Golda A rtykuł B ondiego i G olda nosi tytuł „T eoria stanu stacjonarnego ekspandującego W szechśw iata” [2].° O d razu w pierwszych zdaniach zostajem y w prow adzeni w dziedzinę m etanaukow ych rozw ażań: „ N ic z y m n ie o g r a n ic z o n a p o w ta r z a ln o ś ć w sz e lk ic h e k s p e ry m e n tó w je s t f u n d a ­ m e n ta ln y m a k s jo m a te m fizyki. W n io s k ie m z te g o a k s jo m a tu je s t n ie z a le ż n o ś ć w y ­ n ik u e k s p e ry m e n tu o d p o ło ż e n ia i c z a s u , w ja k im z o s ta ł o n w y k o n a n y . K a ż d y s y s te m k o s m o lo g ic z n y m u si z a s a d n ic z o u w z g lę d n ia ć to f u n d a m e n ta ln e z a ło ż e n ie i o d ­ w ro tn ie , o d p o w ie d n ia k o s m o lo g ia je s t n ie z b ę d n a , b y to z a ło ż e n ie u z a s a d n ić ” .

W szystkie dotychczasow e teorie kosm ologiczne były uwikłane w trudny problem ekstrapolacji: w ja k i sposób ziem ską fizykę i wyniki 11 W ś la d z a tłu m a c z e n ia m i k sią ż k i B o n d ie g o [3] an g ie lsk i te r m in ste a d y sta le z o s ta ł p r z e tłu m a c z o n y j a k o „ s ta n s ta c jo n a r n y ” .

130

obserwacji dokonyw anych na Ziemi rozciągnąć na cały W szechświat? P ro b le m ten p ró b o w an o rozwiązywać, przyjm ując zasadę kosm olo­ giczną, k tó ra ja k pam iętam y głosi, że o b raz św iata w idziany (nie t y l k o przez teleskopy, ale także przez teorie fizyczne) przez dowolnie umieszczonego w przestrzeni obserw atora jest taki sam ; p o d w aru n ­ kiem, że obserw atorzy porów nują o b raz św iata oglądany w tej samej chwili. Bondi i G o ld uw ażają, iż jest to dyskrym inacja czasu na r z e c z przestrzeni. Tym czasem to w łaśnie niezależność w yników d o ś­ wiadczenia o d czasu jest podstaw ow ym założeniem m etody em pirycz­ nej. Nie pozostaje zatem nic innego, ja k przeform ułow ać zasad ę kos­ mologiczną, dom agając się, by o braz W szechświata był niezależny nie tylko od m iejsca, w którym znajduje się obserw ator, lecz rów ­ nież od chwili, w jakiej przeprow adza on swoje obserwacje. P ostulat ten Bondi i G o ld nazyw ają Doskonalą zasadą kosmologiczną (perfect cosmological principle). Z arów no p raw a fizyki, ja k i wszystkie wielkoskalow e charakterystyki W szechświata nie zm ieniają się w czasie; W szechświat znajduje się w stanie stacjonarnym . D o sk o n ała zasada kosm ologiczna jest połączeniem zwykłej zasady kosm ologicznej i pos­ tu latu stacjonarności. Bondi i G o ld piszą: „ U w a ż a m y , że z a s a d a t a je s t ta k d o n io s ła , iż je s te śm y g o to w i, je ś li z a jd z ie p o tr z e b a , o d rz u c ić te o re ty c z n e e k s tra p o la c je z w y n ik ó w d o św ia d c z e ń , o ile b ę d ą o n e p o z o s ta w a ć w k o n flik c ie z d o s k o n a łą z a s a d ą k o s m o lo g ic z n ą , n a w e t g d y b y t o d o ­ ty czy ło o g ó ln ie u z n a w a n y c h te o r ii. O czy w iście n ig d y n ie b ę d ziem y p o d d a w a ć w w ąt­ p liw o ść b e z p ś re d n ic h d a n y c h o b se rw a c y jn y c h lu b e k s p e r y m e n ta ln y c h ...”

I otóż właśnie . .. obserwacje astronom iczne świadczą o ucieczce galaktyk. Jak to pogodzić z postulatem stacjonarności? Z now u od­ dajm y głos au to ro m : „ J e st rzeczą o c z y w is tą , że ro z sz e rz a ją c y się W sz e c h św ia t m o ż e b y ć sta c jo n a rn y ty lk o w te d y , g d y m a te r ia jest w n im n ie u s ta n n ie s tw a rz a n a . T e m p o s tw a rz a n ia , k tó re m o ż n a o b lic z y ć w p r o s ty s p o s ó b ze śre d n ie j g ęsto ści (m a te rii) i te m p a e k s­ pan sji, m o ż e by ć o s z a c o w a n e n ajw y żej n a je d n ą c z ą s tk ę o m a sie p r o to n u , n a je d e n litr o b ję to śc i, n a 1 0 9 l a t ” .

Jest to w ielkość zbyt m ała, by j ą w ykryć jakim kolw iek dośw iad­ czeniem ; hipoteza nie pozostaje więc w konflikcie z aktualnym i wy­ nikam i eksperym entów . Z asada zachow ania m asy (energii) w teorii stanu stacjonarnego w inna być inaczej in terp reto w an a niż dotychczas. W yobraźm y sobie obserw atora, k tórego teleskop sięga do odległoś­ ci r. Ilość m aterii, ja k ą o b serw ator m oże oglądać nie zm ienia się 131

w czasie: pew na część m aterii opuści pole widzenia obserw atora, wy­ chodząc (na skutek rozszerzania się W szechświata) p o za sferę o pro­ m ieniu r ze środkiem w miejscu, w któ ry m znajduje się obserw ator, ale dokładnie tyle sam o m aterii zostanie stw orzone w ew nątrz tej sfery. Bezpośrednie obserw acje naszego astronom icznego otoczenia wy­ kazują, że nie znajduje się ono w stanie rów now agi term odynam icznej^ Dzięki tem u zresztą m ożliwe jest na Ziem i istnienie żywych orga­ nizmów. D o sk o n ała zasada kosm ologiczna nakazuje rozciągnąć brak równow agi term odynam icznej n a cały W szechświat. Ale w tedy istnie­ ją tylko dwie m ożliw ości: albo W szechśw iat istnieje stosunkow o nie­ daw no, ta k że rów now aga term odynam iczna nie zdołała się w nim jeszcze ustalić, albo W szechświat nieustannie rozszerza się, co rów ­ nież może nie dopuszczać do ustalenia się równow agi. Pierw sza m oż­ liwość jest zak azan a przez d o sk o n ałą zasadę kosm ologiczną. W szech­ świat zawsze m usi być taki sam , a zatem nie m ógł mieć początku. W ten sposób B ondi i G old doch o d zą do interesującego wyniku: z doskonałej zasady kosm ologicznej i faktu nieistnienia równow agi term odynam icznej w naszym otoczeniu m ożna w yw nioskować, że świat się rozszerza. O bserwacje przesunięcia ku czerwieni w widm ach galaktyk są dla teorii S tanu S tacjonarnego raczej potw ierdzeniem niż dow odem kosm icznej ekspansji. A co m ożna powiedzieć o geom etrii W szechśw iata? O dpowiedź jest stosunkow o p ro sta: tylko geom etria św iata de S ittera jest zgod­ na z założeniam i jednorodności, izotropow ości i stacjonarności (czyli z doskonałą zasad ą kosm ologiczną). A le św iat B ond ieg o -G o ld a nie jest pusty ta k ja k relatywistyczny św iat de Sittera. Einsteinow skie rów nania pola nie obow iązują w teorii S tanu Stacjonarnego, a co za tym idzie wniosek o pustce panującej w świecie de S ittera traci swoją ważność. Z doskonalej zasady kosm ologicznej w ynikają także pewne testy obserwacyjne. T ak na przykład w rozszerzającym się świecie relaty­ wistycznym (bez stw arzania m aterii) n a dalszych odległościach po­ winniśm y widzieć więcej galaktyk, gdyż n a skutek skończonej pręd­ kości św iatła dalsze obszary w idzim y w ich wcześniejszych okresach ewolucji, a im wcześniej tym św iat był bardziej gęsty. N atom iast w teorii S tanu S tacjonarnego św iat w ygląda zawsze ta k sam o i liczba galaktyk n a jed n o stk ę objętości nie zależy o d odległości. Rozw ażm y jed n a k pewien odpow iednio duży obszar przestrzeni. 132

Według teorii S tan u Stacjonarnego galaktyki oddalają się, ale n a ich miejsce pow stają nowe z rodzącej się m aterii. A zatem starsze ga­ laktyki pow inny być rozłożone rzadziej niż m łode, m iały bowiem więcej czasu, by się od siebie bardziej oddalić. B adając statystykę rozkładu starych i m łodych galaktyk w przestrzeni, m o żn a obserw a­ cyjnie potw ierdzić lub obalić teorię W szechśw iata w stanie stacjo n ar­ nym. K osm ologia S tan u Stacjonarnego, m im o swojej nieortodoksyjności, jest więc te o rią em piryczną. W łaśnie istnienie testów obserw a­ cyjnych sprawiło, że naw et przeciwnicy tej teorii m usieli j ą p o tra k ­ tow ać ja k o pow ażnego p artn era w dyskusji.

Kosmologia H oyle’a P raca H oyle’a, [4], (N ow y model rozszerzającego się W szechświata), rozpoczyna się o d przytoczenia daw niejszych poglądów głoszących ciągłe stw arzanie m aterii. H oyle cytuje najpierw wypowiedź Jeansa sprzed dw udziestu laty: „ W e d łu g p e w n e g o p rz y p u sz c z e n ia , k t ó r e n a r z u c a się z n ie ja k ą n a ta rc z y w o ś c ią , c e n tra m g ław ic ( g a la k ty k ) m a ją n a tu r ę p u n k tó w

o so b liw y c h , p rz e z k tó r e m a te ria

w lew a się d o n a s z e g o w sz e c h św ia ta z ja k ie g o ś in n e g o , całk o w ic ie z e w n ę trz n e g o w y­ m ia ru p rz e s trz e n n e g o , t a k iż m ie sz k a ń c o w i n a s z e g o ś w ia ta w y d a je się, że w ty ch p u n k ta c h m a te ria j e s t n ie u s ta n n ie s tw a rz a n a ” .

Myśl tę p o d jął potem P. A. M . D irac, którego wykładów H oyle słuchał kiedyś w C am bridge. Jednakże pom ysł pracy nie zos­ tał zainspirow any przez żadnego z tych autorów , lecz n arodził się z dyskusji prow adzonych z G oldem , ja k H oyle lojalnie odnotow uje: „ k tó r y z a u w a ż y ł, że p rz e z w p ro w a d z e n ie h ip o te z y c iąg łeg o s tw a rz a n ia m a te rii d a ło b y się s k o n s tru o w a ć w szech św ia t ze s ta łą g ę s to śc ią m a te rii. T a m o ż liw o ść w y­ d a ła się a tr a k c y jn a , z w ła sz c z a g d y się j ą z e s ta w i z e s te ty c z n y m i o b ie k c ja m i p o d a d re s e m s tw o rz e n ia ś w ia ta w o d leg łej p rz e s z ło ś c i” .

H oyle dziękuje rów nież B ondiem u za cenne uwagi dotyczące pracy oraz za liczne dyskusje na ogólnokosm ologiczne tem aty. M erytoryczna część artykułu zaczyna się od krótkiego przeglądu roli zasady kosm ologicznej głównie w kosm ologii M ilne’a i kosm olo­ gii neonew tonow skiej. Hoyle, zw racając uw agę na trudności tych teorii, proponuje rozszerzenie zasady kosm ologicznej o p o stu lat stac133

W ten sposób „stw arzanie m aterii” zostało wcielone d o kosm ologii relatywistycznej. H oyle zauw aża, że: „ n a o b ec n y m e ta p ie ro z w o ju fizyki ją d r o w e j n ie m o ż n a p o c z y n ić ż a d n y c h z d e ­ cy d o w a n y c h s tw ie rd z e ń o d n o ś n ie id e n ty c z n o ś c i stw a rz a n y c h c z ą s te k . N a jb a rd z ie j p ra w d o p o d o b n e w y d a je się s tw a rz a n ie n e u tr o n ó w ” .

Spory o stwarzanie materii

F o t. 22. F re d H o y le i G e o rg e s L e m a ître

jo n arn o ści; tak rozszerzoną zasadę nazyw a zasadą kosm ologiczną w szerszym znaczeniu (cosmological principle in a wide sense). Cel swojej pracy H oyle form ułuje następująco: „ S to su ją c c ią g łą k re a c ję m a te rii, b ę d z ie m y się s ta ra li u zy sk ać (w r a m a c h ogólnej te o rii w zg lęd n o ści, a le b e z w p ro w a d z e n ia sta łe j k o sm o lo g ic z n e j) w sz e c h św ia t, sp eł­ n ia ją c y z a s a d ę k o s m o lo g ic z n ą w sz erszy m z n a c z e n iu i w y k a z u ją c y m w y m a g a n e w łas­ n ości e k s p a n s j i ...”

A więc podejście H oyle‘a jest z gruntu inne niż B ondiego i Golda. Hoyle akceptuje ogólną teorię względności w raz z jej rów naniam i pola graw itacyjnego, chce tylko ta k zm odyfikow ać te rów nania, by z góry nie wykluczały one możliwości stw arzania m aterii. Einstein „w budow ał” w swoje rów nania (lokalną) zasadę zachow ania m aterii, założenie to należy teraz usunąć, ale ja k się da najdelikatniej, tak by nie zniszczyć innych, pożądanych własności rów nań. H oyle czyni to przez dodanie do rów nań E insteina nowego członu opisującego tzw. pole kreacji m aterii. O kazuje się, że świat de S ittera (ale już nie pusty, ja k w przypadku relatyw istycznym ) jest rozw iązaniem tak zm odyfikow anych rów nań. 134

S truktura św iata H o y le’a jest praw ie identyczna ze stru k tu rą świa­ ta B ondiego-G olda, choć uzyskana za pom ocą odm iennych zabie­ gów. Bondi i G old czytali artykuł H oyle’a zanim został opublikow a­ ny. P rzy końcu swojej pracy zamieściły oni kilka uwag krytycznych pod adresem swojego kolegi; przyznali, że jego ujęcie jest ele­ ganckie pod względem form alnym , ale wysunęli pewne zastrzeżenia co d o strony koncepcyjnej. W ten sposób dyskusja n ad teo rią S tanu Stacjonarnego została zapoczątkow ana ju ż n a etapie jej form ułow ania. I w krótce stała się bard zo gorąca. N ic dziwnego, jakkolw iek by Bondi, G old i Hoyle interpretow ali zasady zachow ania, fakt pozostanie fak­ tem : idea nieustannego stw arzania m aterii zaprzecza zw ykłem u rozu­ mieniu tych zasad. G łów nie z tego w zględu nowe idee kosm ologicz­ ne zostały przyjęte ja k herezja. Ale z czasem ludzie przyzwyczajają się naw et do gorszących teorii. Początkow a osobliwość też nie była elem entem mile w idzianym w kosm ologii. Wielu ludzi wolało ciągłe stw arzanie cząstek m aterialnych niż jed n o wielkie stworzenie na początku. T eoria stanu stacjonarnego zdobyw ała sobie co raz wię­ cej zw olenników . O ponenci atakow ali jej aprioryczny charakter. H erbert Dingle m iał oświadczyć, że d o sk o n ała zasada kosm ologicz­ na jest w takim sam ym stopniu aksjom atem d la kosm ologii ja k ło­ p ata doskonałą zasadą agronom iczną. S pory między orto d o k sy jn ą kosm ologią relatyw istyczną a teo rią S tan u Stacjonarnego trw ały kil­ kanaście lat. W latach pięćdziesiątych stanow iły one jeden z głównych tem atów kosm ologicznych i nadaw ały kierunek badaniom . T eoria S tanu S tacjonarnego zniknęła z areny dociekań kosm olo­ gicznych równie nieoczekiwanie, ja k się pojawiła. W łaśnie wtedy, gdy wydawało się, że kosm ologom nie pozo stało ju ż nic innego, ja k d e­ cydow ać pom iędzy konkurencyjnym i teoriam i większością głosów, 135

R ozdział

15

Kosmiczna nukleosynteza

Wojna i kosmogonia

F o t. 23. T h o m a s G o ld i G e o rg e G a m o w

pojawiły się nowe wyniki obserw acyjne, które przechyliły szalę na stronę koncepcji W ielkigo W ybuchu i skierow ały naukę o Wszechświecie n a nowe tory. Ale nie w yprzedzajm y biegu wypadków... H istorię trzeba opow iedzić po kolei.

G eorge G am o w uczył się teorii względności, słuchając w ykładów A leksandra F ried m an a, ale zasadniczą specjalnością G am ow a była fizyka jądrow a. M im o najwyższych kwalifikacji w tej dziedzinie, p o d ­ czas drugiej w ojny światowej, G am o w ze względu n a swoje nieam erykańskie (rosyjskie) pochodzenie nie brał udziału w „program ie M an h a tta n ” , k tó reg o celem było w yprodukow anie pierwszej bom by atom ow ej; dopiero p o wojnie został o n dopuszczony do p rac nad kontrolow aną reakcją jąd ro w ą. D ra m a t wojny zmusił wielu fizyków do skierow ania swojej wiedzy na służbę zabijania, ale ogrom na większość spośród nich zdaw ała sobie sprawę, że ich praw dziw e p o ­ wołanie należy d o innej dziedziny. R ozum iano ju ż podów czas, że p o d o b n e procesy do tych, jakie zachodzą podczas w ybuchu bom by w odorow ej, dzieją się także we w nętrzach gwiazd i że one to właśnie za o p atru ją gwiazdy w energię. Z astosow ania fizyki jądrow ej do astrofizyki żywo interesow ały G am o ­ wa. Być może stanow iły one dla uczonego swojego ro d zaju rehabili­ tację fizyki, k tó ra oprócz zastosow ań w dziedzinie m ilitarnej, służy jed n ak również sw ojem u zasadniczem u celowi — bad an iu tajem nic W szechświata. N ieobcy był także dla G am ow a aktualny stan badań w dziedzinie kosm ologii i to zarów no od strony teoretycznej: prace F ried m an a i L em aitre’a, jak i od strony obserw acyjnej: odkrycia

137

H u b b le'a i innych astronom ów w dziedzinie astronom ii pozagalaktycznej. G am ow z łatw ością dostrzegł analogię pom iędzy dynam iką wybuchu bom by atom ow ej a procesem świecenia gwiazd, ale także pom iędzy stru k tu rą m asywnej gwiazdy a tym , co m usiało się dziać w chwilach bliskich W ielkiego W ybuchu W szechświata. H ipoteza Pier­ wotnego A tom u, w ysunięta przed po n ad piętnastu laty przez Le-X m aitre’a, nie m ogła zadow olić G am ow a. Rozw ój fizyki jądrow ej, jaki nastąpił w międzyczasie, istotnie zmienił stan wiedzy fizycznej 0 procesach, k tó re m ogą zachodzić w niew yobrażalnie wielkich gęs­ tościach, ciśnieniach i tem peraturach W ielkiego W ybuchu. G am ow interesow ał się zagadnieniem pow staw ania pierw iastków chem icznych jeszcze przed w ojną; w latach 1939-1940 opublikow ał on, wraz ze sw ym w spółpracow nikiem E dw ardem Tellerem , fizykiem pochodzenia węgierskiego, kilka p rac na ten tem at. A le pom ysł istotnie nowej hipotezy pojawił się dopiero w 1946 r. W tym roku G am ow zamieścił w czasopiśmie The Physical Review m ałą pracę, ja k o list do wydaw cy; praca nosiła tytuł: „R ozszerzanie się W szech­ św iata i pow stanie pierw iastków ” [1]. O tym ja k dużym autoryte­ tem cieszyły się wówczas prace L em aitre’a niech świadczy fakt, że w swojej pierwszej pracy z 1946 r. o pow staw aniu pierw iastków G am ow m ilcząco zakładał słuszność „trójfazow ego” m odelu Le­ m aitre’a (por. str. 121-124) i n a jego kanw ie rozw ażał zagadnienie pow staw ania pierw iastków chemicznych. G am ow nie pracow ał sam. G d y jego uczeń R alph A lpher 1 H ans Bethe, fizyk, uciekinier niem iecki, zaproponow ali m u współ­ pracę nad problem em syntezy pierw iastków chem icznych w rozsze­ rzającym się W szechświecie, G am ow chętnie wyraził zgodę, twierdząc z w rodzonym sobie poczuciem hum oru, że czyni to przede wszyst­ kim dlatego, żeby św iatło dzienne m ogła ujrzeć praca podpisana: A lpher-B ethe-G am ow . Świat nauki podchw ycił żart G am ow a i rezul­ ta t współpracy tych autorów d o dziś bywa określany m ianem teorii (lub hipotezy) A lfa-B eta-G am m a.

Teoria Alfa-Beta-Gamma P raca A lpher -B ethe-G am ow nosi tytuł „Pow stanie pierw iastków chem icznych” , ukazała się ona w 1948 r. również w czasopiśm ie The 138

physical Review ja k o liczący nieco więcej niż jed n ą stronę druku list do wydawcy [2]. O to wstęp do tej pracy, streszczający jej za­ sadnicze wyniki: „ J a k z a u w a ż y ł je d e n z n a s (ch o d zi o p r a c ę G a m o w a z 1946 r.), ró ż n e r o d z a je ją d e r m u sia ły p o w s t a ć . . . w w y n ik u c iąg łeg o p r o c e s u sy n te zy z a trz y m a n e g o p rzez g w a łto w n ą e k s p a n sję i sty g n ięc ie p ie rw o tn e j m a te rii. Z g o d n ie z ty m p o w in n iśm y sobie w y o b ra z ić w cze sn e s ta n y m a te rii w p o s ta c i b a r d z o śc iśn ię te g o g a z u n e u tr o ­ n o w eg o (n a d g o rą c ę j n e u tr a ln e j cieczy ją d r o w e j), k tó r y zac z ą ł r o z p a d a ć się n a p r o to n y i e le k tro n y , g d y ty lk o c iś n ie n ie g azu sp a d ło w n a s tę p stw ie p o w szech n ej e k sp a n sji. W y ch w y ty w a n ie c ią g le je s z c z e o b e c n y c h n e u tr o n ó w p rz e z n o w o u tw o r z o n e p r o to n y m u sia ło n a jp ie rw d o p r o w a d z ić d o p o w s ta n ia j ą d e r d e u te ru , a n a s tę p n ie w y ch w y ­ ty w a n ia n e u tr o n ó w d o tw o r z e n ia cięższych j ą d e r ” .

Stanem początkow ym w hipotezie a-p-y był gaz neu tro n ó w za­ nurzony w kąpieli prom ieniow ania elektrom agnetycznego w bardzo wysokiej tem peraturze. Tego rodzaju stan m aterii G am o w nazywał Ylemem, pow ołując się na słownik W ebstera, według którego ten zapom niany rzeczow nik miał oznaczać „pierw szą substancję, z jakiej (wedle przypuszczeń) pow stały pierw iastki” [3, str. 60]. Przem iana neutronów w p ro to n y (tzw. przem iana beta) i kolejne wychwyty­ w ania neutronów stanow iły główne m echanizm y kosm osyntezy pier­ w iastków. .Hipoteza była potem rozw ijana przez jej au to ró w oraz przez takich uczonych, ja k : R. C. H erm an , J. S. Sm art, A. T urkevich, E. Ferm i. O ryginalnych prac i przyczynków jest zbyt dużo, by je tu wszystkie wymienić. D ociekliwego czytelnika odsyłam y bądź do jednej z wielu książek popularnych, napisanych przez samego G am ow a (np. [3]), bądź do istniejących p rac przeglądowych (np. [4]). Dzięki sw ojem u m atem atycznem u opracow aniu hipoteza cc-p-y dysponuje pięknym testem em pirycznym . Jeszcze w X IX w ieku po­ dejm ow ano p rób y ustalenia krzywej obfitości pierw iatków chem icz­ nych we Wszechświecie (Clarke, 1889). P o pow staniu fizyki ją d ro ­ wej stało się jasn e, że bardziej interesujące jest badanie obfitości ją d e r atom ow ych lub, co praktycznie na jed n o wychodzi, obfitości izotopów pierw iastków chemicznych. D an e em piryczne uzyskuje się z analizy składu m aterii ziemskiej, m eteorytów , planet, Słońca i gwiazd. Schem atyczny kształt krzywej rozpow szechnienia ją d e r a to ­ mowych przedstaw ia rysunek 10. Na osi poziom ej o d k ład a się tzw. liczbę m asową, charakteryzującą dane ją d ro , na osi pionowej m iarę częstości jego w ystępow ania. J ą d ra w odoru stanow ią p o n ad 90% całej m aterii W szechświata. N astępnym , co do obfitości, pierw iast­ 139

kiem jest hel — ok. 10% . N a całą resztę przypada 0,1 %. W miarę w zrostu ciężkości ją d e r ich obfitość spada, z tym , że n a krzywej pojaw iają się charakterystyczne „piki”, ja k n a przykład dla izotopów

R y s. 10. K rz y w a ro z p o w sz e c h n ie n ia jąder a to m o w y c h . N a osi o c ię ty c h liczb a m asow a A c h a r a k te r y z u ją c a d a n e j ą d r o , n a osi rzęd­ n y ch - lo g a ry tm je g o w z g lę d n e g o ro z p o ­ w sz e c h n ie n ia . K rz y w a p r z e r y w a n a o d p o w ia ­ d a le k k im iz o to p o m c ię ż k ic h ją d e r

z teorią Pierw otnego A to m u L em aitre’a. D ecydującym kryterium będzje oczywiście zgodność z doświadczeniem . L em aitre zdaw ał sobie sprawę, że pow inien wyjaśnić obserw ow any „skład chem iczny” W szechświata, ale je g o teoria (głównie n a skutek ówczesnego niedo­ rozwoju fizyki jądro w ej) czyniła to ty lk o jakościow o i bardzo z g ru b ­ sza. Trzeba było teraz uwspółcześnić i uściślić hipotezę Pierw otnego A tom u, tak by n ad aw ała się do ilościowego porów nania z krzyw ą rozpowszechnienia izotopów . Uczynili to M aria M eyer i Edw ard Teller [5] pracujący podów czas w Chicago. A utorzy ci rozpoczynają swoje rozw ażania od m om entu, kiedy pierw otny ato m rozpadł się już n a fragm enty o średnicy kilkunastu kilom etrów i m asie p o ró w ­ nywalnej z m asą przeciętnej gwiazdy. Piszą oni: „ A b y o trz y m a ć m o d e l j ą d r a , k tó r y m ó g łb y słu ży ć z a p u n k t w y jśc ia p ro c e su ro z p a d u , z ało ży m y , że z b ió r n e u tr o n ó w tw o rz y c iecz ją d r o w ą , k tó r a sp o n ta n ic z n ie ro z p a d a się n a n e u tr o n y . Je d y n y m o g ra n ic z e n ie m n a ło ż o n y m n a te n p o lin e u tro n je s t p rzy jęcie, że je g o c a łk o w ita m asa n ie p r z e k r a c z a m a s y p rzeciętn ej g w iazd y . D la w iększych m a s e fe k ty g ra w ita c ji teg o n ie c h c e m y r o z w a ż a ć ” .

0

50

100

150

200

A

żelaza. D la ją d e r cięższych, z końca układu okresow ego pierw iast­ ków obfitość ustala się na mniej więcej stałym poziom ie. Krzywa ta jest nie tylko obrazem „składu chem icznego” obecnego Wszech­ świata. G am ow , słusznie nazw ał ją „najstarszym dokum entem archeo­ logicznym odnoszącym się d o historii W szechśw iata” [3, str. 52]. T eoria pow staw ania pierw iastków chem icznych (ich jąder), starająca się zrekonstruow ać przebieg procesów fizycznych w ew oluującym kos­ mosie, pow inna odtw orzyć, o ile m ożności ja k najdokładniej, kształt krzywej rozpow szechnienia. Z teorii m usi się dać wyliczyć kształt tej krzywej. W ten sposób teoria kostnogoniczna przestaje być spe­ kulacją, lecz staje się teorią em piryczną w pełnym tego słowa zn a­ czeniu. H ipoteza a-fi-y była n a tyle precyzyjna, że m ogła podjąć ryzyko stanięcia przed osądem doświadczenia.

