Jadro ciemnosci Jeremiah P Ostriker

Ty tuł ory ginału HEART OF DARKNESS Unraveling the My steries of the Invisible Universe

Copy right © 2013 by Jeremiah P. Ostriker and Simon Mitton All rights reserved

Projekt okładki Prószy ński Media

Ilustracja na okładce Sven Geier

Redaktor serii Adrian Markowski

Redakcja i korekta Anna Kaniewska

ISBN 978-83-8069-770-6

Warszawa 2015

Wy dawca Prószy ński Media Sp. z o.o. 02-697 Warszawa, ul. Rzy mowskiego 28 www.proszy nski.pl

PODZIĘKOWANIA

Historia współczesnej kosmologii przedstawiana w arty kułach prasowy ch często wy daje się nieprzerwaną paradą bohaterów, który ch dokonania prezentuje się jako kolejne nieuniknione etapy rozwoju: Kopernik, Galileusz, rodzeństwo Herschelów, Einstein, Eddington, Hubble, Sandage, a potem już współczesny parady gmat. W istocie jednak jest to bardziej zagmatwana opowieść, a ci czołowi badacze, choć wnieśli do nauki wielki wkład, popełniali także poważne błędy. Z kolei prace inny ch, często pomijany ch naukowców w sposób istotny przy czy niały się do rozwoju całej dziedziny. Obaj (Ostriker i Mitton) uczestniczy my w ty m zbiorowy m przedsięwzięciu już od niemal półwiecza, poznaliśmy więc dość dobrze wielu uczony ch, którzy stworzy li tę dziedzinę. Podczas pisania tej książki zależało nam na wy raźny m pokazaniu roli, jaką odegrali liczni fizy cy i astrofizy cy, który ch kluczowy wkład w rozwój nauki często by wa pomijany w trady cy jny m ujęciu. Przy kładem takich osób mogą by ć ksiądz Georges Lemaître, George Gamow, Fritz Zwicky i Beatrice Tinsley. W książce wspominamy także o dokonaniach liczny ch ży jący ch uczony ch, jednak z pewnością nie udało nam się oddać sprawiedliwości niezliczony m wy bitny m naukowcom, który ch prace nie zostały tu nawet wy mienione, mimo że ich wkład w rozwój kosmologii by ł znaczący, a czasami nawet przełomowy. Naszy m celem nie by ło napisanie naukowej, obszernej historii współczesnej kosmologii. Możemy się tłumaczy ć jedy nie ty m, że musieliśmy dokonać wy boru z uwagi na ograniczoną objętość książki, która jest jedy nie próbą pokazania najważniejszy ch aspektów tej historii i zagadnień arbitralnie wy brany ch z ogromnej liczby równie ważny ch i godny ch uwagi wątków. Zatem serdecznie przepraszamy naszy ch liczny ch kolegów, który ch wkład został umniejszony lub pominięty. Znamy i cenimy Wasze prace, ale w sposób dość arbitralny wy braliśmy niewielką liczbę naszy ch współtowarzy szy w odkry waniu świata, który ch nie ma już wśród nas, a ich dorobek nie znajduje godnego odzwierciedlenia w trady cy jny m ujęciu historii rozwoju naszej dziedziny. Obaj zaciągnęliśmy ogromny dług wdzięczności u liczny ch kolegów z Princeton, Cambridge i całego świata. Uprawianie nauki wy maga współpracy na poziomie globalny m i spośród wszy stkich współczesny ch dziedzin wiedzy astrofizy ka ma chy ba najbardziej rozbudowaną sieć

między narodowy ch powiązań. Zatem lista ty ch, którzy nam służy li pomocą i radą, będzie niestety boleśnie niekompletna. Choć nie możemy wy mienić tu wszy stkich i podziękować im tak, jak na to zasługują, kilka osób pomogło nam tak bardzo w naszej pracy, że musimy tu wy mienić każdą z nich z osobna. W Princeton Paul Steinhardt, Jim Peebles i Jim Gunn dostarczy li nam niezwy kle cennej wiedzy history cznej i naukowej. Sami odegrali główną rolę w ty m wielkim przedsięwzięciu i jesteśmy im niezmiernie wdzięczni za pomoc w poprawianiu błędów, wy ty kanie niedociągnięć i dzielenie się z nami swoją mądrością. W Cambridge Martin Rees i Donald Ly nden-Bell w czasie całej naszej kariery naukowej służy li nam swoją wiedzą i cenny mi wskazówkami. W czasie pisania tej książki nieocenionej pomocy edy torskiej udzieliła Ostrikerowi jego żona, poetka i eseistka Alicia Ostriker, a także jego dobry przy jaciel redaktor Robert Strassler oraz redaktorka z wy dawnictwa Princeton University Press, Ingrid Gnerlich. Wszy scy oni czy tali kolejne wersje rękopisu i przekazali niezliczone, ważne sugestie na temat ułożenia materiału i doboru słownictwa. Bez względu na to, jak dobre lub złe jest ostateczne dzieło, ich wielkoduszna i przemy ślana pomoc odegrała kluczową rolę w przekształceniu nadmiernie naukowej, literacko niespójnej wersji początkowej w ostateczną wersję książki. Simon Mitton wy raża głęboką wdzięczność swojemu koledze z Cambridge i bliskiemu przy jacielowi od czterdziestu pięciu lat, Michaelowi Hoskinowi, który jest wy bitny m specjalistą w dziedzinie historii astronomii i biografem rodziny Herschelów. Prakty cznie nie by ło dnia, by Michael nie udzielił Simonowi jakiejś ży czliwej rady na temat tego, jak by ć przekonujący m uczony m. Podobnie Simon dziękuje Owenowi Gingerichowi, history kowi astronomii w tym drugim Cambridge (po drugiej stronie oceanu), za olbrzy mie wsparcie i rady udzielane bezinteresownie i z serdecznością w ciągu kilku dziesięcioleci. Żona Simona, Jacqueline Mitton, która również pisze książki dla wy dawnictwa Princeton University Press, przekazała wiele cenny ch uwag na temat rozbudowy rękopisu. Simon jest niezmiernie wdzięczny kierownictwu St Edmund’s College w Cambridge, gdzie mógł korzy stać z cenny ch rad Michaela Robsona, Lee Macdonalda, Bruce’a Elsmore’a i Rodney a Holdera. Z ogromną przy jemnością dziękuje także swojej agentce Sarze Menguc i jej kolegom za okazane wsparcie.

Więcej na: www.ebook4all.pl

PRZEDMOWA

Kosmologia przekształca się w naukę opartą na danych Kosmologia, nauka zajmująca się badaniem natury, kształtowania się i ewolucji Wszechświata, uległa niezwy kłemu wprost przeobrażeniu od czasów, gdy w latach sześćdziesiąty ch ubiegłego stulecia obaj by liśmy na studiach. W czasie naszy ch studiów doktoranckich w Chicago (Ostriker) i Cambridge (Mitton) istniały dwa solidne, ale ry walizujące ze sobą modele: Wielkiego Wy buchu i stanu stacjonarnego. Każdy z nich miał swoich zagorzały ch zwolenników i uważano, że wy branie któregoś z nich jest wy łącznie kwestią wiary. Niemal codziennie można by ło usły szeć bezkompromisowe stwierdzenia i argumentacje wielkich umy słów usilnie próbujący ch zrozumieć Wszechświat. Należało się liczy ć z ty m, że na każdy m spotkaniu zawodowy ch astronomów może paść py tanie: „Czy wierzy pan w teorię stanu stacjonarnego?” lub „I co pan sądzi o całej tej koncepcji Wszechświata Wielkiego Wy buchu?”. W książkach popularnonaukowy ch poświęcony ch kosmologii – z tamty ch czasów, ale i w najnowszy ch – daje się wy czuć tę wczesną, niemal teologiczną atmosferę. Kosmologia opierała się niepewnie na domniemaniach, ponieważ dany ch i twardy ch faktów mieliśmy wówczas niewiele. W ciągu minionego półwiecza dokonała się jednak całkowita przemiana kosmologii. Obecnie jest to nauka ścisła w pełny m znaczeniu tego słowa, oparta na zdoby ty ch informacjach. Postęp ten zawdzięczamy spektakularnemu rozwojowi techniki i technologii przetwarzania informacji. Oczy wiście wciąż mamy wielkie idee, ale teraz są one kształtowane i ograniczane napły wem dany ch z teleskopów rozmieszczony ch na powierzchni Ziemi i w kosmosie. Obserwacje potwierdziły, obficie i dogłębnie, że model Wielkiego Wy buchu jest w zasadzie poprawny. Dzięki wy korzy staniu Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i wielu inny ch urządzeń udało nam się dokonać inwentary zacji obiektów kosmiczny ch i sporządzić szczegółowe mapy naszego zakątka

Wszechświata, a także, co bardziej zdumiewające, zdołaliśmy przeprowadzić obserwacje sięgające coraz głębiej w czas i przestrzeń i możemy nawet powiedzieć, że teleskopy penetrujące kosmos są swoisty mi wehikułami czasu. Gdy za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a badamy wy cinek nieba odległy od nas o siedem miliardów lat świetlny ch, oglądamy w istocie świat taki, jaki by ł siedem miliardów lat temu, czy li gdy Wszechświat by ł o połowę młodszy. Dzięki temu możemy bezpośrednio zobaczy ć i zmierzy ć różnice między ówczesny m i obecny m kosmosem i opisać jego ewolucję. Nie musimy już uciekać się do domy słów. A raczej, mówiąc ściślej, możemy sprawdzić nasze domy sły na temat ewolucji kosmosu, przeprowadzając bezpośrednie obserwacje. Choć nie zdołamy zajrzeć aż do samego Wielkiego Wy buchu, który nastąpił 13,7 miliarda lat temu, potrafimy prześledzić ewolucję zwy czajny ch galakty k niemal do okresu ich narodzin. Co więcej, radioteleskopy krążące na ziemskiej orbicie pozwalają nam cofnąć się w czasie aż do chwili, gdy fotony wy łoniły się po raz pierwszy z pierwotnej zupy, w której by ły uwięzione przez pierwsze 300 000 lat po Wielkim Wy buchu – możemy zobaczy ć promieniowanie będące pozostałością po ty m okresie. Dzięki temu da się bezpośrednio obejrzeć i zmierzy ć niewielkie pierwotne fluktuacje, które powiększy ły się za sprawą grawitacji i przekształciły w bogaty, otaczający nas świat galakty k, gwiazd i planet. We współczesny ch rozważaniach kosmologiczny ch każda teoria musi by ć zgodna z szerokim wachlarzem obserwacji wy konany ch w zakresie rentgenowskim, nadfiolecie, świetle widzialny m i podczerwony m, a także w radiowy m obszarze widma elektromagnety cznego. Wy niki ty ch obserwacji, gromadzone w liczny ch bazach dany ch, pokazują nam wy raźnie, jak wy gląda Wszechświat w naszej epoce, jak doszedł do obecnego stanu i jak się to wszy stko zaczęło. Badania kosmologiczne wciąż jeszcze nie opierają się tak silnie na doświadczeniu i nie są aż tak wery fikowalne jak w inny ch dziedzinach, na przy kład w inży nierii, ale w duży m stopniu pozby ły się odurzającego zapachu „teologii naturalnej”. Podobnie jak znajomość faktów geologiczny ch i biologiczny ch związany ch z naszą macierzy stą planetą przegnała na karty literatury fantasty cznonaukowej wszelkie rozważania o „potworach z głębokich otchłani”, tak wcześniejsze niczy m nieskrępowane kosmiczne fantazje muszą się obecnie poddać ograniczeniom wy nikający m z ty ch wspaniały ch, ciągle powiększający ch się bibliotek kosmologicznej informacji. Równolegle z ty m procesem zakotwiczenia w faktach rozwinęliśmy ilościowe, wery fikowalne teorie oparte na znany ch prawach chemii, fizy ki i matematy ki, które tworzą ramy pozwalające nam odpowiednio zaprezentować te nowe obserwacje. Ponieważ dy sponujemy dobrze sprawdzony mi prawami fizy ki Isaaca Newtona, opisanie grawitacy jnego wzrostu fluktuacji pierwotnej materii, z który ch powstały gwiazdy i galakty ki, jest w zasadzie tak proste, jak wy liczenie trajektorii lotu piłki baseballowej lub ruchu okrętu unoszącego się na wodzie. Tego rodzaju obliczenia są oczy wiście bardziej złożone, ale nie wy magają uży cia matematy ki ani teorii naukowy ch, co do który ch mamy jakieś wątpliwości. Za sprawą rozwoju techniki dy sponujemy też obecnie urządzeniami potrzebny mi do rozwiązania takich równań. Możliwości obliczeniowe komputerów, zgodnie ze sły nny m prawem Gordona Moore’a o wzroście złożoności układów scalony ch, powiększy ły się od lat sześćdziesiąty ch ponad milion razy. Obecnie potrafimy przekształcić dowolną teorię w szeroko zakrojone sy mulacje komputerowe i wy chodząc od stanu początkowego zgodnego z obserwacjami radioteleskopowy mi, wy liczy ć, co się będzie działo dalej, wy korzy stując do tego teorie fizy czne

Isaaca Newtona, Alberta Einsteina i Nielsa Bohra. Dzięki temu możemy się przekonać, czy potrafimy odtworzy ć w komputerze i wizualizacjach uzy skany ch wy ników obraz świata wokół nas z jego bogactwem szczegółów. To może się udać lub nie, ale nie ma mowy o żadny ch oszustwach. Ponieważ obserwacje i obliczenia stają się coraz dokładniejsze, uczeni mają coraz mniej miejsca na niczy m nieuzasadnione argumentowanie, że świat „musi działać” w taki a taki sposób, by wszy stko by ło po naszej my śli. Odkry liśmy, że możemy prowadzić tego ty pu badania zarówno obserwacy jnie (wy korzy stując teleskopy w roli wehikułu czasu), jak i obliczeniowo, i dzięki temu opisać ewolucję Wszechświata z akceptowalną dokładnością. Animacje przy gotowane na podstawie wy ników sy mulacji komputerowy ch naprawdę przy pominają rozwój wy padków w naszy m Wszechświecie i zgadzają się z ty m, co widzimy w naszy m kosmiczny m wehikule czasu. Jednak osiągnięcie ty ch wspaniały ch wy ników wy magało przy jęcia pewny ch założeń. Nasz model ewolucji Wszechświata do jego obecnej postaci działa ty lko wtedy, gdy założy my istnienie dwóch fantasty czny ch składników, które nazy wamy, z braku lepszego określenia, ciemną materią i ciemną energią. Odkry cie obu ty ch by tów by ło duży m zaskoczeniem i początkowo wielu uczony ch (co zrozumiałe) sprzeciwiało się ich wprowadzeniu do nauki. Argumentowali oni, że w ten sposób dodajemy jedy nie kolejne koła zębate do i tak już złożonego i rozklekotanego mechanizmu w nadziei, iż w ten sposób całe urządzenie zacznie działać poprawnie. Co więcej, tego ty pu propozy cje wy dawały się sprzeczne z nowoczesną metodą naukową, ponieważ nie by ło żadny ch niezależny ch dowodów przemawiający ch za istnieniem ciemnej materii i ciemnej energii. W żadny m z laboratoriów na Ziemi nie odkry to jeszcze bezpośredniego dowodu wskazującego na istnienie takich substancji. Są one zby t rozrzedzone, by można je by ło łatwo wy kry ć na Ziemi (choć wielu uczony ch cały czas próbuje tego dokonać) i jedy nie na ogromny ch połaciach przestrzeni kosmicznej wy wierają rzeczy wisty, obserwowalny wpły w. Stopniowo jednak odkry wano coraz więcej dowodów na to, że ciemna materia i ciemna energia dominują we Wszechświecie. Wkrótce potem zaczęto przedstawiać różne niezależne argumentacje, które zmusiły astronomów, by poważnie potraktowali istnienie obu ty ch substancji. Sprawę rozstrzy gnął fakt, że te niezależne podejścia stopniowo zaczęły się zbiegać do takich samy ch wartości oszacowań ilości ciemnej materii i ciemnej energii. Ogólnie rzecz biorąc, w nauce obowiązuje zasada, że jeśli rozwiązanie jakiejś zagadki wy maga wprowadzenia nowej substancji o szczególny ch właściwościach, to należy zachować wobec takiej propozy cji daleko idący scepty cy zm. Jednak coraz więcej dowodów wskazy wało, że taki scepty cy zm jest w ty m wy padku nie​uzasadniony, ponieważ każde nowe zaobserwowane zjawisko potwierdzało poprzednie oszacowania ilości ciemnej materii i ciemnej energii. Wy starczy podać jeden przy kład. W rozdziale 6 dowiemy się, że ciemną materię odkry to po raz pierwszy w latach trzy dziesty ch ubieg​łego wieku w olbrzy mich gromadach galakty k, które są największy mi obiektami we Wszechświecie utrzy mujący mi się w całości pod wpły wem własnej grawitacji. Uczeni doszli do wniosku, że ciemna materia znajduje się w przestrzeni między galakty kami. Potem, w latach siedemdziesiąty ch, odkry to ją na pery feriach pobliskich zwy czajny ch galakty k – naukowcy ustalili, że musi ona tworzy ć wokół galakty k swoiste ciemne halo. Po przeprowadzeniu szczegółowy ch obliczeń okazało się, że taka sama kosmiczna obfitość ciemnej materii mogłaby wy jaśniać zarówno te zaobserwowane zjawiska, jak i bardziej podstawowy proces powstawania i ewolucji galakty k i ich gromad. W rozdziałach 5 i 8

opowiemy o ty m, jak cała kosmiczna struktura wy rosła pod wpły wem grawitacji z nieznaczny ch fluktuacji zarodkowy ch i przekształciła się w nasz lokalny Wszechświat. Źródłem grawitacji są skupiska materii – dowiódł tego już Newton w XVII wieku. W latach dziewięćdziesiąty ch XX stulecia odkry liśmy, że aby mogła się wy tworzy ć odpowiednia struktura, materii i wy nikającej z niej grawitacji musi by ć „w sam raz”. Taka sama ilość ciemnej materii, jaka potrzebna jest do wy jaśnienia pochodzenia struktury kosmosu, wy jaśnia również dwa pozostałe zjawiska: własności gromad galakty k i ciemne halo w galakty kach. W końcu w rozdziale 8 dowiemy się, że dzięki giganty czny m teleskopom opty czny m udało się nam niedawno odkry ć jasne, zniekształcone obrazy niezwy kle dalekich obiektów. Tego ty pu obrazy można wy jaśnić jedy nie ty m, że na drodze światła muszą się znajdować jakieś skupiska materii działającej niczy m soczewka grawitacy jna, która powiększa obraz dużo dalszy ch obiektów – możliwość wy stąpienia takiego efektu przewidział już Einstein. I tak jak poprzednio okazało się, że ilość takiej materii potrzebna do wy tworzenia zaobserwowany ch obrazów jest zgodna z ilością potrzebną do wy wołania omawiany ch przed chwilą zjawisk. Mamy zatem aż trzy dowody prowadzące do tego samego wniosku. Wy daje się, że gmach współczesnej kosmologii został postawiony na solidny ch fundamentach – ale oczy wiście jedy nie czas pokaże, czy to prawda. My ślimy, że nakreślony przez nas ogólny obraz jest poprawny, ale naiwnością (i głupotą) by łoby sądzić, że zbliżamy się już do końca epoki odkry ć i teraz wreszcie „nam się udało”. W chwili obecnej nie mamy żadny ch solidny ch przesłanek, które pozwalały by nam odkry ć fizy czną naturę ciemnej materii lub ciemnej energii, nie ulega więc wątpliwości, że wciąż jeszcze musimy się wiele dowiedzieć. Czy powinniśmy się jednak spodziewać jakichś rewolucy jny ch odkry ć podważający ch prawdziwość tej opowieści, która wy daje się tak spójna? Czy nauka rozwija się skokowo, przez zmianę kolejny ch parady gmatów i wy wracanie całego obrazu do góry nogami? Istnieje szkoła my ślenia, która kwestionuje zasadność normalnej metody naukowej i pojęcie postępu naukowego. Jej zwolenników bardziej przekonuje opis, w który m zmiany naszego obrazu świata są wy nikiem przy padku i bardziej zależą od relacji społeczny ch między badaczami niż od rzeczy wistego zrozumienia przy rody. Sądzimy jednak, że uważna analiza doty chczasowej historii nauki wy raźnie pokazuje, że taki punkt widzenia jest nieprawdziwy. W ciągu całej długiej historii kosmologii najważniejsi my śliciele zazwy czaj wierzy li, że mają poprawny model, nawet jeśli ulegał on zmianom. Faktem jest, że od powstania współczesnej nauki w epoce renesansu uczeni zwy kle mieli rację – choć jednocześnie ich obraz świata cały czas by ł niepełny. Ich obserwacje i teorie opierały się na „lokalny m” świecie, do którego mieli dostęp, i większy obraz ukazy wał się ich oczom dopiero po przesunięciu hory zontu. Udamy się ich śladem w podróż będącą nieustanny m poszerzaniem się zarówno pojęciowego, jak i obserwacy jnego hory zontu od naszej planety, poprzez Układ Słoneczny i Galakty kę, aż po cały rozszerzający się Wszechświat. Także nasz hory zont czasowy przesuwał się w odpowiednim tempie, od ludzkiego, history cznego czasu rzędu ty sięcy lat, poprzez kilkumiliardową historię Ziemi, aż po nieograniczone by ć może kosmiczne skale czasowe. W ty m procesie odkry waliśmy raz za razem, że nasz w zasadzie poprawny obraz lokalnego wszechświata jest zanurzony w znacznie większy m kosmosie oraz że główny mi składnikami tego wy łaniającego się świata są nowe, dziwne siły i substancje, natomiast znane nam z poprzedniego modelu składniki rzeczy wistości okazują się stosunkowo mało istotny mi elementami lokalny mi.

Błędem by łoby oczy wiście przecenianie tej ewolucji i odmalowy wanie jej jako nieprzerwanego marszu ku postępowi. Próby zrozumienia mechanizmu działania niebios w staroży tności czy średniowieczu często kończy ły się wprowadzaniem doraźny ch poprawek do obowiązującego modelu. Skłonność do jak najszy bszego załatania wszelkich luk w teorii nigdy nas nie opuszcza. Nawet Einstein zdecy dował się na taki krok, gdy wprowadził do swoich równań arbitralną stałą, by umożliwić istnienie staty cznego wszechświata, zgodnego z jego ówczesny m wy obrażeniem. Obecnie jednak, w obliczu zalewu dany ch z coraz liczniejszy ch obserwatoriów – dzięki który m uczeni spoglądają w kosmos sponad przesłaniającej obraz ziemskiej atmosfery i widzą Wszechświat coraz dokładniej, w coraz szerszy m zakresie długości fal – pozostało już niewiele miejsca na tego ty pu błędy. Dzisiejsi uczeni są przekonani, że podążając śladem odkry wany ch faktów, uzy skali wiary godny, uzgodniony obraz początków, historii i obecnego stanu Wszechświata oraz że współczesny model, potwierdzony tak wieloma różnorodny mi dowodami, fakty cznie wy daje się solidny. Możemy jednak by ć pewni, że w przy szłości czekają nas jeszcze nowe odkry cia i niespodzianki.

Plan naszej podróży W tej książce opowiemy o ty m, jak ludzkość osiągnęła obecny poziom zrozumienia Wszechświata, który zamieszkuje. Choć postrzeganie rozwoju naszego rozumienia jako ciągu nieustający ch postępów przestało już by ć modne, to pozostaje faktem, że wcześniejsze obrazy świata nie by ły w większości wy padków całkowicie błędne. By ły raczej, jak już powiedzieliśmy, niepełne i włączano je w coraz większy i dokładniejszy obraz świata. W prologu podsumujemy wiedzę, którą ludzkość zgromadziła od staroży tności do renesansu, i omówimy pierwszy okres istnienia obserwacy jnej nauki operującej konkretny mi faktami. Przed dwoma ty siącami lat Grecy mieli już dość dokładny model geometry czny układu Ziemia-Księży c-Słońce, odkry li zjawisko precesji punktów równonocy, a nawet sporządzili pierwsze katalogi gwiazd. Rewolucja kopernikańska, rozszerzona i wzbogacona za sprawą fizy ki matematy cznej Johannesa Keplera, teleskopów Galileusza i newtonowskiego prawa powszechnego ciążenia, umieściła ten obraz świata w dokładny m modelu Układu Słonecznego. W XVIII i XIX stuleciu uczeni przekonali się, że Układ Słoneczny jest częścią znacznie większego dy sku gwiazd widocznego na nocny m niebie, który nazwali Drogą Mleczną. Wokół naszej Galakty ki dostrzegli także zagadkowe mgławice i zastanawiali się, czy są one jakimiś gazowy mi obłokami w zewnętrzny ch jej rejonach, czy też może niezależny mi wszechświatami wy spowy mi. Rozdział 1, „Narzędzia Einsteina i ich zastosowanie”, zaczy na się od omówienia dwóch rewolucji, które dokonały się w XX stuleciu: teorii względności i mechaniki kwantowej. Dzięki ty m teoriom poznaliśmy prawa fizy czne pozwalające zrozumieć otaczający nas świat.

W rozdziale 2, „Królestwo mgławic”, rozpoczniemy badanie kosmosu i opowiemy o okresie, w który m teleskopy obserwujące ciemne niebo nad Nowy m Światem stały się na ty le mocne, że Vesto Slipher, Edwin Hubble i inni mogli się przekonać, iż tajemnicze mgławice spiralne są częścią rozszerzającego się układu galakty k, nierzadko podobny ch do Drogi Mlecznej. Rozdział 3, „Zajmijmy się kosmologią!”, i związany z nim bardziej matematy czny dodatek (dodatek 1) pokażą, jak możemy zrozumieć niektóre podstawowe idee fizy czne kosmologii oraz tajemnice rozszerzającego się Wszechświata bez odwoły wania się do matematy ki i fizy ki wy kraczającej poza program szkoły średniej. W rozdziale 4, „Odkry cie Wielkiego Wy buchu”, umieścimy ten obraz świata w kontekście równań Einsteina i nakreślimy współczesny obraz rozszerzającego się, ewoluującego i bardzo gorącego na początku kosmosu, który nazy wamy modelem Wielkiego Wy buchu. W drugiej połowie XX wieku odkry liśmy, że niebo skąpane jest w mikrofalowy m (radiowy m) promieniowaniu tła oraz że lżejsze pierwiastki chemiczne powstały w kosmologiczny m piecu. Oba te odkry cia potwierdzają przy jęty model i obecnie wszy scy, którzy zajmują się tą tematy ką, uznają prawdziwość teorii znanej jako standardowy model gorącego Wielkiego Wy buchu. Badania teorety czne przeprowadzone do tego momentu skupiały się na ewolucji Wszechświata jako całości i by ły próbą rozstrzy gnięcia, czy będzie się rozszerzał wiecznie, czy też w końcu się zatrzy ma, a potem ponownie skurczy. Obiekty wy pełniające Wszechświat, takie jak galakty ki oraz ich grupy i gromady, by ły w pewny m sensie traktowane jako dane. W kosmologii przy jmowano po prostu, że są, i nie zastanawiano się, skąd się wzięły. Nikt nie py tał, kiedy i jak powstały te obiekty będące obserwowalny mi składnikami Wszechświata. Później jednak, jak przekonamy się w rozdziale 5, „Pochodzenie struktury we Wszechświecie”, w ostatnim ćwierćwieczu XX stulecia opracowano w końcu współczesną teorię pochodzenia struktury kosmicznej i przedstawiono idee opisujące proces powstawania galakty k i inny ch wielkoskalowy ch struktur kosmologiczny ch. Jednocześnie w ty m samy m okresie wzrosła wśród uczony ch świadomość, że istnieją jeszcze dwa podstawowe, dodatkowe i dość dziwne składniki – ciemna materia i ciemna energia – który ch natura pozostaje nieznana, ale są one niezbędne, by cała ta maszy neria mogła poprawnie działać. Fascy nujące odkry cia ty ch dwóch kluczowy ch składników naszego Wszechświata, dokonane w ostatnich dziesięcioleciach XX wieku, opisano szczegółowo w rozdziale 6, „Ciemna materia albo najlepszy pomy sł Fritza Zwicky ’ego”, oraz 7, „Ciemna energia albo największa pomy łka Alberta Einsteina”. Grawitacja ciemnej materii jest siłą napędową powodującą skupianie się zwy czajnej materii w galakty ki. Obecnie wiemy już, że zwy czajna materia znana nam z chemii, z której zbudowane są planety i gwiazdy – materia emitująca i pochłaniająca światło – stanowi zaledwie jakieś 4 procent zawartości Wszechświata. Jest więc jedy nie niewielkim dodatkiem, niczy m lukier na powierzchni ciasta. Samo ciasto składa się z ciemnej materii, ciemnej energii i promieniowania elektromagnety cznego, przy czy m ciemna energia odgry wa tu rolę drożdży, które w przedziwny sposób rozpy chają całą masę. Tak wy gląda plan naszej kosmicznej podróży, którą odbędziemy w następny ch rozdziałach. Podsumowanie całej wy prawy, pły nące z niej wnioski i nierozstrzy gnięte wciąż kwestie omówimy w rozdziałach 8, „Współczesny parady gmat i granice naszej wiedzy ”, oraz 9, „Granica: najważniejsze niewy jaśnione zagadki”. Współczesny obraz świata jest fascy nujący, nowy i – powiedzmy to śmiało – zapewne oparty na solidny ch, prawdziwy ch fundamentach.

W żadny m jednak razie nie jest to obraz pełny, ponieważ, jak już zauważy liśmy, wciąż nie mamy pojęcia, co tworzy ciemną materię i ciemną energię. Rozpoczy namy naszą podróż od okresu nazy wanego w historii Zachodu klasy czną staroży tnością, ale szy bko dotrzemy do renesansu, epoki, w której mądrość staroży tny ch, przechowana, udoskonalona i przekazana dalej przez islamskich mędrców, zaczęła ponownie docierać do zacofanej intelektualnie, ale budzącej się Europy Zachodniej. Coraz silniejsze opieranie się na trzech aspektach racjonalnego my ślenia ostatecznie przekształciło nie ty lko astronomię, lecz także wszy stkie inne obszary badań otaczającego nas świata. Owe trzy kluczowe pojęcia to: dokony wanie bezpośrednich pomiarów i obserwacji, wprowadzenie modelowania matematy cznego i wy maganie, by hipotezy by ły wery fikowalne. W ten sposób, dzięki podważeniu przez ludzi renesansu modelu astronomicznego filozofii scholasty cznej, narodziła się metoda naukowa w znanej nam postaci. Ta nowa metoda, której ostateczny m sprawdzianem by ło opisanie otaczającego nas astronomicznego świata, stała się później podstawą całego przy szłego rozwoju technicznego, od elektroniki po odkry cia w biologii. Doprowadziła nas do obecnego obrazu Wszechświata, opisanego w rozdziałach końcowy ch, i nie ma wątpliwości, że w przy szłości zaprowadzi nas jeszcze dalej.

JĄDRO CIEMNOŚCI

PROLOG

OD MITU DO RZECZYWISTOŚCI

Astronomia: bezkresna granica Gdy spoglądamy na bezchmurne nocne niebo, jego obraz nad naszy mi głowami wzbudza w nas zachwy t i ciekawość. Takie same uczucia wzbudzał w naszy ch przodkach, z który mi łączy nas długa, wspaniała historia prób zrozumienia natury, pochodzenia i zachowania się ty ch migoczący ch punktów i plam światła nad nami i wokół nas. Z czego zbudowane jest niebo? Jakie miejsce zajmuje Ziemia w otaczający m nas kosmosie? Py tania te intry gowały staroży tny ch filozofów przez całe stulecia. Fascy nowały takich wy bitny ch uczony ch jak Mikołaj Kopernik, Galileusz i Isaac Newton, a obecnie wciąż przy kuwają uwagę największy ch naukowców naszy ch czasów. Sporządziliśmy ambitne katalogi milionów odległy ch galakty k, a dzięki misjom kosmiczny m przy gotowaliśmy niezwy kle szczegółowe mapy energii uwolnionej na początku Wszechświata. Zdoby te w ten sposób informacje przy bliży ły nas do zrozumienia natury, ewolucji i losu Wszechświata, a mimo to wciąż stawiamy sobie te same py tania, choć od staroży tności dzieli nas już wiele stuleci. Py tania te, które w przeszłości dały początek wielu mitom, obecnie prowadzą do hipotez oparty ch na obserwacjach astronomiczny ch i znajomości praw fizy ki odkry ty ch w laboratoriach. Rozumiemy teraz, że, jak ujął to Vannevar Bush w 1945 roku, nauka jest „bezkresną granicą”: nowe odkry cia zawsze będą prowadziły do poszerzenia naszej wiedzy i pojawienia się kolejny ch py tań. W ciągu całej historii kosmologii filozofowie przy rody, a później uczeni, opierali swoje teorie na obserwacjach otaczającego ich świata. Wy suwali najlepsze hipotezy, jakie mogli,

wy korzy stując do tego najpierw wy łącznie doskonały ludzki wzrok, a potem urządzenia pozwalające spoglądać coraz dalej: wielokrotnie ulepszane teleskopy, a ostatnio także kosmiczne przy rządy obserwacy jne. Zatem, jak powiedzieliśmy już wcześniej, historia kosmologii jest opowieścią o rozszerzaniu się – pola widzenia, sposobu my ślenia i samego fizy cznego Wszechświata. Gdy udało nam się wreszcie zobaczy ć odległe krańce kosmosu, naszy m oczom ukazał się rozszerzający się Wszechświat, a nasze rozumienie natury kosmosu stało się jednocześnie szersze i bardziej wy rafinowane, choć wciąż pozostaje niepełne. Im więcej dowiady waliśmy się na temat Wszechświata, w który m ży jemy, ty m wy raźniej dostrzegaliśmy ową ciemność, tajemnicę drzemiącą w jego jądrze. Choć mamy już obecnie nadzwy czaj dobry model roboczy kosmosu – tak dobry, że każde wy nikające z niego przewidy wanie zostaje od razu potwierdzone niezmiernie dokładny mi pomiarami – to jednak wciąż dwa najbardziej kluczowe jego składniki, ciemna materia i ciemna energia, opierają się wszelkim próbom ich zrozumienia. W prologu opowiemy o ty m, jak ludzkość doszła do współczesnego rozumienia Wszechświata. Po krótkim przeglądzie odkry ć świata anty cznego historia ta poprowadzi nas przez renesans i narodziny współczesnej nauki oraz metody naukowej – rewolucję kopernikańską, przełomowe obserwacje Galileusza i fundamentalne badania grawitacji przeprowadzone przez Newtona – aż do XVIII i XIX stulecia, kiedy to dowiedzieliśmy się, że jesteśmy częścią skupiska gwiazd zwanego Drogą Mleczną oraz że nasza Galakty ka jest ty lko jedny m z wielu podobny ch wszechświatów wy spowy ch rozsiany ch w bezkresny m kosmosie (choć ta ostatnia hipoteza została potwierdzona dopiero później). Po dotarciu w naszej opowieści do tego miejsca wkroczy my do rozdziału 1 i omówimy XX-wieczną rewolucję, która położy ła podwaliny pod współczesny model kosmologiczny. Zanim jednak rzucimy się w wir teraźniejszości, powróćmy do początków i przy jrzy jmy się różny m obrazom świata stworzony m przez wnikliwy ch i dociekliwy ch my ślicieli miniony ch epok. Najlepszy m sposobem zrozumienia naszego obecnego obrazu świata jest przy jrzenie się jego historii – w ten sposób przekonamy się, że z prosty ch początków stopniowo rozwinął się w obecny, obszerny model dzięki stałemu łączeniu w coraz większą całość kolejny ch obserwacji i obliczeń.

Mapy i modele niebios Mniej więcej godzinę po zachodzie słońca w 134 roku p.n.e. astronom Hipparch (190‒120 p.n.e.) spojrzał na gwiazdy pojawiające się na ciemniejący m niebie nad swoim domem na wy spie Rodos i dokonał zadziwiającego odkry cia: zauważy ł w gwiazdozbiorze Skorpiona nową gwiazdę. Żaden staroży tny obserwator nie wspominał o nagły m pojawieniu się jakiegoś nowego obiektu. Zaintry gowany ty m niezwy kły m wy darzeniem, postanowił sporządzić dokładny katalog gwiazd.

By ć może doszedł do wniosku, że przy następnej okazji, gdy jakaś nowa gwiazda pojawi się zupełnie znikąd, dobrze będzie mieć pod ręką listę położeń znany ch gwiazd. W niezwy kle pracowity m okresie od 134 do około 127 roku p.n.e. Hipparch spędzał w swoim obserwatorium długie godziny na mierzeniu kątów. Zebrane w ten sposób dane wy korzy stał do sporządzenia katalogu położeń 850 gwiazd. Przy okazji porównał położenie niektóry ch z nich z obserwacjami około dwudziestu gwiazd przeprowadzony mi przed mniej więcej 150 laty w Aleksandrii. Ty m sposobem dokonał kolejnego zaskakującego odkry cia: w ciągu 150 lat gwiazdy przesunęły się na wschód o mniej więcej dwa stopnie. Wy nikało z tego, że cała sfera niebieska (dla staroży tny ch Greków by ła ona zewnętrzną granicą kosmosu) powoli się porusza. Hipparch odkry ł precesję punktów równonocy. Te stałe, jak sądzono, punkty odniesienia, stanowiące podstawę kosmicznego układu współrzędny ch, w istocie powoli, ale nieustannie przesuwają się na wschód za sprawą powolnej precesji osi Ziemi, która wy nika z działania sił grawitacy jny ch. Przeprowadzając staranne obserwacje, Hipparch wprowadził znacznie dokładniejsze dane do modeli geometry czny ch, które skonstruowano w celu wy jaśnienia ruchu ciał niebieskich, i zastosowane przez niego poprawki by ły uży wane przez kolejne trzy stulecia. Hipparch nie by ł pierwszy m badaczem wpisujący m się w taką trady cję uprawiania nauki. Greccy filozofowie wprowadzili do świata zachodniego przekonanie, że naturę da się zrozumieć dzięki pomiarom, matematy ce i logiczny m wy wodom. W trzecim stuleciu przed naszą erą Ary starch z Samos zaproponował model Układu Słonecznego ze Słońcem w środku i planetami krążący mi wokół niego w prawidłowej kolejności. Wy znaczy ł także odległości Księży ca i Słońca od Ziemi, wy korzy stując do tego poprawną argumentację geometry czną – ale oczy wiście zmierzone przez niego wartości by ły bardzo przy bliżone. Uświadomił sobie, że dowodem na to, iż Ziemia okrąża Słońce w ciągu jednego roku, powinno by ć nieznaczne, pozorne chy botanie się najbliższy ch gwiazd (paralaksa), ale efekt ten jest zby t mały, by można go zauważy ć goły m okiem. Po Ary starchu badaniami, które mogliby śmy określić jako astronomię opartą na faktach, zajął się kolejny młody matematy k, Eratostenes. W trzecim wieku przed naszą erą wy korzy stał spry tną metodę geometry czną do wy znaczenia rozmiaru Ziemi. Wiedział, że w Asuanie w Górny m Egipcie w dniu letniego przesilenia słońce świeci w południe dokładnie pionowo. W położonej mniej więcej na północ od Asuanu Aleksandrii zmierzy ł długość cienia rzucanego w południe tego dnia przez pionowy paty k (nazy wany gnomonem), wy znaczy ł iloraz zmierzonej długości cienia i paty ka, a następnie wy korzy stał tę proporcję do przeprowadzenia wy wodu geometry cznego, który doprowadził go do wniosku, że odległość między Aleksandrią i Asuanem wy nosi 2 procent obwodu Ziemi. Najważniejsza w ty m wszy stkim by ła nie dokładność pomiaru, ale śmiałość, z jaką postanowił pokazać, że łącząc pomiary z geometrią, można wy znaczy ć jedną z właściwości rzeczy wistego Wszechświata. Jednak spośród wszy stkich greckich filozofów największy wpły w na późniejszą zachodnią szkołę my ślenia, obowiązującą aż do epoki renesansu, wy warł Platon oraz jego uczeń Ary stoteles, najbardziej znany z wkładu, jaki wniósł do rozważań na temat polity ki, moralności i estety ki. W przeciwieństwie do omawiany ch przed chwilą astronomów i matematy ków kierujący ch się w swoich badaniach obserwacjami, Platon i Ary stoteles by li częścią formalisty cznej, aksjomaty cznej trady cji, która nie bazowała na doświadczeniu i pomiarze. Ary stoteles twierdził na przy kład, że ciała ciężkie spadają szy bciej od lżejszy ch, nie zadawszy

sobie nawet trudu, by to sprawdzić. W ostateczny m rozrachunku okazało się, że jego olbrzy mie umiejętności retory czne miały największe znaczenie, a jego wkład do filozofii naturalnej uznano za szkodliwy z perspekty wy czasu i przesłonił on wspaniałe dokonania metodologiczne i obserwacy jne bardziej pragmaty czny ch badaczy staroży tnej Grecji, którzy pokazali, że wy korzy stując jedy nie własne oczy, intelekt i podstawową geometrię, można wy znaczy ć rozmiar Ziemi i Księży ca, odległość dzielącą nas od naszego satelity i wiele więcej. Kosmiczny Teleskop Hubble’a i współczesne zdoby cze techniki nie są potrzebne do odkry cia tego, co udało się stwierdzić już staroży tny m astronomom. Każdy czy telnik tej książki jest zdolny do prawidłowego zrozumienia naszego astronomicznego otoczenia. Metody wy korzy sty wane przez staroży tny ch Greków, oparte głównie na geometrii, zostały wskrzeszone i udoskonalone przez uczony ch epoki renesansu, którzy doprowadzili do prawdziwego odrodzenia filozofii przy rody. W najlepszy m okresie epoki klasy cznej powstawały coraz bardziej szczegółowe i dokładne katalogi obserwacy jne. Klaudiusz Ptolemeusz (90‒168 n.e.), oby watel rzy mski mieszkający w Aleksandrii, by ł filozofem, geografem, astrologiem i astronomem działający m trzy sta lat po Hipparchu. Jego największe dzieło astronomiczne ukazało się około roku 150. Znamy je pod łacińsko-arabskim ty tułem: Almagest. By ła to pierwsza próba przedstawienia sy ntezy i analizy całej uży tecznej wiedzy astronomicznej, jaką znali staroży tni. Dzieło to zy skało ogromne poważanie i by ło obowiązujący m podręcznikiem astronomii przez niemal półtora ty siąclecia. (Wiadomo, że posługiwał się nim jeszcze Kopernik). Ptolemeusz wy kazał się największą pomy słowością w częściach Almagestu poświęcony ch ruchowi planet. Wprowadził dwie ważne poprawki do modelu ruchu planet udoskonalonego przez Hipparcha. Po pierwsze, zezwolił na przesunięcie Ziemi nieco poza środek geometry czny orbit kołowy ch pozostały ch planet. Po drugie, dzięki wprowadzeniu dość technicznej poprawki udało mu się lepiej oddać tor ruchu Marsa, który już od dawna zastanawiał matematy ków (i jeszcze długo będzie stanowił dla nich zagadkę). W następny ch stuleciach po Ptolemeuszu nauka klasy czna zaczęła się chy lić ku upadkowi, potem całkowicie się załamała i przestała istnieć w chrześcijańskiej Europie Zachodniej. Na szczęście dzięki uczony m świata islamskiego greckie teksty nie zaginęły bez śladu w mrokach średniowiecza. O wkładzie kultury islamskiej w rozwój nauki w czasie, gdy Europa spała, przy pominają nam dzisiaj rzeczowniki i przy miotniki, takie jak algebra, algory tm, alkaliczny, alkohol, zero, a także nazwy gwiazd: Aldebaran, Algol i tak dalej. Potem, osiem stuleci po Ptolemeuszu, w Europie Zachodniej zaczęły powstawać liczne klasztory, co zaowocowało założeniem pierwszy ch uniwersy tetów (Bolonia 1088, Pary ż około 1150, Oksford 1167, Cambridge 1209) i narodzinami nauki średniowiecznej, która pozwoliła mistrzom i ich uczniom odkry ć na nowo staroży tną filozofię. W arabskich i europejskich ośrodkach naukowy ch Almagest Ptolemeusza by ł standardowy m podręcznikiem opisujący m ruch planet przez około 1400 lat, aż do chwili, gdy rewolucja kopernikańska obaliła przedstawiony w nim model świata.

Ry c. P.1. Na fresku Szkoła ateńska widzimy grupę matematy ków wpatrzony ch w tabliczkę. Przy pomina nam to o ty m, że geometria odgry wała główną rolę w greckiej kosmologii. Klaudiusz Ptolemeusz stoi odwrócony ty łem do nas, z koroną na głowie (często by wa my lony z Ptolemeuszami, którzy rządzili Egiptem).

Kopernik: „ostatni grecki kosmolog” Mikołaj Kopernik (1473‒1543) zerwał ze średniowieczną przeszłością, odgrzebując model Ary starcha z Samos i wy suwając postulat zupełnie niewiary godny dla wszy stkich uczony ch

biegły ch w scholasty ce Ary stotelesa i Tomasza z Akwinu – zaproponował mianowicie umieszczenie Słońca w środku naszego układu planetarnego. Do roku 1514 architekt nowego Układu Słonecznego dokonał na ty le znaczący ch postępów w rozwoju swojej teorii heliocentry cznej, że zdoby ł się na napisanie krótkiej pracy zaty tułowanej Commentariolus1, którą rozesłał do niektóry ch astronomów. W swojej pracy Kopernik twierdził, że jego nowy model rozwiązuje szereg problemów staroży tnej astronomii. Pozostawił Ziemi rolę środka grawitacji i środka orbity Księży ca, ale poza ty m wszy stkie planety, włącznie z Ziemią, krążą w jego modelu wokół Słońca. Ruch orbitalny i obrotowy Ziemi wy wołuje pozorne wrażenie ruchu niebios. Praca ta by ła jednak zaledwie dłuższy m listem i Kopernik wy jaśniał adresatom, że zabrał się już do pisania znacznie większego dzieła, w który m zamieści pełne wy prowadzenia matematy czne – dzieło to będzie nosiło ty tuł De revolutionibus orbium coelestium (O obrotach sfer niebieskich). Kopernik pracował nad modelem ruchu planet przez kolejne dwa dziesięciolecia, powoli gromadząc coraz więcej obserwacji, by jak najdokładniej opisać kształt orbit. W ty m czasie jego teoria istniała jedy nie na kartach jednego rękopisu, nie mogła więc wpły nąć na rozwój my ślenia kosmologicznego. Niemniej wieści o jego śmiały m modelu docierały powoli na Zachód. W Nory mberdze Jerzy Joachim Rety k dowiedział się z kopii Commentariolusa, że Kopernik zmusił staty czną Ziemię do gwałtownego ruchu, i doszedł do wniosku, że rady kalna kosmologia Kopernika wy maga bliższego zbadania. W 1539 roku wy ruszy ł w podróż z południowy ch Niemiec w kierunku polskiego wy brzeża Bałty ku. Na szczęście dla Rety ka starzejący się kanonik przy witał ciepło młodego entuzjastę nauki i gościł go u siebie przez długi okres. Niczy m współczesny profesor i doktorant, obaj badacze pracowali wspólnie nad rękopisem przez wiele ty godni. Możemy sobie ty lko wy obrażać, że podczas pierwszy ch spotkań Kopernik musiał wy jaśnić Rety kowi, iż jego model opiera się na kilku hipotezach. Główna koncepcja polega na umieszczeniu Słońca w środku Układu Słonecznego, w który m wszy stkie planety krążą po orbitach wokół naszej gwiazdy. W ciągu następny ch dni Kopernik wy jaśniał kolejne szczegóły modelu, a Rety k nabierał coraz większego przekonania, że świat powinien usły szeć o dokonaniach kanonika z Fromborka. W 1542 roku Kopernik zgodził się, by Rety k zabrał znaczną część rękopisu do Nory mbergi i zajął się publikacją dzieła. Spędziwszy wiele miesięcy u boku Kopernika jako jego prawa ręka, Rety k wy ruszy ł do Saksonii z cenny m odpisem. W końcu wiosną 1543 roku druk dzieła w drukarni Johannesa Petreiusa w Nory mberdze dobiegł końca. Setki egzemplarzy by ły gotowe do rozesłania w różne zakątki Europy. Na stronie ty tułowej wy dawca chwalił dzieło, pisząc, że zawiera ono „cudownie nowe, godne podziwu hipotezy ”, na podstawie który ch czy telnik może „obliczać trafnie ruchy planet dla dowolnej daty. Zatem: kupujcie, czy tajcie i korzy stajcie”.

Ry c. P.2. Model heliocentry czny Układu Słonecznego w kopii rękopisu należącego do Kopernika. Widoczne tu okręgi opisuje się często jako orbity planet. W istocie jednak są to dwuwy miarowe rzuty współśrodkowy ch sfer z opisany mi na nich orbitami poszczególny ch planet.

Wy danie drukiem tej największej pracy naukowej XVI stulecia by ło wy darzeniem epokowy m, oznaczający m narodzimy współczesny ch badań naukowy ch natury Wszechświata – jego początków, historii, architektury i naszego miejsca w ty m olbrzy mim kosmosie. Można powiedzieć, że rewolucja naukowa, która odmieniła Europę, a potem i resztę świata, rozpoczęła się w 1543 roku, wraz z ukazaniem się dzieła Kopernika. Świat nauki zaczął przesiąkać duchem rewolucji. Dobrze uchwy cił to angielski naukowiec William Gilbert, jeden z pierwszy ch zwolenników modelu kopernikańskiego, gdy pisał w 1600 roku:

W odkry waniu tego, co ukry te, i w badaniu niewidoczny ch przy czy n bardziej wiary godne wy jaśnienia uzy skuje się z niepozostawiający ch wątpliwości doświadczeń i udowodniony ch wy wodów niż z prawdopodobnie wy glądający ch

hipotez i dy wagacji pospolity ch filozofów.

Najbardziej przekonujący m zwolennikiem nowego podejścia i niezwy kły m orędownikiem tego, co później nazwano metodą naukową, by ł Galileusz.

Galileusz: nowe podejście do mechaniki i kosmologii Relacjonując wy darzenia z okresu między narodzinami Kopernika (1473‒1543) a śmiercią Isaaca Newtona (1643‒1727), zajmiemy się najpierw wkładem Galileusza (1564‒1642) w rozwój mechaniki i kosmologii. Galileusz, kluczowa postać w rozwoju współczesnej fizy ki, by ł zadziorny i zawsze skory do cięty ch dowcipów, odnosił się z należy ty m szacunkiem do autory tetów w kwestiach kościelny ch i państwowy ch, ale nie szczędził zgry źliwości swoim naukowy m (lub literackim) przeciwnikom. Do dziś jego osoba wzbudza kontrowersje. W młodości i później, gdy by ł już dojrzały m mężczy zną, z niespoży tą energią zajmował się każdy m aspektem nauk fizy czny ch, jaki ty lko wy niknął w toku prowadzony ch przez niego badań. Twierdził, że nauka (to on wprowadził to słowo do współczesnego języ ka) musi by ć oparta na pomiarach i sprawdzalny ch prawach formułowany ch w języ ku matematy ki. Jak dobrze wszy stkim wiadomo, Galileusz stworzy ł podwaliny teorii poruszania się ciał na powierzchni Ziemi (mechaniki). To on jako pierwszy uświadomił sobie, że należy skupić uwagę na przy spieszeniu, a nie prędkości, że siły działające na ciała wy muszają ruch przy spieszony, a wzrost prędkości jest tu jedy nie skutkiem uboczny m. W trakcie badań opracował wiele pomy słowy ch doświadczeń pozwalający ch poznać zachowanie ciał zsuwający ch się swobodnie po nachy lony ch powierzchniach. To dzięki Galileuszowi poznaliśmy prawa dy namiki i języ k potrzebny do opisu ty ch zjawisk. Swoje rozumienie ruchu sprawdzał w doświadczeniach z równią pochy łą. Dzięki ty m badaniom wprowadził ilościowe pojęcie siły jako przy czy ny ruchu przy spieszonego. Galileusz rozumiał, że ciała spadają, ponieważ pewna siła, grawitacja, przy ciąga je na dół, i oczy wiście jego najsły nniejszy m dokonaniem jest ustalenie, że wszy stkie spadające ciała, bez względu na swoją masę, przy spieszają pod wpły wem grawitacji w takim samy m tempie. Choć nie wiadomo tak naprawdę, czy fakty cznie przeprowadzał doświadczenia, zrzucając różne obiekty z Krzy wej Wieży w Pizie, nie ulega wątpliwości, że wniosek, do którego doszedł, zachęcił Newtona do zainteresowania się ty m problemem i w ostateczny m rozrachunku wy sunięcia koncepcji, że siła grawitacy jna działająca na wszy stkie ciała jest proporcjonalna do ich masy. Galileusz stwierdził także, że naturalny m stanem ciała, na które nie działają żadne siły, jest stan

spoczy nku lub ruch jednostajny. Sformułował też zasadę bezwładności, która zdaniem niektóry ch uczony ch jest jego największy m wkładem w rozwój fizy ki: jeśli na poruszające się ciało nie działa żadna zewnętrzna siła, to pozostanie ono w ruchu. Nie wolno nam zapominać, że Galileusz skutecznie rozwinął także inne podstawowe narzędzie współczesnej nauki, a mianowicie: metodę matematy czną. Staroży tni uważali prawa przy rody za coś danego, natomiast Galileusz pokazał, że prawa ruchu można opisać języ kiem matematy ki. Wprowadził nową, niezwy kle skuteczną metodę analizy, którą później posługiwał się Newton i wszy scy jego następcy na gruncie nauk fizy czny ch. Galileusz by ł nie ty lko nowatorskim matematy kiem, ale także obserwatorem. Wielu z nas zna zapewne często powtarzaną historię o ty m, jak wy nalazł teleskop astronomiczny, i o odkry ciach, jakich dzięki niemu dokonał w latach 1609‒1610. Choć w Niderlandach posługiwano się już wcześniej lunetami, potrzeba by ło geniuszu Galileusza, żeby poprawić ich parametry opty czne na ty le, by nadawały się do obserwacji astronomiczny ch. W sierpniu 1609 roku Galileusz miał już teleskop o ośmiokrotny m powiększeniu i zademonstrował go władzom Wenecji, wy wołując „bezbrzeżne zdumienie wszy stkich”. Na początku 1610 roku uzy skał powiększenie dwudziestokrotne, a potem trzy dziestodwukrotne, i wtedy zaczął spoglądać przez swój przy rząd na nocne niebo. Co takiego ujrzał? Wiele mówi się – i słusznie – o przeprowadzony ch przez niego obserwacjach Jowisza i jego czterech księży ców, które obecnie określa się imieniem wielkiego uczonego, a także o obserwacjach faz Wenus. Obserwacje te jedny m ciosem rozbiły ary stotelesowski kosmos w py ł, ale doskonale się zgadzały z modelem kopernikańskim. Wprawne oko i by stry umy sł Galileusza potwierdziły, że struktura Układu Słonecznego jest taka, jak opisał ją Kopernik w swojej hipotezie heliocentry cznej.

Ry c. P.3. Strona ty tułowa książki Sidereus nuncius, w której Galileusz opisuje swoje wielkie odkry cia dokonane za pomocą teleskopu w latach 1609‒1610

Nas najbardziej interesuje jednak, co odkry ł Galileusz, gdy skierował wzrok poza Układ Słoneczny, w stronę rozciągającego się dalej królestwa gwiazd. Gdziekolwiek skierował teleskop, dostrzegał więcej gwiazd, niż widać goły m okiem. W 1610 roku opublikował swoje odkry cia w przy stępnie napisanej książce Sidereus nuncius (Gwiezdny posłaniec). Napisanie tego dzieła zajęło mu trzy miesiące i za jego sprawą zdoby ł popularność. W samy m ty lko gwiazdozbiorze Oriona odkry ł w krótkim odstępie czasu pięćset nowy ch gwiazd. Pisał, że przez teleskop ujrzał „grupy mały ch gwiazd skupiony ch razem w cudowny sposób”. Najbardziej jednak spektakularny m odkry ciem by ło dostrzeżenie niezliczony ch gwiazd Drogi Mlecznej, dzięki czemu jako pierwszy uświadomił sobie, że składa się ona z oddzielny ch populacji gwiazd:

Obserwowaliśmy […] esencję, a mianowicie materię, Drogi Mlecznej, którą można zobaczy ć tak wy raźnie za pomocą teleskopu, że to, co przez stulecia by ło dla filozofów nierozwiązy walny m problemem, można rozstrzy gnąć jedny m pewny m spojrzeniem, uwalniając się ty m samy m od czczy ch dy sput. Bowiem Galakty ka jest niczy m więcej, jak ty lko zbiorowiskiem niezliczony ch gwiazd skupiony ch razem.

Ry c. P.4. Strona ty tułowa popularnej książki Galileusza o dwóch modelach Układu Słonecznego: heliocentry czny m i geocentry czny m. Na ry cinie pokazano Ary stotelesa, Ptolemeusza i Kopernika na tle morskiego pejzażu. To dzieło wpędziło Galileusza w poważne tarapaty.

W 1611 roku Galileusz złoży ł triumfalną wizy tę w Rzy mie, gdzie kardy nał Robert Bellarmin,

stojący na czele Kolegium Rzy mskiego, poprosił swoich matematy ków o opinię na temat odkry ć badacza. Matematy cy wszy stko potwierdzili. Wy darzenie to jest początkiem osławionego procesu, tak zwanej sprawy Galileusza, który toczy ł się w Rzy mie aż do 1633 roku i zakończy ł oskarżeniem o herezję i wy rokiem skazujący m. Mimo że teolodzy katoliccy odnosili się do dzieła Galileusza z nieugiętą wrogością, w połowie stulecia model heliocentry czny w zasadzie niepodzielnie już królował w nauce, co w dużej mierze by ło zasługą kolejnej książki popularnonaukowej Galileusza, Dialogu o dwu najważniejszych układach świata. Uczony zy skał taką sławę między narodową, że w 1638 roku, w okresie, gdy przeby wał w areszcie domowy m, odwiedził go nawet młody angielski poeta John Milton.

Wpływ Kopernika: prawa Keplera Johannes Kepler, niemiecki matematy k i astronom, zapoży czy ł od Galileusza ideę, że jedno ciało materialne może w niewidoczny sposób działać pewną siłą na inne. Koncepcja istnienia w środku Układu Słonecznego niewidzialnego pola sił miała później wy wrzeć ogromny wpły w na inny ch – jak się przekonamy, stanowiła ona podstawę odkry ć Newtona. Kepler wy obraził sobie, że Słońce obraca się wokół swej osi i wy wiera niewidzialny wpły w, który maleje z odległością. Bazując na takim intuicy jny m modelu, sformułował wniosek, który doprowadził do przełomu: Słońce działa na planety zgodnie z trzema prawami. W swojej współczesnej postaci pierwsze prawo stwierdza, że orbity wszy stkich planet są elipsami, a nie okręgami, ze Słońcem w jedny m z ognisk. Za jedny m zamachem, wprowadzając jedno proste rozwiązanie – elipsę – Kepler pozby ł się wszy stkich doskonały ch okręgów staroży tności i średniowiecza. Ponieważ rzeczy wiste orbity planet nie są okręgami, w dawny m opisie musiano stosować dodatkowe, coraz mniejsze epicy kle – teraz można je by ło odrzucić. Drugie prawo Keplera głosi, że odcinek łączący planetę ze Słońcem zakreśla w takich samy ch odstępach czasu jednakowe pole. Gdy planeta jest bliżej Słońca, porusza się szy bciej, niż gdy jest daleko. To prawo uwolniło uczony ch od klasy cznej obsesji ruchu jednostajnego (we współczesny m ujęciu mówi ono o stałej wartości momentu pędu ciała krążącego po orbicie). W końcu trzecie prawo, z którego Kepler by ł najbardziej dumny, mówi o niebiańskiej harmonii: kwadraty okresów obiegu planet (okres obiegu planety jest czasem potrzebny m do wy konania jednego pełnego okrążenia wokół Słońca – dla Ziemi jest to rok) są proporcjonalne do sześcianów ich odległości od Słońca. Dzięki ty m prawom Kepler stworzy ł mechanikę nieba i ostatecznie zerwał z koncepcjami Ary stotelesa. Po raz pierwszy w historii udało się pokazać, że orbity ciał Układu Słonecznego mają wspólną, matematy czną strukturę. Jeszcze raz się okazało, że matematy ka, a mówiąc konkretnie: geometria, odniosła zwy cięstwo na niebie. W ty m samy m czasie gdy Galileusz prowadził swoje badania na Półwy spie Apenińskim,

we Francji ukazy wały się ważne prace Kartezjusza, który należał jednak do młodszego pokolenia. Uderzającą cechą metodologii Kartezjusza jest fakt, że jej siłą napędową by ła filozofia. Uwielbiał zajmować się matematy ką. By ł pod duży m wrażeniem tego, że matematy ka, za pośrednictwem aksjomatów, twierdzeń i dowodów, pozwala sporządzić dokładny opis rzeczy wistości. Ta my śl doprowadziła go do przekonania, że geometria powinna umożliwiać zbadanie struktury i mechaniki Wszechświata. Z tej metafizy ki Kartezjusz wy prowadził dość osobliwe struktury kosmologiczne. Kartezjański model wszechświata jest wy pełniony po brzegi wodą – nie ma w nim nigdzie próżni. Gdy by nie istniał ruch, poszczególne części jego wszechświata nie różniły by się od siebie: cały kosmos by łby pozbawiony struktury. Filozofia Kartezjusza zakłada jednak, że w kosmosie istnieją struktury, ponieważ materia jest w ruchu – a skupiska materii w ruchu przy jmują w tej koncepcji postać wirów. Układ Słoneczny jest jedny m z tego ty pu wirów, składający m się głównie z niewidzialnej materii. W epoce, w której powstawały różne mechanizmy, szczególnie zegary astronomiczne, takie jak zegar w katedrze w Strasburgu, przedstawiające modele Wszechświata, Kartezjusz i jego zwolennicy wy pracowali filozofię mechanisty czną. Jednak – i to rozróżnienie jest ważne – filozofia ta nie by ła nauką w takim sensie, jaki nadał temu słowu Galileusz, ponieważ nie wy magała przeprowadzania pomiarów ani wy suwania sprawdzalny ch hipotez. Następny ruch należał do Isaaca Newtona, który urodził się w roku śmierci Galileusza.