Pierwotny atom czy Ylem Przede wszystkim należało porów nać now ą hipotezę z istniejącą ju ż wcześniej hipotezą pow staw ania pierw iastków , a mianowicie 140

i o g ó ln ej te o rii w zg lęd n o ści b y ły b y d e c y d u ją c e ;

O braz ten au to rzy nazyw ają modelem polineutronowym. R achunki prow adzone z takiego p u n k tu wyjścia wykazały, iż n a skutek spon­ tanicznego rozpadu neutronów na p ro tony i elektrony, pierw otne fragm enty (polineutrony) wkrótce zostały naładow ane d o d atn im ła ­ dunkiem elektrycznym , elektrony n ato m iast utworzyły w okół nich cie­ niutkie otoczki. F ragm enty przypom inały więc swoją stru k tu rą gigan­ tyczne atom y. D alsze rozw ażania wykazały, że na powierzchni jąd er tych superatom ów , n a skutek m echanicznej niestabilności, musiały się tworzyć m ałe bąbelki o średnicach około l(T 12cm, któ re o d ry ­ wając się od sup erjądra, odlatyw ały w przestrzeń ja k o znane nam dziś ją d ra ciężkich pierw iastków chemicznych. I tu narodziła się pierw sza pow ażna tru d n o ść: teoria nie p o tra ­ fiła wyjaśnić m echanizm u pow staw ania lekkich pierw iastków . R ach u n ­ ki nieodparcie wykazywały, że odryw ające się od superjądra bąbelki są zbyt m asywne i — co się z tym istotnie wiąże — z teorii m ożna było obliczyć krzyw ą rozpow szechnienia izotopów , któ ra dość dobrze zgadzała się jedynie z częścią krzywej obserwacyjnej przedstaw iają­ cej rozpow szechnienie ciężkich pierw iastków . Tymczasem św iat jest w przeszło 99 pro cen tach zbudow any z lekkich pierw iastków ; teoria M arii M eyer i E d w ard a Tellera pozostaw ała bezsilna w obec tego 141

faktu. A utorzy Ci przypuszczali, że ciężkie pierw iastki pow stały w opi­ sany przez nich sposób, natom iast m echanizm ów pow staw ania lek­ kich pierw iastków należy poszukiw ać w śród jakichś zupełnie innych procesów. Z auw ażm y ja k o ciekaw ostkę, że dzisiejsza astronom ia zna obiekty o średnicy kilkunastu kilom etrów zbudow ane z neutronów ; są to tzw. gwiazdy neutronow e lub pulsary, ale obecnie sądzi się, że\. powstały one nie ja k o produkty ro zp ad u pierw otnego atom u, lecz na drodze dobrze ju ż dziś zbadanej ew olucji gwiazd. O pow iadał mi profesor O don G o d a rt, podów czas w spółpracow ­ nik L em aitre’a, że zw racał uwagę swojego m istrza n a prace grupy G am ow a i zachęcał do naw iązania z nim w spółpracy, ale Lem aitre przeżywał w tedy pew nego rodzaju kryzys zainteresow ań kosm ologią i puszczał te propozycje m im o uszu. Zniechęcenie tw órcy hipotezy Pierw otnego A to m u było spow odow ane dużą aktyw nością zw olenni­ ków teorii S tanu S tacjonarnego (por. rozdz. 14) i w ynikającym stąd ironicznym stosunkiem wielu naukow ców do koncepcji W ielkiego W y­ buchu, o którego słuszności L em aitre był m ocno przekonany. W os­ tatnich latach życia zainteresow ania L em aitre’a zw róciły się w kie­ runku bujnie rozwijającej się techniki kom puterow ej i m etod n u ­ m erycznych.

Przewidywania Gamowa Ale wróćm y d o hipotezy G am ow a. G am ow łączył głęboką znajo­ m ość fizyki jądrow ej i teorii względności. O pracow ując m echanizm y pow staw ania pierw iastków chem icznych, nie rozważał tych m echa­ nizm ów abstrakcyjnie jak o działających w jakiejś bliżej nieokreślo­ nej przestrzeni, lecz um ieścił je w kosm ologicznym m odelu F riedm a­ na. D ało to natychm iastow e rezultaty. G am ow zestawił ze sobą dwa znane ju ż przedtem wyniki: gęstość prom ieniow ania w świecie F ried­ m ana zm ienia się ja k czw arta potęga tem peratury panującej w tym świecie, natom iast gęstość m aterii w postaci cząstek zm ienia się jak tem peratura do trzeciej potęgi. Poniew aż tem peratura w świecie friedm anowskim rośnie w m iarę cofania się do W ielkiego W ybuchu (rośnie proporcjonalnie do zm niejszania się czynnika skali), wynika stąd, że w odpow iednio wczesnych etapach ewolucji W szechświata

142

gęstość prom ieniow ania m usiała przewyższać gęstość „zwykłej m a ­ terii” . Z nając stosunek gęstości prom ieniow ania do gęstości m aterii w obecnym Wszechświecie, m ożna obliczyć wzajemne proporcje p ro ­ m ieniowania i m aterii w zależności od tem p eratu ry lub bezpośred­ nio od czasu. O trzym ujem y w ten sposób przybliżony o braz „ter­ micznej ewolucji” W szechświata. We wczesnych fazach ewolucji świat był wypełniony prom ieniow aniem . W zw iązku z tym G am ow kreślił swoim barw nym stylem następujący o b raz: „ M o ż n a b y z a c y to w a ć z d a n ie z B ib lii: 'N a p o c z ą tk u b y ło św ia tło ’ i t o d u ż o św ia tła ! A le o czy w iście ‘ś w ia tło ’ to sk ła d a ło się g łó w n ie z w y s o k o e n e rg e ty c z n y c h p ro m ie n i X i p ro m ie n i g a m m a . A to m y zw y cz ajn ej m a te rii z n a jd o w a ły się w z d e ­ cy d o w an e j m n iejszo ści, b y ły o n e o d rz u c a n e ta m i z p o w ro te m p rz e z p o tę ż n e s tr u ­ m ien ie k w a n tó w ś w ia tła ” [3, str. 48].

Pam iętam y, że ju ż L em aitre zauważył, iż pierwsze pokolenia frag­ m entów rozpadu pierw otnego ato m u m usiały mieć bardziej ch arak ter prom ieniow ania niż cząstek. L em aitre błędnie dopatryw ał się resztek tego prom ieniow ania w obserw ow anym obecnie prom ieniow aniu k o s­ m icznym (por. rozdz. 13). Były to jed n ak tylko przew idyw ania j a ­ kościowe. Ilościowe prognozy po raz pierw szy otrzym ał G am ow i jego w spółpracow nicy. Jak zobaczym y w następnych rozdziałach, m iało to ogrom ne konsekw encje dla dalszego rozw oju kosm ologii. Ale n a razie ani G am ow , ani żaden z jego w spółpracow ników nie byli w stanie jasn o ich sobie uświadom ić. G orące prom ieniow anie, wypełniające św iat we wczesnych fazach jego ewolucji, gw ałtow nie stygło w m iarę rozszerzania się W szech­ świata. W pierw otnej wersji teorii a-/?-y G am ow szacował obecną tem peraturę tego prom ieniow ania na ok. 25 K. W 1948 r. A lpher i H erm an popraw ili tę w artość na 5 K . W 1951 roku, pisząc swoją p o pularną książkę The Creation o f the Universe, G am ow znow u zm ie­ nił tę w artość aż n a 50 K. Jak widzimy, rozrzut tych przewidywań jest znaczny. P ochodził on stąd, że wzory teoretyczne są czułe na dane em piryczne, jak ie należy do nich wstawić, by otrzym ać wynik, a d an e te nie były wówczas znane z w ystarczająco d o b rą d o k ład ­ nością. Tym czasem nikt nie próbow ał ani spraw dzić obserwacyjnie istnie­ nia tego prom ieniow ania, ani tym bardziej m ierzyć jego tem peraturę.

143

Kłopoty teorii Gamowa

C zy pierwiastki powstają w gwiazdach

G am ow i jeg o w spółpracow nicy szukali potw ierdzenia swojej teorii n a innej d ro d ze: starali się oni obliczyć kształt krzywej obfi­ tości izotopów we Wszechświecie i porów nać ją z krzyw ą sporzą-, d zo n ą na podstaw ie aktualnych obserwacji. I tu zaczynały się p o ­ w ażne kłopoty. D la lekkich pierw iastków krzywe niem al się pokry­ wały, teoria dobrze tłum aczyła obserw acje, a obserw acje należycie uzasadniały teorię, ale dla ciężkich pierw iastków krzywe teoretyczne układały się system atycznie za w ysoko w porów naniu z krzywymi obserwacyjnym i - ciężkie pierw iastki nie chciały dać się zsyntetyzować za pom ocą m echanizm ów teorii a-p-y. W iele pracy w porów ny­ w anie krzywych obserw acyjnych i teoretycznych włożył R. C. H er­ m an, k tórego G am ow w praktyce uznaw ał za w spółtw órcę teorii oc-p-y, ale k tó ry (jak twierdził G am ow ) uparcie odm aw iał zm iany nazw iska na D elter! W krótce zaczęto zw racać uw agę na niedostatki teorii cc-p-y. W 1950 r. C. H ayashi [6] zauważył, że W szechświat w pierw otnym stanie, poprzedzającym „erę G am o w a” , pow inien być w ypełniony nie neutronam i, lecz m ieszaniną neutronów i pro to n ó w a także elektro­ nam i, pozytonam i, neutrinam i oraz antyneutrinam i i, co za tym idzie, gdy tem p eratura obniżyła się do w artości rozważanej przez G am ow a, przem iana neu tro n ó w n a p rotony nie m ogła odbyw ać się drogą n a ­ turalnego, radioaktyw nego rozpadu neutronów , lecz n a skutek zde­ rzeń neutronów z innym i cząstkam i. P o n ad to okazuje się, że w przyrodzie nie w ystępują ją d ra trw a­ łe (o liczbach m asow ych 5 i 8), przez k tó re w edług teorii cc-p-y pow inien przebiegać łańcuch kolejnych przem ian jąd ro w y ch ; brak tych jąd er uryw a procesy przew idziane przez tę teorię. G dyby p ro ­ ces syntezy pierw iastków istotnie odbyw ał się w edług scenariusza cc-p-y, to m usiałby się o n zatrzym ać n a izotopach o liczbach m a­ sowych 5 i 8. Przejście przez te izotopy nie jest w praw dzie wyklu­ czone, ale bardzo m ało praw dopodobne, w praktyce oznacza to, że m echanizm y cc~p~y m ogą w yprodukow ać cięższe pierw iastki tylko w znikom ych ilościach. T eoria cc-p-y w yjaśnia pow stanie tylko kilku pierwszych pierw iastków z tablicy M endelejewa.

Jednakże m im o tych trudności teo ria G am o w a nadal cieszyła się pewną popularnością. Przede wszystkim dlatego, że nie było lepszej, ale i dlatego, że do b rze pasow ała ona d o rozszerzającego się świata Friedm ana, a trud n o ści z syntezą cięższych pierw iastków spodziew a­ no się rozwiązać w m iarę rozwoju fizyki jądrow ej. W każdym razie stanowiła ona atu t d la ortodoksyjnej kosm ologii relatywistycznej typu F riedm ana - L em aitre’a. K osm ologia S tan u Stacjonarnego nie przewi­ dywała w dziejach W szechświata stan u z wielką gęstością m aterii i w ysoką tem peratu rą, w którym ja k w gigantycznym piecu h u tn i­ czym m ogłaby się dokonyw ać synteza pierw iastków . A le obrońcy kosm ologii Stanu S tacjonarnego nie poddali się tak łatwo. Jeśli nie było W ielkiego W ybuchu, to gdzie we Wszechświecie istnieją wielkie gęstości, ciśnienia i tem p eratu ry konieczne d o syntezy izotopów ? O dpow iedź m ogła być tylko j e d n a : we w nętrzach m asyw ­ nych gwiazd. Jednym z rzeczników tej odpow iedzi był F red Hoyle. Zdaw ał on sobie spraw ę, że stw orzenie teorii syntezy pierw iastków chemicznych w gw iazdach jest w arunkiem utrzym ania się i p ow o­ dzenia kosm ologii stan u stacjonarnego n a arenie światowej nauki. W 1957 r. ukazała się fu n d am entalna, bardzo obszerna praca, a u to ró w : E. M. B urbidge, G . R. B urbidge, A . Fowler, F. H oyle zatytułow ana N ukleosynteza pierw iastków chemicznych [7], cytow ana potem powszechnie skrótem B2F H . Była o n a dokładnym w ykładem teorii pow staw ania pierw iastków chem icznych we w nętrzach gwiazd, a zarazem kładła podw aliny pod now ą dziedzinę wiedzy - astrofizy­ kę jądrow ą. N ie sposób przytaczać tu szczegółowo zaw artości tej pracy. Z a­ sadnicze jej tezy przedstaw iają się następująco. Izotopy pierw iastków chem icznych pow stały z w odoru d ro g ą przem ian jądrow ych zacho­ dzących we w nętrzach gwiazd., O kazuje się, że w arunki panujące we w nętrzach bardzo ciężkich gwiazd są wystarczające do syntezy, ja k początkow o sądzono, wszystkich izotopów cięższych od w odoru. P od­ czas w ybuchów gwiazd supernow ych ją d ra pierw iastków chem icznych powstałych w ich w nętrzach w zbogacają przestrzeń kosm iczną. K o ­ lejne pokolenia gw iazd i galaktyk kondensujących się w tej przest­

144

10 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

145

rzeni są ju ż od początku „zanieczyszczone” pierw iastkam i cięższymi od w odoru. W ten sposób dokonuje się chem iczna ew olucja W szech­ świata. „H istoria m aterii jest ukryta w dzisiejszym rozpow szechnie­ niu pierw iastków ” — czytam y we w stępnym rozdziale pracy B2FH. Sukces teorii B2F H , k tó ra w krótce zyskała sobie uznanie zarów no fizyków jądrow ych, ja k i astrofizyków , m ocno ugruntow ał pozycję kosm ologii stanu stacjonarnego. „P an B óg stworzył w odór, m aw iano, a B2F H stworzyli inne pierw iastki z w o d o ru ” .

Nucleogenesis S pór m iędzy teo rią W ielkiego W ybuchu a kosm ologią S tanu Stac­ jo n arnego w kroczył w now ą fazę. N ie chodziło ju ż wyłącznie o „geo­ m etrię W szechśw iata”, takie czy inne rozw iązanie ró w n ań pola, w ich oryginalnej czy też zm odyfikow anej wersji. Obie strony w pro­ wadziły do sporu fizykę jąd ro w ą i obie strony napotkały w tej dzie­ dzinie na sporo kłopotów . T eoria W ielkiego W ybuchu m usiała się kilka razy przeform ułow yw ać, by uzgadniać swoje przew idyw ania z o b ­ serwacyjną krzyw ą obfitości pierw iastków . P o wielu takich przysto­ sowaniach, jej przeciwnicy złośliwie twierdzili, że nukleosynteza w W ielkim W ybuchu wyjaśnia pow stanie wszystkich pierw iastków chemicznych w tablicy M endelejew a aż d o helu włącznie! Praca B2F H istotnie stała się m ocnym a tu tem w rękach zw olenników kos­ m ologii S tanu Stacjonarnego, ale gdy m inął pierwszy okres zafascy­ now ania teo rią syntezy pierw iastków chem icznych w gw iazdach, za­ uważono, że i ta teoria napotyka trudności. M echanizm y przew i­ dziane przez B2F H okazały się niew ydajne, gdy chodziło o p ro d u k ­ cję helu oraz w m niejszym stopniu, gdy chodziło o produkcję kilku innych lekkich pierw iastków (m. iń. litu). P oza tym teoria ta zakła­ d ała istnienie w o d o ru a priori, a dociekliwi fizycy zawsze w olą wie­ dzieć, skąd się co wzięło. Zwolennicy i przeciw nicy dyskutow ali tym bardziej zawzięcie, że na razie nie w idać było sposobu rozstrzygnięcia sporu. Z tej samej racji naukow cy bezpośrednio nie zaangażow ani w spór stopniow o tracili zainteresow anie nim. Tym czasem kosm ologia w zbogaciła się tylko o nowy dylem at, ale za to „fizyka ziem ska” zupełnie nieoczekiw anie zyskała n a sporach 146

k o sm o lo g ó w . Bo o to fizyka jąd ro w a i fizyka wysokich energii otrzy ­

mały d o dyspozycji nowe lab o rato ria i to lab o rato ria dysponujące tak wysokimi energiam i, o jak ich dotychczas na Ziemi nie m ożna było naw?et m arzyć. T akim i lab o rato riam i stały się w nętrza gwiazd. H ipotezy tw orzone przez fizyków jądrow ych a także przez fizyków wysokich energii m o żn a było em pirycznie spraw dzać za pośrednic­ twem obserwacji astrofizycznych. N a u k a o Wszechświecie staw ała się coraz bardziej częścią ziemskiej fizyki.

Rozdział 16

Lata kryzysu

f \

Przez witrynę księgami do kosmologii Śledząc losy i przygody kosm ologii dw udziestego stulecia, doszliś­ m y do lat pięćdziesiątych. D alsze dzieje nauki o Wszechświecie coraz to bardziej przestają być dla m nie h isto rią w yczytaną z książek. W łaś­ nie od tego okresu począwszy zacząłem się sam przyglądać, mniej lub bardziej z bliska, rozw ojow i kosm ologii. Pam iętam następujące wy­ darzenie z tam tych czasów. Stałem przed w itryną księgarni na K ru ­ pów kach w Z akopanem . I nagle, w śród przypadkow ego zestaw u okładek i tytułów , mój w zrok natrafił na niewielką, szarą książecz­ kę, n a której w idniał skrom ny n ap is: L eopold Infeld, A lbert Ein­ stein [l]. N atychm iast znalazłem się w ew nątrz i poprosiłem o tę książkę. I dopiero, gdy ju ż była zapakow ana, zorientow ałem się, że nie m am pieniędzy. Sytuację uratow ał znajom y, który a k u ra t wszedł do księgarni i od którego mogłem pożyczyć dwanaście złotych, bo tyle wynosiła cena tej książki. K siążkę przestudiow ałem od deski do deski. Jest to dziełko popularno-naukow e, napisane przez uczonego, k tó ry m iał zaszczyt bezpośrednio w spółpracow ać z Einsteinem i który sam niem ało przyczynił się do rozw oju teorii względności. Dziełko to otw orzyło przede m ną fascynujące horyzonty. D o dziś biorę je do ręki z pew nym rozrzew nieniem . Leży przede m ną n a biurku, gdy piszę te słowa. Pierwsze, angielskie w ydanie książki Infelda ukazało się w 1950 r. Jest to d ata charakterystyczna. T eoria względności m a za sobą okres sukcesów, w k tó re nikt nie wątpi. Szczególna teoria względności 148

tak w rosła w fizykę, że nowoczesna fizyka teoretyczna jest ju ż bez niej nie do pom yślenia. W praw dzie fizycy dośw iadczalni inaw iali w ów ­ czas, że ogólna teo ria względności sprow adza się w gruncie rzeczy do trzech niewielkich efektów obserw acyjnych, któ re ją potw ierdzają, ale fakt pozostaje faktem - żadna inna teoria nie potrafiła wyjaśnić tych trzech „m ałych” faktów . Najwięcej zastrzeżeń budził „problem kosm ologiczny”, ale przynajm niej został o n sform ułow any w całkiem nowej perspektyw ie pojęciowej, a to ju ż jest krokiem naprzód. Były to niewątpliwe osiągnięcia. A jakie są możliwości dalszego p o stępu? I p o d tym względem ok o ło roku 1950 dało się odczuć pew ien scep­ tycyzm. Przyspieszenie pierwszego okresu wyraźnie zm alało. T eoria względności z pionierskiej dyscypliny stała się standardow ym w ypo­ sażeniem przeciętnego fizyka; wielu ludziom z tam tego okresu w yda­ wała się ona praw ie ta k zam kniętą całością, ja k zam kniętą całością jest podręcznik d la stu d en ta pierwszego lub drugiego ro k u fizyki. Istniało wówczas coś w rodzaju mody, by kosm ologię trak to w ać nie ja k o część fizyki, lecz ja k o spekulacje z dalekiego m arginesu nauki. U bóstw o danych obserw acyjnych, jak im i dysponow ała now oczesna kosm ologia, było niejakim uspraw iedliw ieniem takich poglądów . Dziś, z perspektyw y lat, widzę, że atm osfera tam tego okresu z n a­ lazła wyraz w książce Infelda. N a 190 stronic druku tylko 19 jest poświęconych om ów ieniu kosm ologii relatywistycznej. O stateczne wnioski są sform ułow ane bardziej niż o strożnie; Infeld pisze: „ S ta r a łe m się n a s z k ic o w a ć k r ó tk o w y siłk i, ja k i e p o d e jm o w a li

u czen i w ce lu

z ro z u m ie n ia a r c h ite k tu ry w szech św ia ta. W y siłk i te w szęd zie ta m , g d zie w y c h o d z ą p o z a g ra n ic e n aszy ch o b s e rw a c ji, m a ją c h a r a k te r r o z w a ż a ń te o re ty c z n y c h . S y tu a c ja j e s t tu p o d o b n a j a k w p r z y p a d k u , g d y z n a ją c p rz e b ie g k ró tk ie g o o d c in k a n ie z n a n e j d ro g i, s ta ra m y się u s ta lić , d o k ą d o n a p ro w a d z i. W k a ż d y m ra z ie u d a ło n a m się w p ią g u o s ta tn ic h c z te r d z ie s tu la t sfo rm u ło w a ć n o w y p r o b le m i w ziąć p o d u w ag ę k ilk a je g o m o ż liw y c h ro z w ią z a ń , ja k k o lw ie k w y n ik i n a s z e n ie są a n i d e c y d u ją c e , a n i o s ta te c z n e . A le te ż ‘o s ta te c z n y c h ’ w y n ik ó w w n a u c e n ie m a ” [1, str. 125].

Einstein i kosmologia B ardzo charakterystyczne jest stanow isko Einsteina w tym okresie w obec rozw ażań kosm ologicznych, któ re niegdyś niewątpliwie stan o ­ wiły d la niego jed en z głównych m otyw ów w pracy nad ogólną teo rią względności. P oczątkow o Einstein nie ukryw ał, że z relatyw is­ 149

tycznym m odelem W szechświata łączył filozoficzne intuicje o ważnym dla niego znaczeniu. W m aju 1921, n a uniwersytecie w P rinceton E instein wygłosił cztery odczyty na tem at teorii względności. Zostały one w krótce w ydrukow ane w postaci niewielkiej książki [2], w polskim przekładzie noszącej tytuł Istota teorii względności [3], Przy końcu tej książki znajdują się ak ap ity niedw uznacznie naw iązu­ jące do filozoficznych poglądów tw órcy teorii względności. Ale już w drugim w ydaniu książki, jakie ukazało się w 1945, pojaw ił się d o d atek zatytułow any „U w agi o ‘zagadnieniu kosm ologicznym ’”, w którym Einstein czuł się zobow iązany wyjawić swoje aktualne sta­ now isko wobec kosm ologii. B rzm ią w nim nuty sceptycyzmu. Przede wszystkim Einstein uznał w prow adzenie d o rów nań pola członu ze stałą kosm ologiczną za niepotrzebne, pisząc: „ C z ło n k o s m o lo g ic z n y n ie z o s ta łb y n ig d y w p r o w a d z o n y , g d y b y ro z sz e rz a n ie się W sz e c h św ia ta o d k r y to w ty m czasie, k ie d y p o w s ta w a ła o g ó ln a te o r ia w z g lę d n o ś c i” [3, str. 147 p rzy p .].

Einstein dość długo ociągał się z uznaniem rozw iązań F riedm ana i z przyjęciem do w iadom ości odkrycia przez H u b b le’a zjaw iska ucieczki galaktyk. O bydw a te dokonania naukow e sugerow ały istnie­ nie początkowej osobliw ości, a stanow iła o n a elem ent obcy filozoficz­ nym przekonaniom tw órcy teorii względności. Jednak z czasem Einstein m usiał ustąpić wobec ścisłości rozw iązań F riedm ana i w ym o­ wy obserwacyjnych danych H u b b le’a. W D o d a tk u czytam y: „ R o z w ią z a n ie F r ie d m a n a o p ie r a się na je d y n y m z a ło ż e n iu p rz e s trz e n n e j iz o tro p o w o ści W sz e c h św ia ta . J e st t o w ięc b ez w ą tp ie n ia o g ó ln a p o s ta ć m e try k i s ta n o ­ w iącej ro z w ią z a n ie z a g a d n ie n ia k o s m o lo g ic z n e g o ” [3, str. 147-148],

Einstein pisał dalej: „ P r ó b o w a n o tłu m a c z y ć o d k ry te p rz e z H u b b l e ’a p rz e su n ię c ie linii w id m o w y c h in a c z e j n iż p rz y p o m o c y z ja w is k a D o p p le r a . P r ó b y te n ie z n a jd u ją je d n a k p o tw ie r ­ d z e n ia w z n a n y c h z ja w is k a c h fizy czn y ch " [3, str. 148],

P iękno teorii, potw ierdzone odkryciem H u b b le’a, jeszcze raz prze­ m ówiło do Einsteina. Byłby on skłonny uznać „zagadnienie ko sm o ­ logiczne” za rozw iązane, przynajm niej w pierwszym przybliżeniu, gdyby n ie je d n o a le ... C hodziło oczywiście o paradoks w ieku W szech­ św iata, stanow iący najistotniejszą tru d n o ść m łodej kosm ologii. E in­ stein kończy swoje uwagi w D o d atk u : 150

„W reszcie o s ta tn ie , c h o ć w a ż n e z a g a d n ie n ie : w ie k W sz e c h św ia ta , w u ż y w a n y m tu z n a c z e n iu , m u si z p e w n o ś c ią w y n o sić w ięcej n iż w iek s k o ru p y zie m sk ie j, o b li­ czo n y w o p a r c iu o m in e ra ły ra d io a k ty w n e . T e o s ta tn ie o b lic z e n ia są z p e w n o ś c ią g o d n e z a u fa n ia , ta k , że sp rz e c z n o ść m ięd zy n im i a o m a w ia n ą tu te o r ią k o s m o lo ­ giczną o z n a c z a ły b y je j u p a d e k . W ty m p r z y p a d k u n ie w id ziałb y m ż a d n e g o r o z s ą d ­ n eg o r o z w ią z a n ia ” [3, s tr . 153].

Istotnie, kosm ologia znajdow ała się w zagrożeniu! T a opinia Einsteina była przez wielu bezkrytycznie p o w tarzana, naw et długo potem , gdy sytuacja uległa całkowitej zmianie.

Rozwiązanie paradoksu Przyjrzyjm y się tej trudności nieco dokładniej. P am iętam y (por. rozdz. 5 i 6), że praw o H u b b le’a głosi proporcjonalność prędkości ucieczki danej galaktyki d o jej odległości o d ziem skiego obserw atora, czyli: prędkość ucieczki = {stała proporcjonalności) • (
leskopu. Był to reflektor o pięciom etrow ej średnicy, który na długie kita pozostał największym optycznym instrum entem astronom icznym na świecie. Jego produkcja trw ała 16 lat (1931-1947), a zw ierciadło ważące 20 ton, m usiało stygnąć w trakcie produkcji przez cały rok. Nic dziwnego, że obserw atorium M o u n t P alo m ar ściągnęło najtęż­ szych astronom ów (z H u b b le’em i H um asonem ) i stało się centrum badań o najdonoślejszym znaczeniu d la kosm ologii. M iędzy innym i n a M o u n t P alom ar pracow ał W alter Baade, zn a­ kom ity astronom , który jeszcze w 1931 ro k u opuścił N iem cy i prze­ niósł się do S tanów Zjednoczonych. B aade kontynuow ał prace H u b b le’a, ale dysponow ał teraz znacznie bogatszym i i dokładniej­ szymi danym i obserwacyjnym i. Głów nie dzięki pracom Baadego okazało się, że wszystkie gwiazdy m ożna podzielić n a dwie różniące się o d siebie klasy, zw ane p o ­ pulacjam i. D o pierwszej populacji należą gwiazdy m łodsze, zaw iera­ jące stosunkow o dużo m etali i tw orzące głównie dysk naszej G a la k ­ tyki, do drugiej populacji należą gwiazdy starsze, zaw ierające mniej m etali i tw orzące tzw. halo galaktyczne. B aade zauważył, że również gwiazdy zm ienne typu cefeid ro zp ad ają się na dwie klasy (jedne n a ­ leżą do pierwszej populacji inne do drugiej) i w ew nątrz każdej klasy zależność jasności absolutnej od okresu (por. rozdz. 3) jest inna. N ależało teraz pow tórzyć pracę H u b b le ’a i jeszcze raz wyznaczyć odległości od galaktyk, w których daje się zaobserw ow ać gwiazdy zm ienne, pam iętając że istnieją dw a różne w skaźniki odległości (dwie populacje gwiazd zm iennych), nieśw iadom ie traktow ane daw niej przez H u b b le’a ja k o jeden. W yniki swoich b ad a ń B aade ogłosił w 1952r. R ezultatem była now a w artość stałej H u b b le’a H — 180 k m /s • M pc). W iek W szechświata wydłużył się tym sam ym do ok. 5 m iliardów lat. Było to ju ż praw ie do przyjęcia. W iadom o, że najtrudniej bryłę poruszyć, potem ju ż łatwiej ją pchać. Pierwsza rew izja w skaźników kosm icznych odległości p o d su ­ w ała myśl, by uw ażnie spraw dzić wszystkie inne wskaźniki odległości. H u b b le wyznaczał także odległości do dalszych galaktyk przez obser­ wow anie w nich najjaśniejszych gw iazd zakładając, że jasn o ść abso­ lutna tych gw iazd jest mniej więcej ta k a sam a ja k jasność abso­ lutna najjaśniejszych gwiazd w naszej G alaktyce. Im mniej jasne są najjaśniejsze gwiazdy w danej galaktyce, tym oczywiście d an a galak­

152

tyka znajduje się dalej o d nas. W 1958 r. A llan R. Sandage poddał rewizji i tę m etodę H u b b le ’a ; okazało się, że to, co H ubble b rał za jasne gwiazdy w innych galaktykach, było w istocie obłokam i zjonizowanego w odoru. U sunięcie tego błędu obserw acyjnego pozw oliło Sandagow i określić, w artość stałej H u b b le’a n a ok. 75 km /(s • M pc). D aje to wiek W szechśw iata równy ok. 13 m iliardów lat. W edług najnowszych danych w artość stałej H u b b le’a szacuje się, uwzględniając różne m arginesy błędów, na 50-100 km /(s • M pc), a wiek W szechświata n a kilkanaście m iliardów lat (górna granica ok. 20 m iliardów lat), co nie przeczy żadnym danym eksperym entalnym dotyczącym wieku różnych stru k tu r we Wszechświecie. „P arad o k s” zakończył się p arad o k saln ie: w latach uw ażanych za kryzysowe dla kosm ologii został zlikw idow any największy kryzys za­ grażający nauce o Wszechświecie. E instein nie doczekał kolejnego sukcesu swojej teo rii; zm arł w Princeton 18 kwietnia 1955 roku.