Isaac Newton i grawitacja Gdy na początku czerwca 1661 roku Isaac Newton przy jechał do Trinity College w Cambridge, filozofia kartezjańska by ła najnowszy m krzy kiem mody. Oficjalnie uniwersy tet wciąż pozostawał w objęciach Ary stotelesa, w który ch tkwił nieprzerwanie od czasu swojego powstania. Intelektualny ferment już dawno stąd wy parował: nauka przebiegała utarty m szlakiem, bez entuzjazmu. Cambridge by ło wówczas zaściankiem: dwie trzecie studentów kończy ło edukację bez stopnia naukowego, a jedy ny m liczący m się kierunkiem o prakty czny m znaczeniu by ło przy gotowanie do kariery w Kościele anglikańskim. Newton zastał oficjalny program zajęć w stanie zaawansowanego rozkładu. Z konieczności został więc samoukiem: niemal cała uży teczna wiedza, jaką zdoby ł w Cambridge, by ła wy nikiem samodzielnej lektury, a nie kursów uniwersy teckich, na które uczęszczał. Newton pochłaniał dzieła Galileusza, Keplera i inny ch, a w jego notatkach z tego okresu można także znaleźć ślady zainteresowania Kartezjuszem, choć przeprowadzone przez niego badania światła i wzroku ostatecznie doprowadziły go do odrzucenia filozofii kartezjańskiej, zauważy ł bowiem, że w kartezjańskim układzie wirów i ciśnień nie mogłoby dochodzić do zjawiska zaćmienia Słońca. Sporządził również szkice oparte na własny ch doświadczeniach,

pokazujące załamanie światła po przejściu przez pry zmat. Kluczowe znaczenie w ty ch badaniach miało spostrzeżenie, że zwy czajne światło jest mieszanką kolorów. Dzięki temu odkry ciu uświadomił sobie, że szklane soczewki zawsze będą wy twarzały kolorowe halo wokół obrazu. Gdy to zrozumiał, już ty lko niewielki krok dzielił go od wy nalezienia pierwszego teleskopu zwierciadlanego nadającego się do badań astronomiczny ch. Dla nas interesujący jest również drugi aspekt zainteresowań Newtona: kwestia kosmicznego porządku i natury materii. Na początku poznał samodzielnie astronomię Keplera, a potem zaczął się zastanawiać nad problemem źródła grawitacji. Jaka siła wy wierana przez Słońce mogłaby doprowadzić do powstania orbit planetarny ch zgadzający ch się z trzema prawami Keplera z tak dużą dokładnością? W grudniu 1664 roku spędził wiele nocy na obserwacjach komety, zapisując w zeszy cie jej zmieniające się położenie. Wówczas jednak niespodziewanie zupełnie inne zjawisko naturalne przerwało jego badania. Na Anglię spadła straszna plaga. Gdy dotarła do Cambridge, zamknięto uniwersy tet. W Trinity College 7 sierpnia 1665 roku zarządca wy wiesił na głównej bramie zawiadomienie, że „Wszy scy wy kładowcy i uczeni, którzy wy jadą na wieś z powodu zarazy, otrzy mają zwy czajne uposażenie za swe obowiązki w terminie następnego miesiąca”. Inny mi słowy, wszy stkich odesłano do domu z miesięczną pensją. Uniwersy tet zaczął ponownie normalnie funkcjonować dopiero wiosną 1667 roku. Newton, z dy plomem bakałarza w kieszeni, powrócił do Woolsthorpe, by zamieszkać ze swoją zamożną matką. Geniusz Newtona po raz pierwszy ujawnił się za sprawą samodzielny ch badań prowadzony ch w latach 1665‒1666. Według jego biografa, Richarda Westfalla, „niezwy kłość tej sy tuacji polegała na ty m, że młody człowiek z własnej inicjaty wy podjął się samodzielnej realizacji ambitnego programu badawczego […] i stał się jedny m z czołowy ch matematy ków i uczony ch Europy ”. Warto prześledzić kolejne kroki Newtona, które doprowadziły go do sformułowania teorii powszechnej grawitacji. W czasie gdy w kraju szalała zaraza, Newton zagłębił się w matematy kę i opracował rachunek różniczkowy, który przy da mu się później jako narzędzie do obliczania wielkości zmienny ch, takich jak zmieniające się w czasie położenie planety krążącej po orbicie. Dokonał także postępów w opty ce i uzy skał pierwsze w historii wy raźne widmo światła słonecznego, kierując światło wy chodzące z pry zmatu na białą powierzchnię – ty m samy m pokazał, że składa się ono z kolorów tęczy. A co należy sądzić o historii z jabłkiem? Liczni autorzy książek popularnonaukowy ch zarzekają się, że Newton wpadł na pomy sł prawa powszechnego ciążenia za sprawą nagłego olśnienia. W jednej z wczesny ch biografii jego siostrzenica, Catherine Conduitt, napisała, że widok spadającego jabłka naprowadził młodego badacza na pomy sł porównania siły grawitacy jnej działającej na powierzchni Ziemi z analogiczną siłą działającą na Księży cu. Bardziej prawdopodobne jest jednak, że idea ta docierała do niego stopniowo. Później, w sędziwy m już wieku, gdy cieszy ł się powszechną sławą, Newton powiedział: „Nigdy nie spuszczam danego zagadnienia z oka i czekam, aż powoli ukażą mi się pierwsze szkice, a potem stopniowo rozświetli je coraz pełniejsze, jasne światło”. Do roku 1666 miał już pierwsze szkice, ale pełne światło miało rozbły snąć dopiero w dalekiej przy szłości. W 1672 roku Newton został wy brany na członka Towarzy stwa Królewskiego. Jego nowi koledzy w Londy nie toczy li w ty m czasie gorące dy sputy na temat tajemniczego wpły wu, który zmusza planety do krążenia wokół

Słońca po elipsach. Mędrcy py tali: Jakaż to formuła matematy czna opisuje prawo siły, która powstrzy muje planety przed odleceniem w kosmos po linii prostej? W 1684 roku trzy znane osobistości by ły o włos od znalezienia matematy cznego rozwiązania tej kwestii. By li to: młody Edmond Halley (znany dzięki komecie), Robert Hooke (Kurator Ekspery mentów w Towarzy stwie Królewskim) oraz sir Christopher Wren (założy ciel Towarzy stwa Królewskiego, by ły kierownik katedry astronomii im. Savile’a na Uniwersy tecie Oksfordzkim i niezwy kle ceniony architekt). Halley ustalił już wcześniej, że w wy padku orbit kołowych siła przy ciągania Słońca musi by ć odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości, ale nie miał pewności, czy takie samo prawo powinno obowiązy wać dla orbit eliptycznych. Wren oznajmił, że nie jest w stanie rozwiązać tej matematy cznej zagadki. Hooke, wspaniały uczony, który wciąż pozostaje niedoceniony (by ć może dlatego, że by ł brzy dki i zrzędliwy ), przez wiele lat przeprowadzał doskonałe ekspery menty związane z grawitacją. W 1679 roku napisał w liście do Newtona, że orbity planet można by wy jaśnić poprzez „bezpośredni ruch po prostej wzdłuż sty cznej i ruch przy ciągający w kierunku ciała centralnego”. Hooke nie miał odpowiedniej wiedzy matematy cznej, by podąży ć ty m tropem, i w swoim liście poprosił Newtona o opinię na temat tej hipotezy. Newton odpowiedział, że w zasadzie porzucił już filozofię naturalną, by zająć się „inny mi studiami”. W następny m roku Hooke ponownie napisał do Newtona, ty m razem stwierdzając jednoznacznie, że podejrzewa, iż „owo przy ciąganie ma zawsze dwukrotną proporcję względem odległości od środka, ale wziętą odwrotnie”. Toż to jest prawo odwrotny ch kwadratów! Na spotkaniu Towarzy stwa Królewskiego zorganizowany m 14 sty cznia 1684 roku Hooke stwierdził, że wszy stkie prawa ruchu ciał niebieskich można wy prowadzić z prawa odwrotny ch kwadratów. Później w ty m samy m roku Halley wy py ty wał Newtona w Cambridge „jaką jego zdaniem krzy wą zakreślały by planety pod wpły wem hipotety cznej siły przy ciągającej je w kierunku Słońca o wielkości odwrotnej do kwadratu odległości między nimi i Słońcem”. Twarz Newtona pojaśniała: bez wahania odparł, że by łaby to elipsa, co sły sząc, Halley „niezmiernie się uradował i zachwy cił”. Dwa miesiące później Newton przesłał swojemu przy jacielowi starannie napisany dziewięciostronicowy arty kuł wy jaśniający matematy czne podstawy trzech praw Keplera. Zachwy cony Halley pilnie go przestudiował. Znalazł w nim wielką sy ntezę: jedno stwierdzenie zastępujące trzy wy prowadzone empiry cznie prawa Keplera. Co ważne, ta dziewięciostronicowa praca wskazy wała na możliwość sformułowania zupełnie nowej, ogólnej dziedziny badań dy namiki, a także dokonania olbrzy mich postępów w opisie mechaniki nieba. Nie tracąc czasu, Edmond wrócił czy m prędzej do Cambridge, gdzie przekony wał Isaaca, by rozwinął ten krótki traktat. W efekcie ty ch starań powstała książka, którą obecnie znamy pod krótkim ty tułem: Principia mathematica2. Newton rzucił się w wir pracy. Podczas pisania Principiów przez półtora roku nie zajmował się niczy m inny m. Żadnej alchemii. Żadnej teologii. Zapominał nawet o jedzeniu. Opiekujący się nim służący uniwersy teccy żalili się, że „jego posiłki wracały nietknięte”. W ciągu kilku ty godni Newton dokonał przełomu: doszedł do wniosku, że wszystkie ciała niebieskie przy ciągają się nawzajem. Nie chodziło tu wy łącznie o to, że Słońce przy ciąga planety, ale raczej o to, że planety także przy ciągają się nawzajem. Ten wniosek doprowadzi go później stopniowo do koncepcji powszechnej grawitacji, zgodnie z którą wszy stkie skupiska materii, od atomów po

gromady galakty k, wzajemnie się przy ciągają. We wszechświecie Newtona wszelki ruch podlega dokładny m prawom obowiązujący m w cały m kosmosie, którego struktura może się zmieniać za sprawą działania sił grawitacy jny ch. Newton doszedł do prawa powszechnego ciążenia drogą będącą połączeniem dokładny ch obserwacji z matematy czny m opisem praw przy rody. By ła to zdumiewająca sy nteza, której nikomu nie udało się udoskonalić aż do 1915 roku. Jak już zauważy liśmy, prawa ruchu Keplera stosują się wy łącznie do planet, natomiast sy nteza Newtona dała nam jedno prawo sił obowiązujące w cały m Wszechświecie, na podstawie którego można równie dokładnie wy znaczy ć trajektorię pocisku arty lery jskiego, jak kształt orbity planetarnej. Newton nie by ł jedy ny m twórcą praw fizy ki newtonowskiej, ale jako pierwszy złoży ł wszy stko w logiczną całość, którą nazwał matematycznymi zasadami filozofii przyrody – pod tą nazwą kry ją się zarówno trzy zasady dy namiki, jak i prawo ciążenia. Jego największy m osiągnięciem by ło połączenie praw działający ch na niebie i na Ziemi w jeden formalizm. Zastosowana przez niego metoda – powiązanie dokładny ch obserwacji z matematy czny m opisem praw przy rody – stała się standardowy m sposobem uprawiania nauki przez następne stulecia. Choć jego trzy zasady dy namiki doskonale się sprawdzały przy opisie ruchu cząstek punktowy ch, matematy k Newton miał słuszne wątpliwości, czy nadają się one także do opisu Wszechświata jako całości. By ł świadom tego, że, mówiąc ściśle, siła grawitacji może prowadzić do powstania niestabilności. Ponieważ jest to siła zawsze przy ciągająca, w wy niku jej działania niebo mogłoby się zapaść pod własny m ciężarem. Z tego powodu teolog Newton wy snuł wniosek, że w kosmosie od czasu do czasu musi dochodzić do ingerencji sił nadprzy rodzony ch, bo ty lko to może uchronić Wszechświat przed chaosem. W XVIII wieku wpły w teorii Newtona by ł najbardziej zauważalny we Francji, gdzie wielu bły skotliwy ch matematy ków wy korzy sty wało newtonowskie zasady dy namiki do analizy ruchu ciał w Układzie Słoneczny m. W ostateczny m rozrachunku ich największe osiągnięcia nie wniosły nic istotnego do badań mający ch na celu zrozumienie pochodzenia struktury w kosmosie, możemy jednak przy tej okazji zauważy ć, że w 1796 roku Pierre-Simon Laplace (zasłużenie nazy wany francuskim Newtonem) opublikował popularną pracę opisującą pochodzenie Układu Słonecznego. Dzieło to stoi w całkowitej sprzeczności z wy obrażeniami, które miał na ten temat Newton. Anglik wierzy ł mianowicie, że Układ Słoneczny został stworzony w swojej obecnej postaci przed zaledwie kilkoma ty siącami lat, a wy jaśniając obserwowaną harmonię i sy metrię, powoły wał się na „Boga luk”. Ta sama niewy jaśniona harmonia doprowadziła natomiast Laplace’a do wniosku, że nasz układ planetarny musiał powstać w zamierzchłej przeszłości z pierwotnego wirującego obłoku, który nazy wał „mgławicą słoneczną”. Laplace uważał, że Układ Słoneczny powstał w wy niku ochładzania się i kurczenia spłaszczonego, powoli obracającego się obłoku rozżarzonego gazu. Ten obraz pozostaje do dzisiaj prawdopodobny m opisem mgławicowy ch początków Układu Słonecznego. Również w większy ch skalach kurczenie się grawitacy jne olbrzy mich obłoków materii jest obecnie uważane za ważny proces, pozwalający zrozumieć, dlaczego we Wszechświecie wy stępują struktury nazy wane przez nas galakty kami spiralny mi.

Ry c. P.5. Pierre-Simon Laplace (1749‒1827), francuski pionier badań mechaniki nieba, którego prace ukazały się w Anglii w przekładzie Mary Somer​ville (ry cina J. Pofselwhite’a opublikowana w ency klopedii The Gallery of Portraits: With Memoirs, C. Knight, Londy n 1833. Smithsonian Institution Libraries)

Teraz obierzemy w naszej podróży inny kurs: przerwiemy na chwilę omawianie postępów w rozwoju nauk teorety czny ch, by opowiedzieć o ty m, jak w latach osiemdziesiąty ch XVIII wieku wspaniały astronom William Herschel (1738‒1822) odkry ł rozgwieżdżony Wszechświat.

William Herschel odkrywa Wszechświat W 1757 roku muzy k, członek orkiestry wojskowej William Herschel przy by wa do Anglii bez grosza przy duszy, uciekając przed skutkami wojny siedmioletniej, podczas której francuscy żołnierze spustoszy li jego ojczy sty Hanower. Chwy tająca za serce opowieść o ty m, jak William wy dźwignął się samodzielnie z nędzy i został ceniony m muzy kiem w modny m uzdrowisku w Bath, by łaby tu nie na miejscu. W naszej relacji William pojawia się więc dopiero w 1779 roku. Wtedy już ży wo interesował się astronomią i opanował tajniki konstruowania świetny ch teleskopów zwierciadlany ch, który mi nieustannie przeczesy wał niebo. W ty m okresie zawodowi astronomowie w Londy nie i Pary żu by li ogarnięci obsesją stosowania matematy ki do opisu Układu Słonecznego i całkowicie zapomnieli o usiany m gwiazdami Wszechświecie widoczny m poza granicami królestwa planet. Jako amator Herschel wprowadził do astronomii nową metodologię: ideę przeprowadzania pełnego przeglądu wszy stkich widoczny ch przy kładów ciał niebieskich należący ch do określonej klasy. Można sobie to wy obrazić jako uaktualnienie katalogu Ptolemeusza zawierającego niewiele ponad ty siąc gwiazd, przy czy m kluczowe znaczenie miała tu olbrzy mia przewaga, jaką by ło zastąpienie ludzkiego oka teleskopem. Decy zja Herschela o przeprowadzeniu sy stematy czny ch obserwacji Wszechświata rozciągającego się poza Układem Słoneczny m by ła przełomowy m momentem w długiej historii prób zrozumienia pochodzenia struktury kosmosu (największy obecny katalog, będący wy nikiem realizacji projektu Sloan Digital Sky Survey, zawiera dane opisujące ponad 260 milionów gwiazd). Herschel ubiegł w ty ch badaniach zawodowy ch astronomów, ponieważ skupił się na nowy ch obserwacjach, zamiast, tak jak oni, dokony wać dokładny ch pomiarów ruchu ciał w Układzie Słoneczny m.

Ry c. P.6. Po lewej: William Herschel, astronom i muzy k (Smithsonian Institution Libraries). Po prawej: Wielki, dwunastometrowy teleskop Herschela (wy budowany w 1789 roku w jego pry watny m obserwatorium w Slough w Anglii) miał ogniskową o długości 12 metrów i zwierciadło o średnicy 1,2 metra. Przez ponad pół wieku by ł to największy teleskop na świecie – palmę pierwszeństwa przejął dopiero w 1845 roku teleskop Williama Parsonsa (Wellcome Library /London)

W wy robionej kulturalnie społeczności Bath Herschel miał okazję poznać przy rodników. Biorąc z nich przy kład, wy korzy stał w badaniach królestwa gwiazd stosowaną przez nich metodologię, która polegała na zbieraniu okazów, dokony waniu ich klasy fikacji i odtwarzaniu na tej podstawie historii ży cia na Ziemi. Postanowił posłuży ć się ty mi samy mi zasadami do badania całego Wszechświata: obserwował różnorodność kosmiczny ch gatunków i układał odkry te okazy tak, by móc odtworzy ć ciąg ewolucy jny. To on jako pierwszy zastosował takie (przy rodnicze) podejście w astronomii. Później, w 1929 roku, tę samą technikę wy korzy sta Edwin Hubble do sporządzenia klasy fikacji galakty k. Gdy Herschel zaczy nał się zajmować amatorsko astronomią, czy tał o mechanisty czny m wszechświecie działający m niczy m sprawny mechanizm zegarowy. Później tchnął ży cie w tę maszy nerię kół zębaty ch i przekładni, pokazując, że mleczne mgławice ży ją własny m ży ciem, w czasie którego grawitacja zmusza je do ewolucji, i z biegiem kosmicznego czasu stają się coraz bardziej zwarte. Herschel przeczesy wał sklepienie niebieskie swoim niezawodny m dwumetrowy m teleskopem w każdą bezchmurną noc. A potem nastąpił przełom. Trzy nastego marca 1781 roku

najwy bitniejszy na świecie astronom amator podczas drugiego tej nocy przeglądu nieba odkry ł nową planetę. Aby odnieść z tego odkry cia jak największe korzy ści, Herschel nazwał nową planetę Georgium sidus na cześć króla Jerzego III. Wdzięczny król przy znał uczonemu doży wotnią pensję, by mógł się zajmować astronomią w pełny m wy miarze czasu, a później także wspierał go finansowo przy budowie nowy ch teleskopów. Obecnie „Gwiazdę Jerzego”, siódmą planetę Układu Słonecznego, nazy wamy Uranem. Herschel zdoby ł sławę w ciągu jednej nocy. Dom Herschelów pod numerem 19 przy New King Street w Bath zaczęli odwiedzać dostojni goście pragnący osobiście poznać odkry wcę i obejrzeć jego teleskopy. Posy pały się nagrody : w 1781 roku Towarzy stwo Królewskie wręczy ło mu Medal Copley a i przy znało członkostwo. W następny m roku Jerzy III mianował sły nnego badacza swoim osobisty m astronomem. W 1783 roku Herschel rozpoczął imponujący program badawczy i zaczął przeczesy wać firmament niewiary godny m, dwunastometrowy m, ręcznie zbudowany m teleskopem, zapisując położenie gwiazd i mgławic na cały m widoczny m niebie. Słowa „mgławica” uży wano już w staroży tności na określenie obiektów wy glądający ch na niebie jak rozmy te, zamglone lub mętne plamy. Początkowo Herschel sądził, że wszy stkie mgławice to właśnie obłoki, które są niewy raźne za sprawą odległości. Później miał zmienić zdanie na ten temat. Od samego początku miał świadomość, że taki przegląd nieba będzie wy magał wielu lat pracy, ale, jak napisał do przy jaciela, „w żadny m razie nie jest to dla mnie żmudny obowiązek, […] zajmuję się ty m z największą przy jemnością”. Na podstawie zebrany ch dany ch dokonał próby przeprowadzenia pierwszej podstawowej klasy fikacji mgławic według ich kształtu i struktury, z jasno postawiony m celem „zbadania konstrukcji niebios”. Z kolei gromady gwiazd klasy fikował według stopnia ich skupienia, od „bardzo ściśnięty ch i bogaty ch” po „luźno rozrzucone”. W ten sposób zaczął prowadzić badania z dziedziny, którą my nazy wamy astrofizy ką. Rozumiał intuicy jnie, że w każdej gromadzie gwiazd musi działać jakaś siła przy ciągająca, a stopień ich skupienia jest miarą długości czasu, przez jaki siły te działały. Co najistotniejsze, uświadomił sobie, że widoczne różnice w strukturze mgławic i gromad świadczą o ty m, iż niektóre z ty ch obiektów są starsze i że znajdują się w różny ch odległościach. O jego olbrzy miej intuicji świadczy to, że zdecy dował się przeprowadzić badania struktury naszej Galakty ki. Ogólny kształt Drogi Mlecznej – która jest obrazem Galakty ki na niebie, widziany m z jej wnętrza – znano już od staroży tności. Aby jednak dokładnie wy znaczy ć jej kontury, Herschel musiał wy my ślić nową technikę obserwacy jną, którą nazwał zliczaniem gwiazd. Polegało to na ty m, że liczy ł, ile gwiazd znajduje się w polu widzenia jego dwunastometrowego teleskopu, a potem przestawiał teleskop w bok o szerokość pola widzenia i tak, pole po polu, spisy wał liczbę gwiazd widoczny ch w każdy m z ty ch obszarów. Do roku 1785 przebadał w taki sy stematy czny sposób cały obszar Drogi Mlecznej, którą opisał jako „bardzo rozległe, rozgałęziające się zbiorowisko skupisk wielu milionów gwiazd”, a w jego notatkach można znaleźć szkice pokazujące przekrój Drogi Mlecznej. Do roku 1790 Herschel nabrał głębokiego przekonania, że mgławice są tworzone przez skupiska gwiazd. Doszedł do wniosku, że rozmy te mgławice, takie jak Mgławica Oriona, są wielkimi układami gwiazd widziany mi z olbrzy miej odległości. Zmienił jednak zdanie, gdy spy tano go, czy Wszechświat zawiera wy łącznie Drogę Mleczną, czy też może mgławice są

układami gwiazd, „wszechświatami wy spowy mi”, istniejący mi poza naszą Galakty ką. Stwierdził, że kosmos poza Układem Słoneczny m jest wy pełniony wy łącznie gwiazdami i mgławice nie są w istocie inny mi galakty kami, takimi jak nasza.

Ry c. P.7. Jeden z ry sunków Williama Herschela pokazujący przekrój struktury Drogi Mlecznej. Do sporządzenia ry sunku Herschel wy korzy stał metodę zliczania gwiazd, ale oczy wiście nie miał pojęcia o istnieniu py łu między gwiazdowego, który przesłania odległe gwiazdy, i niestety z tego powodu stosowanie takiej metody mija się z celem (Archiwum Królewskiego Towarzy stwa Astronomicznego).

Tego ty pu badania w zasadzie zupełnie nie interesowały zawodowy ch astronomów, ponieważ nikt z nich nie dy sponował teleskopem, który mógłby się równać z narzędziami Herschela. Z tego powodu następny krok w kierunku rozwiązania zagadki natury naszego Wszechświata i odpowiedzi na py tanie, czy tworzy go wy łącznie Droga Mleczna, mogliśmy zrobić dopiero po wy budowaniu jeszcze większy ch teleskopów.

Pragnienie zrozumienia Wszechświata nowym rodzajem nauki

W połowie XIX wieku, szczególnie dzięki pracom Galileusza, Keplera, Newtona i Herschela, naukowcy w Europie i Stanach Zjednoczony ch zdecy dowanie zmienili kierunek badań i zaczęli się interesować poszerzeniem naszej wiedzy na temat kosmosu i wy jaśnieniem na gruncie matematy ki i fizy ki, jak zachowują się ciała niebieskie i dlaczego zachowują się tak, a nie inaczej. Inny mi słowy, próby zrozumienia natury gwiazd, znaczenia mgławic i ogólnej konstrukcji kosmosu stały się problemami z dziedziny fizy ki klasy cznej i astrofizy ki, a nie zagadnieniami z obszaru astronomii pozy cy jnej i dy namicznej. W istocie samo określenie „astrofizy ka” i stojącą za nim nową dziedzinę wiedzy wy my ślono na przełomie wieku, gdy w 1895 roku George Ellery Hale założy ł czasopismo „Astrophy sical Journal”, w który m zamierzał publikować doniesienia o najnowszy ch odkry ciach z zakresu tej nowej dziedziny. Wśród najważniejszy ch problemów intry gujący ch specjalistów od fizy ki by ło też py tanie, które mogłoby postawić nawet małe dziecko: Dlaczego Słońce świeci? Żadne znane na Ziemi paliwo nie mogłoby dostarczy ć odpowiedniej energii, a gdy by przy jąć, że jej źródłem jest grawitacy jne zapadanie się materii, to z prosty ch obliczeń przeprowadzony ch przez fizy ków pod koniec XIX stulecia wy nikało, że w takim wy padku Słońce mogłoby istnieć zaledwie przez miliony lat, a więc znacznie krócej od wieku Ziemi określonego na podstawie znalezisk geologiczny ch. To oczy wiste py tanie, a także wiele inny ch, można by ło wreszcie postawić po raz pierwszy dzięki temu, że uczeni zaczęli stosować prawa fizy ki laboratory jnej do otaczającego nas Wszechświata. Taka atmosfera intelektualna panowała w okresie poprzedzający m wy darzenia, który mi zajmiemy się w rozdziale 1. W nauce zachodziło dramaty czne przeobrażenie, wy nikające z rozwoju narzędzi pomagający ch uczony m zrozumieć kosmos i nasze w nim miejsce. Nie wszy scy zdawali sobie z tego sprawę i na przełomie XX stulecia wielu uważało, że prawa fizy ki rządzące obserwowalny m Wszechświatem są tak dobrze zdefiniowane i pełne, iż wy magają już ty lko kilku niezby t istotny ch poprawek. Nie dostrzegano poważny ch luk w naszy m rozumieniu świata. Większość astronomów by ła przekonana, że z obserwacy jnego punktu widzenia nie zostało już zby t wiele do odkry cia: dominował pogląd, że cały Wszechświat składa się wy łącznie z naszej Galakty ki – Drogi Mlecznej – i dobrze już poznany Układ Słoneczny znajduje się zapewne w środku skupiska gwiazd w kształcie dy sku. Z dzisiejszej perspekty wy widzimy, że – pomimo ogromnego rozwoju wiedzy, do jakiego doszło od czasów opisany ch na początku prologu – astronomia i fizy ka na początku XX stulecia wciąż jeszcze miały przed sobą długą drogę. Jak się potem okazało, uczeni mieli dopiero dokonać najbardziej zdumiewający ch postępów w rozwoju fizy ki, które doprowadziły do największego przełomu od czasu, gdy Newton przedstawił swoje prawo powszechnego ciążenia. Od najmniejszy ch struktur atomowy ch po największe galakty ki i cały Wszechświat, nowe prawa fizy ki mechaniki kwantowej i teorii względności doprowadziły do rewolucy jny ch zmian w naszy m rozumieniu świata przy rody. Ty m właśnie zajmiemy się w następny m rozdziale. Rozpoczy namy go przesiąknięci poczuciem naukowej py chy i samozadowolenia, tak charaktery sty czny m dla atmosfery przełomu XIX i XX stulecia. Chociaż większość uczony ch by ła przekonana, że dy sponujemy już w zasadzie kompletny m zestawem zasad fizy czny ch, pewien młody fizy k miał pokazać światu, że jest inaczej.

1 Dosłownie: Mały komentarz, w polskim przekładzie praca znana jest jednak głównie pod ty tułem Zarys podstaw astronomii (przy p. tłum.).

2 Dzieło Newtona ukazało się niedawno w polskim przekładzie: Isaac Newton, Matematyczne zasady filozofii przyrody, przeł. Jarosław Wawrzy cki, Copernicus Center Press, Konsorcjum Akademickie, Kraków–Rzeszów 2011 (przy p. tłum.).

1.

NARZĘDZIA EINSTEINA I ICH ZASTOSOWANIE

Nadmierna pewność siebie u zarania XX stulecia Gdy zbliżał się koniec XIX wieku i rozpoczy nało nowe stulecie, we wszy stkich dziedzinach zachodniej kultury dało się wy czuć intelektualne oży wienie. Sztuki plasty czne, muzy ka, literatura i nauka uległy w okresie modernisty czny m rady kalnemu przeobrażeniu w stopniu porówny walny m ze zmianami, jakie zaszły w renesansie i oświeceniu. Zasadniczemu powiększeniu się naszej wiedzy o kosmosie, które omówimy szczegółowo w następny m rozdziale, towarzy szy ła rewolucja w rozwoju narzędzi naukowy ch, czy li praw fizy ki. Początkowo jednak nikt nie przeczuwał zmian, które już wkrótce miały nastąpić w fizy ce i astronomii. Przy jemne uczucie samozadowolenia, bazujące na przekonaniu, że wszy stkie prawa fizy ki zostały już w zasadzie zrozumiane i wy magają jedy nie kilku poprawek, zostało rozbite w py ł przez Alberta Einsteina, który samotnie zapoczątkował rewolucje prowadzące do powstania mechaniki kwantowej oraz szczególnej i ogólnej teorii względności. W ciągu następny ch dwudziestu lat razem z inny mi uczony mi stworzy ł nową fizy kę, która legła u podstaw współczesnej kosmologii. Zacznijmy naszą opowieść o tej fizy cznej rewolucji od roku 1894. W niedawno założony m Uniwersy tecie Chicagowskim profesorowie wy pełnili właśnie salę wy kładową w nowy m, neogoty ckim budy nku, będący m dziwną mieszanką staroży tności i nowoczesności. Otwierając uroczy ście spotkanie, Albert Michelson, dy rektor laboratorium, powiedział:

Wszy stkie najważniejsze podstawowe prawa i fakty nauk fizy czny ch zostały już odkry te i są obecnie tak ugruntowane, że prawdopodobieństwo zastąpienia ich jakimiś nowy mi odkry ciami jest niezwy kle małe. Nasze przy szłe odkry cia mogą mieć wpły w najwy żej na wartości na szósty m miejscu po przecinku dziesiętny m.

Jakże się wówczas my lił. Sam Michelson został później jedny m z najznamienitszy ch fizy ków przeprowadzający ch doświadczenia z zakresu opty ki i wy konał sły nne doświadczenie Michelsona–Morley a potwierdzające rewolucy jną nową teorię fizy czną Einsteina. Simon Newcomb, dy rektor Biura Almanachu Nawigacy jnego Stanów Zjednoczony ch, już nieco wcześniej, bo w 1888 roku, odrzucił możliwość dokonania jeszcze jakichś odkry ć astronomiczny ch, później jednak sam przeprowadził najlepsze pomiary prędkości światła. Także obecnie pojawiają się publikacje wieszczące koniec odkry ć naukowy ch. W 1996 roku jeden z nas został poproszony w popularny m programie telewizy jny m o skomentowanie nowej książki Koniec nauki3, której autor utrzy muje, że doszliśmy już do końca epoki odkry ć, a nawet zbliżamy się do zakończenia badań nad wielkimi py taniami. Komentując to, nietrudno by ło zauważy ć, że wciąż nie znamy odpowiedzi na naprawdę ważne py tania, które może postawić nawet dziecko: Jak rozpoczął się świat? Jak się skończy ? Z czego jest zbudowany ? Czy jesteśmy sami we Wszechświecie? Nie ulega więc wątpliwości, że ważne py tania wciąż czekają na odpowiedź. Pod koniec XIX stulecia wy dawało się jednak, że newtonowskie zasady dy namiki i prawo powszechnego ciążenia wy jaśniły poprawnie zjawiska zachodzące na niebie i Ziemi, dlatego wielu fizy ków i astronomów by ło naprawdę przekonany ch, że działanie praw fizy czny ch nie pozostawia żadny ch wątpliwości, a nasza wiedza o Wszechświecie jest już w zasadzie pełna. Astronomię rozumiano wówczas głównie jako naukę zajmującą się pomiarem aktualnego położenia planet, wy znaczaniem ich położenia w przy szłości, a następnie rzetelny m i staranny m porówny waniem obu ty ch podejść. To prawda: takie obliczenia mogły by ć żmudne i skomplikowane, ale pozwalały wy jaśnić wszy stko, przy najmniej w zasadzie, nawet jeśli specjaliści od matematy ki stosowanej musieli dopiero znaleźć metody na wy liczenie odpowiednich wartości z dokładnością do sześciu miejsc po przecinku i większą. Wszy stko też wy dawało się jasne w dziedzinie badań praw elektry czności i magnety zmu. James Clerk Maxwell, szkocki uczony z bujną brodą, w genialny sposób połączy ł ze sobą elektry czność i magnety zm, przedstawiając w 1861 roku równania nazwane jego imieniem, które stały się nową sy ntezą istniejący ch praw fizy ki. Także termody namikę, naukę tak przy datną w czasie rewolucji przemy słowej do wy jaśnienia zjawisk związany ch z ciepłem, temperaturą i działaniem silników parowy ch, można by ło uważać za dziedzinę całkowicie dojrzałą, bez większy ch możliwości dalszego rozwoju. Niektóry m wy dawało się, że fizy ka ginie pod ciężarem własnego sukcesu, a fizy cy, zamiast rozwijać filozofię przy rody, będą teraz musieli zająć się naukami stosowany mi. Uczeni nie mogli w żaden sposób wiedzieć, że fizy ka i astronomia są tak naprawdę w dużej

mierze niepełne i że czekają ich wielkie przełomy. Zgodnie z ówczesną wiedzą obraz świata by ł niejasny ty lko w ty m znaczeniu, że pozostawały w nim do zapełnienia jeszcze ty lko niewielkie luki. W astronomii na przy kład pewien niepokój wzbudzał ruch Merkurego, którego elipty czna orbita obracała się względem Słońca nieco szy bciej, niż wy nikało to z praw Newtona. Jednak ów ruch postępowy peryhelium Merkurego wy dawał się wielu uczony m nieistotny m szczegółem, który z pewnością zostanie wy jaśniony przez matematy ków, jeśli ty lko da im się trochę więcej czasu. Spoglądając dalej w kosmos, wielu badaczy sądziło, że tajemnicze mgławice spiralne – rozmy te plamki na niebie, które wzbudzały tak duże zainteresowanie filozofów przy rody i astronomów, od Immanuela Kanta po Williama Herschela – są tworzący mi się układami planetarny mi. Wy sunięta przez Kanta i inny ch koncepcja, że są one „wszechświatami wy spowy mi”, podobny mi do naszej Drogi Mlecznej, została porzucona, podobnie jak twierdzenie Williama Herschela, że mgławice są gromadami gwiazd. W 1885 roku astronom i pisarka Agnes Mary Clerke miała ty lko ty le do powiedzenia na temat struktury mgławic:

Nie ma już w zasadzie powodów, by dy skutować o ty m, czy mgławice są zewnętrzny mi galakty kami. Odpowiedź na to py tanie poznaliśmy dzięki kolejny m odkry ciom. Możemy bezpiecznie stwierdzić, że żaden szanujący się my śliciel mający przed oczy ma całość zebrany ch dowodów nie mógłby obecnie utrzy my wać, iż którakolwiek mgławica może by ć układem gwiazd o randze porówny walnej z Drogą Mleczną. Zdoby liśmy prakty czną pewność, że cała zawartość gwiezdna i mgławicowa sfery niebieskiej tworzy jedno olbrzy mie skupisko.

Gdy XIX wiek przechodził do historii, panowało powszechne przekonanie, że cały Wszechświat składa się ty lko z jednej wy spy – Drogi Mlecznej – a my, mieszkańcy Ziemi krążącej wokół Słońca, znajdujemy się w samy m środku układu galakty cznego. Fakty astronomiczne i prawa fizy ki nie pozostawiały żadny ch wątpliwości.

Rewolucja w fizyce: początki teorii kwantowej i teorii względności

Zaskakujące nowe odkry cia, które odmieniły dominujący, ale niepełny obraz świata nowego stulecia, nie by ły wy nikiem doświadczeń laboratory jny ch ani obserwacji teleskopowy ch – pojawiły się za sprawą czy sto teorety czny ch przemy śleń. Einstein wy kry ł dwie rażące niespójności logiczne w naukowy m kanonie. Najpierw uświadomił sobie, że dwa rodzaje doświadczeń, w który ch bada się drogę, jaką pokonuje zwy czajne światło, najwy raźniej się ze sobą nie zgadzają. Potem doszedł z kolei do wniosku, że równania Maxwella, wy jaśniające wszy stkie dane ekspery mentalne w dziedzinie elektry czności i magnety zmu, nie zgadzają się z prawami Newtona. Pierwszy przełom wy nikał z uświadomienia sobie, że niektóre powszechnie akceptowane wy niki doświadczeń są sprzeczne z pojęciem falowej natury światła, które ma tak podstawowe znaczenie dla równań Maxwella. Z tego powodu Einstein wy sunął hipotezę, że promienie światła przejawiają także naturę korpuskularną. Ta koncepcja naty chmiast popchnęła fizy kę w kierunku kwantowej interpretacji zjawisk mikroskopowy ch i ostatecznie wy wróciła do góry nogami całą fizy kę klasy czną.

Ry c. 1.1. Albert Einstein w 1905 roku, jego „roku cudów”

Wszy stko to działo się w 1905 roku, „roku cudów” Einsteina, w ciągu czterech miesięcy

wy pełniony ch niezwy kle intensy wny mi badaniami, w czasie gdy pracował jako urzędnik w szwajcarskim biurze patentowy m w Bernie. Oto jego własne podsumowanie przełomowy ch odkry ć z tego okresu, zaczerpnięte z listu, który napisał w maju 1905 roku do swojego przy jaciela Conrada Habichta:

Dlaczego nie przy słałeś mi do tej pory swojej dy sertacji? […] Obiecuję Ci w zamian cztery swoje arty kuły. Pierwszy doty czy promieniowania i energety czny ch właściwości światła, i jest bardzo rewolucy jny […]. Drugi poświęcony jest wy znaczeniu fakty czny ch wielkości atomów. […] Trzeci udowadnia, że ciała o rozmiarach rzędu jednej ty sięcznej milimetra, zawieszone w cieczy, muszą wy kony wać chaoty czne ruchy, wy wołane przez przemieszczanie się ciepła. […] Czwarty arty kuł to obecnie jeszcze surowy szkic; chodzi w nim o elektrody namikę ciał w ruchu i prowadzi do mody fikacji teorii przestrzeni i czasu4.

Pierwsza praca, zdaniem niektóry ch uczony ch najbardziej przełomowa w historii fizy ki, zawiera sugestię Einsteina, że światło wy stępuje nie ty lko w postaci fal, ale przy jmuje także formę maleńkich paczek energii, kwantów światła, później nazwany ch fotonami. Max Planck już wcześniej zauważy ł, że energia jest „złożona z bardzo określonej liczby równy ch, skończony ch paczek” – stwierdzenie takie wy głosił w grudniu 1900 roku na spotkaniu Berlińskiego Towarzy stwa Fizy cznego. Jednak dokładnie sprawdzone doświadczenia z dy frakcją światła – w który ch promień przechodzący przez dwie szczeliny w nieprzezroczy stej przeszkodzie ulega interferencji sam ze sobą – udowodniły, że światło ma naturę falową. Sednem pierwszego arty kułu Einsteina z 1905 roku jest najważniejsze py tanie nękające fizy kę: czy Wszechświat zbudowany jest z cząstek, czy też może jest nieprzerwany m kontinuum pól elektromagnety czny ch i grawitacy jny ch opisy wany ch przez fizy kę klasy czną? Einstein przedstawił argumenty przemawiające za ty m, że światło może by ć i jedny m, i drugim. Inny mi słowy, stwierdził, że cząsteczkowa natura światła jest jego nieodłączną właściwością, a nie opisem tego, jak oddziałuje ono z materią. Od tego momentu fizy cy pogodzili się z istnieniem takiego dualizmu: światło może zachowy wać się albo jak ciągła, przemieszczająca się fala (fizy ka klasy czna), albo jak strumień kwantów (fizy ka kwantowa). Za sprawą ty ch badań Einsteina pojawiła się konieczność doprowadzenia do unifikacji klasy czny ch i kwantowy ch opisów przy rody – mimo upły wu lat pracy tej wciąż nie ukończono. Inny m fizy kom, między inny mi Paulowi Diracowi, udało się odnieść w następny ch dziesięcioleciach pewien sukces i doprowadzić do połączenia mechaniki kwantowej z elektry cznością i magnety zmem, jednak kwantowa teoria grawitacji w dalszy m ciągu pozostaje nieuchwy tna. Arty kuły drugi i trzeci zawierają dowody wy nikające z uznany ch doświadczeń, wskazujący ch na to, że atomy i cząsteczki rzeczy wiście istnieją. Fizy k teorety k Max Born wspominał w 1949 roku, że „w tamty m okresie uczeni wciąż jeszcze by li dalecy od uznania

atomów i cząsteczek za obiekty rzeczy wiste”. Te trzy arty kuły dobitnie pokazują, że młody Einstein przejawiał nadzwy czajną wprost kreaty wność. Choć jednak te prace z 1905 roku są bez wątpienia ważne, nas interesuje głównie czwarty arty kuł, poświęcony szczególnej teorii względności, która wprawiła wszy stkich w zdumienie wprowadzeniem nowy ch własności przestrzeni i czasu oraz rewolucy jny ch idei na temat natury Wszechświata, co na zawsze odmieniło nasze postrzeganie fizy cznej rzeczy wistości. Szczególna teoria względności by ła udany m połączeniem newtonowskiej dy namiki z elektry cznością i magnety zmem. Teoria ta w żadny m jednak punkcie nie doty kała grawitacji – kluczowego składnika praw Newtona i najważniejszej siły z punktu widzenia wszelkich badań kosmiczny ch. Einstein zdawał sobie sprawę z istnienia tej wady i dziesięć lat później pokazał, jak można się jej pozby ć, przedstawiając ogólną teorię względności, która by ła długo oczekiwany m uaktualnieniem teorii Newtona, zgodny m ze wszy stkimi doświadczeniami makroskopowy mi, sformułowany m w sposób spójny z prawami Maxwella. Jak jednak zauważy liśmy, wciąż jeszcze nie udało się doprowadzić do ostatecznego połączenia grawitacji z mechaniką kwantową i cel ten pozostaje święty m Graalem teorii strun i inny ch ry walizujący ch z nią koncepcji. Warto poświęcić trochę czasu na omówienie ty ch wczesny ch lat, ponieważ wtedy właśnie przy gotowano filozoficzny grunt pod wszy stkie następne przeformułowania pojęć przestrzeni, czasu i przy czy nowości.

Szczególna teoria względności Dwa aspekty fizy ki klasy cznej wy warły na Einsteinie ogromne wrażenie. Pierwszy m by ł całkowicie wy tłumaczalny newtonowski wszechświat przy pominający mechanizm zegarowy, w który m przy czy ny prowadzą do określony ch skutków, siły działają na ciała, a matematy czne zasady rządzące grawitacją, masą, siłą i ruchem pozwalają przewidzieć wszy stko, przy najmniej teorety cznie, na podstawie warunków początkowy ch. Einsteinowi przy padła do gustu taka ścisła przy czy nowość, owa „najgłębsza charaktery sty ka nauczania Newtona”, jak sam to ujął. Drugim wielkim filarem fizy ki klasy cznej, który zrobił na młody m Einsteinie duże wrażenie, by ł elektromagnety zm – dziedzina, w której szlak przetarli wcześniej Michael Faraday i James Clerk Maxwell. W połowie XIX wieku do mechaniki Newtona dołączy ły prace Faraday a poświęcone elektry czności i magnety zmowi (pionierem w badaniach tej drugiej dziedziny by ł pierwszy wielki amery kański uczony Benjamin Franklin, który zajmował się ty mi zagadnieniami w połowie XVIII stulecia). Faraday pokazał, że prąd elektry czny wy twarza magnety zm, a zmienne pole magnety czne może indukować prąd w przewodzie elektry czny m. Równania Maxwella powiązały ze sobą elektry czność i magnety zm, co dowiodło, że elementem łączący m te dwa obszary są fale elektromagnety czne.

Uczeni sprawdzili doświadczalnie, że równania mechaniki Newtona i elektromagnety zmu Maxwella są poprawne z bardzo dużą dokładnością, ale Einstein uświadomił sobie, że na głębszy m poziomie zaczy nają się wzajemnie wy kluczać. Opisy te są ze sobą logicznie sprzeczne. Z czasem Einstein doszedł do daleko idącego wniosku, że ani Newton, ani Maxwell (ani też w istocie obaj naraz) nie muszą się wcale my lić, i ostatecznie rozstrzy gnął tę sprzeczność, przeprowadzając ekspery ment my ślowy. Próbując ustalić, w który m miejscu tkwi błąd, Einstein zastanawiał się, jak będą się różniły doświadczenia przeprowadzane przez dwóch obserwatorów będący ch względem siebie w ruchu. Najpierw założy ł, że w jedny m układzie odniesienia badacz stwierdza, iż teorie Maxwella i Newtona są całkowicie poprawne i dają prawidłowe wy niki z nieskończoną dokładnością. Następnie udowodnił, że drugi, równie doświadczony obserwator, poruszający się względem pierwszego ze stałą prędkością, stwierdzi wówczas, że obie teorie nie mogą by ć poprawne. Doświadczenia przeprowadzone przez drugiego obserwatora pokażą, że oba te opisy nie mogą by ć jednocześnie poprawne – co najmniej jeden z nich musi by ć błędny. Wniosek ten wy nika z określonego formalizmu matematy cznego obu teorii prowadzącego do powstania sy tuacji niemożliwej: obie teorie mogą by ć poprawne dla jednego obserwatora, ale w takim wy padku jedna lub druga będzie niepoprawna zdaniem innego obserwatora, który porusza się względem pierwszego ze stałą prędkością. Który z obserwatorów jest ty m „właściwy m”? Einstein uświadomił sobie, że teorie Newtona i Maxwella są ze sobą logicznie sprzeczne, i podejrzewał, że to teoria Newtona jest niepoprawna. Nie przeprowadził żadnego doświadczenia fizy cznego, bo też nie by ło to konieczne. Przewidy wane niezgodności by ły tak małe, że wy kry cie ich za pomocą dostępny ch wówczas technik pomiarowy ch by łoby niemożliwe. Wy kry cie logicznej niespójności między dwoma zestawami powszechnie akceptowany ch praw doprowadziło go do opracowania szczególnej teorii względności, która by ła pierwszą próbą naprawienia modelu newtonowskiego. W przeciwieństwie do sposobu prowadzenia badań przez większość fizy ków teorety ków, metoda pracy Einsteina nie polegała na zapełnianiu dziesiątek kartek dziennie rozwiązy wany mi na chy bił trafił równaniami. Einstein podważał autory tety i zachowy wał duży scepty cy zm wobec wszy stkiego, czego nie można by ło zaobserwować, dlatego, jak sam mówił, wolał „my śleć obrazami”. Po przeprowadzeniu dalszy ch ekspery mentów my ślowy ch doszedł do przekonania, że źródło konfliktu między prawami mechaniki Newtona a równaniami Maxwella ma związek z prędkością światła. Dlaczego – zastanawiał się – w równaniach pola Maxwella wy stępuje prędkość światła, choć nie ma jej we wzorach newtonowskich? Zaczął od przy jęcia dwóch założeń, z który ch pierwszy m jest zasada względności stwierdzająca, że podstawowe prawa fizy ki muszą by ć takie same dla wszy stkich obserwatorów poruszający ch się względem siebie ze stałą prędkością. Zasada ta opiera się na wniosku wy sunięty m przez Galileusza, dlatego by wa też nazy wana „zasadą względności Galileusza”. Nie istnieje żadne doświadczenie pozwalające stwierdzić, jaką mamy prędkość bezwzględną, choć możemy przeprowadzić obserwacje umożliwiające zmierzenie prędkości względem inny ch obserwatorów – fizy k wy konujący doświadczenia pod pokładem statku pły nącego po gładkim morzu w żaden sposób nie może wy znaczy ć prędkości okrętu. Drugie założenie Einsteina głosi, że prędkość światła w pustej przestrzeni jest niezależna od ruchu emitującego je ciała. Początkowo Einstein miał duże kłopoty z pogodzeniem ty ch dwóch założeń z ekspery mentami my ślowy mi,

w który ch rozważał przemieszczające się pociągi (ta trady cja przetrwała do dzisiaj w podręcznikach do fizy ki). Tłem dla ty ch rozważań by ły częste wizy ty na olbrzy miej stacji kolejowej w Zury chu z dokładnie zsy nchronizowany mi zegarami. Na rozwiązanie tego problemu Einstein wpadł w przy pły wie nagłego olśnienia – wy jaśnijmy je więc, wy korzy stując jego ekspery ment my ślowy. Wy obraźmy sobie obserwatora stojącego na nasy pie kolejowy m dokładnie w połowie odległości między dwoma miastami, A i B. Nieruchomy obserwator zauważa nagle dwa pioruny uderzające jednocześnie w wieże kościelne w obu miastach. W ty m samy m czasie po torach między A i B mknie pociąg i obserwator jadący w jedny m z wagonów znajduje się w chwili uderzenia piorunów dokładnie w połowie odległości między miastami. Pociąg jedzie z miasta A do B, a zatem obserwator oddala się od A, a zbliża do B. W czasie gdy światło z B pędzi w kierunku obserwatora w pociągu, on sam, za sprawą ruchu wagonu, przy bliża się do nadbiegającego sy gnału z B, natomiast ucieka przed światłem dobiegający m z A. Zatem obserwator w pociągu zobaczy bły sk pioruna w B przed bły skawicą z A. Ty m samy m dochodzimy do wniosku, który ma olbrzy mie znaczenie dla kosmologii obserwacy jnej. Zdarzenia jednoczesne w jedny m układzie odniesienia nie będą takie dla poruszającego się obserwatora, nawet jeśli akurat znajduje się on w ty m samy m miejscu w przestrzeni. Może się wy dawać, że jest to try wialne, ale to nieprawda. Oznacza to, że nie ma czegoś takiego jak czas bezwzględny. Czas nie pły nie jednostajny m tik-tak w cały m Wszechświecie niezależnie od układu odniesienia obserwatora. Fakt ten obala jedno z założeń, które Newton przy jął ponad dwieście lat wcześniej w Principiach. W takiej sy tuacji równania ruchu stają się trochę bardziej skomplikowane niż w ujęciu newtonowskim. Aby zapisać równania działające w układach odniesienia przemieszczający ch się względem siebie ze stałą prędkością, Einstein musiał dołączy ć do trzech wy miarów przestrzenny ch jeszcze czwarty wy miar – czas. Ty m zręczny m ruchem zmienił nasze rozumienie geometrii Wszechświata: zastąpił trójwy miarową przestrzeń, nadającą się do szkicowania na papierze milimetrowy m, czterowy miarowy m kontinuum czasoprzestrzenny m. Z tego faktu wy nikają daleko idące konsekwencje dla kosmologii, ponieważ, jak się później przekonamy, współcześni kosmologowie muszą analizować obserwacje z obszarów Wszechświata, które nie ty lko są odległe w czasie, ale także poruszają się z olbrzy mimi prędkościami względem naszego układu odniesienia we wnętrzu Drogi Mlecznej. W cudowny m roku 1905 ukazał się jeszcze jeden, piąty arty kuł. We wrześniu Einstein napisał kolejny list do Habichta, w który m mimochodem wspomina o ty m, że masa jest bezpośrednią miarą energii zawartej w dany m ciele, i stwierdza, że światło niesie ze sobą masę. Jego arty kuł, opublikowany w czasopiśmie „Annalen der Phy sik”, zajmuje jedy nie trzy strony, ale zawiera najsły nniejsze równanie fizy ki, E = mc 2, które do dziś dnia wy drukowano już chy ba na ty siącach podkoszulków. Wzór ten oznacza, że energia, E, jest równoważna masie ciała, m, a jej wartość można otrzy mać, mnożąc tę masę przez c 2, czy li kwadrat prędkości światła. Ponieważ prędkość światła jest tak duża, niewielkie zmiany masy ciała mogą prowadzić do uwolnienia lub pochłonięcia olbrzy mich ilości energii. O prawdziwości tego równania świadczy istnienie broni jądrowej, elektrowni atomowy ch oraz, jak się przekonamy, świecenie Słońca i większości gwiazd. Pięćdziesiąt lat później równanie to okazało się dla uczony ch niezbędną wskazówką, dzięki której

udało im się odpowiedzieć na nurtujące nas od dawna py tanie: dlaczego Słońce wciąż świeci i jak to możliwe, że ma wy starczająco dużo paliwa, skoro wszy stkie konwencjonalne źródła energii już dawno temu musiały by ulec wy czerpaniu.

Ogólna teoria względności Czy m zajął się Einstein w następnej kolejności? Od samego początku wiedział, że szczególna teoria względności jest niepełna, ponieważ obowiązuje wy łącznie w ograniczony m przy padku ruchu ze stałą prędkością i pomija niezwy kle ważne efekty grawitacy jne. Jak cała rzecz powinna wy glądać dla ruchu przyspieszonego? W 1907 roku rozważy ł nowy ekspery ment my ślowy, w który m obserwator znajduje się w stanie spadku swobodnego, i znalazł sposób na uporanie się z ty m problemem. Einstein zdołał dokonać dalszy ch postępów dzięki temu, że uświadomił sobie, iż lokalne efekty wy nikające z wpły wu pola grawitacy jnego są nieodróżnialne od efektów wy wołany ch przy spieszeniami. Inny mi słowy, ktoś siedzący w krześle w pokoju bez okien nie mógłby w żaden sposób stwierdzić, czy odczuwany ciężar własnego ciała, wpy chający go w krzesło, wy nika z tego, że pokój stoi nieruchomo w polu grawitacy jny m, czy też może z tego, że odlatuje ze stały m przy spieszeniem w górę, w kierunku przestrzeni kosmicznej. Nie istnieje żadne doświadczenie, które pozwalałoby odróżnić od siebie te dwie możliwości. Tak wy gląda poszukiwane uogólnienie zasady względności Galileusza. Gdy Einstein uświadomił sobie, że grawitacja i przy spieszenie są sobie równoważne, wpadł na pomy sł rozważenia jeszcze innego ekspery mentu my ślowego, który przedstawimy tu z wy korzy staniem współczesnej terminologii. Wy obraźmy sobie, że nasz pokój pozbawiony okien odlatuje ruchem przy spieszony m w przestrzeń kosmiczną. Przez niewielką dziurkę w jednej ze ścian wpada do środka promień lasera. Zanim zdąży dotrzeć do przeciwległej ściany, będzie już nieco bliżej podłogi, ponieważ w ty m czasie cały pokój porusza się ruchem przy spieszony m. Oznacza to, że trajektoria promienia będzie zakrzy wiona. Ty m samy m przekonujemy się, że zasada równoważności grawitacji i przy spieszenia prowadzi do wniosku, iż światło musi ulegać zakrzy wieniu w polu grawitacy jny m. W następny m kroku Einstein wy liczy ł, jak bardzo powinien zakrzy wiać się promień światła przechodzący przez pole grawitacy jne Słońca, i doszedł do wniosku, że „promień światła przechodzący obok Słońca ulegnie odchy leniu o 0,83 sekundy kątowej”. To wprost niezwy kłe, że Einstein po raz kolejny wy prowadził teorety cznie z podstawowy ch zasad fizy czny ch efekt możliwy do sprawdzenia w prakty ce. Z tej analizy wy nika pewien bardzo ważny dla astronomii wniosek. Gdy docierające do nas światło odległej gwiazdy mija Słońce z jednej strony, tor jego ruchu zostanie odchy lony w jedny m kierunku, gdy natomiast światło tej samej gwiazdy minie Słońce z drugiej strony, to zostanie zakrzy wione w przeciwny m kierunku i może tak się zdarzy ć, że oba te promienie zbiegną

się w miejscu, w który m stoi ziemski obserwator. W takim wy padku zobaczy on tę samą gwiazdę po obu stronach Słońca, które działa w tej sy tuacji jak soczewka grawitacyjna: podwaja i powiększa obraz odległego źródła światła. Ten efekt, przewidziany przez Einsteina i wy kry ty dopiero znacznie później, znalazł zastosowanie jako jedno z prakty czny ch narzędzi astronomiczny ch. Astronomowie bardzo często wy korzy stują obecnie galakty ki znajdujące się na drodze promieni światła do uzy skania obrazu bardziej odległy ch obiektów astronomiczny ch. Wniosek Einsteina, że w obecności pola grawitacy jnego światło nie porusza się po linii prostej, oznacza, iż sama geometria przestrzeni musi by ć zakrzy wiona. Przestrzeń nie może zatem mieć takich samy ch właściwości geometry czny ch jak płaska geometria Euklidesa. Oznacza to, że Einstein nie mógł rozwinąć tej teorii w oparciu o geometrię euklidesową, której uczą nas w szkole. Musiał znaleźć jakąś bardziej zaawansowaną technikę matematy czną. Do roku 1912 poszukiwania narzędzi matematy czny ch nadający ch się do opisania własności pola grawitacy jnego w zakrzy wionej przestrzeni doprowadziły go, jak sam przy znaje, na krawędź załamania nerwowego. W lipcu poprosił o radę swojego przy jaciela Marcela Grossmanna, matematy ka, który ukończy ł studia na politechnice w Zury chu z dużo lepszy mi ocenami niż Einstein. Grossmann poradził Einsteinowi, żeby spróbował wy korzy stać geometrię nieeuklidesową opracowaną przez Bernharda Riemanna, który rozszerzy ł geometrię zakrzy wiony ch powierzchni w taki sposób, by uwzględnić krzy wizny w trzech, a nawet czterech wy miarach. Nie istnieje żaden ekspery ment my ślowy, który mógłby nam pomóc w wy obrażeniu sobie, jak wy gląda zakrzy wiona czterowy miarowa przestrzeń, ale Riemann odkry ł metodę definiowania odległości między punktami w czterowy miarowej przestrzeni. By ły mu do tego potrzebne bardziej ogólne narzędzia niż odcinki i wektory, wy korzy stał więc tensory, by przeprowadzić odpowiednie obliczenia w uporządkowany sposób. Do właściwego opisania odległości w zakrzy wionej czasoprzestrzeni potrzebne są takie właśnie złożone obiekty nazy wane tensorami, które w wy padku czterowy miarowego świata postulowanego przez Einsteina mają po szesnaście składowy ch. Gdy Einstein przedstawił swoją teorię, uznano ją za tak skomplikowaną, że dziennikarze z upodobaniem podkreślali, iż ty lko garstka ludzi na cały m świecie rozumie ten riemannowski opis ogólnej teorii względności, obecnie jednak teorię tę poznają co roku ty siące studentów fizy ki.

Ry c. 1.2. Gromada galakty k Abell 2218 znajdująca się w środku tego zdjęcia z Kosmicznego Teleskopu Hubble’a leży w odległości 2 miliardów lat świetlny ch od nas. Rzucające się w oczy łuki są mocno zniekształcony mi i powiększony mi obrazami odległy ch galakty k tła, położony ch w odległości około 10 miliardów lat świetlny ch. Gromada galakty k na pierwszy m planie działa jak soczewka grawitacy jna, która powiększa obraz obiektów w tle do rozmiaru giganty czny ch łuków, tak jak przewidział Einstein (NASA; ESA; J. Rigby ; Andrew Fruchter z NASA i zespół ERO; Sy lvia Baggett, STScI; Richard Hook, ST-ECF; Zoltan Levay, STScI).

Einstein i Grossmann nawiązali współpracę. W 1913 roku przedstawili pierwszą próbę wy jaśnienia, jak geometria riemannowska w czterech wy miarach mogłaby pomóc w poszukiwaniach relaty wisty cznej teorii grawitacji. Einstein zmagał się z ty m zagadnieniem

jeszcze przez prawie trzy lata, zanim uznał, że teoria ma odpowiednią postać. W listopadzie 1915 roku miał już pełne wy jaśnienie ruchu postępowego pery helium Merkurego: jego nowa ogólna teoria tak doskonale pasowała do obserwacji, że miał pewność, iż jest poprawna. Einstein poprawił też swoje wcześniejsze obliczenia odchy lenia światła gwiazd przebiegającego w pobliżu tarczy Słońca – teraz otrzy mał wartość 1,75 sekundy łuku, a więc dwukrotnie większą niż wtedy, gdy wy znaczy ł ją na podstawie fizy ki newtonowskiej. Ogólna teoria względności przewidy wała także wy stępowanie grawitacy jnego przesunięcia ku czerwieni światła wy doby wającego się z powierzchni masy wny ch, zwarty ch obiektów. Fotony wy dostające się spod wpły wu pola grawitacy jnego masy wnego obiektu tracą energię, a to skutkuje zmianą ich koloru – długość odpowiadającej im fali przesuwa się w kierunku czerwonego krańca widma. W końcu teoria ta przewiduje również, że obracające się masy wne obiekty powinny nieznacznie pociągać za sobą otaczającą je przestrzeń – ten efekt jest znany jako wleczenie układów inercjalny ch. Próbowano go wy kry ć już przez całe dziesięciolecia, ale odkształcenie czasoprzestrzeni spowodowane ruchem obrotowy m Ziemi jest tak niewielkie, że udało się je zaobserwować bezpośrednio dopiero w 2011 roku. Dokonał tego wy strzelony przez NASA satelita Gravity Probe B. Einstein uzy skał nową teorię grawitacji, której równania opisują dwa procesy. Jest to, po pierwsze, wpły w pola grawitacy jnego na materię, z którego wy nika, jak powinna się ona poruszać, oraz, po drugie, wy twarzanie przez materię pola grawitacy jnego, które decy duje o ty m, jak powinna zakrzy wiać się czasoprzestrzeń. Same równania, w pełny m blasku ich zapisu tensorowego, przedstawimy w rozdziale 7, w który m opowiemy o odrodzeniu się zainteresowania ogólną teorią względności, wy nikający m z poszukiwań brakujący ch składników potrzebny ch, by dopasować modele kosmologiczne do dany ch zebrany ch w najnowszy ch obserwacjach. W listopadzie 1915 roku Einstein rzucił się w czteroty godniowy wir pracy naukowej i pracował, jak sam to ujął, „potwornie intensy wnie”. W cztery kolejne czwartkowe popołudnia referował przy gotowaną pracę około pięćdziesięciu członkom Pruskiej Akademii Nauk, zgromadzony m w wielkiej sali Pruskiej Biblioteki Państwowej w samy m sercu Berlina. Nawet po rozpoczęciu serii wy kładów Einstein wciąż jeszcze intensy wnie pracował nad równaniami. Podczas czwartego wy kładu, wy głoszonego 25 listopada 1915 roku, opisał równania pola będące ukoronowaniem jego ogólnej teorii względności. Po tak olbrzy mim wy siłku intelektualny m by ł wy kończony, ale i uszczęśliwiony. Rozpadło się jego pierwsze małżeństwo, znaczna część Europy by ła ogarnięta wojną, a na froncie zachodnim dochodziło do przerażającej rzezi. Trudno by ło w takich okolicznościach przewidzieć, jaki wpły w wy wrze nowa teoria. Choć Einstein zdawał sobie sprawę, że ogólną teorię względności można wy korzy stać do konstruowania modeli Wszechświata jako całości, nie udało mu się znaleźć żadny ch rozwiązań sformułowany ch przez siebie równań. Zajęli się ty m inni. Równania te są całkowicie ogólne. Gdy prędkość ruchu jest niewielka w porównaniu z prędkością światła, a grawitacja słaba, równania Einsteina dają takie same wy niki jak prawa Newtona. Jednak po uwzględnieniu poprawek relaty wisty czny ch rozwiązania ty ch równań prowadzą do zupełnie inny ch przewidy wań ruchu ciał niebieskich w Układzie Słoneczny m – wkrótce powrócimy do tego zagadnienia. Gdy w końcu znaleziono ogólne rozwiązania, okazało się, że pozwalają one uczony m na zajęcie się podstawowy mi zagadnieniami kosmologiczny mi związany mi z losem Wszechświata, takimi jak odpowiedź na py tanie, czy kosmos będzie się rozszerzał wiecznie, czy też zacznie się ponownie gwałtownie zapadać.

Ogólna teoria względności przechodzi zwycięsko testy i wzbudza sensację Gdy Europa toczy ła wojnę sama ze sobą, holenderski astronom Willem de Sitter, z racji tego, że Holandia zachowała w ty m konflikcie neutralność, odgry wał rolę pośrednika umożliwiającego kontakt między bry ty jskimi i niemieckimi astronomami, ponieważ bezpośrednia komunikacja by ła niemożliwa. Einstein, który by ł już wówczas profesorem w Berlinie, dbał o to, by jego najnowsze arty kuły o teorii względności dotarły do de Sittera. De Sitter by ł pierwszy m uczony m, który przeanalizował, jakie konsekwencje wy nikają z tej nowej teorii dla astronomii. W ciągu kilku miesięcy od otrzy mania przełomowej pracy Einsteina napisał trzy arty kuły, w który ch omawia znaczenie ogólnej teorii względności dla astronomii. Pewnego razu w 1916 roku Arthur Eddington, profesor kierujący katedrą astronomii im. Plume’a na uniwersy tecie w Cambridge, przeglądał poranną pocztę w południowo-zachodniej sali uniwersy teckiego obserwatorium. Jego skrzy nka pocztowa by ła wy pełniona po brzegi arty kułami i listami przesy łany mi do czasopisma „Monthly Notices of the Roy al Astronomical Society ”, ale w oczy rzuciła mu się niewielka paczka z holenderskimi znaczkami, nadana w Lejdzie. By ła to przesy łka od jego przy jaciela de Sittera. W środku znalazł niemieckojęzy czną kopię arty kułu Einsteina opisującego ogólną teorię względności, a także arty kuł de Sittera napisany po angielsku. Eddington zaczął się zagłębiać w te arty kuły i poczuł, że serce bije mu coraz szy bciej: z miejsca uświadomił sobie, jak olbrzy mie znaczenie mają te prace. Arty kuł de Sittera, zaty tułowany Einstein’s Theory of Gravitation, and its Astronomical Consequences; First Paper (Teoria grawitacji Einsteina i jej konsekwencje dla astronomii, część I), pomógł Eddingtonowi szy bko zrozumieć Einsteina, ponieważ w tej pracy de Sitter zamieścił obliczenia zakrzy wienia promieni światła gwiazd w polu grawitacy jny m Słońca. Dwa kolejne arty kuły przesłane przez de Sittera do „Monthly Notices” jeszcze bardziej rozbudziły zainteresowanie Eddingtona. Postanowił sprawdzić teorię Einsteina, obserwując położenie gwiazd znajdujący ch się blisko tarczy Słońca podczas zbliżającego się zaćmienia, które miało nastąpić 29 maja 1919 roku – miał nadzieję, że do tego czasu okropna wojna już dawno się skończy. Tego ty pu obserwacje powinny by ć łatwe do przeprowadzenia, ponieważ w czasie pełnego zaćmienia można zobaczy ć gwiazdy normalnie niewidoczne w świetle dnia. Z teorii Einsteina wy nikało jednoznaczne przewidy wanie, że gwiazdy w pobliżu krawędzi tarczy słonecznej powinny by ć nieznacznie przesunięte poza swoje normalne położenie na nieboskłonie, ponieważ promienie ich światła ulegną zakrzy wieniu w potężny m polu grawitacy jny m Słońca. Dokładne pomiary powinny wy starczy ć do wy kry cia

takiego zakrzy wienia światła. Ponieważ Einstein stwierdził, że zakrzy wienie to powinno by ć dwukrotnie większe od wartości wy nikającej z fizy ki newtonowskiej, astronomowie mogli przeprowadzić bezpośredni test i sprawdzić, czy ta rewolucy jna nowa teoria jest poprawna. Gdy arty kuły przesłane przez de Sittera dotarły do Eddingtona, Einstein nie by ł zby t znany w Anglii, a poza ty m trwający konflikt wojenny zachęcał bry ty jskich uczony ch do pomniejszania znaczenia ich niemieckich kolegów. Eddington by ł wy jątkiem i nie podzielał tego anty niemieckiego nastawienia częściowo dlatego, że jako prakty kujący kwakier poważnie traktował pacy fisty czne nakazy swojej wiary. Einstein również by ł pacy fistą, o czy m zresztą Eddington dobrze wiedział. Kierownik katedry astronomii im. Plume’a w Cambridge przy jął teorię względności entuzjasty cznie i zaczął ją propagować, popierając jednocześnie ideę internacjonalizmu i wy rażając sprzeciw wobec wojny. Prakty cznie ty lko on zaprotestował, gdy towarzy stwa zrzeszające bry ty jskich naukowców wy kreśliły z list członkowskich nazwiska niemieckich kolegów i nie zgodziły się na wy sy łanie wy dawany ch przez siebie periody ków do wrogich krajów. Na początku wojny władze uniwersy tetu w Cambridge postarały się o to, by nazwisko Eddingtona nie znalazło się na liście ochotników do służby wojskowej, moty wując to ty m, że „jedno z najważniejszy ch obserwatoriów w Anglii powinno mieć zapewnioną ochronę tak długo, jak pozwala na to bezpieczeństwo kraju”. Ty m spry tny m posunięciem władze uniwersy tetu uniknęły skandalu, jaki niewątpliwie wy wołałby pacy fisty czny protest jednego z pracowników uczelni. Wkrótce jednak sy tuacja miała ulec zmianie. W reakcji na dotkliwe straty poniesione we Francji latem 1916 roku bry ty jski rząd wprowadził obowiązkową służbę wojskową i zarządził pobór do armii wszy stkich mężczy zn w wieku do czterdziestu lat. Eddington złoży ł kolejno kilka odwołań od obowiązku służby wojskowej do try bunału wojskowego w Cambridge. Władze by ły by by ć może gotowe dopuścić wy jątek ze względu na pracę naukową, ale Eddington przedstawił swoje poglądy w sposób niepozostawiający złudzeń i powołał się na pacy fizm nakazy wany mu przez wy znawaną religię jako przy czy nę odmowy wsparcia wy siłku wojennego na polu walki lub przez pracę na farmie razem z inny mi oby watelami odmawiający mi udziału w wojnie ze względu na swoje poglądy. Zamiast stawać za pługiem, Eddington wolał sprawdzić jedno z przewidy wań ogólnej teorii względności. W 1918 roku try bunał wojskowy z Cambridge szy kował się do ukarania trzy dziestopięcioletniego Eddingtona, który wy dawał się w pełni przy gotowany, by pójść do więzienia. Wówczas jednak jego przy jaciel Frank Dy son, pełniący zaszczy tną funkcję Królewskiego Astronoma, wy starał się o nadzwy czajne zwolnienie, moty wując to ty m, że Towarzy stwo Królewskie już wcześniej zaproponowało Eddingtonowi objęcie kierownictwa nad badaniami mający mi na celu sprawdzenie zakrzy wienia grawitacy jnego światła gwiazd przewidy wanego przez Einsteina i w związku z ty m powierzono mu zorganizowanie ekspedy cji mającej przeprowadzić odpowiednie obserwacje podczas zaćmienia Słońca w 1919 roku. Członkowie try bunału zebrani w ratuszu w Cambridge, mając przed oczami list Dy sona i wy mizerowanego Eddingtona, niechętnie zgodzili się na wy jątkowe zwolnienie go z obowiązku służby wojskowej, pod warunkiem że w dalszy m ciągu będzie przy gotowy wał planowaną ekspedy cję. W dniu świętego Walentego w 1919 roku członkowie klubu działającego przy Królewskim

Towarzy stwie Astronomiczny m zorganizowali uroczy stą kolację z okazji zbliżającego się zaćmienia, na którą zaproszono między inny mi C.R. Davidsona i Arthura Crommelina, którzy mieli wy ruszy ć do miasta Sobral w Brazy lii, oraz E.T. Cotting​hama, który w towarzy stwie Eddingtona miał popły nąć na niewielką Wy spę Książęcą u zachodnich wy brzeży Afry ki. Na początku marca, w przeddzień wy pły nięcia do Lizbony, uczestnicy wy prawy spotkali się w gabinecie Dy sona w Greenwich. Dy skutowali o wielkości zakrzy wienia wy nikającej z teorii Newtona i o (poprawionej) dwukrotnie większej wartości Einsteina. Eddington by ł w pełni przekonany, że przewidy wania Einsteina zostaną potwierdzone w czasie obserwacji. – A co się stanie, jeśli zmierzy my odchy lenie dwukrotnie większe od wartości podanej przez Einsteina? – spy tał Cottingham. – Wtedy – odparł żartobliwie Królewski Astronom – Eddington zwariuje i będziesz musiał wracać do domu sam! Cottingham i Eddington dotarli do Wy spy Książęcej 23 kwietnia. W notatniku Eddingtona czy tamy : „Wkrótce mieliśmy wszy stkiego w bród, miejscowi na wy ścigi oferowali nam wszelką pomoc”. Szesnastego maja zamocowali testowe klisze fotograficzne, na który ch wy ćwiczy li do perfekcji technikę pomiarową. W dniu zaćmienia, 29 maja, o świcie zerwała się ogromna ulewa. Deszcz zelżał około południa, a o 13.30 astronomowie ujrzeli po raz pierwszy skąpane w kroplach deszczu Słońce i przekonali się, że zaćmienie częściowe jest już bardzo zaawansowane. Rozpoczął się wy ścig z czasem. Przy gotowy wali się gorączkowo do wy konania zaplanowany ch zdjęć bez względu na pogodę. W chwili całkowitego zaćmienia Eddington tak by ł pochłonięty zmienianiem klisz, że w ogóle nie miał okazji popatrzeć na Słońce. Ponieważ pracowali w warunkach polowy ch, nie mieli do dy spozy cji przestronnej ciemni i każdej nocy mogli wy woły wać jedy nie dwie klisze, a potem w ciągu dnia Eddington dokony wał pomiarów. Trzeciego czerwca 1919 roku, w dniu, którego Eddington nigdy nie zapomniał – nazwał go później najważniejszy m dniem swojego ży cia – dokonał pomiarów, które pozwoliły mu w końcu otrzy mać końcowy wy nik, i okazało się, że uzy skana wartość zgadza się z przewidy waniami Einsteina. Na ry cinie 1.3 pokazano jedno ze zdjęć zaćmienia, na który m ledwo widoczne mierzone gwiazdy zaznaczono po obu stronach poziomy mi liniami.