Kongres Solvaya w Brukseli Ale istotnie, w latach pięćdziesiątych koncepcje kosm ologiczne jakby się zmęczyły. D aw ne sform ułow ania teoretyczne osiągnęły coś w rodzaju „stanu nasycenia” . Istniejące d an e em piryczne były na tyle dobre, że m ożna było stwierdzić, iż pasują do aktualnych teorii i równocześnie n a tyle niedokładne, by nie pobudzać um ysłów tw órców do radykalnych ulepszeń teoretycznych. U sunięto parad o k s w ieku W szechświata, sform ułow ano hipotezy pow staw ania pierw iast­ ków chem icznych (por. rozdz. 15), ale wszystkie dyskusje toczyły się w „ram ach ” m odeli kosm ologicznych skonstruow anych w p o p rzed ­ nim okresie. F o ru m naukow ych dyskusji są zjazdy i konferencje. C hyba n aj­ głośniejszym zjazdem naukow ym lat pięćdziesiątych o znaczeniu kos­ m ologicznym był kongres zorganizow any przez M iędzynarodow y Ins­ ty tu t Fizyki Solvaya w Brukseli w dniach 9-13 czerwca 1958 r. Z g ro ­ m adził o n zarów no sławy kosm ologiczne tam tych czasów, ja k i nowe nazw iska, które d o p iero m iały odegrać rolę w historii kosm ologii. A k ta tego kongresu zostały opublikow ane w postaci pokaźnego tom u [5], zawierającego op ró cz tekstów referatów także i stenogram y dys­

153

kusji, jak ie odbyw ały się po każdym odczycie. P rzekartkujm y tę książkę - dokum ent stanu kosm ologii u schyłku lat pięćdziesiątych. I om spraw ozdań otw iera wykład L em aitre’a zatytułow any „ H ip o ­ teza pierw otnego ato m u i problem grom ad galaktyk” . Jest to chyba najpełniejszy wykład kosmologicznej wizji L em aitre’a z dość obszer­ nym kom entarzem filozoficznym, nacechow anym wszakże um iarem i trzeźwością. (O bszerne cytaty z tej pracy L em aitre’a przytaczaliśm y w rozdz. 13). Był to łabędzi śpiew wielkiego m yśliciela; potem L em aitre pow róci d o zagadnień kosm ologicznych ju ż tylko sporadycz­ nie i jak b y m im ochodem . C harakterystyczna jest dyskusja po referacie L em aitre’a. Pojawia się oczywiście „żelazny tem at” stałej kosm ologicznej. T en problem interesow ał teoretyków obecnych na sali (Pauli, H eckm ann, Wheeler). A stronom ow ie (Schatzm an, A m barcum ian) zwrócili się raczej ku za­ gadnieniu pow staw ania grom ad galaktyk; jest to zagadnienie w ska­ zujące ku nowym czasom , problem badany i dyskutow any do dziś. W arto odnotow ać jeden szczegół dyskusji. Pam iętam y, ja k ważną rolę Lem aitre przypisyw ał w swojej teorii prom ieniow aniu kosm icz­ nem u (por. rozdz. 13). A m barcum ian zadał pytanie: „Istnieją dziś argum enty przem aw iające za istnieniem źródeł prom ieniow ania kos­ m icznego we Wszechświecie (M gław ica K rab, gwiazdy a nawet Słońce). Czy dr L em aitre uważa, że istnieją dwa różne rodzaje p ro ­ mieni kosm icznych?” . L em aitre: „Tak, takie jest moje przekonanie” [5, str. 29J. O ile tw ierdzenie L em aitre’a, że cale prom ieniow anie kosm iczne jest pozostałością po W ielkim W ybuchu, nie m oże już dziś być utrzym yw ane, o tyle jego m odyfikacja, w yrażona w dyskusji z A m barcum ianem , przypisująca tylko części prom ieniow ania kos­ m icznego „pochodzenie początkow e” pozostaje nadal zagadnieniem otw artym . Ale w roku 1958 mógł to być tylko epizod dyskusji, która prędzej czy później m usiała zejść na problem : ew olucja czy stan stac­ jo n a rn y W szechświata, tym bardziej, że w śród obecnych byli Bondi, G old i Hoyle. W obec braku rozstrzygających danych eksperym en­ talnych dyskusja zeszła na problem ekstrapolacji w kosmologii. Ten sam tem at pow rócił po odczycie H oyle’a ; w odczycie tym m ów ca dał dość szczegółowy zarys swojej wersji teorii W szechświata w stanie stacjonarnym . W dyskusji przew ażały pytania pod adresem teorii, nie pozbaw ione jed n ak akcentów obiekcji. Przy końcu Hoyle odpow iedział L em aitre’o w i: 154

„ N ie z g o d z iłb y m się z ty m , że te o ria s ta n u s ta c jo n a rn e g o ła m ie z a s a d ę z a c h o w a ­ nia. Z m ie n ia o n a ty lk o n a tu r ę w ielk o ści, k tó r a m a b y ć z a c h o w a n a , a le te ż cała h is to ria p ra w z a c h o w a n ia w fizyce u k a z u je p o w ta r z a ją c e się z m ia n y w ro z u m ie n iu z a c h o w y w a n y c h w ie lk o ś c i” [5, str. 80].

A. C. B. Lovell wygłosił referat na tem at „R adioastronom iczne obserwacje, które m ogą dostarczyć inform acji o strukturze W szech­ św iata” . R adioastro n o m ia dopiero za k ilk a lat stanie się w ażną bazij eksperym entalną d la kosm ologii. N a razie wnioski nie są zachęcające. Lovell m ówił: „ W y d a je się, że je d y n y m b ezp ie c z n y m w n io sk ie m , j a k i m o ż n a w y c ią g n ą ć z p rz e d s­ ta w io n e j p ra c y je s t stw ie rd z e n ie , że ja k d o ty c h c z a s n ie m a ta k ic h o b se rw a c ji ra d io ­ a s tro n o m ic z n y c h , k tó r e m o g ły b y z n a c z ą c o w p ły n ą ć n a istn ie ją c e p o g lą d y d o ty c z ą c e w iel k o s k a lo wej s tr u k tu r y W s z e c h ś w ia ta ” [5, str. 201].

B aade wygłosił swój referat „z pam ięci” i nie nadesłał potem tekstu redaktorom tom u. Z an o to w an o tylko dyskusję po wystąpieniu Baadego. D otyczyła ona raczej technicznych szczegółów z dziedziny astronom ii pozagalaktycznej zw iązanych ze znanym i nam ju ż pracam i Baadego. Z ciekawszych o d n o tu jm y jeszcze odczyt H oyle’a o pow staw aniu pierw iastków chem icznych w gwiazdach o raz wystąpienie A m barcum iana, w którym w ysunął on, obszernie p o tem rozw ijaną przez siebie hipotezę, że zarów no gwiazdy, ja k i galaktyki pow stają w grom adach z jakiegoś bliżej nieznanego rodzaju przedgwiezdnej i przedgalaktycznej m aterii. N a zakończenie kongresu odbyła się ogólna dyskusja. O to jej fra g m e n t: „ B ondi: . . . W y d aje m i się, że z a s a d n ic z ą s p r a w ą je s t to , czy ż y je m y w e w o lu ­ c y jn y m czy w s ta c jo n a rn y m W s z e c h ś w ie c ie ... B a a d e: C h c ia łb y m d z iś stw ie rd z ić b a rd z ie j w -yraźnie t o , n a c o w sk a z y w a ł ju ż m ój r a p o r t . D a n e o b s e rw a c y jn e sp rz y ja ją e w o lu c y jn e m u o b ra z o w i, a n ie sp rz y ja ją o b ra z o w i s ta n u s ta c jo n a rn e g o . W m o im r a p o rc ie p o d k r e ś liłe m in ty m n y z w ią z e k m ięd zy ty p e m g a la k ty k i a jej fizy czn ą z a w a rto ś c ią (p o p u la c ja m i g w iezd n y m i i g a z e m ). P o d k re śliłe m

ró w n ie ż , że

m arn y p r z e k o n y w a ją c e d o w o d y n a to , że w e w s z y stk ic h b lisk ic h g a la k ty k a c h (czło n ­ k a c h G r u p y L o k a ln e j) p o w s ta w a n ie g w iazd z a c z ę ło się p ra w ie ró w n o c z e ś n ie , o k o ło 6-10° ła t te m u . Ł ą c z n ie z n o w y m i d a n y m i o z a w a rto ś c i g a z u

o b e c n e g o jeszcze

w g a la k ty k a c h ró ż n y c h ty p ó w p ro w a d z i t o d o w n io s k u , że p o w s ta w a n ie g w iazd we w sz y stk ic h g a la k ty k a c h r o z p o c z ę ło się m n iej w ięcej w ty m sa m y m czasie, a le nie w ty m s a m y m te m p ie w r ó ż n e g o ty p u g a la k ty k a c h . A to w łaśn ie n azy w a się e w o lu ­ c y jn y m o b ra z e m W s zech św iata. W szy stk ie g a la k ty k i m a ją z a s a d n ic z o ten s a m w iek.

155

N a to m ia s t w o b r a z ie s ta n u s ta c jo n a rn e g o p o w in n iśm y z n a jd o w a ć z a r ó w n o b a rd z o sta re , j a k i b a rd z o m ło d e u k ła d y ro z p ro s z o n e w ś ró d g a la k ty k . G o Id: N ie są d zę, że w y s ta rc z a ją c o r o z u m ie m y p r o c e s p o w s ta w a n ia g a la k ty k , aby w ied zieć j a k w y g lą d a fo rm o w a n ie się g a la k ty k i ty p u E (elip ty czn ej). . . . B e z p ra w ­ dziw ej te o rii p o w s ta w a n ia g a la k ty k , n ie są d z ę , b y d a ło się te n p u n k t w yjaśnić! B a a d e : M yślę, że m a m y słu szn e ra c je , b y w ierzyć, p o n ie w a ż W s z e c h ś w ia t jest jeszcze ta k m ło d y , że g a la k ty k i ty p u E w ic h o b e c n e j p o sta c i z d u ż ą d o k ła d n o ś c ią o d z w ie rc ie d la ją p o s ta c i g a la k ty k ty p u E w sta n ie g a zo w y m , z a n im je s z c z e m ia ło m iejsce p o w s ta w a n ie g w iazd . H o y le : M a k s y m a ln e ro z m ia ry n ie r e g u la rn o ś c i1’ w te o rii s ta n u s ta c jo n a rn e g o są rz ę d u 50 M p s. . . . P ra g n ę z a p y ta ć d r a B a a d e g o , c z y je g o p rz e g lą d sięg ał d o w iększych o d le g ło śc i n iż ta. Bacule: A leż t a k ! ” [5, s. 303-306].

N a nieco ju ż pożółkłych stronicach dyskusje lat pięćdziesiątych w yglądają zbyt dokum entalnie i beznam iętnie, ale łatw o w yobrazić sobie to, czego nie udało się zanotow ać spraw ozdaw cy: osobiste za­ angażow anie, aluzje i p o d te k sty ... Specyficzna atm osfera naukow ych sp o tk ań : wszystkie takie same, według ustalonych m anier i schem a­ tów , a każde zupełnie inne od pozostałych, z własnym charakterem i osobowością.

U progu nowej dekady Czy rzecywiście lata pięćdziesiąte były okresem kryzysu w kosm o­ logii? Czy istotnie teoria względności stała się wówczas teo rią zam k­ n iętą? Dziś z perspektyw y czasu widzimy, że były to płonne obawy. N ie należy tu m ówić o kryzysie, lecz o okresie, w którym trzeba było przetraw ić poprzednie osiągnięcia, by w ten sposób przygotow ać się do nowego skoku, do fazy „drugiego przyśpieszenia” . Ludzie, którzy urzeczeni pięknem teorii względności i kosm ologii mieli ju ż w krótce stać się autoram i now ego postępu, w latach pięć­ dziesiątych bądź dopiero studiow ali n a uniw ersytetach, bądź ju ż pisali swoje pierwsze prace, niejako w praw ki d o późniejszych osiągnięć. Równocześnie dojrzew ała technika obserwacyjna. R adioastronom ia wychodziła coraz bardziej zdecydow anie ze swojego okresu przygo­ towawczego. S porządzono ju ż pierwsze katalogi radioźródeł, zbyt

11 N ie re g u la rn o śc i, z k tó r y c h m ia ły p o w s ta ć g a la k ty k i.

156

jeszcze niedoskonałe, by m ogły dostarczyć inform acji o znaczeniu kos­ mologicznym. N a to jeszcze trzeba było poczekać. Ale zwykle tak bywa, że now o w ynaleziona m etoda zupełnie nieoczekiwanie przynosi wyniki nie tylko w tych obszarach, w jak ich się ich spodziew ano. Sprawdzi się to i teraz. N iespodziew ane odkrycia we Wszechświecie Mwidzialnym radio w o ” dostarczą nowego im pulsu kosmologii. Przy końcu lat pięćdziesiątych nie przypuszczano, że n astęp n a d e­ kada będzie okresem wielkich sukcesów w badaniach W szechświata.

Rozdział 17

K o sm ologia i k w a z a ry

Fot. 24. K a ru z e la J a n s k y ’eg o

Pionierskie początki Jednym z istotnych źródeł „drugiego przyspieszenia” kosm ologii na początku lat sześćdziesiątych była niew ątpliw ie radioastronom ia. Ale sukcesy nie w yskakują z niczego; naw et jeśli są zupełną niespo­ dzianką, w yrastają z mrówczej pracy, k tó ra m usi je poprzedzać. D o k o n ajm y krótkiego przeglądu w ydarzeń, jak ie doprow adziły do wielkich dni kosm ologii, których następstw ciągle jeszcze jesteśm y świadkam i. Ju ż w roku 1890 T om asz Edison i cztery lata potem Oliver Lodge dokonali pierwszych prób zarejestrow ania fal elektrom agne­ tycznych em itow anych przez Słońce, ale bezskutecznie. Sam pom ysł w ydawał się podów czas dziwaczny i rychło został zapom niany. Idea pow róciła niejako sam a około czterdzieści lat później, kiedy to inż. K arl Jansky, m łody pracow nik L ab o rato rió w Bella, przedsiębiorstw a zajm ującego się techniką telekom unikacyjną, dostał polecenie zbada­ nia zakłóceń, jak ie w ystępowały w przekazyw aniu sygnałów ra d io ­ wych na dalekie odległości. W tym celu Jansky zbudow ał ruchom ą antenę o długości 30 m etrów i osadził j ą n a podw oziu starego F orda. T o nieco dziwaczne urządzenie nazw ano, trochę żartobliw ie a trochę ironicznie, karuzelą. Po kilku m iesiącach pom iarów okazało się, że część szum ów zakłócających łączność radiow ą pochodzi ze źródła, k tó re najwyraźniej bierze udział w dobow ym ruchu sfery niebieskiej.

158

Jansky dostudiow ał p o trzebne działy astronom ii i stwierdził, iż źródło szum ów pokryw a się ze środkiem naszej G alaktyki. O dkrycie Jan sk y ’ego na kilka lat stało się sensacją dla szerokiej publiczności, ale fachow i astronom ow ie, przyzwyczajeni do badania W szechświata tylko w zakresie optycznych długości fal elektrom agne­ tycznych (w zakresie św iatła widzialnego), nie zwrócili na nie większej uwagi. Także i firm a Bella straciła zainteresow anie odkryciem swojego pracow nika, gdy stało się oczywiste, że źró d ła zakłóceń telekom uni­ kacyjnych nie da się wyciszyć za pom ocą środków technicznych p o ­ zostających do dyspozycji L aboratoriów Bella. Podczas drugiej wojny światowej firm a b rała czynny udział w pracach nad skonstruow aniem radaru. D ośw iadczenie zdobyte przez Jan sk y ’ego okazało się przy tym cenną pom ocą. Ale na tym skończyło się zaangażow anie wiel­ kiego przedsiębiorstw a. Jansky zm arł w 1950 roku, w wieku lat 45-ciu, nie zdając sobie spraw y z tego, że zapoczątkow ał now ą dzie­ dzinę nauki — radioastronom ię. Jansky nie wiedział także, że od dość daw na m iał ju ż swego n as­ tępcę. Był nim G ro tę R eber, entuzjasta techniki radiowej, absolw ent wydziału radiotechniki U niw ersytetu w Illinois. G ro tę R eber mial 22 lata, gdy w 1933 ro k u dowiedział się o odkryciu Jan sk y ’ego. Z zapałem m łodego wieku postanow ił kontynuow ać radiowy „nas­ łuch” W szechświata. A n ten a skonstruow anego przez niego d etektora

159

m iała ju ż kształt dzisiejszych radioteleskopów : była m etalow ym zwier­ ciadłem parabolicznym o średnicy 9 m etrów . K onstrukcja została ukończona w 1937 roku. Przyrząd stanął w pryw atnym ogrodzie

F o t.

25.

M apa

ra d io ź ró d e ł

sp o rząd z o n a

w

r a d io o b s e r w a to r iu m

w

W y ra ź n ie z a z n a c z o n e sz c z y ty p rz e d s ta w ia ją ra d io g a la k ty k i lu b k w aza ry

160

C a m b rid g e .

R ebera. K oszty — w ysokości 1500 d olarów m łody badacz pokrył z własnych oszczędności. D zięki uporow i i technicznym um iejętnościom , po szeregu n ieu d a­ nych prób, R eber rozpoczął wreszcie system atyczny przegląd nieba. N a świecie szalała zaw ierucha w ojenna a w pryw atnym ogrodzie w m iejscowości W heaton, 50 km od Chicago, rodziła się now a dys­ cyplina naukow a. W ro k u 1944 G ro tę R eber opublikow ał swoje wy­ niki w postaci pierwszej radiow ej m apy nieba. Tym czasem , d o kładnie 27 i 28 stycznia 1942 roku, Brytyjskie M i­ nisterstw o W ojny otrzym ało niepokojące ra p o rty o bardzo skutecz­ nym zagłuszaniu przez N iem ców nasłuchu radarow ego. Z badanie tej sprawy zlecono fizykowi J. S. Heyowi. Po dokładnym przestudiow a­ niu ra p o rtó w służby radarow ej Hey zauw ażył zw iązek m iędzy nasile­ niem zakłóceń a ruchem Słońca po sferze niebieskiej. Hey zatelefono­ wał d o O bserw atorium A stronom icznego w G reen w ich : Czy w dniach 27 i 28 stycznia nie zau w ażo n o jakiejś szczególnej aktywności Słońca? Tak, zauw ażono. W łaśnie w tych dniach rozb u d o w ała się n a Słońcu aktyw na plam a słoneczna. Pierwsze skojarzenie okazało się słuszne: Słońce jest źródłem fal radiow ych. Tym razem nie Niem cy przeszka­ dzali brytyjskiej obronie. T eraz ju ż radiow e b a d a n ia zwróciły n a siebie uwagę astronom ów . W alter B aade i R u d o lf M inkow ski, obydw aj w ybitni astronom ow ie p racujący w Stanach Zjednoczonych, p o d wpływem prac R ebera żywo zainteresow ali się rad io astro n o m ią, a d y re k to r obserw atorium w Lejdzie (H olandia), J a n H . O ort, jeszcze w 1944 ro k u zorganizow ał pierwsze kolokw ium poświęcone nowej dyscyplinie. N a tym właśnie kolokw ium H. C. V an de H u lst wygłosił odczyt, w którym wykazał, że atom y w odoru rozproszonego w przestrzeni międzygwiezdnej p o ­ w inny być źródłem prom ieniow ania radiow ego o długości 21 cm. P rzepow iednia ta, w pełni potem potw ierdzona, stała się ważnym narzędziem w rękach radioastronom ów . W ojna pozostaw iła nauce w spadku rozw iniętą technikę radarow ą, sprzęt i fachowców. Zaczęły pow staw ać autentyczne radioobserw atoria. D o największych należały wówczas rad ioobserw atoria w C am ­ bridge (W ielka B rytania) i w Sydney (A ustralia). R adioastrono m ia stała się now oczesną n au k ą, fundam entalnym instrum entem w bad an iu W szechświata.

1 1 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

161

Polowanie na radioźródła

Odkrycie kwazarów

T a k więc w iedziano ju ż, że źródłem prom ieniow ania radiow ego jest ją d ro G alaktyki i Słońce. M apa R ebera była zbyt niedokładna, by na jej podstaw ie m ożna było mówić o jak ich ś innych indyw idual­ nych radioźródłach. D opiero po ro k u 1946 rozpoczęło się istne p o lo ­ w anie n a radioźródła. Pierwszym było źródło prom ieniow ania w gwiaz­ dozbiorze Łabędzia, zw ane radioźródłem Ł abędź A (Cygnus A), o d ­ kryte przez H eya, P ersonsa i Phillipsa. P otem odkrycia posypały się je d n o za drugim . Zaczęto je katalogow ać; pow staw ały kolejno Pierw ­ szy K atalog C am bridge (1C), D rugi (C2) i Trzeci (3C).

T echnika radio astro n o m iczn a rozwijała się szybko. W ro k u 1960 T hom as A. M atthew s, pracu jąc na dwu sprzężonych radioteleskopach w O w ens Valley w K alifo rn i, mógł ju ż ustalić z dużą dokładnością położenie radioźródła 3C 48. R adioźródło to o d dość daw na zw ra­ cało n a siebie uwagę dużą intensyw nością prom ieniow ania. N ic więc dziwnego, że gdy tylko położenie rad io źró d ła zostało poznane z wys­ tarczającą dokładnością, A llan R. Sandage skierow ał pięciom etrow y teleskop z M o u n t P alo m ar w kierunku w skazanym przez M atthew sa. W ynik obserwacji był zaskakujący: źródłem prom ieniow ania okazał się obiekt w yglądający n a kliszy ja k m ała gwiazdka. Ale skąd obiekt „gw iazdopodobny” czerpie aż tyle pro m ien io w an ia? D alsze b ad a n ia w ykazały, że obiekt ten em ituje więcej prom ieniow ania niebieskiego niż zwykłe gwiazdy. T akże i widm o rad io źró d ła 3C 48 okazało się zagadkow e: swoją stru k tu rą przypom inało raczej widm o galaktyki niż pojedynczej gwiazdy, ale z kolei linie widm owe były zupełnie inne od wszystkich znanych dotychczas linii widmowych. W krótce o d n o to w an o dalsze tego rodzaju zaskakujące odkrycia; kolejnym i „gw iazdopodobnym i” obiektam i okazały się rad io źró d ła: 3C 147, 3C 196, 3C 286. M aa rten Schm idt, analizując ich widm a, stwierdził, że nie tylko są one niepodobne d o widm znanych d o ­ tychczas, ale także drastycznie różnią się m iędzy sobą. D a n e wciąż napływ ały i to dane o coraz większej dokładności. Cyryl H azard, rad io astro n o m z Jodrell B ank w Wielkiej Brytanii, w padł na now ą m etodę. Z auw ażył on, iż K siężyc m a w krótce zasło­ nić radioźródło 3C 212; notując dokładnie czas zasłonięcia ra d io ­ źródła przez Księżyc (m om ent przerw ania o d b io ru sygnałów ra d io ­ wych) i potem czas odsłonięcia m ożna będzie określić na niebie p o ­ łożenie i rozm iary kątow e radioźródła z o g ro m n ą precyzją. P o m iar został w ykonany i uw ieńczony sukcesem. P o d o b n a sytuacja m iała zdarzyć się w krótce dla radioźródła 3C 273. Ale by ją obserw ow ać, trzeba się było udać aż do A ustralii. Tym razem obserw acje zostały przygotow ane jeszcze staranniej. M ian o je w ykonać za po m o cą wielkiego radioteleskopu w Parkes. W szystkie okoliczne radiostacje nadały apel do ludności, by w czasie trw ania obserwacji n ik t nie posługiw ał się urządzeniam i elektrycznym i m ogącym i pow odow ać zakłócenia radiow e. R uch pojazdów m echa­

Ale skatalogow anie radioźródeł — to d opiero początek. G d y już wiemy, że coś em ituje fale radiow e, nasuw ają się pytania: co em i­ tuje prom ieniow anie i ja k i jest m echanizm em isji? Program optycznej identyfikacji radioźródeł w ym aga od radioastronom ów znacznie więk­ szej dokładności pom iarów , niż była m ożliw a początkow o. Ale w k ró t­ ce i ten program zaczął daw ać rezultaty. O k azało się, że radioźródłam i są pozostałości p o w ybuchach supernow ych (np. M gław ica K rab), niektóre galaktyki (zwane wówczas radiogalaktykam i), zderzające się galaktyki (Łabędź A ) itp. N a razie jed n ak zdolność rozdzielcza ra d io ­ teleskopów była w ciąż jeszcze znacznie niniejsza od zdolności ro z­ dzielczej teleskopów optycznych. Z tego względu w obszarze, ziden­ tyfikow anym przez radioteleskop ja k o źródło prom ieniow ania, m ożna było zwykle znaleźć wiele źródeł optycznych. W ro k u 1951 dw óm fizykom am erykańskim z U niw ersytetu H arv arda, H. I. Ewenowi i E. M. Purcellowi, udało się zarejestrow ać fale radiow e o długości 21 cm w yprom ieniow ane przez w odór m ię­ dzygwiezdny. Fizyka uczy, że każde ciało o tem peraturze wyższej od zera bezwzględnego jest źródłem prom ieniow ania elektrom agnetycznego. W ystarczy tylko dysponow ać odpow iednio czułym detektorem , by to prom ieniow anie dało się wykryć. A więc każda gwiazda pow inna świecić radiow o. I ta k jest w istocie. Tyle, że w przypadku „zw ykłych” gwiazd, gwiazda w kłada praw ie całą swoją energię w świecenie optycz­ n e; prom ieniow anie o długościach radiow ych jest praktycznie pom ijalne. A czy istnieją gwiazdy „niezw yczajne” ? W pierwszych latach rozw oju radioastronom ii nic nie w skazyw ało, by takie istniały. Ale badacz W szechświata m usi być zawsze gotow y na niespodzianki. 162

163

nicznych w pobliżu radioobserw atorium został także wstrzym any. P o w ykonaniu pom iarów H azard i jego w spółpracow nicy wieźli do Sydney kopie w yników dw om a różnym i sam olotam i, na wypadek k atastro fy jednego z nich. Piękny przykład doceniania w artości za­ gadek w ydartych przyrodzie. W yniki istotnie były bardzo cenne. O kazało się, że radioźródło 3C 273 składa się z dw u źródeł oddalonych od siebie o 20 sekund kątow ych, rozm iary kątow e każdego ze składników zostały zm ierzone z dokładnością do 1 sekundy. O dkrycie ciał niebieskich nowego typu nie ulegało ju ż wątpliwości. Z aczęto je nazyw ać „obiektam i quasi-gw iazdow ym i” (quasi-stellar objectś), ale po jak im ś czasie przyjęło się skrótow e określenie „kwazary ” . D o nie wyjaśnionej natury dołączyła się tajem niczo brzm iąca nazwa.

je, w sz y stk ie ra z e m , p o w o li p rz e su w a ć k u c z e rw o n e m u k o ń c o w i w id m a . Z c h w ilą gdy p rz e s u n ą łe m j e o w ie lk o ś ć 16% , m o je w id m o n a m a k ie c ie w y g lą d a ło t a k sa m o ja k w id m o o b ie k tu 3C 273. B ez w ą tp ie n ia , t o były w id m o w e linie w o d o ru a le w y ­ k az u ją c e p rz e su n ię c ie k u c zerw ien i 1 6 % ” [ l ] .1’

Ale jeżeli tak, to gdzie się podziała linia H a l Chwila zastanow ie­ nia: jeżeli przesunięcie 16% jest prawdziwe, to linia ta pow inna znaj­ dow ać się w podczerw ieni; nic dziwnego, że nie m a jej w widzialnej

Zagadka widm kwazarów Zagadnienie w idm kw azarów intrygow ało prof. Jesse G reensteina i jego m łodego w spółpracow nika M aa rten a Schm idta w Pasadenie. O baj byli świetnymi znaw cam i spektroskopii, obaj potrafili praw ie „od pierwszego w ejrzenia” rozpoznaw ać w idm a różnych ciał niebieskich, ale żaden z nich nie m ógł sobie poradzić z widm am i kw azarów . Aż wreszcie przyszedł wyczekiwany błysk zrozum ienia. O to wspom nienie M aarten a Schm idta: „ T e g o w to rk o w e g o p o p o łu d n ia z n o w u p rz y g lą d a łe m się w id m u o b ie k tu 3 C 273, z je g o sz eścio m a a b s u rd a ln y m i lin ram i. T a k , ciąg le b y ło ta m ty c h sześć p io n o w y c h lin ii, ciąg le te sa m e, a le n ie o d p o w ia d a ją c e ż a d n e m u z n a n e m u p ie rw ia stk o w i c h e m ic z ­ n e m u . A p rz e c ie ż z n a m d o b r z e lin ie c h a r a k te r y s ty c z n e d l a k a ż d e g o p ie r w ia s tk a . T o b y ło n a p ra w d ę d e n e rw u ją c e : o trz y m a łe m p ię k n e , w y ra ź n e w id m a 3 C 273 i n ie p o ­ tra fiłe m ic h o d c y fro w a ć . N a g le sp o strz eg łem , że je ś li z a n ie d b a ć dw ie s p o ś r ó d tych sz eściu lin ii, p o m ija ją c je , j a k b y w o g ó le n ie istn ia ły , t o c z te ry p o z o s ta łe lin ie w y k a ­ z u ją p e w n ą re g u la rn o ś ć . P rz y p o m in a ły m i o n e m g liśc ie c o ś z n a n e g o , ja k iś u k ła d ,

F o t. 26. M a a r te n S c h m id t

części widm a. N a szczęście Schm idt dysponow ał widmem 3C 273 robionym w podczerwieni. Sprawdził natychm iast: linia Ha. zn ajd o ­ w ała się tam istotnie. G d y Schm idt ochłonął z pierwszego w rażenia, zaw ołał G reen-

k t ó r y d o b r z e z n a le m . A le j a k i ? R o z p o z n a w a łe m te o d s tę p y , to z m n ie jsz e n ie n a tę ż e ­ n ia im bliżej n ie b ie sk ie g o k o ń c a w id m a ... A le ż o czy w iście! W o d ó r! T o b y ł u k ła d

b M a a rte n S c h m id t p o d a je t u w ielk o ść p rz e su n ię c ia k u c zerw ien i w p r o c e n ta c h : p rz e su n ię c ie 16% o z n a c z a , że je śli p rz e su n ię c ie k u c z erw ien i je s t s p o w o d o w a n e z ja ­

c h a r a k te r y s ty c z n y d la p r ą ż k ó w w id m o w y c h w o d o r u ! A le w sz a k to w y d a w a ło się n ie­ m o ż liw e : te n u k ła d n ig d y n ie p o ja w ia się w tej części w id m a. N a m o im m o d e lu

w isk ie m D o p p le r a , to o b ie k t o d d a la się o d n a s z p r ę d k o ś c ią ró w n ą 16% p rę d k o ś c i ś w ia tła . O b e c n ie j e d n a k u tr w a lił się zw y czaj o k re ś la n ia p rz e su n ię c ia k u c z erw ien i u ła m ­ k ie m p o w s ta ły m p rz e z p o d z ie le n ie z m ie rz o n e g o p r z e s u n ię c ia lin ii p rz e z d łu g o ś ć fali

w id m a (m o d el d re w n ia n y p o s ia d a ją c y ru c h o m e części j a k n a liczydle) z a z n a c z y łe m p o ło ż e n ia c z te re c h lin ii w o d o ro w y c h , ta m g d z ie o n e zw y k le się z n a jd u ją i z a c z ą łe m

lin ii n ic p rz e su n ię te j.