Ry c. 1.3. Obserwacje całkowitego zaćmienia Słońca przeprowadzone 29 maja 1919 roku. Po prawej stronie tarczy słonecznej widoczne są dwie gwiazdy (pokazane między liniami poziomy mi), który ch położenie na niebie uległo nieznacznemu przesunięciu na skutek zakrzy wienia promieni światła pod wpły wem grawitacji Słońca, tak jak przewidział to Einstein. W ramce pokazano zdjęcie sir Arthura Eddingtona, organizatora wy prawy, której celem by ło sprawdzenie teorii Einsteina podczas zaćmienia Słońca (Biblioteka Kongresu).

Po powrocie uczony ch do Londy nu Dy son genialnie zaplanował oficjalne ogłoszenie wy ników na tłumnie oblegany m połączony m spotkaniu Towarzy stwa Królewskiego i Królewskiego Towarzy stwa Astronomicznego, które odby ło się 6 listopada 1919 roku. Sir Joseph Thomson, przewodniczący Towarzy stwa Królewskiego, nadał ton spotkaniu, oznajmiając, że wy niki pomiarów zaćmienia są „jedny mi z najważniejszy ch – jeśli nie najważniejszy mi – w historii ludzkości”. Następnie głos zabrał sir Frank, który poinformował wszy stkich, iż wy niki pomiarów nie potwierdzają teorii grawitacji Newtona, zgadzają się natomiast z przewidy waniami nowej teorii Einsteina. Podsumowując spotkanie, Thomson stwierdził:

Nie omawiamy tu pojedy nczy ch, wy izolowany ch wy ników. Nie chodzi o odkry cie jakiejś odległej wy spy, ale całego konty nentu nowy ch idei naukowy ch o olbrzy mim znaczeniu dla najbardziej podstawowy ch py tań związany ch z fizy ką. Jest to największe odkry cie z dziedziny grawitacji od czasów Newtona.

Sły sząc to, londy ński korespondent „New York Timesa” popędził na Fleet Street, by wy słać specjalną depeszę do swojego wy dawcy. Na pierwszej stronie „Timesa” pojawił się ty tuł: „WSZYSTKIE ŚWIATŁA NA NIEBIE WYKRZYWIONE”. Wy darzenia te wy wołały olbrzy mie zainteresowanie prasy i Einstein szy bko zdoby ł między narodową sławę. Specjaliści w dziedzinie astronomii w pełni zaakceptowali fakt, że ogólna teoria względności jest poprawny m opisem fizy czny m do badania całego Wszechświata. Wbrew niektóry m teoriom rozwoju nauki, akceptacja nowej teorii po jej doświadczalny m potwierdzeniu nastąpiła na cały m świecie w zasadzie z dnia na dzień. Od opublikowania arty kułu przedstawiającego ogólną teorię względności upły nęło niespełna pięć lat. Nowa teoria jest zgodna z teorią Newtona w granicach, w który ch ta druga została sprawdzona na przestrzeni wieków, a przy padku niewielkich, ale mierzalny ch efektów, co do który ch obie teorie się różnią – na przy kład odnośnie do orbity Merkurego i zakrzy wienia światła – to przewidy wania teorii Einsteina okazały się poprawne, a wartości wy nikające z równań Newtona – błędne. Posługując się języ kiem filozofów, powiedzieliby śmy, że teoria Newtona została „sfalsy fikowana”. Dodatkowo otrzy maliśmy teorię ruchu i grawitacji spójną logicznie z maxwellowską teorią elektry czności i magnety zmu. Fizy ka newtonowska nie została „obalona”, ale sprowadzona do roli poprawnego opisu dy namiki grawitacy jnej w najczęściej spoty kany ch przy padkach, gdy prędkości są małe w porównaniu z prędkością światła, a potencjał pola grawitacy jnego – niewielki w porównaniu z kwadratem tej prędkości, czy li c 2. Fizy ka newtonowska stała się częścią większego obrazu przedstawionego przez Einsteina. Jak się przekonamy w następny m rozdziale, w ty m samy m czasie nastąpiła także równie istotna zmiana parady gmatu w astronomii. Nasz obraz Wszechświata uległ zmianie z takiego, w który m Słońce znajdowało się w środku jedy nej galakty ki w staty czny m kosmosie, na taki, w który m nasza macierzy sta gwiazda zajmuje miejsce na pery feriach zwy czajnej galakty ki,

jednej z miliardów podobny ch w rozszerzający m się, nieskończony m Wszechświecie. Potrzeba by ło więcej czasu, by taki nowy obraz zadomowił się w wy obraźni naukowej i społecznej, ale i tak zajęło to niecałe dziesięć lat. Żadna z ty ch rewolucji naukowy ch nie natrafiła na zorganizowany opór. Nie trzeba by ło czekać, aż zwolennicy starego obrazu świata wy mrą lub zostaną zdy skredy towani. Dowody nie pozostawiały wątpliwości. Mógł je odtworzy ć każdy badacz, dlatego akceptacja nastąpiła szy bko.

Kosmologiczne rozwiązania równań Einsteina Einsteinowskie równania pola, będące ucieleśnieniem ogólnej teorii względności, rządzą zachowaniem materii i energii w czterech wy miarach czasoprzestrzeni i w zasadzie powinny się stosować do całego naszego Wszechświata, a także do każdego innego wszechświata. Są jednak bardzo skomplikowane i trudne do rozwiązania. Pierwsi uczeni, którzy się z nimi zmierzy li, usiłowali znaleźć rozwiązania odpowiadające rzeczy wistemu, fakty cznemu, obserwowanemu Wszechświatowi. Jak już wspomnieliśmy, Willem de Sitter znalazł pierwsze rozwiązanie, które w zasadzie można by zastosować do naszego Wszechświata, ale ponieważ świat w modelu de Sittera jest pozbawiony materii i promieniowania, z oczy wisty ch względów okazuje się niewy starczający. Jedno, co można dobrego powiedzieć o pusty m wszechświecie de Sittera, to to, że nie cierpi on z powodu niestabilności nękającej kosmologię newtonowską. Ten nieprzy jemny problem, znany już Newtonowi, można opisać bardzo prosto. Grawitacja jest siłą zawsze przy ciągającą, a do tego działa na duży ch odległościach, dlatego odległe masy mogą wy wierać znaczący wpły w. Jeśli grawitacji nie równoważą siły odśrodkowe (jak w Układzie Słoneczny m), to pojawia się nieuchronne niebezpieczeństwo kolapsu. Wy stępuje też jeszcze inny, pokrewny problem „warunków brzegowy ch” sprowadzający się do tego, że olbrzy mie ilości odległej materii, o której istnieniu możemy nie mieć pojęcia, mogą zdominować grawitacy jnie lokalne siły, wpły wając w sposób zdecy dowany i nieprzewidy walny na ruch ciał. Einstein uważał, że fizy k Ernst Mach jako pierwszy uświadomił sobie, że odległy Wszechświat może mieć decy dujący wpły w na zjawiska lokalne, i dlatego nazwał ten pogląd zasadą Macha. Ostatnio często cy tuje się nowsze sformułowanie tej zasady, zaproponowane przez Stephena Hawkinga i George’a Ellisa, które brzmi następująco: Lokalne prawa fizy ki wy nikają z wielkoskalowej struktury Wszechświata. Oznacza to, że powinniśmy zajmować się kosmologią nie dlatego, że takie badania stanowią interesujące wy zwanie intelektualne, ale dlatego, że dziedzina ta jest podstawą fizy ki laboratory jnej – należy przy znać, że jest to dość niepokojąca my śl. Einstein znalazł genialne rozwiązanie ty ch problemów. Zaproponował, by do jego równań pola dodać jeden arbitralny składnik. Chodzi oczy wiście o sły nną (lub niesławną) stałą

kosmologiczną, której dodanie jest równoważne wprowadzeniu odpy chającej siły pozwalającej na zrównoważenie przy ciągania grawitacy jnego. W rozdziale 7 omówimy to bardziej szczegółowo i opowiemy wtedy również o współczesny m wcieleniu tej stałej, czy li o tak zwanej ciemnej energii. W 1917 roku Einstein przedstawił staty czny, sfery czny model wszechświata, który, jak się zdawało, stanowił rozwiązanie problemu stabilności we wszechświecie newtonowskim. Udało mu się stworzy ć wszechświat, który w dużej skali ani się nie rozszerzał, ani nie kurczy ł. Einstein miał dwa powody, by zaproponować taki model. Po pierwsze, uważał, że w ten sposób rozwiąże problem możliwego zapadania się grawitacy jnego wszechświata, który tak niepokoił Newtona, ponieważ w takim modelu w każdy m czasie i miejscu grawitacja i stała kosmologiczna – siły przy ciągające materię i ją odpy chające – wzajemnie się równoważą. Po drugie, sądził, że do wy jaśnienia obserwacji astronomiczny ch potrzebny jest właśnie model staty czny. W istocie jednak już w tamty m okresie zaczęły się pojawiać dowody wskazujące na to, że teza ta jest błędna i tak naprawdę Wszechświat się rozszerza! Działający z dala od intelektualny ch stolic świata w miasteczku Falstaff na pusty ni Arizony zastępca dy rektora Obserwatorium Lowella, Vesto Slipher, opublikował już (w sty czniu 1915 roku) wy niki obserwacji pokazujące, że mgławice spiralne zdają się oddalać od nas ze znaczną prędkością. Musiało jednak upły nąć kolejne dziesięć lat, zanim zgromadzone dowody doprowadziły do zmiany powszechnie obowiązującego obrazu Wszechświata. Na ry cinie 1.4 pokazano świeżo upieczonego astronoma Vesto Sliphera (zob. rozdz. 2) i jedne z pierwszy ch pomiarów przesunięcia ku czerwieni „mgławic”.

Ry c. 1.4. Vesto Slipher (po prawej) zmierzy ł widma wielu „mgławic”, czy li galakty k, i odkry ł (w 1915 roku), że prążki w ty ch widmach (po lewej) są przesunięte za sprawą znacznej prędkości w kierunku czerwonego krańca widma (czy li „przesunięte ku czerwieni”). Jego pionierskie obserwacje dostarczy ły pierwszy ch dowodów na rozszerzanie się Wszechświata (Obserwatorium Lowella).

W marcu 1917 roku de Sitter znalazł dodatkowe rozwiązania kosmologiczne równań Einsteina, które pokazały, że ogólna teoria względności dopuszcza istnienie wielu modeli wszechświata. Gdy dodał do tego nowego modelu stałą kosmologiczną – wy raz wprowadzający dodatkową siłę odpy chającą – jego wszechświat obudził się do ży cia i przestrzeń zaczęła się rozszerzać. Patrząc z perspekty wy czasu, możemy stwierdzić, że nie ma w ty m nic dziwnego, ponieważ te modele zawierały zby t mało materii mogącej powstrzy mać wy buchowe skłonności wszechświata. Wiele lat później społeczność astronomów wróciła ponownie do ty ch prac i dostrzegła, jak duże mają znaczenie, ale w chwili ich publikacji by ły one zby t dziwne i zby t teorety czne, by mogły wy wrzeć istotny wpły w. De Sitter rozwijał te teorety czne zagadnienia w czasie, gdy w Europie szalała pierwsza wojna światowa i działania wojenne nie pozwalały na prowadzenie obserwacji astronomiczny ch – wy jątkiem by ły Stany Zjednoczone, które nie ucierpiały fizy cznie w ty m konflikcie. Kalifornia

stała się wówczas najważniejszy m ośrodkiem astronomii obserwacy jnej. Działające pod kierownictwem George’a Ellery ’ego Hale’a obserwatorium na Mount Wilson szczy ciło się posiadaniem dwóch teleskopów: półtorametrowego oraz dwuipółmetrowego, które liczy ły wówczas zaledwie trzy lata i by ły największe na świecie. Amery kańscy obserwatorzy zaczęli badać, co znajduje się we Wszechświecie poza granicami Drogi Mlecznej. Po zakończeniu wojny uczony ch w Europie ogarnęła obsesja na punkcie teorii względności. W latach dwudziesty ch rozważano ty lko dwa modele wszechświata – staty czny model einsteinowski zawierający materię oraz model de Sittera opisujący wszechświat w ruchu, ale za to bez materii. Oba by ły wy soce wy idealizowane i nie opierały się na żadny ch porównaniach z dany mi astronomiczny mi. Kosmologia obserwacy jna nie by ła jeszcze wówczas na ty le rozwinięta, by można by ło dokonać wy boru, opierając się na faktach. W 1921 roku Einstein otrzy mał Nagrodę Nobla, nie za ogólną teorię względności (jak można by się spodziewać), ale za odkry cie efektu fotoelektry cznego, które by ło wprawdzie ważny m etapem na drodze rozwoju teorii kwantowej, ale bez wątpienia miało mniejsze znaczenie. Kolejny m niezwy kły m zrządzeniem losu by ło to, że Einstein nie wy głosił trady cy jnego wy kładu noblowskiego podczas uroczy stości wręczenia nagrody w Sztokholmie w 1922 roku. Zamiast tego 11 lipca 1923 roku wy głosił w Göteborgu wy kład zaty tułowany Podstawowe idee i problemy teorii względności. Wspomina w nim o swoim staty czny m modelu wszechświata, ale wy raźnie się od niego dy stansuje:

Nie można jednakże ukry wać, że spełnienie postulatu Macha w opisy wany sposób wy maga wprowadzenia do równań pola nowego wy razu pozbawionego jakichkolwiek doświadczalny ch podstaw, którego nie da się w żaden logiczny sposób wy prowadzić z pozostały ch wy razów wy stępujący ch w równaniach. Z tego powodu takiego rozwiązania „problemu kosmologicznego” nie można w tej chwili uznać za całkowicie saty sfakcjonujące.

Stała kosmologiczna, co do której Einstein ży wił najwy raźniej mieszane uczucia, przetrwała, by tak rzec, w cieniu i została wskrzeszona ponad siedemdziesiąt lat później jako zbawczy ni kosmologii Wielkiego Wy buchu. Następny bohater naszej opowieści podzielał początkowo los de Sittera i tak jak on pozostawał niezauważony – chodzi o Aleksandra Friedmana, wy bitnego rosy jskiego matematy ka, który walczy ł w pierwszej wojnie światowej po stronie carskiej Rosji. Rewolucja radziecka 1917 roku, wojna domowa, która potem wy buchła, i późniejsza blokada Związku Radzieckiego przez kraje zachodnie sprawiły, że radzieccy uczeni poznali ogólną teorię względności ze znaczny m opóźnieniem. Friedman by ł pierwszy m rosy jskim matematy kiem, który zrozumiał, jakie znaczenie ma ona dla kosmologii. W 1922 roku napisał klasy czny już arty kuł o krzy wiźnie przestrzeni, w który m wy sunął hipotezę, że Wszechświat może się zmieniać z upły wem czasu. Potem Friedman pokazał, że Wszechświat może jednocześnie mieć materię i by ć w ruchu

bez pogwałcenia równań Einsteina – a zatem Wszechświat może się albo rozszerzać, albo kurczy ć. Friedman wy kładał na Uniwersy tecie Leningradzkim (obecnie jest to Petersburski Uniwersy tet Państwowy ), gdzie na jego zajęcia uczęszczał przy szły kosmolog George Gamow. Zmarł w 1925 roku na dur brzuszny i ta przedwczesna śmierć sprawiła, że przez następne dziesięć lat mało kto wiedział o znaczeniu jego prac. Współczesny parady gmat kosmologiczny wy nika bezpośrednio z jego badań i wszy stkie wciąż rozważane standardowe odmiany tego modelu są zaczerpnięte z modeli wy prowadzony ch przez Friedmana. Geniusz Einsteina wy nikał w duży m stopniu ze stosowania czy stej logiki do pomy słowy ch ekspery mentów my ślowy ch, jednak w tamty m okresie obowiązy wała już ogólna metoda naukowa, z której wy nika, że jeśli jakieś teorie lub modele mają zy skać powszechną akceptację, to muszą by ć wewnętrznie spójne i sformułowane za pomocą dokładny ch matematy czny ch stwierdzeń. Poza ty m powinna również istnieć możliwość sprawdzenia ich w nowy ch doświadczeniach lub obserwacjach – i taka wery fikacja musi się zakończy ć pozy ty wnie. Nastrój naukowego samozadowolenia dawno już wy parował i teraz wszy scy z niecierpliwością czekali na dalszy rozwój wy padków. Do połowy lat trzy dziesty ch udało się skompletować pełny zestaw narzędziowy zasad fizy czny ch, ale nie zdołano jeszcze skonstruować za pomocą ty ch narzędzi wiary godnego modelu świata. W rozdziale 2 przedstawimy astronomiczne podstawy, dane obserwacy jne, na który ch taki model świata powinien by ć oparty, natomiast w rozdziale 3 opiszemy pierwsze próby wy korzy stania zgromadzony ch narzędzi do stworzenia spójnego fizy cznie modelu kosmologicznego, który na podstawie dany ch wskaże bezpośrednio, czy Wszechświat ulegnie ostatecznie ponownej katastroficznej zapaści, czy też będzie się rozszerzał wiecznie w blednący m świetle gwiazd. T.S. Eliot, sztandarowy poeta modernizmu, wy raził już wcześniej (w 1925 roku) swoje zdanie w tej kwestii: „I tak się właśnie kończy świat/Nie hukiem ale skomleniem” 5. Teraz nadszedł czas, by się przekonać, co powiedzą dane.

3 John Horgan, Koniec nauki czyli o granicach wiedzy u schyłku ery naukowej, przeł. Michał Tempczy k, Prószy ński i S-ka, Warszawa 1999 (przy p. tłum.).

4 Cy t. za: Walter Isaacson, Einstein: jego życie, jego wszechświat, przeł. Jarosław Skowroński, Wy dawnictwo W.A.B. – Grupa Wy dawnicza Foksal, Warszawa 2013, s. 104.

5 T.S. Eliot, Wydrążeni ludzie, przeł. Czesław Miłosz [w:] T.S. Eliot, Wybór poezji, Zakład Narodowy im. Ossolińskich, Wrocław 1990, s. 161 (przy p. tłum.).

2.

KRÓLESTWO MGŁAWIC

Nowe przyrządy ukazują nowy świat Bry ty jska wy prawa z 1919 roku, w trakcie której dokonano obserwacji zaćmienia Słońca, potwierdziła ogólną teorię względności, dowodząc, że astronomowie mają teorety czne narzędzia umożliwiające badanie własności Wszechświata. Wkrótce jednak badania odległy ch zakątków kosmosu stały się dziedziną, w której astronomowie Starego Świata nie mogli już współzawodniczy ć z obserwatorami z Amery ki. Gdy opadł py ł wojennej zawieruchy, okazało się, że to obserwatoria pod spokojny m niebem Arizony i Kalifornii mają szanse na dokonanie kolejny ch odkry ć. Obserwatorium Mount Wilson w Pasadenie szczy ciło się dwoma teleskopami: półtorametrowy m i niedawno ukończony m dwuipółmetrowy m, największy m na świecie. Wy korzy stując te nowe, bardziej czułe urządzenia, amery kańscy obserwatorzy zaczęli badać zawartość Wszechświata poza obszarem Drogi Mlecznej, gdzie czekały na nich wielkie odkry cia. Świat, w który wkroczy li, nie by ł stary m światem planet i gwiazd, ale ogromny m niezbadany m królestwem galakty k i ich gromad. Początkowo badano mgławice, starając się wy jaśnić ich tajemniczą naturę. Coraz lepsze obserwacje dowiodły wkrótce ponad wszelką wątpliwość, że Droga Mleczna jest galakty ką dy skową, z Układem Słoneczny m leżący m gdzieś z dala od centrum, natomiast te białe, rozmy te mgławice są galakty kami podobny mi do naszej. Co więcej, pod koniec lat dwudziesty ch wy niki obserwacji zaczęły wskazy wać, że cały kosmos ulega szy bkiemu rozszerzaniu i wszy stkie galakty ki oddalają się od siebie z prędkościami proporcjonalny mi do dzielący ch je odległości.

Za pomocą narzędzi opracowany ch przez Einsteina teorety cy mogli sprawdzić, które spośród wielu możliwy ch modeli kosmologiczny ch pasują do nowy ch dany ch. W ciągu zaledwie kilku lat belgijski uczony i ksiądz Georges Lemaître znalazł (w 1927 roku) rozwiązanie pasujące do obserwacji rozszerzającego się Wszechświata przeprowadzony ch przez Edwina Hubble’a. Ta rewolucy jna zmiana naszego obrazu kosmosu została zapoczątkowana w amery kańskich obserwatoriach około roku 1910 i w zasadzie zakończy ła się do roku 1930 – to nadzwy czaj krótki okres na wprowadzenie tak rady kalnej zmiany naszego rozumienia Wszechświata, wziąwszy pod uwagę, że w ty m czasie zmiana ta musiała zostać sformułowana, rozpowszechniona i powszechnie zaakceptowana. Choć taki ogólny obraz pozagalakty cznego Wszechświata został przy jęty prakty cznie przez wszy stkich, to jednak nieliczni ty lko zdawali sobie sprawę, jakie różnorakie wnioski wy nikają z istnienia początkowej fazy wy buchu. Uświadomienie sobie, jak przebiegały ogniste początki Wszechświata, zajęło nam kilka dziesięcioleci – opowiemy o ty m w rozdziałach 3 i 4.

Ry c. 2.1. Teleskop zwierciadlany o średnicy 1,8 metra, zbudowany przez Williama Parsonsa w 1845 roku w jego siedzibie rodowej w zamku Birr w Irlandii. Po renowacji przeprowadzonej w 1997 roku jest to obecnie największy na świecie wciąż działający history czny przy rząd naukowy (Indigo Images).

W Anglii pod koniec XVIII wieku William i Caroline Herschelowie sporządzili pierwszą listę mgławic i wy sunęli hipotezę, że ich wy gląd można wy jaśnić działaniem przy ciągania grawitacy jnego. Jednak ani ich prace, ani badania Williama Parsonsa z lat czterdziesty ch XIX wieku (przeprowadzone z wy korzy staniem jego giganty cznego teleskopu zwierciadlanego) nie doprowadziły do uzy skania przekonujący ch dowodów na to, że mgławice spiralne leżą poza Drogą Mleczną. Jeszcze w 1890 roku history k Agnes Clerke mogła nonszalancko odrzucić jako bezsensowną ideę, że mgławice mogą by ć „wszechświatami wy spowy mi”. Taką hipotezę wy sunął w 1755 roku filozof Immanuel Kant, ale brak by ło jednoznaczny ch dowodów naukowy ch pozwalający ch rozstrzy gnąć tę kwestię i idea ta pozostawała gdzieś na obrzeżach poważanej nauki. Prawda o naturze mgławic zaczęła powoli wy chodzić na jaw w Nowy m Świecie i nowy m stuleciu, w całkowicie niespodziewany m miejscu – w nowy m obserwatorium na Mars Hill (Wzgórzu Marsowy m) we Flagstaff w stanie Arizona. Z uwagi na ciemne niebo i nieduże zachmurzenie ta odległa od cy wilizacji lokalizacja o wiele bardziej nadawała się do prowadzenia obserwacji niż europejskie miasta, w który ch mieściły się dawne obserwatoria.

Ry c. 2.2. Szkic mgławicy M51 wy konany przez Williama Parsonsa w 1845 roku na podstawie obserwacji teleskopem o średnicy 1,8 metra. Po raz pierwszy w historii pokazuje on spiralną strukturę tej mgławicy. Powy żej: zdjęcie M51 wy konane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a (NASA)

Percival Lowell, zamożny biznesmen z Bostonu, ostatnie dwadzieścia trzy lata swojego ży cia poświęcił astronomii. W 1894 roku przeprowadził się do Flagstaff, by oddy chać czy sty m górskim powietrzem i prowadzić obserwacje Marsa za pomocą teleskopu zwierciadlanego o średnicy 61 centy metrów. Wy dawało mu się, że na powierzchni Czerwonej Planety dostrzega kanały, i naprawdę uwierzy ł w to, co widział. W 1908 roku w książce Mars as an Abode of Life (Mars jako

matecznik życia) wy sunął hipotezę, że na Marsie istniały kiedy ś inteligentne formy ży cia, i ty m samy m zapoczątkował nowy nurt w literaturze fantasty cznonaukowej. Mimo skłonności do takich spekulacji i romanty cznej natury Lowell miał całkowicie naukowe podejście do astronomii. Choć dopuścił się olbrzy miej nadinterpretacji swoich obserwacji Marsa, jego uporczy we dążenie do zrozumienia Układu Słonecznego miało wkrótce doprowadzić do odkry cia ważnego faktu na temat Wszechświata, daleko wy kraczającego poza nasz układ planetarny.

Ry c. 2.3. Percival Lowell w Obserwatorium Lowella, które założy ł w 1894 roku (Biblioteka Kongresu)

Chcąc się dowiedzieć czegoś więcej na temat procesu powstawania układów planetarny ch,

w 1901 roku Lowell dokupił do swojego 61-centy metrowego teleskopu nowy spektrograf wy konany przez wspaniałego budowniczego przy rządów naukowy ch Johna Brashea​r a, zatrudnił także świeżo upieczonego licencjata po astronomii, Vesto Sliphera, by prowadził za niego obserwacje w czasie, gdy on sam musiał pilnować swoich liczny ch interesów w Bostonie. Slipher dostawał z Bostonu listy z poleceniami zarówno przy ziemny mi, takimi jak doglądanie ogrodu warzy wnego („gdy dy nie dojrzeją, proszę mi jedną wy słać przesy łką ekspresową”), jak i związany mi z prowadzony mi obserwacjami. Slipher stał się ekspertem od badań spektroskopowy ch, polegający ch na analizie prążków widmowy ch światła odległy ch gwiazd i inny ch obiektów astronomiczny ch. Światło z dowolnego źródła po przejściu przez pry zmat tworzy widmo, czy li, inny mi słowy, ulega rozłożeniu na kolory tęczy odpowiadające światłu o różny ch długościach fali. W ty ch kolorowy ch paskach można czasami dostrzec „prążki”, które są wskazówką na temat składu materii wy twarzającej dane światło. Każdy pierwiastek chemiczny prowadzi do pojawienia się w laboratorium prążków zawsze na tej samej, charaktery sty cznej długości fali. Gdy jednak źródło światła jest w ruchu względem obserwatora, to zarejestrowana długość fali zostaje przesunięta o mierzalną wartość w kierunku większy ch długości fali (czerwonego krańca widma), jeśli dany obiekt się oddala, lub krótszy ch (niebieskiego krańca widma), jeśli obiekt przy bliża się do obserwatora. Jeśli zmierzy my przesunięcie prążka powstającego za sprawą określonego pierwiastka chemicznego (jest to tak zwane przesunięcie dopplerowskie), to będziemy mogli ustalić, jak szy bko porusza się dane źródło światła względem obserwatora. W astronomii spektroskop wy korzy stuje się do mierzenia prędkości. Ponieważ Lowella interesowały głównie badania planet, uży wał spektrografu do mierzenia okresu obrotowego Marsa, Jowisza i Saturna. Drogą prób z różny mi rodzajami klisz fotograficzny ch i pry zmatów Slipher uzy skał znaczną poprawę czułości spektrografu i dzięki temu mógł dokonać wspaniałego odkry cia obserwacy jnego: ustalił mianowicie, że widma gwiazd w gwiazdozbiorze Skorpiona wskazują na istnienie gazu w pozornie pustej przestrzeni między gwiazdowej. By ło to nowe, ważne odkry cie. Wy nikało z niego, że przy najmniej część widocznego zamglenia fakty cznie wy nika z istnienia gazu przy pominającego mgłę, a zatem liczne mgławice odkry te przez astronomów można teraz by ło podzielić na takie, które są naprawdę gazowy mi mgławicami, i takie, które w istocie składają się z gęsto upakowany ch gwiazd. Obiekty tego drugiego rodzaju wy glądają jak mgławice, gdy obserwuje się je przez teleskopy zby t słabe, by można by ło przez nie dostrzec pojedy ncze gwiazdy i ich gromady. Lowell służy ł Slipherowi radą i zachęcał go do dalszego badania tajemniczej mgławicy spiralnej (która, jak obecnie wiemy, leży daleko poza naszą Galakty ką). W zwięzły m liście z Bostonu (wy słany m 8 lutego 1909) roku zawarł takie polecenia dla Sliphera:

Chciałby m, żeby wy konał Pan na kliszy czułej na światło czerwone zdjęcie widma jakiejś białej mgławicy, najlepiej takiej, która ma wy raźne ośrodki kondensacji.

Pisząc o „białej mgławicy ”, Lowell miał na my śli mgławicę spiralną. W dalszy m ciągu bowiem uważał, że te spiralne struktury są tworzący mi się układami planetarny mi, a widoczna mgła jest dowodem na istnienie obłoków gazowy ch podobny ch do ty ch, jakie Slipher odkry ł w Skorpionie. Percival Lowell przy jął hipotezę mgławicową Laplace’a za punkt wy jścia dla swoich teorii na temat pochodzenia Układu Słonecznego i inny ch układów planetarny ch. Slipher pracował nad uzy skaniem widma Wielkiej Mgławicy w Andromedzie aż do grudnia 1910 roku. Mgławica ta, widoczna na półkuli północnej jesienią i zimą, ma rozmiar porówny walny z rozmiarem tarczy Księży ca, a obszar jej jądra można dostrzec goły m okiem. Obecnie wiemy, że jest to galakty ka będąca giganty czną, nieco starszą siostrą Drogi Mlecznej. Podczas obserwacji Galakty ka Andromedy wy daje się zamglona z tego prostego powodu, że leży w olbrzy miej odległości od nas i tworzące ją gwiazdy (jest ich około 100 miliardów) zlewają się ze sobą. Lowell, zaintry gowany ty m, że w widmie mgławicy można dostrzec pewne mało wy raźne cechy, próbował zwiększy ć czułość spektrografu, usuwając dwa z trzech pry zmatów. Mody fikacja przy niosła spodziewany skutek – wprawdzie widmo na kliszy zmniejszy ło się do rozmiaru szerokości kciuka, ale dzięki temu na emulsję fotograficzną padało znacznie silniejsze światło. Na ty m etapie badań Slipher działający w Arizonie zaczął się ścigać z czasem, ponieważ w Kalifornii pojawił się ry wal, który także się zastawiał, czy mgławice nie są przy padkiem główny m elementem architektury kosmosu. William Campbell, dy rektor konkurency jnego Obserwatorium Licka wy budowanego na południe od San Francisco, postanowił zrealizować program pomiaru prędkości radialny ch tajemniczy ch mgławic – chciał dzięki temu lepiej zrozumieć, jakie znaczenie w kosmosie mają te obiekty. Na pomy sł realizacji takiego projektu wpadł za sprawą odkry cia Jamesa Keelera, jego poprzednika na stanowisku dy rektora obserwatorium, który zauważy ł, że na długo naświetlany ch fotografiach można dostrzec bardzo wiele słaby ch mgławic. W ten sposób rozpoczęła się ry walizacja: Campbell miał do dy spozy cji 91-centy metrowy teleskop zwierciadlany w Obserwatorium Licka w Kalifornii, natomiast Slipher musiał się zadowolić 61-centy metrowy m teleskopem w Obserwatorium Lowella w Arizonie. Obaj nie mieli najmniejszego pojęcia, jak olbrzy mi Wszechświat ukaże się już wkrótce ich oczom. Siedemnastego września 1912 roku Slipher dokonał swoim zmody fikowany m spektrografem zdumiewającego odkry cia: światło z mgławicy w Andromedzie jest przesunięte w kierunku niebieskiego krańca widma. Oznaczało to, że Wielka Mgławica w Andromedzie zbliża się do Drogi Mlecznej ze znaczną prędkością. Bez wątpienia by ł to pierwszy w historii pomiar pozagalaktyczny – wy znaczenie prędkości obiektu znajdującego się poza Drogą Mleczną. Slipher nie mógł sobie zdawać wówczas sprawy z doniosłości tego odkry cia. W istocie otrzy mana wartość by ła tak nieoczekiwana, że zaczął mieć wątpliwości. Ponieważ mierzone widmo miało zaledwie centy metr długości i milimetr szerokości, z tak ściśniętego obrazu widma nie mógł wy doby ć wielu cenny ch dany ch. „Uważam, że stać nas na znacznie więcej” – napisał do Lowella, który odpowiedział naty chmiast, przesy łając do Flagstaff z Bostonu własny mikroskop, by Slipher mógł mierzy ć z większą dokładnością długości fali prążków widma widoczny ch na maleńkich fotografiach. Po rozpakowaniu przesy łki Slipher umieścił delikatne szklane klisze z cenny mi widmami na stoliku mikroskopu. Spojrzał przez okular i zobaczy ł wy raźnie przesunięcie prążków potwierdzające, że mgławica w Andromedzie ma znaczące przesunięcie ku błękitowi – nie ulegało wątpliwości, że

pędzi w kierunku naszej macierzy stej Galakty ki. W razie dokonania odkry cia tak dużego kalibru konieczne jest powtórzenie pomiaru i pod sam koniec 1912 roku ogromne doświadczenie Sliphera przy niosło owoce. Ostatnią kliszę naświetlał w ciągu trzech kolejny ch nocy i skończy ł pracę równo z nastaniem Nowego Roku. W sty czniu przeprowadził pomiary w sumie czterech klisz, w ty m niemal trzy ty godnie spędził na drobiazgowy m redukowaniu dany ch. Wy nik końcowy by ł całkowicie zdumiewający : mgławica w Andromedzie pędzi w naszy m kierunku z prędkością 300 kilometrów na sekundę! Aby umieścić tę wartość w kontekście prędkości mierzony ch w tamty ch czasach, powiedzmy, że by ła ona około dziesięciu razy większa od średniej prędkości gwiazd mierzonej w naszej Galakty ce. Ry wal Sliphera z Obserwatorium Licka odpowiedział uszczy pliwie: „uzy skana przez Pana prędkość jest ekstremalnie duża, błąd musi by ć ogromny, mam nadzieję, że nie ograniczy ł się Pan do wy konania ty lko jednego pomiaru”. Jak na ironię, to właśnie Obserwatorium Licka potwierdzi później poprawność odkry cia Sliphera. Lowell przesłał gratulacje i namawiał Sliphera do przeprowadzenia obserwacji kolejny ch mgławic spiralny ch. Uzy skane przez Sliphera widmo Galakty ki Sombrero w gwiazdozbiorze Panny (NGC 4594) zostało przy jęte z olbrzy mią ulgą: ustalił, że oddala się ona od Ziemi z prędkością 1000 kilometrów na sekundę. To przesądziło sprawę: przesunięcia widm muszą wy nikać z ruchu i wy znaczone prędkości są znacznie większe niż w wy padku badany ch doty chczas ciał niebieskich. Podbudowany ty m wy nikiem Slipher zaczął powoli gromadzić dane z pomiarów inny ch mgławic spiralny ch. Latem 1914 roku miał już ich czternaście i zdołał zauważy ć pewien trend: większość mgławic się od nas oddala – mgławica w Andromedzie jest tu jedy ny m godny m uwagi wy jątkiem. Na ry cinie 1.4 zamieszczono fotografię Sliphera i kilka pierwszy ch wy znaczony ch przez niego przesunięć ku czerwieni obserwowany ch „mgławic”. Jak przy jęli te wy niki inni astronomowie? Dziwaczne opowieści Percivala Lowella o ży ciu na Marsie nadszarpnęły reputację obserwatorium we Flagstaff. Slipher prawdopodobnie czuł, że ekstrawagancje szefa kładą się na jego badaniach długim cieniem. Jednak duński astronom Ejnar Hertzsprung przesłał Slipherowi list, w który m od razu przeszedł do rzeczy : zmierzone prędkości radialne oznaczają, że mgławice spiralne nie mogą by ć częścią Drogi Mlecznej. Prędkości te są tak duże, że pole grawitacy jne Drogi Mlecznej nie mogłoby utrzy mać tak rozpędzony ch obiektów. W sierpniu 1914 roku Slipher przedstawił swoje odkry cia na Uniwersy tecie Northwestern w Evanston, w stanie Illinois, na XVII zjeździe Amery kańskiego Towarzy stwa Astronomicznego. Na sali znajdował się wówczas młody Edwin Hubble, doktorant z Obserwatorium Yerkesa (gdzie później studiował jeden z autorów książki – Jeremiah Ostriker). Niezwy kłe doniesienia Sliphera zostały przy jęte owacjami na stojąco, a gratulacje złoży ł mu nawet Campbell z Obserwatorium Licka. W 1917 roku Slipher miał już widma pokazujące mierzalne przesunięcia dopplerowskie dwudziestu pięciu galakty k spiralny ch. Jego dane dowiodły, że trzy niewielkie obiekty i mgławica w Andromedzie (wszy stkie położone względnie blisko nas) zbliżają się do Drogi Mlecznej, natomiast dwadzieścia jeden bardziej odległy ch obiektów oddala się od naszej Galakty ki. Największa prędkość, jaką zmierzy ł, wy nosiła 1100 kilometrów na sekundę. Slipher tłumaczy ł, że prędkości te wy nikają z ruchu Drogi Mlecznej we Wszechświecie wy pełniony m mgławicami. W 1917 roku by ł już przekonany, że mgławice spiralne są wszechświatami wy spowy mi Kanta, a sama Droga Mleczna jest jedną z takich mgławic, widzianą od środka.

Gdy Slipher analizował widma we Flagstaff, Heber D. Curtis z Obserwatorium Licka od niemal dziesięciu już lat fotografował mgławice spiralne z wy korzy staniem 91centy metrowego teleskopu Crossley a. Również on został entuzjasty czny m zwolennikiem koncepcji, że mgławice spiralne są samodzielny mi galakty kami niezależny mi od Drogi Mlecznej. Jak już wspomnieliśmy wcześniej, w tej ry walizacji liczy ło się jeszcze trzecie obserwatorium na Mount Wilson, jedny m ze szczy tów w górach San Gabriel w południowej Kalifornii. Obserwatorium to założy ł w 1904 roku George Ellery Hale, wy korzy stując fundusze przekazane przez działający w Waszy ngtonie Insty tut Carnegiego. W 1907 roku zainstalowano tam półtorametrowy teleskop zwierciadlany, a w 1917 roku ukończono budowę największego wówczas teleskopu na świecie, dwuipółmetrowego teleskopu Hookera. Hale rozumiał, jak wielkie znaczenie mają te najnowsze badania, i gdy w marcu 1919 roku wy słuchał wy kładu Curtisa na temat mgławic spiralny ch, od razu podczas jednej z uroczy sty ch kolacji w Waszy ngtonie zaproponował mu współpracę. Kilka miesięcy później napisał do dy rektora Obserwatorium Licka z formalną propozy cją nawiązania współpracy :

[Na Mount Wilson] planujemy przy puścić silny atak na spiralne, ze szczególny m uwzględnieniem ruchu wewnętrznego, ruchu własnego, widm różny ch obszarów, gwiazd nowy ch i ty m podobny ch, dlatego jeszcze raz podkreślam, że chcieliby śmy wiedzieć, czy m zajmuje się Curtis, by odpowiednio dopasować do tego nasze prace z korzy ścią dla wszy stkich.

„Silny atak na spiralne” przerodził się w kampanię na skalę przemy słową. Nawet patrząc z odległej perspekty wy czasu, możemy wy czuć narastający entuzjazm: nie ulegało wątpliwości, że nowe obserwacje dokonane za pomocą teleskopów działający ch na Zachodnim Wy brzeżu musiały w końcu doprowadzić do ważnego przełomu naukowego. Jednak przy swojenie sobie zebrany ch dowodów musiało zająć jeszcze nieco czasu. Amery kańska Narodowa Akademia Nauk w Waszy ngtonie, założona przez Abrahama Lincolna, miała wkrótce zorganizować wielką debatę nad znaczeniem ty ch odkry ć. William Hale, ojciec George’a, by ł hojny m filantropem i utworzy ł specjalny fundusz dla Narodowej Akademii Nauk przeznaczony na organizowanie gościnny ch wy kładów. Nie powinno chy ba nikogo dziwić, że zdanie George’a bardzo się liczy ło przy podejmowaniu decy zji, jak należy wy dać pieniądze jego ojca. W ten sposób postanowiono (po dłuższej dy skusji, podczas której odrzucono pomy sł zorganizowania spotkania doty czącego ogólnej teorii względności), że w kwietniu 1920 roku wy kład im. Williama Ellery ’ego Hale’a będzie miał formę debaty na temat najnowszy ch wy ników obserwacji mgławic spiralny ch. Osiemnastego lutego 1920 roku George E. Hale wy słał zaproszenia do wzięcia udziału w debacie do Hebera Curtisa z Obserwatorium Licka i Harlowa Shapley a z Obserwatorium Mount Wilson, proponując każdemu z nich wy nagrodzenie w wy sokości 150 dolarów za przedstawienie 45-minutowej prezentacji poświęconej „skali odległości we Wszechświecie”. W istocie jednak prawdziwy m, gorąco dy skutowany m tematem

tego sporu by ła interpretacja wy ników nowy ch obserwacji: Czy mgławice spiralne są gazowy mi obiektami w Drodze Mlecznej, czy też może odległy mi wszechświatami wy spowy mi? Harlow Shapley, wy kształcony w Princeton pod kierunkiem Henry ’ego Norrisa Russella, został zatrudniony przez Hale’a w Obserwatorium Mount Wilson. Miał wówczas trzy dzieści cztery lata i od kilku lat badał rozmiar Drogi Mlecznej, wy korzy stując obserwacje gwiazd zmienny ch (który ch jasność zmienia się w regularny sposób) i gromad kulisty ch (układów gwiazd w kształcie kuli, zawierający ch około 100 ty sięcy gwiazd każdy ) do wy znaczenia skali odległości w Galakty ce i jej składnikach. Nabrał przekonania (jak się później okazało, słusznego), że środek Drogi Mlecznej znajduje się daleko od Słońca. Uświadomił sobie także, że nasza Galakty ka jest znacznie większa, niż doty chczas uważano, i otrzy mał oszacowanie naszej odległości od jej środka wy noszące 8,7 kiloparseka – wartość ta nie różni się zasadniczo od najlepszy ch współczesny ch oszacowań. Na podstawie analizy obserwowany ch wielkości gwiazdowy ch gromad kulisty ch skonstruował skalę odległości w Galakty ce, natomiast położenie jej środka wy znaczy ł, zakładając sfery czny rozkład ty ch gromad. Z naszego punktu widzenia środek Galakty ki znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca.

Ry c. 2.4. Harlow Shapley. W swojej pracy z 1939 roku napisał, że cefeidy w środku Galakty ki są oddalone od nas o 8,8 kiloparseka, co oznaczało, że Droga Mleczna jest znacznie większa, niż sądzono (Indigo Images).

Shapley wpły nął na nasze wy obrażenie o otaczający m nas świecie w stopniu porówny walny m z rewolucją kopernikańską. Układ Słoneczny stracił uprzy wilejowane położenie w środku Drogi Mlecznej i znalazł się w miejscu położony m około 28 ty sięcy lat świetlny ch w bok. Okazało się, że ży jemy w pobliżu bardzo zwy czajnej gwiazdy i razem z miliardami inny ch gwiazd okrążamy w dużej odległości środek Galakty ki. Nakreślony przez Shapley a obraz z niewielkimi późniejszy mi poprawkami został wielokrotnie potwierdzony w dalszy ch badaniach. W ty m kontekście wy daje się dość dziwne, że w czasie sły nnej debaty kurczowo trzy mał się przekonania, że Droga Mleczna zajmuje szczególne, centralne miejsce w kosmosie. Debata ta odby ła się wieczorem 26 kwietnia 1920 roku w sali im. Bairda w zarządzany m przez Insty tut Smithsona Muzeum Historii Naturalnej w Waszy ngtonie. Shapley, który nie radził sobie z publiczny mi wy stąpieniami, odczy tał swoją prelekcję z dziewiętnastostronicowego maszy nopisu. Zastosował tak podstawowe podejście, że nie wzbudził najmniejszy ch kontrowersji – wy prowadzenie definicji roku świetlnego zajęło mu aż sześć stron. Curtis, wy trawny mówca, przy gotował podsumowanie swojego wy stąpienia na zapisany ch maszy nowo slajdach. Podczas właściwej debaty obaj spierali się o skalę odległości we Wszechświecie, zgodnie z ogłoszony m wcześniej tematem. Curtis twierdził, że Wszechświat składa się z wielu galakty k takich jak nasza, nazy wany ch przez ówczesny ch astronomów mgławicami spiralny mi. Shapley utrzy my wał natomiast, że mgławice spiralne są pobliskimi obłokami gazu, a Wszechświat składa się ty lko z jednej giganty cznej galakty ki – naszej Drogi Mlecznej. Jak wcześniej zauważy liśmy, Shapley umieścił Słońce z dala od środka olbrzy miej galakty ki, natomiast Curtis uważał, że znajduje się ono w środku względnie niewielkiej galakty ki, jednej z wielu wy pełniający ch Wszechświat. Każdy z nich miał rację w niektóry ch kwestiach, a my lił się w inny ch. Prawdy naukowej nie da się raczej ustalić na podstawie wy niku debaty i to wy darzenie nie by ło wy jątkiem od owej ogólnej reguły. Na pierwsze reakcje po debacie wpły w miały różne podejścia do wy stąpień publiczny ch zaprezentowane przez obu mówców. Autorzy podręczników do astronomii pisany ch po roku 1921 (w który m Shapley i Curtis opublikowali obszerne arty kuły oparte na swoich wy kładach) uwzględniali debatę w swoich książkach i najczęściej skłaniali się do tego, by przy znać rację Shapley owi. Krasomówstwo energicznego Curtisa bez wątpienia wy warło wrażenie na publiczności obecnej w Muzeum Historii Naturalnej, ale nudny Shapley mógł się okazać lepszy w przekazaniu istoty swojej prelekcji. Do 1924 roku udowodniono, że Curtis miał rację w kwestii natury mgławic spiralny ch, a Shapley nie my lił się co do geometrii Drogi Mlecznej. Dzięki Edwinowi Hubble’owi wiemy obecnie, że obserwowalny Wszechświat tworzą miliardy galakty k, a galakty ki spiralne fakty cznie są takie same jak nasza Galakty ka.

Wszechświat wypełniony galaktykami Pod koniec lat dwudziesty ch Edwin Hubble, który w swoich wczesny ch pracach poświęcony ch galakty kom wy korzy sty wał dane Sliphera, miał już wy starczająco dużo dany ch z dwuipółmetrowego teleskopu, by móc stwierdzić, że Wszechświat się rozszerza. Okazało się, że galakty ki, z nieliczny mi wy jątkami, oddalają się szy bko od siebie. To odkry cie prowadziło do zdumiewającego wniosku, że Wszechświat musi się rozszerzać i w przeszłości by ł jakąś znacznie mniejszą strukturą. Trudno wprost przecenić wkład Hubble’a w otwarcie przed nami Wszechświata rozciągającego się poza Drogą Mleczną. Jego odkry cia następowały jednak etapami i w pierwszy m kroku ustalił, że ży jemy we Wszechświecie wy pełniony m we wszy stkich kierunkach galakty kami, który ch większość na pierwszy rzut oka wy daje się podobna do Drogi Mlecznej. Hubble, od samego początku uważny i skrupulatny obserwator, prowadził swoje badania na największy m teleskopie na świecie. W obserwatorium na Mount Wilson pojawił się w 1919 roku, pierwszy m roku działania nowego dwuipółmetrowego teleskopu. Studiował matematy kę i astronomię w Chicago, a potem spędził trzy lata w ​Queen’s College w Oksfordzie, gdzie czy tał teksty prawnicze i literaturę hiszpańską w ory ginale jako jeden z pierwszy ch laureatów sty pendium im. Rhodesa na Uniwersy tecie Oksfordzkim. To w Oksfordzie właśnie nabrał niektóry ch ze swoich staroświeckich manier, takich jak palenie fajki i ubieranie się w sty lu kojarzony m z angielską klasą wy ższą. Nosił tweedowe mary narki, pumpy do kolan i wszędzie chodził z laską (choć jej nie potrzebował), co iry towało niektóry ch z jego kolegów. Na początku swojej kariery na Mount Wilson Hubble zainteresował się najpierw mgławicami spiralny mi w gwiazdozbiorach Andromedy i Trójkąta (M31 i M33). Potężny m dwuipółmetrowy m teleskopem trzeba by ło sterować ręcznie przez wiele godzin, co by ło bardzo uciążliwe. Na szczęście dla Hubble’a dy rektor obserwatorium, Hale, awansował Miltona Humasona, poganiacza mułów i dozorcę, który zakończy ł swoją edukację w wieku 14 lat (co by ło w tamty ch czasach normą), na stanowisko nocnego asy stenta, odpowiedzialnego za staranne nastawienie giganty cznego teleskopu i kory gowanie jego położenia przez wiele długich godzin. Wziąwszy pod uwagę brak formalnego wy kształcenia, należy przy znać, że Humason doskonale się spisy wał w roli zawodowego astronoma. Hubble i Humason pracowali razem przez kilka lat. Hubble przy gotowy wał program badawczy, a Humason przeprowadzał właściwe obserwacje. Ich współpraca rozpoczęła się od sporządzenia fotograficznego katalogu olbrzy miej liczby galakty k, a potem zajęli się poprawianiem pomiarów przesunięcia ku czerwieni i odległości. Hubble dokonał swojego pierwszego ważnego odkry cia w 1925 roku, gdy przeprowadził obserwacje cefeid w mgławicach spiralny ch M33 i M31, a następnie wy korzy stał te gwiazdy zmienne jako świece standardowe do wy znaczenia ich odległości za pomocą bezpośrednich metod astronomiczny ch. Cefeidy są gwiazdami zmienny mi szczególnie przy datny mi do pomiaru odległości kosmiczny ch. W 1908 roku Henrietta Swan Leavitt z Obserwatorium Harvarda badała ty siące cefeid w Wielkim Obłoku Magellana. Wszy stkie te cefeidy znajdują się w zasadzie w takiej

samej odległości od nas. Leavitt odkry ła ścisły związek między jasnością absolutną cefeid i okresem ich pulsacji. Szesnaście lat później (w 1924 roku) Hubble wy znaczy ł odległość do cefeid w Galakty ce Andromedy i udowodnił, że te gwiazdy zmienne nie należą do Drogi Mlecznej. Musiał w ty m celu wy znaczy ć ich prawdziwą jasność, czy li bezwzględną ilość energii, którą wy promieniowują pod postacią światła. Znając tę wartość, mógł ją porównać z obserwowaną jasnością zarejestrowaną na kliszy fotograficznej i ustalić w ten sposób odległość do danej gwiazdy, a więc i do zawierającej ją galakty ki. By ł to początek procesu kalibracji skali odległości Wszechświata opartej na koncepcji świecy standardowej. W takim podejściu odległości wy znacza się na podstawie pomiaru obserwowanej jasności obiektów o znanej jasności absolutnej. Choć uzy skane przez Hubble’a wy niki by ły według dzisiejszy ch standardów obarczone znaczny mi błędami, to pozwoliły ustalić ponad wszelką wątpliwość, że mgławice spiralne są olbrzy mimi układami gwiazd położony mi daleko poza naszą Galakty ką. Po dokonaniu tego odkry cia Hubble postanowił wy korzy stać galakty ki jako narzędzia do poznania wielkoskalowej struktury Wszechświata. Hubble zaczął sobie stopniowo uświadamiać ogrom Wszechświata rozciągającego się przed jego oczami. W grudniu 1924 roku na XXXIII zjeździe Amery kańskiego Towarzy stwa Astronomicznego w Waszy ngtonie ogłosił ważne odkry cie związane z mgławicami spiralny mi M31 i M33:

W sprzy jający ch warunkach obserwacy jny ch […] w zewnętrzny ch obszarach obu mgławic spiralny ch można dostrzec gęste skupiska obiektów zupełnie nieróżniący ch się z wy glądu od zwy czajny ch gwiazd. Analiza klisz […] wy kazała wśród nich wiele gwiazd zmienny ch, z czego dużą część stanowią gwiazdy o krzy wej blasku charaktery sty cznej dla cefeid.

Odkry cie w ty ch obiektach cefeid i zmierzenie ich własności pozwoliło Hubble’owi na wy korzy stanie ich w roli świec standardowy ch i ustalenie, w jakiej odległości się znajdują. Otrzy mane dane świadczy ły, że M31 i M33 są bez wątpienia obiektami pozagalakty czny mi: Hubble ustalił, że znajdują się one w odległości niemal jednego miliona lat świetlny ch, co w 1924 roku by ło odległością wprost niewy obrażalną. W ten sposób hipoteza wszechświatów wy spowy ch została potwierdzona.

Model kosmologiczny pasujący do nowych danych: na

scenie pojawia się Georges Lemaître W naszej opowieści opuszczamy teraz pracującego w Kalifornii Hubble’a i wracamy do Eddingtona w Cambridge, przechodząc przy okazji od poszukiwania faktów na Mount Wilson do analizy ich znaczenia. Na początku roku akademickiego 1923/24 stacja kolejowa w Cambridge wy pełniła się świeży m nary bkiem studenckim i powracający mi studentami wy ższy ch lat – w przeważającej większości są to młodzi mężczy źni wlokący za sobą kufry i walizy. W ty m tłumie dobrze sy tuowany ch nastolatków wy różnia się jedna postać: Georges Lemaître, przy stojny dwudziestodziewięcioletni mężczy zna z zaczesany mi do ty łu czarny mi włosami, w okularach bez oprawek, ubrany w czarny strój katolickiego księdza. W Cambridge Lemaître zatrzy mał się w St Edmond’s House, rezy dencji dla księży katolickich studiujący ch na tutejszy m uniwersy tecie. W ty m zaciszny m miejscu spędził cały rok akademicki, w trakcie którego pochłonęły go studia zastosowań ogólnej teorii względności w astronomii, prowadzone pod kierunkiem kwakra, Eddingtona. Po ukończeniu szkoły jezuickiej w Charleroi w Belgii, w 1911 roku Lemaître rozpoczął studia techniczne na uniwersy tecie w Louvain, na kierunku inży nierii górnictwa. Jego zainteresowania i studia dry fowały jednak powoli w stronę matematy ki teorety cznej. W sierpniu 1914 roku, tuż po rozpoczęciu pierwszej wojny światowej, której pierwszy m aktem by ła inwazja niemiecka na Belgię, wstąpił do belgijskiej armii i służy ł na froncie przez całą wojnę, aż do jej zakończenia. Dziewiętnastego sierpnia 1919 roku został zwolniony z wojska i odznaczony Krzy żem Wojenny m z palmami. Wznowił studia w Louvain, ale porzucił inży nierię na rzecz fizy ki i matematy ki, w który ch nie miał sobie równy ch. Po uzy skaniu stopnia doktorskiego w 1920 roku postanowił rozpocząć naukę w liberalny m katolickim seminarium duchowny m, gdzie przy swoił sobie podnoszący na duchu pogląd filozoficzny, że rozum (nauka) i wiara (teologia) są dwiema różny mi drogami do prawdy. Dla jego przy szły ch badań kosmologiczny ch istotne znaczenie miał fakt, że poglądy teologiczne skłaniały go do rozważania Wszechświata o ustalony m początku – takiego, który nie istnieje wiecznie. Ponieważ Lemaître wy znaczy ł sobie dość ambitny cel wy jaśnienia pochodzenia i ewolucji Wszechświata zgodnego z ogólną teorią względności Einsteina, by ło zupełnie naturalne, że udał się do Cambridge, by konty nuować naukę pod kierunkiem Eddingtona. Rok spędzony na tej uczelni pozwolił zaledwie na rozpoczęcie badań i Lemaître potrzebował kolejny ch czterech lat, by dokonać przełomu na drodze do wy korzy stania ogólnej teorii względności do modelowania Wszechświata. Po roku spędzony m z Eddingtonem udał się do Obserwatorium Harvarda, a stamtąd do Massachusetts Institute of Technology, by wreszcie w 1925 roku powrócić do Belgii (z kolejny m stopniem doktora) i zostać wy kładowcą. Do rodzinnego kraju powrócił z czterema kluczowy mi faktami na temat nowej kosmologii. Po pierwsze, od de Sittera przejął ideę rozszerzającego się Wszechświata. Po drugie, Hubble pokazał mu, jak można wy znaczy ć odległości do mgławic dzięki obserwacjom zawarty ch w nich gwiazd zmienny ch widoczny ch w jego dwuipółmetrowy m teleskopie. Po trzecie, analiza widm

przeprowadzona przez Sliphera dowiodła, że mgławice spiralne są obiektami pozagalakty czny mi i mają określone prędkości. W końcu we własnej pracy doktorskiej z MIT Lemaître opisał na ty le elasty czny model wszechświata, że można go dopasować do obserwacji bez utraty zgodności z ogólną teorią względności. By ł już gotów, by wy korzy stać pełny zestaw narzędzi Einsteina. Lemaître potrzebował takich rozwiązań równań pola, które pozwoliły by uniknąć problemów i nadmierny ch uproszczeń obecny ch w dwóch istniejący ch już modelach teorety czny ch – w staty czny m wszechświecie Einsteina, który by ł pełen materii, zamknięty i niestabilny, oraz w modelu de Sittera, który by ł z kolei otwarty, rozszerzający się i pusty. Chociaż oba te modele są rozwiązaniami równań Einsteina, to nie mogą by ć poprawny mi opisami naszego Wszechświata: pierwszy z nich jest katastrofalnie niestabilny, drugi zaś nie zawiera w ogóle materii! Aby przełamać ten impas, Lemaître rozważy ł sy tuację, „w której […] dopuszcza się zupełnie dowolną zmienność promienia wszechświata”. Porównał taki wszechświat do gazu, którego „cząsteczki są mgławicami pozagalakty czny mi”.

Ry c. 2.5. Georges Lemaître i Albert Einstein przy okazji ich spotkania w Caltechu w 1933 roku (Corbis/Profimedia)

W kwietniu 1925 roku Lemaître przedstawił taką interpretację niedawno odkry ty ch prędkości ucieczki mgławic na doroczny m zjeździe Amery kańskiego Towarzy stwa Fizy cznego w Waszy ngtonie. Wy jaśnił, że prędkości te wy nikają z rozszerzania się przestrzeni oraz że powinny by ć mniej więcej proporcjonalne do odległości ty ch obiektów od Ziemi. Działo się to cztery lata przed publikacją w zasadzie tej samej idei przez Edwina Hubble’a, który również oparł swoje wnioski na dany ch Sliphera. W czerwcu 1925 roku Lemaître odwiedził Hubble’a

w Caltechu, gdzie poznał także Einsteina. Wiedziony ciekawością pojechał następnie do Flagstaff, gdzie uważnie przejrzał wy niki badań spektrograficzny ch Sliphera (zob. ry c. 1.4). W arty kule opublikowany m w 1927 roku Lemaître przedstawił model rozszerzającego się wszechświata. Prędkości ucieczki mgławic pozagalakty czny ch wy jaśnił jako „kosmiczny efekt ekspansji Wszechświata”. Ta genialna analiza, łącząca nowe rozwiązania równań Einstei​na z nowy mi obserwacjami, by ła pierwszą przedstawioną na piśmie charaktery sty ką współczesnej kosmologii. Arty kuł został wy dany po francusku przez Brukselskie Towarzy stwo Naukowe. Z punktu widzenia współczesny ch standardów komunikacji w nauce można by powiedzieć, że Lemaître popełnił gafę, wy dając arty kuł w języ ku, którego nie znają amery kańscy astronomowie. Uczeni w Stanach Zjednoczony ch nie mieli najmniejszego pojęcia, że pewien belgijski ksiądz wy prowadził związek (nazwany później prawem Hubble’a) łączący odległość do galakty ki z prędkością jej ucieczki. Aby tego dokonać, duchowny wy korzy stał wy niki pomiarów odległości, opublikowane przez Hubble’a w 1926 roku, a także prędkości czterdziestu trzech mgławic pozagalakty czny ch, który ch większość została wy znaczona przez Sliphera, a następnie rozpropagowana przez Gustava Strömberga, pracującego na Mount Wilson. Wartość tempa ekspansji Wszechświata uzy skana przez Lemaître’a nieznacznie ty lko różniła się od tej, którą opublikował później Hubble. W październiku 1927 roku Einstein by ł w Brukseli, gdzie uczestniczy ł w Piąty m Kongresie Solvay a. To spotkanie dwudziestu dziewięciu wy bitny ch fizy ków, z który ch siedemnastu by ło już laureatami Nagrody Nobla lub miało nimi zostać w przy szłości, by ło poświęcone elektronom i fotonom oraz nowo powstałej teorii kwantowej. Lemaître nie uczestniczy ł w ty m zgromadzeniu ważny ch osobistości świata fizy ki (nie został zaproszony ), ale wy brał się pociągiem z Louvain do Brukseli, by spotkać się z Einsteinem, który by ł najmłodszy m uczestnikiem kongresu. Obaj mężczy źni, jeden w szty wny m kołnierzy ku i krawacie (sły nny niedbały wy gląd Einsteina by ł pochodną odniesionego sukcesu, natomiast w młodości ubierał się dość elegancko), drugi w koloratce, przechadzali się alejkami wy ty czony mi wzdłuż szpalerów drzew wokół jeziora w Parku Leopolda (zob. ry c. 2.5). Einstein wy raził pochlebną opinię o rozwiązaniach matematy czny ch zastosowany ch w arty kule Lemaître’a, ale potem zaszokował swojego rozmówcę uwagą, że z punktu widzenia fizy ki koncepcja rozszerzającego się Wszechświata jest obrzy dlistwem, którego po prostu nie może zaakceptować. Uwaga Einsteina zaniepokoiła Lemaître’a, ale mimo to w dalszy m ciągu utrzy my wał, że rozszerzanie się Wszechświata może wy jaśnić zmierzone przez Sliphera prędkości pobliskich galakty k. W końcu zadał sobie trud, by pojechać do Flagstaff i osobiście spotkać się ze Slipherem, a także obejrzeć na własne oczy uzy skane przez niego widma. Co więcej, Eddington nadal niezmordowanie propagował odkry cie swojego by łego ucznia. Nie mamy jasności, czy początkowy sprzeciw Einsteina wobec idei rozszerzającego się Wszechświata wy nikał z jakichś głębokich fizy czny ch przemy śleń, czy też, co bardziej prawdopodobne, z nieznajomości faktów odkry ty ch w obserwatoriach na zachodzie Stanów Zjednoczony ch. Mówiąc krótko, teorety k Lemaître przy jął narzędzia Einsteina cały m sercem i umy słem, a następnie wy korzy stał je do skonstruowania pierwszego nowoczesnego modelu kosmologicznego. Dopasował go do wstępny ch wy ników obserwacji, które poznał z literatury naukowej. Teraz Hubble, wy trawny obserwator, musiał zgromadzić o wiele lepsze dane i wy prowadzić prawo kosmiczne, które już zawsze będzie nosiło jego imię. Gdy Lemaître

rozwijał swoją koncepcję, Hubble nie próżnował.

Kosmologia fizyczna i rozszerzający się Wszechświat Ustaliwszy, że galakty ki znajdują się daleko poza Drogą Mleczną, Hubble zajął się tworzeniem podwalin dziedziny nauki, którą później nazwano kosmologią fizy czną. Prowadząc obserwacje galakty k za pomocą 2,5-metrowego teleskopu działającego w Kalifornii, uświadomił sobie, że uzy skane w ten sposób informacje powinny mu w zasadzie pozwolić na sporządzenie mapy wielkoskalowej struktury Wszechświata, gdy by ty lko można by ło w jakiś sposób oszacować rozmiar galakty ki na podstawie jej wy glądu. Wówczas na podstawie rozmiaru obserwowanego (kątowego) takiej galakty ki mógłby ocenić jej odleg​łość. Rozpoczął realizację tego pomy słu od przy jrzenia się różny m kształtom galakty k – elipty czny m, spiralny m zwy czajny m, spiralny m z poprzeczką i nieregularny m – i dokonania ich klasy fikacji na wzór XIX-wiecznej sy stematy ki roślin. W ty m przedsięwzięciu nie miał sobie równy ch, a już na pewno żadny ch ry wali. Hubble chciał stworzy ć metodę pozwalającą oszacować odległość do galakty ki na podstawie jej wy glądu (czy li „ty pu”). Spróbujmy wy jaśnić jego podejście, odwołując się do porównania. Jeśli dostrzeżemy obiekt o rozmiarze kątowy m takim samy m jak nasz kciuk na wy ciągniętej ręce i jeśli obiekt ten będzie wy glądał jak ży rafa, to będziemy wiedzieli, że musi by ć znacznie dalej od obiektu o takim samy m rozmiarze kątowy m, który wy gląda jak my sz. Klasy fikacja galakty k Hubble’a (opublikowana w 1929 roku) by ła pierwszy m ważny m krokiem na drodze do wy znaczenia odległości do dalekich mgławic, opierający m się na założeniu, że na podstawie samego wy glądu galakty ki można stwierdzić, czy jest ona duża (czy jest ży rafą), czy mała (czy my szą). Klasy fikacja Hubble’a całkiem dobrze sprawdza się jako metoda porządkująca galakty ki według ich rozmiaru i wciąż jeszcze uży wa się jej jako wy godnego narzędzia opisowego. Dzieli galakty ki na różne ty py, w zależności od ich kształtu: elipty czne, spiralne zwy czajne, spiralne z poprzeczką i nieregularne. Hubble uporządkował galakty ki elipty czne według stopnia ich elipty czności, natomiast poszczególne kategorie galakty k spiralny ch oznaczy ł literami. Mniej więcej dziesięć lat później przedstawił sekwencję Hubble’a (jak później nazwano jego klasy fikację) w postaci diagramu przy pominającego widełki kamertonu. Galakty ki elipty czne i soczewkowate zostały nazwane galakty kami „ty pu wczesnego”, natomiast spiralne i nieregularne zaliczono do galakty k „ty pu późnego”. To my lące nazewnictwo opiera się na błędny m przekonaniu, że diagram Hubble’a jest odwzorowaniem sekwencji ewolucji galakty k. Jednak w 1927 roku Hubble stwierdził jednoznacznie:

Podkreślmy, że stosowane nazewnictwo odnosi się do położenia galakty ki w sekwencji i wszy scy, którzy snują na tej podstawie przy puszczenia odnośnie do wieku obiektów, czy nią to na własne ry zy ko. Cała klasy fikacja jest konstrukcją czy sto empiry czną, bez jakichkolwiek odwołań do teorii ewolucji.

W połowie lat dwudziesty ch Hubble zadał sobie kolejne py tanie: Czy wielkoskalowy rozkład galakty k jest jednorodny ? Odpowiedzi na nie poszukiwał z wy korzy staniem techniki opracowanej przez Williama Herschela, astronoma działającego ponad sto lat wcześniej. Polegała ona na liczeniu, ile jest galakty k jaśniejszy ch od danej obserwowanej jasności. Zaglądając coraz głębiej w kosmos i obserwując coraz słabsze obiekty, Hubble odkry wał coraz więcej galakty k. Obserwując kosmos na coraz większy ch odległościach, zawsze wy kry jemy więcej słaby ch obiektów, ponieważ na takich odległościach obejmujemy wzrokiem coraz większe obszary przestrzeni, zawierające więcej obiektów, który ch światło jest jednak znacznie słabsze z racji większej odległości. Liczba obiektów widoczny ch do danej odległości jest proporcjonalna do objętości przestrzeni objętej obserwacjami, a zatem jest proporcjonalna do sześcianu odległości. Z kolei obserwowalna jasność galakty k musi się zmniejszać proporcjonalnie do kwadratu odległości. Hubble odkry ł, że liczba galakty k o danej wielkości gwiazdowej rośnie ze wzrostem obserwowanej wielkości gwiazdowej, tak jak powinna przy założeniu rozkładu jednorodnego. Badanie przeprowadzone przez Hubble’a jest genialne w swej prostocie. Nie wy maga wiedzy na temat tego, z jakimi obiektami mamy do czy nienia ani jaka jest ich jasność. Wszy stko opiera się wy łącznie na założeniu, że obserwator nie znajduje się w żadny m szczególnie uprzy wilejowany m miejscu, a mieszanina obiektów różnego ty pu i jasności absolutnej jest wszędzie taka sama – inny mi słowy, metoda ta opiera się na założeniu, że (staty sty cznie rzecz biorąc) Wszechświat wszędzie jest jednakowy. W takim wy padku rozumowanie to można odwrócić. Jeśli liczby galakty k i ich obserwowany ch jasności zachowują się zgodnie z przewidy waniami we wszy stkich kierunkach, to najprawdopodobniej obserwowane obiekty mają jednorodny rozkład przestrzenny.

Ry c. 2.6. Wprowadzony przez Hubble’a schemat klasy fikacji galakty k. Hubble zawsze uważał, że podział ten służy wy łącznie sy stematy ce galakty k. Stwierdzenie, że opisy wał tę klasy fikację jako ciąg ewolucy jny, jest nieprawdziwe i wy nika z błędnego przeświadczenia uczony ch, którzy później konty nuowali pracę Hubble’a. Obecnie wiemy, że większość galakty k, w ty m Droga Mleczna, łączy w sobie elementy pokazane oddzielnie w sekwencji Hubble’a: płaski, spiralny dy sk zawierający młode gwiazdy i dość sfery czne skupisko starszy ch gwiazd. (Ilustracja pochodzi z książki Hubble’a z 1936 roku, The Realm of Nebulae – Królestwo mgławic).

Przełom nastąpił dzięki wy konaniu prostego ćwiczenia, polegającego na zliczeniu obiektów widoczny ch na kliszy fotograficznej i zwróceniu uwagi na to, jak szy bko ich liczba rośnie, w miarę jak bierzemy pod uwagę coraz słabsze galakty ki. Jako pierwszy metodę taką zastosował William Herschel, ale on liczy ł gwiazdy, a nie galakty ki, a uzy skane przez niego wy niki okazały się błędne za sprawą py łu między gwiazdowego, który przesłania odległe gwiazdy. Choć odkry cie Hubble’a by ło dość proste, wy nikały z niego daleko idące wnioski dla całej kosmologii, ponieważ od tej chwili można by ło zakładać, że Wszechświat jest jednorodny i izotropowy (taki sam we wszy stkich kierunkach). Następna praca Hubble’a również miała olbrzy mie znaczenie dla kosmologii. Hubble oszacował ty powe masy normalny ch galakty k i na podstawie tego wy znaczy ł średnią gęstość Wszechświata, która jest równa iloczy nowi liczby obiektów na jednostkę objętości pomnożonemu przez ich masę. Hubble uświadomił sobie, że ten parametr powinien mieć olbrzy mie znaczenie dla kosmologii, ponieważ na jego podstawie można określić ilość materii oddziałującej grawitacy jnie, która spowalnia globalną ekspansję. W kolejny ch rozdziałach przekonamy się, jak te oszacowania gęstości kosmosu zwiększały się z upły wem czasu. W ciągu następny ch trzech lat Hubble zgromadził dane pozwalające na oszacowanie odległości do dwudziestu czterech galakty k, który ch prędkości zostały ustalone już wcześniej. Przy pomiarze odległości do najbliższy ch siedmiu galakty k wy korzy stał w roli świec standardowy ch

znajdujące się w nich cefeidy. W odniesieniu do kolejny ch trzy nastu oparł pomiar na wielkości gwiazdowej najjaśniejszy ch gwiazd, a do określenia odległości do najbardziej oddalony ch czterech galakty k posłuży ł się jasnością obłoków gazowy ch. Dzięki analizie tego skromnego zbioru galakty k, uwzględniającej dane uzy skane przez Sliphera i Humasona, Hubble odkry ł liniowy (w przy bliżeniu) związek między prędkością i odległością, który ostatecznie okazał się decy dujący m dowodem przemawiający m za ideą rozszerzającego się Wszechświata. Na ironię zakrawa fakt, że, jak już wspomnieliśmy, Hubble wcale nie by ł pierwszy m uczony m, który zapisał związek nazwany później „prawem Hubble’a”. Prawo to wy nikało już z niedocenianego arty kułu Lemaître’a z 1927 roku.

Ry c. 2.7. Diagram Hubble’a w postaci, w jakiej został po raz pierwszy zaprezentowany w 1927 roku. Bardziej odległe galakty ki uciekają od nas z większą prędkością niż położone bliżej – taki wniosek sformułował w ty m samy m roku Lemaître w arty kule, który jest pierwszy m opublikowany m dowodem na rozszerzanie się Wszechświata. Zamieszczone tu dane przedstawiają 22 mgławice. Punkty zaznaczone czarny mi kropkami odpowiadają pojedy nczy m mgławicom. Puste kółka oznaczają wartość uzy skaną po połączeniu i uśrednieniu wartości odpowiadający ch mgławicom tworzący m gromadę. (Ilustracja pochodzi z pracy Contributions from the Mount Wilson Obser​v atory – Prace naukowe Obserwatorium Mount Wilson, tom 3, 1927).

Wy sy łając do druku swój arty kuł z 1929 roku, Hubble wiele ry zy kował, ponieważ jakość

i liczba zgromadzony ch dany ch zaledwie w niewielkim stopniu popierała rewolucy jny wniosek o globalny m rozszerzaniu się Wszechświata. Jedy nie wizjoner mógł wpaść na pomy sł wy kreślenia linii prostej wśród ty ch rozrzucony ch punktów i wy prowadzić prawo, czy też, jak znacznie skromniej ujął to sam Hubble, „empiry czny związek między odległością a przesunięciem ku czerwieni”. W swoim arty kule z 1929 roku tak napisał:

Wy niki wskazują na istnienie mniej więcej liniowego związku prędkości i odległości mgławic, który ch prędkości zostały już wcześniej wy znaczone, i wy daje się, że związek ten odgry wa dominującą rolę w rozkładzie prędkości.

W następny m zdaniu Hubble zdradza, że Humason rozpoczął już realizację nowego programu obserwacji na Mount Wilson, którego celem jest rozszerzenie tej analizy o obiekty znajdujące się w jeszcze większy ch odległościach. Gdy Einstein poznał wy niki Hubble’a, które w istocie by ły znacznie lepsze od ty ch, jakie miał do dy spozy cji Lemaître dwa lata wcześniej, pogodził się z ideą rozszerzania się Wszechświata i przy znał, że teraz nie ma już potrzeby, by stosować stałą kosmologiczną, wprowadzoną przez niego w celu uzy skania staty cznego (nierozszerzającego się) modelu. Wy sunięty przez Hubble’a wniosek, że prędkość oddalania się galakty k rośnie wraz z odległością od nas w sposób najwy raźniej liniowy, by ł w istocie do pewnego stopnia niepokojący. Hubble zdawał sobie sprawę, że taki trend nie może się utrzy my wać wiecznie. W „einsteinowskim wszechświecie” nic nie może poruszać się szy bciej od światła, a zatem musi istnieć jakaś odległość, swoisty „promień Wszechświata”, na której prawo Hubble’a przestaje obowiązy wać. Posunął się nawet do tego, że wy liczy ł wartość takiego promienia i oszacował całkowitą liczbę galakty k, które mogą się zmieścić w tak ograniczony m wszechświecie. W swoich obliczeniach zastosował (błędnie) model kosmologiczny de Sittera, ale uzy skał poprawne oszacowanie odległości, na której do głosu zaczy nają dochodzić efekty relaty wisty czne, a przesunięcia ku czerwieni stają się bardzo duże. Na szczególną uwagę zasługuje ostatni akapit pięćdziesięciodwustronicowego arty kułu Hubble’a z 1926 roku, opublikowanego w „Astrophy sical Journal”:

Ustalono, że odległość, do jakiej 2,5-metrowy teleskop zwierciadlany powinien umożliwiać wy kry wanie zwy czajny ch mgławic, jest rzędu 4,4 × 107 parseków, czy li około 1/600 promienia krzy wizny. Niezwy kle jasne mgławice, takie jak M31, można fotografować na odległościach nawet kilkakrotnie większy ch, a jeśli założy my sensowny wzrost czułości klisz fotograficzny ch i rozmiaru teleskopu, dojdziemy do wniosku, że w przy szłości możliwe stanie się prowadzenie obserwacji na znaczący m ułamku objętości einsteinowskiego wszechświata.

Inny mi słowy, Hubble kończy arty kuł stwierdzeniem, że 2,5-metrowy teleskop pozwala na wy kony wanie zdjęć galakty k położony ch w odległości nieprzekraczającej około 15 milionów lat świetlny ch, czy li zaledwie 0,15 procent promienia obserwowalnego Wszechświata. Do przeprowadzenia obserwacji dalszy ch obiektów niezbędne będzie poprawienie czułości emulsji fotograficznej i wy budowanie większy ch teleskopów. Zatem prowadząc badania za pomocą 2,5metrowego teleskopu, Hubble przeczuwał jeszcze większe odkry cia, jakich dokonają później uczeni wy korzy stujący 5-metrowy teleskop na górze Palomar i (jakże trafnie nazwany ) Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Jak zauważy ł history k nauki Helge Kragh, rok 1930 ma szczególne znaczenie jako ten, w który m doszło do zmiany parady gmatu w kosmologii. Częściowo stało się tak za sprawą tego, że na początku roku Lemaître przesłał w końcu Eddingtonowi angielski przekład swojego arty kułu z 1927 roku. Eddington odniósł się bardzo przy chy lnie do pracy swojego by łego studenta. Napisał list do czasopisma „Nature” (opublikowany 7 czerwca 1930 roku) wy chwalający wspaniałą pracę Lemaître’a, wy słał także do de Sittera pismo, w który m informuje holenderskiego astronoma o „genialny m rozwiązaniu Lematre’a”. De Sitter przekazał tę fascy nującą wiadomość Harlowowi Shapley owi. W ten sposób uczeni odkry li pionierską pracę Lemaître’a. Belgijski ksiądz zy skał kosmiczną sławę. Teorety cy uświadomili sobie, że model Lemaître’a jest zgodny zarówno z fizy ką (ogólną teorią względności), jak i astronomią (z dany mi zgromadzony mi przez Hubble’a). Warto zauważy ć, że wbrew temu, co można przeczy tać w niektóry ch pracach filozoficzny ch poświęcony ch ty m zagadnieniom, wcale nie trzeba by ło czekać, aż „wy znawcy ” starego poglądu stopniowo dadzą się przekonać lub wy mrą. Einstein zaakceptował nową koncepcję bardzo szy bko, a świat nauki potrzebował zaledwie dwóch lat, by stwierdzić, że nowy obraz nie ty lko cechuje wspaniała wewnętrzna spójność, ale ponadto zgadza się on z rzeczy wisty mi dany mi uzy skany mi dzięki obserwacjom prowadzony m na nowy ch teleskopach.

Uogólniony model Lemaître’a przewiduje wpływ ciemnej energii Model Lemaître’a rozwiązał ponadto jeszcze jeden stary problem. Na początku 1931 roku Eddington wy głosił wy kład popularnonaukowy pod dramaty cznie brzmiący m ty tułem: „Koniec świata z punktu widzenia fizy ki matematy cznej”. Chodziło mu o tak zwaną cieplną śmierć Wszechświata – koncepcję wy wodzącą się z XIX-wiecznej termody namiki, zgodnie z którą w istniejący m wiecznie Wszechświecie musi się w końcu kiedy ś wy czerpać cała energia, wówczas wszy stko ochłodzi się do takiej samej, niskiej temperatury, a entropia Wszechświata zbliży się do wartości maksy malnej. Inny mi słowy, w staty czny m wszechświecie, w który m czas

rozciąga się bez końca w przeszłość (a także w przy szłość), gwiazdom powinno się kiedy ś skończy ć paliwo, czy mkolwiek ono jest, i wszy stkie muszą w końcu zgasnąć. Znaleźliby śmy się wówczas w chłodny m wszechświecie, a do naszy ch oczu docierałoby światło dawno wy gasły ch gwiazd. Do czegoś takiego oczy wiście nie doszło! Lemaître uświadomił sobie, że fakt ten dowodzi istnienia jeszcze jednej poważnej wady staty cznego modelu Einsteina, i gdy w jego ręce trafił tekst wy kładów Eddingtona, zauważy ł, że z takim problemem nie mieliby śmy do czy nienia we wszechświecie, który miał kiedy ś prawdziwy początek. W rozszerzający m się wszechświecie z określony m początkiem w czasie można po prostu przy jąć, że gwiazdy nie są jeszcze na ty le stare, by wy czerpał im się zapas energii. Nie ma żadnej niespójności w wy obrażaniu sobie wszechświata o skończony m czasie istnienia, w który m gwiazdy wciąż mają wy starczająco dużo paliwa, by mogły świecić.

Ry c. 2.8. Lemaître w latach trzy dziesty ch (Corbis/Profimedia)

W liście wy słany m z Louvain do „Nature” (wy drukowany m 9 maja 1931 roku) Lemaître napisał, że „obecny stan teorii kwantowej sugeruje, iż na początku świat by ł zupełnie inny od obecnego porządku Natury ”. Wy sunął hipotezę, że Wszechświat mógł powstać jako pojedy nczy kwant, w który m pojęcia czasu i przestrzeni nie miały żadnego znaczenia. Chociaż obecnie trudno stwierdzić, co dokładnie miał wówczas na my śli, koncepcja ta stała się znana jako teoria zakładająca, że Wszechświat by ł na samy m początku „pierwotny m atomem” – idea ta silnie przemawiała do wy obraźni ówczesny ch ludzi (nawet dzisiaj można znaleźć w Internecie liczne wersje utworu muzy cznego zaty tułowanego Primeval Atom – Pierwotny atom – grupy Lemaitre). Patrząc na te rozważania z perspekty wy współczesności, trudno nie zauważy ć, że taki obraz przy pomina do złudzenia inflacy jny początek Wszechświata (gdy, jak się przy puszcza, efekty kwantowe i grawitacy jne by ły tak samo silne), o który m opowiemy w ostatnim rozdziale. By ła to fascy nująca epoka, w której prowadzono szalone badania kosmologiczne, a szampan lał się strumieniami (ale nie w Stanach Zjednoczony ch, bo tam obowiązy wała prohibicja). Eddington postarał się o to, by Lemaître mógł wy stąpić na jednej z sesji podczas spotkania Bry ty jskiego Towarzy stwa na rzecz Postępu Nauki w październiku 1931 roku. Głos zabrali wówczas również wszy scy giganci kosmologii: wiekowy już de Sitter, Eddington, sir James Jeans i Arthur Milne, profesor matematy ki z Oksfordu. Spotkanie Towarzy stwa okazało się zdumiewający m sukcesem, a wy stąpieniom przy słuchiwał się tłum zainteresowany ch liczący około dwóch ty sięcy osób. Lemaître wprowadził do kosmologii „teorię fajerwerków”. Wy sunął hipotezę, że pierwotny superatom, którego istnienie postulował, uległ rozszczepieniu, tworząc widowiskową kulę ognia i doprowadzając do powstania promieniowania kosmicznego oraz zwy czajnej materii. To zdumiewające, jak bardzo te wszy stkie spekulacje są podobne do najlepszy ch obecny ch teorii fizy czny ch, sprawdzony ch i uściślony ch dzięki obserwacjom satelitarny m kosmicznego promieniowania tła, które odkry to dopiero kilkadziesiąt lat później. Lemaître starał się znaleźć jakieś bardziej szczegółowe sformułowanie matematy czne, które pozwoliłoby przenieść te dodatkowe koncepcje ze sfery domy słów na solidny grunt nauki. Przy pisując stałej kosmologicznej dodatnią wartość (czy li, mówiąc inaczej, wprowadzając źródło kosmicznego odpy chania), odkry ł model, który rozszerza się gładko od pewnego stanu początkowego u zarania czasu. Lemaître wcale nie uważał, że wprowadzenie stałej kosmologicznej by ło największą pomy łką Einsteina – mocno wierzy ł w jej sens. Wy kazał się zdumiewającą dalekowzrocznością, gdy w listopadzie 1933 roku na spotkaniu Amery kańskiej Narodowej Akademii Nauk w następujący sposób zinterpretował działanie stałej kosmologicznej: „Wszy stko dzieje się tak, jak gdy by energia próżni by ła różna od zera”. Nawet próżnia hipotety cznego pustego wszechświata powinna zawierać energię, która powoduje ekspansję czasoprzestrzeni. Choć do dnia dzisiejszego wcale nie posunęliśmy się naprzód w naszy m rozumieniu przy czy n istnienia energii próżni, to jednak najlepsze dowody, jakie udało nam się doty chczas zdoby ć, silnie popierają ideę wskrzeszenia stałej kosmologicznej Einsteina i interpretowania jej tak, jak to uczy nił Lemaître: jako przejawu istnienia ukry tej energii Wszechświata. To George Gamow stwierdził później (w autobiografii z 1970 roku), że Einstein nazwał wprowadzenie stałej kosmologicznej do równań pola największą pomy łką swojego ży cia. W nowy m wy daniu swojej popularnej książki o teorii względności, które ukazało się w 1931 roku, Einstein zamieścił dodatek wy jaśniający, dlaczego ten arbitralny czy nnik nie jest już potrzebny.

Jak już jednak zauważy liśmy, za sprawą dziwny ch kolei losu w rozwoju nauki stała kosmologiczna, wprowadzona przez Einsteina z całkowicie błędny ch powodów i podchwy cona przez Lemaître’a, a potem ponownie odrzucona przez społeczność kosmologów, powróci pod koniec XX stulecia jako główny składnik obecnej wizji Wszechświata, ukry wając się pod pseudonimem „ciemna energia”. Lemaître zdoby ł ogromną sławę i jego wizy ta w Stanach Zjednoczony ch w latach 1932‒ 1933 wy wołała duże zainteresowanie. Otaczającą go aurę tajemniczości potęgował fakt, że nosił skromne szaty kapłańskie: oto ksiądz katolicki, który odkry ł początek Wszechświata. W 1933 roku spotkał się z Einsteinem, który by ł już wówczas zwolennikiem jego nowego modelu globalnie rozszerzającego się Wszechświata. Spotkanie to cieszy ło się ogromny m zainteresowaniem prasy. James E. Peebles, najwy bitniejszy chy ba kosmolog okresu powojennego, scharaktery zował Lemaître’a takimi słowami: „Zgodnie z uświęcony m trady cją zwy czajem uznawania zasług uczony ch za dokonanie odkry ć naukowy ch Lemaître zasługuje na to, by nazy wać go Ojcem Kosmologii Wielkiego Wy buchu”.

Dokonania Hubble’a Edwin Hubble lepiej pasował do roli znanej osobistości. Gdy Einstein odwiedził Caltech w sierpniu 1931 roku, czarujący Edwin zabrał go na przejażdżkę luksusowy m samochodem marki Pierce-Arrow po krętej drodze na szczy t Mount Wilson. W prasie pisano o ty m, że rozszerzający się Wszechświat jest poważny m problemem dla teorii Einsteina, ale po wizy cie w Obserwatorium Mount Wilson Einstein przekonał się do nowej idei. Hubble pokazał mu nowe wy niki wy pełniające pokaźną bazę dany ch, zawierającą prędkości i odległości badany ch obiektów. Chociaż później uznano go za ojca i odkry wcę Wielkiego Wy buchu, to jak się przekonaliśmy, prawda jest taka, że to Vesto Slipher odkry ł przesunięcia ku czerwieni galakty k, a Georges Lemaître zauważy ł związek między przesunięciem ku czerwieni i odległością. Prawdziwie wielkim osiągnięciem Hubble’a by ło ustalenie pozagalakty cznej skali odległości – na ty m polu można go nazwać bez cienia przesady naukowy m przedsiębiorcą. Obserwacje galakty k M31 i M33 oraz sformułowanie prawa Hubble’a sprawiły, że stał się znaną osobistością na równi z największy mi sławami Holly wood. Razem z żoną uczestniczy ł w kolacjach z Douglasem Fairbanksem, oprowadzał Cole’a Portera po Mount Wilson i, jak twierdzi bry ty jski kosmolog Fred Hoy le, podejmował gości na popołudniowej herbatce w sty lu angielskim w ogrodzie różany m w Bibliotece Huntingtona. W ciągu dwunastu lat, między rokiem 1924 a 1936, Hubble przy gotował podwaliny pod współczesną kosmologię obserwacy jną, przedstawiając rozwiązania czterech główny ch problemów, z który ch każde z osobna zagwarantowałoby mu poczesne miejsce w historii nauki.

Naszy m zdaniem jedy nie Galileusz przy ćmiewa Hubble’a pod względem znaczenia przeprowadzony ch obserwacji dla rozwoju kosmologii. Wy mieńmy tu owe cztery wy jątkowe osiągnięcia Hubble’a:

Wprowadził standardową klasy fikację mgławic, zarówno galakty czny ch (rozmy ty ch), jak i pozagalakty czny ch. Zaproponowana przez niego klasy fikacja galakty k jest obecnie znana jako sekwencja morfologiczna Hubble’a. Dzięki odkry ciu cefeid w galakty kach M33 i M31 Hubble rozstrzy g​nął jednoznacznie kwestię natury ty ch obiektów, choć należy w ty m miejscu nadmienić, że już wcześniej domy ślano się, czy m one w istocie są, ale wy suwana argumentacja by ła dla wielu nieprzekonująca. W latach 1926‒1936 ustalił, że rozkład odległy ch galakty k, po uśrednieniu po wielu kątach bry łowy ch, jest jednorodny. Dowodzi to, że galakty ki są główny m składnikiem struktury Wszechświata i dzięki obserwacjom ty ch obiektów uczeni mogą poznać ważne parametry kosmologiczne. Następnie Hubble wy korzy stał wy niki zliczania galakty k widoczny ch przez 2,5-metrowy teleskop na Mount Wilson do oszacowania promienia krzy wizny przestrzeni. W przełomowy m arty kule z 1929 roku przedstawił liniową zależność prędkości od odległości, a następnie, w dalszy ch arty kułach opublikowany ch z Miltonem Humasonem w latach 1931‒1936, potwierdził tę prawidłowość, rozszerzając ją na galakty ki o większy m przesunięciu ku czerwieni. Dzięki temu odkry ciu w kosmologii pojawiła się idea rozszerzającego się Wszechświata, kluczowa dla wszy stkich rozważany ch obecnie modeli kosmologiczny ch, możliwe stało się także wy liczenie po raz pierwszy wieku Wszechświata, który szacowano wówczas na 2 miliardy lat.

Hubble rzadko kiedy zajmował się badaniami teorety czny mi. Wolał pozostawić analizę i dy wagacje teorety kom. By ł przekonany, że dostępne w jego epoce techniki fotograficzne i spektroskopowe charaktery zują się zby t małą czułością, by można by ło przeprowadzić obserwacje pozwalające rozróżnić poszczególne modele kosmologiczne. W ostatnim akapicie swojej głośnej książki z 1936 roku zaty tułowanej The Realm of the Nebulae (Królestwo mgławic) zamieścił stwierdzenie, które brzmi jak przesłanie dla wszy stkich astronomów:

Poszukiwania trwają. Dopóki nie wy czerpiemy wszy stkich empiry czny ch źródeł informacji, nie powinniśmy sobie pozwalać na oderwane od rzeczy wistości dy wagacje teorety czne.

O jakie dy wagacje chodzi? Kosmologia jako dziedzina badań naukowy ch jeszcze wówczas nie istniała. Kilku arcy kapłanów spekulaty wnej ogólnej teorii względności opracowało modele matematy czne, ale świat astronomii nie zwracał na to większej uwagi. Wy starczy przejrzeć literaturę naukową z lat 1930‒1950, by się przekonać, że nikogo w zasadzie nie interesowało wy korzy stanie dany ch astronomiczny ch do ustalenia, który z modeli świata jest poprawny. Większość uczony ch najwy raźniej zgadzała się z Hubble’em, że zgromadzone dane nie są na ty le dobre, by takie przedsięwzięcie mogło zakończy ć się sukcesem. Jedna prosta kwestia nie ulegała jednak wątpliwości. Jeśli rozszerzanie się Wszechświata oznaczało, że w chwili obecnej kosmos staje się coraz rzadszy, to dane silnie wskazują na to, że w przeszłości musiał mieć on znacznie większą gęstość. Jeśli wy obrazimy sobie, że czas zaczy na biec do ty łu, to dojdziemy do wniosku, że musiał by ć w przeszłości taki moment, od którego dzieli nas pewien skończony czas porówny walny z wiekiem Ziemi, gdy wszy stkie galakty ki musiały się ze sobą zderzy ć. A jeśli w owej chwili galakty ki jeszcze nie istniały, to materia, z której miały później się utworzy ć, musiała ulec implozji – tak powinno to wy glądać, gdy by śmy odtwarzali przebieg wy darzeń wstecz w czasie. Jeśli natomiast dokonamy analizy ty ch wy darzeń w kierunku zgodny m z normalny m upły wem czasu, to stwierdzimy, że cała ta materia musiała uczestniczy ć w jakimś giganty czny m wy buchu. Model Lemaître’a może by ć poprawny lub nie, ale wszy scy dowiadujemy się na lekcjach fizy ki w szkole, że w przy padku poruszający ch się obiektów odległość równa się prędkość razy czas, a z tego wy nika, że w przeszłości musiał nastąpić jakiś wy buch. By ła to niepokojąca my śl. Niemal biblijna i niefizy czna, ale taki właśnie wniosek wy nikał jednoznacznie z przeprowadzony ch dotąd obserwacji. Potrzeba by ło więcej dany ch.

Wielka Nauka do zmierzenia się z Wielkim Problemem Spektakularne odkry cia dokonane na Mount Wilson dowiodły, że do prowadzenia badań pozagalakty czny ch konieczne są górskie szczy ty do budowy teleskopów i duże pieniądze pozwalające na sfinansowanie tego ty pu przedsięwzięć. W pierwszej połowie XX wieku europejscy astronomowie nie mieli najmniejszej ochoty budować wielkich teleskopów na górskich szczy tach. Jeszcze w 1948 roku Bry ty jczy cy, pracujący pod wodzą Królewskiego Astronoma, odnosili się z głęboką niechęcią do pomy słu spędzania cały ch ty godni na pokładzie statku pasażerskiego, by dotrzeć na drugą stronę oceanu. Oczy wiście astronomowie w Kalifornii mogli dotrzeć do teleskopów samochodem: z Pasadeny można by ło dojechać do 2,5- metrowego teleskopu w ciągu godziny, a Obserwatorium Licka by ło oddalone od San Francisco o jakieś dwie godziny drogi. W 1928 roku George Ellery Hale otrzy mał z Fundacji Rockefellera 6 milionów dolarów na „skonstruowanie obserwatorium, w ty m 5-metrowego teleskopu zwierciadlanego […] i pokry cie

wszelkich wy datków konieczny ch do oddania rzeczonego obserwatorium do uży tku”. W latach 1930‒1934 Hale szukał dobrego miejsca dla planowanego 5-metrowego teleskopu. Rozważano lokalizacje w Arizonie, Teksasie, na Hawajach i w Amery ce Południowej, ale zwy cięży ło miejsce, które by ło w tej ry walizacji fawory tem od samego początku: działka w Kalifornii, położona na wy sokości 1700 metrów na górze Palomar, 160 kilometrów na południowy wschód od Pasadeny. Początkowo Hale próbował wy konać zwierciadło do teleskopu ze szkła kwarcowego. Gdy ta próba zakończy ła się niepowodzeniem, postawił przed pracownikami huty szkła w Corning ambitne zadanie wy produkowania 5-metrowego zwierciadła ze szkła borowo-krzemowego o niskim współczy nniku rozszerzania cieplnego (znanego pod nazwą towarową Py rex). Pierwszy odlew by ł nieudany (znalazły się w nim pęcherzy ki powietrza) i można go teraz oglądać w Muzeum Szkła w Corning. Drugi odlew sty gł przez cały rok i został dostarczony na miejsce w 1935 roku. W następny m roku ruszy ła budowa teleskopu, ale prace zostały nagle przerwane w czasie drugiej wojny światowej. Nowy 5-metrowy teleskop skierowano po raz pierwszy w niebo dopiero w 1948 roku. W odróżnieniu od poprzedniego dziesięciolecia, w ciągu dwunastu lat między rokiem 1936 a 1948 w kosmologii nie wy darzy ło się w zasadzie nic godnego uwagi. Jedy ny m istotny m wy jątkiem by ło odkry cie dokonane w czasie drugiej wojny światowej przez Waltera Baadego, urodzonego w Niemczech astronoma prowadzącego obserwacje na Mount Wilson, który ustalił pewien bardzo ważny fakt związany z ewolucją gwiazd i dzięki temu zrewidował (czy li poprawił) wy znaczoną przez Hubble’a wartość wieku Wszechświata. Baade przy pły nął do Stanów Zjednoczony ch z Hamburga w 1929 roku, by jako laureat sty pendium Fundacji Rockefellera prowadzić obserwacje na Mount Wilson. Dwa lata później kierownictwo obserwatorium zaproponowało mu stałą posadę, co całkowicie odmieniło jego ży cie. Gdy 11 grudnia 1941 roku Hitler wy powiedział wojnę Stanom Zjednoczony m, Baade, jako imigrant z wrogiego państwa, otrzy mał zakaz opuszczania hrabstwa Los Angeles. Jego koledzy z obserwatorium zostali powołani do pracy przy badaniach nad rozwojem nowy ch rodzajów broni, Baade więc nie musiał się dzielić 5-metrowy m teleskopem ze zby t wieloma osobami. W kwietniu 1942 roku w Los Angeles wprowadzono godzinę policy jną i uczony nie mógł wy chodzić z domu od zmierzchu do świtu. Walter Adams, dy rektor Obserwatorium Mount Wilson, odwołał się od tej decy zji do najwy ższy ch władz w Waszy ngtonie i w efekcie dowódca armii w drodze wy jątku wy dał Baademu zezwolenie na przeby wanie nocą poza domem z wy raźny m zaznaczeniem, że wolno mu z niego korzy stać wy łącznie w celu prowadzenia badań na Mount Wilson. W ten sposób Baade uzy skał dostęp do teleskopu prakty cznie na wy łączność, a wojenne zaciemnienie Los Angeles sprawiło, że miał doskonałe warunki do prowadzenia obserwacji, które już się nigdy potem na Mount Wilson nie powtórzy ły. Jesienią 1943 roku Baade przeprowadził obserwacje galakty ki M31 (Galakty ki Andromedy ) na bardzo ciemny m nocny m niebie z wy korzy staniem dostępny ch od niedawna niezwy kle czuły ch klisz fotograficzny ch. Dzięki nim udało mu się zarejestrować w tej galakty ce pojedy ncze czerwone olbrzy my. Wy magało to doskonały ch umiejętności obserwacy jny ch. Baade odkry ł, że najjaśniejsze gwiazdy w obszarze środkowy m galakty ki są żółty mi nadolbrzy mami, natomiast w ramionach spiralny ch leżą olbrzy my o kolorze czerwony m i niebieskim. Stwierdził też, że w ramionach spiralny ch znajdują się młode gwiazdy, które nazwał gwiazdami populacji I. Wśród

nich najjaśniejsze by ły czerwone i niebieskie olbrzy my. Środkowe obszary galakty k spiralny ch i gromad kulisty ch wy glądały jednak inaczej, dlatego znajdujące się tam gwiazdy nazwał gwiazdami populacji II. Ty m samy m automaty cznie pojawiło się py tanie, jaki mechanizm fizy czny powoduje, że gwiazdy dzielą się na dwie bardzo różne populacje. Baade podzielił się odkry ciem dwóch populacji gwiazd z zafascy nowany m (i fascy nujący m) Fredem Hoy le’em, który pod koniec 1944 roku odwiedził Pasadenę. Później Hoy le i inni wy jaśnią, że gwiazdy populacji II należą do pierwszego pokolenia tworzący ch się gwiazd. Gdy Baade usły szał, że Hoy le interesuje się gwiazdami nowy mi, dał mu doskonałą radę: „Jeśli interesują cię takie rzeczy, to powinieneś przy jrzeć się supernowy m, które są dużo jaśniejsze”. Po powrocie w 1946 roku do Cambridge Hoy le zrobił tak, jak mu poradził Baade, i zajął się zagadnieniem pochodzenia pierwiastków chemiczny ch. Odkry cie populacji gwiazdowy ch i zwrócenie uwagi na supernowe miało wy wrzeć później głęboki wpły w na kosmologię obserwacy jną.

Model stanu stacjonarnego a Wielki Wybuch W 1948 roku w kosmologii teorety cznej nastąpił wstrząs za sprawą opublikowania teorii stanu stacjonarnego przez trzech uczony ch z Cambridge: Hermanna Bondiego, Thomasa Golda i Freda Hoy le’a. W kry stalizujący m się wówczas standardowy m ujęciu nie ulegało wątpliwości, że Wszechświat rozszerza się, choć szczegóły tego procesu pozostawały niejasne, a skoro tak, to na początku musiał nastąpić jakiś wy buch, przed który m czas i przestrzeń nie miały sensu. Hoy le uważał, że taki wniosek jest absurdalny i stanowi pogwałcenie wszy stkich znany ch praw fizy ki. Teoria stanu stacjonarnego by ła zaproponowany m przez niego lekarstwem na to zło. Teoria ta, w swoim czasie ry walka teorii Lemaître’a, zakładała, że Wszechświat nie ulega ewolucji i w największy ch skalach wy gląda zawsze mniej więcej tak samo, bez względu na położenie obserwatora i epokę, w której dokonuje się obserwacji. Jak w takim wy padku uniknąć rozrzedzania się materii w wy niku rozszerzania się Wszechświata i związanej z ty m śmierci cieplnej? Zaproponowano nowe prawo fizy ki, zgodnie z który m ekspansja Wszechświata miałaby by ć równoważona procesem ciągłego powstawania materii wy pełniającej powiększające się pustki. Zwolennicy teorii stanu stacjonarnego przekony wali, że ciągłe powstanie materii z niczego w każdy m miejscu i czasie nie jest wcale czy mś gorszy m od niejawnego powstania wszy stkiego z niczego w „Wielkim Wy buchu”. To właśnie Hoy le jako pierwszy uży ł tego barwnego określenia w audy cji radiowej nadanej 28 marca 1949 roku. Stanowczo zaprzeczał temu, by nazwa ta miała dy skredy tować konkurency jną teorię. Choć teoria stanu stacjonarnego nigdy nie cieszy ła się zby t duży m zainteresowaniem w Stanach Zjednoczony ch (z wy jątkiem środowiska dziennikarzy ), to jednak w Wielkiej Bry tanii w latach pięćdziesiąty ch i sześćdziesiąty ch Hoy le tak często

wy stępował w popularny ch audy cjach radiowy ch i telewizy jny ch, że astronomowie odczuwali potrzebę potwierdzenia teorii Wielkiego Wy buchu wiary godny mi dany mi. W ty m okresie mieli już do dy spozy cji 5-metrowy teleskop, dzięki któremu mogli zaglądać w przestrzeń kosmiczną dalej niż doty chczas. Mieli nadzieję, że uda im się zajrzeć tak głęboko w przestrzeń, a więc jednocześnie tak daleko wstecz w czasie, że będą mogli stwierdzić, który z modeli jest poprawny : czy model stanu stacjonarnego, czy (świeżo nazwany ) model Wielkiego Wy buchu. Gdy 5-metrowy teleskop został oddany do uży tku w 1948 roku, Baade z miejsca wy korzy stał tę okazję. W ramach pierwszego programu obserwacy jnego na nowy m teleskopie przeprowadził szczegółowe badania cefeid w galakty ce M31. Zrobił kilkaset zdjęć najwy ższej jakości, na który ch zidenty fikował 500 cefeid. Przekazał te informacje swojej współpracownicy Henrietcie Swope, która wy znaczy ła okresy i krzy we blasku ty ch gwiazd. Następnie Baade próbował wy kry ć w M31 gwiazdy zmienne ty pu RR Ly rae (są to gwiazdy słabsze od cefeid, ale mimo to powinny by ć widoczne przez 5-metrowy teleskop), a gdy mu się to nie udało, nabrał wątpliwości, czy podane przez Hubble’a oszacowanie odległości do tej galakty ki jest poprawne. Gdy by okazało się, że galakty ka M31 znajduje się dalej, niż sądził Hubble, to oczy wiście wy magałoby to wprowadzenia korekt w cały m łańcuchu rozumowania, na który m opiera się kosmiczna skala odległości: wszy stkie wartości należałoby odpowiednio zwiększy ć. Uczeni analizujący kosmologiczne wnioski pły nące z obserwacji również zaczęli nabierać podejrzeń. Nie powinno nikogo dziwić, że niepokoiła ich rozbieżność między wy znaczony m przez Hubble’a wiekiem Wszechświata (czasem, jaki upły nął od chwili, w której wszy stkie galakty ki powinny znajdować się w jedny m miejscu), wy noszący m zaledwie 2 miliardy lat, a znacznie dłuższy m wiekiem przy pisy wany m najstarszy m skałom na Ziemi. Druga z ty ch wartości została wy znaczona z dość dużą dokładnością na podstawie metod datowania oparty ch na znany m tempie rozpadu promieniotwórczego niestabilny ch pierwiastków chemiczny ch. Gdy by wszy stkie odległości pozagalakty czne by ły większe, niż sądzono, to od Wielkiego Wy buchu dzieliłby nas znacznie dłuższy czas. Jest to stale powracający problem w astronomii: Wszechświat nie może by ć młodszy od znajdujący ch się w nim obiektów. W ciągu całej swojej pracowitej kariery naukowej Baade opublikował niewiele arty kułów – wolał rozmawiać z gośćmi odwiedzający mi go w Pasadenie nieprzerwany m strumieniem, a także udzielać się na spotkaniach naukowy ch. We wrześniu 1952 roku członkowie Między narodowej Unii Astronomicznej (MUA) spotkali się w Rzy mie na kolejny m, odby wający m się cy klicznie co trzy lata zjeździe. Sześćdziesięcioletni już wówczas Baade przy gotował dla swoich kolegów z tej okazji dwie niespodzianki. Między narodowa Unia Astronomiczna zawsze przy kładała dużą wagę do starannego rejestrowania obrad swoich członków. W Rzy mie Baade kierował przebiegiem sesji wy stąpień poświęcony ch galakty kom i poprosił Freda Hoy le’a o sporządzenie notatki, która została następnie zamieszczona w oficjalny m tomie materiałów z konferencji. Jak wspominał później Hoy le, Baade zwrócił uwagę wszy stkich na to, że Hubble popełnił prosty błąd związany z oceną jasności dwóch rodzajów gwiazd zmienny ch: cefeid i RR Ly rae. Oznaczało to, że dane uży te przez Hubble’a do wy znaczenia odległości do galakty k wy magają korekty. Podany przez Hubble’a wiek Wszechświata wy noszący 2 miliardy lat by ł za mały. Baade ogłosił, że poprawna wartość wy nosi 3,6 miliarda lat, i ty m samy m pozby ł się problemu, który od piętnastu lat przeszkadzał w opracowaniu modeli Wszechświata z Wielkim Wy buchem. To oszacowanie by ło już

przy najmniej porówny walne z wiekiem Ziemi, ale wciąż jeszcze o wiele mniejsze od znanej dzisiaj wartości. Obecnie wy znacza się wiek Wszechświata za pomocą kilku różny ch metod i dzięki temu udało się ostatecznie ustalić, że wy nosi on 13,75 miliarda lat przy szacowany m błędzie wy noszący m najwy żej 0,8 procent. Druga niespodzianka Baadego by ła związana z nowo powstałą dziedziną radioastronomii. Podczas drugiej wojny światowej wielkie metalowe talerze anten wy korzy sty wano do wy sy łania fal radiowy ch, które odbijały się od zbliżający ch się samolotów bojowy ch i powracały do anten. Po wojnie uświadomiono sobie, że te same anteny można zastosować w roli teleskopów rejestrujący ch fale radiowe dobiegające z przestrzeni kosmicznej, i tak narodziła się nowa dziedzina: radioastronomia. Do 1951 roku uczeni z uniwersy tetu w Cambridge wy korzy stali tamtejsze radioteleskopy do sporządzenia pierwszej listy kosmiczny ch źródeł fal radiowy ch. Nie by ło oczy wiście jasne, czy źródłem ty ch fal są pobliskie gwiazdy, czy może jakieś obiekty znajdujące się poza Drogą Mleczną. Na zjeździe MUA w 1952 roku Baade wy ciągnął z kieszeni niewielką kliszę szklaną z widmem opty czny m źródła fal radiowy ch w gwiazdozbiorze Łabędzia. Widmo to zarejestrował na górze Palomar jego kolega z Caltechu Rudolph Minkowski na tamtejszy m 5-metrowy m teleskopie. Z kliszy można by ło odczy tać prędkość ucieczki obserwowanego obiektu świadczącą o ty m, że znajduje się on w odległości setek milionów lat świetlny ch, co za jedny m zamachem dowodziło, że wszy stkie źródła fal radiowy ch znajdują się zapewne w galakty kach położony ch w odległościach kosmologiczny ch i nie mają raczej związku z jakimiś niezwy kły mi gwiazdami w Drodze Mlecznej. Martin Ry le, kierownik wy działu radioastronomii w Cambridge i pionier sporządzania map nieba w zakresie fal radiowy ch, wspominając później wy stąpienie Baadego, powiedział: „od tej chwili wiedzieliśmy, że zaczęliśmy się liczy ć w kosmologii”. Wy nikało to stąd, że niektóre źródła radiowe odkry te przez niego i jego kolegów są najwy raźniej związane z odległy mi galakty kami emitujący mi olbrzy mie ilości energii w zakresie fal radiowy ch. W rok po zjeździe MUA w Rzy mie zmarł Edwin Hubble, przekazawszy pałeczkę Allanowi Sandage’owi, który przejął po nim odpowiedzialność za rozwój programu badawczego z zakresu kosmologii obserwacy jnej dla obserwatoriów na Mount Wilson i górze Palomar. Sandage wy znaczy ł nowe cele: przeprowadzenie ponownej kalibracji pozagalakty cznej skali odległości Hubble’a i znalezienie dobry ch świec standardowy ch – czy li obiektów o ustalonej jasności. Sandage dobrze wy korzy stał możliwości 5-metrowego teleskopu do zmierzenia tempa ekspansji Wszechświata, czy li tak zwanej stałej Hubble’a H0 (definiowanej jako stosunek prędkości dowolnego odległego obiektu do dzielącej go od nas odległości), oraz do ustalenia, jak ta stała zmienia się w czasie. To oczy wiste, że przy ciągająca się grawitacy jnie materia we Wszechświecie musi zmniejszać tempo ekspansji (szczegółowy opis fizy czny tego zjawiska przedstawimy w następny m rozdziale), a zatem Wszechświat powinien zwalniać. Na podstawie przeprowadzony ch pomiarów Sandage zdołał wy znaczy ć wartość „parametru spowolnienia”, q0, który jest miarą tego, jak bardzo zmniejsza się prędkość rozszerzania się Wszechświata. Wy znaczenie ty ch wartości by ło konieczne dla pełnego opisania ówczesnego standardowego modelu kosmologicznego. Astronomowie by li przekonani, że wy znaczenie ty ch liczb na podstawie badań obserwacy jny ch pozwoli całkowicie określić zarówno przeszłość, jak i przy szłość obserwowalnego Wszechświata. Oczy wiście, obecnie wiemy, że obraz ten by ł zby t uproszczony.

Już niedługo miały się pojawić z zupełnie nieoczekiwanego kierunku nowe problemy i ich rozwiązania. W ty m samy m czasie radioastronomowie w Europie i Australii uświadomili sobie, że nowy sposób badania kosmosu – za pomocą fal radiowy ch, a nie światła widzialnego – może się okazać ważny w kosmologii. Bardziej szczegółowo zajmiemy się ty mi zagadnieniami w rozdziale 4. W ciągu pięćdziesięciu lat, jakie upły nęły od początku XX stulecia, nasz wciąż poprawny obraz Słońca i Układu Słonecznego w spłaszczonej galakty ce zawierającej miliardy gwiazd został osadzony za sprawą odkry ć obserwacy jny ch w znacznie większy m Wszechświecie. Dzięki Kopernikowi pozby liśmy się przeświadczenia, że zajmujemy centralne miejsce w samy m środku Układu Słonecznego, i dowiedzieliśmy się, że mieszkamy na niewielkiej planecie krążącej razem z inny mi wokół Słońca. Potem Herschel i inni wy kazali ponad wszelką wątpliwość, że nasze wspaniałe Słońce jest w istocie dość zwy czajną gwiazdą, ale na początku XX wieku podręczniki astronomii wciąż jeszcze umieszczały je w samy m środku Wszechświata. Obserwacje Shapley a pokazały jednak, że musimy je przesunąć wiele ty sięcy lat świetlny ch poza centrum naszej galakty ki spiralnej, do miejsca, w który m razem z inny mi gwiazdami okrąża ono jej środek. Później zaś Curtis, Hubble i inni pokazali, że nasza Galakty ka jest jedny m z wielu podobny ch do niej obiektów tworzący ch ogromny, rozszerzający się obłok. Cóż za niezwy kła przemiana naszego obrazu świata. Wy jaśnienie, jak do tego doszło i co wy darzy się później, będzie wy magało uży cia modeli kosmologiczny ch oparty ch na ogólnej teorii względności Einsteina. Uczeni wiedzieli już teraz, że rozwiązania trudny ch równań Einsteina, przedstawione przez Lemaître’a i Friedmana, są właściwe do opisania rozszerzającego się Wszechświata, który najwy raźniej zamieszkujemy. W duży ch nowy ch obserwatoriach na zachodzie Stanów Zjednoczony ch przy stąpiono do realizacji ambitny ch programów badawczy ch, mający ch na celu ustalenie, które z ty ch nowy ch rozwiązań najlepiej pasuje do rzeczy wistego świata. W następny m rozdziale pokażemy, że podstawowe własności fizy ki rozszerzającego się Wszechświata można opisać za pomocą pojęć niewy kraczający ch poza program szkoły średniej, a następnie opowiemy o ty m, jak połączono fizy kę teorety czną z obserwacjami w jeden spójny obraz, który nazy wamy współczesny m modelem kosmologiczny m – powiemy, jak powstał model płaskiego, gorącego Wielkiego Wy buchu z dominującą rolą ciemnej materii i ciemnej energii.

3.

ZAJMIJMY SIĘ KOSMOLOGIĄ!

Wielki Wybuch: nieunikniony punkt wyjścia Fakt, że ży jemy w rozszerzający m się Wszechświecie, jest bezspornie udowodniony. Wy nikające z tego wnioski dla przy szłości są oczy wiste. A co z przeszłością? Czy powinniśmy poważnie traktować dziwaczne rozważania belgijskiego księdza Lemaître’a? Czy prawdziwa, choć niezwy kle trudna ogólna teoria względności jest jedy ny m kluczem do zrozumienia ewolucji Wszechświata i dokonania ekstrapolacji z chwili obecnej w daleką przeszłość? Prawdę mówiąc, dojście do jednoznacznego wniosku, że w przeszłości musiał nastąpić wy buch, wcale nie jest takie trudne i można dzięki temu dość łatwo wy jaśnić wiele podstawowy ch zagadnień współczesnej kosmologii. W ty m rozdziale przedstawimy uproszczoną wersję ty ch rozważań, szczegóły można natomiast znaleźć w dodatku 1. W czasach młodości autorów tej książki dostępne by ły prace popularnonaukowe Eddingtona, Jeansa i inny ch, w który ch uczeni ci nie ty lko opowiadali o ówczesny ch odkry ciach astronomiczny ch, ale także wy jaśniali, z uży ciem nienagannej logiki i prostej matematy ki, jak można wy prowadzić uzy skane wy niki. Chcieliby śmy tu pokazać, że każdy, kto zna matematy kę na poziomie szkoły średniej, może zrozumieć najnowsze osiągnięcia nauk o kosmosie i nie musi ich przy jmować do wiadomości, wierząc uczony m na słowo. Ten niedługi rozdział i związany z nim dodatek stanowią naszą próbę przedstawienia przy stępnego, ilościowego opisu ewolucji kosmosu, podobnie jak wspomniani wcześniej autorzy omawiali zagadnienia związane z gwiazdami. W naszej dy skusji pojawią się zatem proste równania, niemniej najważniejsze jest to, że

opiszemy, jak kosmologowie skonstruowali określone metry ki, które pozwoliły im wy wnioskować na podstawie wy ników obserwacji, czy Wszechświat w przy szłości będzie się cały czas rozszerzał, czy też może zacznie się kurczy ć. Wnikliwy czy telnik zapy ta jednak by ć może, czy do zajęcia się kwestiami kosmologiczny mi z jakąkolwiek dokładnością nie jest konieczna geometria Riemanna i związane z nią tensory. Jak powiedzieliśmy, Einstein zdołał sformułować ogólną teorię względności dopiero po zapoznaniu się z tą nową i trudną gałęzią matematy ki. A potem musiało upły nąć prawie dziesięć lat, zanim w latach dwudziesty ch Aleksandr Friedman i Georges Lemaître znaleźli pierwsze pełne rozwiązania równań Einsteina. Te klasy czne rozwiązania wciąż stanowią podstawę głównego nurtu rozważań kosmologiczny ch, z który ch pły ną wspaniałe wnioski, ale jak się przekonamy, nie musimy znać pełny ch rozwiązań równań Einsteina, by móc przewidzieć przy szłość Wszechświata. Nie ulega wątpliwości, że do badania Wszechświata jako całości potrzebna jest cała ogólna teoria względności. Aby uzy skać pełny obraz, musimy rozważać również te jego obszary, który ch nie można obserwować bezpośrednio, położone tak daleko, że znajdują się poza hory zontem, z którego może jeszcze do nas dobiegać światło. Z tego powodu długo sądzono, że do rozwiązania równań kosmologiczny ch potrzebna jest pełna teoria relaty wisty czna – cały zestaw dość trudny ch narzędzi Einsteina. Przekonajmy się jednak, czy uda nam się odtworzy ć samodzielnie znaczną część rozwiązań Friedmana i Lemaître’a, wy korzy stując do tego wy łącznie podstawowe pojęcia fizy ki i matematy ki. W szczególności sprawdźmy, czy zdołamy odpowiednio sformułować najważniejsze dla nas py tanie o to, co się stanie z naszy m lokalny m kawałkiem Wszechświata – czy będzie się on rozszerzał wiecznie, czy może ponownie się zapadnie? Idąc ty m tropem, dochodzimy do prostszego zestawu py tań. Zamiast szukać rozwiązania obejmującego strukturę całego Wszechświata, zajmijmy się czy mś łatwiejszy m do ogarnięcia, jakimś bardzo mały m jego fragmentem – powiedzmy, naszy m galakty czny m sąsiedztwem. Czy tak postawiony problem jest prostszy do sformułowania i rozwiązania? Tak, tak właśnie jest. Jeśli wy prowadzimy formalnie odpowiednie równania potrzebne do zrozumienia rozszerzania się lub kurczenia jedy nie takiego niewielkiego kawałka przestrzeni, to nie znajdziemy w nich wielkości c, czy li prędkości światła. Okazuje się, że prawa Newtona są w ty m wy padku wy starczające. Brak wielkości c jest wy raźny m sy gnałem, że podczas takich eskapad w nieodległy Wszechświat teoria względności nie jest potrzebna. Groźnie wy glądający formalizm rachunku riemannowskiego nie jest do tego konieczny. Wy korzy stując matematy kę na poziomie szkoły średniej, możemy zbadać taki niewielki, reprezentaty wny fragment przestrzeni i ty m samy m dowiedzieć się, jak zachowuje się cały Wszechświat. Po chwili zastanowienia dochodzimy do wniosku, że do przeprowadzenia takiej analizy powinna w zasadzie wy starczy ć fizy ka newtonowska i matematy ka na poziomie szkoły średniej, chociaż, o ile nam wiadomo, takiego elementarnego podejścia do kosmologii, jakie prezentujemy w tej książce, nigdzie jeszcze dotąd nie opisano. Kluczowe jest tutaj to, by śmy pamiętali, że w globalnie jednorodny m Wszechświecie każdy mały kawałek masy zachowuje się w dany m momencie historii kosmosu tak samo jak wszy stkie pozostałe. A zatem uważna analiza losów tego jednego kawałka może nam wiele powiedzieć o ewolucji całości. Zanim jednak udamy się w tę podróż, przekonajmy się najpierw, dlaczego wszy scy, nawet przeciwnicy teorii Wielkiego Wy buchu, zdawali sobie sprawę, że z odkry ć Hubble’a

jednoznacznie wy nika, iż w przeszłości musiało dojść do jakiegoś wy buchu. Rozważmy dwie dowolne galakty ki we wszechświecie Hubble’a. My znajdujemy się w jednej z nich, w Drodze Mlecznej, a druga, powiedzmy, że jest to sły nna Galakty ka Sombrero, znajduje się w odległości D i porusza się względem nas z prędkością V. Przez jak długi czas T porusza się owa galakty ka? Tego ty pu zadania wszy scy rozwiązy waliśmy kiedy ś w szkole i odpowiedź na tak postawione py tanie jest dobrze znana: odległość pokonana przez poruszające się ciało jest równa prędkości pomnożonej przez czas: D = V × T. Zwróćmy jednak uwagę, że Hubble odkry ł, iż prędkość oddalania się danej galakty ki od nas jest proporcjonalna do jej odległości, a stałą wy stępującą w ty m związku nazy wamy stałą Hubble’a H, a więc: V = H × D. Łącząc ze sobą te dwa proste równania, otrzy mujemy zależność D = H × D × T, a po podzieleniu obu stron równania przez D dostajemy prosty wy nik T = 1/H = 15 miliardów lat. Voilà! Jeśli chcemy się dowiedzieć, kiedy Galakty ka Sombrero znajdowała się w ty m samy m miejscu co my, wy starczy wy znaczy ć odwrotność stałej Hubble’a. To nic trudnego. Musimy zmierzy ć ty lko jedną wartość i mamy gotową odpowiedź. Jest w ty m wszy stkim jednak coś zagadkowego. Ta wartość nie ma żadnego związku z Galakty ką Sombrero. Gdy by śmy przeprowadzili takie rozumowanie dla dowolnej innej galakty ki, otrzy maliby śmy identy czną odpowiedź. Przed 15 miliardami lat wszy stkie galakty ki by ły w ty m samy m miejscu co my.

Ry c. 3.1. Galakty ka Sombrero (M104) ma średnicę 50 000 lat świetlny ch i znajduje się w odległości 28 milionów lat świetlny ch od Ziemi. Kiedy ś sądzono, że jest to świetlisty dy sk gazu otaczający młodą gwiazdę, ale w 1912 roku okazało się, że tak nie jest, ponieważ Vesto Slipher zmierzy ł prędkość tego obiektu i ustalił, że wy nosi ona 1130 kilometrów na sekundę. Galakty ka

Sombrero jest ustawiona bokiem do nas i została zaklasy fikowana do galakty k spiralny ch z powodu dobrze widocznego dy sku py łowego, ale gdy by śmy ją widzieli od góry, by ć może okazałoby się, że jest to giganty czna galakty ka elipty czna (NASA oraz Hubble Heritage Team STScI/AURA).

To prawda, że w ty m prosty m zadaniu pominęliśmy grawitację i wiele inny ch komplikacji, ale warto się chwilę zastanowić nad uzy skaną odpowiedzią. Pomy ślmy, co by by ło, gdy by śmy na początku znajdowali się nie w Drodze Mlecznej, ale w Galakty ce Sombrero i przeprowadzili nasze obliczenia z takiego punktu widzenia. Cóż, to jasne, że uzy skaliby śmy taką samą odpowiedź. Bez względu na wy brany punkt początkowy odpowiedź zawsze będzie taka sama. Piętnaście miliardów lat temu wszy stkie galakty ki Wszechświata znajdowały by się w ty m samy m miejscu co my. Ten prosty wniosek wy nikający z prawa Hubble’a jest nieunikniony. Jakieś 15 miliardów lat temu wy darzy ło się coś, co można jedy nie nazwać potężny m kosmiczny m wy buchem. Co takiego pominęliśmy w ty m nazby t uproszczony m opisie kosmologii i jak wpły wa to na uzy skaną odpowiedź? Największe znaczenie ma to, że zaniedbaliśmy oddziały wanie grawitacy jne. Jak wy jaśniamy w dodatku 1, kamień wy rzucony w polu grawitacy jny m w górę powoli zwalnia i w większości wy padków zawraca i spada ponownie na Ziemię. To prawda, że jeśli wy rzucimy jakieś ciało do góry z odpowiednio dużą prędkością, to mimo spowolnienia ruchu zdoła ono jednak uciec z Ziemi. Podobnie, jeśli Wszechświat narodził się w ogromny m wy buchu, to oddziały wanie grawitacy jne wy pełniającej go materii musiało w jakimś stopniu spowolnić jego prędkość rozszerzania się. Czy to oddziały wanie grawitacy jne by ło na ty le duże, że zdołało w końcu zatrzy mać ekspansję Wszechświata i zmusić go do ponownego zapadnięcia się? Najwy raźniej nie, ponieważ Wszechświat wciąż się rozszerza, i to w dość żwawy m tempie. Czy to oddziały wanie grawitacy jne jest wy starczające, by zmniejszy ć prędkość ekspansji Wszechświata w przy szłości, spowodować jej zatrzy manie, rozpocząć proces kurczenia się przestrzeni i w końcu doprowadzić Wszechświat do katastrofalnej implozji i powstania czarnej dziury ? Nie znamy odpowiedzi na tak postawione py tanie, ale wiemy, jak należy sformułować ten problem i jakie pomiary powinny nam powiedzieć, czego możemy się spodziewać.

Kosmologia obserwacyjna: największa zagadka do rozwiązania przy użyciu największego teleskopu Allan Sandage postawił sobie za cel rozwiązanie tego problemu przy uży ciu 5-metrowego

teleskopu na górze Palomar. Jego badania polegały w zasadzie na obserwowaniu obiektów znajdujący ch się w bardzo duży ch odległościach, a więc zaglądaniu daleko w przeszłość, by w ten sposób ustalić, jak szy bko Wszechświat rozszerzał się w miniony ch epokach. Najpierw Hubble, a potem Baade wy znaczy li wartość stałej Hubble’a dla obecnej epoki. Czy zatem mając do dy spozy cji większy teleskop, nie można by wy znaczy ć jej wartości dla obiektów położony ch w większej odległości, które widzimy takie, jakie by ły w przeszłości? Powiedzieliśmy, że obecny wiek Wszechświata, mierzony w naszy m bezpośrednim otoczeniu, jest równy T = 1/H0. Jeśli miałoby to by ć prawdą również w przeszłości, to we wcześniejszy ch epokach, gdy wiek Wszechświata, T, by ł mniejszy, stała H musiałaby by ć większa. Jeśli Wszechświat zwalnia, to bez wątpienia „stała” Hubble’a musiała by ć większa w przeszłości. Ale o ile większa? Tak czy inaczej, staranne pomiary odległy ch zakątków Wszechświata powinny pokazać, jak stała Hubble’a zmieniała się w przeszłości. Przeprowadzając dokładne pomiary tego zmniejszenia prędkości, Sandage chciał wy znaczy ć wartość „parametru spowolnienia” q0 (zob. dodatek 1, równanie A15), który pozwoliłby nam poznać odpowiedź na nasze py tanie. Gdy by się okazało, że ten parametr ma w chwili obecnej wartość mniejszą niż ½, to mogliby śmy by ć spokojni, że Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie. Gdy by się natomiast okazało, że ma wartość większą niż ½, to w przy szłości czekałaby nas niechy bnie „Wielka Zapaść”. Sandage przeprowadził obserwacje najstaranniej jak potrafił i stwierdził, że wartość q0 musi się mieścić w przedziale między 0,5 i 1,0, z ty m że wy nik ten by ł obarczony dość dużą niepewnością. Na podstawie tego doszedł do wniosku, że najwy raźniej ży jemy w „zamknięty m” Wszechświecie, który musi się w przy szłości ponownie zapaść.

Ry c. 3.2. Allan Sandage, uczeń Hubble’a i twórca współczesnej kosmologii obserwacy jnej, przy 5-metrowy m teleskopie w obserwatorium na górze Palomar, którego budowę ukończono w 1949 roku (Indigo Images)

Z py taniem o przy szłość Wszechświata można się jednak zmierzy ć także w inny, bardziej bezpośredni sposób. Wy starczy po prostu zmierzy ć masę ty powej galakty ki i pomnoży ć ją przez liczbę galakty k widoczny ch w wy branej jednostce objętości – takie pomiary przeprowadził już Hubble. W ten sposób uzy skuje się gęstość materii we Wszechświecie. Duża wartość tego parametru oznaczałaby, że oddziały wanie grawitacy jne materii widocznej we Wszechświecie powinno ostatecznie doprowadzić do ponownego zapadnięcia się kosmosu, natomiast mała wartość średniej gęstości materii znaczy łaby, że grawitacja nie odgry wa tu istotnej roli i Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie – by ć może trochę z czasem zwolni, ale nigdy się nie

zatrzy ma. Parametr określający średnią gęstość materii we Wszechświecie oznacza się wielką grecką literą omega i zapisuje sy mbolicznie jako: Ωmaterii (zob. dodatek 1, równania A6 i A8). Gdy by parametr Ωmaterii by ł mniejszy od jedności, oznaczałoby to, że Wszechświat będzie się wiecznie rozszerzał, a gdy by by ł większy od 1, znaczy łoby to, że kosmos czeka zapaść. Wy znaczona przez Sandage’a wartość parametru spowolnienia wskazy wała na to, że po zmierzeniu wartości Ωmaterii uczeni powinni uzy skać liczbę zdecy dowanie większą od jedności. W dodatku 1 pokazujemy, że jeśli ty lko nasze rozumienie kosmologii jest poprawne, oba parametry zdefiniowane w ty m rozdziale powinny by ć równoważne: znając jeden z nich, potrafimy wy znaczy ć wartość drugiego z bardzo prostego równania (zob. dodatek 1, równanie A17): q0 = 1/2 Ωmaterii . Zatem w modelu kosmologiczny m badany m przez Hubb​le’a i Sandage’a by ły tak naprawdę ty lko dwa niezależne parametry, który ch wartości wy magały zmierzenia: stała Hubble’a H0 oraz średnia gęstość materii Ωmaterii. Gdy by udało się je wy znaczy ć obserwacy jnie, to uczeni mogliby określić (z wy korzy staniem równań przedstawiony ch w dodatku 1), jak wy gląda cała przeszłość i przy szłość danego reprezentacy jnego kawałka Wszechświata. Na ry cinie 5.6 pokazano, jak ewoluuje niewielki sfery czny obszar Wszechświata, który może albo cały czas się powiększać, albo rozszerzy ć się do maksy malnego rozmiaru, a potem ponownie skurczy ć. Na ry cinie 7.2 zamieszczono diagram pokazujący, jak większe i mniejsze wartości Ωmaterii prowadzą do powstania całkowicie różny ch trajektorii ewolucji kosmosu. Oczy wiście, we wszy stkich ty ch modelach w przeszłości wy stępuje Wielki Wy buch. Dokładna wartość czasu T, jaki upły nął od tego wy darzenia, zależy od szczegółów danego modelu, ale zawsze jest nieco mniejsza od naszego pierwszego, dość naiwnego oszacowania T = 1/H. Choć zdawano sobie sprawę, że wy znaczenie tego czasu może by ć dość kłopotliwe, większy m problemem by ło znalezienie spójnego, ogólnego obrazu przy szłej ewolucji Wszechświata – ustalenie, czy czeka nas wieczna ekspansja, czy ponowna zapaść. W latach sześćdziesiąty ch i później wielu astronomów postawiło sobie za cel zmierzenie wartości Ωmaterii. Obserwatorzy ze zdumieniem stwierdzili, że pierwsze otrzy mane wy niki nieodmiennie pokazy wały, iż wartość tego parametru jest mniejsza od jedności: galakty ki ważą po prostu za mało, by mogły spowodować istotne spowolnienie ekspansji Wszechświata. Czy coś nam umknęło? Czy istnieje jakiś inny składnik, jakaś masa niezawarta w galakty kach, która wpły wa na wy nik ty ch obliczeń? By ło co najmniej niepokojące, że dwa sposoby rozstrzy gnięcia jednej i tej samej kwestii prowadziły do uzy skania dwóch zupełnie różny ch odpowiedzi. Bezpośredni pomiar parametru spowolnienia, wy konany przez Sandage’a, sugerował, że w przy szłości Wszechświat ulegnie zapewne ponownej zapaści, natomiast bezpośredni pomiar gęstości materii, przeprowadzony przez holenderskiego astronoma Jana Oorta i inny ch, wskazy wał, że w galakty kach znajduje się stanowczo za mało materii, by do czegoś takiego mogło dojść. Taki impas utrzy my wał się przez całe lata sześćdziesiąte. Uczeni gorąco ze sobą dy skutowali i łamali sobie głowę, jak wy jść z tej kłopotliwej sy tuacji. Czy w ty ch obliczeniach lub pomiarach czai się gdzieś jakiś błąd? Astronomowie przeprowadzili szczegółowy spis inwentarza, dodając do siebie masy planet, gwiazd, a nawet wszelkiego gazu i py łu, jakie udało im się wy kry ć, i ustalili, że w ten sposób otrzy mujemy zaledwie kilka procent magicznej wartości: z bezpośrednich obserwacji wy nikało, że parametr Ωmaterii ma wartość wy noszącą

około 0,03. Kosmologowie stwierdzili więc, że Wszechświat jest otwarty, sugerując ty m samy m, że będzie się rozszerzał wiecznie. Dość dobry m modelem może tu by ć proste porównanie do zgady wania, czy wy rzucona do góry piłka (lub wy strzelona rakieta) spadnie ponownie na Ziemię, czy może jednak zdoła uciec z naszej planety – powrócimy do tego porównania w rozdziale 7. Najlepsze pomiary wskazy wały na to, że prędkość ekspansji jest więcej niż wy starczająca do tego, by Wszechświat rozszerzał się wiecznie. Pół wieku temu uczony m ciągle towarzy szy ło podejrzenie, że by ć może określają w ten sposób jedy nie dolną granicę kosmologicznej średniej gęstości materii. Zawsze przecież mogła gdzieś istnieć materia w jakiejś trudnej do wy kry cia postaci, która nie by ła uwzględniana w ty ch pomiarach. Chociaż więc z pomiarów gęstości materii we wszelkich możliwy ch do zaobserwowania postaciach pły nął wniosek, że parametr Ωmaterii jest znacznie mniejszy od jedności, to takim ustaleniom zawsze towarzy szy ł cień wątpliwości, bo przecież na naszej liście różny ch form materii mogło brakować jakiegoś ważnego składnika. W prasie rozpisy wano się o „brakującej materii”, jak gdy by śmy wiedzieli skądś a priori, że parametr Ωmaterii musi by ć równy jedności. Mówiąc o brakujący ch składnikach, uczeni wy mieniali gwiazdy zby t słabe, by można je by ło zobaczy ć, oraz gaz między gwiazdowy o temperaturze i gęstości utrudniającej jego wy kry cie. Nikt nie my ślał o ciemnej materii, której odkry cie wkrótce nas czekało, choć jak się okazało, jest jej więcej niż wszy stkich gwiazd i gazu między gwiazdowego razem wzięty ch. Gdy w najważniejszy ch obserwatoriach świata rozpoczęto ten szeroko zakrojony program badawczy, Hubble i Sandage wiedzieli, że wcale nie będzie łatwo ustalić, o ile dokładnie stała Hubble’a by ła w przeszłości większa od swojej obecnej wartości. Z ty ch badań dowiedzieliby się, w jakim stopniu grawitacja spowalnia ekspansję, a tę wiedzę można wy korzy stać, by przewidzieć przy szły los Wszechświata. Stwierdzenie, że by ło to ambitne przedsięwzięcie, by łoby zby t łagodne, wziąwszy pod uwagę problemy, z który mi uczeni musieli się zmierzy ć. W tamty m okresie lokalna wartość stałej Hubble’a nie by ła jeszcze dobrze znana i jej oszacowania by ły podawane z marginesem błędu ponad dwukrotnie większy m od wy znaczonej wartości. Jak w takiej sy tuacji obserwatorzy mieli stwierdzić, że w jakiejś ledwo widocznej, odległej części Wszechświata parametr ten jest o kilka procent większy od wartości zmierzonej lokalnie, oraz nabrać przekonania, że ta niewielka zmiana wartości stałej Hubble’a, wy kry ta na przestrzeni cały ch eonów, została zmierzona w sposób niebudzący wątpliwości? Zuchwałość ty ch śmiałków by ła wprost imponująca. Do przeprowadzenia pomiarów i ustalenia losu Wszechświata chciano wy korzy stać największe i najdroższe teleskopy działające w najlepszy ch ośrodkach naukowy ch na świecie! By ło to przedsięwzięcie niezwy kle atrakcy jne dla mediów. Opinia publiczna śledziła szczegóły badań, a eksperci opowiadali się po jednej lub drugiej stronie dy skutowanej kwestii. W ciągu cały ch dziesięcioleci na badania te wy dano na wszy stkich konty nentach niebagatelne fundusze. Oczy wiście wy siłki te spełzły na niczy m. Całe przedsięwzięcie zakończy ło się klapą, i to z kilku różny ch powodów. Po pierwsze, wy konanie takich pomiarów z odpowiednią dokładnością by ło po prostu zby t skomplikowane. Po drugie, astronomowie nie brali pod uwagę tego, że obiekty obserwowane w odległy m zakątku Wszechświata nie są takie same jak podobne obiekty widoczne w naszy m sąsiedztwie. Do kwestii kosmicznej ewolucji powrócimy w rozdziale 5. I wreszcie, po trzecie, uczeni oparli badania na zły m modelu Wszechświata, ponieważ w obliczeniach nie

uwzględniali wpły wu stałej kosmologicznej Einsteina.