165

Steina, którego gabinet znajdow ał się n a tym sam ym piętrze, G reenstein nie usiłował ukryć swojego podniecenia. Obydwaj zdaw a­ li sobie sprawę ze znaczenia odkrycia. W ciągu dziesięciu m inut razem zidentyfikowali dwie pozostałe linie: były to linie tlenu i m agnezu. G d y ju ż było w iadom o w czym rzecz, dalsze prace poszły gładko. Schm idt i G reenstein sięgnęli p o w idm o kw azara 3C 48, którego nie m ogli „złam ać” od dw u lat. O kazało się, że przesunięcie ku czer­ wieni tym razem wynosi aż 38%. Jeśli ta k wielkie przesunięcia ku czerwieni tłum aczyć zjaw iskiem D opplera, to odległość kw azara 3C 273 od Ziemi wynosi 2 m iliardy lat świetlnych, a odległość kw a­ zara 3C 48 - aż 4 m iliardy lat światła. A le jeżeli kwazary są aż tak daleko, to skąd czerpią tyle energii, że m ożem y je obserw ow ać na Ziem i ja k o silne radioźródła, bez porów nania bardziej jasne (radiow o) niż gwiazdy znajdujące się „obok n as” ? Jeżeli zaś kw azary są blisko, to ja k tłum aczyć ta k ogrom ne przesunięcia ku czerwieni w ich w idm ach?

Kosmologia po odkryciu kwazarów S p ó r o kw azary rozgorzał. M aarten S chm idt i Jesse G reen ­ stein za n atu raln ą uw ażali hipotezę „kosm ologicznych odległości” kw azarów , ale w krótce pojaw iły się głosy sprzeciwu. H a lto n A rp, astro n o m z Pasadeny, zauw ażył, że kw azary w ystępują zwykle param i, po ło żo n e sym etrycznie z dw u stron osobliwej galaktyki; osobliwej, gdyż jej ją d ro w ygląda n a kliszy jak b y znajdow ało się w stanie w ybuchu. A rp uogólnił te obserwacje d o rangi uniwersalnej hipotezy: w edług niego kw azary są produktam i w ybuchów ją d e r galaktyk, wy­ rzucanym i w przestrzeń kosm iczną z m acierzystych galaktyk. Wcale więc nie m uszą znajdow ać się „specjalnie dalek o ” . A rp zaczął ener­ gicznie propagow ać swoją hipotezę. Z araz jed n a k pow stały pytania: a skąd tak duże przesunięcia ku czerwieni, dlaczego ku czerwieni a nie rów nież ku fioletowi — przecież niektóre pro d u k ty w ybuchów ją d e r galaktycznych pow inny się od nas oddalać, a niektóre zbliżać. Jedynym wyjściem z sytuacji było odw ołanie się do nieznanych czyn­ ników fizycznych wyw ołujących przesunięcie ku czerwieni. A tego 166

z kolei nie lubią fizycy. Z n an e praw a fizyki są po to, by za ich p o ­ m ocą w yjaśniać nieznane efekty, a nie zaś efekty p o to, by p o zo s­ taw ały niew yjaśnione przez odw oływanie się do nieznanych praw fizyki. W ym yślano inne hipotezy, z których większość od sam ego p o ­ czątku napotykała na p o d o b n e trudności ja k hipoteza A rpa. I tak na przykład H oyle w ysunął aż dwie hipotezy: jed n ą przy w spół­ pracy z W. Fow lerem , że kw azary są niezwykle masywnymi gw iazda­ mi, w których w yczerpało się ju ż paliwo jąd ro w e i które zap ad ają się pod wpływem własnej graw itacji; dru g ą zaś przy w spółpracy z G . B urbidgem , że kw azary są fragm entam i po stosunkow o niedaw ­ nym w ybuchu jednej z niezbyt odległych galaktyk. Szwedzki fizyk, H annes Alfven, zgodnie z duchem wymyślonej przez siebie teorii, według której W szechświat jest w połow ie w ypełniony m aterią i w połow ie antym aterią, sądził, że kw azary są skutkiem zderzeń m aterii z antym aterią. W edług innych kw azary miałyby być bądź w ynikiem zderzeń gwiazd w jąd rze galaktyki, bądź wynikiem zm aso­ w anego w ybuchu gwiazd supernow ych w galaktyce [3]. Tym czasem odkryw ano i identyfikow ano coraz więcej kw azarów . N apływ ało coraz więcej danych obserw acyjnych w skazujących na szybką (w skali kosm icznej) ewolucję tych obiektów . Już sam o to przem aw iało n a niekorzyść W szechświata stacjonarnego w ykluczają­ cego przecież wszelką ew olucję w dużej skali. P o n ad to , jeśliby p raw ­ dziwość hipotez naukow ych mierzyć liczbą ich zw olenników , to z cza­ sem w yraźnie zaczęła przew ażać hipoteza „kosm ologicznych odległoś­ ci” kw azarów . Dziś kosm ologiczne odległości przynajm niej pewnej podklasy kw azarów w ydają się praw ie ustalone, ale spór o fizyczną n atu rę kw azarów ciągle jest jeszcze daleki o d zakończenia. A to os­ tatn ie jest decydujące, gdyż bez ro zp o zn an ia fizycznej n atu ry kw aza­ rów nie m ożna zrekonstruow ać ich ewolucji w czasie, a bez zn ajo ­ mości ich ewolucji nie m ożna wyciągać definitywnych w niosków o znaczeniu kosm ologicznym . Jedynie przez zestawienie w yników obserw acji kw azarów z innym i obserw acjam i o wielkiej doniosłości kosm ologicznej (por. n astępne rozdziały) m ożna powiedzieć, iż b a d a ­ nia kw azarów przyczyniły się do porażki m odelu W szechświata sta­ cjonarnego i do renesansu W ielkiego W ybuchu. O dkrycie kw azarów w yw arło także pewien wpływ psychologiczny: te „egzotyczne” obiekty stały się sensacją i niewątpliwie przyczyniły 167

się do stw orzenia pom yślnego klim atu d la b adań kosm ologicznych. W ro k u 1965 znany kosm olog angielski, D ennis Sciam a pisał: „ Z a w sz e b yłem c ie k a w , c o m ó g ł o d c z u w a ć fizyk ją d r o w y w e w c ze sn y ch la ta c h trz y d z ie s ty c h , a z w łaszcza w ty m a n n u s m ira b ilis 1932, k tó r y b ył św ia d k ie m o d k ry c ia n e u tr o n u i p o z y to n u , p ie rw sz e g o r o z b ic ia ją d r a p rz e z sz tu c z n ie p rz y śp ie s z a n e c z ą stk i. T e r a z m y ślę, że j u ż w iem . J a k o k o s m o lo g w id z ia łe m w la ta c h sz e ść d z ie sią ty c h te n s a m s tr u m ie ń o d k ry ć n a s tę p u ją c y c h je d n e p o d ru g ic h w p ra w ie n ie p rz y z w o ity m te m ­ p ie. . . . P o w in ie n e m o d r a z u w y ja śn ić , że n ie m a d z iś o s ta te c z n y c h d o w o d ó w n a to ,

R ozdział 18

P r o m ie n io w a n ie tła

że k tó re k o lw ie k z ty c h o d k r y ć m a zn a c z e n ie k o s m o lo g ic z n e , ale zn a c z e n ie ic h je s t a ż n a d to w y s ta rc z a ją c e , b y k o s m o lo g ó w , tra d y c y jn ie j u ż ła k n ą c y c h ja k ic h ś f u n d a m e n ­ ta ln y c h o b se rw a c ji, w p ra w ić w s ta n o sz a ła m ia ją c e j e u f o r ii” [4, str. 31-33].

Preludium wielkiego odkrycia K osm iczne prom ieniow anie tła m iało ju ż dość długą historię, zanim zostało odkryte. H isto rię sukcesów, genialnych intuicji, um ie­ jętnych przew idyw ań teoretycznych ale i historię przeoczeń, pom yłek, uprzedzeń i przypadku. P am iętam y, że ju ż G eorges L em aitre w latach trzydziestych prze­ w idywał, przynajm niej jakościow o, istnienie we Wszechświecie p ro ­ m ieniow ania, które m iało by być pozostałością p o W ielkim W ybuchu (por. rozdz. 13, str. 120-121). P am iętam y także, że G eorge G am ow , w raz ze swymi w spółpracow nikam i, w ystąpił z kontrh ip o tezą i znacz­ nie uściślił teoretyczne przew idyw ania dotyczące prom ieniow ania resztkow ego (por. rozdz. 14). W praw dzie rozrzut wyników, otrzym y­ w anych w różnych fazach rozw oju hipotezy i przez różnych w spół­ pracow ników G am ow a, był znaczny, ale były to ju ż prawdziwe ilościowe przw idyw ania, nadające się, przynajm niej w zasadzie, do obserw acyjnego spraw dzenia. T o były niewątpliwe sukcesy. Ale od sam ego początku nie b rak ło także nieporozum ień i dw uznacznych sytuacji. C hociażby b rak k o n ­ tak tó w m iędzy L em aitre’em a g ru p ą G am ow a... Ale i ogólna atm osfera lat pięćdziesiątych, trak tu jąc a kosm ologię ja k o nie całkiem legalne dziecko fizyki teoretycznej i astronom ii. Sytuację pogarszał fakt ostrych

(i często nazbyt osobistych) anim ozji pom iędzy zw olennikam i h ip o ­ tezy Wielkiego W ybuchu i hipotezy W szechśw iata Stacjonarnego. D o tego dołączył się jeszcze, tradycyjny niestety w naukach fizycznych, rozdźw ięk pom iędzy teoretykam i i eksperym entatoram i. W kosm o­ logii, gdzie „odległość” m iędzy teorią a obserw acją jest i ta k duża, rozdźw ięk ten był szczególnie niebezpieczny. Przed swoim pierwszym wyjazdem do K alifornii F red H oyle pow iedział dziennikarzom : „Jadę tam , by za pom ocą am erykańskich teleskopów wykazać słuszność mojej teorii” . R eakcja obserw atorów z M o u n t P alom ar była dość zrozum iała. „C o za arogancja — oświadczyli H ubble i Baade. S tra­ wiliśmy trzydzieści lat n a obserw ow aniu galaktyk, a tu jakiś m ate­ m atyk, który nigdy nie w idział dużego teleskopu przybywa, by nam udzielać lekcji” [1, str. 332]. P raw da, że technika radioastronom iczna z początku była zbyt pry­ m ityw na, by pokusić się o wykrycie prom ieniow ania przew idyw anego przez L em aitre’a i G am ow a, ale wszystkie wym ienione powyżej n a ­ pięcia i nieporozum ienia spraw iały, że o tym naw et nie m yślano. A w iadom o przecież, iż nie m a lepszego bodźca do rozw ijania tech ­ nik obserwacyjnych, ja k staw ianie przed nim i am bitnych zadań. Z d a ­ niem dzisiejszych specjalistów odkrycie prom ieniow ania tła było tech ­ nicznie ju ż całkiem m ożliwe w drugiej połow ie lat pięćdziesiątych, ale w tedy tym się p o p ro stu nie interesow ano. Jednakże zawsze zn ajd u ją się entuzjaści niem odnych tem atów . Jeszcze w roku 1946 g ru p a z M assachusetts Institute o f Technology, k ierow ana przez R o b e rta D ick e’go, w ykonała pom iary, których celem było ustalenie górnej granicy tem peratury ew entualnie istniejącego, izotropow ego prom ieniow ania elektrom agnetycznego o pochodzeniu pozaziem skim . W ynik był następujący: jeżeli takie prom ieniow anie istnieje, to posiada tem p eratu rę nie wyższą o d 20 K. Pom iary w yko­ n an o d la fal o długości 1 cm, 1,25 cm i 1,50 cm. R o b ert D icke, k tó ry po około dw udziestu latach odegra, ja k zobaczym y, w ażną rolę w odkryciu prom ieniow ania tła, o swoich wcześniejszych b a d a ­ niach w tej dziedzinie p o prostu ... zapom niał [2]. Steven W einberg, kom entując te w ydarzenia, bardzo trafnie zau w aży ł: „ N ie są d zę, b y m o ż liw e b y ło rzeczy w iste z r o z u m ie n ie su k c e só w n a u k i, b e z z r o ­ z u m ie n ia , j a k tr u d n o w ied zieć (czyli j a k ła tw o m o ż n a z o s ta ć w p r o w a d z o n y m w b łąd ), d o cze g o n a le ż y się z a b r a ć w n a s tę p n e j ch w ili” [3].

170

Grupa z Princeton Jednakże Dicke jest fizykiem dośw iadczalnym o wybitnych zd o l­ nościach eksperym entatorskich i o wyjątkowej wiedzy teoretycznej. M iędzy innym i jem u to właśnie rad io astro n o m ia zawdzięcza w ynala­ zek bardzo czułego d etek to ra do rejestrow ania tzw. m ikrofal, tzn. fal o długościach rzędu 1 cm. Dicke interesow ał się także teorią grawitacji i kosm ologią. W 1961 r., razem z C. Bransem , ogłosił on now ą teorię grawitacji (zw aną dziś teo rią B ran sa-D ick e’go), k tó ra była uogólnieniem ogólnej teorii względności, polegającym na tym , że „ sta ła ” grawitacji nie była ju ż trak to w an a ja k o stała, lecz ja k o zależna od rozkładu m as w przestrzeni [4]. W kosm ologii D icke fa ­ woryzow ał oscylujący m odel W szechświata, tzn. m odel, w którym zawsze po fazie ekspansji następuje faza kontrakcji i po każdym okresie kurczenia św iat (poprzez stany z superw ielką gęstością m a ­ terii) przechodzi znow u do okresu rozszerzania. D icke podejrzewał, że do dziś we Wszechświecie m ogą istnieć resztki prom ieniow ania, pozostałe po supergęstym okresie z początku obecnej fazy rozszerzania. D icke pracow ał w ów czas w P rinceton i je g o poglądy kosm olo­ giczne niewątpliwie pozostaw ały p o d wpływem innego, niezwykle uzdolnionego fizyka, zatru d n io n eg o w tym sam ym uniwersytecie, P. J. E. Peeblesa. Peebles, zupełnie nie znając wcześniejszych prac grupy G am ow a na ten tem at, doszedł do w niosku, że W szechświat w b ard zo wczesnych stadiach swojej ewolucji m usiał być w ypełnio­ ny bardzo gorącym prom ieniow aniem . W przeciw nym bowiem razie reakcje jąd ro w e w m łodym Wszechświecie byłyby tak gwałtowne, że ogrom na część pierw otnego w odoru uległaby „przerobieniu” na cięż­ sze pierw iastki, wbrew tem u, co m ówią ak tu aln e obserwacje n a tem at obfitości w ystępow ania pierw iastków chem icznych w kosm osie. Peebles wyliczył, że pierw otne prom ieniow anie m usiało być tak gorące, iż jego obecna tem p eratu ra (po intensywnym chłodzeniu spow odow anym ekspansją W szechświata) pow inna wynosić ok. 10 K. D icke zaproponow ał swoim w spółpracow nikom , P. G. R ollow i i D. T . W ilkinsonowi, podjęcie próby w ykrycia prom ieniow ania p ier­ wotnego. Był to rok 1964. Zespół przystąpił do budow y specjal­ nego detektora. O dpow iednio skonstruow aną antenę ustaw iono na dachu P alm er Physical L aboratory. Pierwsze próby obserwacji roz­ poczęto na falach o długości 3,20 cm. Bez żadnego skutku.

Gołębie i radioastronomia Tym czasem ponow nie przem ysłowy p o ten tat, firm a Bella, wchodzi n a widownię. W miejscowości H olm del (tej sam ej, w której Jansky staw iał pierwsze, pionierskie kroki za pom ocą swojej „karuzeli”) specjaliści Bella skonstruow ali specjalną antenę o kształcie rogów

chodzenia, którzy opuścili hitlerow skie N iem cy jeszcze przed wojną) był przedsiębiorczym , pełnym energii absolw entem fizyki na uniw er­ sytecie^ C olum bia w N ow ym Jo rku. G dy rozpoczynał pracę w H o lm ­ del m iał lat 32, W ilson o 2 lata m łodszy, rodow ity Teksasczyk, ukończył fizykę w H o u sto n , był nieśm iałym i delikatnym m łodym człowiekiem. W iosną 1965 ro k u obaj przystąpili do pracy w H olm del, ich celem było zbadanie radioźródła zwanego K asjopea A. W trakcie obserwacji pojaw ił się w detektorze szum, którego nie dało się zlikwidować żadnym i zabiegam i. P odczas tego rodzaju o b ­ serwacji zawsze w ystępują różne szum y: pow odow ane przez a tm o ­ sferę, przez przem ysłowe urządzenia elektryczne, przez sam detek­ t o r ... Ale tym razem pew na część szum ów była zupełnie niew ytłum a­ czalna, przy czym poziom tej części szum ów zupełnie nie zależał od kierunku ustawienia an teny ani od pory dnia, ani naw et od pory roku. Tajem nicze szum y charakteryzow ały się tem p eratu rą ok. 4 K . Penzias i W ilson od jakiegoś czasu w swojej pracy mieli tow a­ rzystwo. P ara gołębi uwiła sobie gniazdo w zacisznym kącie urządze-

F o t. 27. R o b e rt W ilso n i A rn o P en zias

o długości 6 m etrów , pracującą na falach 7,35-centym etrow ych. A n te­ n a była początkow o przeznaczona do kom unikacji z satelitą „E ch o ”, a potem , po pew nych przystosow aniach, z satelitą „T elstar” , ale w 1964 r. całe urządzenie zostało przekazane do badań rad io astro n o ­ m icznych. B adania te mieli prow adzić A rno Penzias i R obert W ilson. Penzias (urodzony w M onachium , ale z rodziców polskiego p o ­ 1 72

F o t. 28. A n te n a W ilso n a i P e n z ia s a

173

nia odbiorczego. Z najdow ało się tam , ja k zw ykle w okolicy gołębich gniazd, sp oro zanieczyszczeń - ja k to określił Penzias — „białym , dielektrycznym m ateriałem ” , który m oże być źródłem niewielkich szum ów radiowych. R adioastronom ow ie zm ienili się w łowców p ta ­ ków. Po -wielu w ysiłkach gołębie zostały złapane i wywiezione sa­ m ochodem do innej placów ki Bella, oddalonej o 100 km , by tam m ogły sobie uwić nowe m ieszkanie. A ntenę dokładnie oczyszczono i . . . p a r a gołębi w krótce była z pow rotem n a daw nym miejscu. Z n ó w rozpoczęła się historia z łapaniem ptaków . G dy wreszcie z a ­ kończyła się ponow nym sukcesem, zastosow ano bardziej radykalne środki zaradcze, ale jak ie - d o dziś radioastronom ow ie zachow ują w tajem nicy. . . . . „ T em p eratu ra szum ów spadła o 1 K. G ołębie ju ż nie „zagłuszały W szechświata, ale problem pozostał. T eraz ciąg przypadków zastąpił logikę naukow ego odkrycia. K en T u rn er, pracujący w C arnegie Institution, był na odczycie Peeblesa na tem at pierw otnego prom ieniow ania i pow iedział o tym swojemu koledze B ernardow i B urkę, radioastronom ow i z M assachusetts Institute o f Technology. T en zaś któregoś d n ia rozm aw iał przez telefon z Penziasem w jakiejś zupełnie innej spraw ie i przy okazji zapytał, ja k m u idą pom iary. W tedy Penzias opow iedział o kłopotach z za­ kłóceniam i, na co B urkę odparł, że być m oże fizycy z Princeton mieli by tu coś do powiedzenia. Penzias i W ilson zaprosili D icke’go i jego w spółpracow ników do H olm del. Przyjechał cały zespół: D icke, Peebles, R oli, W ilkinson i R. B. Partridge. G dy D icke zobaczył wyniki obserwacji, w ykrzyknął: „T o jest to !” Penzias i W ilson nigdy nie interesow ali się kosm olo­ gią i nie mieli pojęcia, co to znaczy „ to ” . Ale w krótce się dowiedzieli. „Pierw otny szum ” o tem peraturze ok. 3 K został odkryty przez P enziasa i W ilsona n a falach 7,20-centym etrow ych. N iedługo potem grupa D icke’go z P rinceton otrzym ała analogiczne wyniki n a fali

p. J. E. Peebles, P. G . R oli oraz D. T. W ilkinson, zatytułow any: „K osm iczne prom ieniow anie o charakterze ciała czarnego” [5]; drugi, napisany przez A. A. P enziasa i R. W. W ilsona, nosił tytuł: „P om iar nadw yżki tem peratury an ten y na częstości 4080 M c/s” [6]. O b a a rty ­ kuły zostały w ydrukow ane w tym sam ym num erze, obok siebie; artykuł grupy D icke’go poprzedzał artykuł Penziasa i W ilsona. W p ra ­ cy P enziasa i W ilsona nie m a wzm ianki o kosm ologicznej in terp re­ tacji odkrytego prom ieniow ania. A utorzy ograniczyli się tylko, jak ju ż zapow iada sam ty tu ł artykułu, do p o d an ia w yników wraz z niektórym i szczegółami technicznym i. N ato m iast w artykule Dicke’go i w spółpracow ników kosm ologiczna in terpretacja została dość szczegółowo przedstaw iona. O bie grupy działały w porozum ieniu i obie zgodnie zdecydow ały się na ta k ą a nie inną form ę publikacji. Są to szczegóły, ale dość ważne z perspektyw y tych kilkunastu lat, w ciągu których pełniej zrozum iano znaczenie tam tego odkrycia. W 1978 roku Penzias i W ilson za odkrycie prom ieniow ania tła otrzy­ m ali n ag ro d ę N obla. N asu w a się pytanie p o d adresem Szwedzkiej A kadem ii N a u k : czy bez w spółpracy z g ru p ą D ick e’go, Penzias i W ilson wiedzieliby, co odkryli? Zw róćm y także uw agę n a dość dziwny fak t, że wcześniejsze prace grupy G am ow a, publikow ane przecież w najbardziej znanych czaso­ pism ach fizycznych (nie m ów iąc o jeszcze wcześniejszych przew idy­ w aniach jakościow ych L em aitre’a), przew idujące istnienie prom ienio­ w ania resztkow ego, nie odegrały żadnej roli w historii jego obserw a­ cyjnego wykrycia. D icke i jego w spółpracow nicy dopiero później „odkryli” teorie G am ow a, H erm ana, A lp h era i innych n a tem at prom ieniow ania tła i wczesnych stadiów ewolucji W szechświata. Dziś ta część prehistorii wielkiego odkrycia jest dobrze znana wszystkim kosm ologom , ale m ało k to wie, że napraw dę pierwszym człowiekiem, który przewidział, iż m łody W szechświat m usiał być wypełniony p ro ­ m ieniow aniem , był G eorges Lem aitre.

o długości 3,20 cm.