Trudne początki wielkiego przedsięwzięcia Uważano zatem, że przebieg ewolucji Wszechświata można ustalić za pomocą dwóch równoważny ch, ale niezależny ch z obserwacy jnego punktu widzenia metod. Astronomowie mogli zsumować masę obiektów w niewielkiej objętości, zmierzy ć prędkość rozszerzenia się tego obszaru i ustalić, czy oddziały wanie grawitacy jne takiej masy wy starcza, by zatrzy mać ekspansję i doprowadzić do ponownej zapaści. Mogli też starannie zmierzy ć stałą Hubble’a i tempo jej zmian, by uzy skać w ten sposób odpowiedź metodami czy sto geometry czny mi. Oba podejścia powinny oczy wiście dać taki sam wy nik. Niestety, tak nakreślony ambitny program badawczy, którego realizacją astronomowie zajmowali się przez prawie pół wieku, natrafił na duże przeszkody, a jedna z nich okazała się niemal nie do pokonania. Omówimy je teraz po kolei. 1. Problemy ze stałą Hubble’a. Do wy znaczenia stałej Hubble’a, tempa jej zmian lub gęstości kry ty cznej konieczne jest określenie wartości wielkości bardzo trudny ch do zmierzenia. Gdy rozpoczy nano to wielkie przedsięwzięcie, panowało powszechne przeświadczenie, że astronomom uda się znaleźć odpowiednie świece standardowe i inne standardowe wy znaczniki odległości. W rzeczy wistości okazało się, że poszukiwanie wiary godny ch metod mierzenia odległości jest nadspodziewanie trudne. Obecnie dobrze rozumiemy, dlaczego tak jest, ale w przeszłości nie zdawano sobie z tego sprawy. Bez względu na to, jakie obiekty wy korzy stamy w roli świec standardowy ch (mogą to by ć na przy kład jasne galakty ki), nie ulega wątpliwości, że obiekty takie nie mogły istnieć od samego początku Wszechświata. Muszą więc stanowić część ewoluującej populacji. To z kolei oznacza, że mierzone wielkości wcale nie są standardowe, czy li niezmienne. W dodatku celem naszy ch pomiarów jest określenie właśnie tej ewolucji. Istne błędne koło. Opracowano wiele wy my ślny ch technik, by poradzić sobie z ty m problemem, ale badacze zawsze w końcu wpadali w pułapkę tej zapętlonej logiki. W chwili obecnej uczeni wiążą duże nadzieje ze stałością własności pewny ch supernowy ch (szczególnego rodzaju wy buchający ch gwiazd) i wy daje się, że obiekty te są naprawdę dobry mi świecami standardowy mi. Historia kosmologii uczy nas jednak, że po uważniejszy m zbadaniu ty ch obiektów okaże się bez wątpienia, iż również one zmieniają się z upły wem kosmicznego czasu. W takim wy padku nie będzie można ich wy korzy sty wać do przeprowadzania dokładny ch pomiarów, dopóki w jakiś niezależny sposób nie zrozumiemy mechanizmu ich ewolucji. Galakty ki – podstawowe obiekty wy korzy sty wane przez Hubble’a i Sandage’a w badaniach kosmologiczny ch – muszą ewoluować, choćby dlatego, że są zbudowane z gwiazd, który ch wy gląd zmienia się, w miarę jak wy palają nagromadzone paliwo. Na tę oczy wistą obecnie kwestię zwróciła uwagę na początku lat siedemdziesiąty ch młoda astronom Beatrice Tinsley, która odegrała ważną rolę w burzeniu

owego domku z kart. Duże znaczenie miała tu jej uporczy wa wiara w proces ewolucji galakty k – wrócimy do tego w dalszej części książki. 2. Problemy z gęstością materii. Problemy z pomiarem gęstości materii, której wy znaczenie jest niezależny m sposobem ustalenia ostatecznego losu Wszechświata, wcale nie są łatwiejsze do pokonania. Możemy mierzy ć jedy nie to, co widzimy, a to, co widać, zawsze jest niepełny m obrazem tego, co w istocie znajduje się w dany m miejscu. Oznacza to, że nasze pomiary gęstości materii są zawsze zaniżone. Potrafimy dostrzec i policzy ć jasne gwiazdy, ale co z ty mi, które słabo świecą? Co z ciemniejszy mi towarzy szami gwiazd w układach podwójny ch, z gwiazdami o niedużej masie, z planetami, kometami, py łem i gazem we Wszechświecie? Tę listę można ciągnąć. Uczeni podjęli się heroicznego wy siłku sporządzenia pełnej listy obiektów astronomiczny ch, ale efekty ich pracy są przekonujące ty lko do pewnego stopnia. Jak wy jaśnimy w dalszej części książki, jasne gwiazdy stanowią zaledwie około jednej dziesiątej całej masy wszy stkich gwiazd. Gaz, który nigdy nie przekształcił się w gwiazdy, to kolejny czy nnik rzędu dziesięć. Jednak nawet jeśli przy jmiemy górne wartości wszy stkich ty ch oszacowań, to i tak okaże się, że całkowita wartość wciąż będzie dużo niższa od owej magicznej gęstości kry ty cznej, ρkry t, która dałaby Ωmaterii = 1 (zob. dodatek 1, równanie A8). A co z materią, której nie można zobaczy ć? Czy istnieje coś jeszcze? Niestety, tak. Później okazało się (choć pierwsze wskazówki wy kry to już w 1937 roku, ale uczeni je zignorowali), że Wszechświat jest wy pełniony „ciemną materią”, której jest nawet dziesięciokrotnie więcej niż zwy czajnej materii! Powrócimy do tego w rozdziale 6. 3. Czy Wszechświat w naszym otoczeniu jest pod jakimś względem szczególny? A co, jeśli ta nieduża objętość Wszechświata, którą badamy, nie jest reprezentaty wną próbką całego kosmosu? Co, jeśli ma ona gęstość znacznie większą lub mniejszą od wartości średniej? W ty m drugim wy padku oznaczałoby to, że badany fragment Wszechświata jest częścią jednej z wielu pustek, które astronomowie dostrzegają w przestrzeni między galakty cznej. Wówczas zmierzy liby śmy zby t dużą prędkość ekspansji lub wy kry liby śmy w badanej objętości mniej materii, niż wy nosi wartość średnia dla całego Wszechświata. Wszędzie wokół siebie dostrzegamy znaczące fluktuacje gęstości galakty k – widzimy gromady i pustki, supergromady i superpustki. Do czego to wszy stko zmierza i jak duży musiałby by ć badany obszar, by śmy mogli mieć pewność, że mierzy my naprawdę „reprezentaty wną” próbkę? Na te py tania nie ma prosty ch odpowiedzi. Badania kosmicznego promieniowania tła pozwalają nam wy obrazić sobie, co się dzieje w największy ch obserwowalny ch skalach, i wiele nowy ch detektorów naziemny ch i kosmiczny ch obserwujący ch w zakresie światła widzialnego, fal radiowy ch i promieni rentgenowskich zaczy na sięgać na odpowiednią odległość, ale kwestie związane z ty m, jak duży musi by ć badany obszar, da się powoli rozstrzy gać dopiero teraz, po cały ch dziesięcioleciach obserwacji. 4. Co mamy sądzić o ciemnej energii? Całe rozumowanie analizowane w ty m rozdziale opiera się na przekonaniu, że prawa Newtona mówią nam wszy stko, co musimy wiedzieć, a więc że siła grawitacy jna jest jedy ny m oddziały waniem, które wy maga tu uwzględnienia. Również to założenie okazało się błędne. Choć zupełnie tego nie rozumiemy, wy daje się, że istnieje jeszcze jedna siła, tak słaba, że nie można jej zmierzy ć ani w laboratoriach, ani w Układzie Słoneczny m. Siła ta sprawia, że przestrzeń zachowuje się tak, jak gdy by by ła dosłownie wszędzie wy pełniona mały mi spręży nami! W największy ch skalach siła ta przeważa nawet nad oddziały waniem

grawitacy jny m. Nazwano ją „ciemną energią”. Czy mże jednak jest nazwa? Nazwanie czegoś, nawet jeśli to sprawi, że poczujemy się pewniej, niczego nie wy jaśnia. Nie mamy najmniejszego pojęcia, czy m jest ciemna energia. O skomplikowanej historii odkry cia tej dziwnej substancji opowiemy w rozdziale 7. Dowiemy się w nim, że do naszego równania ruchu musimy wprowadzić dodatkowy wy raz uwzględniający wpły w tej dziwacznej dodatkowej siły działającej we Wszechświecie. Nasza dy gresja matematy czna zakończy ła się sukcesem i dotarliśmy dzięki niej do poziomu zrozumienia Wszechświata, jaki kosmologowie osiągnęli mniej więcej w połowie lat sześćdziesiąty ch ubiegłego wieku. Wy korzy stując uproszczone (ale dokładne) wersje równań z zestawu narzędzi Einsteina, wy prowadziliśmy nie jedną, ale dwie różne wielkości, które astronomowie mogą wy korzy stać do zmierzenia globalny ch własności Wszechświata w naszy m otoczeniu. Jedna z nich jest w zasadzie bilansem księgowy m. Jednak wy mienione w nim pozy cje nie opisują zasobów finansowy ch, ale całkowitą gęstość Wszechświata, określoną przez znajdujące się w nim galakty ki, gwiazdy, planety, gaz, py ł i tak dalej. Drugie narzędzie wy maga przeprowadzenia starannego pomiaru stałej Hubble’a w naszy m otoczeniu i we wcześniejszy ch epokach, by można by ło dzięki temu ustalić, jak bardzo grawitacja zmniejsza prędkość rozszerzania się Wszechświata. Gdy by te równania i pomiary by ły dokładne, dowolne z ty ch podejść pozwoliłoby nam poznać los Wszechświata. Mamy więc możliwość wery fikacji wy niku: oba podejścia powinny dać taką samą odpowiedź. Jedna metoda, uży ta przez Allana Sandage’a, wy daje się wskazy wać, że powinniśmy się spodziewać ponownej zapaści Wszechświata, ale z uwagi na olbrzy mią niepewność przeprowadzony ch pomiarów uzy skany wy nik dopuszcza także scenariusz wiecznej ekspansji, który jest silnie popierany przez drugą z metod. Największe znaczenie ma jednak to, że obie metody dały dość różne wy niki, będące w istocie rozbieżny mi odpowiedziami (różnią się mniej więcej o czy nnik 30), co stanowi wskazówkę, że w skalach kosmiczny ch oprócz grawitacji musi działać jeszcze jakaś inna siła. Zgodnie z ry gory sty czny mi zasadami obowiązujący mi w nauce, ówczesny standardowy model kosmologiczny został zwery fikowany i okazało się, że jest niepoprawny ! Za bardzo jednak wy biegamy w przy szłość w naszej kosmicznej opowieści. W ty m rozdziale i związany m z nim dodatku dowiedliśmy tak naprawdę, że przy uży ciu dość prosty ch równań matematy czny ch, bazujący ch wy łącznie na prawach Newtona, da się zdefiniować warunki określające przy szłość Wszechświata w taki sposób, że astronomowie mogą następnie przeprowadzić odpowiednie pomiary pozwalające dokładnie przewidzieć jego dalsze losy. Niepotrzebne są do tego ani równania Einsteina, ani rachunek riemannowski. Jest w ty m coś wielkiego i wspaniałego, że my, marne istoty zamieszkujące niepozorną drobinę zwaną Ziemią, przemierzającą jakiś spokojny zakątek Wszechświata, możemy (a przy najmniej tak nam się wy daje) przeprowadzić obliczenia i pomiary bazujące na naszy m lokalny m doświadczeniu, które pozwalają nam przewidzieć dokładnie los całego kosmosu. To chy ba doskonały przy kład tego, co staroży tni Grecy określali słowem hybris, nieprawdaż?

4.

ODKRYCIE WIELKIEGO WYBUCHU

Czy Wszechświat rozpoczął się od wybuchu? W astrofizy ce panuje bardzo ścisły związek między ty m, co bardzo małe, i ty m, co bardzo duże. Atomy są maleńkie i składają się z jeszcze mniejszy ch, niezwy kle gęsty ch kulisty ch jąder zbudowany ch z neutronów i protonów, wokół który ch rozciąga się chmura elektronowa. W niniejszy m rozdziale opowiemy o ty m, jak wiedza fizy czna na temat własności jąder atomowy ch odmieniła nasze rozumienie zarówno gwiazd, jak i kosmosu. We wszy stkich dobrze znany ch reakcjach chemiczny ch zachodzący ch w ziemskich laboratoriach jądra atomowe pozostają niezmienione, ponieważ atomy oddziałują i łączą się ze sobą, dzieląc się elektronami z chmur elektronowy ch otaczający ch jądra. Jądra, a zatem i same pierwiastki chemiczne, nie ulegają zmianie w żadny m oddziały waniu chemiczny m. Jednak w ekstremalny ch warunkach, gdy jądra zderzają się ze sobą z wielką siłą, te zazwy czaj dość stabilne kule w środku atomów mogą się ze sobą łączy ć lub rozbijać na kawałki, czemu towarzy szy uwolnienie olbrzy miej energii. Takie procesy zachodzą na niewielką skalę na Ziemi, w specjalnie do tego celu zaprojektowany ch akceleratorach, na większą skalę w środkach gwiazd, a na skalę kosmiczną zachodziły, jak się przekonamy, we wczesny m Wszechświecie. Za sprawą badań związany ch z drugą wojną światową ta gałąź fizy ki dokonała w latach czterdziesty ch olbrzy mich postępów. Zdoby ta dzięki temu wiedza przy czy niła się do rozwoju astrofizy ki i pozwoliła wy jaśnić nie ty lko to, jak i dlaczego gwiazdy świecą, ale także dlaczego sam Wszechświat musiał się rozpocząć od giganty cznego kosmicznego wy buchu.

Gdy Hubble odkry ł, że wy pełniony galakty kami Wszechświat wszędzie się rozszerza, uczony m nasunęło się naty chmiast py tanie, które postawiliśmy sobie w poprzednim rozdziale: Skoro obecnie wszy stko się od siebie oddala, to czy ż nie jest logiczne, że kiedy ś w przeszłości, całkiem niedawno w skali kosmicznej, cała ta materia musiała by ć bardzo ściśnięta? Jak powiedzieliśmy w poprzednim rozdziale, prosta ekstrapolacja wstecz w czasie pokazuje, że mniej więcej od 10 do 20 miliardów lat temu musiało się wy darzy ć coś osobliwego. Nie jest to wcale olbrzy mi okres w porównaniu z wiekiem Ziemi, który wy nosi 4,7 miliarda lat. Musieliśmy się zatem zmierzy ć z py taniem: Jak rozpoczął się Wszechświat? Wszy stko wskazuje na to, że oglądamy odłamki wy latujące na wszy stkie strony z jakiegoś giganty cznego wy buchu, który nastąpił w przeszłości – że są to jakieś „kosmiczne fajerwerki”, jak ujął to Lemaître, lub „Wielki Wy buch”, jak nazwał to Fred Hoy le w 1949 roku. Czy takie proste wy jaśnienie może by ć poprawne? A jeśli tak, to czy we wczesny m Wszechświecie by ło gorąco, czy zimno? Czy materia by ła w nim rozmieszczona jednorodnie, czy może tworzy ła zagęszczenia? Py tania można mnoży ć i jesteśmy w stanie przedstawić dowolną liczbę fascy nujący ch i zabawny ch scenariuszy przeszłej ewolucji Wszechświata – co zresztą uczy niły niemal wszy stkie społeczności ludzkie zamieszkujące Ziemię – ale czy potrafiliby śmy powiedzieć, który konkretny obraz jest prawdziwy, poprawny z naukowego punktu widzenia? Czy kosmologia, owo przy jemne wy my ślanie mitów, któremu oddajemy się od stuleci, mogłaby się przekształcić w prawdziwą naukę? Jak zauważy liśmy w przedmowie, aby można by ło mówić o prawdziwej nauce, wy my ślane przez nas scenariusze kosmologiczne muszą by ć dobrze określone, jasne i precy zy jne z matematy cznego punktu widzenia, tak by można je by ło zwery fikować empiry cznie. Przewidy wania powinny by ć na ty le dokładne i jednoznaczne, by dało się udowodnić niepoprawność danej koncepcji teorety cznej. Teoria musi by ć „falsy fikowalna” – musi istnieć możliwość wy kazania na drodze obserwacji lub doświadczenia, że jest błędna. Jak się okazało, kluczowe dla przemiany kosmologii w naukę by ły dwa osiągnięcia techniki – fizy ka jądrowa i technika radarowa – rozwinięte zupełnie w inny m celu podczas drugiej wojny światowej. Dzięki zrozumieniu fizy ki jądrowej mogliśmy obliczy ć, jak powinien przebiegać proces powstawania pierwiastków chemiczny ch, który musiał zachodzić po takim giganty czny m wy buchu, nazy wany m od tego czasu „gorącym Wielkim Wy buchem”. Radioastronomii zawdzięczamy narzędzia do wy kry wania i mierzenia promieniowania pozostałego po ty m wy buchu – takie obserwacje prowadzono najpierw z powierzchni Ziemi, a później z przestrzeni kosmicznej. Sły nne równanie Einsteina E = mc 2 by ło kluczem do zrozumienia, jakie jest źródło olbrzy miej energii emitowanej przez Słońce, i jasno wskazuje, że podobne procesy jądrowe musiały zachodzić w odległej przeszłości, gdy Wszechświat by ł równie gorący (lub nawet gorętszy ) jak wnętrze Słońca. Dzięki temu udało się wy jaśnić, skąd się wzięły wszechobecne lekkie pierwiastki chemiczne wy stępujące w duży ch ilościach w gwiazdach i przestrzeni między gwiezdnej. Proces powstawania i przekształcania się pierwiastków chemiczny ch zachodził w niesły chanie gęsty m i gorący m polu promieniowania, które nie mogło ulec całkowitemu rozproszeniu. Uczeni doszli do wniosku, że olbrzy mie ilości promieniowania cieplnego musiały ulec rozrzedzeniu za sprawą ekspansji kosmosu, a jeśli tak, to promieniowanie to wciąż musi by ć widoczne, trzeba go ty lko starannie poszukać.

Choć naukowcy rozpoczęli sy stematy czne poszukiwania pozostałości „kosmicznego promieniowania tła”, jego odkry cia dokonano zupełnie przy padkowo. Dopiero wtedy wszy stkie kawałki układanki znalazły się na miejscu. Uczeni zrozumieli, że wy darzenia opisane przez Hubble’a są drugim aktem naszego kosmicznego spektaklu. Teraz mogli sobie wy obrazić pierwszy akt tego dramatu w cały m jego ognisty m splendorze. Dowiedzieli się, jak musiał wy glądać pierwotny globalny wy buch, tworzenie pierwiastków chemiczny ch i przy gotowanie sceny dla mającego powstać później świata galakty k. Z punktu widzenia chronologii zagadnienie powstawania wielu pierwiastków chemiczny ch w Wielkim Wy buchu nie by ło pierwszy m problemem astrofizy czny m, który udało się rozwiązać dzięki nowo powstałej fizy ce jądrowej. Uczeni mieli pewien pilniejszy kłopot, z który m zmagali się już od końca XIX wieku, od chwili, gdy sformułował go lord Kelvin.

Co sprawia, że gwiazdy świecą? Początki astrofizy ki jądrowej sięgają lat trzy dziesty ch XX wieku i są związane z fizy kiem jądrowy m George’em Gamowem, ekstrawaganckim emigrantem ze Związku Radzieckiego, który szy bko stał się autory tetem w tej nowej dziedzinie. Urodził się w 1904 roku w Odessie, na terenie ówczesnej carskiej Rosji. Uczy ł się na uniwersy tetach w Odessie i Piotrogrodzie (który przemianowano w 1924 roku na Leningrad, a w 1991 roku powrócono do pierwszej nazwy : Petersburg), gdzie studiował u Aleksandra Friedmana, genialnego matematy ka, który odkry ł i sklasy fikował rozwiązania kosmologiczne równań Einsteina. W latach 1928‒1931 Gamow zajmował się fizy ką jądrową i fizy ką gwiazd w Kopenhadze i Cambridge, a potem wrócił do Związku Radzieckiego, jednak ży cie w ty m kraju nie przy padło mu do gustu. Gdy więc w 1933 roku wy jechał razem z żoną do Brukseli na Szósty Kongres Solvay a, który by ł poświęcony fizy ce jądrowej, uciekł przy pierwszej nadarzającej się sposobności. W 1934 roku otrzy mał stanowisko profesora na Uniwersy tecie Jerzego Waszy ngtona, gdzie pracował z Edwardem Tellerem, którego prasa okrzy knęła później „ojcem bomby wodorowej”. Gamow i Teller zorganizowali w Waszy ngtonie w latach trzy dziesty ch kilka spotkań, który ch celem by ło poznanie źródła energii gwiazd. Chodzi tu o tak olbrzy mią energię, że uczeni wiedzieli, iż uzy skanie jej musi się wiązać z przekształcaniem pierwiastków w procesach jądrowy ch i jej wy jaśnienie będzie wy magało uży cia klasy cznego związku Einsteina między masą i energią. Do pierwszy ch prób zastosowania fizy ki jądrowej w astrofizy ce doszło na jedny m ze spotkań pod koniec lat trzy dziesty ch, którego główny m tematem by ły reakcje jądrowe zachodzące we wnętrzu gwiazd – w tamty m okresie kwestia ta bardzo interesowała Gamowa.

Ry c. 4.1. Insty tut Nielsa Bohra w Kopenhadze w 1930 roku. W pierwszy m rzędzie siedzą (od lewej): Oskar Klein, Niels Bohr, Werner Heisenberg, Wolf​gang Pauli, George Gamow, Lew Landau i Hendrik Kramers – w ty m gronie znajdują się twórcy mechaniki kwantowej i teorii nukleosy ntezy (Getty Images).

Teller nazwał kiedy ś te zagadnienia „domeną Gamowa”, ale ostatecznie kluczową rolę w ty ch badaniach odegrał fizy k jądrowy Hans Bethe, który za wy niki swoich prac otrzy mał w 1967 roku Nagrodę Nobla. Bethe odpowiedział na najważniejsze py tanie: Jak to możliwe, że gwiazdy, w ty m w szczególności nasze Słońce, świecą przez miliardy lat, emitując przez cały czas potężną energię w postaci światła, skoro każde znane źródło energii chemicznej, takie jak paliwa kopalne, musiałoby ulec wy czerpaniu w ciągu niewielkiego ułamka tego czasu? Wiadomo by ło, że zwy czajny atom helu ma w jądrze cztery cząstki, dwa protony i dwa neutrony, w zasadzie więc atom taki mógłby powstać w wy niku zderzeń czterech protonów tworzący ch cztery zwy czajne atomy wodoru. Wiedziano już też wtedy, że wodór i hel są główny mi składnikami chemiczny mi Słońca, zatem wy dawało się możliwe, że takie reakcje jądrowe zachodzą w jego wnętrzu. Poza ty m jeden atom helu waży mniej niż cztery atomy wodoru, a więc proces łączący jądra wodoru w jądro helu mógłby prowadzić do uwolnienia olbrzy miej ilości energii. Na ry cinie 4.2 pokazano schemat „cy klu protonowego” odkry tego przez Bethego, dzięki któremu wodór przekształca się w hel. Obecnie uczeni badają w wielu laboratoriach na całej Ziemi różne warianty tego procesu

w poszukiwaniu możliwości wy korzy stania sy ntezy termojądrowej jako źródła energii w elektrowniach.

Ry c. 4.2. Hans Bethe przy tablicy. Na diagramie pokazano, jak cztery protony (jądra atomów wodoru) łączą się w jedno jądro helu (Indigo Images).

Pomy sł nie by ł całkowicie nowy. Niemal dwieście lat wcześniej, jako pierwszy w historii współczesnej nauki, problemem ty m zajmował się angielski chemik William Prout. W 1816 roku wy sunął hipotezę zakładającą, że wszy stkie pierwiastki powstały z wodoru w wy niku koagulacji. Sto lat później hipoteza ta zaintry gowała Eddingtona, który zasugerował w swojej popularnej książce Stars and Atoms (Gwiazdy i atomy), że jądra helu mogły by powstawać z łączenia się czterech jąder wodoru w nieznany m procesie, w który m dochodzi do utraty masy. Jak jednak mogłoby do tego dochodzić? Należało znaleźć jakiś konkretny ciąg reakcji jądrowy ch, które mogły by zachodzić w warunkach takich, jakie panują w gwiazdach. Nikomu się to nie udało. Hans Bethe uciekł z Niemiec w 1933 roku. Po krótkim poby cie w Wielkiej Bry tanii na uniwersy tecie w Bristolu osiedlił się na dość spartańskim i odosobniony m kampusie Uniwersy tetu Cornella, gdzie szy bko dał się poznać jako jeden z największy ch autory tetów w dziedzinie teorety cznej fizy ki jądrowej. Gdy w 1938 roku przy jechał do Waszy ngtonu na spotkanie zorganizowane przez Gamowa i Tellera, nic nie wiedział o wnętrzach gwiazd, ale szy bko zainteresował się zagadnieniem wy twarzania energii w Słońcu, które potraktował jak zwy czajny problem z zakresu fizy ki jądrowej. Razem z Charlesem Critchfieldem, by ły m studentem Gamowa i Tellera, Bethe zaproponował w 1938 roku schemat procesu wy twarzania energii w gwiazdach, który jest obecnie znany jako „cy kl protonowy ”. W procesie ty m atomy wodoru, głównego składnika chemicznego Słońca, łączą się kolejno ze sobą w taki sposób, że w kilku etapach powstaje hel i energia, która uwalniana w szy bkim tempie mogłaby wy jaśniać dużą jasność Słońca. W pociągu powrotny m z Waszy ngtonu na Uniwersy tet Cornella Bethe opracował podstawowe założenia tego cy klu, który jest dokładnie taki, jak przeczuwał Eddington: polega na połączeniu czterech atomów wodoru w jeden atom helu. Pół roku później, po uzupełnieniu wiedzy z zakresu astrofizy ki, Bethe zaproponował alternaty wny cy kl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO), który jest bardziej złożony m procesem katality czny m prowadzący m do tego samego rezultatu. W obu cy klach powstaje na końcu, po kilku etapach, jedno jądro helu-4 i dwa neutrina. W ty ch procesach sy ntezy dochodzi do uwolnienia tak olbrzy miej energii, że gwiazdy takie jak Słońce mogą świecić przez 10‒15 miliardów lat (Słońce wy korzy stało z tego dopiero niecałe 4 miliardy ). Bethe odpowiedział na py tania stawiane przez dzieci: „Dlaczego Słońce świeci?” i „Czy kiedy kolwiek zgaśnie?”. I tak dzięki pracom Bethego narodziła się nowa gałąź astrofizy ki, w ramach której problem pochodzenia energii gwiazd zmienił się w zagadnienie z dziedziny nauki laboratory jnej. Po drugiej wojnie światowej takie podejście zastosowano również w kosmologii, dzięki czemu niemal po półwieczu kosmologia stała się nauką ścisłą. Bethe jako jeden z pierwszy ch połączy ł fizy kę cząstek z kosmologią i idący jego śladem amery kańscy fizy cy jądrowi na pewien czas zdominowali kosmologię. Podczas wojny Bethe by ł szefem wy działu teorety cznego laboratorium w Los Alamos i wniósł istotny wkład w stworzenie bomby atomowej i wodorowej, a potem podjął kampanię przeciw przeprowadzaniu prób jądrowy ch w atmosferze ziemskiej i za podpisaniem traktatów ograniczający ch jądrowy wy ścig zbrojeń. Freeman Dy son nazwał Bethego „największy m pogromcą problemów w XX wieku”. Fascy nujący rozwój astrofizy ki w tamty m okresie przy ciągał najwy raźniej najtęższe umy sły naukowe świata.

Astrofizyka jądrowa wyrusza w kosmos Obecnie te dwie pozornie niezależne dziedziny, kosmologia i fizy ka jądrowa, są ze sobą ściśle związane. Proces zbliżania się ty ch gałęzi nauki rozpoczął się w marcu 1942 roku (cztery miesiące po ataku na Pearl Harbor), gdy dwudziestu czterech fizy ków jądrowy ch i astrofizy ków przy jechało na trzy dni na Uniwersy tet Jerzego Waszy ngtona, cztery przecznice od Białego Domu, by omówić „Problemy ewolucji gwiazd i kosmologii”. Taki właśnie temat wy brał Gamow jako organizator tego ósmego, corocznego spotkania fizy ków teorety ków w Waszy ngtonie. Dzięki spotkaniom organizowany m pod koniec lat trzy dziesty ch uczony m udało się zrozumieć, jakie jest źródło energii zwy czajny ch gwiazd, ale jednocześnie pojawiło się przekonanie, że wy jaśnienia pochodzenia pierwiastków chemiczny ch należy szukać gdzie indziej. Bethe zauważy ł na przy kład, że: „Jest całkiem możliwe, iż pierwiastki chemiczne powstały przed gwiazdami, gdy Wszechświat znajdował się w stanie znacznie różniący m się od obecnego”. Teraz wiemy, że jest to prawdą w odniesieniu do najlżejszy ch pierwiastków. W 1926 roku Eddington pisał: „Nie spieramy się z kry ty kami, którzy utrzy mują, że w gwiazdach nie panuje wy starczająco wy soka temperatura, by mógł zajść taki proces; sugerujemy raczej, by znaleźli jakieś miejsce, w który m jest bardziej gorąco”. Fizy cy jądrowi brali także pod uwagę ważną wskazówkę odkry tą przez Cecilię Pay ne i Henry ’ego Norrisa Russella z Uniwersy tetu Harvarda, którzy wy kazali, że proporcje poszczególny ch pierwiastków chemiczny ch w różny ch gwiazdach są dość podobne, co sugerowało, że pierwiastki te muszą mieć jakieś wspólne źródło. Wnętrze gwiazd przestało już więc by ć tak interesujące i uwaga wszy stkich skupiła się na wczesny m Wszechświecie. Gdy astrofizy cy jądrowi, jak zaczęli sami siebie nazy wać, spotkali się w 1942 roku w Waszy ngtonie, drugiego dnia zjazdu, 24 kwietnia, przewodnictwo sesji poświęconej rozszerzaniu się Wszechświata i powstawaniu pierwiastków chemiczny ch objął dziarski Gamow. Uczestnicy spotkania zwrócili najpierw uwagę na to, że na drodze do ostatecznej akceptacji modelu rozszerzającego się Wszechświata wciąż stoi niezwy kle poważny problem – chodzi o fakt, że wy znaczony przez Edwina Hubble’a wiek Wszechświata wy nosi połowę wieku geologicznego Ziemi. Gamow zręcznie zbagatelizował tę wy raźną rozbieżność, kwestionując niektóre z założeń przy jęty ch przez Hubble’a – by ło to niezwy kle śmiałe posunięcie, zważy wszy że Hubble cieszy ł się niemal boskim autory tetem. W oficjalny m raporcie ze spotkania Gamow napisał:

Nie należy jednak odrzucać hipotezy rozszerzającego się Wszechświata, ponieważ dzięki niej można wy jaśnić wiele zjawisk. Najważniejszy m z nich jest zagadka pochodzenia pierwiastków chemiczny ch – taki proces wy maga tak wy sokiej temperatury i gęstości, że odpowiednie do tego warunki mogły panować ty lko na wczesny ch etapach rozszerzającego się Wszechświata.

Ry c. 4.3a. Współczesne ujęcie modelu gorącego Wielkiego Wy buchu zaproponowanego przez Gamowa.

Ry c. 4.3b. Powstawanie lekkich pierwiastków chemiczny ch w epoce nukleosy ntezy dos​konale zgadza się z wy nikami pomiaru obfitości ty ch pierwiastków i stanowi silne potwierdzenie modelu Wielkiego Wy buchu. (Monash University )

W swojej prezentacji na spotkaniu odważnie stwierdził, że pierwiastki powstały w wy buchu, który stanowił „początek czasu” i wy wołał obecną ekspansję Wszechświata. Wielu uczestników spotkania podzielało ten pogląd, mimo że ich entuzjazm dla idei istnienia wy buchowej epoki bazował wy łącznie na intuicji, by ć może zainspirowanej, jak się niedługo przekonamy, inny mi trendami zachodzący mi w rzeczy wisty m świecie. Gamow w pełni popierał koncepcję Wielkiego

Wy buchu razem z sugestią, że pierwiastki chemiczne powstały w jakimś pierwotny m stanie o olbrzy miej gęstości. Upły nęły trzy lata, zanim Gamow rozwinął te idee (toczy ła się wojna), i wy daje się, że gdy już tego dokonał, nie docenił wagi swojego osiągnięcia. W październiku 1945 roku wy słał do Kopenhagi, do swojego przy jaciela Nielsa Bohra list z najlepszy mi ży czeniami z okazji sześćdziesiąty ch urodzin. W liście zdradził, że zajął się ponownie zagadnieniem pochodzenia pierwiastków:

[…] badam problem powstawania pierwiastków na wczesny ch etapach ekspansji Wszechświata. Wy maga to połączenia relaty wisty czny ch wzorów na ekspansję z formułami opisujący mi tempo reakcji termojądrowy ch i rozpadu jąder atomowy ch. […] okres, w który m doszło do pierwotnego rozpadu, musiał by ć krótszy od milisekundy.

Ten fragment dowodzi, że pod koniec 1945 roku Gamow miał już podstawową koncepcję modelu gorącego Wielkiego Wy buchu, łączącego równania Friedmana i Lemaître’a (opisujące fizy kę rozszerzającego się Wszechświata) z fizy ką jądrową. Trzy nastego października 1946 roku Gamow wy słał do „Phy sical Review” krótki arty kuł, w który m połączy ł ze sobą oba te wątki. Wy sunął hipotezę, że wczesny Wszechświat wy pełniała gazowa mieszanina neutronów. W zasadzie cały Wszechświat by ł wtedy jedny m wielkim jądrem atomowy m składający m się z samy ch neutronów, zupełnie jak w modelu Lemaître’a z 1931 roku, choć Gamow nie powoły wał się na koncepcję belgijskiego księdza ani nawet o niej nie wspominał. Można powiedzieć, że w zasadzie obaj uczeni należeli do różny ch klubów naukowy ch. Sednem propozy cji Gamowa by ło założenie, że ciężkie pierwiastki powstają w wy niku nagromadzenia się neutronów, które ulegają następnie rozpadowi beta (spontanicznemu procesowi jądrowemu, podczas którego jądro atomowe wy rzuca z siebie elektron) prowadzącemu do przekształcenia się neutronów w protony. W arty kule Gamowa znalazło się zby t kategory czne stwierdzenie, że pierwiastki nie mogą powstawać w gwiazdach. Jednak poza grupą współpracowników Gamowa wielu fizy ków w Europie by ło przekonany ch, że gwiazdy muszą odgry wać kluczową rolę w wy jaśnieniu pochodzenia pierwiastków chemiczny ch. Natomiast w Cambridge Fred Hoy le postąpił zgodnie z sugestią Waltera Baadego, który poradził mu, żeby skupił uwagę na bardzo gorący ch gwiazdach (czerwony ch olbrzy mach). Idąc ty m tropem, Hoy le uzy skał dużą zgodność między wy nikami swoich obliczeń a pomiarami obfitości ciężkich pierwiastków. Zajął się procesem nukleosy ntezy zachodzący m w niezwy kle gorący ch jądrach czerwony ch olbrzy mów, czy li gwiazd na późny m etapie ewolucji – Słońce osiągnie to stadium za kilka miliardów lat. Kwestia pochodzenia pierwiastków chemiczny ch – czy powstały podczas Wielkiego Wy buchu we wczesny m Wszechświecie, czy w mniejszy ch wy buchach eksplodujący ch gwiazd – pozostawała zatem wciąż otwarta. Można się czasem spotkać z opinią, że arty kuł Gamowa z 1946 roku, opublikowany

w „Phy sical Review”, położy ł podwaliny pod współczesną kosmologię Wielkiego Wy buchu, mimo iż wy suwane w nim zaskakujące wnioski nie miały zby t dużego oparcia w dowodach. Gamow uczepił się idei, że najważniejszy m procesem stojący m za powstaniem większości pierwiastków wy stępujący ch w przy rodzie musi by ć wy chwy t neutronów przez protony i jądra atomowe we wczesny m Wszechświecie. Następny krok wy konał Ralph Alpher, doktorant Gamowa, który zajmował się zagadnieniem pierwotnej nukleosy ntezy. Na spotkaniu Amery kańskiego Towarzy stwa Fizy cznego Alpher wy słuchał z dużą uwagą dziesięciominutowego wy stąpienia o włas​nościach neutronów. Prezentowane dane z Narodowego Laboratorium Argonne zostały zebrane w ramach prac przy gotowawczy ch do budowy reaktorów jądrowy ch. Alpher pomy ślał sobie, że mógłby je wy korzy stać, nie do projektowania reaktorów, ale do zaprojektowania Wszechświata. Poprosił Laboratorium Argonne o pełny zbiór dany ch i wkrótce go otrzy mał. Najistotniejsze jest tutaj to, że Alpher naty chmiast zauważy ł, iż dane z wy sokoenergety czny ch zderzeń cząstek zgadzają się z względny mi obfitościami pierwiastków w przy rodzie. Inny mi słowy, najbardziej prawdopodobne według fizy ki jądrowej zderzenia prowadzą do powstania izotopów (atomów takich samy ch pierwiastków chemiczny ch o różnej liczbie neutronów w jądrze), które wy stępują najobficiej na Ziemi i w Słońcu. To zdawało się sugerować, że podstawowa idea Gamowa jest poprawna. Wniosek na temat konkretny ch procesów fizy czny ch by ł poprawny, ale wciąż nie można by ło jednoznacznie stwierdzić, czy procesy te zachodzą w masy wny ch gwiazdach, czy też zaszły dawno temu, we wczesny m Wszechświecie. Alpher i Gamow zostali owładnięci ideą wy buchowej nukleosy ntezy u zarania czasu do tego stopnia, że przestali się zajmować czy mkolwiek inny m. Czasami ważne dy skusje naukowe prowadzili w Mały m Wiedniu, barze na Pennsy lvania Avenue, gdzie wy sokoprocentowe trunki najwy raźniej pomagały im w próbach zrozumienia Wszechświata. Mijały miesiące i Alpher by ł coraz bardziej przekonany, że ma już wy starczającą wiedzę, by zaproponować model procesu powstawania helu z wodoru w ciągu pierwszy ch pięciu minut po nagły m rozpoczęciu się ekspansji Wszechświata (zob. ry c. 4.3, s. 146). Stosunek ilości powstającego w takim procesie wodoru do helu zgadza się z wartością obserwowaną we Wszechświecie (zob. ry c. 4.3, s. 146) i jest bliski zmierzonej wartości tego stosunku w większości gwiazd. Jeśli Alpher miał rację, oznaczało to, że większość helu obserwowanego w powierzchniowy ch warstwach Słońca powstała w Wielkim Wy buchu, natomiast we wnętrzu naszej gwiazdy zachodzi dalsze przekształcanie wodoru, zgodnie z procesami odkry ty mi przez Bethego. W efekcie na samy m końcu jądro Słońca będzie się składało niemal wy łącznie z czy stego helu. Choć zatem Alpherowi nie udało się powiedzieć nic na temat powstawania cięższy ch pierwiastków, podanie poprawny ch przewidy wań co do ilości wy tworzonego wodoru, helu i ich izotopów by ło niezwy kle ważny m krokiem – olbrzy mim osiągnięciem dla kogoś, kto nie ukończy ł jeszcze nawet studiów doktoranckich. Gamow ogłosił to przełomowe odkry cie w arty kule opublikowany m w „Phy sical Review” w 1948 roku. Przy okazji ukazania się tej pracy, zaty tułowanej On the Origin of Chemical Elements (O pochodzeniu pierwiastków chemicznych), doszło jednak do pewnego zgrzy tu. Gamow, znany dowcipniś, nie mógł się oprzeć pokusie dodania do listy autorów nazwiska swojego kolegi Hansa Bethego. I tak w nagłówku arty kułu widnieją trzy nazwiska: Alpher, Bethe, Gamow – jest to legendarna już aluzja do trzech pierwszy ch liter greckiego alfabetu: alfa (α), beta (β)

i gamma (γ). Nie powinno chy ba jednak nikogo dziwić, że młody Ralph poczuł się dotknięty ty m, iż do arty kułu dopisano nazwisko wielkiego uczonego, który nawet nie kiwnął przy nim palcem. Nie dość, że jako student musiał sam wy konać wszy stkie mozolne obliczenia, to jeszcze teraz jego wkład został umniejszony, bo Gamowowi zebrało się na żarty. Bethe, ze swej strony, zupełnie nie miał pojęcia, że Alpher czuje się urażony, i nikt z całej trójki nawet się nie spodziewał, że arty kuł „alfa, beta, gamma” będzie jedną z najważniejszy ch prac w historii kosmologii. Jednak Gamow, niepoprawny żartowniś i amator mocny ch trunków, załagodził niesnaski, organizując małą uroczy stość. Wy ciągnął butelkę cointreau, napełnił szczodrze trzy kieliszki i cała trójka wzniosła toast za Wszechświat. Przerobił też ety kietkę na butelce w taki sposób, że zamiast napisu „Cointreau” widniało na niej słowo „y lem” – zapomniany staroangielski rzeczownik oznaczający : „pierwotną substancję, z której powstały pierwiastki”.

Kula ognia, w której powstały pierwsze pierwiastki chemiczne Arty kuł „alfa, beta, gamma” o pochodzeniu lekkich pierwiastków stał się kamieniem milowy m w historii kosmologii, ponieważ szczegółowa analiza procesów jądrowy ch pokazała, że obfitości helu i wodoru są całkowicie zgodne z koncepcją ognistego, wy buchowego początku Wszechświata. Alpher i Gamow jako pierwsi zauważy li, że gorącej materii powinno towarzy szy ć promieniowanie elektromagnety czne, które nazwali „termiczny m promieniowaniem ciała doskonale czarnego”. Jedny m z pierwszy ch sukcesów mechaniki kwantowej by ło opisanie (dokonał tego Max Planck w 1901 roku), jak wy gląda szczegółowe widmo (czy li inny mi słowy, jaki jest rozkład barw) promieniowania w zamknięty m pomieszczeniu, którego ściany mają określoną temperaturę. Im gorętsze są ściany, ty m bardziej barwa promieniowania przesuwa się od czerwieni w kierunku błękitu i ultrafioletu. Gamow oszacował, że na wczesny m etapie Wielkiego Wy buchu kosmiczny kocioł jądrowy musiał by ć wy pełniony promieniowaniem o bardzo wy sokiej energii, ponieważ w tej epoce gęstość masy i energii by ła większa od gęstości samej mieszaniny jądrowej. Gęstość i temperatura musiały by ć tak wy sokie, że nawet po miliardach lat rozszerzania się i ochładzania Wszechświata promieniowanie to wciąż powinno by ć wy kry walne. Piętnaście lat później to prorocze stwierdzenie doprowadziło do kluczowego momentu w historii kosmologii: odkry cia przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona resztkowego promieniowania z Wielkiego Wy buchu, owej zamierzchłej eksplozji, w której powstały lekkie pierwiastki. W ty m samy m 1948 roku Ralph Alpher i Robert Herman zrobili kolejny śmiały krok. Jądro

zwy czajnego wodoru jest pojedy nczy m protonem, ale oprócz tego w przy rodzie wy stępuje powszechnie izotop tego pierwiastka, deuter, którego jądro tworzą ściśle związane ze sobą dwie cząstki: proton i neutron. Gamow już wcześniej zauważy ł, że deuter mógł powstawać w Wielkim Wy buchu jedy nie pod warunkiem, iż temperatura kuli ognia wy nosiła około miliarda stopni, czy li 109 K. Alpher i Herman zadali sobie py tanie, jaką temperaturę miałoby dzisiaj takie promieniowanie – promieniowanie cieplne niezbędne do wy tworzenia pierwiastków wciąż powinno wy pełniać kosmos, ale za sprawą olbrzy miej ekspansji Wszechświata, do jakiej doszło do tej pory, musi by ć teraz znacznie zimniejsze i bardziej rozrzedzone. Przy jąwszy kilka sensowny ch założeń (i domy ślając się trafnie kilku rzeczy ), Alpher i Herman wy liczy li, że promieniowanie resztkowe z Wielkiego Wy buchu powinno mieć obecnie temperaturę około 5 K. Jest to wy nik zdumiewająco bliski wartości, którą udało się zmierzy ć wiele lat później: 2,725 K. Zgodnie z pierwotną koncepcją Alphera i Gamowa, nukleosy nteza Wielkiego Wy buchu trwała zaledwie siedemnaście minut i zaszła w cały m Wszechświecie. Rozpoczęła się trzy minuty po wy buchu, w chwili gdy Wszechświat ochłodził się na ty le, że mogły już się wy odrębnić protony i neutrony, a skończy ła około dwudziestu minut później, ponieważ gęstość i temperatura rozszerzającego się Wszechświata spadły do wartości zby t niskiej, by sy nteza jądrowa mogła nadal zachodzić. Odezwali się też kry ty cy idei ognistego Wszechświata, zauważając, że teoria ta wy jaśnia jedy nie, jak mogły powstać dwa pierwsze pierwiastki układu okresowego, a o pozostały ch – milczy. W wy niku późniejszy ch prac nad tą teorią udało się pokazać, jak mogły powstać także śladowe ilości litu, bery lu, a może nawet i boru. Obserwowana obecnie we Wszechświecie obfitość deuteru jest ważną wskazówką doty czącą warunków, jakie musiały panować tuż po Wielkim Wy buchu, ponieważ wy tworzenie teraz deuteru gdzieś we Wszechświecie jest bardzo trudne – w zasadzie cały obserwowany obecnie deuter musiał powstać w ognisty m piecu Wielkiego Wy buchu. Co ważne, w 1964 roku Fred Hoy le i Roger Tay ler przedstawili kolejne dowody przemawiające za tą teorią, pokazując, że obserwowaną wszędzie w kosmosie obfitość helu można wy jaśnić jedy nie przy założeniu, że podczas Wielkiego Wy buchu doszło do sy ntezy jądrowej jednocześnie w cały m Wszechświecie. Fakt, że Hoy le mówił głośno o tej ważnej pracy, mimo iż rzucała cień wątpliwości na jego ulubiony model stanu stacjonarnego, świadczy o jego niezwy kłej uczciwości naukowej. Rozstrzy gające prace na temat nukleosy ntezy Wielkiego Wy buchu ukazały się w 1965 roku, tuż po odkry ciu mikrofalowego promieniowania tła. Chodzi mianowicie o dwa arty kuły P.J.E. Peeblesa z Uniwersy tetu Princeton poświęcone wy znaczeniu oczekiwany ch wartości obfitości izotopów helu (zob. ry c. 4.3, s. 168). Prace te zapoczątkowały cały ciąg badań, które ostatecznie dostarczy ły najsilniejszy ch dowodów przemawiający ch za poprawnością modelu Wielkiego Wy buchu, ponieważ pokazały, że szczegółowe stosunki obfitości izotopów kilku lekkich pierwiastków – wodoru, helu i litu – doskonale zgadzają się z przewidy waniami wy nikający mi ze scenariusza pierwotnej nukleosy ntezy. W Wielkim Wy buchu mogły powstać ty lko najlżejsze pierwiastki. Uczeni natrafili ty m samy m na przeszkodę: nukleosy nteza zachodząca w rozpalony m Wszechświecie w ciągu pierwszy ch kilku minut jego istnienia nie mogła posunąć się dalej. Ciężkie pierwiastki – wszy stko, co w takiej obfitości wy stępuje na Ziemi (poza wodorem w cząsteczkach wody ) – musiało

powstać gdzieś indziej, już po Wielkim Wy buchu. Rozwiązanie tej zagadki wy magało przeniesienia wy twarzania pierwiastków chemiczny ch z wczesnego Wszechświata do masy wny ch gwiazd – Fred Hoy le wy konał taki ruch już wcześniej. Pod koniec lat pięćdziesiąty ch razem z dwojgiem bry ty jskich astrofizy ków, Margaret i Geoffrey em Burbidge’ami, oraz z doświadczalny m fizy kiem jądrowy m z Caltechu, Williamem Fowlerem, przedstawił kilka szczegółowy ch procesów, dzięki który m masy wne gwiazdy mogły by pod koniec swojej ewolucji wy twarzać (i rozsiewać w kosmosie za sprawą giganty czny ch wy buchów supernowy ch) znaczącą ilość spoty kany ch powszechnie pierwiastków chemiczny ch. Choć w ty m zakresie badań wciąż istnieją liczne, dość szczegółowe nierozwiązane problemy, który mi astrofizy cy nadal się zajmują (próbując na przy kład opisać teorety cznie wy buchy gwiazd tak, by uzy skać zgodność z dany mi obserwacy jny mi), ogólny przebieg ty ch procesów jest już obecnie dobrze znany. Lekkie pierwiastki mają w kosmologii duże znaczenie, ponieważ proces ich powstawania można dość łatwo zrozumieć i dzięki temu z obserwowany ch obfitości ty ch pierwiastków możemy się wiele dowiedzieć na temat warunków fizy czny ch, jakie musiały panować we Wszechświecie w ciągu pierwszy ch kilku minut jego istnienia. Co więcej, fakt, że mierzone obecnie obfitości ty ch pierwiastków zgadzają się dokładnie z wy liczeniami oparty mi na teorii nukleosy ntezy Wielkiego Wy buchu, jest silny m argumentem przemawiający m za poprawnością współczesnego modelu kosmologicznego. Historia wczesnego Wszechświata została doskonale opowiedziana w popularnej książce Stevena Weinberga Pierwsze trzy minuty z 1977 roku.

Bezpośrednie obserwacje radiowe rozpalonej kuli ognia Wielkiego Wybuchu W latach pięćdziesiąty ch krajobraz intelektualny w kosmologii kształtował się następująco. Na gruncie pojęciowy m poza modelem gorącego Wielkiego Wy buchu w ry walizacji uczestniczy ło także kilka inny ch modeli kosmologiczny ch. Jeden z nich opierał się na idei oscy lujący ch wszechświatów, przechodzący ch cy klicznie przez okresy rozszerzania się i kurczenia. Inny m modelem by ła interesująca z estety cznego punktu widzenia teoria stanu stacjonarnego Hoy le’a, Bondiego i Golda, zaproponowana jeszcze w 1948 roku. W ty m modelu rozszerzający się Wszechświat jest nieskończenie stary i w miarę jak galakty ki oddalają się od siebie, dochodzi do wy twarzania nowej materii – stąd zresztą wzięła się alternaty wna nazwa modelu: teoria ciągłego stwarzania. W modelu stanu stacjonarnego Wszechświat wy gląda tak samo w całej przestrzeni i czasie i nie przejawia żadny ch oznak ewolucji. W latach 1950‒1965 oddziały party zanckie kosmologów stanu stacjonarnego walczy ły ofiarnie pod wodzą Hoy le’a z armią zwolenników Wielkiego Wy buchu. Nie trzeba chy ba dodawać, że poprawne przewidy wania obfitości

wszy stkich izotopów wodoru, helu i litu sformułowane w ramach teorii gorącego Wielkiego Wy buchu by ły atutem, który m nie mógł się pochwalić model stanu stacjonarnego. Ten trudny do ukry cia defekt atrakcy jnego poza ty m obrazu świata przy brał jeszcze większe rozmiary po pojawieniu się nowego, zaskakującego dowodu, który w zasadzie potwierdził poprawność modelu Wielkiego Wy buchu. W latach pięćdziesiąty ch do bitwy kosmologicznej przy łączy li się prakty cy nowo powstałej dziedziny radioastronomii, którzy odkry li, że ich teleskopy potrafią wy kry wać fale radiowe emitowane przez odległe galakty ki. Przełomem by ło odkry cie przez grupę Martina Ry le’a z Cambridge, że podwójne źródło radiowe Cy gnus A znajduje się w samy m środku zaburzonej galakty ki. Pozagalakty czne źródła radiowe, nazy wane radiogalakty kami, pozwoliły uczony m rozstrzy gnąć, który model jest poprawny : niezmienny Wszechświat stanu stacjonarnego czy ewoluujący Wszechświat Wielkiego Wy buchu. Należało sobie w ty m celu postawić py tanie: Czy, ogólnie rzecz biorąc, odległy Wszechświat wy gląda tak samo jak kosmos w naszy m sąsiedztwie? Wszy stkie teorie kosmologiczne zgadzają się, że odległy Wszechświat widzimy taki, jaki by ł w odległej przeszłości – wy nika to stąd, że światło i fale radiowe musiały odby ć długą podróż, trwającą miliardy lat, zanim dotarły do naszy ch teleskopów. Najczęściej okazuje się, że najsłabsze obiekty są położone najdalej od obserwatora. Gdy by w bardzo odległy ch obszarach wy stępowały takie same populacje źródeł promieniowania jak w naszy m sąsiedztwie, jak to przewiduje model stanu stacjonarnego, to względne liczby obiektów o coraz mniejszej jasności zmierzone w obserwacjach radioteleskopowy ch powinny by ć identy czne z ty mi, które wy znaczy ł kiedy ś Hubble na górze Palomar. W poprzednim rozdziale wspomnieliśmy, że liczba zliczany ch źródeł powinna rosnąć, w miarę jak obserwujemy obiekty o coraz mniejszej wielkości gwiazdowej, z ty m że wzrost ten powinien by ć proporcjonalny do potęgi –3/2 obserwowanej jasności. Właśnie tę prawidłowość wy korzy stał Hubble, by udowodnić lokalną jednorodność kosmosu, i można jej także uży ć w znacznie większej, kosmicznej skali, zliczając źródła radiowe, ponieważ fale radiowe potrafimy wy kry wać na znacznie większej odległości niż galakty ki obserwowane w zakresie światła widzialnego. Pracujący pod kierownictwem Ry le’a radioastronomowie z wy działu fizy ki uniwersy tetu w Cambridge postanowili sprawdzić poprawność modelu stanu stacjonarnego. Mimo że by li zatrudnieni na ty m samy m uniwersy tecie, Ry le i Hoy le nie potrafili ze sobą współpracować i przy każdej nadarzającej się okazji, czasami nawet publicznie, każdy z nich próbował wy kazać swoją wy ższość. Ry le zajął się ty m problemem z ogromny m entuzjazmem. Badał i zliczał odległe radioźródła, odnośnie do który ch z modelu stanu stacjonarnego wy nikało jednoznaczne i możliwe do zwery fikowania przewidy wanie: liczba takich obiektów na jednostkę objętości powinna by ć taka sama w każdy m czasie i miejscu we Wszechświecie, a ponadto liczba ta powinna ros​nąć wraz ze spadkiem jasności, tak jak przewiduje teoria. Badania Ry le’a wy magały policzenia źródeł radiowy ch należący ch do różny ch kategorii jasności. By ła to stara metoda Hubble’a, ale zastosowana do radiogalakty k. Ry le zrealizował cztery różne programy, który ch celem by ło wy konanie przeglądu radiogalakty k. Wy niki pierwszy ch dwóch programów, zrealizowany ch na początku lat pięćdziesiąty ch, zdawały się zaprzeczać poprawności modelu stanu stacjonarnego. A przy najmniej tak interpretował je Ry le. Przekorny Hoy le utrzy my wał jednak (i jak się okazało, słusznie), że z powodu problemów ze sprzętem dwa pierwsze przeglądy by ły obarczone tak duży mi błędami,

iż niczego nie dowodziły. Przeglądy trzeci i czwarty zostały przeprowadzone w Cambridge z drobiazgową skrupulatnością i fakty cznie dostarczy ły jednoznaczny ch dowodów na ewolucję Wszechświata. Hoy le odmówił wówczas przy jęcia do wiadomości ty ch wy ników, argumentując, że Ry le, z wy kształcenia inży nier, jest nieodpowiednią osobą do prowadzenia obserwacji kosmologiczny ch. Jak na złość Hoy le’owi, w 1974 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizy ki przy znano Martinowi Ry le’owi i jego koledze Tony ’emu Hewishowi (odkry wcy pulsarów) za ich wkład w rozwój radioastronomii. Do roku 1960 już niemal wszy scy astronomowie (wszy scy z wy jątkiem Hoy le’a i jego kliki) uważali, że teoria stanu stacjonarnego zupełnie nie odpowiada rzeczy wistości z dwóch powodów: po pierwsze, liczby źródeł radiowy ch wy znaczone przez Ry le’a nie pasują do modelu stanu stacjonarnego, a po drugie, obfitości lżejszy ch pierwiastków chemiczny ch zgadzają się doskonale z przewidy waniami modelu Wielkiego Wy buchu. Obserwatorzy wciąż jednak potrzebowali jeszcze jakiegoś rozstrzy gającego dowodu, który przesądzi jednoznacznie o poprawności modelu gorącego Wielkiego Wy buchu.

Ry c. 4.4. Antony Hewish (z lewej) i Martin Ry le (Getty Images; Indigo Images)

W dobry ch kry minałach prawda wy chodzi zwy kle na jaw w najmniej spodziewany m momencie. Nie ulega wątpliwości, że od połowy lat pięćdziesiąty ch astronomowie zastanawiali się, w jaki sposób można by wy kry ć promieniowanie reliktowe z Wielkiego Wy buchu. Ponieważ spodziewano się, że jego temperatura będzie mniejsza niż 10 kelwinów, tego ty pu obserwacje należało przeprowadzić w bardzo wąskim przedziale mikrofalowy m widma elektromagnety cznego i by ło oczy wiste, że ów resztkowy sy gnał będzie bardzo słaby. Każdy, kto chciał się porwać na wy kry cie słaby ch mikrofal dobiegający ch z kosmosu, musiał podłączy ć antenę do silnego wzmacniacza (by wzmocnić wy kry ty sy gnał) i utrzy mać szumy na niskim poziomie (by wy eliminować promieniowanie mikrofalowe wy twarzane lokalnie przez antenę i jej obwody elektroniczne). Choć wy nalezienie radaru zawdzięczamy bry ty jskim inży nierom, którzy skonstruowali tego ty pu urządzenia w czasie wojny, by móc wy kry wać z duży m wy przedzeniem zbliżające się niemieckie samoloty, teraz jednak Stany Zjednoczone zdecy dowanie wy przedzały Wielką Bry tanię w zastosowaniach techniki mikrofalowej. Na konty nencie amery kańskim pracownicy Laboratoriów Bella w Holmdel w stanie New Jersey konstruowali na potrzeby radiokomunikacji anteny mikrofalowe o duży m zy sku i niskoszumowe wzmacniacze. Ostatecznie okazało się, że zastosowanie w radioastronomii takich urządzeń wy sokiej klasy miało kluczowe znaczenie dla wy kry cia promieniowania mikrofalowego przez Arno Penziasa i Roberta (Boba) Wilsona. Pamiętajmy jednak, że główną moty wacją prac nad rozwojem i usprawnieniem techniki mikrofalowej prowadzony ch w Laboratoriach Bella by ło udowodnienie, iż wy korzy stanie satelitów do nawiązy wania łączności jest jak najbardziej realne. Znaczący wkład w te prace wniosła również NASA, ale ani kierownictwo Laboratoriów Bella, ani zarząd NASA nie zamierzały na ty m etapie brać udziału w badaniach kosmologiczny ch. Arno Penzias przy łączy ł się do grupy radioastronomów działający ch na Uniwersy tecie Columbia w 1958 roku, gdy robił tam doktorat. Później, w 1961 roku, został zatrudniony na pewien czas w Laboratoriach Bella do współpracy z inży nierami jako radioastronom, specjalista od obserwacji w zakresie mikrofalowy m. Jego pierwszy m zadaniem by ło opracowanie metody wy korzy stania 6-metrowej mikrofalowej anteny tubowej do śledzenia astronomiczny ch źródeł radiowy ch przemieszczający ch się na niebie na skutek ruchu obrotowego Ziemi. Zdoby te przy tej okazji doświadczenie zostanie później wy korzy stane do śledzenia satelitów komunikacy jny ch, ale dla nas istotne jest to, że plan pracy Penziasa by ł tak skonstruowany, iż pozostawiał mu mnóstwo czasu na prowadzenie obserwacji radioastronomiczny ch z wy korzy staniem tej samej anteny. Ty mczasem Bob Wilson rozpoczął studia doktoranckie w Caltechu w 1957 roku. Poznał tam tajniki budowy urządzeń wy korzy sty wany ch w radioastronomii, a jego praca doktorska doty czy ła sporządzenia mapy promieniowania radiowego dobiegającego z płaszczy zny Drogi Mlecznej. Wilson uczęszczał na wy kłady z kosmologii, które Fred Hoy le wy głaszał w Caltechu, i wiele lat później tak je wspomniał: „Z filozoficznego punktu widzenia teoria stanu stacjonarnego [Hoy le’a] bardzo mi odpowiadała, ale moją nieufność budził fakt, że opierała się na niemożliwy ch do sprawdzenia nowy ch koncepcjach fizy czny ch”. Z modelu gorącego Wielkiego Wy buchu wy nikały natomiast przewidy wania dające się łatwo sprawdzić, o czy m Penzias i Wilson mieli się już wkrótce przekonać. Penzias zatrudnił Wilsona w 1963 roku. Obaj panowie mieli dość różne, ale uzupełniające się osobowości: Penzias by ł gadatliwy i interesował go ogólny obraz, natomiast Wilson by ł skry ty,

zawsze my ślał o szczegółach i lubił zajmować się czy mś konkretny m, na przy kład obsługą teleskopu. Tworzy li doskonały zespół, jeśli chodzi o wy konanie trudnego zadania polegającego na prowadzeniu obserwacji radioastronomiczny ch za pomocą anteny tubowej. Nie zapominajmy, że by ły to czasy, gdy radioteleskopy wciąż jeszcze obsługiwało się ręcznie. Tuż przed pojawieniem się Wilsona w Laboratoriach Bella przestał działać satelita Telstar (pierwszy satelita komunikacy jny wy korzy sty wany do transmisji programu telewizy jnego), ponieważ jego układy elektroniczne zostały zniszczone przez próbny wy buch jądrowy w górny ch warstwach atmosfery. Przy padkowe zniszczenie satelity sprawiło, że 6-metrowa antena przestała by ć nagle potrzebna i można ją by ło wy korzy stać do badań astronomiczny ch. Astronomowie z Laboratoriów Bella postanowili więc poszukać promieniowania emitowanego przez olbrzy mie sfery czne halo, które zdaniem Ly mana Spitzera (specjalisty od astrofizy ki i fizy ki plazmy z Uniwersy tetu Princeton, który zapoczątkował realizację programów mający ch na celu skonstruowanie na Ziemi elektrowni wy korzy stującej sy ntezę wodoru) powinno otaczać Drogę Mleczną, choć jak dotąd nie udało się go wy kry ć. Aby wy jaśnić zastosowaną przez nich technikę obserwacy jną, posłużmy się porównaniem z astronomią opty czną. Słońce jest silny m źródłem promieniowania w widzialny m zakresie widma elektromagnety cznego, a żółta barwa jego światła świadczy o ty m, że powierzchnia gwiazdy, fotosfera, ma temperaturę wy noszącą około 6000 K. Mówiąc ogólnie, gorące źródła promieniowania (gwiazdy, żarówki z włóknem wolframowy m, płomienie świec) emitują światło widzialne i podczerwone. Zimne źródła promieniowania nie wy twarzają światła widzialnego ani podczerwonego, emitują jednak fale o większy ch długościach aż do radiowego obszaru widma elektromagnety cznego. Naturalne źródła długich fal z zakresu promieniowania mikrofalowego są bardzo zimne – mają temperaturę nieprzekraczającą 30 K, a więc wy noszącą około –240°C. Teleskop obserwujący w zakresie promieniowania mikrofalowego wy kry je wszy stkie zimne źródła, nie ty lko te, które są celem poszukiwań. Penzias i Wilson próbowali wy kry ć promieniowanie mikrofalowe emitowane przez halo gazu otaczające naszą Galakty kę. W ty m celu musieli zmierzy ć temperaturę promieniowania wy kry tego przez antenę. Spodziewali się jednak, że prawdziwa temperatura mikrofalowego, radiowego promieniowania Galakty ki będzie zwiększona, czy li inny mi słowy zanieczy szczona przez promieniowanie atmosfery ziemskiej, a także samej anteny. Aby poprawnie określić wartość składowej galakty cznej odebranego promieniowania, należało odjąć od zmierzonej wartości wkład wnoszony przez atmosferę i aparaturę. Wy dawało się, że będzie to proste zadanie, ponieważ odpowiednią kalibrację urządzeń przeprowadzono już wcześniej, gdy antenę wy korzy sty wano do komunikacji satelitarnej. Gdy jednak Penzias i Wilson włączy li teleskop i skierowali go w przestrzeń kosmiczną, okazało się, że niebo jest z niewy jaśniony ch powodów zby t jasne w zakresie mikrofalowy m, by można by ło dostrzec obłoki gazowe, który ch poszukiwali.

Ry c. 4.5. Robert Wilson i Arno Penzias w 1978 roku przed anteną radiową w Laboratoriach Bella w Holmdel, za pomocą której odkry li kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła i ty m samy m udowodnili poprawność teorii gorącego Wielkiego Wy buchu (Indigo Images)

Młodzi astronomowie nie poddali się jednak i konty nuowali obserwacje. Przy gotowali wiele litrów ciekłego helu, który służy ł im za wzorzec temperatury odniesienia o wartości 4,2 K. Z zapałem analizowali wy niki pierwszy ch obserwacji, wpatrując się w drżącą linię kreśloną przez pisak woltomierza. Już na pierwszy rzut oka by ło widać, że coś jest tu nie w porządku. Ale czy na pewno? Skierowana w niebo antena zarejestrowała temperaturę o 3 K wy ższą od temperatury odniesienia ciekłego helu. Tak duży błąd oznaczał, że obserwacje galakty cznego halo nie mogą się udać, co początkowo bardzo zmartwiło obu astronomów. W tego ty pu badaniach naukowy ch pierwszą niezbędną czy nnością jest upewnienie się, że wszy stkie źródła zanieczy szczeń zostały poprawnie zidenty fikowane. Penzias i Wilson zaczęli się zastanawiać, czy przy czy ną ich kłopotów nie jest przy padkiem promieniowanie cieplne Nowego Jorku. Gdy jednak skierowali antenę na niebo nad odległy m Manhattanem, nie zauważy li żadnego dodatkowego promieniowania. Źródła radiowe w Drodze Mlecznej nie są na ty le silne, by mogły

wy wołać taki wzrost temperatury. Przy czy ną problemu musiały więc by ć ściany samej anteny. Dając dowód niezwy kłej skrupulatności, Penzias i Wilson przegonili nawet parę gołębi, która zagnieździła się w antenie, i usunęli odchody ptaków. Gruntowne porządki jednak nie na wiele się zdały. Minął rok. Bez względu na to, w jaki punkt nieba kierowali antenę, zawsze rejestrowali zby t wy soką temperaturę, łamali więc sobie głowę, próbując znaleźć jakieś wy jaśnienie tego faktu. Z akademickiego punktu widzenia wadą pracy w Laboratoriach Bella by ło to, że badacze tworzy li dość odizolowaną grupę, działającą w ramach przedsiębiorstwa telekomunikacy jnego. Na uniwersy tecie lub w obserwatorium astronomiczny m spoty kaliby się codziennie z kolegami o podobny ch zainteresowaniach. Penzias i Wilson nie mieli w zasadzie dostępu do informacji na temat najnowszy ch dokonań w inny ch dziedzinach astronomii, które nie zostały jeszcze opublikowane w prasie fachowej. My śleli nawet o ty m, by opisać swoje wy niki pomiaru nadmiarowej temperatury w jedny m z podrozdziałów innego arty kułu, nad który m pracowali. Na szczęście dla nich obu dalszy rozwój wy padków powstrzy mał ich przed wy słaniem arty kułu, w który m opis pomiaru zby t wy sokiej temperatury zamieścili jako zagadkową uwagę na marginesie prowadzony ch badań. W grudniu 1964 roku Penzias uczestniczy ł w spotkaniu Amery kańskiego Towarzy stwa Astronomicznego w Montrealu, gdzie odby ł luźną rozmowę z Berniem Burkiem, doświadczony m radioastronomem z MIT, w trakcie której wspomniał o zagadkowy m pomiarze. Burke nie potrafił powiedzieć Penziasowi, co mogłoby stać za takim wy nikiem, ale nie zapomniał o tej rozmowie. Kilka ty godni później Burke zadzwonił do Penziasa z interesującą informacją, że Jim Peebles z Princeton przewiduje, iż kosmos powinien by ć skąpany w resztkowy m promieniowaniu z Wielkiego Wy buchu o temperaturze około 10 K. Kilka dni później Penzias otrzy mał przesy łkę z wstępną wersją arty kułu Peeblesa. By ł oczy wiście zachwy cony, że znalazł możliwe wy jaśnienie nadmiernie wy sokiej temperatury, ale niewiele go interesowały wy nikające z tego implikacje dla kosmologii. Redakcja „Phy sical Review” odrzuciła arty kuł Peeblesa, informując go, że podobne przewidy wanie wy sunęli już w latach czterdziesty ch Gamow, Alpher i Hermann. To by ła dla Peeblesa całkowita nowina. Za radą Burke’a Penzias zadzwonił do Princeton i porozmawiał z Bobem Dickiem, opiekunem naukowy m Peeblesa, który kierował niewielkim doświadczeniem mający m na celu wy kry cie hipotety cznego promieniowania tła. Sły sząc zaskakującą wiadomość, że w Laboratoriach Bella wy kry to nadmiarową temperaturę promieniowania dobiegającego z nieba, uczeni z laboratorium Dicke’a popędzili do Holmdel, gdzie potwierdzili poprawne działanie układu pomiarowego i ogłosili, że zarejestrowanie wy ższej, niż się spodziewano temperatury jest dowodem na wy kry cie od dawna poszukiwanego kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła o temperaturze 3 K. Uczeni z Princeton prowadzili obserwacje nieba inny m teleskopem, ale ich antena by ła zby t mała, by mogli w sposób wiary godny wy kry ć słaby sy gnał, który dwaj pracownicy Laboratoriów Bella odkry li zupełnie przy padkiem. Naukowcy z Laboratoriów Bella i Uniwersy tetu Princeton opublikowali oddzielne arty kuły w ty m samy m numerze „Astrophy sical Journal”, który ukazał się 1 lipca 1965 roku. Natomiast już 21 maja „New York Times” zamieścił na pierwszej stronie nagłówek: „Sy g​nały sugerują poprawność koncepcji Wielkiego Wy buchu”. Walter Sullivan, czołowy autor arty kułów popularnonaukowy ch w Stanach Zjednoczony ch, miał najwy raźniej wty czkę w redakcji „Astrophy sical Journal”. W swoim arty kule Sullivan zauważy ł, że odkry cie to wy daje się

sprzeczne z teorią stanu stacjonarnego Hoy le’a. Napisał też: „Dr Dicke najwy raźniej wątpi w prawdziwość teorii stanu stacjonarnego, zgodnie z którą w ogóle nie by ło żadnego wy buchu”.

Jak należy rozumieć Wielki Wybuch? Historia odkry cia kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła i jego interpretacji jako promieniowania resztkowego z Wielkiego Wy buchu jest dobry m przy kładem kręty ch dróg, jakimi podąża czasami postęp naukowy. Jak już zauważy liśmy, Lemaître jako pierwszy zauważy ł, że rozszerzający się Wszechświat musiał by ć na początku gorący. W arty kule opublikowany m w 1931 roku w „Monthly Notices” zamieścił między inny mi takie słowa:

Ewolucję świata można porównać do pokazu ogni sztuczny ch, który się właśnie przed chwilą zakończy ł: widać jeszcze parę czerwony ch smug, popiół i dy m. Stojąc na dobrze wy chłodzony m kawałku popiołu, widzimy powolne gaśnięcie słońc i próbujemy przy pomnieć sobie dawny blask początku światów.

Ten cy tat zawiera wy raźny opis modelu gorącego Wielkiego Wy buchu, z tą różnicą, że zdaniem Lemaître’a promieniowanie szczątkowe powinno mieć obecnie postać promieni kosmiczny ch, a nie promieniowania cieplnego w zakresie mikrofalowy m. Poszukiwania źródła pochodzenia lekkich pierwiastków doprowadziły do sformułowania hipotezy, że cała materia Wszechświata by ła kiedy ś niezwy kle gorąca (1010 K), ponieważ by ła skąpana w bardzo gorący m polu promieniowania (rentgenowskiego). W 1948 roku Gamow dokonał oszacowania, z którego wy nikało, że obecna temperatura promieniowania wy pełniającego Wszechświat powinna wy nosić kilka stopni powy żej zera bezwzględnego. W latach pięćdziesiąty ch i sześćdziesiąty ch zaproponowany przez Gamowa model gorącego Wszechświata by ł znany, ale nie omawiany. Amery kańscy astronomowie nie zwracali nań uwagi, ponieważ im kosmologia kojarzy ła się ty lko i wy łącznie ze śledzeniem ekspansji Wszechświata poprzez obserwacje galakty k w świetle widzialny m. W Moskwie obowiązy wał jednak inny model prowadzenia badań realizowany ch pod kierunkiem prawdziwego człowieka renesansu, Jakowa Borisowicza Zeldowicza. Jego dwaj młodsi koledzy, Andriej Doroszkiewicz i Igor Nowikow, napisali w 1963 roku arty kuł, w który m stwierdzili, że w celu wy kry cia przewidy wanego (w 1948 roku) przez Gamowa promieniowania

należy prowadzić obserwacje w zakresie długich fal radiowy ch. W tej pracy po raz pierwszy podkreślono, że widmo owego promieniowania powinno w naszej epoce przy pominać widmo „ciała doskonale czarnego”, opisane przez Maksa Plancka w roku 1900. Arty kuł radzieckich uczony ch ukazał się jeszcze przed odkry ciem promieniowania tła. Kosmologowie na Zachodzie nie mieli pojęcia o istnieniu tej pracy i nikt jej nie cy tował. Jednak jeszcze w ty m samy m roku Zeldowicz obliczy ł, że temperatura promieniowania powinna by ć względnie wy soka, i dowodził, że teoria Gamowa musi by ć błędna. Grupa uczony ch działający ch w Moskwie badała intensy wnie zagadnienie promieniowania tła, zupełnie niezależnie od naukowców na Zachodzie, i ostatecznie wniosła bardzo istotny i ory ginalny wkład do tego obszaru wiedzy. W połowie lat sześćdziesiąty ch większość fizy ków przestała się interesować badaniem początków Wszechświata i zajęła się problematy ką związaną z powstawaniem pierwiastków chemiczny ch w procesie nukleosy ntezy w gwiazdach. Jednak grupa Boba Dicke’a w Princeton i grupa uczony ch skupiony ch wokół Zeldowicza w Moskwie uznały, zupełnie niezależnie od siebie, że wy kry cie promieniowania ciała doskonale czarnego na cały m obszarze nieba stanowiłoby bezpośredni dowód potwierdzający teorię Wielkiego Wy buchu. Teorety cy z Moskwy, tak jak wcześniej Friedman i Lemaître, nie publikowali swoich prac po angielsku, co niewątpliwie przy czy niło się do tego, że ich arty kuły pozostawały nieznane na Zachodzie. Aby wy kry ć przewidy wane promieniowanie, Dicke skonstruował radiometr (czułe urządzenie pozwalające wy kry ć fale radiowe). Nie wiedział, że w odległości 50 kilo​m etrów, w Laboratoriach Bella, działa znacznie większy radiometr, za pomocą którego wy kry to już dziwny sy gnał. Takie wy kry cie niewy jaśnionego nadmiaru promieniowania termicznego samo w sobie nie by ło ważny m odkry ciem. By ło jedy nie pewną ciekawostką. Przed pojawieniem się na scenie teorety ków z Princeton Penzias i Wilson mogli jedy nie powiedzieć, że zaobserwowali coś, czego nie potrafią wy jaśnić, a z tego ty pu sy tuacjami mamy w astronomii do czy nienia bardzo często. Nie interesowali się też zby tnio kosmologią. Ich dziwny wy nik stał się odkry ciem dopiero wtedy, gdy zinterpretowali go fizy cy z Princeton i przeprowadzili później, po 1965 roku, dodatkowe obserwacje, które potwierdziły i poszerzy ły wiedzę na temat tego dziwnego sy gnału. Niektórzy z wy mieniony ch tu uczony ch zostali uhonorowani Nagrodą Nobla za swoją pracę w tej dziedzinie. W 1974 roku Ry le i Hewish zostali pierwszy mi fizy kami zajmujący mi się astronomią lub kosmologią, którzy zdoby li to wy różnienie. W 1978 roku również Penzias i Wilson otrzy mali tę nagrodę. Sprawa okazała się jednak zagmatwana. Jak zauważy liśmy, fizy cy jądrowi znali już w ty m czasie rozwiązanie zagadki powstawania ciężkich pierwiastków (węgla, tlenu, żelaza i całej reszty ), udowodnili bowiem jednoznacznie, że pierwiastki te tworzą się w gwiazdach, a w wielu wy padkach w wy buchach gwiazd. William Fowler, Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge i Fred Hoy le opublikowali w 1957 roku klasy czny arty kuł poświęcony temu zagadnieniu: Synthesis of the Elements in Stars (Synteza pierwiastków w gwiazdach). Potem, w 1983 roku, William Fowler otrzy mał za tę pracę Nagrodę Nobla w dziedzinie fizy ki wspólnie z Subrahma​ny anem Chandrasekharem, który udowodnił, że istnieje konkretne ograniczenie na wielkość masy pewny ch niezwy kle gęsty ch gwiazd. Niektórzy fizy cy uważali, że pominięcie Hoy le’a w 1983 roku by ło ogromną zniewagą. By ć może by ła to reakcja na jego wcześniejsze ostre wy powiedzi, a może wy nikało to po prostu z reguły, że nagrodę mogą otrzy mać najwy żej trzy osoby, a więc wszy scy autorzy arty kułu z 1957 roku (Fowler, Burbidge’owie i Hoy le) oraz Chandrasekhar i tak nie mogli zostać odpowiednio uhonorowani.

Patrząc z perspekty wy czasu, widzimy, że uczony mi, którzy dokonali odkry cia kosmicznego promieniowania tła, kierowało pragnienie poznania odpowiedzi na klasy czne py tanie, stawiane już przez staroży tny ch filozofów, a później przez alchemików: Skąd się wzięły pierwiastki chemiczne? By ł też jednak inny powód prowadzenia ty ch badań, bardziej prakty czny i dramaty czny. W 1939 roku Jakow Zel​dowicz w Związku Radzieckim, Otto Hahn w Berlinie oraz Frédéric i Irène JoliotCurie w Pary żu napisali niezależnie prace poświęcone fizy ce jądrowej, z który ch w zasadzie wy nikało, że możliwe jest wy wołanie reakcji łańcuchowej rozpadu uranu prowadzącej do uwolnienia ogromnej ilości energii. Małżeństwu Joliot-Curie udało się powtórzy ć niezwy kłe doświadczenie Hahna z wy wołaniem reakcji łańcuchowej i ich arty kuł wy warł największy wpły w, ponieważ ukazał się w „Nature”. W ciągu kilku lat po obu stronach Atlanty ku ruszy ły intensy wne prace nad konstrukcją nowej broni, które doprowadziły do powstania bomb atomowy ch wy korzy stujący ch rozszczepienie jąder i zakończy ły się przeprowadzeniem w latach pięćdziesiąty ch przez Stany Zjednoczone i Związek Radziecki prób jądrowy ch z bombami wodorowy mi. Te potężne wy buchy ujawniły w przerażający sposób, jak olbrzy mia energia uwalnia się w reakcji sy ntezy izotopów wodoru w hel. Hiroszima i Nagasaki pokazały, jakich spustoszeń wśród ludności cy wilnej mogą dokonać bomby wy korzy stujące reakcję rozszczepienia jąder, ale na szczęście znacznie większą siłę bomb termojądrowy ch, które dosłownie odtwarzają kosmiczne wy buchy, sprawdzono ty lko na niezamieszkany ch obszarach. Żadna my śląca istota na naszej planecie nie ma wątpliwości, że wy buchy jądrowe mają przerażającą siłę. Choć nie można udowodnić, że moty wacją uczony ch biorący ch udział w ty ch pracach by ło poszukiwanie kosmicznego Wielkiego Wy buchu, to jednak nie mogło to by ć dla nich bez znaczenia. Kończąc tę długą opowieść o modelu gorącego Wielkiego Wy buchu, zauważmy, że nie ma najmniejszy ch wątpliwości, iż te pionierskie badania dowiodły istnienia kosmicznego promieniowania tła i ty m samy m zdecy dowanie potwierdziły, że gorący Wielki Wy buch rzeczy wiście nastąpił. Udało nam się zaobserwować bezpośrednio jego poświatę na niebie, wy kry liśmy także powstałe w ty m wy buchu popioły w postaci wy tworzony ch wówczas lekkich pierwiastków. Pierwsze obserwacje promieniowania mikrofalowego by ły prowadzone z małą dokładnością i niedużą rozdzielczością kątową. Jeśli to kosmiczne promieniowanie tła ma jakąś strukturę, widoczną w postaci różnic w temperaturze promieniowania docierającego z różny ch obszarów nieba, to jej wy kry cie by ło wówczas niemożliwe. Szy bko uświadomiono sobie jednak, że na samy m początku musiały wy stępować jakieś niewielkie różnice między poszczególny mi obszarami, bo w przeciwny m razie Wszechświat wokół nas nie by łby tak złożony. Okazało się, że najbardziej oczy wiste i najmniej skomplikowane spostrzeżenie, jakie można wy sunąć (że Wszechświat ma strukturę), rodzi daleko idące konsekwencje. Jak się przekonamy w następny m rozdziale, szczegółowe badania fluktuacji kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła miały się okazać niezwy kle ważne dla zrozumienia pochodzenia struktury we Wszechświecie.

5.

POCHODZENIE STRUKTURY WE WSZECHŚWIECIE

„Na początku było…” – dlaczego potrzebne jest wyjaśnienie Jeszcze do niedawna astronomowie nie stawiali sobie oczy wistego py tania, które tak często padało z ust filozofów. Niemiecki egzy stencjalista Martin Heidegger uznał py tanie: „Dlaczego w ogóle cokolwiek istnieje, skoro mogło nic nie istnieć?” za najbardziej podstawową kwestię filozoficzną. Dlaczego to wszy stko istnieje? Wszy stkie próby odtworzenia ewolucji istnienia przy jmowały postać czegoś, co filozofowie nazy wają regressus ad infinitum – cofaniem się w nieskończoność. Prakty cznie rzecz biorąc, oznaczało to, że my śliciele zapędzają się w filozoficzną ślepą uliczkę. Jednak kosmologiczny wariant tego py tania nabrał szczególnej wagi w latach sześćdziesiąty ch, gdy uczeni uświadomili sobie, że by ć może uda im się znaleźć odpowiedź na py tanie: „Dlaczego Wszechświat ma strukturę i skąd się ona wzięła?”. Ta zagadka ma kluczowe znaczenie w historii kosmologii, a poszukiwanie odpowiedzi na tak postawione py tanie stało się główną siłą napędową prowadzącą do odkry cia ciemnej materii i ciemnej energii. Pierwsza księga Biblii, Księga Rodzaju, zaczy na się słowami: „Na początku […] ziemia by ła bezładem i pustkowiem […]” 6 i z takim sensowny m opisem początku mogliby się również zgodzić współcześni fizy cy. Do pewnego stopnia jest to empiry cznie prawdziwy opis, ponieważ okazuje się, że w największy ch obserwowalny ch skalach kosmos jest dość gładki, taki sam we wszy stkich kierunkach, a im głębiej zaglądamy w przestrzeń kosmiczną (czy li im dalej cofamy się w czasie),

ty m bardziej zmniejszają się wszelkie nieregularności. Wy starczy jednak chwilę się nad ty m zastanowić, by dojść do wniosku, że coś tu jednak nie pasuje. Jeśli kosmos by ł na początku doskonale gładki, to czy bez ingerencji jakiegoś boga nie musiałby pozostać gładki już na zawsze? A w takim razie skąd się wzięła cała struktura, którą widzimy, wszy stkie te galakty ki, gwiazdy i planety ? Właśnie na ty m polega sedno sprawy – na wy jaśnieniu, skąd pojawiła się struktura we Wszechświecie pozornie pozbawiony m jakichkolwiek cech. Uczeni dopiero w latach sześćdziesiąty ch XX wieku uświadomili sobie, że tak czy inaczej muszą zmierzy ć się z ty m podstawowy m py taniem. Przełomowe odkry cie mikrofalowego promieniowania tła w 1965 roku skazało model stanu stacjonarnego na zapomnienie. Prawdę mówiąc, dowody przemawiające przeciwko tej pociągającej, ale błędnej teorii by ły już od jakieś czasu przekonujące dla wszy stkich, poza garstką entuzjastów. A teraz wy kry to promieniowanie z Wielkiego Wy buchu. Kosmologowie zaczęli na nowo rozważać, jakie konsekwencje dla Wszechświata wy nikają z tego, że wy ewoluował z gorącej, gęstej, niemal jednorodnej plazmy światła i cząstek i przy jął ostatecznie obecną postać różnorodnej mieszanki oddzielny ch obiektów astronomiczny ch. Kosmologia stała się dziedziną nauki, w ramach której można by ło dy skutować o kosmicznej ewolucji i pochodzeniu struktury. Każda koncepcja kosmologiczna opisująca końcowe etapy rozwoju Wszechświata, czy li wszy stko, co widzimy przez teleskopy w swoim otoczeniu, musiała by ć zgodna z założeniem, że początkiem wszy stkiego by ł gorący Wielki Wy buch. Pierwsze pokolenie kosmologów traktowało galakty ki, oczy wiste elementy składowe Wszechświata w naszej epoce, jako obiekty, które „po prostu są” – jako ciała niebieskie, które można wy korzy stać do pomiaru rozszerzania się Wszechświata. Stopniowo jednak wy kształciło się przekonanie, że dobre modele kosmologiczne muszą jakoś wy jaśnić powstanie galakty k i ich obserwowanego rozkładu w przestrzeni. Pojawiło się kluczowe py tanie: „Jak powstaje struktura w rozszerzający m się Wszechświecie?”. Gdy by Wszechświat by ł doskonale jednorodny, to musiałby już taki pozostać – galakty ki, gwiazdy i planety nigdy by w nim nie powstały. Ale nawet jeśli na początku wy stępowały małe zaburzenia, to potrzebny by ł jeszcze jakiś potężny mechanizm zwiększający ich rozmiar, tak by mogło powstać to, co widzimy we Wszechświecie w naszej epoce. W największy ch skalach dominującą siłą przy ciągającą jest grawitacja newtonowska i einsteinowska, zatem jest zupełnie naturalne, że właśnie w ty m oddziały waniu uczeni szukali wy jaśnienia pochodzenia obserwowanej struktury. Bry ty jski kosmolog James Jeans by ł pierwszy m astronomem, który przedstawił ilościowy opis tego, jak grawitacy jne niestabilności mogą doprowadzić do wy tworzenia się struktury z bardzo mały ch początkowy ch fluktuacji. Na uniwersy teckich kursach fizy ki proces ten nazy wa się obecnie „niestabilnością Jeansa”. Jeans ukończy ł uniwersy tet w Cambridge w 1900 roku z najwy ższy mi wy różnieniami i dzięki temu otrzy mał pracę w Trinity College. W ciągu zaledwie dwóch lat dwudziestopięcioletni Jeans dokonał ważnego odkry cia doty czącego warunków fizy czny ch, jakie muszą by ć spełnione, by we Wszechświecie mogła wy tworzy ć się struktura.

Ry c. 5.1. Oficjalny portret Jamesa Jeansa (Indigo Images)

W kaplicy w Trinity College stoi rzucający się w oczy posąg Isaaca Newtona. Wszy scy studenci i pracownicy tej uczelni wiedzą, że Newton by ł (i wciąż jest) jej najsły nniejszy m wy chowankiem. Nic więc dziwnego, że po rozpoczęciu pracy naukowej w Trinity College Jeans postanowił zastosować newtonowskie prawo powszechnego ciążenia do wy jaśnienia kosmicznej zagadki tworzenia się mgławic z gazowej materii wy pełniającej kosmos. Duży wpły w na Jeansa wy warł również profesor astronomii sir George Darwin (drugi sy n Karola Darwina), który objął katedrę im. Thomasa Plume’a na uniwersy tecie w Cambridge i badał siły pły wowe w oddziały waniach Słońca, Ziemi i Księży ca. Problemy, z jakimi Darwin musiał się zmierzy ć w swoich badaniach, są ściśle związane z kwestiami istotny mi dla wy jaśnienia procesu grawitacy jnego powstawania ciał niebieskich.

Jeans pokazał, w jaki sposób niewielkie zaburzenia mogą się rozrosnąć do olbrzy mich rozmiarów wy łącznie za sprawą działania sił grawitacy jny ch. Niestabilność Jeansa jest najlepszy m wy jaśnieniem zapadania się między gwiezdny ch obłoków molekularny ch, z który ch potem tworzą się gwiazdy. Jeans dokonał niezwy kłego odkry cia: między gwiezdny obłok będzie stabilny i nie zapadnie się jedy nie pod warunkiem, że jego masa jest wy starczająco mała. Gdy jednak dochodzi do przekroczenia pewnej masy kry ty cznej, w obłoku rusza samonapędzający się proces kolapsu. Ową masę kry ty czną nazy wa się obecnie masą Jeansa. Mechanizm Jeansa jest dobry m punktem wy jścia dla procesu powstawania galakty k. Jeśli chodzi o tworzenie się gwiazd w galakty kach, teoria Jeansa dość dobrze nadaje się do opisu tego procesu, mimo że później teorety cy znaleźli w jego analizie kilka niedociągnięć. Jeansa interesowały jednak gwiazdy, a nie galakty ki. Czy warunki fizy czne scharaktery zowane przez niego można odpowiednio przeskalować, tak by nadawały się do opisu powstawania samy ch galakty k? Galakty ka jest stabilny m układem obiektów związany ch ze sobą grawitacy jnie. Teorie wy jaśniające poprawnie fragmentację i powstawanie struktury we wnętrzu galakty ki mogły by się nadawać do opisu pozagalakty cznego obszaru Wszechświata jako całości, ale ty lko wtedy, gdy by sam Wszechświat by ł stabilną, staty czną strukturą. My jednak już wiemy, że w latach trzy dziesty ch XX wieku, po żmudny ch zmaganiach z Einsteinem w poprzednim dziesięcioleciu, stało się jasne, iż Wszechświat się rozszerza, a więc analiza Jeansa, choć przy datna jako punkt wy jścia, nie mogła udzielić odpowiedzi na py tanie o to, w jaki sposób struktura może się wy kształcić w rozszerzający m się Wszechświecie. Trudność wy nika z dość oczy wistego powodu: wy znaczona przez Hubble’a prędkość rozszerzania się Wszechświata jest proporcjonalna do odległości. Zatem w przy padku bardzo oddalony ch od siebie fragmentów kos​m osu energia kinety czna ekspansji (która jest proporcjonalna do kwadratu prędkości) może bez trudu przezwy cięży ć grawitację. Z tego faktu wy nika ograniczenie na rozmiar obiektów, które mogą się w ten sposób wy kształcić. Stało się zatem jasne, że trzeba będzie poświęcić temu zagadnieniu więcej uwagi. Uniwersy tet w Cambridge stał się najprężniejszy m ośrodkiem badań w tej dziedzinie. Jeans przeniósł się tam z powrotem w 1910 roku po kilkuletnim poby cie w Princeton, gdzie zajmował stanowisko profesora matematy ki stosowanej. Eddington, który opuścił Cambridge w 1906 roku i przeniósł się do Obserwatorium Królewskiego, powrócił w 1913 roku, by objąć katedrę astronomii im. Thomasa Plume’a (później to samo stanowisko zajmował jeden z autorów książki). Podczas pierwszej wojny światowej zarówno Jeans, jak i Eddington przeby wali w Cambridge i czasami spoty kali się na kolacjach przy stole profesorskim w Trinity College. Jeans by ł wtedy zby t wiekowy, by objęła go obowiązkowa służba wojskowa, a Eddington, jak już powiedzieliśmy, by ł zagorzały m pacy fistą i nie miał zamiaru zaciągać się do wojska. To właśnie w czasie tej zawieruchy wojennej Jeans wy konał swoje najważniejsze prace z dziedziny astrofizy ki doty czące kolapsu grawitacy jnego obracający ch się mas. Przez następne pół wieku nikomu nie udało się dokonać postępu w tej dziedzinie wy kraczającego poza podstawową analizę Jeansa, ponieważ ty le czasu zajęło badaczom opracowanie szczegółowego modelu kosmologicznego, w ramach którego można rozważać proces powstawania galakty k. Poznawanie procesu tworzenia się struktury w kosmosie przebiegało powoli. Należało w ty m celu połączy ć ze sobą w jednorodny obraz obserwacje różnorodny ch zjawisk, zarówno przeprowadzony ch przez teleskopy opty czne, jak i przez radiowe,

i to w taki sposób, by powstał spójny opis ewolucji Wszechświata. Jak bezkształtna mieszanina kwantowa wczesnego Wszechświata mogła przekształcić się w obecny, skomplikowany, namacalny świat zawierający olbrzy mie bogactwo struktur widoczny ch w każdej skali fizy cznej? Kilka wątków odpowiedzi na to py tanie rozwijało się niezależnie od siebie, a połączono je ze sobą dopiero pod koniec lat osiem​dziesiąty ch. Wątek obserwacy jny, związany z badaniami prowadzony mi za pomocą naziemny ch teleskopów opty czny ch, miał dramaty czny przebieg, a jego ukoronowaniem by ło opracowanie szczegółowego katalogu galakty k, obejmującego wy niki obserwacji przez teleskopy opty czne i analizę przesunięć ku czerwieni. Dokonali tego w 1989 roku Margaret Geller i John Huchra z Uniwersy tetu Harvarda, którzy odkry li w wielkoskalowy m rozkładzie galakty k fascy nujące i nieoczekiwane struktury, takie jak „ściany ”, „pustki”, a nawet „sy lwetki ludzików”. Co jednak spowodowało powstanie i ewolucję elementów składowy ch ty ch struktur, czy li samy ch galakty k? W 1977 roku Martin Rees z uniwersy tetu w Cambridge i jeden z autorów tej książki (Ostriker) zasugerowali, że musi tu działać pewien mechanizm podobny do tego, który odkry ł Jeans, i że w związku z ty m istnieje kosmiczna masa kry ty czna (równa mniej więcej stu miliardom mas Słońca) decy dująca o przebiegu procesu powstawania masy wny ch galakty k. Wy daje się, że mechanizm ten wy znacza taką charaktery sty czną, kry ty czną masę galakty k – maksy malną masę, do której galakty ki mogą się powiększać pod wpły wem naturalny ch procesów grawitacy jny ch. Kilku inny ch uczony ch napisało w tamty m okresie podobne prace i fakty cznie wy daje się, że musi istnieć jakaś „naturalna” maksy malna wielkość, do jakiej galakty ki mogą się rozrosnąć.

Ry c. 5.2. Diagram przedstawiający przestrzeń kosmiczną widzianą przez obserwatora znajdującego się w wierzchołku pokazanego tu wy cinka. Każda kropka na diagramie oznacza położenie galakty ki (określone przez kąt i odległość od nas wy nikającą z jej przesunięcia ku czerwieni wy rażonego w kilometrach na sekundę). Jest to pierwszy diagram pokazujący wielkoskalową strukturę Wszechświata (opublikowany w 1989 roku). Widoczna tu „sy lwetka ludzika” jest gromadą galakty k wchodzącą w skład „wielkiego muru” galakty k. (Z arty kułu M. Ramelli, M. Geller i J. Huchry, „Astrophy sical Journal” 1989, tom 344, s. 57).

Jeśli cofniemy się jeszcze bardziej w czasie, pojawi się py tanie o to, co zapoczątkowało proces tworzenia się galakty k. Oddzielny wątek badań polegał więc na poszukiwaniu na niebie początkowy ch zalążków, z który ch ukształtowały się później struktury galakty czne. I w końcu musimy też odkry ć, skąd wzięły się owe zalążki i jaką naturę miały procesy fizy czne prowadzące do wy kształcenia się tej otaczającej nas misternej sieci. Ta fascy nująca i zawiła historia obejmuje okres ponad pięćdziesięciu lat – opowiemy ją w ty m i następny ch rozdziałach. Zanim jednak wy ruszy my w tę podróż, powiedzmy, czy m właściwie są owe struktury widoczne na niebie, który ch pochodzenie domaga się wy jaśnienia.

Struktura w rozszerzającym się Wszechświecie Ze współczesny ch pomiarów mikrofalowego promieniowania tła wy nika, że Wszechświat powstał około 13,7 miliarda lat temu i na samy m początku by ł gorący, gęsty i niemal jednorodny. Obecnie jednak niebo jest dalekie od jednorodności. Widzimy struktury we wszy stkich skalach, od planet i gwiazd po galakty ki, a na jeszcze większy ch odległościach dostrzegamy gromady galakty k, giganty czne pustki między galakty kami, a nawet kosmicznie wielkie „włókna” i „wielkie mury ” galakty k (zob. ry c. 5.2). Sły nne zdjęcie Głębokiego Pola Hubble’a (zob. ry c. 5.3) zrobione przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a jest zdumiewający m dowodem na różnorodność struktur wy stępujący ch we Wszechświecie. Dobra teoria kosmologiczna musi zawierać wy jaśnienie pochodzenia ty ch struktur i pokazy wać, w jaki sposób niewielkie zaburzenia zarodkowe w gorącej plazmie wczesnego Wszechświata zdołały przekształcić się w obserwowaną dzisiaj strukturę. Zacznijmy od własnego podwórka. Jak już powiedzieliśmy, nasza Galakty ka ma swoją starszą siostrę, Galakty kę Andromedy, która (dość złowrogo) zbliża się do nas, zamiast uciekać. Do Grupy Lokalnej należy także wiele inny ch, mniejszy ch galakty k. W sumie grupę tę tworzy około pięćdziesięciu galakty k. Całość ma rozmiar około trzech milionów parseków i wy daje się, że jest to względnie stabilne skupisko. (Uży waną w astronomii jednostkę „parsek” definiuje się jako

odległość, na jakiej obserwator znajdujący się poza Układem Słoneczny m stwierdziłby, że orbita Ziemi wokół Słońca zajmuje na niebie jedną sekundę kątową. Jeden parsek jest odległością 3,26 razy większą od dy stansu, jaki światło pokonuje w ciągu roku – w przy bliżeniu jest to 30 bilionów kilometrów). Poza naszą Grupą Lokalną duże skupisko galakty k można także znaleźć, patrząc w kierunku gwiazdozbioru Panny. Jest to bardzo gęsty obszar o rozmiarze około 20 milionów parseków, zajmujący na niebie kąt wy noszący około 8 stopni. Uważa się, że nasza Grupa Lokalna znajduje się na pery feriach supergromady w Pannie. Gdy jednak spoglądamy jeszcze dalej, na odległości przekraczające 100 milionów parseków (100 Mpc), to Wszechświat zaczy na robić się dość gładki i zauważamy, że obszary o większej gęstości są w nim rozrzucone dość jednorodnie, tak że odległości między nimi wy noszą około 50 Mpc. W tej skali dostrzegalny staje się ów „jednorodny kosmos”, o który m mówią teorety cy. Prędkości zgadzają się z prawem jednorodnej ekspansji Hubble’a. Dodatkowe niewielkie prędkości własne, wy nikające z ruchu galakty k w ramach gromad, są bez znaczenia w porównaniu z globalną ekspansją. W takiej większej skali po wy gładzeniu fluktuacji możemy zobaczy ć prosty model analizowany kiedy ś przez Hubble’a, Friedmana, Lemaître’a i inny ch przy uży ciu równań teorii względności Einsteina. Jednak w mniejszy ch skalach pojawia się niewiary godna wprost liczba szczegółów, które początkowo pominęliśmy w naszy m nieodparty m dążeniu do poznania ogólnego obrazu, i dopiero w latach sześćdziesiąty ch i siedemdziesiąty ch kosmologowie uświadomili sobie, że spoczy wa na nich obowiązek przedstawienia jakiegoś wy jaśnienia również ich genezy. Dlaczego wy jaśnienie powstania galakty k w rozszerzający m się Wszechświecie jest tak trudne? Mówiąc ogólnie, musimy w ty m wy padku uwzględnić trzy procesy. Fakt, że Wszechświat się rozszerza, oznacza, iż dosłownie rozlatuje się na kawałki, a więc zawarta w nim materia ulega rozproszeniu. Drugim procesem powodujący m rozpy chanie materii jest ruch termiczny, czy li ruch wy nikający z jej energii cieplnej. W swoich pracach na uniwersy tecie w Cambridge Jeans analizował właśnie wpły w tego termicznego rozpraszania na zapadanie się i fragmentację materii. Widzimy więc, że globalna ekspansja i energia termiczna starają się przekształcić Wszechświat w bezkształtny obiekt pozbawiony jakiejkolwiek struktury. Temu dążeniu przeciwdziała powszechna siła grawitacji, która nie ty lko utrzy muje materię razem, lecz także powoduje zagęszczanie się jej w jeszcze większe skupiska. Py tania o to, które procesy zwy ciężą i w jakich warunkach który ś z nich może zdoby ć przewagę nad pozostały mi, nie są wcale try wialne, ale fizy ka powinna udzielić na nie odpowiedzi.

Ry c. 5.3. Ultragłębokie Pole Hubble’a zajmujące na niebie powierzchnię równą około jednej czwartej tarczy Księży ca. To zdjęcie odległego kosmosu, zrobione w sierpniu 2009 roku, wy jaśnia, jak dawno temu, na początku historii Wszechświata, przebiegał proces tworzenia się galakty k. Najsłabsze widoczne tu galakty ki powstały 600 milionów lat po Wielkim Wy buchu (NASA, ESA, G. Illingworth, UCO/Obserwatorium Licka i Uniwersy tet Kalifornijski w Santa Cruz; R. Bouwens, UCO/Obserwatorium Licka i Uniwersy tet w Lejdzie; oraz zespół HUDF09).

W niektóry ch sy tuacjach obserwowany ch w astronomii siły te osiągają stan równowagi. Dobry m tego przy kładem może by ć zwy czajna gwiazda, taka jak Słońce. Bez wątpienia Słońce jest stabilne, bo w przeciwny m razie by nas tu nie by ło. Astrofizy cy mówią, że znajduje się ono w stanie równowagi hy drody namicznej – to fachowe określenie oznacza, że siła grawitacji usiłująca zmiażdży ć Słońce jest równoważona w jego wnętrzu, zawsze i wszędzie, przez ciśnienie

uwalniane w zachodzący ch w jego jądrze procesach wy twarzający ch energię cieplną. Jednak we Wszechświecie taka równowaga nie została osiągnięta – rozszerzanie się nie jest stanem równowagi. Wczesny Wszechświat by ł niestabilny, a mimo to niewielkie obszary miejscowy ch zagęszczeń, zanim uległy rozproszeniu, zdołały się jakoś przekształcić w skupiska tworzące galakty ki. Problem sprowadza się więc do wy ścigu z czasem. Kosmologowie analizujący model Wielkiego Wy buchu musieli znaleźć jakieś doskonale wy ważone rozwiązanie, w który m wczesny Wszechświat miałby odpowiednią temperaturę, gęstość i prędkość ekspansji, tak by grawitacja zdołała utworzy ć pierwsze galakty ki, zanim Wszechświat rozproszy ł się na wszy stkie strony. Gdy Gamow po raz pierwszy zaproponował model, który później stał się znany jako teoria gorącego Wielkiego Wy buchu, na drodze do szerszej akceptacji jego koncepcji stanęły trudności z wy jaśnieniem procesu powstawania galakty k w szy bko rozszerzający m się Wszechświecie. Im dłużej się zastanawiamy nad ty m problemem, ty m bardziej staje się zagadkowy. Gdy by początkowe zaburzenia by ły zby t małe, Wszechświat pozostałby jednorodny (a nas by tu nie by ło i nie mogliby śmy się nad ty m zastanawiać). Gdy by jednak początkowe skupiska by ły zby t duże, to większe z nich zapadły by się szy bko, tworząc czarne dziury o kosmiczny ch rozmiarach, i prawdopodobnie w takim Wszechświecie również nie mogliby śmy zaistnieć. Zatem jak i dlaczego tak się stało, że u zarania czasu wszy stko by ło „w sam raz”? To py tanie doty ka tak zwanej zasady antropicznej, która jest pojęciem filozoficzny m opierający m się na fakcie, że parametry fizy czne Wszechświata są akurat odpowiednie do powstania w nim inteligentny ch obserwatorów. W dalszej części rozdziału zastanowimy się, czy ta fascy nująca koncepcja jest w istocie pojęciem głębokim, czy jednak pusty m. Bez względu na to, jak brzmi odpowiedź na to py tanie (a kwestia ta wcale nie jest jeszcze rozstrzy gnięta), wy daje się, że warunki panujące na początku Wszechświata fakty cznie sprzy jały powstawaniu galakty k. Mniej więcej 10 procent zwy czajnej materii przekształciło się w te cudowne skupiska gwiazd, które lokalnie wcale się nie rozszerzają, ale utrzy mują sielską wewnętrzną równowagę w ewoluujący m Wszechświecie. Takie układy gwiazd nie mogły oczy wiście istnieć w początkowy m okresie gorącego Wielkiego Wy buchu. Musiały się wy tworzy ć z biegiem czasu z narastający ch nieregularności, w miarę jak gaz i promieniowanie Wielkiego Wy buchu rozszerzały się i ochładzały. Py tanie: „Jak mogło do tego dojść?” nasuwa się raczej samo, ale z niewy jaśniony ch przy czy n uczeni przez całe dziesięciolecia udawali, że go nie widzą, i unikali zmierzenia się z ty m trudny m problemem. Patrząc z perspekty wy czasu, możemy powiedzieć, że najwy raźniej zadowolili się ty m, iż galakty ki są elementami składowy mi Wszechświata, i nie przeszkadzało im, że nie wiemy, jak powstały ani jak wy glądała ich ewolucja – zajęli się tą kwestią dopiero wtedy, gdy wy jaśnienie ich genezy stało się absolutnie konieczne. Kwestią, która zmusiła w końcu uczony ch do zajęcia się ty m trudny m tematem, by ła konieczność znalezienia dobry ch świec standardowy ch, czy li obiektów o ustalonej jasności, wy korzy sty wany ch przez astronomów do badania rozszerzającego się Wszechświata.

Nieuchwytna świeca standardowa: Beatrice Tinsley zmienia reguły gry W pracowity m okresie obejmujący m pół wieku, od Hubble’a do Sandage’a (od lat dwudziesty ch do siedemdziesiąty ch XX wieku), celem kosmologii i w znaczny m stopniu całej pozagalakty cznej astronomii opty cznej by ło uproszczenie badań kosmologiczny ch i sprowadzenie ich do pomiaru ty lko dwóch wartości: stałej Hubble’a, H0, która opisuje obecne tempo rozszerzania się Wszechświata, oraz q0, wartości nazy wanej „parametrem spowolnienia”, z której powinno wy nikać, czy Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie (jeśli parametr q0 jest mniejszy od ½), czy też zacznie się ponownie kurczy ć i ulegnie kolapsowi (jeśli wartość q0 jest większa od ½; zob. dodatek 1). Jak powiedzieliśmy w rozdziale 3 przy okazji omawiania początkowego okresu historii kosmologii obserwacy jnej, wy znaczenie ty ch wartości by ło najważniejszy m celem uczony ch na cały m świecie. By li przekonani, że poznanie ty ch dwóch liczb pozwoli im stwierdzić, który z rozważany ch modeli świata opisuje nasz rzeczy wisty Wszechświat. Wielki 5-metrowy teleskop na górze Palomar, oddany ostatecznie do uży tku w 1949 roku, został wy budowany specjalnie w celu wy znaczenia ty ch globalny ch parametrów. Na marginesie warto zauważy ć, że obecnie wiemy już, iż poznanie wartości ty ch dwóch liczb nie wy starcza do opisania Wszechświata: jest jeszcze jeden dodatkowy składnik – tak zwana ciemna energia – który również wy maga zmierzenia, ponieważ ta dziwna substancja sprawia, że Wszechświat rozszerza się coraz szy bciej. Zajmiemy się ty m w rozdziale 7, a na razie wy starczy, jeśli będziemy pamiętali, że Hubble i Sandage nie mieli pojęcia o istnieniu ciemnej energii. Do przeprowadzenia pomiarów geometry czny ch, nieważne czy w szkolnej klasie, czy we Wszechświecie, potrzebne są jakieś standardowe obiekty, takie jak na przy kład linijka z podziałką. W takiej roli astronomowie chcieli wy korzy stać galakty ki – rzeczy wiste obiekty widoczne w pozagalakty czny m kosmosie. Mówimy tu o czasach, gdy obaj autorzy tej książki by li jeszcze studentami i początkujący mi badaczami. Choć dzisiaj wy daje się to dziwne, w ty m dość długim okresie zarówno obserwatorzy, jak i teorety cy wy korzy sty wali galakty ki jako świece standardowe – czy li standardowe mierniki odległości – zupełnie nie zaprzątając sobie głowy ty m, że nie znają ani pochodzenia, ani ewolucji ty ch obiektów. Chcąc wy znaczy ć wartości H0 i q0 z wy korzy staniem galakty k jako świec standardowy ch, uczeni musieli jednak przy jąć pewne założenia. By ło oczy wiste, że gdy by wszy stkie galakty ki miały taką samą jasność, to wy znaczenie ich jasności obserwowanej w funkcji zmierzonego przesunięcia ku czerwieni (czy li odległości) pozwoliłoby na określenie wartości q0. Z czego to wy nika? W prosty m euklidesowy m wszechświecie jasność obserwowana powinna się zmniejszać proporcjonalnie do kwadratu odległości danego obiektu. Wszelkie zaobserwowane odchy lenia od takiej prostej zależności pomogły by nam w pomiarze q0 i pozwoliły ustalić, jaka jest ogólna geometria Wszechświata. Gdy by ponadto wszy stkie galakty ki miały taki sam rozmiar, to odległość do nich można by łatwo wy znaczy ć, mierząc ich rozmiar kątowy na niebie.

Te wszy stkie zależności są prawdziwe tylko przy założeniu, że wszy stkie galakty ki mają jednakowe własności, co jest oczy wiście niezgodne z prawdą. Od lat pięćdziesiąty ch do początku dziewięćdziesiąty ch uczeni prowadzili szczegółowe badania, który ch celem by ło dokonanie kalibracji ty ch struktur i ustalenie, czy ich jasność i rozmiar można jakoś skorelować ze sobą lub z inny mi obserwowalny mi cechami, takimi jak kolor i kształt. Dzięki temu, nawet jeśli galakty ki nie są jednakowe, mogliby śmy na podstawie posiadanej informacji wy znaczy ć poprawkę uwzględniającą naturalne zróżnicowanie cech ty ch akurat badany ch. Ty m badaniom wciąż towarzy szy ło jednak założenie, że wszy stkie własności galakty k obserwowane w naszej epoce są niezmienne i w związku ty m nie trzeba zaprzątać sobie głowy problemem ich ewolucji. Całe to giganty czne przedsięwzięcie mające na celu dokonanie kalibracji galakty k, tak by można je wy korzy stać w roli świec standardowy ch do pomiaru Wszechświata, posy pało się jak domek z kart w sposób, którego żaden kosmolog się nie spodziewał. Sprawczy nią tego zamieszania by ła pewna doktorantka, Beatrice Tinsley, która rozwiała marzenia o osiągnięciu tego wielkiego celu, zauważy ła bowiem coś oczy wistego – mianowicie to, że zwy czajne galakty ki muszą się zmieniać z upły wem czasu i nie można ich traktować jako świec standardowy ch! Tinsley urodziła się w sty czniu 1941 roku w targanej wojną Anglii. Aby ogrzać swoje mieszkanie, jej rodzice musieli polegać na hojności sąsiadów, którzy dzielili się z nimi i tak skąpy mi racjami węgla. W 1946 roku cała rodzina wy emigrowała do Nowej Zelandii w poszukiwaniu lepszego ży cia. Młoda Beatrice, nazy wana przez wszy stkich „Żuczkiem”, doskonale się uczy ła, by ła też wspaniały m muzy kiem i miała wszelkie podstawy, by my śleć o karierze muzy cznej. Przez dwa lata wy stępowała z Narodową Orkiestrą Nowej Zelandii. Jednak w wieku czternastu lat wchodząca gwiazda oznajmiła, że pragnie zostać astrofizy kiem. W 1961 roku ukończy ła studia fizy czne na Uniwersy tecie Regionu Canterbury. W grudniu 1963 roku Tinsley uczestniczy ła w pierwszy m Sy mpozjum Teksaskim poświęcony m astrofizy ce relaty wisty cznej. Napisała później: „[…] wśród uczestników znaleźli się Hoy le, Oppenheimer i prakty cznie wszy scy znani ży jący specjaliści z całego świata”. Zajęcie swojego miejsca wśród ty ch wy bitny ch osobistości nie zabrało jej zby t wiele czasu. Zapisała się na studia doktoranckie na wy dziale astronomii Uniwersy tetu Teksaskiego w Austin, na który dojeżdżała codziennie z domu autobusem, co zabierało jej pięć godzin. Stopień doktora uzy skała w 1966 roku, zaledwie po dwóch latach studiów – szy bkość ukończenia pracy doktorskiej najlepiej świadczy o jej nadzwy czajny ch zdolnościach. Ty tuł rozprawy brzmiał Ewolucja galaktyk i jej znaczenie dla kosmologii. Badania, jakie przeprowadziła, przy gotowując doktorat, miały bardzo duże znaczenie – by ły pierwszy m krokiem na drodze do wy kazania, że ambitne przedsięwzięcie kalibracji galakty k wy maga gruntownej rewizji. Powinno by ć oczy wiste, że skoro galakty ki nie istniały na początku, to musiały powstać z biegiem czasu, a zatem powinny ulegać ewolucji. Bez zrozumienia procesu ich powstawania i ewolucji – a przy najmniej bez przy bliżonej wiedzy na ten temat – nie można ich wy korzy sty wać w roli standardowy ch wskaźników pomiarowy ch. Naty chmiast po uzy skaniu stopnia doktora Tinsley wy korzy stała to, że została zatrudniona na Uniwersy tecie Teksaskim, do rozpoczęcia bardziej szczegółowy ch badań ewolucji galakty k. Gdy rozpoczy nała swój program badawczy, miała zaledwie dwadzieścia pięć lat i pracowała w dość odosobniony m środowisku, ale mogła liczy ć na silne wsparcie męża, który również by ł astrofizy kiem. Tinsley obliczy ła, jak wy gląd galakty k powinien się zmieniać z biegiem czasu za

sprawą ewolucji tworzący ch je gwiazd. Prześledziła cały ten proces, począwszy od etapu tworzenia się gwiazd z gazu między gwiazdowego. W swoim klasy czny m już arty kule z 1968 roku, opublikowany m w „Astrophy sical Journal” pisze, że przeanalizowała „obliczoną maszy nowo historię ewolucji galakty ki” od jej powstania do osiągnięcia wieku 12 miliardów lat. Na marginesie zauważy my, że napisany przez siebie program w Fortranie uruchamiała na komputerze wy posażony m w 16 KB pamięci ferry towej – inny mi słowy, wy korzy stała najnowocześniejszy wówczas komputer, który miał jednak mniejszą moc obliczeniową niż dzisiejsze kartki urodzinowe z pozy ty wką! Podstawowy wniosek wy snuty przez Tinsley by ł prosty i nie podlegał dy skusji, ponieważ nie ulega wątpliwości, że normalne gwiazdy stopniowo zuży wają swoje paliwo i w związku z ty m zmieniają się z biegiem czasu. Uczeni znają proces ewolucji Słońca już od lat pięćdziesiąty ch XX wieku i skoro naszej gwieździe skończy się kiedy ś paliwo, co doprowadzi do jej śmierci, to taki sam los musi czekać podobne gwiazdy w galakty kach uży wany ch przez Sandage’a i inny ch w roli świec standardowy ch. Ostatni akapit jej arty kułu by ł kubłem zimnej wody wy lany m na głowy kosmologów:

Zastosowanie wy znaczonej tu historii [olbrzy miej elipty cznej] galakty ki w analizie kosmologicznej pokazało, że ewolucja może mieć ogromne znaczenie dla interpretacji ty ch związków [między wielkością gwiazdową i przesunięciem ku czerwieni].

Wiele można się dowiedzieć z historii cy towań tego arty kułu. John („Bev”) Oke i Allan Sandage z obserwatoriów na Mount Wilson i na górze Palomar odpowiedzieli szy bko. Pierwsze zdanie ich arty kułu z 1968 roku brzmi: „Najpilniejszy m obecnie problemem kosmologii obserwacy jnej jest wy znaczenie stałej Hubble’a H0 i parametru spowolnienia q0”. W ostatnim zdaniu odrzucają wnioski wy snute przez Tinsley jako zby t pesy misty czne. Astrofizy k z Oksfordu John Peach przy łączy ł się do boju w 1970 roku, rozpoczy nając swój arty kuł na temat związku między wielkością gwiazdową i przesunięciem ku czerwieni od powtórzenia obowiązkowego zdania o najpilniejszy m problemie kosmologii obserwacy jnej. Cy tuje modele Tinsley, zauważając, że różnią się one zdecy dowanie od modeli Sandage’a, a następnie stwierdza, że „opowiada się za najnowszy mi obliczeniami Sandage’a”. Niezrażona ty m Tinsley zaczęła energicznie promować swoją pracę. W czerwcu 1970 roku przy gotowała arty kuł na CXXII Spotkanie Amery kańskiego Towarzy stwa Astronomicznego, które odby ło się w Boulder w stanie Kolorado. Nam udało się dotrzeć jedy nie do abstraktu tego arty kułu, w który m odważnie napisała:

Ewolucja galakty k może przebiegać na ty le szy bko, by wy wierać istotny wpły w

na porównanie modeli kosmologiczny ch z obserwowany m związkiem wielkości gwiazdowej i przesunięcia ku czerwieni. Powy ższy wniosek jest sprzeczny z konkluzją wy suwaną przez większość kosmologów.

W sierpniu 1972 roku, na sy mpozjum poświęcony m galakty kom i kwazarom, zorganizowany m w Uppsali w Szwecji, Tinsley przedstawiła wraz ze swoim kolegą Janem-Erikiem Solheimem nową pracę na temat ewolucji galakty k. Ostatni akapit ich arty kułu zaczy na się następująco:

Przedstawione wy niki pokazują, że ewolucja może mieć istotne znaczenie dla wy boru modelu kosmologicznego na podstawie związku wielkości gwiazdowej z przesunięciem ku czerwieni.

W 1972 roku Beatrice Tinsley opublikowała jedenaście arty kułów. Pod koniec tego roku zakończy ła pracę nad dwoma bardzo ważny mi arty kułami na temat ewolucji olbrzy mich galakty k elipty czny ch. Obie prace ukazały się w „Astrophy sical Journal”. Dłuższa z ich, opublikowana 1 grudnia, jest dość powściągliwa w wy mowie, jeśli chodzi o wnioski dla kosmologii, choć Tinsley pozwoliła sobie w niej zauważy ć, że wartość q0 wy znaczona na podstawie takich obserwacji, jakie prowadzi Sandage (i inni), będzie przeszacowana. W krótszy m arty kule, który ukazał się dwa ty godnie wcześniej, otwarcie podważa standardowe (wówczas) założenie, że galakty ki mają stały fizy czny rozmiar i nadają się do wy znaczania parametrów kosmologiczny ch – ty m samy m podważy ła zasadność programu badawczego Sandage’a, ale zrobiła to w ty powy dla siebie, taktowny sposób. Tinsley uparcie twierdziła, że galakty ki muszą podlegać ewolucji, co wy woły wało dużą konsternację w społeczności kosmologów klasy czny ch. Poziom zaniepokojenia by ł niemal namacalny : Co ta młoda kobieta wy prawia? Pojawiły się niepotwierdzone pogłoski, że próbowano nie dopuścić do publikacji jej arty kułów, by zniszczy ć w zarodku źródło wątpliwości. W klasy czny kosmologiczny program badawczy mający na celu zmierzenie ty lko dwóch liczb zainwestowano już olbrzy mie ilości pieniędzy, prestiżu i czasu. Jednak sy stem obiegu prac naukowy ch zadziałał tak, jak powinien. Arty kuły Tinsley trafiły do recenzji, zostały opublikowane i wkrótce uznano, że są niezwy kle istotne. Na przy kład ten wy dany 15 listopada 1972 roku ukazał się już po dziesięciu ty godniach od przesłania go do redakcji. Można powiedzieć, że w ten sposób społeczność naukowa została zmuszona do przy znania się do własnej niewiedzy i przeprowadzenia analizy problemu pochodzenia galakty k, a w istocie także całej struktury kosmicznej. Czy nnikiem, który to spowodował, by ła chęć uży cia galakty k jako narzędzi do badań kosmologiczny ch. Abstrahując od jakiegokolwiek prakty cznego znaczenia takiej wiedzy, wy pada stwierdzić, że jej brak by ł istotną luką w naszy m modelu pojęciowy m. Powinno by ć dla wszy stkich oczy wiste, że gdy by Wszechświat by ł na początku naprawdę

jednorodny, bez jakichkolwiek fluktuacji gęstości lub prędkości, to pozostałby już taki wiecznie. W doskonale jednorodny m wszechświecie na żaden fragment masy nie mogłaby działać jakakolwiek wy padkowa siła, ponieważ w takim wszechświecie nie ma preferowanego kierunku, a zatem nie ma żadnej strony, w którą owa siła mogłaby ciągnąć materię. Najwy raźniej nie tak wy glądał na początku nasz Wszechświat. Samo istnienie galakty k świadczy o ty m, że fluktuacje są nierozerwalnie związane z kosmologią na najbardziej podstawowy m poziomie – że nie są ty lko jakimś dodatkiem – i należy je uwzględniać już na pierwszy m etapie tworzenia modelu. Opis początku świata zamieszczony w Księdze Rodzaju wy maga, z punktu widzenia modelu fizy cznego, rozszerzenia o dodatkowy element, a mianowicie początkowe zaburzenia. Galakty ki są oczy wisty mi konsekwencjami istnienia takich początkowy ch fluktuacji. Gdy by galakty ki by ły cegłami w budowli Wszechświata, powiedzieliby śmy, że uczeni uświadomili sobie teraz, iż muszą znaleźć cegielnię – tak rozpoczęły się współczesne badania procesu powstawania galakty k. Okazało się, że badania te wy magały przeprowadzenia dość skomplikowany ch obliczeń – więcej na ten temat powiemy w ostatnim rozdziale – ale teraz, znając ich wy niki, możemy odpowiedzieć na py tania dziennikarzy o to, gdzie powstały galakty ki, kiedy to nastąpiło i jak przebiegał ten proces. Obecnie zaś zaczy namy się dopiero zmagać ze znacznie trudniejszy mi py taniami na temat szczegółów ich budowy wewnętrznej. Zastosujmy często uży wane porównanie galakty k do elementów składowy ch, czy li cegiełek, z który ch zbudowany jest Wszechświat. Cegły te są ułożone w budy nki (grupy galakty k), a one z kolei są ustawione wzdłuż ulic (włókien), z ty m że część z nich tworzy wielkie miasta (masy wne gromady galakty k zawierające ty siące elementów). Klarowny obraz jednorodnie rozmieszczony ch galakty k okazał się zby t uproszczony, dlatego powstała cała nowa gałąź nauki zajmująca się odkry waniem, katalogowaniem i analizą wielkoskalowej struktury Wszechświata.

Fritz Zwicky, odkrywca prawdziwej struktury kosmosu Obserwacje mające na celu zrozumienie struktur wy stępujący ch w kosmosie mają za sobą oczy wiście znacznie dłuższą historię niż „poszukiwanie dwóch liczb”. Już od czasów Williama Herschela (który działał w latach osiemdziesiąty ch XVIII wieku) obserwatorzy zastanawiali się, czy teleskop może w ogóle pozwolić na odkry cie struktur w kosmosie, a Herschel próbował nawet sporządzić trójwy miarową mapę naszej Galakty ki. Pod koniec XIX stulecia astronomowie wy korzy sty wali fotografię do odkry wania struktury w obiektach, które nazy wali biały mi mgławicami (obecnie wiemy, że są to galakty ki). W latach osiemdziesiąty ch XIX wieku utalentowany amator Isaac Roberts przy nosił na comiesięczne spotkania Królewskiego Towarzy stwa Astronomicznego wspaniałe zdjęcia mgławic i jako pierwszy wy konał fotografię naszej dobrej znajomej, Mgławicy w Andromedzie (M31), którą można rozpoznać już na

pierwszy rzut oka: jest charaktery sty czny m obiektem o rozmiarze pół stopnia (a więc mniej więcej takim, jaki ma tarcza Księży ca) widoczny m zimą goły m okiem na nocny m niebie. Doskonałe zdjęcia zrobione przez Robertsa uświadomiły wszy stkim po raz pierwszy, jak dużą rolę może odegrać fotografia w odkry waniu ukry ty ch dotąd głębi Wszechświata. Na przełomie wieków James Keeler, dy rektor Obserwatorium Licka w Kalifornii, wy kony wał wspaniałe zdjęcia z wy korzy staniem metrowego teleskopu zwierciadlanego im. Crossley a. Co ważne dla naszej opowieści, na swoich kliszach Keeler odkry ł olbrzy mią liczbę nieznany ch dotąd mgławic i szacował, że w zasięgu jego metrowego teleskopu znajduje się 120 ty sięcy takich obiektów. Trudno się nie zastanawiać, choć nie jest to właściwe z history cznego punktu widzenia, jak wielkich odkry ć mógł dokonać Keeler za pomocą 1,5-metrowego teleskopu na Mount Wilson, gdy by jego kariery nie przerwała w 1900 roku przedwczesna śmierć. Badanie nieba za pomocą fotografii stało się standardowy m podejściem częściowo dzięki pracom Fritza Zwicky ’ego, niezwy kle ory ginalnego astronoma szwajcarskiego pochodzenia, który pracował w Caltechu. Mówiliśmy już o nim, wspominając, że by ł genialny m indy widualistą i świat nie by ł jeszcze gotowy na wiele z wy suwany ch przez niego koncepcji, nic więc dziwnego, że koledzy uważali go za dziwaka. Jego dokonania omówimy bardziej szczegółowo w następny m rozdziale. Nawet zajmując się zadaniem, które wielu mogłoby uważać za dość nudne, czy li sporządzaniem katalogu galakty k, Zwicky wy wołał kontrowersję i obraził swoich kolegów z Pasadeny. Nie musimy uciekać się do plotek – w wy dany m własny m sumptem w 1971 roku katalogu galakty k tak oto pisze:

E.P. Hubble, W. Baade i schlebiający im młodzi asy stenci mogli zatem fałszować uzy skane dane obserwacy jne, tak by ukry ć niedociągnięcia i przekonać większość astronomów co do poprawności jednej z najbardziej szkodliwy ch i błędny ch prezentacji i interpretacji faktów, jakie kiedy kolwiek przedstawili […]. Dzisiaj pochlebcy i zwy czajni złodzieje mogą najwy raźniej zupełnie swobodnie, szczególnie w amery kańskiej astronomii, przy pisy wać sobie odkry cia i koncepcje wy suwane przez samotników i nonkonformistów, który ch odwołania do wy ższy ch hierarchii trafiają w próżnię, a wy dawnictwa publiczne są przed nimi zamknięte, ponieważ o wszy stkim decy dują komitety cenzorskie działające w insty tucjach naukowy ch.

To uderzające, jak bardzo tolerancy jna by ła (i wciąż jest) społeczność naukowa w stosunku do indy widualistów. Geniusz Zwicky ’ego by ł tak bezsprzeczny, że mimo dość trudnego charakteru osiągnął on najwy ższy szczebel kariery naukowej, otrzy mując posadę profesora w czołowy m obserwatorium na naszej planecie. Największy m chy ba jego sukcesem, za który zdoby ł uznanie jeszcze za ży cia, by ło wy konanie fotograficzny ch przeglądów nieba. Zby t rzadko się o ty m przy pomina. Nie ma teleskopu Zwicky ’ego, nie istnieje żadna sonda Zwicky ’ego, ba, nie ma

nawet parametru Zwicky ’ego. Fritz Zwicky zajął się badaniami kosmosu poza naszą Galakty ką w wy niku tego, że zainteresował się promieniami kosmiczny mi – cząstkami z kosmosu o niezwy kle wy sokiej energii, które zderzają się z cząsteczkami naszej atmosfery. Obecnie wiemy, że pochodzą z wielu różny ch źródeł: te o najniższej energii dolatują do nas ze Słońca, natomiast promienie kosmiczne o największy ch energiach docierają z głębin Wszechświata i ich pochodzenie pozostaje nieznane. Gdy Zwicky usły szał o nich po raz pierwszy w Caltechu, ich pochodzenie wzbudzało wciąż gorące kontrowersje. Zwicky wy sunął szaloną hipotezę, że promienie kosmiczne powstają w ogromny ch wy buchach niezwy kle masy wny ch gwiazd. Rozpoczął współpracę z Walterem Baadem, jedny m z największy ch obserwatorów XX wieku (jego dokonania omówiliśmy w rozdziale 2), i razem zajęli się problemem wy buchów gwiazd. W 1931 roku Zwicky uży ł podczas prowadzonego przez siebie wy kładu określenia „supernowa”, które weszło już na stałe do terminologii naukowej i oznacza eksplodującą gwiazdę. Na konferencji w 1933 roku Baade i Zwicky mówili o ty m, że masy wna gwiazda kończy swoje ży cie w wy buchu supernowej, który rozry wa ją na strzępy, wy twarzając promienie kosmiczne i pozostawiając gęstą gwiazdę neutronową – niezwy kły rodzaj gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca, która składa się jednak niemal wy łącznie z neutronów. Gwiazda neutronowa jest więc w zasadzie giganty czny m jądrem atomowy m, podobny m do jąder zwy czajny ch pierwiastków, ale o 1056 razy większej masie. Baade i Zwicky wy sunęli to przewidy wanie na kilkadziesiąt lat przed fakty czny m odkry ciem tego rodzaju gwiazd. Zwicky i Baade namówili następnie kierownictwo Obserwatorium Mount Wilson na zakup 46centy metrowego teleskopu Schmidta, wy nalezionego w 1930 roku przez Bernharda Schmidta. Układ opty czny tego ty pu teleskopów jest zaprojektowany w taki sposób, że pozwala przeglądać z dużą dokładnością olbrzy mie obszary nieba, a więc nadaje się do poszukiwania supernowy ch w pobliskich galakty kach. Szerokokątny teleskop Schmidta zaczął działać w obserwatorium na górze Palomar w 1936 roku. Dzięki niemu Zwicky odkry ł kilkanaście supernowy ch i udowodnił, że konstrukcja Schmidta doskonale nadaje się do przeprowadzania przeglądów nieba. Badania te miały także znaczenie dla kosmologii, ponieważ uczeni chcieli się dowiedzieć, czy odległe supernowe można wy korzy stać w roli świec standardowy ch i mierzy ć za ich pomocą odległy Wszechświat. Badania w ramach tak rozumianej „kosmologii supernowy ch” ruszy ły pełną parą dopiero w 1998 roku, sto lat po narodzinach Zwicky ’ego. W 2011 roku przy znano Nagrodę Nobla za odkry cie, że ciemna energia jest główny m składnikiem globalnej gęstości energii, a oba zespoły prowadzące te badania wy korzy sty wały właśnie supernowe jako drogowskazy i słupy milowe pozwalające im sporządzić mapę obecnego Wszechświata. Zachęcony udany mi obserwacjami supernowy ch Zwicky wy korzy stał następnie swój 46centy metrowy teleskop do wy konania pierwszego fotograficznego przeglądu całego nieba nad półkulą północną i umieścił na mapie ty siące galakty k. Powstałą w ten sposób bazę dany ch, zawierającą prawie 30 ty sięcy zwarty ch galakty k, wy dano w formie sześciotomowego katalogu. Dzięki ty m badaniom Zwicky odkry ł, że galakty ki tworzą zazwy czaj skupiska, i ty m samy m otwarł zupełnie nowy rozdział badań struktury Wszechświata. By ł to pierwszy dowód na istnienie związany ch grawitacy jnie skupisk o rozmiarach większy ch od rozmiaru galakty k. W 1948 roku na górze Palomar oddano do uży tku 122-centy metrowy teleskop Schmidta i za

jego pomocą sporządzono sły nny atlas nieba z Obserwatorium Palomar (National Geographic Palomar Observatory Sky Survey), zawierający zdjęcia gwiazd o wielkości gwiazdowej do 22m . Jeśli by ły jeszcze jakieś wątpliwości odnośnie do słuszności stwierdzenia Zwicky ’ego, że gromady galakty k (zob. ry c. 1.2 i 6.1) odgry wają istotną rolę jako podstawowe elementy składowe Wszechświata, to atlas nieba z Palomar dostarczy ł jednoznacznego dowodu na to, że większość galakty k tworzy różnej wielkości gromady. Podczas prac nad ty m atlasem główni obserwatorzy przy kładali dużą wagę do tego, by zawsze przeprowadzić uważną analizę klisz naświetlany ch każdej nocy. George Abell dokonał klasy fikacji tego bogactwa gromad galakty k i przy gotował katalog 2400 najliczniejszy ch, sy metry czny ch gromad. W latach siedemdziesiąty ch zaczęły się pojawiać dowody na to, że w największy ch skalach galakty ki układają się w nitkowate struktury okalające znacznie bardziej puste komórki w środku, a w miejscach przecięć takich nitek znajdują się gromady galakty k – tak wy gląda „kosmiczna pajęczy na” (zob. ry c. 8.1). Kosmologowie zaczęli mówić o strukturze „przy pominającej gąbkę”, z widoczny mi „dziurami”, „włóknami” i „ścianami”. Jednak mapy rozkładu oparte na fotografiach nieba by ły niemal w całości dwuwy miarowe, poza obszarami obejmujący mi najbliższe galakty ki, dla który ch udało nam się wy znaczy ć odległości z analizy przesunięcia ich światła ku czerwieni. Pojawiło się ważne py tanie: Czy ta gąbczasta struktura rozciąga się na olbrzy mich odległościach? Aby na nie odpowiedzieć, przy stąpiono do realizacji wielkiego programu badawczego, którego celem by ło wy znaczenie przesunięcia ku czerwieni dla wszy stkich ty ch galakty k. W latach 1930‒ 1970 astronomowie dowiedzieli się dzięki fotograficzny m atlasom nieba, że strukturę kosmosu tworzą galakty ki i gromady galakty k. Teraz pojawiła się struktura dużo większa od rozmiaru pojedy nczy ch galakty k. Skoro zrozumienie mechanizmu powstawania galakty k okazało się tak trudne, to o ile trudniejsze będzie zrozumienie struktur ty siąc razy większy ch?