Dalsze pomiary Uwagi na marginesie dwu artykułów W krótce na łam ach czasopism a Astrophysical Journal ukazały się dw a krótkie artykuły: pierwszy, którego a u to ra m i byli R. H . D icke, 174

P rzypom nijm y, że Penzias i W ilson pracow ali na fali o długości 7,35 cm ; tem peratu rę odkrytego prom ieniow ania ocenili zaś ostatecz­ nie n a 3,5 K. W krótce po ogłoszeniu obydw u artykułów R oli i Wił-

kinson donieśli o w ynikach własnych pom iarów : n a długości 3,2 cm tem p eratu ra prom ieniow ania wynosiła 2,5-3,5 K. G d y odkrycie stało się znane, inne ośrodki naukow e przyłączyły się d o b adań. S pośród grup badaw czych w ym ieńm y: T. F. How ell i J. R . Shakeshaft (1966, 1967); R. A. Stokes, R . B. P artridge, D . T. W ilkinson (1967); W. J. Welch, S. Keachie, D . D . T h o rn to n , G . Wrixon (1967); M. S. Ewing, B. F. Burkę, D .H . Staelin (1967) i inni. W szystkie wyniki były zgodne: obserw acje pokryw ały zakres fal od 7,35 cm do 0,33 cm i określały tem p eratu rę prom ieniow ania n a 2,7-3 K. Ż aden z w yników nie sprzeciwiał się także przypuszczeniu D ick e’go, że prom ieniow anie pow inno odpow iadać prom ieniow aniu ciała doskonale czarnego (rys. 11) (tzw. prom ieniow anie planckow s-

Rys. 11. W id m o c ia ła d o s k o n a le c z a r n e g o o te m p e r a tu rz e 2 ,7 K

100

10

1,0

długość fali

0,1

0,01

[cm ]

kie). Jednakże, aby przypuszczenie to ostatecznie potw ierdzić, nale­ żało w ykonać pom iary d la fal o długości poniżej 0,1 cm . D la tej bow iem długości w ykres charakteryzujący prom ieniow anie ciała dos­ konale czarnego o tem peraturze 3 K osiąga m aksim um , a potem (prze­ chodząc w stronę fal krótszych) gwałtownie opada. W szystkie w yko­ nane dotychczas pom iary układały się n a rosnącej części w ykresu d la długości fal większych od 0,1 cm. N iestety jed n a k fale krótsze są pochłaniane przez atm osferę ziem ską; ten zakres długości prom ienio­ w ania elektrom agnetycznego jest praktycznie nieużyteczny d la ra d io ­ astro n o m a prow adzącego swoje obserw acje z powierzchni Ziemi. 176

H isto ria kosm ologii obfituje jed n ak w paradoksy. O kazało się bowiem , że pom iar prom ieniow ania tła d la długości fal nie dłuższych od krytycznej długości 0,1 cm faktycznie został w ykonany ju ż znacznie wcześniej i to przez astro n o m ó w optycznych. H isto ria przedstaw ia się następująco. W gw iazdozbiorze W ężownika (O phiuchus) znajduje się duża chm ura gazu, leżąca n a linii w idzenia z Ziem i do gwiazdy D zeta O p h iu ch i; pow oduje to w ystępow anie linii absorpcyjnych w w id­ mie tej gwiazdy. Jed n a z linii (odpow iadająca długości fali 3,875 angstrem ów ) została zidentyfikow ana ja k o linia cyjanogenu (m ole­ kuła C N ). W 1941 r. W. S. A dam s i A. M c K ellar stwierdzili, że linia ta składa się w istocie z trzech linii. Jed n a z linii składowych o dpow iada drganiom m olekuły cyjanogenu, któ re pow inny w ystępo­ wać, naw et gdyby cząsteczka znajdow ała się w tem peraturze zera bezwzględnego. Ale dwie pozostałe linie składow e m ogą występować tylko wtedy, gdy m olekuły cyjanogenu zn ajd u ją się w stanie w zbu­ dzonym . M c K ellar obliczył, że jed n a z tych dw u linii m ogłaby pow stać, gdyby cząsteczki m iędzygwiazdowego cyjanogenu były z a ­ nurzone w kąpieli prom ieniow ania o tem peraturze ok. 2,3 K. T a anom alia w zachow aniu się chm ury gazu w W ężowniku p o ­ zostaw ała niew yjaśniona przez praw ie 25 lat. D opiero w 1965 r., ju ż po odkryciu prom ieniow ania tła, G. Field, N. J. W oolf i I. S. Szkłow ski, niezależnie od siebie, zauważyli, że cząsteczki m iędzygwiaz­ dow ego cyjanogenu rzeczywiście znajdują się w kąpieli prom ienio­ w ania a m ianowicie w kąpieli prom ieniow ania resztkow ego, które m a właśnie w ym aganą tem p eratu rę 2-3 K. Obliczenia wykazały, że w zbu­ dzenie, odpow iadające pierwszej z dwu niew yjaśnionych linii, m oże być pow odow ane przez prom ieniow anie planckow skie o długości nie większej od 0,263 cm a więc o długości krótszej od wszystkich p o ­ m iarów uzyskanych dotychczas przez radioastronom ów . W ro k u 1974 po w tó rzo n o obserwacje spektroskopow e chm ury gazu n a W ężowniku. N a podstaw ie w yników u d ało się obliczyć d łu ­ gość fali potrzebnej do w zbudzenia drugiej, niewyjaśnionej do ty ch ­ czas, linii cyjanogenu: w ym agane wzbudzenie m oże być pow odow ane przez prom ieniow anie ciała czarnego o długości nie większej od 0,132 cm. Są to niestety ty lk o górne granice, ale ich ważność polega n a tym , że w skazują one n a długości poniżej w artości krytycznej, a więc na długości, któ re m ogłyby ostatecznie przesądzić o planckow skim charakterze prom ieniow ania. 12 -

E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

177

A żeby uzyskać nie tylko górne granice, ale konkretne wyniki w zakresie fal krótszych od krytycznej w artości, należy wznieść się p o n ad atm osferę. P odejm ow ano próby pom iarów za pom ocą balonów stratosferycznych i rakiet. D ośw iadczenia w ykonyw ano w M assach u sett Institute o f T echnology i w C ornell. T echnika obserwacji jest bard zo tru d n a i początkow o wyniki uzyskiw ane przez obie grupy zdaw ały się przeczyć sobie naw zajem . D opiero po roku 1972 wyniki zaczęły zgodnie wskazywać n a istnienie prom ieniow ania planckow skiego o tem peraturze ok. 3 K. N ajnow sze pom iary balonow e, prze­ p ro w adzone w Berkeley w 1976 r. d la fal o długościach 0,25 cm i 0,06 cm potw ierdziły istnienie prom ieniow ania odpow iadającego p ro ­ m ieniow aniu ciała doskonale czarnego o tem peraturze ok. 3 K. Planckow ski ch arak ter prom ieniow ania tła wydaje się nie ulegać w ątpliwości. O statnie słowo będą tu m iały z pew nością pom iary prow adzone z pokładów sztucznych satelitów. N a razie jed n ak przed wypowiedzeniem tego słowa pow strzym ują ... względy finansowe.

Kosmologia po odkryciu promieniowania tła O dkrycie m ikrofalow ego prom ieniow ania tła niewątpliwie z a p o ­ czątkow ało w kosm ologii now ą erę. Znaczenie tego odkrycia m ożna p o rów nać do znaczenia odkrycia przesunięcia ku czerwieni w w id­ m ach galaktyk w pierwszej połowie X X wieku. O dkrycie przesunięcia ku czerwieni oznaczało przejście o d statycznego do ew olucyjnego o b razu W szechśw ata; odkrycie prom ieniow ania tła dało nauce o ew o­ lucji W szechświata podstaw y dośw iadczalne i zespoliło j ą z resztą współczesnej fizyki. D w ie własności prom ieniow ania tła m ają podstaw ow e znaczenie d la kosm ologii: jego planckow ski charakter, świadczący o tym , iż jest to rzeczywiście prom ieniow anie resztkow e p o supergęstej fazie W szechśw iata (do dziś nie przedstaw iono innej, zadow alającej genezy tego prom ieniow ania) oraz jego wysoki stopień izotropow ości, który dow odzi, że w epoce, w której prom ieniow anie to p o raz ostatni oddziaływ ało z m aterią (a m usiało to mieć miejsce we wczesnych etap ach ewolucji) rozkład m aterii był wysoce jed n o ro d n y , a co za tym idzie, że W szechświat m usiał być w ów czas opisywany przez k tó reś z rozw iązań F ried m an a —L em a!tre’a. 178

O dkrycie prom ieniow ania tła praktycznie zakończyło spór pom ię­ dzy koncepcją W szechświata stacjonarnego i koncepcją W szechświata w ewolucji. „G dy dowiedziałem się o tym odkryciu, pisze Hoyle, odczułem niepokój. N agle poczułem , że dzieje się coś niedobrego. N asza teo ria wychodziła zwycięsko z kryzysów i burz, ale tym razem nie widzę w y jśc ia ...” [1, str. 336]. W praw dzie p o tem i sam H oyle i inni jeg o zwolennicy próbow ali ratow ać kosm ologię S tanu Stacjo­ narnego za pom ocą różnych hipotez, ale wszystkie one m iały ch a­ rakter sztucznych m odyfikacji i p o d pórek a d hoc. W ym ow a faktów dośw iadczalnych p rzek o n ała opinię nau k o w ą: m odel stacjonarny szybko stracił popularność, ew olucyjny ch a rak ter W szechświata stał się je d n ą z podstaw ow ych cech tzw. standardow ego m odelu, k tó ry po roku 1965 wyraźnie zaczął się ustalać, a potem dopracow yw ać w szczegółach. Fizyczną ewolucję W szechśw iata określają dw a czynniki: zm ien­ ność geom etrii W szechświata w czasie i fizyczne własności m aterii wypełniającej W szechświat. Pierwszy czynnik był znany już wcześniej z rozw iązań F ried m an a—L em aitre’a. B rakujący dotychczas, drugi czynnik został uzupełniony przez obserwacje prom ieniow ania tła. Z a ­ obserw ow ane własności m aterii, nałożone na zm ieniającą się w czasie geom etrię, pozw alają zrekonstruow ać przebieg fizycznych procesów od pierwszych sekund od początkow ej osobliwości aż do dziś. Z nając przebieg procesów fizycznych, m ożna z kolei obliczyć obserw ow ałne własności W szechświata i, jeśli pozw alają na to techniczne możliwości, porów nać je z aktualnym i obserw acjam i. K o ło się zam yka. Fizyczna ew olucja i geom etryczna stru k tu ra łączą się w jed en spójny o braz stru k tu ry — ewolucji W szechświata. W łaśnie ten system skom pliko­ w anych sprzężeń zw rotnych: kinem atyki i dynam iki, fizyki i geo­ m etrii, obserw acji i teorii, nazywa się dziś standardowym modelem kosmologicznym .

R ozdział 19

Istnienie o s o b liw o ś c i

ludnić: rzeszą studentów , autentycznym i m ieszczanam i, których ro ­ dziny gnieżdżą się tu od pokoleń, przem ysłem n a p ery feriach ... O xford jest bardziej m o num entalne i uroczyste. K olegia i wydziały uniw ersytetu, jak b y nie chcąc się pospolitow ać, wydzieliły się od m ias­ ta niem al absolu tn ą h arm o n ią zw artej arch itek tu ry i nieskazitelną bielą swoich m urów . I naw et dziesiątki, setki studenckich rowerów, poopieranych byle ja k w najbardziej niepraw dopodobnych miejscach, nie odbierają tem u obrazow i ch arak teru powagi i nam aszczenia. I tu jest rzeka z licznymi odnogam i, po których pływają ch arak te­ rystyczne łódki odpychane żerdziam i od d n a (rodzaj studenckiego sportu) i właśnie te łódki zam ieniają zwykłą, choć niew ątpliwie m a­ lowniczą, rzekę w elem ent wyrafinowanej tradycji i składow ą część oksfordzkiego klim atu.

Miejsce Z n an a jest anegdota o tym , ja k am erykański m ilioner pytał a n ­ gielskiego lorda, co trzeba robić, by traw a rosła tak ja k w Anglii. „T rzeba ją często ścinać” — odpow iedział lord. „Ścinam ją często, i nic z tego nie w ychodzi” — stwierdził m ilioner, „B o też trzeba to robić przez czterysta la t” — odrzekł lord. C zęsto zastanaw iałem się, co trzeba robić, aby osiągnąć tak i p o ­ ziom uniwersytetów , jak im szczycą się C am bridge i O xford w W iel­ kiej B rytanii. I myślę, że nie wystarczy angażow ać tylko przynaj­ mniej dobrych pracow ników naukow ych, ale trzeba to czynić przez kilkaset lat. K oniecznym w arunkiem naukow ych rewolucji jest ciąg­ łość tradycji. T o jeden z paradoksów rozw oju nauki. Istnieje powiedzenie, że k to raz był w C am bridge, chciałby w tym mieście m ieszkać zawsze. W eź ulicę św. A n n y w K rakow ie z jej C ollegium M aius, dodaj nieco drożdży tak, by się to rozrosło do wielkości m iasta, zaczyń w szystko czystą (!!) w odą rzeki z licznymi odnogam i, p onad którym i poprzerzucaj m alownicze m ostki, ja k ci p o d ­ pow ie fan tazja; odrobinę przyciężki, krakow ski gotyk wyostrz nieco i poprzyozdabiaj koronkam i z m uru, ale bez przesady, pozostaw iając wiele wesołej, czerwonej cegły i nade w szystko nie żałuj przestrzeni na ogrody, parki i traw niki, pozw ól im się w cisnąć wszędzie: p o ­ m iędzy odnogi rzeki, koledże i nawet tu i ów dzie pom iędzy miejskie k am ien iczk i... i będziesz m iał Cam bridge. T rzeba je oczywiście za180

F o t. 29. S te p h e n H a w k in g

T o tylko zewnętrzne w rażenia, ale trzeba wziąć udział n a przy­ kład w jak im ś naukow ym sem inarium , by zrozum ieć, co nadaje sens zewnętrznej atm osferze. M ożna sobie pozwolić, z przym rużeniem oka,

na o d ro b in ę snobizm u, jeśli pokryw a on ta k rzetelny stosunek do p oznaw ania świata. O bydw a uniwersytety, w C am bridge i w O xford, zajm ują poczesne miejsce w dziejach kosm ologii. M ieliśmy to ju ż m ożność zauważyć w poprzednich rozdziałach. O becnie pragnę opowiedzieć historię suk­ cesu, k tó ry był dziełem, w dużej m ierze, ludzi zw iązanych z uniw er­ sytetem w C am bridge i O xford. Głównym i bohateram i dram atu są Stephen H aw king z C am bridge i R oger P enrose z Oxfordu.

Ludzie Pierwszy raz Stephena H aw kinga zobaczyłem na naukow ym se­ m inarium W ydziału M atem atyki Stosow anej i Fizyki Teoretycznej (D epartm ent o f A pplied M athem atics an d T heoretical Physics) w C am ­ bridge. H aw king wjechał na w ózku inw alidzkim popychanym przez kogoś spośród jego studentów lub w spółpracow ników . R eferat na sem inarium był na tem at kinem atycznego m odelu kosm ologicznego i pam iętam , że prelegentka pom yliła się w którym ś m iejscu długich rachunków . Z sali zaczęły p ad a ć rady i w skazów ki, co trzeba z ro ­ bić, żeby otrzym ać popraw ny wynik. T o do reszty skonfundow ało prelegentkę, dla której w d o d atk u angielski nie był rodzim ym języ ­ kiem. W tedy odezwał się H aw king. Z ap anow ała cisza ja k m akiem siał. H aw king mówił niew yraźnie, głosem zniekształconym przez ch o ­ robę. P otem ktoś w yjaśnił: „P rofesor H aw king mówi, że na drugiej tablicy w trzecim rzędzie należy m inus przy jedynce zm ienić na plus i w szystko wyjdzie” . I tak było. Dalej referat potoczył się gładko. R zad k a choroba, atak u jąca nerwowe ośrodki ruchowe, po raz pierwszy d ała znać o sobie, gdy H aw king m iał 21 lat. O d tego czasu jego cicha w alka z chorobą stała się przedm iotem podziwu całego otoczenia. Ciało, pow oli ale system atycznie, przegryw a w tym zm a­ ganiu, ale wielki duch zapanow ał i nad ciałem, i nad chorobą. C zło­ wiek dużej dobroci, pogodnego usposobienia i niezm ordow anej pracy. H aw king stał się nie tylko jednym z najtęższych mózgów w spół­ czesnej kosm ologii ale w ogóle współczesnej fizyki teoretycznej. R oger Penrose rozpoczynał swoją karierę od czystej m atem atyki. O gólną teo rią względności zainteresow ał się podczas swojego pobytu w C am bridge, pod wpływem H erm ana B ondiego i D enisa Sciamy. 182

Swoją głęboką wiedzę m atem atyczną przeniósł do fizyki relatyw is­ tycznej. Spojrzenie zupełnie świeżym okiem n a now ą d la siebie dzie­ dzinę (w której w krótce stał się w ybitnym specjalistą) pozw oliło m u stworzyć bardzo skuteczne m etody, zupełnie odm ienne od stosow a­ nych zwyczajowo w teorii względności. Penrose został profesorem w Instytucie M atem atyki w Oxfordzie, gdzie w okół niego skupia się grupa ludzi, interesujących się m atem atycznym i m etodam i współczes­ nej fizyki a zwłaszcza teorii względności. O bie grupy teoretyków , z C am bridge i z O xfordu, pracują w ścisłym kontakcie ze sobą. R ów nież z C am bridge do O xfordu przeniósł się D enis Sciam a, au to r licznych prac i książek z zakresu kosm ologii i teorii względ­ ności. N ie stw orzył on żadnej rewolucyjnej koncepcji fizycznej, ale należy m u się w zm ianka w tym miejscu z innego pow odu. Sciam a posiada cenny d a r wychw ytyw ania najbardziej aktualnych problem ów ; zawsze trafia w dziesiątkę: jeśli poradzi zająć się jakim ś zagadnie­ niem , n a pew no zaow ocuje ono w niedalekiej przyszłości. P o n ad to Sciam a posiada wielki talent dydaktyczny, chętnie otacza się najzdol­ niejszymi uczniam i i wyławia spośród nich największe talenty. Pows­ tanie kosm ologicznej grupy C am bridge-O xford jest w dużej mierze jego zasługą.

Osobliwości — wielki problem kosmologii W idzieliśmy, że praw ie od początku istnienia kosm ologii relaty­ wistycznej zagadnienie osobliwości było przedm iotem wielu sporów i gorących polem ik. Z jednej stro n y rów nania Einsteina, p o p arte d a ­ nymi obserw acyjnym i, uparcie w skazywały na istnienie „stanu osobli­ wego” u początku obecnej fazy kosmicznej ew olucji; z drugiej strony fizyka broni się przed przyjęciem takich sytuacji, w których sam a przestałaby obowiązywać. W początkach lat sześćdziesiątych problem jeszcze się zaostrzył, stało się bowiem jasne, że widm o osobliwości grozi nie tylko na początku ewolucji W szechświata, ale także na końcu ewolucji m asywnych gwiazd. Z chwilą gdy gwiazda o masie dw ukrotnie przewyższającej m asę Słońca wyczerpie swoje paliwo jądrow e, zaczyna zap ad ać się ku środkow i pod wpływem własnej graw itacji. Jest to zjaw isko tzw. kolapsu grawitacyjnego. G dy za p a­ danie się gwiazdy przekroczy pew ną granicę, zw aną sferą Schwarz-

schilda, wszelki odw rót zostaje odcięty, naw et prom ienie świetlne wysyłane przez gwiazdę zo stan ą zaw rócone z pow rotem ku jej p o ­ wierzchni przez nadzwyczaj silne (i ciągle w m iarę zapadania się w zrastające) pole graw itacyjne. D la obserw atora znajdującego się na zew nątrz w szystko to, co jest p o d sferą Schw arzschilda, pozostaje niew idzialne; stąd obrazow a nazw a skolapsow anej gwiazdy — czarna dziura. Ale, ja k pokazują rów nania, obserw ator zapadający się razem z gw iazdą w skończonym czasie własnym osiągnie osobliwość, tzn. stan, w k tórym cała m asa gwiazdy (wraz z obserw atorem ) zostanie ściągnięta do punktu. Z agadnienie kolapsu graw itacyjnego stało się jednym z najm od­ niejszych zagadnień fizyki teoretycznej i astrofizyki lat sześćdziesią­ tych, a tym sam ym problem osobliwości przestał być w ew nętrzną spraw ą kosm ologii, stał się pow ażną trudnością astrofizyki odpow ied­ nio m asywnych obiektów . W śród fizyków coraz szerzej przyjm ow ało się przekonanie, że za pojaw ienie się osobliwości, zarów no w ewolucji św iata ja k i w k o ­ lapsie gwiazdy, odpow iedzialne są założenia sym etrii, jakie przyjm uje się przy rozwiązywaniu tych zagadnień d la uproszczenia rachunków . Istotnie, ja k pam iętam y, praw ie wszystkie rozw ażane wcześniej m o ­ dele kosm ologiczne zakładają przestrzenną jed n o ro d n o ść i izotropowość św iata, czyli jego przestrzenną sym etrię sferyczną. P odobne założenia czyniono w niem al wszystkich pierw szych pracach dotyczą­ cych kolapsu. Sfera ściąga się do punktu, ale gdyby potraktow ać ew olucję św iata czy ew olucję masywnej gwiazdy, nie przyjm ując żadnych sym etrii, to praw dopodobnie osobliw ość zniknie i np. k u r­ czenie się gwiazdy czy W szechświata gładko przejdzie w rozszerzanie. P oglądy takie wyrażali m. in .: R. W. L indquist i J. A. W heeler, E. M. Lifszyc i I. M. C hałatnikow .

Twierdzenia o osobliwościach R . Penrose do dłuższego czasu interesow ał się tzw. globalnym i m e­ to d am i w teorii względności, tzn. m etodam i, za pom ocą których m ożna badać nie tylko „m ałe obszary” czasoprzestrzeni, ale strukturę czaso­ przestrzeni ja k o całości (einsteinowskie rów nania pola są w zasadzie narzędziem lokalnym ). A le ja k m ożna badać całą czasoprzestrzeń, 184

F o t. 30. R o g e r P e n ro se

jeśli rozciąga się ona w nieskończoność? Penrose zauważył, że m ate­ m atyczne przekształcenia zw ane przekształceniam i konforem nym i, m ają ciekaw ą własność: m ogą one „przenosić” punkty z nieskoń­ czoności do skończonych odległości (w w ybranym układzie w spół­ rzędnych). C o więcej, bard zo często da się wtedy, po takim kon­ forem nym przeskalow aniu, całą czasoprzestrzeń przedstaw ić w postaci niewielkiego rysunku. Z a pom ocą jeszcze jednego zabiegu m atem a­ tycznego (zwanego uzw arcaniem czasoprzestrzeni) m ożna sprawić, że graficzny obraz czasoprzestrzeni będzie m iał w yraźnie określone gra­ nice; nazyw a się je brzegiem konforem nym czasoprzestrzeni. Część tego brzegu przedstaw ia osobliwości (jeśli takie w czasoprzestrzeni istnieją), a pozostała część brzegu obrazuje te części czasoprzestrzeni, które zwyczajnie (przed do k o n an iem konforem nego przekształcenia) znajdują się „w nieskończoności” . N iew ątpliw ie prace nad przekształceniam i konforem nym i nasunęły P enrose’owi myśl, że m etody te m ożna rozw inąć i wyostrzyć tak , by były one w stanie jednoznacznie wykazać, czy w danej czasoprzestrzeni 185

istnieje osobliw ość czy nie. O kazało się przy tym , iż nowe m etody m ogą być skuteczne tylko p o d w arunkiem , że się dokładnie określi, co należy rozum ieć przez osobliwość. I tu pojaw iły się bardzo istotne trudności. U dało się je nie tyle przezwyciężyć, co obejść. W osobli­ wości uryw ają się (zaczynają lub kończą) historie obserw atorów i cząstek, poza osobliw ość nie m ożna ich przedłużać. Jeśli m am y do czynienia z całą czasoprzestrzenią (z której sztucznie nic nie wycięto; oczywiście nie nożyczkam i lecz za pom ocą m atem atycznego zabiegu), i jeżeli choć jed n a historia o bserw atora lub cząstki urywa się gdzie­ kolwiek, to znaczy, że czasoprzestrzeń p osiada osobliwość. Tę cechę osobliwości przyjęto za jej definicję. W ro k u 1965 Penrose opublikow ał artykuł p t. „K olaps graw ita­ cyjny i osobliwości czasoprzestrzeni” [1], w k tó ry m udow odnił tw ier­ dzenie, że jeśli kolapsująca m ateria spełnia pew ne „rozsądne w arunki fizyczne” i osiąga „punkt, od którego nie m a o d w ro tu ”, to historie cząstek kolapsujących m uszą się urwać, czyli cały proces prow adzi do osobliwości. Rzecz b ard zo w ażna: w tw ierdzeniu P enrose’a nie m a m ow y o żadnych sym etriach. W krótce m etodę P enrose’a podchw ycił H aw king i m łody, am ery­ kański relatyw ista R. P. G eroch, który zagadnienie występowania osobliwości wybrał sobie ja k o tem at rozpraw y doktorskiej. N astęp ­ nych k ilk a lat przyniosło kilka dalszych tw ierdzeń o istnieniu osobli­ wości, k tórych autoram i byli Penrose, H aw king i G eroch. Tw ierdzenia te rozciągały poprzedni w ynik Penrose’a n a przypadek ewolucji W szechśw iata i w różny sposób m odyfikow ały „rozsądne w arunki fizyczne”, które pociągają za sobą istnienie osobliwości. Problem p o ­ legał na tym , żeby z jednej strony te „rozsądne w arunki” były ja k najogólniejsze, by nie wykluczały sytuacji, jak ie m ogą się zdarzyć w rzeczywistym świecie, a z drugiej strony, by były na tyle m ocne, iżby wystarczyły do udow odnienia, że osobliw ość m usi się pojawić. T en okres historii zagadnienia zakończył się w roku 1970, kiedy to H aw king i Penrose opublikow ali razem arty k u ł pt. „Osobliwości w kolapsie graw itacyjnym i kosm ologii” [2], A rty k u ł zawierał tw ier­ dzenie najm ocniejsze z dotychczasow ych. Stw ierdzało ono, że wystę­ pow anie osobliwości w teorii względności nie je s t wynikiem żadnych upraszczających zabiegów, a w szczególności nie jest następstwem założeń sym etrii, lecz w ynika z samej m atem atycznej struktury einsteinowskiej teorii grawitacji. 186

W półtorastronicow ym d o d atk u do pracy au to rzy argum entują, że właściwości m ikrofalow ego prom ieniow ania tła św iadczą o tym, że w arunki tw ierdzenia są spełnione w rzeczywistym świecie, a zatem W szechświat, w którym żyjemy, m iał osobliw ość w swojej historii. *

Wielkoskalowa struktura czasoprzestrzeni O siągnięcia Penrose’a są zaw arte w oryginalnych artykułach, w przeglądow ym referacie zatytułow anym „ S tru k tu ra czasoprzest­ rzeni” [3] oraz w oddzielnie wydanej, niewielkiej książce [4] (Techniki topologii różniczkowej w teorii względności), w której, ja k wskazuje tytuł, a u to r przedstaw ił bardziej m etody niż wyniki uzyskane przy ich pom ocy. H aw king nato m iast, przy w spółudziale G. F. R. Ellisa, napisał obszerną m onografię [5] ( W ielkoskalowa struktura czasoprzest­ rzeni), w której nie tylko zebrał dotychczasowe osiągnięcia w dzie­ dzinie „m etod globalnych” i zagadnienia osobliwości, ale je znacznie rozw inął i udoskonalił. K siążk a H aw kinga i Ellisa n a długo pozostanie w ażną pozycją w bibliotece fizyka-relatywisty. W swojej zasadniczej warstwie m onografia ta rozwija teorię istnie­ nia osobliw ości, w w arstw ach ubocznych, będących bądź rozw inię­ ciem, bądź uzupełnieniem głów nego w ątku, znajdujem y syntetyczne przedstaw ienie geom etrii różniczkowej specjalnie dostosow ane do za­ stosow ań w teorii względności, globalną analizę najważniejszych roz­ w iązań einsteinow skich rów nań pola oraz rozwinięcie tzw. zagadnie­ nia w arunków brzegowych w teorii względności (zagadnienie C auch y ’ego). T o ostatnie zagadnienie jest bard zo w ażnym problem em teoretycznym . H aw king i Ellis potraktow ali je jak b y m im ochodem , a kto wie, czy nie zrobili w tej dziedzinie więcej niż wielu teoretyków -relatyw istów , którzy specjalizowali się tylko w tej wąskiej dziedzinie. „E kspansja W szechświata jest pod w ielom a względam i p o d o b n a do kolapsu gwiazdy, z w yjątkiem tego, że w o b u tych procesach czas jest odw rócony” [5, str. 348] - piszą H aw king i Ellis. Istotnie, rozszerzanie jest jak b y kolapsem w odw róconym czasie. Tw ierdzenia o osobliw ościach w skazują, że obydwie te fizyczne sytuacje (eks­ pansja W szechświata i kolaps gwiazdy) p row adzą do istnienia osobli­ wości; Tw ierdzenia o osobliw ościach są typow ym i twierdzeniam i 187

o istnieniu: m ówią one, że w określonych w arunkach osobliwość musi w ystąpić, ale nie m ów ią niczego o naturze osobliw ości. W osobli­ wości historia obserw atora lub cząstki urywa się, czyli przestaje się dziać, ale tego, co się tam „napraw dę dzieje”, nie wiemy. Tech­ niczny język, stosow any przez H aw kinga i Ellisa, w yraża to w stw ier­ dzeniu, że „osobliwości nie należą do czasoprzestrzeni, lecz do jej brzegu” . Oczywiście pojęcie „brzegu” zostało przedtem precyzyjnie zdefiniowane. C hociaż p u n k ty brzegu nie należą do samej czaso­ przestrzeni, to jednak obserw ator znajdujący się w czasoprzestrzeni, na podstaw ie w ykonyw anych przez siebie obserw acji, m oże dojść do w niosku o istnieniu brzegu. I ta k właśnie pow inno być: wszak H aw king, Penrose i inni teoretycy znajdują się w czasoprzestrzeni rzeczywistego W szechświata, a potrafili sform ułow ać i udow odnić tw ierdzenia m ówiące o istnieniu punktów brzegu — osobliwości. Istnienie osobliwości w m odelu kosm ologicznym F ried m an aL em aitre’a oznacza, że cała m ateria tego m odelu zostaje ściągnięta do p u n k tu : w zerowej objętości gęstości i ciśnienia stają się nie­ skończone. C o to znaczy? O gólna teoria względności jest m akrosko­ pow ą teo rią grawitacji. Z najom ość całej dotychczasow ej fizyki teo re­ tycznej podpow iada, że przy bardzo wielkich gęstościach m aterii pole graw itacyjne, podobnie ja k inne pola fizyczne, pow inno podlegać skw antow aniu. A więc n a długo przedtem , zanim w osobliwości zostanie osiągnięta nieskończona gęstość, pow inny pojaw ić się kw an­ towe efekty grawitacji. Ale kwantow ej teorii graw itacji do dziś nie zn am y ; poza kilkom a mniej lub bardziej udanym i próbam i jest to biała p lam a n a karcie fizyki teoretycznej. Tw ierdzenia o osobliw ościach obow iązują tylko w kontekście niekw antow ej ogólnej teorii w zględności; m ożna zatem powiedzieć, że p rzepow iadają one sam ozałam anie się tej teorii: w m iarę zbliżania się d o osobliwości, gęstość rośnie tak niebezpiecznie, że w pewnym m om encie teo ria przestaje obow iązyw ać; chcąc opisyw ać proces w d a l­ szym ciągu, pow inniśm y dysponow ać kw antow ą teorią grawitacji, póki jej nie m a, pozostajem y bezradni. H aw king i Ellis piszą: „ W y d a je się być s łu s z n ą z a s a d ą ,

że g d y j a k a ś

fizy czn a

te o ria

p rz e p o w ia d a

o so b liw o ś ć , o z n a c z a t o s a m o z a ła m a n ie się tej te o rii, tzn . n ie d a je ju ż o n a p o p r a w ­ n e g o o p is u o b se rw a c ji. P o w sta je p y ta n ie : k iedy o g ó ln a te o r ia w zg lęd n o ści z a ła m u je się ? N a le ż a ło b y o c zek iw a ć, że z a ła m u je się o n a , g d y k w a n to w e e fe k ty g ra w ita c ji

188

sta ją się z n a c z ą c e ; z w y m ia ro w y c h a r g u m e n tó w m o ż n a w n o s ić , że nie z a c h o d z i to d o p ó k i p ro m ie ń k rzy w izn y nie s ta je się rz ę d u 10“ 33 c m . O d p o w ia d a ło b y to gęsto ści 1094 g /c m 3” [5, str. 362-363],

Jeśli by um ownie za początek liczenia czasu przyjąć chwilę osobli­ wości, to w ekspandującym Wszechświecie gęstość m aterii zm alałaby do w artości 1094 g /cm 3 ju ż p o 1(T44 s. C hw ila scharakteryzow ana wielkościam i: czas = KT44 s, gęstość = = 1094 g /cm \ promień krzyw izn y = 10 33 cm , nazywa się erą Plancka lub ep o k ą progu. O d tego progu począwszy obow iązują wszystkie

F o t. 31. A lb e r t E in s te in

praw a ogólnej teorii względności, przedtem funkcjonow ały nieznane praw a kwantow ej grawitacji. Te nieznane praw a m ogą być tak d ra ­ stycznie różne od wszystkiego, co znam y dotychczas, że nawet nie w iadom o, czy po odkryciu tych praw pojęcia czasu i przestrzeni

zachow ają swoje dotychczasow e znaczenie. N ie w iadom o w szcze­ gólności, czy powiedzenie „um aw iam y się liczyć czas od osobliwości” będzie m iało w ogóle jakikolw iek sens. Jeśli m ów im y, że era progu m a miejsce w chwili 10 44 s, to należy przez to rozum ieć tylko tyle, że, aby pozostaw ać w zgodzie z wszystkimi rów naniam i ogólnej teorii względności, w m om encie progu „zegar kosm iczny” należy ustaw ić na godzinę 1(T44 s; a jeszcze ściślej, że w epoce progu w ystępującem u w rów naniach param etrow i t, k tó ry nazywam y czasem kosm icznym , należy przypisać w artość 10 44 s.