Badanie pochodzenia struktury zmienia się w poważną naukę Z faktu istnienia gwiazd, galakty k i ich gromad możemy dowiedzieć się czegoś na temat fluktuacji zarodkowy ch w młody m Wszechświecie. Musiały upły nąć całe dziesięciolecia, zanim uczeni oswoili się z tą niepokojącą my ślą, a kosmologowie pogodzili z faktem, że najważniejszy m aspektem Wszechświata jest jego wewnętrzna struktura, a nie określone wartości globalny ch parametrów kosmologiczny ch. Im dłużej astronomowie zastanawiali się nad ty mi kwestiami, ty m większe dostrzegali problemy. Na najprostszy m poziomie jest oczy wiste, że gęstsze obszary będą się rozszerzały wolniej niż te o średniej gęstości, ponieważ muszą przezwy cięży ć silniejsze oddziały wanie grawitacy jne, a zatem z czasem różnica gęstości między ty mi obszarami będzie się powiększała. I przeciwnie, obszary o mniejszej gęstości będą się rozszerzały szy bciej

od przeciętny ch obszarów, a zatem z czasem staną się jeszcze rzadsze. Tak właśnie działa klasy czna niestabilność grawitacy jna, przeanalizowana szczegółowo w latach sześćdziesiąty ch przez dwie grupy uczony ch: szkołę moskiewską Jakowa Zeldowicza i jego wy chowanków, między inny mi Raszy da Siuniajewa, oraz Jamesa Peeblesa i jego współpracowników. Ich obliczenia by ły w zasadzie uaktualnieniem wy niku Jeansa sprzed pół wieku, uwzględniający m odpowiedni model kosmologiczny. Taki ogólny obraz z jeszcze większą jaskrawością pokazał, że na początku musiało się dokonać jakieś precy zy jne dostrojenie. Przy puść​m y, że początkowe zaburzenia by ły bardzo małe. Wówczas nawet po powiększeniu pod wpły wem grawitacji wciąż pozostały by małe i nie powstały by gromady galakty k, galakty ki, gwiazdy czy planety. I przeciwnie, gdy by fluktuacje by ły bardzo duże, to zapewne już dawno temu by się zapadły i przekształciły w masy wne czarne dziury. W pewny m sensie musiały by ć w sam raz. Dlatego tę zagadkę nazy wa się często „problemem Złotowłosej” 7. Gdy ty lko sobie to uświadomiono, grupy z Moskwy i Princeton niezależnie od siebie przeprowadziły obliczenia pokazujące, jaka musiała by ć amplituda zaburzeń w epoce rekombinacji (gdy gorąca zupa protonów i elektronów wy sty gła na ty le, że cząstki mogły połączy ć się w atomy wodoru), by mogły powstać struktury, które obserwujemy obecnie w naszy m najbliższy m kosmiczny m otoczeniu. Epoka rekombinacji nastąpiła mniej więcej 300 ty sięcy lat po Wielkim Wy buchu (na ry c. 4.3 ze s. 146 jest to rozmy ty fragment prawie pośrodku), któremu to okresowi odpowiada przesunięcie ku czerwieni wy noszące około 1000. By ł to szczególny czas w historii kosmosu. Odległość między dowolny mi sąsiednimi atomami obecny mi w dzisiejszy m Wszechświecie by ła wówczas, średnio rzecz biorąc, ty siąc razy mniejsza: obecnie taka średnia odległość wy nosi dwa metry, zatem w tamtej epoce sięgała zaledwie dwóch milimetrów. Kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła pochodzi właśnie z tej epoki. Atomy nie istniały przed rekombinacją. Wszechświat składał się wtedy z elektronów, protonów i promieniowania – plazma o takim składzie by ła nieprzezroczy sta dla wy pełniającego ją promieniowania, dlatego nasze możliwości zaglądania w przeszłość kończą się na tej epoce: z Wszechświata przed rekombinacją nie docierają do nas żadne sy gnały elektromagnety czne. Nie możemy zobaczy ć tego jeszcze wcześniejszego kosmosu. Gdy odkry to mikrofalowe promieniowanie tła, uczeni od razu uświadomili sobie, że mapy natężenia tego promieniowania będą na pewny m poziomie obrazem pierwotnej struktury. Gęstsze obszary będą na niej jaśniejsze, a rzadsze – ciemniejsze. Gdy by udało się sporządzić szczegółową mapę nieba uzy skaną w wy niku obserwacji radiowy ch promieniowania tła, to powinny by ć na niej widoczne takie jaśniejsze i ciemniejsze plamy. Pojawia się w ty m miejscu py tanie o to, jak duże musiały by ć te zaburzenia gęstości we wczesnej epoce, by mogły się potem rozrosnąć do giganty czny ch rozmiarów struktur, które widzimy wokół siebie. W chwili odkry cia promieniowania tła kosmologowie mieli już niemal całkowitą pewność, że galakty ki i cała struktura wielkoskalowa odłączy ły się od globalnej ekspansji Wszechświata przy przesunięciu ku czerwieni mniejszy m niż 100, czy li gdy Wszechświat liczy ł najwy żej 1/500 swojego obecnego wieku, a pierwotne ślady ty ch struktur powinny by ć widoczne (choć słabo) na mapach promieniowania mikrofalowego. Uczeni doszli do tego wniosku na drodze dość prostego rozumowania. Można przeprowadzić obliczenia pokazujące, że gdy by gaz, z którego potem utworzy ły się galakty ki, miał gęstość większą od średniej o około 0,01 procent, to takie

zagęszczenie powinno wy starczy ć do uformowania się w naszej epoce w pełni ukształtowany ch galakty k. Wy daje się, że to bardzo mała różnica gęstości, ale z pewnością nie jest zaniedby walnie mała i w następny m rozdziale przedstawimy prosty ilościowy dowód potwierdzający taki wniosek. Za powstanie ty ch niezbędny ch zaburzeń gęstości musiały by ć odpowiedzialne jakieś procesy zachodzące w bardzo wczesny m Wszechświecie. Niezależnie od tej kwestii możemy jednak spy tać, kiedy wy odrębniły się galakty ki, a żeby znaleźć odpowiedź na to py tanie, wy starczy zauważy ć, że obecna gęstość materii w galakty kach powinna by ć, ogólnie rzecz biorąc, podobna do średniej gęstości Wszechświata w epoce, w której galakty ki wy dzieliły się jako oddzielne obiekty związane grawitacy jnie. Ten prosty wniosek, że w chwili swego powstania galakty ki musiały mieć gęstość większą o jakąś okrągłą liczbę (mniej więcej 150 razy ) od ówczesnej gęstości Wszechświata, został po raz pierwszy udowodniony przez Martina Reesa, który następnie wspólnie z Simonem White’em (pracujący m wówczas na uniwersy tecie w Cambridge) opisał go skrupulatnie w arty kule opublikowany m w 1978 roku. Obecnie wiemy, że w przy padku masy wny ch galakty k takie warunki panowały w okresie odpowiadający m przesunięciu ku czerwieni o wartości między 5 a 10, gdy ty powa odległość między sąsiednimi atomami wy nosiła około metra. Rozpoczęły się intensy wne poszukiwania takich fluktuacji, które musiały przecież istnieć, by można by ło wy jaśnić obserwowaną obfitość galakty k. Uważano, że zaburzenia te powinny stać się widoczne w promieniowaniu tła, gdy dokładność pomiarów osiągnie poziom około jednej ty sięcznej. Wówczas powinniśmy ujrzeć „zalążki”, z który ch wy kształciły się później galakty ki. Aby oszacować oczekiwany poziom fluktuacji, należało ustalić dość dokładnie, jaką epokę w istocie obserwujemy, gdy patrzy my na promieniowanie tła. Mając tę informację, kosmologowie mogliby skonstruować model pokazujący, jak zmieniała się w czasie temperatura Wszechświata. Takiego zadania podjęli się po raz pierwszy Alpher i Herman jeszcze w 1948 roku. Ich rozumowanie można dość prosto wy jaśnić: temperatura promieniowania tła zmienia się z przesunięciem ku czerwienieni proporcjonalnie do T0 (1 + z), gdzie T0 jest obserwowaną obecnie temperaturą (2,7 K), z zaś oznacza przesunięcie ku czerwieni. Znając tę liniową zależność, możemy przeprowadzić proste rozumowanie fizy czne. Zastanówmy się na przy kład, przy jakiej wartości przesunięcia ku czerwieni z Wszechświat by ł na ty le gorący, że wszy stkie między galakty czne atomy by ły w nim zjonizowane. Jonizacja jest procesem polegający m na oderwaniu elektronów od atomu. W przy padku wodoru, najprostszego i najbardziej pospolitego pierwiastka, jonizacja prowadzi do podziału atomu na elektron i proton. W temperaturze wy noszącej około 4000 K fotony mają na ty le dużą energię, że rozbijają atomy wodoru na tworzące je protony i elektrony. Po przeprowadzeniu prosty ch rachunków dowiadujemy się zatem, że wodór powinien by ć całkowicie zjonizowany przy wartości przesunięcia ku czerwieni z większej od około 1500 (co odpowiada temperaturze 4000 K). Odwróćmy teraz to rozumowanie i zastanówmy się, jak wy glądała historia wodoru i helu w rozszerzający m się Wszechświecie. W epoce odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni z wy noszącemu około 6000 wodór by ł zjonizowany całkowicie, a hel w większości. Zatem w tamtej chwili materia we Wszechświecie składała się niemal w całości z elektronów, protonów i jąder helu (zob. ry c. 4.3 na s. 146). Wszechświat rozszerzał się i ochładzał, po czy m w epoce

odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni mniejszemu od około 1500 wodór uległ rekombinacji i pojawiły się obojętnie elektry cznie atomy tego gazu. Właśnie dlatego ten szczególny okres nazy wa się epoką rekombinacji. Ściśle rzecz biorąc, w przedziale przesunięcia ku czerwieni od ~1500 do ~1000 (co odpowiada spadkowi temperatury od 4000 K do 3000 K) dochodziło do intensy wnego oddziały wania ze sobą fotonów, elektronów i atomów w stanie wzbudzony m. Potem, przy przesunięciu ku czerwieni wy noszący m 1000, doszło do zdarzenia o kluczowy m znaczeniu: jak zauważy liśmy wcześniej, rozszerzający się Wszechświat stał się przezroczy sty dla wy pełniającego go promieniowania. Wcześniej wszelkiego rodzaju światło ulegało rozproszeniu na swobodny ch elektronach, zanim zdąży ło dotrzeć na większą odległość. Można powiedzieć, że elektrony tworzy ły swego rodzaju mgłę. Gdy jednak połączy ły się z protonami w atomy wodoru, fotony mogły nagle przemieszczać się bez przeszkód i wciąż docierają do nas bezpośrednio z tej epoki. Oznacza to zatem, że fotony o przesunięciu ku czerwieni wy noszący m 1000 są najstarszy mi, jakie możemy bezpośrednio obserwować. Kosmiczne promieniowanie tła składa się z fotonów tego światła z zamierzchłej przeszłości, które ochłodziło się tak bardzo, że ma obecnie długość fali z zakresu promieniowania mikrofalowego. Wszechświat rozciągający się poza przesunięciem ku czerwieni wy noszący m 1000 jest dla nas nieobserwowalny. Nie możemy przebić się przez panującą wówczas mgłę, ponieważ przy takim przesunięciu ku czerwieni fotony z powierzchni ostatniego rozproszenia tworzą nieprzeniknioną barierę. Fotony z zakresu mikrofalowego tworzące kosmiczne promieniowanie tła pochodzą właśnie z tej powierzchni ostatniego rozproszenia. Niewielkie różnice we wzorze mikrofalowego promieniowania tła pokazują, jak wy glądały zaburzenia gęstości we wczesny m Wszechświecie, z który ch wy kształciła się później struktura kosmosu. Obserwując promieniowanie tła, oglądamy Wszechświat w epoce odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni wy noszącemu 1000, a dostrzegalne w ty m promieniowaniu fluktuacje odpowiadają niskiemu poziomowi zaburzeń gęstości – różnica między poszczególny mi obszarami wy nosi około jednej ty sięcznej procent – jakie wy kształciły się w ty m czasie. Taki opis tego, co się wy darzy ło, jest poprawny fizy cznie i pasuje do faktów, ale odpowiedzią na stawiane przez wy trawny ch dziennikarzy py tania, jak do tego doszło i dlaczego wy glądało to właśnie tak, jest jedy nie pełne zakłopotania milczenie, ponieważ wy daje się, że osiąg​nięcie takich warunków wy magało precy zy jnego dostrojenia. Wielki Wy buch musiał by ł „w sam raz” – w sam raz, jeśli chodzi o stosunek liczby fotonów do liczby atomów wodoru; w sam raz, jeśli chodzi o poziom zaburzeń; i w sam raz, jeśli chodzi o średnią gęstość. Omawiając te problemy i spry tne rozwiązania, które zostały zaproponowane, warto zajrzeć do książki Jima Peeblesa Principles of Physical Cosmology (Zasady kosmologii fizycznej, Princeton 1993), ponieważ jest ona najlepszy m przewodnikiem po ty ch zagadnieniach. Rozwiązaniem problemu dostrojenia jest koncepcja „inflacji”, która zakłada, że na najwcześniejszy m etapie swego istnienia poprzedzającym trady cy jnie rozumiany Wielki Wy buch Wszechświat przez pewien okres powiększał się wy kładniczo. Choć niewy kluczone, że w ten sposób zmieniamy jedy nie jedną zagadkę na inną, większość kosmologów jest przekonana, że teoria kosmicznej inflacji ułatwia zrozumienie natury Wielkiego Wy buchu. Jak już zauważy liśmy, pojawiają się dwa niezależne py tania: „Dlaczego obserwowalny Wszechświat jest tak jednorodny w duży ch skalach?” (niedługo się przekonamy, że ten prosty fakt jest w istocie dość zagadkowy, jeśli się nad nim zastanowić) oraz: „Jak powstały widoczne niejednorodności?”. Okazuje się, że na te dwa pozornie

sprzeczne py tania można odpowiedzieć, odwołując się do tego samego procesu.

Ry c. 5.4. Mapa całego nieba (u góry), na której po raz pierwszy w historii (1989) zobaczy liśmy fluktuacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła będące zalążkami całej struktury Wszechświata. Mapa powstała na podstawie obserwacji przeprowadzony ch przez satelitę COBE (od ang. COsmic Background Explorer – badacz kosmicznego promieniowania tła). Na dolny m diagramie pokazano anizotropię dipolową na obszarze całego nieba (usuniętą z mapy widocznej u góry ) wy nikającą z naszego ruchu w kosmosie (NASA/COBE).

Kosmiczna inflacja Nawet jeśli pominiemy py tania związane z procesem narastania zaburzeń, to i tak dojdziemy do wniosku, że ogólny model ewolucji gładkiego kosmosu prowadzi do paradoksów. Pod koniec lat siedemdziesiąty ch uczony m udało się sformułować tak zwany standardowy model Wielkiego Wy buchu i wy dawało się, że spełnia on pokładane w nim nadzieje. Okazało się jednak, że kry ją się w nim nowe głębokie zagadki, równie zastanawiające jak te, które próbowano za jego pomocą rozwiązać. Pierwszą zagadką jest tak zwany problem hory zontu. W gorący m Wielkim Wy buchu zawierający m jedy nie materię i promieniowanie Wszechświat musiał rozszerzy ć się na wszy stkie strony, zanim zdąży ła się w nim wy kształcić równowaga. Inny mi słowy, przy jmując najprostszy możliwy model, stwierdzimy, że wszy stkie części Wszechświata musiały by ć kiedy ś ze sobą w kontakcie. Jednak w standardowy m modelu Wielkiego Wy buchu przedstawiony m przez Lemaître’a i Hubble’a pewne obszary Wszechświata są obecnie tak bardzo od siebie oddalone, że nigdy nie mogły by ć ze sobą w związku przy czy nowy m. Gdy spoglądamy na najodleglejsze kwazary na niebie południowy m i najodleglejsze kwazary na północny m nieboskłonie, widzimy obiekty, które nigdy nie mogły się wzajemnie zobaczy ć. Odległość między nimi jest większa od tej, jaką światło mogłoby pokonać w czasie, który upły nął od Wielkiego Wy buchu. Zatem problem hory zontu sprowadza się do py tania: Dlaczego Wszechświat jest obecnie jednorodny i izotropowy, skoro, jak się wy daje, żaden z procesów zachodzący ch w przeszłości nie mógł doprowadzić do powstania takiej jednorodności? Gdy spoglądamy przez największe teleskopy w lewo lub w prawo, w górę lub w dół, to obserwujemy obszary, które nigdy się nawzajem nie widziały. Gdy wlewamy wodę do szklanki, nie układa się ona naty chmiast w równą, poziomą powierzchnię. Bo czy wlana woda mogłaby się od razu ustawić równo na odpowiednim poziomie, skoro ta po jednej stronie „nie wie” jeszcze, jak wy soki jest poziom po drugiej? To niemożliwe i dlatego wlana woda nigdy nie tworzy naty chmiast gładkiej powierzchni. Aby lustro wody mogło się wy równać na jednakowy m poziomie po lewej i prawej stronie, potrzebny jest czas i komunikacja (która odby wa się za pośrednictwem fal dźwiękowy ch rozchodzący ch się w szklance za sprawą różnicy ciśnienia). Na obie strony szklanki działa taka sama siła grawitacy jna, to prawda, ale początkowo woda po jednej stronie nie wie, jak wy soki jest jej poziom po drugiej stronie szklanki. Na filmie odtwarzany m w zwolniony m tempie zobaczy liby śmy, że woda przelewa się tam i z powrotem w czasie, jaki jest potrzebny do wy równania się ciśnienia po obu stronach naczy nia. W jaki zatem sposób bardzo odległe obszary Wszechświata wiedzą, jak się mają do siebie upodobnić? Od Wielkiego Wy buchu upły nęło zby t mało czasu, by informacja z jednego z ty ch obszarów zdąży ła dotrzeć do drugiego. Przy pomina to trochę znany paradoks związany z bliźniakami rozdzielony mi tuż po urodzeniu, którzy wy chowy wali się po przeciwny ch stronach globu bez możliwości kontaktu ze sobą i kiedy ś w końcu się spoty kają. W tej zmy ślonej, często opowiadanej historii bliźniacy umawiają się w restauracji i na miejscu okazuje się, że obaj mają na sobie identy czne garnitury, koszule, a nawet krawaty ! Cóż, liczne obserwacje potwierdzają, że

nasz prawdziwy Wszechświat ma taką właśnie dziwną własność – kwazary z północnego i południowego nieba, choć różnią się między sobą indy widualnie, staty sty cznie są jednakowe. Uczeni uświadomili sobie, jak bardzo jest to dziwne, w połowie lat siedemdziesiąty ch, a to by ła dopiero pierwsza z trudny ch do wy jaśnienia cech naszego Wszechświata. Wy jaśnienia domaga się bowiem również drugi problem, nazy wany problemem płaskości. Chodzi mianowicie o to, że obecna średnia gęstość Wszechświata jest niewiary godnie bliska wartości kry ty cznej, przy której geometrię Wszechświata określa się jako „płaską”. O gęstości kry ty cznej mówiliśmy już w rozdziale 3: jest to gęstość, jaką powinien mieć Wszechświat (ani trochę mniejszą, ani większą), żeby jego prędkość rozszerzania się by ła dokładnie taka, jaka jest potrzebna do przezwy ciężenia przy ciągania grawitacy jnego – wówczas ekspansja Wszechświata mogłaby trwać wiecznie. To kolejny przy kład zdumiewająco precy zy jnego dostrojenia. Gdy by w epoce odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni wy noszącemu z = 106 Wszechświat by ł gęstszy średnio o 0,01 procent, niż fakty cznie by ł, to już dawno by się zapadł i utworzy ł niezwy kle gęsty obiekt. Gdy by jednak średnia gęstość by ła wówczas ty lko o 0,01 procent mniejsza, to by łby obecnie bardzo rzadki i nie mogły by w nim powstać galakty ki, gwiazdy i planety. Niektórzy kosmologowie próbują wy jaśnić te problemy, powołując się na zasadę antropiczną, która głosi, że Wszechświat ma własności, jakie ma, ponieważ my w nim ży jemy i możemy go obserwować. We wszechświecie znacząco różniący m się od naszego nie mogły by wy ewoluować istoty my ślące. To prawda. Jednak staroży tni filozofowie powiedzieliby, że taka argumentacja jest doskonały m przy kładem błędu niedostatecznego uzasadnienia, który nosi łacińską nazwę petitio principii (domaganie się przedstawienia punktu wy jścia). Tak czy inaczej, wy wód ten jest nienaukowy, ponieważ nie istnieje żadna obserwacja lub doświadczenie, które mogły by udowodnić jego nieprawdziwość. Argumentację antropiczną wy korzy sty wano także do przedstawienia odpowiedzi na zupełnie inne py tanie związane z omawiany m wcześniej dostrojeniem poziomu zaburzeń we wczesny m Wszechświecie – chodzi o wspomniany problem Złotowłosej. Dlaczego zaburzenia te by ły w sam raz – ani za duże, ani za małe? Choć wielu szanowany ch uczony ch ma inny pogląd w tej kwestii, autorom tej książki wy daje się, że zasada antropiczna, niewątpliwie interesująca z filozoficznego punktu widzenia, nie jest koncepcją naukową, ponieważ nie jest falsy fikowalna. Trzecia zagadka związana jest z brakiem egzoty czny ch cząstek w naszy m Wszechświecie. Z najprostszej interpretacji fizy ki wy nika, że we wczesny m Wszechświecie powinna powstać olbrzy mia ilość monopoli magnety czny ch – stabilny ch, ciężkich cząstek, które można sobie wy obrazić jako gęste skupiska pola magnety cznego. Najwy raźniej nic takiego się nie zdarzy ło. W 1980 roku Alan Guth jako jeden z pierwszy ch zaproponował zaskakujące rozwiązanie ty ch trzech głębokich i trudny ch problemów. W tamty m okresie by ł młody m fizy kiem z Uniwersy tetu Stanforda, usiłujący m znaleźć jakąś stałą posadę. Guth zdoby ł ty tuł magistra i doktora na MIT, a potem by ł kolejno zatrudniony na krótkie okresy na Uniwersy tecie Princeton, Uniwersy tecie Columbia, Uniwersy tecie Cornella i Uniwersy tecie Stanforda, gdzie zajmował się fizy ką cząstek. Na Uniwersy tecie Columbia zainteresował się monopolami magnety czny mi i stał się swego rodzaju ekspertem w dziedzinie ty ch (nieistniejący ch) cząstek. Dwa szczęśliwe przy padki zmieniły bieg jego ży cia. W 1978 roku na pagórkowaty m terenie kampusu Uniwersy tetu Cornella wy słuchał z duży m zainteresowaniem wy kładu poświęconego problemowi płaskości, który

wy głosił tam gość z Princeton, Robert Dicke. Młodego Gutha zaintry gowało w wy stąpieniu Dicke’a stwierdzenie, że w standardowej teorii Wielkiego Wy buchu najwy raźniej czegoś brakuje. Pełna teoria musiałaby obejmować jakiś proces fizy czny wy jaśniający takie dostrojenie Wszechświata. Bezpośredni wpły w na dalsze prace Gutha miało wy słuchanie dwóch wy kładów Stevena Weinberga na temat teorii wielkiej unifikacji – koncepcji zakładającej, że trzy główne siły fizy ki (elektromagnety zm, oddziały wanie silne i oddziały wanie słabe) można połączy ć ze sobą w jedną spójną teorię. Od Weinberga Guth dowiedział się o przejściach fazowy ch we wczesny m Wszechświecie. W przy pły wie nagłego olśnienia, jak sam później wspominał, Guth uświadomił sobie, że kilka z ty ch kosmologiczny ch zagadek można by rozwiązać, odwołując się do jednej ty lko idei, a mianowicie wy starczy przy jąć, że we wczesny m Wszechświecie nastąpił krótki okres inflacji, w czasie którego kosmos powiększał się z niezwy kle dużą, wy kładniczą prędkością. Zacznijmy nasze wy jaśnienia od przedstawienia pojęć ciepła utajonego i przejścia fazowego (dobrze znany m przy kładem przejścia fazowego może by ć przemiana wody w lód lub w parę wodną). Guth doszedł do koncepcji Wszechświata inflacy jnego, wy chodząc z założenia, że Wszechświat znalazł się w stanie przechłodzenia za sprawą przejścia fazowego. Najprościej będzie nam zrozumieć tę złożoną teorię, jeśli wy obrazimy sobie staw ry bny pokry ty lodem. Nawet gdy na dworze panuje siarczy sty mróz, ciekła woda pod lodem będzie miała temperaturę zero stopni Celsjusza dopóty, dopóki cały staw nie zamieni się w bry łę lodu. Wy nika to stąd, że w procesie powstawania lodu, który jest przejściem fazowy m wody z postaci ciekłej do postaci ciała stałego, dochodzi do uwolnienia ciepła utajonego, a to stabilizuje temperaturę wody w pobliżu lodu i utrzy muje ją dokładnie na poziomie temperatury tego przejścia. Guth uświadomił sobie, że gdy by tego rodzaju przejście fazowe zdarzy ło się we wczesny m Wszechświecie, to musiałoby dojść do uwolnienia olbrzy miej energii. Oczy wiście takie przejście musiałoby by ć jakimś bardziej egzoty czny m procesem niż zamiana wody lub innej cieczy w ciało stałe. Jako początkujący kosmolog Guth założy ł, że Wszechświat by ł na początku w stanie sy metry czny m, w który m siły jądrowe i elektromagnety czne by ły ze sobą w równowadze. Taki zrównoważony Wszechświat zawierał olbrzy mią ilość energii utajonej. W wy niku rozszerzania się jego temperatura zaczęła się obniżać, aż osiągnęła wartość kry ty czną, i wtedy doszło do złamania sy metrii. Materia znalazła się w nowy m stanie skupienia, w który m siły wiążące w całość jądra atomowe by ły znacznie mocniejsze od siły elektromagnety cznej, tak jak to wy gląda obecnie. Uwolnione wówczas ciepło utajone wprawiło Wszechświat w krótki okres gwałtownej ekspansji. Guth przy jął, że to przejście fazowe nastąpiło zaledwie 10–34 sekundy po rozpoczęciu się Wielkiego Wy buchu. W ty m momencie charaktery sty czna skala długości, czy li odległość, jaką światło zdoła pokonać w ciągu 10–34 sekundy, wy nosiła zaledwie 3 × 10–26 metra. Guth wy liczy ł, że w czasie wy kładniczej ekspansji, która trwała bardzo krótko, bo od 10–34 do 10–32 sekundy, ta skala długości powiększy ła się o czy nnik 1043 (czy li około e 100) do wartości 3 × 1017 metrów. Do chwili obecnej ta charaktery sty czna długość zwiększy ła się w wy niku normalnej ekspansji Wszechświata do wartości 3 × 1042 metrów, a więc dużo większej od odległości, jaka dzieli nas od hory zontu obserwowalnego Wszechświata, która wy nosi około 1026 metrów. Wy daje

się, że podczas omawianego przejścia fazowego (a więc w okresie od 10–34 do 10–32 sekundy ) doszło do gwałtownego puchnięcia, czy li inflacji samej przestrzeni. Powróćmy do porównania ze znany mi nam zjawiskami i zastanówmy się, co się stanie ze szklaną butelką wy pełnioną wodą, jeśli umieścimy ją w zamrażarce. Jak wiadomo, lód ma mniejszą gęstość niż woda (zajmuje większą przestrzeń niż taka sama ilość wody ). Gdy by śmy zatem robili naszej butelce zdjęcia w stały ch odstępach czasu, to po zmontowaniu ich w film zobaczy liby śmy, że w chwili przekształcenia się wody w lód butelka nagle pęka, a mamy tu przecież do czy nienia jedy nie z dość łagodny m przejściem fazowy m wody. Idea kosmicznej inflacji sugeruje zatem, że nasz obserwowalny Wszechświat wy kształcił się z bardzo małego obszaru, którego wszy stkie części by ły na ty le blisko siebie, że mógł między nimi wy stępować związek przy czy nowy. Wracając do wcześniejszego porównania, powiedzieliby śmy więc, że przy pomina to sy tuację, w której nasi bliźniacy rozdzieleni po urodzeniu dostali od swojej matki kartki ze szczegółowy mi instrukcjami doty czący mi ubioru, do który ch zastosowali się co do joty. Oznacza to, że obszary Wszechświata położone obecnie w duży ch odległościach od siebie w epoce przedinflacy jnej prakty cznie ze sobą sąsiadowały. To rozwiązuje problem hory zontu: nasz Wszechświat by ł izotropowy przed inflacją i dlatego obecnie wy daje się izotropowy w duży ch skalach („izotropowy ” oznacza, że ma takie same własności we wszy stkich kierunkach). Zdumiewająca wy kładnicza ekspansja wy jaśnia z kolei problem płaskości. Potężne rozciągnięcie geometrii, do którego wówczas doszło, spowodowało wy równanie wszelkich zagięć i wy brzuszeń, jakie mogły wcześniej istnieć. Za sprawą rady kalnej zmiany temperatury i przy spieszonej ekspansji Wszechświat nie mógł też wy tworzy ć olbrzy miej ilości monopoli magnety czny ch. Dzięki doskonałej znajomości fizy ki cząstek Guthowi udało się rozwiązać problemy, z który mi kosmologowie nie mogli sobie poradzić. Z teorii wy nika, że Wszechświat inflacy jny powinien zawierać bozony Higgsa, hipotety czne cząstki elementarne, które uczeni próbują wy kry ć w specjalnie do tego zaprojektowany m Wielkim Zderzaczu Hadronów (w skrócie LHC, od ang. Large Hadron Collider) działający m w pobliżu Genewy. LHC jest największy m i najdroższy m układem doświadczalny m, jaki kiedy kolwiek wy budowano. Dzięki niemu fizy cy mogą na ułamek sekundy odtworzy ć niezwy kle wy soką temperaturę, jaka panowała we Wszechświecie tuż po Wielkim Wy buchu. Najnowsze doniesienia z 2012 roku o możliwy m odkry ciu bozonu Higgsa silnie przemawiają za poprawnością omawianego tu przebiegu wy darzeń we wczesny m Wszechświecie. Jednak nawet wy kry cie tej hipotety cznej cząstki nie wy jaśni wszy stkich paradoksów związany ch ze standardowy m modelem Wielkiego Wy buchu. Jak się można by ło spodziewać, przełomowy arty kuł Gutha z 1981 roku nie by ł pozbawiony niedociągnięć, ale inni fizy cy szy bko uporali się z większością z nich. Uczeni szy bko doszli do wniosku, że inflacja fakty cznie rozwiązuje więcej problemów, niż sama stwarza. Jednak nawet dzisiaj, trzy dzieści lat później, nie mamy ani jednej wersji modelu inflacy jnego, która by łaby wolna od niespójności i dodatkowy ch paradoksów. Wy daje się więc, że teoria inflacji wciąż jest, jak ujął to kosmolog Paul Steinhardt (jeden z jej współtwórców), na etapie powstawania. Uczeni coraz bardziej zagłębiają się w analizę poszczególny ch wariantów tego atrakcy jnego modelu i natrafiają na coraz więcej problemów. Choć więc jesteśmy przekonani, że obecny obraz inflacy jnej ekspansji musi zawierać jakieś podstawowe prawdy, to jednocześnie wiemy, że

w żadny m wy padku nie stanowi on ostatecznego rozwiązania zagadek płaskości i izotropii. Niezrażeni ty m faktem zastanówmy się teraz, jak inflacja wpły wa na problem pochodzenia struktury. Wszechświat przed inflacją by ł obiektem kwantowy m. Jak długo trwała ta początkowa chwila? Mniej niż 10–43 sekundy. Skąd to wiemy ? Cóż, ogólna teoria względności Einsteina opisuje historię Wszechświata dopiero od 10–43 sekundy po jego powstaniu, ponieważ przed tą graniczną chwilą Wszechświat by ł tak gęsty, że do jego zrozumienia potrzebna jest teoria kwantowej grawitacji. Już od lat trzy dziesty ch wiadomo, że ogólna teoria względności załamuje się w ty m punkcie. Niestety, nie mamy żadnej kwantowej teorii grawitacji, lecz jedy nie niezwy kle śmiałe hipotezy specjalistów od teorii strun. By ć może w poznaniu tej teorii pomoże nam LHC, jeśli ty lko pracujący tam uczeni odkry ją wiele nowy ch cząstek. Nie mamy jednak cienia wątpliwości, że w tej wczesnej epoce (10–43 sekundy ) ogólna teoria względności natrafia na kwantową przeszkodę, z którą nijak nie może sobie poradzić. Jedną z nadziei, jakie teorety cy wiążą ze scenariuszem inflacy jny m, jest możliwość znalezienia w nim wy jaśnienia pochodzenia zaburzeń, z który ch wy kształciła się później struktura kosmosu. Powróćmy na chwilę do naszego porównania ze stawem ry bny m. Zamarzanie wody rozpoczy na się od procesu nukleacji: lód wy trąca się w postaci oddzielny ch drobinek ciała stałego. Czy przejście fazowe we wczesny m Wszechświecie również mogło doprowadzić do powstania jakichś grudek? W pierwszej wersji teorii inflacy jnej zakładano, że z pierwotnego chaosu wy trąciły się fragmenty nowej fazy, co doprowadziło do powstania olbrzy mich zaburzeń, znacznie większy ch od ty ch, jakie widzimy obecnie we Wszechświecie. Jednak w poprawiony ch wersjach teorii uczony m udało się uporać z ty mi problemami. Chociaż szczegóły wciąż pozostają niejasne, panuje obecnie powszechne przeświadczenie, że wielkoskalowe fluktuacje kosmiczne, z który ch wy kształciła się struktura Wszechświata, wy tworzy ły się z maleńkich fluktuacji kwantowy ch we wczesny m, przedinflacy jny m Wszechświecie. Inflacja kosmiczna powiększy ła je potem o giganty czny czy nnik około 1043 do obecny ch, kosmiczny ch rozmiarów. Z opisu tego procesu możemy się także wiele dowiedzieć na temat zależności rozmiaru fluktuacji od skali. Fluktuacje na mniejszy ch odległościach mają dużą amplitudę, natomiast różnice gęstości między dwoma duży mi obszarami Wszechświata są znacznie mniejsze, ponieważ zaburzenia w mniejszy ch skalach najczęściej wzajemnie się znoszą, gdy bierzemy pod uwagę większe obszary. To eleganckie wy jaśnienie, które poznaliśmy między inny mi dzięki pracom Steinhardta, nie ty lko opisuje skalę fluktuacji, ale przewiduje także (w przy bliżeniu) szczegółowe ich widmo, czy li określa, jakie powinny by ć względne amplitudy dłuższy ch i krótszy ch fal rejestrowany ch w kosmiczny m mikrofalowy m promieniowaniu tła. Prawdę mówiąc, już dziesięć lat wcześniej, na początku lat siedemdziesiąty ch, trójka fizy ków doszła do tego samego wniosku. Edward Harrison, Jakow Zeldowicz i Jim Peebles niezależnie od siebie wy sunęli hipotezę, że widmo zaburzeń powinno by ć „niezależne od skali”. Chodziło im o to, że zaburzenia w największej skali, jaka ma znaczenie, czy li w skali hory zontu obserwowalnego Wszechświata (którego promień jest równy prędkości światła pomnożonej przez czas, jaki upły nął od Wielkiego Wy buchu), muszą zawsze mieć taką samą (niedużą) amplitudę. Gdy by tak nie by ło, to albo w przeszłości, albo w przy szłości zaburzenia kosmiczne musiały by by ć tak wielkie, że

ogromne fragmenty Wszechświata zapadły by się do postaci czarny ch dziur. Model inflacy jny przewiduje istnienie właśnie takiego widma pozbawionego skali, które pozwala uniknąć tego nieprzy jemnego scenariusza. Gdy dokonano analizy dany ch zebrany ch przez satelitę COBE wy strzelonego w 1989 roku (zob. ry c. 5.4), wy dawało się, że te przewidy wania znalazły potwierdzenie. Dane zgromadzone później dzięki kolejny m satelitom, pokazujące tę samą mapę nieba, ale dużo bardziej szczegółowo, jeszcze dobitniej potwierdziły zgodność przewidy wań teorii inflacy jnej, Harrisona, Zeldowicza i Peeblesa z rzeczy wisty m światem. Zby tnio jednak wy biegamy tu w przy szłość. Nasz kolega Malcolm Longair (z uniwersy tetu w Cambridge) nazwał te próby wy jaśnienia pochodzenia pierwotny ch fluktuacji „jedny m z najprężniej rozwijający ch się obszarów kosmologii teorety cznej”. Inny z naszy ch kolegów z Cambridge, Stephen Hawking, zajmował się ty m zagadnieniem od samego początku prac nad tą teorią. W 2000 roku Andrew Liddle (z Uniwersy tetu Sussex) i David Ly th (z uniwersy tetu w Lancaster) przedstawili trafną ocenę całej sy tuacji:

Choć teorię inflacji wy my ślono w celu rozwiązania problemów związany ch z warunkami początkowy mi w kosmologii Wielkiego Wy buchu, to duża popularność tego modelu wy nika z pewnej cechy odkry tej tuż po jego wprowadzeniu. Chodzi o to, że inflacja przedstawia możliwe wy jaśnienie pochodzenia początkowy ch niejednorodności we Wszechświecie, które, jak się uważa, doprowadziły do powstania wszy stkich obserwowany ch struktur, od najwcześniejszy ch obiektów po gromady galakty k i wy kry te nieregularności w mikrofalowy m promieniowaniu tła.

Odkrycie zarodków kosmicznej struktury Po ty m wstępie teorety czny m zajmijmy się teraz historią odkry cia długo poszukiwany ch fluktuacji zarodkowy ch. W rozdziale 4 wprowadziliśmy pojęcie gorącego Wielkiego Wy buchu i powiedzieliśmy, że odkry cie resztkowego promieniowania pozostałego po ty m gwałtowny m zdarzeniu położy ło podwaliny pod podstawowy model kosmologiczny. Przedstawmy teraz dalszy przebieg tej historii, opowiadając o wy strzeleniu satelity COBE i o ty m, czego się dzięki niemu dowiedzieliśmy. Choć, jak zauważy liśmy, odkry cie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła nastąpiło w połowie lat sześćdziesiąty ch, to nieliczni kosmologowie już w latach pięćdziesiąty ch wspominali o temperaturze tła Wszechświata. Co więcej, radioastronomowie

przeprowadzili już wtedy pierwsze nieudane próby wy kry cia takiego promieniowania tła. Jednak arty kuły naukowe z tego okresu albo bagatelizują kosmologiczne znaczenie istnienia takiego tła, albo całkowicie na ten temat milczą. Zawodowi astronomowie niemal zupełnie się ty m nie interesowali, z wy jątkiem George’a Gamowa, który, jak już powiedzieliśmy, poważnie rozważał tego ty pu zagadnienia. Latem 1953 roku Gamow wy głosił wy kład poświęcony kosmologii na sy mpozjum zorganizowany m na Uniwersy tecie Stanu Michigan w Ann Arbor. W materiałach opublikowany ch po sy mpozjum Gamow przedstawia własną wersję procesu powstawania pierwiastków w gorący m Wielkim Wy buchu. Na początku wy kładu rozważa koncepcję morza promieniowania termicznego, które ochładza się w miarę rozszerzania się Wszechświata, i zastanawia się, jaki wpły w mogłoby mieć takie promieniowanie na ekspansję Wszechświata. Właśnie w tej pracy po raz pierwszy (o ile nam wiadomo) pojawia się pojęcie kosmicznego promieniowania tła. Gamow wspomina także o problemie powstawania galakty k i o wielkoskalowej strukturze, której przejawem są bogate gromady galakty k. Co znaczące, sugeruje, że masa, przy której zaczy nają się tworzy ć galakty ki, powinna wy nikać bezpośrednio z gęstości Wszechświata w chwili przejścia fazowego, gdy zaczęła w nim dominować materia. Do takiego wniosku doszedł, gdy zauważy ł, że minimalny rozmiar obłoków zagęszczający ch się pod wpły wem grawitacji we wczesny m Wszechświecie musiał wy nikać z wartości masy i długości Jeansa. Okazało się, że tak wy znaczone wartości minimalne odpowiadają mniej więcej masie i rozmiarowi przeciętnej galakty ki. Gamow by ł zatem wizjonerem, który przewidział, że promieniowanie tła musiało mieć wpły w na powstawanie struktury we Wszechświecie. Niestety, nie opublikował ty ch wniosków w czasopiśmie „Astrophy sical Journal” i w związku z ty m nikt się nie zainteresował jego przemy śleniami. W latach 1948‒1969 w dy skusjach kosmologiczny ch dominowały dwa ry walizujące ze sobą modele, model Wielkiego Wy buchu i teoria stanu stacjonarnego, natomiast obserwacje kosmologiczne ograniczały się do badań mający ch na celu wy znaczenie dwóch omawiany ch wcześniej parametrów. W 1964 roku wszy stko to uległo zmianie z chwilą odkry cia przez Penziasa i Wilsona promieniowania tła (zob. ry c. 4.5). Stało się jasne, że wszechświat stanu stacjonarnego Freda Hoy le’a nie może by ć naszy m Wszechświatem oraz że kosmiczne promieniowanie tła jest pozostałością po Wielkim Wy buchu. Teorety cy szy bko uświadomili sobie, że struktura tego promieniowania jest obrazem wczesnego Wszechświata, ponieważ tworzące je fale docierają do nas bez żadny ch przeszkód z epoki, gdy Wszechświat miał znacznie prostszą budowę. W tej wczesnej epoce obszary o większej i mniejszej gęstości by ły gorętsze i chłodniejsze, a zatem wy emitowane przez nie promieniowanie by ło, odpowiednio, jaśniejsze i ciemniejsze oraz różniło się kolorem (w pierwszy m przy padku powinno by ć bardziej błękitne, a w drugim – bardziej czerwone). Obserwując promieniowanie z tej epoki, powinniśmy w nim dostrzec fluktuacje, anizotropie (odchy lenia w górę i w dół od wartości średniej), będące jedy ną w swoim rodzaju miarą gęstości pierwotny ch zaburzeń, z który ch powstała obecna struktura wielkoskalowa. Fizy cy zauważy li też, że mechanizm wy kładniczej inflacji jest doskonały m sposobem na powiększenie nieskończenie mały ch kwantowy ch fluktuacji najwcześniejszego Wszechświata do rozmiarów kosmiczny ch. Jednak w ciągu następny ch dwudziestu lat po ty m odkry ciu nie udało się skonstruować radioteleskopu do obserwacji mikrofalowy ch o czułości i rozdzielczości kątowej

wy starczającej do wy kry cia spodziewany ch fluktuacji. Okazało się, że droga do uzy skania map promieniowania tła o wy sokiej rozdzielczości jest mozolna i kręta. Kolejne obserwacje prowadzone za pomocą naziemny ch radioteleskopów kończy ły się niepowodzeniem. Mimo usilny ch prób obserwatorom nie udawało się wy kry ć fluktuacji, które zdaniem teorety ków musiały przecież tam by ć. W 1974 roku NASA zwróciła się do astronomów z propozy cją udostępnienia do badań niewielkiego satelity klasy Explorer. Uczony m udało się przekonać dy rekcję NASA, że ty lko w spokojny m, pozbawiony m szumów środowisku przestrzeni kosmicznej możemy mieć szanse na zarejestrowanie promieniowania tła z dokładnością na ty le dużą, by można by ło ujrzeć obiecy wane „oblicze Boga”. Wpły nęło ponad sto propozy cji wy korzy stania satelity, z czego trzy doty czy ły promieniowania tła. Ostatecznie ry walizację wy grał inny program badawczy i na orbicie okołoziemskiej umieszczono satelitę IRAS (od ang. Infrared Astronomy Satellite – satelita do obserwacji astronomiczny ch w zakresie podczerwieni) – którego misja zakończy ła się ogromny m sukcesem. NASA nie wy rzuciła jednak do kosza propozy cji badania mikrofalowego promieniowania tła. Wręcz przeciwnie. W 1976 roku poproszono uczony ch, którzy zgłosili takie projekty, o zawiązanie konsorcjum i wspólne określenie celu misji. NASA zaproponowała wy niesienie nowego satelity na pokładzie promu kosmicznego i umieszczenie go na orbicie okołobiegunowej. Projektanci nazwali nowe urządzenie Badaczem Kosmicznego Promieniowania Tła (w skrócie COBE, od ang. Cosmic Background Explorer). NASA zatwierdziła plany nowej misji, ale z powodu przekroczenia budżetu przy okazji konstrukcji satelity IRAS budowę satelity COBE rozpoczęto z opóźnieniem, dopiero w 1981 roku. Początkowo planowano, że satelita zostanie umieszczony na orbicie w 1988 roku, ale z powodu katastrofy promu Challenger, do której doszło 28 sty cznia 1986 roku, loty promów kosmiczny ch zostały zawieszone. Ostatecznie satelita COBE został wy niesiony na orbitę 18 listopada 1989 roku na pokładzie rakiety Delta. Nie powinno chy ba nikogo dziwić, że inży nierowie i fizy cy, którzy zbudowali satelitę, by li dość zdenerwowani podczas startu – ich sonda przeleżała przecież cztery lata w magazy nie i wszy scy zastanawiali się, czy po czy mś takim będzie jeszcze w ogóle działała. Okazało się, że tak. W sty czniu 1990 roku jeden z nas (Simon Mitton) uczestniczy ł w CLXXV Zjeździe Amery kańskiego Towarzy stwa Astronomicznego w Cry stal City w Wirginii. Trzy nastego sty cznia o godzinie 14.00 na podium wszedł John Mather z należącego do NASA Centrum Lotów Kosmiczny ch im. Goddarda, by wy głosić zaplanowane dziesięciominutowe wy stąpienie. Mówił spokojny m głosem o satelicie COBE, wy jaśnił licznie zgromadzony m słuchaczom (na sali znajdowało się prawie ty siąc osób), że misja przebiega bez problemów, ale sporządzenie mapy całego nieba zajmie jeszcze co najmniej rok. Mógł się jednak pochwalić ważny m wy nikiem – zmierzono już mianowicie widmo promieniowania (pokazujące jego natężenie w zależności od długości fali), bazując na obserwacjach niewielkiego wy cinka nieba prowadzony ch zaledwie przez dziewięć minut. Kończąc swoje wy stąpienie, umieścił na projektorze slajd z wy kresem, tak że jego obraz wy pełnił cały olbrzy mi ekran. – Oto wy znaczone przez nas widmo. A tak wy gląda krzy wa ciała doskonale czarnego łącząca wszy stkie punkty dany ch. Przez chwilę na sali zapanowała cisza, a potem rozległy się szepty. Nagle wszy scy zaczęli klaskać i, wstając z miejsc, zgotowali Matherowi gorącą owację. Chuck Bennett, członek zespołu

naukowego satelity COBE, powiedział później, że „nigdy nie widział czegoś podobnego na spotkaniu naukowy m”. Dane z satelity COBE idealnie zgadzały się z przebiegiem krzy wej teorety cznej promieniowania „ciała doskonale czarnego” opisanego przez Maksa Plancka w 1901 roku! Zmierzona temperatura promieniowania wy nosiła 2,736 ± 0,017 K. Odkry cie to by ło ostateczny m potwierdzeniem poprawności zaproponowanego przez Friedmana, Lemaître’a i Gamowa obrazu ewoluującego Wszechświata, który rozpoczął się od gorącego Wielkiego Wy buchu. Tego samego dnia, kilkaset kilometrów na północ od Waszy ngtonu, David T. Wilkinson, profesor z Princeton (i młodszy kolega Boba Di​c ke’a), stojący na czele jednego z zespołów satelity COBE, przedstawiał te same dane podczas specjalnego kolokwium w Princeton, w który m uczestniczy ł drugi autor tej książki (Jeremiah Ostriker). Również tu rozległy się burzliwe, spontaniczne oklaski, gdy na ekranie pojawił się wy kres widma. Podczas swojego wy stąpienia Wilkinson pokazał także mapę fluktuacji promieniowania tła, co z miejsca wy wołało dy skusję na temat tego, czy widoczne zaburzenia są wy starczająco duże, by mogły wy jaśniać strukturę obserwowaną w naszy m lokalny m Wszechświecie. Odpowiedź brzmiała: tak. Ktoś z sali zgłosił jednak istotne zastrzeżenie. Obserwowane zaburzenia można uznać za wy starczające, jedynie pod warunkiem że we Wszechświecie znajduje się bardzo dużo „ciemnej materii”, znacznie więcej niż znanej nam, zwy czajnej, bo ty lko wtedy szy bkość powstawania struktur pod wpły wem grawitacji będzie odpowiednio wy soka. By ł to ekscy tujący moment w historii nauki! Bardziej szczegółowe mapy ukazały się mniej więcej dwa lata później, w 1992 roku. Widać na nich zmienność dipolową na cały m obszarze nieba o różnicy sy gnału na poziomie około 0,1 procent. Jeden oktant nieba okazał się jaśniejszy od średniej o około 0,1 procent, natomiast promieniowanie z przeciwległego oktantu by ło o około 0,1 procent słabsze (zob. dolny diagram na ry c. 5.4). Różnice te wy nikają z ruchu Drogi Mlecznej względem układu odniesienia związanego z Wszechświatem, czy li względem samego promieniowania. Uczeni mogli bez trudu odjąć tę składową od sy gnału i w ten sposób wy kry li słabsze anizotropie wielkoskalowe. Są to nieregularności na poziomie kilku ty sięczny ch procent, w który ch zachowała się informacja o procesie powstawania struktur w ewoluujący m Wszechświecie. Gdy w 1992 roku ogłoszono oficjalnie, że satelita COBE wy kry ł anizotropie w promieniowaniu tła, informacja o ty m obiegła wszy stkie media na cały m świecie i wy daje się, że by ło to ostateczne potwierdzenie istnienia zaburzeń przewidy wany ch przez teorię i wy magany ch do wy jaśnienia procesu powstawania galakty k. Wy kry ta przy tej okazji anizotropia dipolowa by ła bezpośrednim pomiarem ruchu naszego układu odniesienia względem całego Wszechświata. Z jej analizy wy nika, że Grupa Lokalna przemieszcza się w kierunku Gromady w Pannie z prędkością około 60 kilometrów na sekundę. Ruch ten (zob. dolny diagram na ry c. 5.4) wy nika z przy ciągania grawitacy jnego Gromady w Pannie. Satelita COBE ustalił trzy fundamentalne fakty na temat naszego Wszechświata: odkry ł przewidy wane promieniowanie resztkowe, jakie pozostało po gorący m Wielkim Wy buchu; wy kry ł zaburzenia potrzebne do wy kształcenia się struktury, potwierdzając jednocześnie, że ich widmo jest zgodne z przewidy waniami; wy kry ł też układ odniesienia związany z cały m kosmosem, który możemy traktować jako (nieruchomy ) spoczy nkowy układ odniesienia. Należy przy znać, że spisał się nieźle.

Wy niki uzy skane dzięki satelicie COBE wy warły ogromy wpły w na społeczność naukową – do tego stopnia, że niemal od razu uczeni zaczęli na wy ścigi proponować budowę jeszcze lepszy ch przy rządów. Ostatecznie tę ry walizację wy grała propozy cja budowy satelity WMAP (skrót od ang. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – próbnik anizotropii promieniowania mikrofalowego im. Wilkinsona), który został wy niesiony na orbitę 30 czerwca 2001 roku. W 2003 roku sondzie nadano imię Dave’a Wilkinsona, kluczowego członka zespołu satelity COBE, który zmarł we wrześniu 2002 roku, zanim dane z jego drugiej misji by ły gotowe do analizy. Na czele zespołu naukowego satelity WMAP stali dwaj inni astronomowie z Princeton, dawni współpracownicy Wilkinsona, Ly man Page i David Spergel. Aby znaleźć odpowiedzi na kluczowe py tania kosmologii, satelita WMAP zmierzy ł ponownie niewielkie różnice temperatury kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła wy kry te po raz pierwszy przez satelitę COBE. Urządzenia działające na pokładzie sondy WMAP pozwoliły dokonać ty ch pomiarów z większą dokładnością i rozdzielczością. Wy kry te różnice są bardzo małe: jeden obszar nieba ma temperaturę 2,7251 K, natomiast inny 2,7249 K. Wy ższa temperatura odpowiada większej gęstości, zatem odkry te gorące plamy, widoczne na ry c. 5.5, są miejscami, w który ch uformowały się później galakty ki i gromady galakty k. Dzięki ty m precy zy jny m pomiarom poznaliśmy rozmiar, ilość materii, wiek, geometrię i los Wszechświata. W następny ch dwóch rozdziałach opowiemy o olbrzy mim wkładzie, jaki wniósł satelita WMAP do badań kosmologiczny ch. W ty m miejscu zwróćmy uwagę jedy nie na to, że dzięki tej sondzie ujrzeliśmy pierwotną strukturę, z której potem wy kształciły się galakty ki. To odkry cie zmusiło uczony ch do opracowania jasny ch teorii procesu tworzenia się galakty k i jeszcze większy ch struktur kosmiczny ch. Spróbujmy więc wy jaśnić, w jaki sposób grawitacja przekształciła te nieznaczne początkowo zaburzenia w struktury, które widzimy wokół siebie.

Ry c. 5.5. Fluktuacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła wy kry te przez satelitę WMAP. Różnice między jasny mi i ciemny mi obszarami zostały tu silnie przery sowane (wzmocnione o czy nnik około 100 000), by poprawić czy telność mapy (tak samo przy gotowano mapę pokazaną w górnej części ry c. 5.4). Widoczne tu jasne plamy stały się z czasem gromadami galakty k, a ciemniejsze obszary – pustkami między galakty kami (NASA/WMAP).

Brakujący element: jak rozrastają się zarodki galaktyk? Galakty ki mają średnią gęstość wy noszącą około 0,02 masy Słońca na parsek sześcienny, czy li około jednego atomu wodoru na centy metr sześcienny. Jest to wartość około czerech milionów razy większa od średniej gęstości zwy czajnej materii w Wszechświecie i, jak już zauważy liśmy, bliższa średniej gęstości Wszechświata w odległej przeszłości, gdy powstawały galakty ki. Gwiazdy w galakty kach mają gęstość o dwadzieścia trzy rzędy wielkości większą od gęstości samy ch galakty k. Jest to wręcz niewiary godnie duży poziom zagęszczenia materii. Zatem niestabilności grawitacy jne musiały się nieźle napracować, żeby ze skromny ch zaburzeń wy tworzy ć tak duże niejednorodności. Te skromne zaburzenia musiały by ć na miejscu już na samy m początku, ponieważ po zakończeniu inflacji Wszechświat by ł zby t duży, by dopiero wtedy mogła nastąpić inicjacja procesu tworzenia struktury. Można by sądzić, że w długim czasie, jaki upły nął od zakończenia inflacji do epoki odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni wy noszącemu z = 1000, powinno dojść do istotnego rozrostu struktury. Szczegółowe obliczenia pokazują jednak, że tak nie jest. Silne sprzężenie zwy czajnej materii z bardzo trudny m do kompresji promieniowaniem tła utrzy my wało materię w miejscu i nie pozwalało jej się przemieszczać zby t daleko pod wpły wem oddziały wań grawitacy jny ch. Możemy zatem wy jść od map opublikowany ch przez zespół naukowy satelity WMAP w 2010 roku. Czy telników obeznany ch z matematy ką zaciekawi zapewne informacja, że uczeni potrafią opisać proces fizy czny pokazujący, jak te niewielkie zaburzenia zalążkowe na poziomie kilku ty sięczny ch procent mogły się rozrosnąć, po długim okresie stagnacji, do obecnego stanu widocznego na mapach struktury wielkoskalowej Wszechświata, charaktery zującego się dużą niejednorodnością. W latach sześćdziesiąty ch uczeni z Moskwy i Princeton zupełnie niezależnie od siebie rozwiązali problem tworzenia się i narastania takich fluktuacji, ale aparat matematy czny potrzebny do opisu tego procesu na obszarze całego nieba jest dość skomplikowany. Jeżeli jednak ograniczy my się do niewielkiego, reprezentaty wnego wy cinka Wszechświata, to będziemy mogli zastosować dość proste metody, które omówiono w rozdziale 3 i w dodatku. Takie obliczenia można najłatwiej przeprowadzić, wy korzy stując przedstawiony w dodatku prosty przy kład rozszerzającej się kuli. W ty m modelu wy starczy wy obrazić sobie niewielki obszar o gęstości nieznacznie większej od otoczenia i prześledzić, jak będzie się on zmieniał z upły wem czasu.

Proces zachodzący w takim układzie został przedstawiony w zgrabny m, krótkim arty kule opublikowany m w 1972 roku przez Jamesa Gunna i J.R. Gotta. Uczeni ci pokazali, że nawet jeśli Wszechświat ma gęstość niższą od kry ty cznej (co niemal z całą pewnością doty czy naszego Wszechświata), to taka niewielka kula, jaką analizujemy w dodatku, kiedy ś w końcu się zapadnie, ale nastąpi to jedy nie pod warunkiem iż gęstość w jej wnętrzu jest przy najmniej odrobinę większa od „gęstości kry ty cznej” – owej magicznej średniej gęstości Wszechświata, który miałby najmniejszą możliwą energię pozwalającą mu rozszerzać się wiecznie. Intuicja podpowiada nam, że jest to sensowny wniosek, a może nawet oczy wisty. Jak zauważamy w dodatku, Newton udowodnił, że ośrodek o jednorodnej gęstości rozciągający się na zewnątrz kulistego obszaru w żaden sposób nie oddziałuje na jego powierzchnię. Zatem taki mały kulisty obszar zachowuje się jak odrębny wszechświat o gęstości większej od wartości kry ty cznej: rozszerza się, osiąga maksy malną wielkość, a potem zatrzy muje na chwilę i zaczy na się zapadać. Jeśli przy jmiemy, że jego masa jest większa od masy kry ty cznej o niewielką wartość f, to równanie (A12) można zapisać w postaci: v 2 = 2(GM/r0)[(r0/r) – f] . To proste równanie wszy stko wy jaśnia. Sy mbol M oznacza tu masę naszej niewielkiej kuli, v prędkość jej ekspansji, a r0 jest jej promieniem w chwili, gdy po raz pierwszy na nią spojrzeliśmy (w czasie t = t0). Nasza kula szy bko się rozszerza razem z resztą Wszechświata, ale w miarę upły wu czasu i wzrostu promienia r wartość po prawej stronie znaku równości stale maleje i prędkość powiększania się kuli spada. Nasza kula przestaje się w końcu rozszerzać, gdy wartość po prawej stronie spada do zera. Widzimy, że w chwili zatrzy mania się ekspansji promień kuli powiększy ł się o ogromny czy nnik 1/f. Oznaczmy tę chwilę, w której promień kuli osiąga maksy malną długość rmax = r0/f, sy mbolem tmax.

Ry c. 5.6. Ty powy sfery czny obszar Wszechświata powiększa się w sposób pokazany tu sy mbolicznie za pomocą jasny ch kul, natomiast obszar o gęstości większej od wartości kry ty cznej, przedstawiony tu w postaci ciemniejszej kuli, rozszerza się wolniej, osiąga rozmiar maksy malny w chwili tmax, a potem zapada się i w czasie t = 2tmax powstaje związana grawitacy jnie galakty ka.

Co z tego wy nika? Cóż, taka kula nie może po prostu tak trwać w niezmienionej postaci, ponieważ nie ma nic, co przeciwdziałałoby grawitacji – musi zacząć się kurczy ć. Ten ruch jest dokładną odwrotnością poprzedniego procesu. Nasza mała kula zachowuje się właśnie tak, jak zachowy wałaby się kula w „zamknięty m” wszechświecie, a więc po upły wie czasu t = 2tmax skurczy się z powrotem do bardzo małej objętości. Gęstość w jej środku może teraz bez trudu by ć milion razy większa od gęstości pozostałej części rozszerzającego się wszechświata. W ty m momencie mamy do czy nienia z zapadającą się kulą o bardzo dużej gęstości i możemy już zastosować analizę Jeansa, którą wy korzy staliśmy też na samy m początku. Nie trzeba chy ba dodawać, że z analizy Jeansa wy nika, iż ta gęsta kula gazu może się podzielić na gwiazdy, ale gdy by śmy chcieli opisać ten proces, musieliby śmy się zająć kolejny m skomplikowany m i nie do końca jeszcze wy jaśniony m zagadnieniem powstawania gwiazd. Wy starczy jednak, jeśli powiemy, że takie gęste, związane grawitacy jnie obłoki gazu przekształcają się w gwiazdy w wy niku procesów, który ch jeszcze w pełni nie rozumiemy, mimo że zachodzą one na naszy ch oczach, na przy kład w Mgławicy Oriona. Możemy więc przy jąć, że taki zapadający się obłok gazu przeobrazi się w skupisko gwiazd, które w jakiś sposób ułożą się w kształt galakty ki! Opis słowny nie oddaje piękna tego procesu, ale filmy przy gotowane na podstawie sy mulacji numery czny ch robią duże wrażenie i potwierdzają wszy stko, co tu powiedzieliśmy. Na ry cinie 5.7 zamieszczono dwanaście klatek z filmu pokazującego wy niki sy mulacji numery cznej procesu tworzenia się galakty ki. Główna różnica między złożoną rzeczy wistością pokazaną na ty ch ujęciach a naszy m uproszczony m obrazem małej kuli polega na ty m, że w rzeczy wistości nie ma ty lko jednej gęstszej kuli, ale istnieje wiele mały ch gęsty ch obszarów, które oddziałują ze sobą i łączą się w większe całości. Jednak ogólnie rzecz biorąc, taki uproszczony obraz jest poprawny.

Ry c. 5.7. Wy niki sy mulacji numery cznej o dużej rozdzielczości, zaczerpnięte z pracy Thorstena Naaba opublikowanej w 2007 roku. Sy mulacja ta pokazuje proces tworzenia się giganty cznej galakty ki elipty cznej z kosmologiczny ch warunków początkowy ch. Rozpoczy na się w epoce odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni z = 7 i kończy w teraźniejszości (Thorsten Naab, Insty tut Astrofizy ki im. Maksa Plancka w Monachium).

No dobrze, a co dzieje się potem? Powstaje jedna galakty ka, ale oprócz niej pojawiają się też inne i jeśli jakaś galakty ka znajdzie się akurat w obszarze o gęstości galakty k większej od średniej

i większej od owej magicznej wartości kry ty cznej, to taki obszar zawierający może kilka, a może ty siąc galakty k sam zacznie się zapadać i ostatecznie utworzy silnie związaną grupę. Nasza Grupa Lokalna, obejmująca Drogę Mleczną, Galakty kę Andromedy, Obłoki Magellana i kilka inny ch układów, jest przy kładem niezby t dużego zgrupowania takiego rodzaju. Znajdująca się niedaleko od nas Gromada w Pannie (my mieszkamy na pery feriach tej gromady ) jest nieco większy m przy kładem, a wielka Gromada w Warkoczu Bereniki (zob. ry c. 6.1) – już giganty czny m układem tego właśnie rodzaju. Gdy obliczamy, co się dzieje z układami wielu cząstek oddziałujący ch ze sobą w rozszerzający m się Wszechświecie zgodnie z prawami Newtona, opisane tu grawitacy jne niestabilności wy glądają tak, jak je przedstawiliśmy. Ale – i to jest bardzo duże „ale” – taka analiza zupełnie się nie sprawdza, jeśli uwzględniamy w obliczeniach wy łącznie widoczną materię, wy stępującą w postaci gwiazd i łatwego do wy kry cia gazu. Jeśli mamy ty lko widoczne gwiazdy i możliwy do zaobserwowania gaz, to wartość f w naszy m ostatnim równaniu staje się ujemna i ekspansja nigdy nie ulega odwróceniu. Aby nasz mały obszar miał gęstość większą od magicznej wartości kry ty cznej, musimy dodać jeszcze ciemną materię. Uwaga z sali podczas ogłaszania wy ników obserwacji satelity COBE by ła jak najbardziej poprawna! Taki model działa jedy nie po uwzględnieniu dodatkowej materii, bo ty lko wtedy siły grawitacy jne są na ty le duże, że mogą się wy tworzy ć niestabilności. Czy m jest ta dodatkowa substancja? Ciemną materią. O spójności tej koncepcji przekonuje fakt, że ilość ciemnej materii potrzebna w omawiany m tu modelu jest akurat taka, jaką wy znaczono zupełnie inny mi metodami. Przeby liśmy już długą drogę. Model gorącego Wielkiego Wy buchu przedstawiono pierwotnie w celu wy jaśnienia mechanizmu powstawania lekkich pierwiastków i opisania rozszerzającego się Wszechświata wy pełnionego galakty kami, ale potem przy padkowo odkry to kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła. Później uczeni wy sunęli hipotezę, że promieniowanie tła musi zawierać fluktuacje, z który ch powstały następnie galakty ki, i po wielu wy siłkach takie zaburzenia również udało się odkry ć. Teraz dochodzimy do py tania o to, jak i dlaczego wszy stko to się wy darzy ło, oraz do najnowszy ch, najbardziej spektakularny ch odkry ć. Główny mi składnikami Wszechświata, potrzebny mi do wy jaśnienia tego, co już udało się nam wy jaśnić, są dwie substancje niewy kry te (jeszcze) na Ziemi: ciemna materia i ciemna energia, które dominują w kosmosie. Znowu jednak wy biegamy zby t daleko w przy szłość. Kończy my ten rozdział z poczuciem, że rozumiemy już proces powstawania struktur w kosmosie, i z przeświadczeniem, że potrzebna jest nam jeszcze ciemna materia.