Perspektywy W naukow ej karierze P en ro se’a i H aw kinga prace nad tw ierdze­ niam i o osobliw ościach stanow iły etap wyjściowy d o dalszych badań. T em aty k a narzucała się sam a: kw antow a teo ria grawitacji. Ale tu drogi P en ro se’a i H aw kinga rozeszły się. Penrose - m atem atyk sięgnął p o nową, od sam ych podstaw , koncepcję czasoprzestrzeni; według jego teorii czasoprzestrzeń w najm niejszej skali „jest zb u d o ­ w ana” zupełnie z innej m atem atyki, ma raczej stru k tu rę siatki, k tó ia d o p iero po odpow iednim uśrednieniu daje ciągłą, m akroskopow ą czasoprzestrzeń. K oncepcja P enrose’a nazywa się teorią twistorów i jest n ad al rozw ijana; m atem atycznie jest ona bardzo elegancka, ale w dziedzinie fizycznych przew idyw ań nie m oże się dotychczas poszczycić wielkimi sukcesam i. H aw king - fizyk w ybrał inną drogę: p ró b u jm y do pola graw itacyjnego stosować, p o odpow iednich przysto­ sow aniach, m etody kw antow ania w ypróbow ane n a innych polach. I ta d ro g a, choć tru d n o się p o niej spodziew ać r a d y k a l n y c h środków zaradczych, zaczęła daw ać rezultaty. Z a pom ocą swoich półklasycz­ nych m etod H aw king obliczył, że w pobliżu czarnej dziury czyli kolapsującego obiektu (i analogicznie w pobliżu kosm ologicznej osobliw ości) powinien w ystępow ać proces kreacji cząstek. Proces ten zasadniczo zm ienia obraz kolapsu. Są to pasjonujące zagadnienia, któ re jed n ak wykraczają poza ram y tego rozdziału. G d y byłem w C am bridge, ak u rat H aw king i Ellis robili korektę swojej książki. Poprosiłem jednego z tam tejszych wybitnych teorety­ ków, żeby m i przysłał książkę, gdy tylko ukaże się drukiem . Z apew ­ niłem , że ktoś z m oich angielskich przyjaciół w yrów na dług i dość

długo wyjaśniałem , że sam nie m ogę przesłać pieniędzy ani pocztą, ani przelewem bankow ym , bo m iędzy naszym i krajam i nie m a wy­ m iany w alutowej. M ój teoretyk powiedział, że rozum ie i że będzie pam iętał o mojej prośbie. I rzeczywiście pam iętał. Ale potem w liście do Polski podał mi num er konta, na któ re będzie mi n aj­ wygodniej przesłać należność za książkę. O kazuje się, że łatwiej jest zgłębić tajem nice W szechśw iata niż w alutowe zawiłości.

R ozdział 20

S ta n d a r d o w y m odel k o s m o lo g ic z n y

Ku kosmologicznej ortodoksji Śledząc rozwój kosm ologii, od pierwszej pracy Einsteina z 1917 ro k u aż d o lat, jakie nastąpiły po odkryciu prom ieniow ania tła, m oże pow stać pytanie: czy je st to proces zbieżny, czy prow adzi on do jakiejś granicy, do spójnego zbioru poglądów na strukturę — ew olucję W szechświata, k tó re m ożna by uznać za „obow iązujące” w naszej epoce? Wczesne prace Einsteina, de Sittera, F riedm ana, L em aitre’a i innych pionierów kosm ologii relatywistycznej dotyczyły dość wąskiego kręgu zagadnień: poszukiw ano wówczas, a następnie p o ddaw ano analizie, najprostsze rozw iązania rów nań pola. Pewna zbieżność ciągu rozwojowego w tam tych latach nie była następstw em dochodzenia do celu, ale ubóstw a środków n a początku drogi. M łoda kosm ologia relatywistyczna cierpiała na chroniczny b rak danych o b ­ serwacyjnych. O dkrycie przesunięcia ku czerwieni w w idm ach galak ­ tyk wyelim inowało, co praw da, statyczny m odel W szechświata, p o ­ zostaw iło jed n ak i tak bardzo wiele otw artych m ożliwości. N arzędzia m atem atyczne doskonaliły się szybko, tw órcza w yobraźnia, niek o n tro ­ low ana przez obserwacje, prow adziła do coraz bardziej drastycznych rozgałęzień rozwojowego ciągu. H istoria kosm ologii od lat trzydzies­ tych do sześćdziesiątych była ciągle jeszcze bardziej dziejami poglądów poszczególnych uczonych czy grup badawczych niż łańcuchem , k tó re­ go ogniw a stanow iłyby logicznie następujące po sobie uogólnienia 192

jednej podstaw ow ej koncepcji. Polem iki m iędzy zw olennikam i W iel­ kiego W ybuchu i zw olennikam i W szechświata Stacjonarnego, w póź­ niejszym stadium zaaw ansow ania tych sporów, bardziej przypom inały filozoficzne dysputy niż ryw alizację em pirycznych teorii. D opiero rozwój m etod astronom icznych i radioastronom icznych, odkrycie kw azarów i przede wszystkim odkrycie m ikrofalow ego prom ieniow a­ nia tła w yraźnie zmieniły sytuację. N astępujący p o tem rozwój k osm o­ logii zaczął ujaw niać tendencję k u zbieżności. N ie znaczy to , żeby ju ż nie pow staw ały żadne rozszczepienia czy odgałęzienia, ale były one coraz słabsze i mniej żyw otne. W nauce rów nież działa m oda, ale nie jest ona dyktow ana arb itraln ie przez specjalistów od businessu, lecz w ypracow yw ana przez najlepsze środow iska naukow e, których poglądy u stalają się w ogrom nej m ierze p o d presją wyników obser­ wacji i eksperym entów . W szystkie te czynniki spraw iły, że z początkiem lat siedem dzie­ siątych poglądy na strukturę-ew olucję W szechświata zaczęły się sta­ bilizować. W publikacjach naukow ych coraz częściej pojaw iał się zw rot „standardow y m odel kosm ologiczny” . Z czasem zw rot ten stał się term inem fachowym . N aw et jeżeli któryś z kosm ologów żywi „nieortodoksyjne” poglądy, do b rze wie, co oznacza term in „m odel stan d ard o w y ” . Pew na dyskrym inacja, ja k a mieści się w dość często pow tarzanym rozróżnieniu n a poglądy „o rdodoksyjne” i „n ieo rto ­ doksyjne” , świadczy o tym , że określony zespół poglądów stał się paradygm atem kosm ologicznym , tzn. jak b y regułą obow iązującą w świecie nauki. W 1973 ro k u z okazji 500-letniej rocznicy u rodzin M ikołaja K o p ern ik a odbyło się w K rakow ie sym pozjum M iędzynarodow ej U nii A stronom icznej. P am iętam , że w stadium organizacyjnym dość istotny pro b lem stanow ił w ybór tem atu. Było k ilk a rywalizujących ze sobą pom ysłów , ale w ko ń cu przeważyła o p in ia w iększości: za kluczow e zagadnienie kosm ologii uznano „K o n fro n tację teorii kosm o­ logicznych z danym i obserw acyjnym i” . I istotnie, była to praw dziw a k o n fro n tacja: najlepsi obserw atorzy przedstaw iali najnowsze wyniki swoich pom iarów , teoretycy próbow ali zestaw ić je z istniejącymi m odelam i. Rzecz charakterystyczna, na krakow skim sym pozjum nie zaprezentow ano żadnej wielkiej rewelacji, ale praktycznie wszystkie referaty potw ierdzały, precyzow ały i niejako stabilizow ały m odel stan ­ dardow y [1]. O ile p am iętam raz tylko n a sali o b ra d p adła nazwa 13 — E w o lu c ja k o s m o s u i k o s m o lo g ii

193

A stro no m iczne

O bserwatorium

Fot.

33.

Astronomiczne

Fot. 32. Obserwatorium

w

K ra k o w ie :

Uniwersytetu

te le s k o p

w K rakow ie

50-centym etrow y

Jagiellońskiego

F o t. 34, 35 . O b s e rw a to r iu m A s tr o n o m ic z n e w K r a k o w ie : r a d io te le s k o p y

„teoria stan u stacjonarnego”. K toś w dyskusji zapytał prelegenta, referującego wyniki swoich obserw acji: „C zy te wyniki przeczą teorii stanu stacjo n arnego?” . „T ak ” - odpow iedział prelegent.

Diagnoza Sciamy Podczas innego m iędzynarodow ego sym pozjum , jak ie odbyło się w 1972 ro k u w Trieście, tym razem z okazji jubileuszu D iraca, D enis Sciam a pokusił się o p ró b ę podsum ow ania osiągnięć w spół­ czesnej kosm ologii. Jego zdaniem trwałym osiągnięciem dw udziesto­ wiecznej kosm ologii jest sform ułow anie i zrozum ienie czterech cech, któ re z dużym praw dopodobieństw em m ożem y przypisać największemu z możliwych zbiorow i zdarzeń fizycznych, czyli W szechświatowi. I tak m ożem y stwierdzić, że W szechśw iat: 1) istnieje, 2) podlega ewolucji, 3) spełnia pew ne symetrie, 4) w jego historii istniał stan osobliwy [2]. Przez „istnienie” W szechśw iata Sciama rozum ie stwierdzenie, że W szechświat istnieje ja k o jed en układ fizyczny, który poddaje się badaniu m etodam i w zasadzie takim i sam ym i, jak ie wykazały ju ż swoją skuteczność w innych działach fizyki. W obec paradoksów i nie­ jasności kosm ologii przedeinsteinow skiej osiągnięcie to istotnie należy uznać za nietryw ialny, a naw et wielki sukces. Wyniki sp oru pom iędzy zw olennikam i teorii W ielkiego W ybuchu i teorii S tanu S tacjonarnego św iadczą, że W szechświat jest „zjawis­ kiem historycznym ” albo m ówiąc mniej poetycznie, że zm ienność w czasie stanow i istotny elem ent fizycznego opisu św iata. Ewolucję W szechświata, jego historię w czasie stara się odtw orzyć stan d ard o ­ wy m odel kosm ologiczny. C hociaż m odel ten jest przyjm ow any przez większość kosm ologów , z całą pew nością pozostaw ia on wiele kwestii otw artych. Ale sam fakt ew olucji W szechświata jest stwierdzeniem głęboko osadzonym w kosm ologicznym paradygm acie drugiej połowy dw udziestego wieku. We w szystkich wcześniejszych pracach z kosm ologii relatywistycz­ nej założenia sym etrii, od czasów M ilne’a zw ane często zasadą kos­ m ologiczną, były przyjm ow ane ja k o założenia upraszczające. Bardzo szybko zd an o sobie sprawę z tego, że możliwe są również m odele o mniejszych sym etriach, ale przy ich kon struow aniu trudności m a ­ tem atyczne rosły niepom iernie, a poniew aż nie było danych em pi­ 198

rycznych, które by zm uszały, bądź tylko zachęcały, do szukania rozw iązań mniej sym etrycznych, utrw aliła się m oda na rozw iązania sym etryczne: w poprzednich rozdziałach nazw aliśm y je m odelam i F rie d m a n a —L em aitre’a. O dkrycie izotopow ego prom ieniow ania tła w 1965 ro k u potw ierdziło słuszność tej m etody. O kazało się, że m odele F rie d m a n a -L e m a itre ’a zadziw iająco dobrze pasują do a k tu al­ nie obserw ow anego W szechświata. Jest to fakt istotnie zadziwiający! Jeśli uśw iadom ić sobie, że m odele sym etryczne są raczej bardzo specjalnymi (nietypowym i) rozw iązaniam i w zbiorze wszystkich m ożli­ wych rozw iązań rów nań E insteina, to rodzi się pytanie: dlaczego odpow iednio blisko początkow ej osobliwości (W ielkiego W ybuchu) ustaliły się w arunki, któ re urzeczywistniły nie jak iś „typow y” , „przeciętny” m odel niesym etryczny, lecz właśnie w yróżniony model odznaczający się bardzo wysokim stopniem sym etrii? M ożliwe są w praw dzie m odele z sym etriam i jeszcze o stopień wyższymi, ale wówczas W szechświat m usiałby być albo statyczny, albo stacjonarny. M ożna zatem powiedzieć, że nasz W szechświat m a najwyższy stopień sym etrii, k tóry jeszcze dopuszcza ewolucję. D laczego ta k jest? Próba* odpow iedzi n a to pytanie d oprow adziła do b ard zo ciekawych prac teoretycznych, w ychodzą one je d n a k poza granice założone dla naszych rozw ażań. I wreszcie zagadnienie początkow ej osobliwości. Jeden z n ajb ar­ dziej zagadkow ych i najtrudniejszych problem ów kosm ologii. W idzie­ liśmy, że p ró b y usunięcia osobliw ości z kosm ologii, chociaż same w sobie okazyw ały się nieskuteczne, bardzo często prow adziły ¿o nowych, ciekaw ych koncepcji. Obecnie, po p racach Penrose’a, H aw kinga, Ellisa, G ero ch a i innych, wiemy, że osobliwości nie są przypadkow ym elem entem w stru k tu rze ogólnej teorii względności. W szystko w skazuje n a to, że „typow e” rozw iązanie m usi posiadać osobliw ość lub naw et osobliw ości, a jedynie rozw iązania bardzo szczególne, nietypow e m ogą być wolne od osobliwości. D ane obser­ wacyjne w skazują (znowu prom ieniow anie tła a także obfitość wys­ tępow ania pierw iastków chem icznych), że p o d tym względem świat, w którym żyjem y, jest „rozw iązaniem typow ym ” : jeg o obecna faza ewolucji zaczęła się od stanu osobliwego. P raw da, iż stworzenie kosm ologii kw antow ej może drastycznie zmienić nasze poglądy na najwcześniejsze etapy historii św iata, nie wykluczone naw et, że kw an­ tow a teo ria graw itacji jeszcze raz zrew olucjonizuje naszą wiedzę 199

o naturze czasu i przestrzeni, w niczym to je d n a k nie zm ienia faktu, iż z p u n k tu widzenia fizyki m akroskopow ej, kierującej później­ szą ew olucją kosm osu, „początek” rzeczywiście był czym ś osobliwym. W tym sensie osobliwość początkow a pozostaje istotnym elementem standardow ego obrazu W szechśw iata i jego ewolucji. Ale standardow y m odel kosm ologiczny to coś więcej niż cztery cechy W szechśw iata wyliczone przez Sciamę na sym pozjum w Trieście, to właśnie pew ien dość szczegółowy, choć nie pozbaw iony białych plam , o braz struktury-ew olucji kosm osu. Z asadnicze elem enty tego o brazu zostały w ypracow ane w m ozolnym procesie rozw oju kosm o­ logii opow iedzianym w poprzednich rozdziałach. C ztery cechy wyróż­ nione przez Sciamę są dobrym podsum ow aniem wszystkich naszych poprzednich rozw ażań, jed n ak że kanw a bez detali nie jest jeszcze obrazem . W ysiłek teoretyków i obserw atorów ostatnich kilkunastu lat nałożył n a tę kanwę bogatą panoram ę szczegółów. P roces d o p ra ­ cow yw ania standardow ego m odelu m ógłby być przedm iotem oddziel­ nej książki. Ale nie byłaby to książka o charakterze historycznym , standardow y m odel znajduje się ciągle in statu nascendi, w stanie rodzenia. C o więcej, stan d ard y idą w górę, w ym agania stawiane m odelowi są coraz wyższe. C hciałbym kiedyś pow rócić d o tej problem atyki, ale dziejów rozw oju kosm ologii X X w ieku nie m ożna zakończyć bez bodaj pobieżnego szkicu jej największego osiągnięcia — m odelu, k tó ry zasłużył sobie n a m iano naukow ego standardu. Uczynię to m eto d ą filmowej p anoram y: przedstaw ię szkicow o, w porządku chronologicznym (a więc o d początkow ej osobliwości do obecnej ery) jak b y scenariusz kosmicznej ewolucji. Będzie o n ukazyw ał tylko wyniki, bez ujaw niania m etod i uzasadnień. C hcąc poznać i tę stronę zagadnienia trzeba by wyjść poza scenariusz i zwiedzić sam ą w ytw órnię film ow ą: rozsadziłoby to ram y końcow ego rozdziału. Ale bez szkicowego scenariusza nie m ożem y się obejść, gdyż dopiero w spółczesność nauki nadaje sens jej historii.

Scenariusz kosmicznej ewolucji U m ow na chw ila t - 0. A le ta k napraw dę w ielka biała plam a. Biała plam a, k tó rą m am y nadzieję, wypełni w przyszłości kosm o­ logia kw antow a, zbudow ana n a podstaw ie poeinsteinow skiej, kw an­ towej teorii grawitacji.

C hw ila t = 10"44 s. G ęstość m aterii wynosi 1094 g /cm 3, tem pera­ tu ra 1033 K . Jest to era Plancka, zw ana inaczej ep o k ą progu; mniej więcej w tym m om encie przestają odgryw ać rolę kw antow e efekty graw itacji, p raw a ogólnej teorii względności stopniow o ale stanowczo zaczynają obejm ow ać całkow itą dom inację. Z chw ilą gdy dom inacja ta stała się fak tem dokonanym , nab iera sensu pytanie o geom etrycz­ n ą stru k tu rę czasoprzestrzeni. I tu otw ierają się dwie możliwości, obydwie niesprzeczne z tym , co wiemy na tem at m łodego Wszech­ św iata: alb o św iat jest przestrzennie anizotropow y, ale anizotropia ta, pod wpływem dziejących się wówczas procesów fizycznych (np. ja k sądzą niektórzy, n a skutek lepkości fo tonów lub neutrin), szybko w ygładza się, przechodząc w izotropow ość, albo też przestrzeń W szechświata jest izotropow a od sam ego początku. W ybór jednej z tych dw óch m ożliwości istotnie zm ienia scenariusz pierwszych ułam ­ ków sekund koniecznej ew olucji, ale nie m a większego wpływu na to, co będzie się działo potem (chyba, że zbytnio opóźnim y chwilę w ygładzania się anizotropii). Przy ta k wysokich tem p eratu rach n a geom etrycznej arenie, opisy­ wanej rów naniam i ogólnej teorii względności, głów ną rolę odgrywają tzw. oddziaływ ania silne czyli hadronow e. Są to oddziaływ ania utrzym ujące razem p ro to n y i neu tro n y w jąd ra ch atom ow ych. Ich zasięg je s t bardzo krótki, gdyż wynosi zaledwie 10"13 cm , ale są to oddziaływ ania napraw dę „silne” . D w a, odpow iednio zbliżone do siebie, p ro to n y przyciągają się oddziaływ aniem hadronow ym 100 razy silniej niż odpychają się wzajem nie siłami elektrom agnetycznym i, a 1040 razy silniej niż przyciągają się siłą graw itacji. G łów ną skła­ dow ą m aterii w tej epoce stanow ią h adrony i antyhadrony, czyli cząstki oddziałujące na siebie silnie; epokę tę nazywam y erą hadronow ą. Im bliżej epoki progu, tym dziwniejsze rzeczy (z p u n k tu widzenia naszej znajom ości fizyki) dzieją się n a arenie świata. T ak na przykład odpow iednio blisko planckow skiego progu sam o pojęcie cząstki zaczy­ n a tracić sens, a to dlatego, że odległość, poza k tó rą nie może się przedostać żaden sygnał fizyczny, zaczyna być porów nyw alna z ro z­ m iaram i samej cząstki: teoretycy zwykli mawiać, iż cząstka wypełnia sobą cały „h o ry zo n t” . W m iarę odd alan ia się od progu, ta k łatw o generującego paradoksy, nasza w iedza staje się co raz „bezpieczniej­ sza” , ale dokład n e odtw orzenie scenariusza zdarzeń jest ciągle nie­ 201

możliwe z p o w odu niedorozw oju obecnej fizyki w ysokich energii. M niej lub bardziej praw dopodobnym i (ale nie niepraw dopodobnym i!) hipotezam i wypełniam y braki naszej wiedzy. N ależy jed n ak podkreś­ lić, że niepew ności co do „szczegółów” ery hadronow ej nie są znaczące dla odtw orzenia późniejszych dziejów świata. Istotne znaczenie ma tu fakt, iż w pierwszych sekundach swojej ewolucji W szechświat znajdow ał się w stanie term icznej równow agi, a to, co dzieje się w stanie term icznej rów now agi zależy tylko od praw mechaniki statystycznej a nie od poprzedzającej historii. Stąd, gdy cofam y się w czasie wstecz i napotykam y stan rów now agi, m ożem y nie trosz­ czyć się zbytnio, co było przedtem (jeżeli tylko potrafim y opanow ać w rodzoną człow iekowi ciekawość) bez obaw y o popraw ność całej naszej dotychczasow ej rekonstrukcji. C hw ila t = 10“ 4 s. G ęstość zm alała ju ż do w artości 10>4 g/cm -\ a tem p eratu ra d o 1012K. W szechświat staje się za chłodny dla hadronów , k tó re zderzając się z antyhadronam i, zam ieniają się w p ro ­ m ieniowanie. G łów ną składow ą W szechświata stanow ią: elektrony, m ezony fx; n eu trin a oraz ich antycząstki. W szystkie te cząstki oddzia­ łują n a siebie tzw. siłami słabym i czyli leptonow ym i. S tąd nazwa cząstek - leptony i nazw a tego okresu ewolucji - era leptonow a. Z godnie ze swoją nazwą oddziaływ anie słabe jest 1014 razy słabsze od silnego (jądrowego), ale m im o to znacznie silniejsze od graw i­ tacyjnego. Św iat jest jeszcze ciągle bardzo gęsty, leptony nieustannie zderzają się ze sobą i znajdują się, tak ja k przedtem hadrony, w stanie rów now agi term odynam icznej. W ażne wydarzenie m iało miejsce, gdy zegar kosm icznej ewolucji wskazywał godzinę t — ok. 2 s. T em peratura spadła w tedy do tego stopnia, że d ro g a sw obodna n eutrin wydłużyła się tak , iż cząstki te przestały praktycznie oddziaływ ać z innym i postaciam i m aterii. N astąp iło odłączenie się neutrin od procesów ew olucyjnych. O dłączo­ ne n eutrina, p o odpow iednim ostudzeniu spow odow anym ekspansją W szechświata, pow inny dziś istnieć rów nom iernie rozłożone w przest­ rzeni, p o d o b n ie ja k pole prom ieniow ania tła. O bserw acyjne wykrycie „neutrin tła ” byłoby bardzo m ocnym potw ierdzeniem standardow ego m odelu W szechświata i dostarczyłoby inform acji w prost z ery leptonowej. N iestety, właśnie ten fa k t, że neutrina bardzo słabo oddzia­ łują z innym i postaciam i m aterii, staw ia przed przyszłymi obserw a­ toram i n eu trin kosm icznych ogrom ne trudności techniczne. 202

Chwila t - 10 s. G ęstość 104 g/cm3, temperatura 10|()K. Koniec panowania dynastii leptonów. Elektrony i pozytony zamieniają się na promieniowanie. G łówną składową świata stają się fotony, czyli promieniowanie elektromagnetyczne. Świat wkracza w erę promienistą. N a przełomie ery leptonowej i promienistej resztka protonów i neutronów ocalała z pogromu (anihilacji) końca ery hadronowej, łączy się w jądra helu. Badanie rozkładu helu we Wszechświecie jest ważnym testem kosmicznym, niesie ono informacje z okresu, w którym historia świata toczyła się dopiero od kilku sekund. W dalszym ciągu Wszechświat rozszerza się, gęstość materii maleje, temperatura staje się coraz niższa. Nieznaczne ilości innych cząstek są zanurzone w morzu fotonów, czyli promieniowania elektromagne­ tycznego. Niejako „obok”, nie biorąc udziału w innych procesach, istnieje pole neutrin. Ekspansja trwa nieustannie, ale ewolucja jakby zmęczyła się, coraz rzadziej następują istotnie ważne zdarzenia. W ten sposób minęło ok. 1 000 000 lat, gęstość zmalała do 10-21 g/cm^, temperatura do 30 000 K. Teraz droga swobodna foto­ nów wydłużyła się tak, że z kolei one wyłączają się z ciągu ewolucyjnych procesów. Formuje się to, co nazywamy dziś promienio­ waniem tła i co zostało obserwacyjnie odkryte przez Penziasa i W ilsona w 1956 roku. Dzięki temu zyskaliśmy bezpośredni wgląd w koniec ery promienistej. Prawie równocześnie rozgrywa się drugie ważne wydarzenie. Ocalałe z procesów anihilacji w poprzednich erach protony i elektrony łączą się w atom y wodoru. Z czasem wodór staje się główną składową materii, oprócz pól neutrinowego i elektromagnetycznego Gaz wodorowy z domieszką helu, powstałego jeszcze na przeło­ mie er leptonowej i promienistej (hel pierwotny), był początkowo roz­ łożony mniej więcej równomiernie, ale przypadkowe zagęszczenia stały się źródłem silniejszego przyciągania grawitacyjnego. Ten tzw. mechanizm grawitacyjnej niestabilności, zapoczątkował proces pows­ tawania galaktyk lub nawet gromad galaktyk. N a skutek analo­ gicznego procesu w galaktykach zaczęły powstawać gwiazdy. Ewolucja świata wkroczyła w erę galaktyczną. Proces powstawania gromad galaktyk i galaktyk jest wielką białą plamą na standardowym modelu kosmicznym. Istnieje na ten temat kilka częściowo konkurujących ze sobą, a częciowo uzupełniających się hipotez. Z pewnością niestabilność grawitacyjna odgrywała istotną 203

rolę w genezie galaktyk i ich grom ad. Czy jed n ak tylko ona? Czy nie trzeba przyjąć jeszcze innych, „pom ocniczych” czynników ? Jak obserwacyjnie rozstrzygnąć problem y różnych hipotez? P ytania te do dziś w dużej m ierze pozostają otw arte. C hcąc dalej śledzić ew olucję W szechświata, kosm ologia musi odwołać się do pom ocy innych dyscyplin. I ta k te o ria ewolucji gwiazd została dobrze opracow ana przez astrofizykę. W erze galak­ tycznej astrofizyka uzupełnia o b ra z kreślony przez kosm ologię. Inna dyscyplina, zw ana teorią nukleosyntezy kosmicznej lub astrofizyką jąd ro w ą, uczy o pow staw aniu pierw iastków chem icznych we wnętrzach masywnych gwiazd. Bez pom ocy astrofizyki jądrow ej świat kosm ologii byłby św iatem gazu w odorow o-helow ego pow stałego we wcześniej­ szych fazach ewolucji pola, prom ieniow ania elektrom agnetycznego i pola n eutrin. W takim świecie nie m ogłoby pow stać ani życie,^ ani rozum ny badacz-obserw ator. T u właśnie biologia pow inna wyjaśnić, w jak i sposób n a jednej z p lan et krążących w okół przeciętnej gwiazdy w dość typowej galaktyce pow stało życie. N iestety współ­ czesna biologia tego nie czyni. O dnosi ona ogrom ne sukcesy, ale jest nadal bard zo odległa od rozw iązania zagadki życia. A wydaje się, że d o p ó k i tego nie zrobi, nie będziemy m ogli całkow icie sen­ sownie postaw ić pytania o m ożliwości życia we W szechświecie poza plan etą Z iem ią. W praw dzie i n a ten tem at zapisano ju ż to n y papieru, ale tw órczość ta stanow i w najlepszym w ypadku literaturę z pogra­ nicza science fiction. A z tego rodzaju pom ocy kosm ologia, jak o nauka z am bicjam i, korzystać nie m oże. W praw dzie współczesny o b raz kosmicznej ew olucji utkany jest wieloma zn ak am i zapytania, pokryw a on jed n ak wielki obszar: od pierwszych ułam ków sekundy o d początkow ej osobliwości aż do kosm icznego teraz, gdy zegar w skazuje czas t = 15-20 m iliardów lat, gęstość m aterii wynosi 10“ 31-10“ 28 g/cm 3, a tem p eratu ra 2,7 K. E kspansja trw a.

Naturalne środowisko kosmologii N ie należy jed n ak w yobrażać sobie, że w spółczesna kosm ologia jest m onolitem bez skazy. N aw et d la najpowszechniej uznaw anych idei n atu raln y m środow iskiem są spory, różnice zdań, przeciwne 204

opinie. K osm ologia byłaby bard zo niestandardow ą gałęzią wiedzy, gdyby w niej obow iązyw ały wyłącznie standardy. Przede w szystkim pojęcie „kosm ologia relatyw istyczna” jest poję­ ciem znacznie szerszym o d pojęcia „standardow y m odel kosm olo­ giczny” . W ielokrotnie w poprzednich rozdziałach daw aliśm y wyraz zdziwieniu, że (jak świadczą o tym obserwacje) rzeczywisty świat aż z ta k d o b rą dokładnością m oże być opisyw any przez najprostsze modele relatyw istyczne, a m ianow icie przez rozw iązania F rie d m a n a L em aitre’a. J a k pod p o w iad ają teoretycy, rozw iązania F rie d m a n a — L em aitre’a stanow ią tylko „zbiór m iary zero” w zbiorze wszystkich m ożliwych rozw iązań rów nań Einsteina. Studiow anie tych innych rozw iązań jest w ażnym elem entem b ad a ń kosm ologicznych. I to nie tylko z prostej m atem atycznej ciekawości. Po pierwsze dlatego, że stru k tu rę najprostszych rozw iązań w pełni m o żn a poznać dopiero wtedy, gdy się je umieści w kontekście rozw iązań bardziej skom pli­ kow anych. I p o drugie, poniew aż nie jest wykluczone, że w pobliżu początkow ej osobliwości św iat był opisywany przez jak iś m odel anizo­ tropow y, k tó ry dopiero potem uległ wygładzeniu. P o trzecie wreszcie, modele F rie d m a n a -L e m a itre ’a opisują świat tylko w pewnym przy­ bliżeniu, jeśli chcem y znaleźć lepsze przybliżenie, m usim y szukać bardziej skom plikow anych rozw iązań. D otyczy to przede wszystkim zagadnienia jednorodności. G d y rozpatrujem y W szechświat w bardzo dużej skali, m am y praw o założyć, że m ateria jest w nim rozłożona jednorodnie, ale d la W szechświata rozw ażanego w mniejszej skali założenie to nie jest spełnione w sposób oczywisty: galaktyki i gwiazdy są przecież silnymi lokalnym i niejednorodnościam i w roz­ kładzie m aterii. C hcąc zbudow ać „św iat z g alak ty k am i”, m usimy poszukiw ać rozw iązań niejednorodnych. Z najdow anie rozw iązań nieizotropow ych jest m atem atycznie znacz­ nie łatwiejsze niż poszukiw anie rozw iązań niejednorodnych. Znam y dziś dość dobrze wszystkie rozw iązania je d n o ro d n e : zarów no izo tro ­ powe, ja k i nieizotropow e. Z o stały one poklasyfikow ane według stopni sym etrii, jakie dopuszczają, n a tzw. dziewięć klas Bianchi (od nazw iska włoskiego m atem atyka, który jeszcze w X IX wieku zajm ow ał się klasyfikacją przestrzeni jed n orodnych: w spółczesna k la­ syfikacja obejm uje w istocie więcej klas niż dziewięć, gdyż niektóre klasy dzielą się jeszcze n a podklasy), własności geom etryczne każdej klasy zostały poznane w dużym stopniu. Znacznie gorzej przedstaw ia 205

się spraw a z m odelam i niejednorodnym i, znam y ich niewiele, a te które znam y są raczej sztuczne i niepodobne do niejednorodnego rozkładu m aterii w rzeczywistym świecie. Chcąc więc do k o n ać w pro­ w adzenia d o m odelu galaktyki m usim y postępow ać inaczej: posługu­ jem y się tzw. rachunkiem zaburzeń - przyjm ujem y rozwiązanie jed n o ro d n e i dopiero „na jeg o tle ” w prow adzam y m ałe odchylenia od średniej gęstości m aterii (zaburzenia gęstości). K ażde z takich zaburzeń m odeluje galaktykę lub grom adę galaktyk. I znow u okazja d o zdziw ienia: tego rodzaju uproszczona p rocedura daje cał­ kiem dobre rezultaty. Innym w ażnym elem entem naturalnego środow iska współczesnej kosm ologii jest bujnie rozw ijająca się astrofizyka relatywistyczna. Obydwie te dyscypliny łączą nie tylko identyczne (a wyjątkowo tylko prawie identyczne) m etody i techniki m atem atyczne. M odel standardow y przedstaw ia św iat ja k o sferycznie sym etryczny, a to bardzo przy p o m ina pierwsze przybliżenie gwiazdy, ta k ja k ją widzi astrofizyk. P roces rozszerzania się W szechświata jest b ard zo podobny do procesu zapadania się gw iazdy p o d wpływem własnego pola graw itacyjnego (tzw. kolaps graw itacyjny), z tym , że w obydw u tych procesach czas płynie w przeciw nych kierunkach (zapadanie się jest rozszerzaniem w ujem nym czasie). O bydw a te procesy prow adzą do zagadnienia osobliwości oraz do wszystkich technicznych T pojęcio­ wych trudności, jakie się z nim wiążą.

Niestandardowe idee W yobraźnia jest niezastąpionym czynnikiem naukow ej twórczości. Ale kosm olog, może bardziej niż przedstawiciel innej dziedziny wiedzy, pow inien strzec się, by nadm ierne działanie w yobraźni nie stępiło jego krytycyzm u w obec własnych idei. Zdanie to, wbrew pozorom , nie jest skierow ane przeciwko nieortodoksyjnym teo rio m kosm olo­ gicznym. W łaśnie przeciwnie, nieortodoksyjne pom ysły są bardzo potrzebne d o tego, by „kosm ologow ie standardow i” mieli przez kogo być atak o w an i i by dzięki tem u zdrow y krytycyzm rósł p o obu stronach. Oczywiście nie m am tu na myśli m aniackich pom ysłów, do jakich niestety kosm os nastraja wielu ludzi, lecz prawdziwe naukow e, choć nie przyjm ow ane powszechnie, teorie i hipotezy. 206

T akich teorii i hipotez nie b ra k w dzisiejszej kosm ologii. Sam fakt rozszerzania się W szechświata do dziś budzi sprzeciwy. Sprze­ ciwy tym silniejsze, że sięgające p o argum enty obserwacyjne. A stro ­ nom em , k tó ry od wielu lat wyszukuje i grom adzi wszystkie obser­ wacyjne racje przeciw ucieczce galaktyk jest H afto n A rp . Jednym z głównych jego argum entów je s t spostrzeżenie, że w kilku w ypad­ kach dwie galaktyki położone blisko siebie, a naw et (jak się wydaje) połączone ja k b y pom ostem , m ają dość różne przesunięcia ku czerwie­ ni, podczas gdy, zgodnie z praw em H u b b le’a, pow inny mieć przesu­ nięcia ku czerwieni prawie identyczne, gdyż są od n as jednakow o odległe. Spostrzeżenie to z początku wywołało pew ne zamieszanie i nasiliło działalność przeciw ników standardow ego m odelu, z czasem jed n ak em ocje zm alały. D la „kosm ologów standardow ych” stało się jasne, że zaobserw ow ane anom alie są zbyt nieliczne i różnice w przesunięciach ku czerwieni zbyt m ałe, by m ów ić o obaleniu praw a H u b b le ’a. Jeżeli anom alie te zostaną w pełni potw ierdzone przez dokładniejsze obserw acje, należałoby raczej m ówić o jakim ś nieznanym efekcie poczerw ienienia, k tó ry nakłada się n a przesunięcie spow odow ane ucieczką galaktyk. P raw o H u b b le’a m a zbyt m ocne oparcie w danych obserwacyjnych. Zw olennicy m odelu stacjonarnego także nie poddali się całkowicie. W praw dzie nikt ju ż dziś nie broni m odelu stacjonarnego w jego oryginalnej postaci, ale m ożna by m ówić o całej generacji m odeli pochodnych, które, m eto d ą m niejszych lub większych zm ian, p róbują dopasow ać pierw otny m odel stacjonarny do ak tualnych wyników obserwacji. In n ą koncepcją kosm ologiczną, któ ra o d czasów odkrycia prom ieniow ania tła znajduje się w odw rocie, ale zupełnie nie wygasła, jest teoria stw orzona przez H . A lfvena i O. B. K leina, według której świat składa się w połow ie z m aterii i w połowie z anty­ m aterii [3]. O gólna teoria względności w ystarczająco dobrze tłum aczy wszyst­ kie fakty dośw iadczalne w dziedzinie oddziaływ ań grawitacyjnych, ale fizycy w ierzą, że i tę teorię zastąpi kiedyś teo ria od niej ogól­ niejsza. D laczego więc ju ż dziś nie próbow ać szczęścia? I istotnie, czasopism a naukow e zaw ierają wiele p ró b bądź zm odyfikowania, bądź uogólnienia ogólnej teorii względności. D o najbardziej znanych d o niedaw na należała teoria graw itacji B ran sa-D ick e’go (por. rozdz. 18, str. 171), ostatn io więcej uwagi zdaje się przyciągać teoria 207

D iraca. W obydw u tych teoriach uogólnienie w stosunku do teorii Einsteina polega na tym , że „stała” graw itacji nie jest ju ż stałą, lecz zm ienia się zależnie od rozkładu m as. W szystkie tego rodzaju teorie graw itacji m ają oczywiście kosm ologie, zwykle m ało różnią się one od ortodoksyjnej kosm ologii relatywistycznej. Ciekawym uogólnieniem ogólnej teorii względności jest teoria E in stein a-C artan a, k tó ra w łącza d o m atem atycznego form alizm u teorii człony opisujące tzw. spin m akroskopow y, czyli w irow anie m akroskopow ych cząstek m aterii. K osm ologiczne rozw iązania teorii E in stein a-C artan a są p rak ­ tycznie identyczne z rozw iązaniam i zwykłej kosm ologii relatyw istycz­ nej, z w yjątkiem początku ekspansji, gdzie m ogą one w niektórych w ypadkach nie posiadać początkow ej osobliwości. D alszym n aturalnym środow iskiem kosm ologii jest cała współ­ czesna fizyka. Być m oże właśnie ten fak t jest największym osiągnię­ ciem dwudziestowiecznej nauki o W szechświecie: przestała ju ż ona być dalekim m arginesem , stała się po prostu rozdziałem fizyki.

Brzeg historii W naszej opowieści o ew olucji kosm ologii dw udziestego wieku doszliśm y mniej więcej do roku 1973. W tym ro k u zakończył się pewien w ażny etap p rac teoretycznych w ydaniem m onografii H aw kinga i Ellisa (por. rozdz. 19). W tym roku odbyło się sym pozjum m iędzynarodow ej Unii A stronom icznej, n a którym stw ierdzono zado­ w alającą zgodność m odelu standardow ego z aktualnym i obserwacjam i (por. str. 193). Ale w gruncie rzeczy nie jest to d ata niczym w yróżniona; historia kosm ologii toczy się n a d a l... G dyby jed n ak ktoś obecnie zam ierzał napisać książkę o tej „toczącej się historii , nie byłaby to ju ż książka historyczna, lecz co najwyżej reportaż z prow adzonych współcześnie prac kosm ologicznych. Bo naukow e „teraz” niewątpliwie obejm uje okres co najm niej kilkuletni. T eraź­ niejszość jest nieustannie poruszającym się naprzód brzegiem historii. Jeżeli m ożna powiedzieć, że teraźniejszość jest „górnym brzegiem ” historii, to m ożna także powiedzieć, iż teraźniejszość jest rów no­ cześnie „dolnym brzegiem ” futurologii. Co będzie p o tem ? Czy przysz­ łość nie obali naszego d o ro b k u ? Prognozy futurologiczne, jeśli tylko traktuje się je choć trochę odpow iedzialnie, pow inny być zawsze

obw arow ane bard zo licznymi zastrzeżeniam i i św iadom ością wielkich m arginesów błędu, ale w przew idyw aniu przyszłości naukow ej jednego m ożem y być pew ni: przyszłość nie zniszczy przeszłości, naw et naj­ bardziej w strząsające rewolucje, k tó re drastycznie zm ienią obraz rzeczywistości, jeśli nastąpią, będą w yrastały z p rac poprzedników . N au k a zm ienia się, ale nie unicestw ia swojej historii. Jeżeli w ciągu najbliższych lat nie pojaw ią się jakieś nieprzewi­ dziane okoliczności, to współczesny kosm olog m oże pokusić się o bliskoterm inow ą prognozę futurologiczną. Z resztą i uw ażny czytel­ nik wszystkich poprzednich rozdziałów m oże m u w tym wydatnie pom óc. I tak istnieje ciągłe zapotrzebow anie (a więc i presja na uczonych, by w tym kierunku szukali) na kw antow ą teorię grawitacji. M ożna powiedzieć, że wiele prac i wysiłków będzie zm ierzać do tego celu. 1 m ożna także przypuszczać, że kolejna wielka rewolucja w fizyce będzie zw iązana z tym zagadnieniem . N ie wykluczone, że jeszcze raz nasze pojęcia na tem at czasu i przestrzeni ulegną głębo­ kiem u przeform ułow aniu. A le zanim nastąpi tego rodzaju globalna rew olucja w fizyce, kosm olog pracujący w ram ach dotychczasowego standardow ego m odelu będzie też m iał wiele d o roboty. N adal czekam y n a rozw ój teorii pow staw ania galaktyk i nadal chcieli­ byśmy m ieć więcej m odeli niejednorodnych. P rognozow anie prac obserw acyjnych jest znacznie trudniejsze niż przepowiedzenie dotyczące rozw oju teorii. N ow oczesne obserwacje w ym agają coraz większych nakładów finansowych i tu wewnętrzna logika, pow odująca ewolucję nauki, miesza się z ekonom icznym i trendam i: ten czynnik m oże zniszczyć wszelkie rozsądne przew idyw a­ nia. A le wydaje się, że jeśli św iat nie ugrzęźnie w jak im ś regresie gospodarczym , to najbliższe lata będą okresem kosm ologii obserw a­ cyjnej. Już dziś zaczyna się b ad ać drobne anizotropie w rozkładzie prom ieniow ania tła. B adania te m ogą przynieść w ażne inform acje z końca ery prom ienistej, a zwłaszcza inform acje n a tem at tw orzą­ cych się podów czas niejednorodności, któ re potem dały początek galaktykom : m ałe nieregularności w polu prom ieniow ania tła są właśnie śladem ówczesnych niejednorodności. O bserw atoria astro n o ­ miczne um ieszczone poza atm osferą ziem ską (na sztucznych sateli­ tach lub, kiedyś n a księżycu) m ogą także zrew olucjonizow ać nasz o braz W szechświata. I to przynajm niej z dwu względów: pod wzglę­ dem nieosiągalnej na pow ierzchni Ziem i dokładności danych i pod 14 -

E w o lu c je k o s m o s u i k o s m o lo g ii

709

względem obserwacji radiow ych dla częstości nieprzepuszczalnych przez atm osferę ziem ską. M uszę się przyznać czytelnikow i, że nigdy nie żałuję lat, które minęły. N ie dałbym w zam ian za odm łodzenie się tego, co wiem obecnie. Jeżeli czasem chciałbym dopiero dziś, ja k o początkujący student, otw ierać podręcznik kosm ologii, albo po raz pierwszy, w wieku gim nazjalnym , przeżywać em ocje sp o tk an ia z nauką o Wszechświecie na kartkach jak iejś popularno-naukow ej książki, to tylko dlatego, iż w m iędzyczasie naukow e teraz, brzeg dziejów kosm ologii, przesunąłby się dalej i m iałbym większe szanse zobaczyć na własne oczy, ja k kosm ologia będzie wyglądać po roku dw u­

B ib lio g ra fia do p o s zc ze g ó ln y ch ro z d z ia łó w

tysięcznym.

R ozdział 1 1. A . E in s te in . K o s ru o ło g isc h e B e tr a c h tu n g e n

z u r a llg e m e in e n

R e la tiv itä ts th e o rie ,

S itzu n g sh e r. P m ts s . A k a d . W iss. t . 142-152. (1917). 2. A . E in s te in , Z u r E le k tr o d y n a m ik

b e w e g te r

K ö r p e r,

Aon.

P h ys..

37, 891-921,

(1905) 3. H . M in k o w s k i. S p a c e a n d T im e , w :

The P rin cip le o f R e la tiv ity , p ra c a z b io ro w a ,

D o v e r P u b L In c., sir. 75. 1923. 4. A . E in s te in . D ie F e ld g lc ic h u n g c n d e r G r a v ita tio n . S itzu n g s h e r P reuss. A k a d W iss. 48. (2), 844-847. (1915). 5. A . E in s te in . D ie G r u n d la g e d e r a llg e m e in e n R e la tiv itä ts th e o rie , A n n . P h ys. 49, 7 69-822, (1916). 6. A . E in s te in . Ü ber d ie sp ezielle u n d die a llg em ein e

R e la tiv itä ts th e o rie

(G em ein ­

verständlich)i, F rie d r. V iew eg u n d S o h n . B rau n sch w eig . 7. J L o c k e , R o zw a ża n ia d o ty c zą c e ro z u m u lu d zk ie g o . T o m I. (B ib lio te k a K la sy k ó w F ilo zo fii), str. 228. P W N . W a rsz a w a 1955. 8. E. M a c h , M e c h a n ik in Ih rer E n tw ic k lu n g . L eip zig 1889.

R ozdział 2 1. W . d e S itte r, O n th e re la tiv ity o f in e r tia ; r e tn a k s c o n c e r n in g E in s te in 's ’l atest h y p o th e s is . K o n in k tijk e A d a d em ie van W eten sch a p p en le A m s te r d a m . 19. 1217-25 (1917). 2. G .

L e m a itre .

N o te

on

de

S itte r’s.

U n iv e rse .

J.

of

M a lh e m .

and

P h ys..

4.

37-41 (1925). 3. A . S. E d d in g to n . The M a th e m a tic a l T h e o ry o f R e la tiv ity . C a m b r id g e U n iv e rsity P re ss. 1923.

211

Rozdział 8

R o z d ział 3 1. P . S. d e L a p la c e , E x p o sitio n du s y s té m e du m o n d e , 1794 (w y d an ie trz e c ie ro z ­ s z e rz o n e , 1808 r.). 2. H ip o te z ę tę K a n t o g ło sił a n o n im o w o w

1755 r. p t. O gólna h isto ria naturalna

i teoria n ieba. Z a ry s y sw ojej h ip o te z y K a n t o p u b lik o w a ł w r . 1763 w dziele z a ty tu ło w a n y m , J e d y n ie m o ż liw y d o w ó d n a istn ien ie B oga. W r. 1791 część tego d zieła u k a z a ła się j a k o d o d a te k w k sią ż c e H e r s c h e la ; w c a ło śc i d z ie ło u k a z a ło się d o p ie r o w 1797 r. 3. O gólna h isto ria n a tu ra ln a i teoria nieba.

1. A . S. E d d in g to n , T h e M a th e m a tic a l T h e o ry o f R e la tiv ity , C a m b r id g e 1930. 2. A . S. E d d in g to n , N a u k a n a n o w y ch d rogach, T rz a s k a , E v e rt i M ich alsk i, W a rsz a w a ( b ra k r o k u w y d an ia). 3. A . S. E d d in g to n , T h e E x p a n d in g U n iverse, C a m b rid g e 1933. 4. A . S. E d d in g to n , T h e E n d o f th e W o r ld : f ro m th e S ta n d p o in t o f M a th e m a tic a l P h y sics, N a tu r e (S u p p le m e n t), 3 203, M a rc h 21, 447-453 (1931). 5. G . L e m a itre , T h e B e g in n in g o f th e W o r ld fro m th e P o in t Q u a n tu m T h e o ry , N a tu re , v o l. 127, 3 210, M a y 9, 706 (1931).

of

V iew

of

R o z d ział 9 R ozdział 4 1. P . J. P o lu b a r io n o w a -K o c h in a , A . A . F rie d m a n , Usp. F iz. N a u k . 80, 345-352, (1963). 2. Ü b e r d e r K r ü m m u n g d e s R a u m e s , Z e itsc h r . fu r . P h y s., 11, 377-386, (1922). 3. M . in . w z n a n y m p o d r ę c z n ik u R . C . T o lm a n a , R e la tiv ity , T h e rm o d y n a m ic s and C o sm o lo g y, C la r e n d o n P re ss, O x f o rd 1934 4. R e la tiv is tic C o s m o lo g y , R e v ie w s o f M o d e rn P h ysics, 5, 62-90, (1933). 5. A . F rie d m a n , Ü b e r d a s M ö g lic h k e it e in e r W e lt m it k o n s ta n te r n e g a tiv e r K r ü m ­ m u n g d e s R a u m e s , Z e itsc h r. f ü r P h y s. 21, 3 26-332 (1924). 6. G . F . R. E llis, T o p o lo g y a n d C o sm o lo g y , G e n e ra l R e la tiv ity a n d G ravitation,

1. T h e E v o lu tio n 699-722 (1931).

of

th e

U n iv e rse ,

2. D . W . S c ia m a , T h e P h y s ic is t’s D . R e id e l P u b l. C o m p ., 1973.

N a tu r e

(S u p p le m e n t),

C o n c ep tio n

o f N a tu re ,

3234, pod

O c to b e r

re d .

J.

24,

M e h ra .

R o z d zial 10 I . E. A . M iln e , W o rld -S tr u c tu re a n d j u r A s tro p h y s., 6, 1-95 (1933).

th e E x p a n s io n

U n iv e rse ,

2. E . A . M iln e , R e m a r k s o n 95, 3 -14 (1933).

d e s R a u m e s , Z e itsc h r . f ü r P h y s., 11, 326 (1922). 8. A . E in ste in , N o tiz z u d e r A rb e it v o n A . F rie d m a n : Ü b e r d ie K r ü m m u n g des R a u m e s, Z e itsc h r. f ü r P h y s ik , 21, 228 (1923) (w tek ście p rz y to c z y łe m p rz e k ła d

4. E . A . M iln e , A O n e D im e n s io n a l U n iv e rse o f D isc re te P a rtic le s, Q u a rt. J. M a th ., O x fo rd , se r. 5 , 30-33 (1934). R e la tiv ity ,

6. E . A . M iln e , O n th e A 154, 22-52 (1936).

1. G . L e m a itre , U n u n iv e rs h o m o g e n e d e m a sse c o n s ta n te e t de r a y o n c ro iss a n t, re n d a n t c o m p te de la v itesse ra d ia le d e s n é b u le u s e s e x tra -g a la c tiq u e s , A nnales de la S o c ié té S c ie n tifiq u e de B ru x e lle s, 47, 29-39 (1927). 2. G . L e m a itre , A . H o m o g e n e o u s U n iv e rse o f C o n s ta n t M a ss a n d In c re a s in g R a d iu s a c c o u n tin g f o r th e R a d ia l V e lo c ity o f E x tra -g a la c tic N e b u la e , M o n th ly N o tices o f the A s tro n o m ic a l S o c ie ty , 91, 4 83-490 (1931).

R oy.

A stro n .

Soc.,

3. W o rld -M o d e ls a n d W o rld P ic tu re , O b se rv a to ry , 57, 24-27 (1934).

5. E . A . M iln e , O x fo rd 1935.

R o zd a ał 6

M o n th . N o t.

Z eitsch r.

2, 7-21, (1971). 7. A . E in ste in , B e m e rk u n g z u d e r A r b e it v o n A . F rie d m a n : Ü b e r d ie K rü m m u n g

całej n o ty E in s te in a ).

W o r ld -S tr u c tu re .

o f th e

7. E .

A.

M iln e , T h e

G ra vita tio n

F o u n d a tio n s

In v e rs e S q u a r e

and

W o rld S tru c tu r e ,

o f D y n a m ic s , L aw

L o n d o n , A 156, 6 2 -8 5 (1 9 3 6 ); I I, ibid . A 24-36 (1937).

P ro c.

o f G r a v ita tio n

C la r e n d o n

R oy. I,

Soc.

P ro c.

P ress.

London,

R oy.

Soc.,

160, 1-23, (1 9 3 7 ); I II , ibid. A 160,

8. E . A . M iln e , K in e m a tic s , D y n a m ic s , a n d t h e S cale T im e I, P ro c, R o y. Soc. L o n d o n , A 158, 324-348 (1937); I I, ibid. A 159. 171-191 (1 9 3 7 ); I I I , A 159, 526-547 (1937). 9. E . A . M iln e , T h e A c c e le ra tio n - F o rm u la f o r a S u b s tr a tu m a n d th e P rin c ip le o f I n e rtia , Q u a rt. J. M a th ., O x fo rd , S er. 8 , 22-31 (1937).

R ozd ział 7 1. E. H u b b le , A

R e la tio n b e tw e e n D is ta n c e a n d

R a d ia l V e lo c ity a m o n g E x tra -

g a la c tic N e b u la e , P roc. N a t. A ca d . S e ie n ., 15, 168-173, (1929). 2. E . H u b b le , T h e R e a lm o f the N ebulae, Y a le U n iv e rsity P re ss, 1936. 3. E. H u b b le , T h e O b serva tio n a l A p p ro a c h to C o sm o lo g y, C la r e n d o n P re ss , O x fo rd 1937.

10. G . J . W h itro w , O n E q u iv a le n t O b s e rv e rs , Q u a rt. J . M a th ., 249-260 (1935). II.

G . J. W h itro w , K in e m a tic a l R e la tiv ity ,

O x f o r d S er. 6,

I, P ro c. M a th . S o c ., L o n d o n , (2) 41,

418-432 (1 9 3 6 ); I I, ibid. (2) 41 , 5 2 9 -5 4 3 (1936). 12.

G . J . W h itro w , W o r ld S tru c tu r e a n d th e S a m p le P rin c ip le , A s tro p h y s., 12, 47 -5 5 (1 9 3 6 ); I I , ib id ., 13, 113-125 (1937).

I, Z e itsc h r . f ü r

213

13. E. A . M iln e. K in e m a tic R e la tiv ity , C la r e n d o n P re ss. O x fo rd . 1948. 14. H . B o n d i. K o sm o lo g ia , P W N . W a rsz a w a 1965. 15. W . O . K e r m a c k , W . H . M e C re a . O n M iln e ’s T h e o ry o f W o rld -S tru c tu re . M o n th ly N o t. R o y . A stro n . S o c .. 93, 519-529, (1933).

C u r v a tu r e

S p ace, Q u a rt. J . M a th ., O x fo rd , 5, 73-80 (1934). 3. O . H e c k m a n , T h eo ria n d e r K o sm o lo g ie, S p rin g e r V erlag , B e rlin 1942. 4. E. A . M iln e , R e la tiv ity , G ra vita tio n a n d W o rld -S tru ctu re, C la r e n d o n O x fo rd 1935. 5. J. D . N o r t h ,

14. R . C . T o lm a n , P o ss ib ilitie s in R e la tiv is tic T h e rm o d y n a m ic s f o r Irre v e rsib le P ro c esses w ith o u t E x h a u s tio n o f F re e E n erg y . P h ys. R e v ., 39, 3 20-336 (1932). 15. R. C . T o lm a n , M . W a rd , O n th e B e h a v io r o f N o n -S ta tic M o d e l o f th e U n iv erse w hen 16. R . C . fro m 17. R . C .

R o zdzial II 1. E. A . M iln e. P ro c. N a t. A cad. S c i., 18. 213 (1932) (eyt z a [5]). 2. W . H . M e C ré a , E. A . M iln e , N e w to n ia n U n iv e rse s a n d th e

13. R . C . T o lm a n , N o n - S ta tic M o d e l o f U n iv e rse w ith R e v e rs ib le A n n ih ila tio n o f M a tte r, P h ys. R ev., 38, 794-814 (1931).

of

P re ss,

th e C o s m o lo g ic a l T e rm is O m itte d , P h ys. R e v ., 39, 8 35-843 (1932). T o lm a n , T h e E ffect o f th e A n n ih ila tio n o f M a tte r o n th e W a v e -L e n g th th e N e b u la e , P ro c. o f th e N a tio n . A ca d . S c ie n ., 16, 3 20-337 (1930). T o lm a n , M o re C o m p le te D isc u ss io n o f th e T im e D c p e n d e c e o f th e

N o n - S ta tic L in e E le m e n t fo r th e U n iv e rse , P ro c o f th e N a tio n . A ca d . S c ie n ., 16, 4 09-420 (1930). 18. R . C. T o lm a n , O n th e E s tim a tio n o f D is ta n c e s in a C u r v e d U n iv e rse w ith a N o n - S ta tic L in e E le m e n t, P ro c. o f. th e N a tio n . A cad. S c ie n ., 16, 5 11-520 (1930). 19. R . C . T o lm a n , D isc u ss io n o f V a rio u s T re a tm e n ts w h ic h H a v e B een G iv e n to

The

M ea su re o f th e

U niverse, C la r e n d o n

P re ss, O x fo rd

1965.

6. H . B o n d i, K o sm o lo g ia , P W N , W a rsz a w a 1965.

th e N o n - S ta tic L in e E le m e n t f o r th e 582-594, (1930). 20.- R . C. T o lm a n , O x fo rd 1934.

R e la tiv ity ,

U n iv e rse , P roc.

N a t.

A ca d .

S c ie n ., 16,

T h e rm o d y n a m ic s a n d C o sm o lo g y, C la r e n d o n

P ress,

21. H . W ey l, S p a c e -T im e -M a tte r , D o v e r P u b l., 1950. R ozdzial 12 1. H .

P.

R o b e rts o n ,

22. A . S. E d d in g to n , T h e M a th e m a tic a l T h e o ry o f R e la tiv ity , C a m b r id g e U n iv e rsity P re ss, 1965. T r a n s f o r m a tio n s

o f E in s te in

S p aces,

P roc. o f th e

N ation.

A ca d . o f S c i e n . , 11, 590-592 (1925). 2. H . P. R o b e rts o n , D y n a m ic a l S p a c e -T im e s W h ic h C o n ta in a C o n f o r m a l E u c lid e a n 3 -S p ace, T ra n sa ctio n s o f th e A m erica n M a th e m a tic a l S o c ie ty , 29, 481-496 (1927). 3. H . P. R o b e rts o n , O n R e la tiv istic C o s m o lo g y , P hilosophical M a g a zin e , 5, 835-848

23. J . M e rle a u -P o n ty , C o sm o lo g ie du X X 1' siècle. É d. G a llim a r d , 1965. 24. R . C . T o lm a n , T h e A g e o f th e U n iv e rse , R e v . M o d . P h y s., 2 1, 3 74-378 (1949). 25. H . P . R o b e r ts o n , T . W . N o o n a n , R e la tiv ity a n d C o sm o lo g y, W . B. S a u n d e rs C o m p ., 1968.

(1928). 4. H . P. R o b e rts o n , O n th e F o u n d a tio n s o f R e la tiv is tic C o s m o lo g y , P roc. o f the

R o z d zial 13

N a tio n . A ca d . o f S c i e n . , 15, 822-829 (1929). 5. A . G . W a lk e r, S p a tia l D ista n c e in G e n e ra l R e la tiv ity , Q u a rt. ./. M a th ., O x fo rd ,

1. G .

L e m a ître ,

L ’U n iv e rs

en

e x p a n s io n ,

Ann.

S o c.

The L a rg e

S ca le

S cien .

B ru x e lle s,

A

53,

51-85, (1933).

Ser. 4, 7 1-80 (1933). 6. A . G . W a lk e r, D is ta n c e in a n E x p a n d in g U n iv e rse , M o n th . N o t. R o y . A stron.

2. S. W . H a w k in g , G .

S o c ., 94, 159-167 (1934). 7. A . G . W a lk e r, T h e P rin c ip le

F.

R.

E llis,

S tr u c tu r e o f S p a c e -T im e ,

R e la ­

U n iv e rsity P re ss, C a m b rid g e , 1973. 3. G . L e m a itre , T h e B e g in n in g o f th e W o r ld : fro m th e P o in t o f V iew o f Q u a n tu m

tiv ity , P roc. R o y . S o c ., L o d o n . A 147, 4 7 8-490, (1934). 8. A . G . W a lk e r, O n th e F o rm a l C o m p a r is o n o f M iln e ’s K in e m a tic a l S y ste m w ith th e S y ste m s o f G e n e ra l R e la tiv ity , M o n th . N o t. R o y. A stro n . S o c . 95, 263-269

T h e o ry , N a tu r e , vol. 127, 3210. M a y 9, 706 (1931). 4. G . L e m a itre , L ’h y p o té s e d e l'a to m e p ro m itif. R ev. Q u est. S c ie n .. 321-339 (1948). 5. G . L e m a itre , T h e P rim a e v a l A to m H y p o th e s is a n d th e P ro b le m o f th e

(1935). 9. A . G . W a lk e r, O n M iln e ’s T h e o ry o f W o rld -S tru c tu re , P roc. M a th . S o c .. L o n d o n

C lu s te rs o f G a la x ie s , w : L a str u c tu re e t l'évo lu tio n d e l'U n iv e rs, In stitu t I n te r ­ n a tio n a l d e P h y s iq u e S o lv ay . O n z iè m e C o n c e il d e P h y siq u e . B ru x elles 1958.

o f L e a st A c tio n

in

M iln e 's K in e m a tic a l

(2) 42, 90 -1 2 7 (1936). 10. H . P. R o b e rts o n , K in e m a tic s a n d W o r ld -S tr u c tu re , A stro p h y s. ./., I: 82, 284-301

6. G . L a m a îtr e , I n s ta b ility in th e E x p a n d in g U n iv erse a n d Its A s tr o n o m ic a l Im p li­

(1 9 3 5 ); I I : 83 , 187-201 (1936); I I I : 83. 257-271 (1936). 11. H. P. R o b e rts o n , R a la tiv is tic C o s m o lo g y . R eview s o f M o d e rn P h ysics, 5. 62-90

7. G . L e m a itre . l ’U n iv e rs e n e x p a n s io n . R ev. Q uest. S c ie n ., M ai,- 357-375 (1935). 8. V. P e tr o s ia n , C o n f r o n ta tio n o f L e m a itre M o d e ls a n d th e C o s m o lo g ic a l C o n s ta n t

(1933). 12. R. C . T o lm a n , O n t h e P ro b le m o f th e E n tr o p y o f th e U n iv e rse a s a W h o le,

w ith O b s e rv a tio n s , w : C o n fro n ta tio n o f C o sm o lo g ica l T h eo rie s w ith O b serva tio n a l D a ta , S y m p o z ju m M iç d z y n a r. U n ii A s tr o n . w K ra k o w ie (p o d red . M . S. L o n g a ira ) R e id e l, 1974, str. 31-46.

P h ys. R ev., 37, 1639-1660 (1931).

214

c a tio n s , P o n t. A c a d . S c ien .: S c r ip ta V aria 16, 475-486 (1948).

215

9.

G . L e m a ître , A . B a rth o lo m e , C o n tr ib u tio n s a u p ro b lè m e d e s a m a s d e g alax ies

A nn. S o c . S c ie n t. B ru x e lle s , 7 2 , 97-102 (1978). 10. G . L e m a ître , T he E x p a n d in g U n iverse, m a s z y n o p is,

O n z iè m e

C o n s e il

de

P h y siq u e ,

B ru x elles

9-13

ju i n

1958,

Ed.

R.

S to o p s,

B ru x elles 1958. str.

50,

(A rch iw u m

L e m a ître ’a w L o u v a in -la -N e u v e ). R ozd ział 17 1. S. G ro u e ff, J . -P . C a rtie r , L 'H o m m e e t le C o sm o s, L a ro u s s e - P a r is - M a tc h , P a ris 1975, str. 3 19-320 (Jest to f ra g m e n t w s p o m n ie n ia n a p is a n e g o p rz e z M a a rte n a

R ozdział 14 1. H is to r ię s f o r m u ło w a n ia te o rii S ta n u S ta c jo n a r n e g o o p o w ie d z ia łe m z a : S. G ro u e ff, J . P . C a rtie r, L 'H o m m e e t le C osm os, L a ro u s s e 2. H .

B o n d i,

T.

G o ld ,

The

S te a d y -S ta te

T h e o ry

P a r is - M a tc h , 1975, str. 279-285. o f th e

E x p a n d in g

U niverse,

M o n th . N o t. R o y . A s tr o n . S o c ., 108, 2 5 2 -2 7 0 (1948). 3. H . B o n d i, K o sm o lo g ia , P W N , W a rs z a w a 1965. 4. F . H o y le, A N e w M o d e l f o r th e E x p a n d in g U n iv e rse , M o n th . N o t. R o y . A stro n . S o c ., 108, 3 7 2 -3 8 2 (1948).

p r o ś b ę a u to r ó w .

H is to r ia

o d k ry c ia d o k o n a n e g o

p rz e z S c h m id ta

p o d re d . O . G in g e ric h , W . H . F re e m a n , 1977, str. 43-52. 3. P rz eg ląd r ó ż n y c h h ip o te z p o r . n p . w k sią ż c e : W . Z o n n , G a la k ty k i i k w a za ry , W S iP , W a rs z a w a 1975. 4. D . S c ia m a , C o s m o lo g y b e fo re a n d a f te r Q u a s a rs , S cie n tific A m e r ic a n , S e p te m b e r 1967, p r z e d r u k w : C o sm o lo g y+ I.

R ozd ział 15

R ozdział 18

1. G . G a m o w , E x p a n d in g U n iv e rse a n d th e O r ig in o f E le m e n ts , P h ys. R e v ., 70, 572-573 (1946). 2. R . A . A lp h e r, H . B e th e , G . G a m o w , T h e O rig in o f C h e m ic a l E le m e n ts , P hys. R ev., 7 3 , 8 0 3 -8 0 4 (1948). 3. G . G a m o w , T h e C rea tio n o f th e U n iverse, A M e n to r B o o k , 1952. 4. B. K u c h o w ic z , P ro b le m y i o sią g n ię c ia a s tro fiz y k i ją d r o w e j, cz. I : R o z p o w sz e c h ­ n ian ie n u k lid ó w i ich k o sm ic z n a s y n te z a , P o stę p y F iz y k i, 22, 4 95-509 (1971). 5. M . G . M a y e r,

S c h m id ta n a

z o s ta ła o p o w ie d z ia n a za G ro u e ffe m i C a rtie re m ). 2. M a a rte n S c h m id t, F ra n c is B ello, T h e E v o lu tio n o f Q u a s a rs , w : C o sm o lo g y+ 1,

E . T elle r, O n th e O r ig in o f E le m e n ts , P h y s.

R e v ., 76,

1226-

1231 (1949). 6. C . H a y a s h i, P r o t o n - N e u tr o n C o n c e n tr a tio n R a tio in th e E x p a n d in g U n iv e rse a t th e S ta g e s P re c e d in g th e F o r m a tio n

o f th e E le m e n ts, P ro g re ss o f T heoretical

P h ysics, 5 , 2 2 4 -2 3 5 (1950). 7. E. M . B u rb id g e , G . R . B u rb id g e , A . F o w le r, F . H o y le, S y n th e sis o f th e E le m e n ts in S ta rs, R ev. M o d . P h y s., 29, 547-650 (1957). (T łu m . p o lsk ie , N u k le o s y n te z a p ie rw ia s tk ó w ch e m ic z n y c h , P o stę p y F iz y k i Jądrow ej, 18, (1965).

1. S. G ro u e ff, J. P . C a rtie r , L 'H o m m e

e t le

C osm os,

L a ro u s s e -

P a r is M a tc h ,

P a ris 1975. 2. S. W e in b e rg , T h e F irs t T h re e M in u te s , A n d r e D e u ts c h , L o n d o n 1977, str. 126-127 (T łu m . p o i. P ie rw sze tr z y m in u ty , Is k r y , W a rsz a w a 1980. 3. S. W e in b e rg , T h e F irs t T h re e M in u te s , str. 132 (T łu m . p o i., P ie rw sze tr z y m in u ty, Isk ry , W a rs z a w a , 1980). 4. C . B ran s, R . H . D ic k e , M a c h ’s P rin c ip le a n d R e la tiv istic T h e o ry o f G r a v ita tio n , P hys. R e v ., 124, 9 2 5 -9 3 5 (1961). 5. R . H . D ic k e , P . J. E . P eeb les, P. G . R o ll, D . T . W ilk in so n , C o sm ic -B la c k -B o d y R a d ia tio n , A s tr o p h y s . J ., 142, 114-119 (1965). 6. A . A . P e n z ia s , R . W . W ilso n , A M e a s u r e m e n t o f E x cess A n te n n a T e m p e ra tu r e a t 4080 M c /s, A stro p h y s. J ., 142, 419-421 (1965)

R ozd ziai 19 1. R . P e n ro s e , G r a v ita tio n a l C o lla p s e a n d S p a c e -T im e S in g u la ritie s , P h ys. R ev. L e tt.,

R ozdział 16

14, 57-59 (1965). 2. S. W . H a w k in g ,

1. L. In feld , A lb e r t E in ste in — j e g o d zie ło i rola w nauce, P W N , W a rs z a w a 1956. 2. A . E in s te in , T he M ea n in g o f R e la tiv ity , P rin c e to n U n iv e rs ity P re ss, 1921

C o s m o lo g y , P roc. R o y . S o c ., A 3 1 4 , 5 2 9 -5 4 8 (1970). 3. R . P e n ro se , S tr u c tu r e o f S p a c e -T im e , w : B a tte lle R e n c o n tre s, p o d

(11 w y d a n ie , 1945, V w y d a n ie , 1955). 3. T łu m a c z e n ie p o ls k ie [2] w y d a n ia V, Is to ta te o r ii w zględności, P W N , W a rs z a w a 1958.

de W itt i J . A . W h e e le r; N e w Y o r k 1968, s tr. 121-235. 4. R . P e n ro se , T ech n iq u es o f D iffe re n tia l T o p o lo g y in R e la tiv ity P h ila d e lp h ia 1972. 5. S. W . H a w k in g , G . F . R . E llis, T h e L a rg e -S c a le S tr u c tu r e o f S p a ce-T im e,

4. P. J . E . P e e b le s, P h y sic a l C o sm o lo g y, P rin c e to n U n iv e rsity P re ss, 1971. 5. L a S tru c tu r e e t l ’évo lu tio n de l'U n ivers, I n s ti tu t I n te r n a tio n a l d e P h y s iq u e S olvay,

216

R . P e n ro se . T h e S in g u la ritie s o f G r a v ita tio n a l C o lla p s e a n d re d . C . M .

C a m b rid g e 1973.

217

R o z d z ia ł 20 1. P o r. to m sp ra w o z d a ń z K ra k o w s k ie g o S y m p o z ju m , C o n fro n ta tio n s o f C o sm o lo g ica l T h eo ries w ith O b serva tio n a l D a ta , p o d re d . M . L o n g a ira , R e id e l P u b l. C o m p ., D o r d re c h t - B o s to n 1974. 2. W to m ie s p r a w o z d a ń z S y m p o z ju m

w T rie śc ie ,

T he

P h y sic is t's C o n c ep tio n o f

N a tu re , p o d re d . J. M e h ra , R e id e l P u b l. C o m p ., D o r d re c h t — B o s to n , 1973. 3. H . A lfv én , K o sm o lo g ia ¡a n ty m a te r ia (B ib lio te k a P ro b le m ó w ), P W N , W a rs z a w a 1973.

S k o r o w id z

B r a n s a -D ic k e ’g o te o r ia 171, 207 brzeg c z a s o p rz e strz e n i 188 - k o n fo re m n y 185

g e o m e tr o d y n a m ik a 92 g ę sto ść m a te rii w c W sz e c h św ie c ie 29. 106 H ip o te z a F izy czn eg o W sz e c h św ia ta 93-94 - P ie rw o tn e g o A to m u 83-85, 89, 108, 116-126, 138, 140-142, 154

C e fe id y 35-36, 48, 51, 64, 152 c z a s a b s o lu tn y 25 -

a to m o w y (e le k tro m a g n e ty c z n y ) 99-100 g ra w ita c y jn y (d y n a m ic z n y ) 99-101 k o sm ic z n y 23, 31, 98 , 109. 190

-

p o ję c ie m sta ty s ty c z n y m 84-85, 119 p o m ia ry 98-99

- w z g lęd n y (w se n sie L e ib n iz a ) 25 c z a s o p rz e strz e ń 17-18, 92, 201 -

s ta ty c z n e g o m o d e lu E in s te in a m o d e lu de S itte ra 28-30

23-24

D ira c a te o r ia g ra w ita c ji 208 D o p p le ra (-F iz e a u ) e fe k t 33, 61-62, 71, 76-77, 88, 150, 165-166 E in s te in a - C a r ta n a te o r ia g ra w ita c ji 208 e n tr o p ia 81-84, 87, 111-113, 118 e r a g a la k ty c z n a 2 03-204 - h a d r o n o w a 201-202 - le p fo n o w a 202 -

P la n c k a 189, 201

-

p ro m ie n is ta 203

F ilo zo fia E in s te in a 23-26 , 150 G a la k ty k i 3.5-52, 62-67. 74-78 -

p o w s ta w a n ie 1 2 1 -1 2 4 ,1 5 4 -1 5 6 ,2 0 3 -2 0 4 . 209-210

h ip o te z a śm ierci c ie p ln e j 81-83, 87-88, 111-1 12 H u b b ! e ’a

p ra w o

74-75,

W s zech św iata 100,

151,

207

K a n ta - L a p la c e ’a h ip o te z a 37-38 k a ta lo g i g a la k ty k 3 8-39 - r a d io ź ró d e ł 162 k ie ru n e k

czasu

(strz a łk a

czasu)

81-82,

111-112

k o la p s g ra w ita c y jn y 91, 183-184, 186-187, 190, 206 K o ło W ie d e ń s k ie 86 k o s m o g o n ia 89 k o s m o lo g ia k w a n to w a 119, 188-190

199

-200 -

M iln e ’a 9 5 -1 0 1 , MO, 114, 133 n e o n e w to n o w s k a 102-107. 133

-

o b se rw a c y jn a H u b b le ’a 74-78 R o b e rts o n a 114-115

-

R o h e rts o n a -W a lk e ra 114-115 s ta n u s ta c jo n a rn e g o 124, 127-136, 145 -146, 154-156, 167, 170, 179, 193, 198, 207

k w a n to w a

te o ria g ra w ita c ji

(k w a n to w e

e fe k ty g ra w ita c y jn e ) 188-190, 199-200, 209

219

k w a z a ry 163-168

— p o c z ą tk o w a 56-57, 100, 112, 116-118, 124-126, 129, 135, 150, 199, 208

M e c h a n ic y z m 102 m e tr y k a (c z a so )p rz e s trz e n i 109-110

P a r a d o k s O lb e rs a 103

— R o b e rts o n a -W a lk e ra 110, 114 m o d e l k o s m o lo g ic z n y A lfv e n a -K le in a 207

— S eelig era 103 p o c z ą te k ś w ia ta 82-85, 89, 116-119, 125,

Y /em 139-142

— B o n d ie g o -G o ld a 130 — d e S itte ra (sfery czn y ) 27-33, 55-56, 68,

128, 200 p r o m ie n io w a n ie k o sm ic z n e 8 7 -8 9 , 91, 120-

Z a s a d a k o s m o lo g ic z n a 131. 133

7 1 , 75 , 109, 132, 134 — E d d in g to n a - L e m a itre ’a 68-73, 79, 89,

121, 154 - t ł a ( re s z tk o w e ) - 91, 120-121, 142-143,

122 — E in s te in a sta ty c z n y (c y lin d ry czn y ) 15-26. 28-30, 55-56, 68. 71, 79, 88-89,

169-179, 187, 199, 2 03, 210 p r ó b k a W sz e c h św ia ta 76-77 p r z e s tr z e ń a b s o lu tn a 25

— E in s te in a -d e S itte ra 104

— c h w ilo w a 23, 109 — p o ję c ie m sta ty s ty c z n y m 84-85, 119

— H o y le ’a 133-135 — L e m a itr e ’a 122-124, 138

— p o m ia r y 89-99 — s ta ty c z n e g o św ia ta E in s te in a 21-24

— o sc y lu ją c y 112-113, 171 — p o lin e u tro n o w y 141

— w z g lę d n a (w se n sie L e ib n iz a ) 25

1 1 0 , 122

— s ta n d a rd o w y 11, 120, 124, 126, 179,

p rz e su n ię c ie k u c z erw ien i (r e d s h ift) 32-34, 62 -6 7 , 7 1 , 74-75, 178, 192, 207

192, 206, 208, 209 — s ta n u s ta c jo n a rn e g o 127-136, 154-156

R a d io a s tr o n o m ia 155-157, 158-179

— T o lm a n a 112-113

r ó w n a n ia p o la g ra w ita c y jn e g o E in s te in a

m o d e le k o sm o lo g ic z n e a n iz o tr o p o w e 105,

20-21, 58-59 r ó w n a n ie F rie d m a n a 56 , 58 , 71

117, 205 — E in s te in a - C a r ta n a 208 — F rie d m a n a 55-59, 116, 142 — F rie d m a n a -L e m a itre ’a 114, 145, 178179, 188, 199, 205 — je d n o r o d n e 205-206 — n e o n e w to n o w s k ie 102-107 — n ie je d n o ro d n e 2 05-206, 209 — s ta c jo n a rn e 28

N ie s ta b iln o ś ć g r a w ita c y jn a 121-123, 203 -204 n u k le o s y n te z a k o sm ic z n a 118, 124, 137147, 155, 2 0 4

.

— P o is s o n a 18

S ta ła H u b b le ’a 90-91, 151-153 — k o s m o lo g ic z n a 20-21, 55-57, T e o r ia a - f i — B2 F H

Y

154

138-140

145-146

— w zg lęd n o ści — - o g ó ln a 17-18. 95-96 — — sz c z e g ó ln a 16-17 te r m o d y n a m ik a re la ty w isty c z n a 108, 111115 to p o lo g ia W s z e c h ś w ia ta 59 tw ie r d z e n ia o o so b liw o ś c ia c h 117

O b fito ś ć p ie r w ia s tk ó w c h e m ic z n y c h 139140, 171, 199 o so b liw o ś ć 112, 180-191, 206 — k o ń c o w a 56-5 7 , 112

220

W a r u n k i b rz e g o w e w k o s m o lo g ii 18-21 w ie k W s z e c h ś w ia ta 57, 76-77, 89-90, 122, 128, 150-153

W ielk i W y b u ch (B ig B a n g ) 89, 117-118, 128, 138, 145-146, 154, 167, 169-170 193, 198-199

97-9 8 ,

104-107

-

- d o s k o n a ła 131-134 M a c h a 26-27. 30

-

n ie o z n a c z o n o śc i (H e ise n b e rg a ) 83 ! 19

Ż y c ie w e W szech św iecie 92-94, 204

85

H a y a s h i C . 144, 216

S k o r o w id z n a z w is k

H a z a rd C . 163-164

M e C rc a W . H . 101. 104-107. 214 M e K e lla r A . 177

H e c k m a n O . 105, 154, 214

M e h ra J. 218

H e r m a n R . C . 139, 143-144, 175 H e rsh e l J . (syn), 38 H e rsh e l W . (ojciec), 38

M e rle a u -P o n ty J . 12. 113. 215 M e y e r M . 141, 216

H e y J . S. 161-162 H o o k e r J . D . 48

M iln e F.. A . 91 , 9 5 -1 0 1 , 104-107, 110, 114, 130, 198, 2 1 3 -2 1 4 M in k o w s k i H . 17 M in k o w s k i R . 161, 211

H o w ell T . F . 176 H o y le F . 127-136, 145, 154-156, 167, 170. 179, 216 H u b b le E . P . 10, 13. 35-3 6 . 43-51. 53.

A b eil G . 13 A d a m s W . S. 177 A lfv cn H . 167, 218 A lp h e r R . 138, 143, 175, 216 A m b a r c u m ia n W . A . 154 A r p H . 166-167, 207 B a a d e W . 152, 155-156, 161, 170 B a rn e s E . W . 92-93 B a rth o lo m e A . 2 1 6 B ello F . 217 Be th e H . 138, 216 B ian c h i L. 205 B o n d i H . 127-136, 154-155, 182-214, 216 B ra n s C . 171, 217 B u n sen R . 61

E d d in g to n A . S. 30, 32-34, 58. 71, 79-84, 88, 90-91, 111-113. 116, 211. 213, 215 E d is o n T . 158 E in s te in

A.

10,

12,

15-26,

27-30,

59,

103, 116-117, 149-151, 153, 189. 192, 2 1 1-212, 216 E llis G . F. R . 59, 212, 215. 217

187-188,

199, 208,

B u rb id g c G . R . 145, 167, 216 B u rk e B. F . 174, 176

F rie d m a n A. A . 13, 53-59. 68. 71.

J a n s k y K . 158-159, 172 J e a n s J. 87-89, 94, 133 Ję d rz e je w ic z J . 39-42

K u c h o w ic z B. 216 L a p la c e P. S. 212 L e ib n iz G . W . 25 75.

137, 192, 212

L e m a itre G . 13, 30-31 , 33, 60, 67, 68-73, 75, 79-90, 8 3 -8 5,88-8 9 . 91, 94. 108-109,

G a m o w G . 121, 137-146. 169-170. 1 75.216 G e r o c h R . P. 186, 199

116-126, 137-138, 142-143, 154, 169170, 175, 192, 211-213, 215-216 L ifszic E. M . 184

C u r tis H . 43

G in g e ric h O . 217 G o d a r t O . 13. 67, 72, 142

L in d q u is t R . W . 184 L o c k e J. 22, 211

D a rw in K . 92

G o ld T . 127-136, 154. 156, 216

L o d g e O . 93, 158

d e S itte r W . 13. 27-3 3. 89-90, 192, 211

G r e e n s te in J . 164-166 G ro u e iF S. 216-217

L o n g a ir M . S. 215, 218

C a r tie r J. P. 2 16-217 C h a la tn ik o w I. M . 184 C la r k e F . W . 139

D ic k e R , 170-171, 174-176, 217 D in g le H . 93, 135 D ir a c P . A . M . 9, 133, 198 D o p p le r C h . 61 D re y e r J . L. E . 38

2 2 2

H a le G . 47-48 H a w k in g S. W . 117, 181-191. 199. 208. 215. 217

N e w to n I. 9 N o o n a n T . W . 114, 215 N o r t h J. D . 11, 214 O lb e rs H . W . M . 103 O o r t J . H . 161

In fe ld L . 148-149, 216

K o p e r n ik M . 77, 193 K r u tk o w 59

F iz e a u F . H . 61 F o w le r A . 145, 216 F o w le r W . 167 F r a u n h o f e r J . 61

H u m a s o n M . L . 152

K e rm a c k W . O . 101, 2 1 4 K ir c h h o ff G . 61

F e r m i E . 139 F ie ld G . 177

108,

H u g g in s W . 61

K a n t I. 28, 37-38, 212 K e a c h ie S. 176

E w e n H . I. 162 E w in g M . S. 176

B u rb id g e E . M . 145, 216

63-67. 68, 74-78. 79 , 111, 138, I 50-153, 170, 212

M illik a n R . A . 91

L o re n tz H . A . 17 L o v ell A . C. B. 155

P a r trid g e R . B. 174, 176 P a u li W . 154 P e e b le s P . J . E . 171, 174, 216-217 P e n ro se R . 117, 182-191, 199, 217 P e n z ia s A . 172-175, 203, 217 P e r s o n s S. J. 162 P e tr o z ia n V. 215 P h illip s J . W . 162 P o in c a re H . 17 P o lu b a r io n o w a -K o c h in a P . J . 212 P u rc e ll E . M . 162 R e b e r G . 159-162 R o b e rts o n H . P. 13, 56, 108-111, 113-114, 130, 214-215 R o ll P. G . 171, 174-175, 217 S a n d a g e A . 13, 153, 163 S c h a tz m a n E . 154 S c h m id t M . 163-166, 217 S h a k e s h a ft J. R . 176 S h a p le y H . 42-43, 50-51 S c ia m a D . W . 93, 168, 182-183. 198-200, 213, 217 S eelig er H . 103 S lip h e r V . M . 33, 62-6 3 , 65

M a c h E. 24-26, 211 M a tth e w s T . 163

S m a r t J. S. 139 S m u ts J. C . 92

S p in o z a B. 24-26

W a lk e r A. G . 108-111. 1 13. 130. 214

S ta e lin D . H . 176 S to k e s R . A . 176 S z k lo w sk i I. S. 177

W e in b e r g S. 170. 217 W e lc h W . J . 176

W a r d M . 112, 215

W e y l H . 13, 113, 215 W h e e le r J . A . 92, 154, 184

T a m a r k in J . D . 57 T e lle r E . 138, 141, 216 T h o r n t o n D . D . 176 T o lm a n R . C . 77 , 108, 214-215

W h ite h e a d A . N . 11, W h itr o w G . J. 95, 213 111-114,

212,

W ilk in s o n D . T . 171, 174, 175-176, 217

T u rk e v ic h A . 139

W ils o n R . 172-175, 203, 217 W o o lf N . J . 177

T u r n e r K . 174

W r ix o n G . 176

V a n d e H u lst H . C . 161 V a n M a a n e n A . 41 , 50

Z o n n W . 217 Z w ic k y F . 13