6 Rdz 1, 1; cy t. za: Biblia Tysiąclecia, wy d. IV, Wy dawnictwo Pallottinum, Poznań 2003 (przy p. tłum.).

7 Określenie zapoży czone z popularnej w kręgu kultury anglosaskiej bajki O Złotowłosej i trzech misiach, w której Złotowłosa znajduje trzy miski z owsianką: jedna jest za gorąca, druga za zimna, a trzecia w sam raz (przy p. tłum.).

6.

CIEMNA MATERIA ALBO NAJLEPSZY POMYSŁ FRITZA ZWICKY’EGO

Jak zważono Ziemię Czy m jest ciemna materia? Czy naprawdę musimy wierzy ć w jej istnienie, czy też jest ona jedy nie wy my słem uczony ch obdarzony ch nadmierną wy obraźnią? W poprzednim rozdziale wspomnieliśmy dość pobieżnie, że ten główny składnik Wszechświata jest substancją, dzięki której grawitacja działa zgodnie z naszy mi oczekiwaniami i wy musza rozrost struktur wy pełniający ch kosmos w naszy m otoczeniu. To jednak nie ma żadnego związku z odkry ciem ciemnej materii. W ty m rozdziale przekonamy się, że za istnieniem tej dziwnej substancji przemawia nie jeden, nie dwa, ale wiele różny ch wniosków obserwacy jny ch, i wszy stkie one wskazują na konieczność istnienia materii o takich samy ch właściwościach: musi to by ć substancja, która ani nie pochłania, ani nie emituje światła, ale oddziałuje grawitacy jnie i sama jest podatna na działanie siły grawitacy jnej, a w dodatku jest jej około sześciu razy więcej niż wszy stkich zwy czajny ch pierwiastków chemiczny ch, z który ch jesteśmy zbudowani my, Ziemia i gwiazdy. Astronomowie odkry li ciemną materię zupełnie niezależnie od analizy procesów dy namiczny ch omówiony ch w poprzednim rozdziale. Uczeni podjęli próbę wy jaśnienia procesu

wzrostu struktury kosmicznej dopiero kilkadziesiąt lat po przełomowy ch obserwacjach z 1937 roku, które tu opiszemy. Historia ty ch badań wcale nie jest liniowa, choć tak się ją czasami przedstawia w podręcznikach, sugerując, że kolejne, coraz lepsze wy niki obserwacji doprowadziły stopniowo do powszechnego przy jęcia wy suniętej hipotezy. Prawda jest jednak taka, że w przeszłości dochodziło do genialny ch przedwczesny ch odkry ć, które by ły całkowicie ignorowane, a prowadzone wielotorowo badania wy woły wały gorące dy skusje i często by ły początkowo błędnie interpretowane, ale po długich debatach dochodziło w końcu do przesilenia i niekonwencjonalne koncepcje stawały się zwy czajny mi, powszechnie akceptowany mi przekonaniami. Zacznijmy od początku, a więc od Fritza Zwicky ’ego, którego poznaliśmy już jako genialnego, choć kontrowersy jnego astronoma. Zwicky, najbardziej ory ginalny astrofizy k minionego stulecia, urodził się w 1898 roku w Warnie w Bułgarii, jako sy n ambasadora Szwajcarii w ty m kraju. Wy kształcenie zdoby ł na Politechnice Federalnej w Zury chu, a w 1925 roku przeniósł się do Caltechu i większą część swego ży cia spędził, prowadząc badania w obserwatoriach na Mount Wilson i górze Palomar. Jest prawdziwy m odkry wcą ciemnej materii – nazwał ją nawet dunkle Materie w swoim arty kule z 1937 roku, w który m przedstawił analizę dy namiki gromad galakty k. Musiały jednak upły nąć całe dziesięciolecia, zanim jego odkry cie zostało w pełni zrozumiane. Jego badania polegały w zasadzie na poszukiwaniu, oznaczaniu i katalogowaniu olbrzy mich gromad galakty k. Bazując na zebrany ch dany ch, próbował zrozumieć, co sprawia, że obserwowane galakty ki trzy mają się razem. Galakty ki tworzące gromady poruszają się z olbrzy mimi prędkościami – ty powa prędkość wy nosi 1000 kilometrów na sekundę – a mimo to nie rozbiegają się na wszy stkie strony. Jakaś siła utrzy muje te gromady w całości. Oczy wisty m wnioskiem jest założenie, że tą siłą musi by ć grawitacja opisana przez naszego starego znajomego Isaaca Newtona – ta sama siła, która utrzy muje Księży c na jego orbicie wokół Ziemi, a planety na orbitach wokół Słońca. Jeśli jednak grawitacja ma by ć tak silna, by utrzy mać w całości te giganty czne gromady (zob. ry c. 6.1), musi tam by ć znacznie więcej masy, niż to wy nika z liczby widoczny ch galakty k i przy jmowanej zwy czajowo masy ty powej galakty ki. Grawitacja jest proporcjonalna do ilości masy i jeśli przy jmiemy, że ty powa gwiazda widoczna w ty ch układach ma masę Słońca, to okaże się, że całkowita siła grawitacy jna wszy stkich gwiazd jest około stu razy za mała na to, by mogła związać ze sobą galakty ki w gromadzie. Dlatego Fritz Zwicky, który nigdy nie miał oporów przed wy suwaniem śmiały ch hipotez, uznał, że w gromadach galakty k musi by ć coś jeszcze, a mianowicie: ciemna materia. To właśnie ona dostarcza dodatkowej masy, dzięki której galakty ki zostają w gromadach i nie odlatują w kosmos.

Ry c. 6.1. Środkowy obszar najbliższej nam wielkiej gromady galakty k: Gromady w Warkoczu Bereniki. To właśnie podczas badań tej gromady Fritz Zwicky odkry ł, że tworzące ją galakty ki mają tak duże prędkości własne (~1000 km/s), iż utrzy manie gromady w całości wy maga niezwy kle silnego oddziały wania grawitacy jnego, którego źródłem mogłaby by ć ciemna materia (NASA).

Zanim opiszemy niezwy kłą hipotezę Zwicky ’ego, spróbujmy odpowiedzieć na podstawowe py tanie o to, jak astronomowie wy znaczają masy planet, gwiazd i galakty k. Metoda, jaką Zwicky posłuży ł się do oszacowania ilości ciemnej materii w gromadach galakty k, by ła w zasadzie taka sama jak ta, za pomocą której astronomowie w XVIII wieku określili masę Ziemi na podstawie

analizy ruchu orbitalnego Księży ca. Jeszcze raz wy korzy stamy tu matematy kę na poziomie szkoły średniej, ponieważ tego ty pu rozważania nie wy magają niczego bardziej skomplikowanego. Zacznijmy od obliczenia masy Ziemi. Najprościej można to zrobić, obliczając objętość naszej planety, korzy stając z tego, że znamy jej promień, który wy nosi 6400 kilometrów (takie obliczenia mogli przeprowadzić już staroży tni Grecy ). Otrzy mujemy wy nik: 1,1 × 1021 metrów sześcienny ch. Teraz wy starczy pomnoży ć uzy skaną objętość przez średnią gęstość Ziemi. Co mogłoby nam pomóc w wy znaczeniu tej gęstości? Wy obraźmy sobie, że przeprowadzamy te obliczenia w czasach Hipparcha: w pierwszy m przy bliżeniu przy jmiemy, że średnia gęstość Ziemi jest równa gęstości skał, które wy doby wają się z jej wnętrza – granitu lub bazaltu. Gęstość ty ch pierwotny ch skał jest około trzech razy większa od gęstości wody, zatem szacujemy, że masa Ziemi powinna wy nosić około 3,3 × 1024 kg. Dokładna wartość masy naszej planety jest około dwóch razy większa (6,0 × 1024 kg). Nasza pierwsza próba oszacowania masy Ziemi dała całkiem dobry wy nik, ale uzy skana wartość jest zaniżona, ponieważ we wnętrzu planety znajduje się sporo żelaza i inny ch substancji o dużej gęstości. Skąd jednak wiemy, ile wy nosi prawdziwa masa Ziemi? Do jej wy znaczenia możemy wy korzy stać grawitację i newtonowskie prawo powszechnego ciążenia: każde dwa ciała oddziałują na siebie siłą proporcjonalną do iloczy nu ich mas i odwrotnie proporcjonalną do kwadratu odległości między nimi. Zatem w ogólnej postaci newtonowskie prawo grawitacji, który m już się tu posługiwaliśmy, zapisujemy następująco: F = GmM/R2, gdzie G oznacza stałą grawitacji Newtona, M i m są masami obu ciał, a R to odległość między nimi. Przeprowadźmy teraz ekspery ment my ślowy. Rozważmy najpierw wy idealizowane doświadczenie pokazane na ry cinie 6.2, w który m zawieszamy na suficie laboratorium dwie naprawdę ciężkie kule o masie M w taki sposób, że dzieli je odległość D. Zastanówmy się, jakie oddziały wania wpły wają na każdą z kul. Musimy rozważy ć dwie siły. W pionie każda kula jest przy ciągana w dół przez ziemską grawitację z siłą Fv, a zatem: Fv = GMM z/Rz2, gdzie M z to masa Ziemi, a Rz – jej promień. Poza ty m każda z kul przy ciąga swoją sąsiadkę w kierunku poziomy m z siłą Fh = GM 2/D2. Nasze ołowiane kule nie zwisają więc dokładnie pionowo w dół. Ponieważ wzajemnie się przy ciągają, sznury, na który ch je zawieszono, będą nieznacznie odchy lone w bok, w kierunku sąsiedniej kuli. Niewielki kąt między położeniem sznura a kierunkiem pionowy m zależy od współczy nnika będącego iloczy nem stosunku masy kuli do masy Ziemi i kwadratu odległości między kulami podzielonej przez promień Ziemi. Zatem współczy nnik r = (Fh/Fv ) = (M/M z)(Rz/D) 2 jest równy niewielkiemu kątowi między sznurem a kierunkiem pionowy m. Jeśli przy jmiemy, że potrafimy zmierzy ć ten kąt, wszy stkie wielkości wy stępujące w ty m wzorze będą znane, z wy jątkiem masy Ziemi. Nasz ekspery ment my ślowy pozwala więc nam wy znaczy ć masę Ziemi dzięki rozwiązaniu prostego równania.

Ry c. 6.2. Na dwie ołowiane kule działa przy ciąganie ziemskie, skierowane pionowo w dół, i ich wzajemne przy ciąganie grawitacy jne, skierowane poziomo. Niewielkie odchy lenie w bok sznurów, na który ch są zawieszone, odpowiada stosunkowi sił działający ch w pionie i poziomie, a z tego stosunku można wy znaczy ć masę Ziemi.

Piękno tego doświadczenia polega na ty m, że nie musimy nawet znać wartości stałej Newtona G. Wy nika to stąd, że w obliczeniach wy stępuje iloraz i stała grawitacji ulega skróceniu. Doskonale! Potem jednak, po wy znaczeniu masy Ziemi, możemy także wy liczy ć stałą G, przeprowadzając proste doświadczenie polegające na zawieszeniu ty lko jednej kuli i zmierzeniu siły działającej pionowo w dół. Znając wartość tej siły, możemy zastosować prawo Newtona w sy tuacji, gdy jedy ną niewiadomą jest G. W latach 1797‒1798 angielski ary stokrata Henry Cavendish przeprowadził rzeczy wiste doświadczenie podobne do omówionego przed chwilą ekspery mentu my ślowego. Bardzo pouczające jest prześledzenie, jak ten niezwy kle majętny naukowiec amator zdołał zważy ć

Ziemię. W swoim doświadczeniu (zob. ry c. 6.3) Cavendish musiał uwzględnić jedy nie wzajemne przy ciąganie grawitacy jne czterech ołowiany ch kul: dwóch duży ch i dwóch mały ch. Nie potrzebował w ogóle brać pod uwagę przy ciągania grawitacy jnego Ziemi. Ściśle rzecz biorąc, Cavendish zmierzy ł średnią gęstość Ziemi, ale powszechnie uznaje się, że by ł to pierwszy w historii pomiar stałej grawitacji.

Ry c. 6.3. Przekrój poprzeczny wagi skręceń Cavendisha, włącznie z budowlą, w której ją zainstalowano. Duże kule zawieszono na specjalnej ramie tak, że bloczek znajdujący się na zewnątrz pozwalał je obracać, dzięki czemu można je by ło ustawić dokładnie naprzeciw mały ch kul. Ry sunek pochodzi z pierwszej strony arty kułu Cavendisha.

Cavendish wy korzy stał w doświadczeniu wagę skręceń (służącą do pomiaru siły skręcenia), w której dwie małe ołowiane kulki przy mocowane do poziomej poprzeczki by ły przy ciągane grawitacy jnie przez dwie masy wne kule, ważące 158 kilogramów każda. Przy ciąganie grawitacy jne przekręcało poziomą poprzeczkę o taki kąt, że siła skręcenia cienkiego drutu, na który m zawieszono małe kulki, równoważy ła oddziały wanie grawitacy jne kul. Całe urządzenie osłonięto przed wiatrem, umieszczając je w solidnej konstrukcji, wy budowanej w niewielkim laboratorium. Cavendish obserwował drut wagi przez teleskop. Stwierdził, że średnia gęstość Ziemi jest 5,448 razy większa od gęstości wody, co prowadzi do uzy skania wspomnianej już masy 5,99 × 1024 kg. Wartość ta jest poprawna z dokładnością do 1 procenta i przez niemal sto lat

nikomu nie udało się wy konać lepszego pomiaru. Po wy znaczeniu stałej grawitacji i masy Ziemi mamy już wszy stko, co jest potrzebne do pomiaru masy ciał niebieskich. Szczegółowe obliczenia matematy czne można znaleźć w dodatku 1, gdzie pokazano także, że masę Ziemi da się również wy znaczy ć na podstawie okresu ruchu orbitalnego Księży ca wokół niej i uzy skać taki sam wy nik jak powy żej. Masę Słońca (2 × 1030 kg) można wy liczy ć na podstawie znajomości orbity Ziemi, należy jedy nie zmierzy ć odległość Ziemi do Słońca i wy korzy stać fakt, że nasza planeta wy konuje jedno pełne okrążenie orbity w ciągu jednego roku. W ogólny m przy padku możemy wy znaczy ć masę dowolnego dużego obiektu astronomicznego (planety, gwiazdy, galakty ki), jeśli ty lko istnieje jakiś mniejszy obiekt (księży c, planeta, gwiazda) krążący dokoła niego po orbicie w znanej odległości i ze znaną prędkością. Jeśli na podstawie obserwacji astronomiczny ch takich duży ch obiektów zdołamy zmierzy ć prędkości i promienie orbit ich satelitów, możemy wy znaczy ć masy obserwowany ch ciał, wy konując proste działania algebraiczne. Metodę tę można stosować do planet i ich księży ców; gwiazd i ich układów planetarny ch; gwiazd podwójny ch; gwiazd krążący ch wokół macierzy stej galakty ki i tak dalej. Zauważmy, że wszy stko są to przy kłady prosty ch układów: znacznie łatwiej jest przeprowadzić analizę jednego księży ca krążącego wokół planety niż, powiedzmy, ruchu wielu galakty k w gromadzie. W odniesieniu do bardziej złożony ch układów fizy cy korzy stają często z tak zwanego twierdzenia o wiriale, które opisuje staty sty cznie równowagę między energią kinety czną i potencjalną zbioru ciał krążący ch po orbitach, takich jak gromady gwiazd lub galakty k. Chociaż metoda ta różni się szczegółami, główna idea leżąca u jej podstaw jest w gruncie rzeczy taka sama jak zasada, którą wy korzy staliśmy do obliczenia masy znany ch nam ciał z Układu Słonecznego: grawitacja musi równoważy ć ruch. W dalszej części rozdziału powiemy nieco więcej na temat mas galakty k i sposobów ich wy znaczania. Zanim powrócimy do Zwicky ’ego oraz pomiaru masy galakty k tworzący ch grupy i gromady, zajmijmy się prostszy m, jak się wy daje, zadaniem wy korzy stania omówionej przed chwilą metody do zmierzenia masy pojedy nczej galakty ki – Drogi Mlecznej lub jednej z sąsiednich galakty k.

Wyznaczenie masy Galaktyki Andromedy Pierwsze obserwacje mające na celu wy znaczenie masy galakty k prowadzono za pomocą 2,5metrowego teleskopu na Mount Wilson i 91-centy metrowego teleskopu Crossley a w Obserwatorium Licka. Mówimy tu ponownie o okresie, gdy uczeni dopiero zaczy nali prowadzić obserwacje spektroskopowe galakty k. Nicholas May all, doktorant z Berkeley

w Kalifornii, wprowadził ważne ulepszenie w konstrukcji urządzeń wy korzy sty wany ch do takich obserwacji. Zbierając dane do pracy doktorskiej, zaprojektował spektrograf do 91centry metrowego teleskopu z Obserwatorium Licka, skonstruowany specjalnie tak, że umożliwiał badanie ciemniejszy ch obszarów galakty k. Dzięki nowemu spektrografowi teleskop z Obserwatorium Licka mógł współzawodniczy ć z 2,5-metrowy m teleskopem z Mount Wilson w mierzeniu widm obłoków gazowy ch i gwiazd krążący ch po orbitach w pobliskich galakty kach. Wszy scy zdawali sobie sprawę, że wy znaczone za pomocą spektrografu prędkości orbitalne ciał w sąsiednich galakty kach spiralny ch można wy korzy stać do obliczenia masy ty ch galakty k, tak jak prędkości planet pozwalają wy znaczy ć masę Słońca. Wiedząc, jak zmienia się prędkość ruchu orbitalnego w zależności od odległości od środka układu – czy li znając tak zwaną krzywą rotacji – możemy określić, jak rośnie masa obiektów tworzący ch ten układ, zawarty ch we wnętrzu sfery o dany m, coraz większy m promieniu. W gruncie rzeczy badanie pobliskich galakty k powinno by ć łatwiejsze od analizy Drogi Mlecznej, ponieważ w ty m drugim wy padku jesteśmy zanurzeni w badany m obiekcie i znaczną jego część przesłania nam py ł między gwiazdowy. May all przeprowadził obserwacje za pomocą 91-centy metrowego teleskopu i wy znaczy ł masy wewnętrzny ch obszarów pobliskich galakty k (uży wany przez niego teleskop by ł za mały, by można nim by ło badać słabiej widoczne obszary zewnętrzne). Uzy skane przez niego wy niki nie by ły zaskakujące. Jednak w 1937 roku Horace Babcock wy korzy stał ulepszony spektrograf z Obserwatorium Licka do przeprowadzenia obserwacji na 2,5-metrowy m teleskopie i uzy skał krzy wą rotacji sąsiedniej Galakty ki Andromedy – nie ty lko jej obszarów środkowy ch, ale także bardziej zewnętrzny ch części, położony ch ponad trzy stopnie (czy li 125 ty sięcy lat świetlny ch) od jej środka – która wprawiła wszy stkich w osłupienie. Babcock odkry ł coś dziwnego. Zupełnie inaczej, niż wy gląda to w Układzie Słoneczny m, krzy wa rotacji tej galakty ki nie opadała ze wzrostem promienia. Utrzy my wała się na stały m poziomie, a nawet wy dawała się rosnąć w miarę przesuwania się w kierunku zewnętrzny ch, ciemniejszy ch obszarów Galakty ki Andromedy :

Oczy wista interpretacja niemal stałej prędkości kątowej dla wartości promienia większy ch od 20 minut kątowy ch jest taka, że w zewnętrzny ch obszarach tej mgławicy musi się znajdować istotna część masy całego obiektu.

Zatem już pierwsza poważna próba wy znaczenia rozkładu masy w galakty ce dostarczy ła mocny ch wskazówek przemawiający ch za istnieniem materii, której nie można zobaczy ć, czy li ciemnej materii. Te prace Babcocka, wraz z analizą Zwicky ’ego, by ły ważny mi dowodami na istnienie ciemnej materii, przedstawiony mi na długo przed ty m, zanim zostało ono powszechnie zaakceptowane. W obu przy padkach odkry ć ty ch dokonali młodzi uczeni pracujący w czołowy ch obserwatoriach. Wy korzy sty wali najlepsze dostępne wówczas techniki obserwacy jne i stosowali standardowe prawa fizy czne, sprawdzone już wielokrotnie od czasów Newtona. Mimo to uzy skane przez nich wy niki zby t odbiegały od przy jmowany ch powszechnie poglądów, by mogły

zostać zaakceptowane. W tamty m okresie zewnętrzną granicę galakty ki definiowano powszechnie jako krawędź obszaru, z którego dociera do nas większość światła jej gwiazd. Przy takiej definicji masa olbrzy mich galakty k spiralny ch w naszej gromadzie, nazy wanej Grupą Lokalną, wy nosi około 1,2 × 1011 mas Słońca. Ponieważ ustalono, że światło dobiegające z tak zdefiniowanego obszaru ma jasność około 2 × 1010 jasności Słońca, ogólny „stosunek masy do światła” galakty k wy nosił (w jednostkach słoneczny ch) około 6:1. Stosunek masy do światła w gromadach kulisty ch i w dy sku naszej Galakty ki wy nosi mniej więcej 2:1, a w najlepszy m wy padku 3:1. Oznaczało to, że w galakty kach spiralny ch wy kry to około 2½ razy więcej masy na daną ilość światła niż w pobliskich, dobrze zbadany ch obszarach naszej Galakty ki. Fakt, że wartość stosunku masy do światła dla cały ch galakty k by ła nieco większa od wartości uzy skiwanej w wy niku pomiarów jej obszarów składowy ch, wy dawał się bez wątpienia tajemniczy. Przechodzono nad tą rozbieżnością do porządku dziennego, uważając, że jest to problem małej rangi, ani zby t poważny, ani szczególnie istotny. Jednak jedy ny m wy jaśnieniem tego, że średnia wartość owego stosunku jest większa od wartości mierzonej w środku galakty ki, jest przy jęcie założenia, że w zewnętrzny ch jej obszarach współczy nnik ten musi by ć niezwy kle duży. Te obszary galakty k muszą zawierać dużą ilość materii, która najwy raźniej jest ciemna i prakty cznie w ogóle nie emituje światła. Uczeni jednak całkowicie zignorowali niezwy kłe odkry cie Babcocka pokazujące, że w zewnętrzny ch obszarach Galakty ki Andromedy stosunek masy do światła ma bardzo dużą wartość. Niech nam będzie wolno przy toczy ć w ty m miejscu osobistą anegdotę. W kwietniu 1976 roku Jeremiah Ostriker, jeden z autorów książki, został poproszony o wy głoszenie na doroczny m zjeździe Amery kańskiej Narodowej Akademii Nauk wy kładu podsumowującego najnowsze odkry cia związane z galakty kami. W wy kładzie szczególnie podkreślono dwa zagadnienia: niewy jaśnioną emisję promieniowania ze środkowy ch obszarów galakty k (obecnie wiemy, że źródłem tego promieniowania są znajdujące się tam czarne dziury ) i olbrzy mie ilości masy oddziałującej grawitacy jnie, które wy kry to w zewnętrzny ch obszarach ty ch układów. Do 1976 roku astronomowie zgromadzili ty le dowodów na istnienie ciemnej materii w galakty kach i wokół nich, że można już by ło przedstawić ogólne informacje na ten temat tak szacownemu gronu. Uczestnicy spotkania wy słuchali wy stąpienia w skupieniu, a potem zadawali wiele py tań, ale ty lko nieliczne pochodziły od astronomów, dla który ch informacje te nie by ły już niczy m nowy m. Po wy kładzie w salach imponującego budy nku Narodowej Akademii Nauk do Ostrikera podszedł starszy jegomość z grubą czarną księgą w ręku i spy tał, czy mógłby zamienić słówko. By ł to Horace Babcock ze swoją pracą doktorską na temat Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, napisaną w 1937 roku, ty m samy m, w który m Ostriker przy szedł na świat. W swoim wy stąpieniu Ostriker nie wspomniał o (zapomnianej) pracy Babcocka, za co go z miejsca serdecznie przeprosił. W wy kładzie podsumowujący m to spotkanie Narodowej Akademii Nauk przedstawiono najnowsze obserwacje radiowe (zob. ry c. 6.4), wy konane przez Mortona Robertsa i inny ch, dowodzące, że światło Galakty ki Andromedy jest zanurzone w znacznie bardziej rozległy m halo ciemnej materii. Obserwacje radiowe i opty czne potwierdzały zgodnie ten sam wniosek: nasza sąsiadka, galakty ka M31, otoczona jest olbrzy mią masą nieznanego pochodzenia.

Ry c. 6.4. Fotografia towarzy szącej nam Galakty ki Andromedy, znanej również jako M31. Poniżej zamieszczono diagram pokazujący w tej samej skali krzy wą rotacji oraz ilość masy we wnętrzu obszaru o dany m promieniu. Z ty ch dany ch, uzy skany ch dzięki obserwacjom radiowy m fal o długości 21 centy metrów wy konany m przez M. Robertsa i jego współpracowników, bezsprzecznie wy nika, że większość masy oddziałującej grawitacy jnie znajduje się daleko poza obszarem emitujący m najsilniejsze światło, a zatem musi by ć ciemna (J. Ostriker, „Proceedings of the US National Academy of Sciences” 1977, tom 74, s. 1773).

Mniej więcej trzy lata po odkry ciu Babcocka Nicholas May all, Lawrence Aller i Arthur Wy se z Obserwatorium Licka badali dy namikę pobliskich galakty k spiralny ch M31 i M33. W 1942 roku Wy se i May all zauważy li, że z rozkładu gęstości obu ty ch galakty k wy nika, iż w ich zewnętrzny ch obszarach znajduje się olbrzy mia ilość materii, co potwierdzało wy niki obserwacji M31 (Galakty ki Andromedy ) przeprowadzony ch przez Babcocka i dowodziło, że rozkład materii musi by ć też podobny w sąsiedniej galakty ce. Wy niki te stały w całkowitej sprzeczności z przyjętym rozkładem gęstości w naszej Galakty ce.

Zwicky odkrywa w latach trzydziestych ciemną materię w gromadach galaktyk Powróćmy teraz do Fritza Zwicky ’ego, którego obserwacje są od 1937 roku do chwili obecnej najsilniejszy m pojedy nczy m dowodem przemawiający m za dominacją ciemnej materii. Co takiego odkry ł? Jak tego dokonał? I dlaczego jego prace zostały uznane za przekonujące dopiero po kilku dziesięcioleciach? Lista dokonań przy pisy wany ch Zwicky ’emu jest imponująca. By ł jedny m z pierwszy ch, którzy uświadomili sobie, że (po odpowiedniej kalibracji) supernowe, czy li wy buchające gwiazdy, mogą służy ć za świece standardowe w badaniach kosmologiczny ch. Wy sunął hipotezę, że w wy niku ty ch giganty czny ch wy buchów powinny powstawać niezwy kle gęste gwiazdy neutronowe. Również on jako pierwszy zdał sobie sprawę (idąc za przy kładem wcześniejszej pracy Einsteina), że zwy czajne galakty ki mogą działać jak soczewki grawitacy jne i wy twarzać zwielokrotnione obrazy obiektów znajdujący ch się za nimi. Wszy stkie te przewidy wania zostały potwierdzone w następny ch latach lub dziesięcioleciach. Jednak mimo ty ch przejawów genialnej intuicji Zwicky nigdy się nie pozby ł ciągnącej się za nim opinii dziwaka. To on jako pierwszy opisał w 1933 roku, jak można wy korzy stać twierdzenie o wiriale rodem z mechaniki klasy cznej (pozwalające ustalić na gruncie staty sty ki, jaka masa musiałaby oddziały wać grawitacy jnie, by można by ło wy tłumaczy ć obserwowany ruch) do wy znaczania mas obiektów astronomiczny ch. Potem, w arty kule z 1937 roku, zaty tułowany m On the Masses of Nebulae and Clusters of Nebulae (O masach mgławic i ich gromad), po raz pierwszy w historii wy korzy stał twierdzenie o wiriale do zmierzenia mas galakty k. Udowodnił, że ty powa masa galakty ki jest około stu razy większa od masy, jaka wy nika z oszacowań bazujący ch na pomiarze emisji światła. I wreszcie zastanawiał się, jaka mogłaby by ć natura tej dodatkowej materii, i zaproponował jednoznaczne testy pozwalające na sprawdzenie ty ch śmiały ch hipotez. Jak powiedzieliśmy w rozdziale 5, kariera naukowa Zwicky ’ego przebiegała na początku podobnie jak u większości astronomów: prowadził kompleksowe obserwacje nieba, katalogował zauważone obiekty i odkry ł na północny m niebie struktury wy glądające na gromady galakty k. Modelowy m przy kładem takiej struktury może by ć Gromada w Warkoczu Bereniki, której środkową część pokazano na ry cinie 6.1. Są to mniej więcej sfery czne skupiska normalny ch układów gwiazdowy ch, ale o ogromny ch rozmiarach: każda taka gromada rozciąga się na obszarze blisko trzech milionów lat świetlny ch i zawiera około ty siąca pojedy nczy ch galakty k. Odkry to wiele takich gromad i ustalono, że mają strukturę podobną do gromad gwiazd, ale są oczy wiście od nich znacznie większe. W wy padku gromad gwiazd mamy wiele dowodów na to, że tworzące je gwiazdy są ze sobą spokrewnione – że łączy je takie samo pochodzenie. Mają podobny skład chemiczny, niemal taki sam wiek i wszy stkie krążą po orbitach wokół środka masy układu w całkowitej zgodności z przewidy waniami praw Newtona. Najprostszy m sposobem na wy znaczenie masy takiej gromady by łoby więc znalezienie jakiejś gwiazdy krążącej po orbicie kołowej w zewnętrzny ch obszarach gromady, zmierzenie jej prędkości i średnicy orbity, a następnie wy liczenie z newtonowskiego prawa powszechnego ciążenia masy tego układu w taki sam sposób, jaki opisano w dodatku 2.

Z podstawowy ch zasad fizy czny ch jednoznacznie wy nika, że gdy by śmy zamiast pojedy nczej gwiazdy krążącej w zewnętrzny m obszarze gromady posłuży li się średnią wartością (kwadratu) prędkości wszy stkich gwiazd w gromadzie, to powinniśmy uzy skać podobne równanie. Można udowodnić, że w układzie w stanie równowagi (który ani się znacząco nie rozszerza, ani nie kurczy ) energia wiązania grawitacy jnego musi by ć dokładnie dwa razy większa od energii kinety cznej wszy stkich gwiazd – tak właśnie brzmi twierdzenie o wiriale, które jest zawsze spełnione w układach w stanie równowagi rozumiany m tak, jak to przed chwilą określiliśmy. Po zastosowaniu tej metody do gromad gwiazd uzy skana masa całkowita układu zgadza się z oszacowaniami masy przeprowadzony mi na podstawie zliczania gwiazd i sumowania mas gwiazd należący ch do poszczególny ch kategorii. Metoda wirialna daje oczekiwaną odpowiedź. Zwicky zainteresował się dy namiką pobliskiej i bardzo jasnej gromady galakty k w Warkoczu Bereniki i zastosował taką właśnie metodę. Odkry ł, że duży rozrzut prędkości własny ch (~1000 km/s) świadczy o giganty cznej masie tego obiektu (około 1015 mas Słońca), znacznie większej, niż można by szacować na podstawie liczby galakty k i emitowanego przez nie światła. Ustalił, że wartość stosunku masy do światła musi wy nosić 500:1, czy li jest znacznie większa od wartości wy znaczonej przez astronomów dla pojedy nczy ch galakty k. Nawet po uwzględnieniu w ty ch obliczeniach najnowszy ch metod i obserwacji i tak otrzy mamy wartość około 300:1. Jest to proporcja ponad stokrotnie większa od wartości tego stosunku dla gromad gwiazd i pięćdziesiąt razy większa od wartości szacowanej dla widoczny ch obszarów galakty k spiralny ch. Nawet po uwzględnieniu tego, że gromady składają się głównie z galakty k elipty czny ch, które nie wy twarzają tak dużo światła na jednostkę masy jak galakty ki spiralne, rozbieżność wciąż pozostaje bardzo duża – tak duża, że Zwicky zaproponował nawet stosowanie inny ch metod do wy znaczania mas galakty k w gromadach i rozważał możliwość, że na wielkość uzy skanego wy niku wpły wa masa gwiazd znajdujący ch się między galakty kami. Nie ulega wątpliwości, że jego własne odkry cie budziło w nim niepokój. Bardzo ostrożnie przedstawiał uzy skane wy niki, a inni astronomowie podeszli do nich z dużą nieufnością. Intry gująca historia cy towań jego pracy z 1937 roku pokazuje, do jakiego stopnia została ona zignorowana. W ciągu pierwszy ch czterdziestu lat po ukazaniu się arty kułu zacy towano go ty lko w dziesięciu pracach, ale w 2009 roku cy towań by ło już dwadzieścia trzy, a w 2010 – czterdzieści. Stały wzrost liczby cy towań nastąpił dopiero wówczas, gdy arty kuł Zwicky ’ego można by ło umieścić w kontekście wzrostu struktury we Wszechświecie zdominowany m przez ciemną materię. Dopiero wtedy kosmologowie mogli się pogodzić z rewolucy jny m charakterem dowodów zgromadzony ch w wy niku obserwacji Gromady w Warkoczu Bereniki i inny ch podobny ch struktur. Obecnie wiemy, że bogate gromady galakty k są najbardziej masy wny mi obiektami związany mi grawitacy jnie. W 1937 roku Zwicky nadał tej dziwnej substancji, którą wy kry ł, nazwę dunkle Materie – ciemna materia. To pełne wy razu określenie na pewien czas popadło niemal w zapomnienie i zostało wskrzeszone dopiero około sześćdziesięciu lat później. Przez całe dziesięciolecia nie prowadzono badań mas galakty k i nie toczono dy skusji na ten temat. Ukazało się wiele arty kułów z krzy wy mi rotacji zwy czajny ch galakty k, między inny mi seria prac Margaret i Geoffrey a Burbidge’ów oraz ich współpracowników, z który ch wy nikały w zasadzie odpowiedzi zgodne z oczekiwaniami, ale autorzy ty ch prac skupiali się głównie na wewnętrzny ch, jasny ch obszarach obserwowany ch układów (zob. ry c. 6.6, u góry ), a w takim

wy padku trudno jest stwierdzić, czy dana galakty ka posiada masy wne halo. Z czasem pojawiło się jednak kilka kolejny ch wskazówek przemawiający ch za ty m, że na obrzeżach jasny ch obszarów galakty k znajduje się dużo więcej materii – by ć może nawet tak dużo, jak przed kilkudziesięciu laty sugerowali to Zwicky i Babcock, relacjonując swoje dziwne obserwacje.

Ponowne odkrycie ciemnej materii w latach siedemdziesiątych W 1974 roku Jeremiah Ostriker, jeden z autorów książki, napisał razem z Jimem Peeblesem i Amosem Yahilem arty kuł zestawiający ze sobą wszy stkie te tropy, który ukazał się pod ambitny m ty tułem: The Size and Mass of Galaxies, and the Mass of the Universe (Rozmiar i masa galaktyk oraz masa Wszechświata). Arty kuł zaczy na się słowami:

Istnieją powody, coraz liczniejsze i coraz bardziej przekonujące, by wierzy ć, że oszacowania mas zwy czajny ch galakty k by ły dotąd zaniżane o czy nnik 10 lub więcej. Ponieważ średnią gęstość Wszechświata wy znacza się, mnożąc obserwowaną liczbę galakty k na jednostkę objętości przez masę ty powej galakty ki, oznacza to, że również gęstość Wszechświata by ła dotąd zaniżana o taki sam czy nnik.

Wy raźnie czuć, jak duże emocje nam wtedy towarzy szy ły. W arty kule nie znalazły się żadne niepublikowane wcześniej obliczenia, nie by ło w nim nawet nowy ch wy ników obserwacji. Praca jest jedy nie zestawieniem zebrany ch do tej pory silny ch dowodów przemawiający ch za ty m, że w obszarach położony ch w duży ch odległościach od środka zwy czajny ch galakty k znajduje się olbrzy mia ilość materii oddziałującej grawitacy jnie. Materia ta wy pełnia galakty czne halo, czy li najbardziej zewnętrzne obszary galakty k, z który ch dobiega do nas względnie słabe światło gwiazd. Rok wcześniej Ostriker i Peebles napisali arty kuł zaty tułowany A Numerical Study of the Stability of Flattened Galaxies: or, Can Cold Galaxies Survive? (Badania numeryczne stabilności spłaszczonych galaktyk albo czy zimne galaktyki mają szanse na przetrwanie?), który zawierał nowe obliczenia. Autorzy pracy dowodzą, że nasza Galakty ka i inne podobne galakty ki, które, jak

się wy daje, składają się głównie ze spłaszczonego dy sku gwiazd, są w istocie zanurzone w mniej więcej kulisty m składniku o podobnej lub większej masie. Udowadniają też, że gdy by tak nie było, to taka galakty ka stałaby się bardzo niestabilna i ostatecznie przekształciłaby się w jedną giganty czną poprzeczkę, a tak się oczy wiście nie stało, ponieważ nasza Galakty ka zawiera w najlepszy m razie jedy nie dość skromną poprzeczkę znajdującą się w samy m jej środku. Droga Mleczna najwy raźniej nie jest aż tak niestabilna, a zatem decy dujący m składnikiem jej masy musi by ć owa składowa kulista. Nic takiego nie obserwujemy jednak w rozkładzie widoczny ch gwiazd. Gwiazdy w naszej Galakty ce, i w inny ch podobny ch galakty kach, tworzą jedy nie dość niewielkie skupisko w środku i światło emitowane przez tę niemal kulistą składową nie stanowi nawet jednej dziesiątej całkowitej ilości światła całego układu. To przemawia za prawdopodobny m istnieniem we wnętrzu galakty ki dodatkowego, masy wnego i niewidocznego kulistego układu:

Jeśli Galakty ka nie zawiera istotnej ilości niezaobserwowanej masy w gorący m dy sku, to najwy raźniej (kulista) składowa halo wewnątrz dy sku musi mieć masę porówny walną z masą samego dy sku. W ten sposób znormalizowana masa halo naszej Galakty ki i inny ch galakty k spiralny ch leżącego poza obserwowany mi dy skami musi by ć niezwy kle duża.

W ty m fragmencie autorzy dowodzą, że jeśli we wnętrzu galakty ki (to znaczy w obszarze emitujący m duże ilości światła) znajdują się znaczne ilości ciemnej materii, to wy daje się prawdopodobne, iż poza ty m obszarem stosunek ilości ciemnej materii do ilości materii emitującej światło powinien by ć jeszcze większy. To pośrednie rozumowanie opierało się na teorety czny ch rozważaniach o ty m, co musi istnieć, by układ zachował stabilność, tak jak to obserwujemy, a zatem wy wód taki, sam w sobie, by ł mało przekonujący dla astronomów przy kładający ch ogromną wadę do dowodów, które można zobaczy ć. Jednak drugi ze wspomniany ch arty kułów (ten z 1974 roku) zawierał już tego ty pu dowody (zob. ry c. 6.5). Powiedzmy więc, co w nim udowodniono.

Ry c. 6.5. Wy niki pomiaru masy M naszej Galakty ki we wnętrzu sfery o promieniu R, mierzony m od jej środka. Pomiary te pokazują zdecy dowany wzrost masy dla wartości promienia wy kraczający ch poza obszar galakty ki zawierający widoczne gwiazdy – jest to silny dowód na to, że Galakty ka jest zanurzona w halo ciemnej materii. (Przy gotowano na podstawie wy kresu z pracy J.P. Ostrikera, P.J.E. Peeblesa i A. Yahila opublikowanej w „Astrophy sical Journal” 1974, tom 193, s. L1).

Przechodząc od środka Galakty ki na zewnątrz, autorzy arty kułu przedstawili najpierw standardowe wy niki pokazujące, że we wnętrzu dy sku Drogi Mlecznej krzy wa rotacji jest w przy bliżeniu płaska: prędkość rotacji nie maleje w miarę przechodzenia do coraz większy ch orbit. Z tego wy nika, że masa we wnętrzu obszaru ograniczonego ty mi orbitami musi rosnąć proporcjonalnie do odległości od środka Galakty ki. Światło emitowane przez Drogę Mleczną i podobne galakty ki jest skoncentrowane w okolicach ich środka, zatem spodziewano się, że

również masa będzie skoncentrowana w ty m obszarze. W Układzie Słoneczny m prędkości orbitalne maleją ze wzrostem odległości od Słońca, tak jak to opisują prawa Keplera, jednak prędkości obiektów w naszej Galakty ce nie wy kazują takiej prawidłowości. Gdy to zaskakujące miejscowe spłaszczenie galakty cznej krzy wej rotacji stało się znany m faktem, stwierdzono, że jest to dość dziwne, ale jak najbardziej możliwe, ponieważ masa zawarta we wnętrzu sfery o coraz większy m promieniu fakty cznie rośnie za sprawą liczny ch gwiazd w dy sku i ramionach spiralny ch Drogi Mlecznej. Jeszcze dalej, na pery feriach Galakty ki, znajdują się mniejsze galakty ki i gromady kuliste towarzy szące Drodze Mlecznej. Na wy kresach rozkładu światła ty ch obiektów pojawiają się gwałtowne uskoki, które interpretuje się jako obcięcia pły wowe, czy li inny mi słowy zakłada się, że miejsca te odpowiadają obszarom graniczny m, na który ch przy ciąganie grawitacy jne naszej giganty cznej Galakty ki przezwy cięża grawitację ty ch mniejszy ch układów i Droga Mleczna odry wa ich zewnętrzne gwiazdy. Położenie obcięć pły wowy ch można zatem wy korzy stać do pomiaru masy galakty ki (we wnętrzu obszaru o takim promieniu), wokół której krążą po orbicie takie mniejsze układy. Również ta metoda prowadzi do uzy skania bardzo dużej wartości masy. W końcu Ostriker, Peebles i Yahil zajęli się jeszcze bardziej odległy mi obszarami i przy toczy li dość prostą argumentację przedstawioną w 1959 roku przez Franza Kahna i Ludwiga Woltjera. Uczeni ci zwrócili uwagę na podstawowy fakt, że towarzy sząca nam Galakty ka Andromedy zbliża się do nas z dość dużą prędkością 300 kilometrów na sekundę. Jest to jedna z nieliczny ch galakty k, które kierują się ku nam, a nie oddalają. Jak coś takiego może się wy darzy ć we Wszechświecie, w który m niemal wszy stkie galakty ki uciekają od siebie? Winowajczy nią musi tu by ć grawitacja. Próbując to wy jaśnić, Kahn i Woltjer zasugerowali, że Droga Mleczna i Galakty ka Andromedy miały na samy m początku prędkości zgodne z przepły wem Hubble’a (czy li oddalały się od siebie), ale ich wzajemne przy ciąganie grawitacy jne by ło tak wielkie, że ich ruch uległ w końcu odwróceniu i teraz obie galakty ki pędzą wprost na siebie. Przy jmując tę hipotezę, Ostriker, Peebles i Yahil wy liczy li, że w takim wy padku galakty ki powinny mieć masę wy noszącą 1000 miliardów (1012) mas Słońca, a więc znacznie większą od wartości, jaką można uzy skać, sumując masy wszy stkich widoczny ch gwiazd! Inni uczeni (między inny mi Jim Gunn i Jan Oort) sprawdzili te pomiary oraz obliczenia i doszli w zasadzie do takiego samego wniosku. Autorzy wielu inny ch prac naukowy ch badający pobliskie układy podwójne i niewielkie grupy galakty k otrzy mali ten sam niepokojący wy nik: w większości wy padków wy jaśnienie ruchów własny ch ty ch galakty k wy magało przy jęcia założenia, że mają one masę około 1012 mas Słońca, a więc znacznie większą od wy znaczanej na podstawie liczby widoczny ch gwiazd. Potem wy niki wszy stkich pomiarów masy Drogi Mlecznej przeprowadzony ch dla coraz większy ch odległości od jej środka umieszczono na jedny m wy kresie i okazało się, że wartość masy zawartej w sferze o dany m promieniu zmienia się w osobliwie prosty sposób: jest proporcjonalna do promienia takiej sfery aż do odległości około miliona lat świetlny ch, na której osiąga wartość 1012 mas Słońca. Uznano, iż jest to bardzo dziwne, ponieważ na zdjęciach widać, że w zwy czajny ch galakty kach (w ty m również w naszej Galakty ce) światło skupia się wy raźnie w środkowy m obszarze. Środek galakty ki jest najjaśniejszy, a potem ilość emitowanego światła szy bko maleje

z odległością. Większość światła dobiega z centralnego obszaru o promieniu 10 kpc. Jednak teraz pojawiły się dowody – i by ły to wy niki najlepszy ch pomiarów, jakie dało się uzy skać – że rozkład masy w galakty kach jest zupełnie inny, niż można by sądzić na podstawie rozkładu emitowanego przez nie światła. Większość materii znajduje się w odległości ponad 100 kpc od środka, gdzie galakty ki (w ty m i nasza) są, prakty cznie rzecz biorąc, pogrążone w ciemnościach. Wy daje się zatem, że światło skupia się w środkowy m obszarze, który jest otoczony masy wny m halo zawierający m dziesięciokrotnie więcej masy niż gwiazdy w środku. Bardzo to wszy stko dziwne. Ponieważ wy niki te uzy skano dzięki zastosowaniu zależności dy namicznej zwanej twierdzeniem o wiriale, wielu uczony ch zaczęło nazy wać ów niewy godny fakt rozbieżnością wirialną, jak gdy by cały problem wy nikał z zastosowania praw Newtona! W 1974 roku Ostriker, Peebles i Yahil przejrzeli arty kuły poświęcone krzy wy m rotacji inny ch galakty k i stwierdzili, że wielu astronomów uzy skało płaskie krzy we rotacji dla obszarów obejmujący ch bardzo duże odległości od środka badany ch galakty k, a zatem wszy stkie te wy kresy wskazy wały na to, że masa obserwowany ch układów w ich zewnętrzny ch rejonach zwiększa się proporcjonalnie do rozmiaru badanego obszaru. Ten dziwny wy nik można też wy razić inaczej, analizując stosunek masy galakty ki do ilości emitowanego przez nią światła, a więc posługując się „stosunkiem masy do światła”. Dobierając jednostki w ten sposób, by stosunek ten wy nosił 1:1 dla Słońca, astronomowie ustalili, jak już wspomnieliśmy, że w przy padku podstruktur istniejący ch w ramach naszej Galakty ki stosunek masy do światła jest w przy bliżeniu taki jak dla Słońca – wy nosi około 2:1. Gdy jednak mierzy li całkowitą ilość światła i całkowitą masę na większy m obszarze, uzy skana wartość stosunku masy do światła okazy wała się większa niż 100:1. Jaka jest natura tej dodatkowej masy w zewnętrzny ch obszarach galakty k? Uczeni, szczególnie autorzy książek i arty kułów popularnonaukowy ch, nazwali ją „brakującą materią”, ale problemem nie by ł wcale brak materii, ale jej nadmierna obfitość! W zewnętrzny ch obszarach galakty k brakowało raczej światła. Wszy stkie te badania zaczęły się od obserwacji znany ch nam galakty k spiralny ch i głównie ich doty czy ły. Galakty ki te stanowią jednak mniejszość z punktu widzenia masy. Pojawiło się więc py tanie: Jak to wy gląda w przy padku liczniejszy ch i zazwy czaj bardziej masy wny ch galakty k elipty czny ch, które mają o wiele mniej cech charaktery sty czny ch niż galakty ki spiralne? W 1974 roku Herbert Rood napisał wraz ze współpracownikami arty kuł przeglądowy zestawiający wy niki analizy takich układów. Okazało się, że tego rodzaju galakty ki mają jeszcze większą wartość stosunku masy do światła, sięgającą około 200:1 w jednostkach słoneczny ch. Zatem coraz liczniejsze najnowsze wy niki okazy wały się zgodne z uzy skany mi w latach trzy dziesty ch przez Zwicky ’ego i Babcocka, ale globalny obraz by ł teraz o wiele wy raźniejszy. W każdej galakty ce w obszarze widoczny m w zakresie widzialny m znajduje się mniej więcej ty le samo zwy czajnej i ciemnej materii. To wy jaśnia odkry tą już wcześniej różnicę o czy nnik dwa między oczekiwaną i zmierzoną wartością stosunku masy do światła w galakty kach – takie wy jaśnienie jest także zgodne z argumentacją bazującą na dy namice, przedstawioną w pierwszy m arty kule Ostrikera i Peeblesa. Każdą galakty kę otacza jednak halo składające się głównie z ciemnej materii o masie mniej więcej dziesięciokrotnie większej od sumary cznej masy materii gwiazdowej i ciemnej materii w wewnętrzny m, widoczny m obszarze układu. Uwzględniając fakt, że przeważająca część światła we Wszechświecie pochodzi z galakty k elipty czny ch i spiralny ch, Ostriker, Peebles i Yahil doszli do wniosku, że mogą zważy ć kosmos,

mnożąc po prostu ilość światła w ty powy m obszarze przestrzeni (na ty le duży m, by zawierał i galakty ki, i pustki) przez całkowity stosunek masy do światła galakty k w ty m obszarze – dzięki temu tak uzy skany wy nik będzie obejmował zarówno wewnętrzne, jak i zewnętrzne składniki każdej galakty ki. Średnia gęstość światła we Wszechświecie (średnia ilość światła emitowanego na jednostkę objętości) by ła już dość dobrze znaną wartością, wy znaczoną na podstawie obserwacji świecący ch galakty k. Po zastosowaniu tej metody Ostriker, Peebles i Yahil uzy skali wartość około dziesięciu razy większą od tej, jaką w tamty ch czasach powszechnie przy jmowano. We wprowadzeniu do arty kułu zamieścili takie oto śmiałe stwierdzenie:

Ustaliliśmy, że lokalna średnia kosmologiczna gęstość masy wy nosi ≈ 2 ×10– 30 g/cm –3, co odpowiada Ω materii = ρ/ρkry t = 0,2. Niepewność tego wy niku jest co najmniej na poziomie czy nnika 3.

Jak pamiętamy z rozdziału 3 i dodatku 1, kosmologowie uży wają greckiej wielkiej litery omega Ωmaterii na oznaczenie całkowitej gęstości materii (uwzględniającej wszy stkie jej postacie). Jeśli gęstość ta nie przekracza jedności, to grawitacja nie jest na ty le silna, by mogła zapobiec wiecznemu rozszerzaniu się Wszechświata. Stosując tę podstawową metodę, Ostriker i jego współpracownicy ustalili, że gęstość materii Ωmaterii = 0,2, a więc jest mniejsza od magicznej wartości jeden, ale jednocześnie by ła to wartość dziesięć razy większa od tej, jaką uzy skuje się bez uwzględnienia wkładu ciemnej materii. Otrzy mana przez nich wartość okazała się zaskakująco bliska najlepszy m obecny m oszacowaniom, z który ch wy nika, że Ωmaterii = 0,27 – przy czy nił się do tego niewątpliwie szczęśliwy przy padek. By ł to fascy nujący okres. Pojawiało się coraz więcej dowodów na istnienie olbrzy mich ilości ciemnej materii, ale astronomowie nie potrafili tego zaakceptować. Aby ich do tego przekonać, potrzeba by ło czasu i kolejny ch dowodów.

Krzywe rotacji potwierdzają istnienie ciemnej materii Nieco później, bo pod koniec lat siedemdziesiąty ch i na początku osiemdziesiąty ch, Vera Rubin i Kent Ford z Insty tutu Carnegiego w Waszy ngtonie przedstawili wraz ze współpracownikami najbardziej przekonujący dowód. Rubin i Ford prowadzili badania z wy korzy staniem niedawno

wy nalezionego spektrografu ze wzmacniaczem obrazu, dzięki czemu wy niki ich obserwacji uważano za niezwy kle godne zaufania. Po opublikowaniu ich pracy wy parowała większość pozostałego jeszcze scepty cy zmu odnośnie do istnienia ciemnej materii. Rubin i Ford wy korzy stali nowe urządzenia elektroniczne, dzięki czemu mogli mierzy ć prędkości obiektów znajdujący ch się znacznie dalej od środka galakty ki, i przedstawili kolejne przy kłady olbrzy mich galakty k spiralny ch, który ch krzy we rotacji są płaskie do bardzo duży ch odległości. Na ry cinie 6.6 (na dole) pokazano wy kres z ich arty kułu z 1980 roku. Takie wy niki stały się normą. Dzięki pracy Very Rubin i inny ch zespołów badawczy ch pod koniec lat osiemdziesiąty ch nikt nie miał już wątpliwości, jak wy gląda rozkład masy w zwy czajny ch galakty kach spiralny ch, można więc powiedzieć, że istnienie ciemnej materii na pery feriach ty ch galakty k stało się uznany m faktem. Wy niki Rubin i Forda nie różniły się od wy ników obserwacji Galakty ki Andromedy przeprowadzony ch przez Babcocka. Zebrane dowody by ły też w zasadzie zgodne z mniej przekonujący mi rezultatami obserwacji w zakresie radiowy m i opty czny m, o który ch już tu wspomnieliśmy. O zmianie powszechnego przekonania zadecy dowało w istocie wy starczające nagromadzenie dowodów – fakt, że płaskie krzy we rotacji stały się normą i wy znaczano je dla odległości daleko wy kraczający ch poza obszar galakty ki widoczny w świetle widzialny m. W historii ty ch badań warto przy wołać jeszcze jeden ciekawy bieg wy padków, o który m już wspomnieliśmy. We wcześniejszy ch pracach Margaret i Geoffrey a Burbidge’ów, opublikowany ch pod koniec lat sześćdziesiąty ch, możemy już znaleźć wy kresy dość płaskich krzy wy ch rotacji wielu pobliskich galakty k. Ich dane nie by ły jednak tak dobre jak późniejsze wy niki pomiarów przeprowadzony ch przez Rubin oraz jej współpracowników i pasowały z akceptowalną dokładnością do dość szerokiego zakresu różny ch krzy wy ch rotacji włącznie z (oczekiwany mi w tamty m okresie) krzy wy mi opadający mi w zewnętrzny ch obszarach galakty ki (choć w ty m wy padku dane pasowały niezby t dobrze; zob. ry c. 6.6, u góry ). Dzięki temu Burbidge’owie mogli wy ciągnąć wnioski zgodne z ty m, czego się wówczas spodziewano, pasujące do trady cy jnego oszacowania masy, choć patrząc na ich dane ze współczesnego punktu widzenia, od razu zauważamy, że pasują do płaskich krzy wy ch rotacji, które znamy i lubimy. Ponieważ jednak dostępne wtedy przy rządy nie by ły na ty le czułe, by można by ło mierzy ć prędkości obiektów położony ch daleko od środka galakty ki, wy niki nie obejmowały obszaru, w który m ciemna materia wy raźnie dominuje i nawet jeśli w badaniach pojawiła się płaska krzy wa rotacji, to nie sięgała na ty le daleko, by pokazać bardzo dużą masę całkowitą. Niech ten przy padek posłuży nam za przestrogę, że czasami obserwatorzy mogą zupełnie nieświadomie widzieć w wy nikach badań to, co chcieli znaleźć.

Ry c. 6.6. Na górny m diagramie pokazano krzy wą rotacji ty powej galakty ki spiralnej: (A) oczekiwany jej przebieg, wy znaczony na podstawie rozkładu światła, oraz (B) przebieg zmierzony w najnowszy ch obserwacjach. Wy niki obserwacji spektroskopowy ch uzy skane w latach sześćdziesiąty ch przez Margaret i Geoffrey a Burbidge’ów, zaznaczone tu schematy cznie za pomocą gwiazdek, nie pozwalały jednoznacznie stwierdzić, który z ty ch przebiegów jest prawdziwy. Zgodnie z obowiązującą teorią, różnica w wy glądzie ty ch krzy wy ch wy nika z wpły wu ciemnej materii. Wy kres oznaczony sy mbolem B nazy wa się „płaską krzy wą rotacji”. Na dole pokazano sumary czny wy kres przedstawiający wy niki obserwacji galakty k spiralny ch późny ch ty pów przeprowadzony ch przez V. Rubin, K. Forda i N. Thonnarda („Astrophy sical Jour​nal” 1980, tom 238, s. 471).

Jeszcze w 1961 roku trzej wiodący astronomowie (J. Ney man, T. Page i E. Scott), podsumowując dużą konferencję zaty tułowaną „Sy mpozjum galakty czne”, nie by li w stanie wy tłumaczy ć nadmiaru masy galakty k tworzący ch gromady (wy kry tego przez Zwicky ’ego) i zupełnie poważnie rozważali możliwość, że układy te są aktualnie w trakcie wy buchu lub że są jedy nie przy padkowy mi skupiskami materii. Proste wy jaśnienie, że astronomowie znacząco zaniżają oszacowania mas galakty k, by ło w tamty ch czasach nie do pomy ślenia. Jednak sy tuacja stopniowo ulegała zmianie i około roku 1980 powszechnie już przy jmowano, że galakty ki zawierają niewidoczną materię. Uświadomiono sobie, że wszy stkie obserwacje ruchu gwiazd w galakty kach lub galakty k w grupach i gromadach zgadzają się z hipotezą istnienia w nich jakiegoś niewidocznego składnika Wszechświata o masie dziesięciokrotnie większej od masy widoczny ch gwiazd i pięciokrotnie większej od masy całej zwy czajnej materii. Ta przełomowa zmiana w my śleniu o zawartości Wszechświata nastąpiła dopiero pół wieku po ukazaniu się pierwszy ch zlekceważony ch arty kułów Zwicky ’ego i Babcocka, ale od czasu, gdy zaczęto intensy wnie badać tę kwestię w latach siedemdziesiąty ch, wy starczy ło już ty lko dziesięć lat, by zmieniło się podejście uczony ch do niej. Obecnie wszy stkie modele kosmologiczne, jeśli ty lko mają by ć poważnie traktowane, muszą uwzględniać ciemną materię jako jeden z główny ch składników Wszechświata. Wy daje się, że ciemna materia nie wy pełnia Wszechświata jednorodnie. Odnosimy wrażenie, że istnieje w ogólnie rozumiany m otoczeniu skupisk gwiazd, ale w mniejszy m zagęszczeniu niż gwiazdy. Najchętniej przeby wa w zewnętrzny ch obszarach galakty k. Nie ulega wątpliwości, że jest to dziwna substancja, ale ważne, by śmy pamiętali, że pomiary, dzięki który m wy kry to ciemną materię i zmierzono jej ilość, nie by ły pomiarami jakiegoś szczególnego rodzaju. Uczeni wy korzy stali w nich te same prawa Newtona, które stosujemy do wy znaczania mas planet i Słońca. Scepty cy, niezależni my śliciele i teorety cy lubiący ry zy kowne analizy wy sunęli wiele różny ch hipotez zakładający ch, że by ć może grawitacja wcale nie zachowuje się akurat tak, jak opisuje to prawo odwrotności kwadratu, i na większy ch odległościach jej siła rośnie. A może jest w jakiś sposób zależna od czasu i oddziały wanie grawitacy jne by ło inne w przeszłości? A może istnieje jakaś dziwna dodatkowa siła wpły wająca na masy oddziałujące grawitacy jnie? Gdy by dowody przemawiające za istnieniem ciemnej materii ograniczały się ty lko do tego, co doty chczas tu przedstawiliśmy, to ludzka pomy słowość i pragnienie sławy z pewnością już dawno doprowadziły by do pojawienia się jakiegoś innego wy jaśnienia ty ch faktów, które nie odwoły wałoby się do ciemnej materii. Prawdę mówiąc, uczeni podjęli już wiele prób przedstawienia takiego wy tłumaczenia. Jednak żadna z ty ch propozy cji (w naszej ocenie) nie wy jaśnia wszy stkich dowodów potwierdzający ch hipotezę istnienia ciemnej materii. Teorie te przechodzą by ć może testy, do który ch zostały specjalnie przy gotowane, ale załamują się przy inny ch próbach sprawdzenia ich poprawności. Przy chodzą nam w ty m miejscu na my śl filozofowie z epoki przedkopernikańskiej i ich próby „ratowania twarzy ”.

Nowsze dowody na istnienie ciemnej materii Przy jrzy jmy się teraz innego rodzaju dowodom wskazujący m na istnienie ciemnej materii. Czy możemy zaobserwować ciemną materię w działaniu? Okazuje się, że tak. Znaleźliśmy rzadko spoty kany, wspaniały przy kład układu, w który m zwy czajna i ciemna materia uległy rozdzieleniu. W kierunku gwiazdozbioru Kila widać odległą parę gromad galakty k, które wy dają się na siebie wpadać z dużą prędkością. Z oczy wisty ch powodów układ ten jest nazy wany „Gromadą Pocisk”. Jak w większości normalny ch gromad, lwia część zwy czajnej (inaczej barionowej lub atomowej) materii wy stępuje w postaci gazu widocznego między gwiazdami. Wy nika to z prostego faktu, że proces skupiania się gazu w gwiazdy jest najwy raźniej mało skuteczny i zaledwie około jednej dziesiątej gazu przekształca się w gwiazdy. Podczas zderzenia dwóch giganty czny ch układów gwiazdy niemal zawsze mijają się bezkolizy jnie i po przejściu jednej gromady przez drugą tworzą oddzielne układy (zob. pośrodku na ry c. 6.7). Właśnie coś takiego obserwujemy. Jednak znacznie liczniejsze atomy gazu w obu gromadach nie mogą uniknąć wpadnięcia na siebie i w wy niku zderzeń pozostają w połowie drogi między oby dwoma układami gwiazd powstający mi w ty m zdarzeniu – i coś takiego również obserwujemy.

Ry c. 6.7. Gromada Pocisk w gwiazdozbiorze Kila składa się z dwóch zderzający ch się ze sobą gromad galakty k. Odkry cie tej gromady w 2004 roku można porównać do odkopania kamienia z Rosetty, ponieważ ruchu poszczególny ch galakty k tego układu nie da się wy jaśnić, biorąc pod uwagę jedy nie zwy czajną materię widoczną przez teleskop rentgenowski. Dopiero po uwzględnieniu nieoddziałującej ciemnej materii możemy wy tłumaczy ć, dlaczego obiekty poruszają się tak, a nie inaczej. (Zdjęcie w zakresie rentgenowskim: NASA/CXC/M. Markevitch i in. W zakresie opty czny m: NASA/STScl; Magellan/Uniwersy tet Arizony /D. Clowe i in.).

Zastanówmy się teraz nad działaniem grawitacji. Najpierw rozważmy przy padek bez ciemnej materii. Gdy by źródłem całej grawitacji by ła zwy czajna materia, to najsilniej oddziały wałby gaz między oby dwoma skupiskami gwiazd (ponieważ ma dziesięciokrotnie większą masę niż gwiazdy ) i siła grawitacy jna przy ciągałaby wszy stko do punktu znajdującego się w połowie drogi między skupiskami, czy li tam, gdzie jest najwięcej gazu. Gdy by jednak w układzie dominowała ciemna materia (złożona z cząstek, które rzadko się ze sobą zderzają), to powinna się ona zachowy wać tak samo jak gwiazdy – razem z nimi utworzy ć dwa oddzielne skupiska – a wtedy oddziały wanie grawitacy jne przy ciągałoby wszy stko do dwóch punktów położony ch w środkach skupisk gwiazd. Kierunek działania grawitacji można prosto ustalić na

podstawie analizy prędkości orbitalny ch gwiazd i obserwatorzy prowadzący takie badania jednoznacznie stwierdzili, że oddziały wanie grawitacy jne przy ciąga materię do punktów położony ch w środkach niebieskich obszarów, czy li do środków oby dwu skupisk gwiazd, a nie w kierunku zagęszczenia gazu między nimi. Ta analiza nie pozostawia wątpliwości – znaleźliśmy kamień z Rosetty przesądzający o istnieniu ciemnej materii! O ile nam wiadomo, żadna z alternaty wny ch teorii nie potrafi wy jaśnić zachowania Gromady Pocisk. Inny m sposobem zwery fikowania hipotezy o istnieniu ciemnej materii jest wy korzy stanie efektu soczewkowania grawitacy jnego, o który m mówiliśmy w rozdziale 1. W 1937 roku Zwicky zauważy ł, że galakty ki i gromady galakty k powinny o wiele lepiej sprawdzać się w roli soczewek grawitacy jny ch niż gwiazdy. Obrazy wielokrotne wy twarzane przez te masy wne układy powinny by ć wy raźnie rozsunięte, tak że galakty ka lub gromada galakty k działająca jak soczewka nie będzie przesłaniać obrazu obiektów znajdujący ch się za nią. I fakty cznie, wiele lat później zaobserwowano takie zjawisko w setkach przy padków. Gromady galakty k prowadzą do powstania zwielokrotnionego obrazu obiektów tła, tak jak przewidy wano, przy założeniu, że ich masa jest sumą masy zwy czajnej materii i towarzy szącej jej ciemnej materii. Uczeni zbadali bardzo dokładnie układy takich obrazów (dobry m przy kładem jest gromada Abell 2218 pokazana na ry c. 1.2) i ustalili, że obserwacje doskonale zgadzają się z ty m, czego należałoby oczekiwać w odniesieniu do oddziały wania grawitacy jnego układu zdominowanego przez ciemną materię. Ciemna materia działa tu tak, jak powinna: wy krzy wia bieg promieni światła zgodnie z prawami Einsteina i wy musza ruch galakty k zgodny z prawami Newtona. Oszacowania ilości materii bazujące na obserwacjach efektu soczewkowania grawitacy jnego są takie same jak wartości wy znaczone przez Zwicky ’ego na podstawie ruchu galakty k w gromadach i twierdzenia o wiriale. Na zamieszczonej na początku rozdziału fotografii gromady galakty k można dostrzec wy raźnie widoczne łuki, które są w istocie zniekształcony mi obrazami galakty k w tle i wy stępują parami po przeciwny ch stronach gromady znajdującej się w środku. Ostatnim przy kładem potwierdzenia oczekiwań wy nikający ch z istnienia ciemnej materii jest proces wzrostu struktur we Wszechświecie. Mówiliśmy o ty m w rozdziale 5. Otaczający nas obecnie Wszechświat jest, jak zauważy liśmy, niejednorodny, pełen różny ch skupisk – wy pełniają go gwiazdy, obłoki gazu, galakty ki i gromady galakty k, a między nimi rozciągają się olbrzy mie połacie pustej przestrzeni. Sądzimy jednak, że tuż po Wielkim Wy buchu rozkład materii by ł dosy ć jednorodny. Jest to ty lko hipoteza, ale została potwierdzona wy nikami pierwszy ch pomiarów kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła, a kolejne dziesięciolecia badań tego promieniowania pokazały, że istotnie pokry wa ono niebo dość jednorodnie. Jak to możliwe? Czy jednorodny rozkład mógłby doprowadzić do powstania struktury ? Wy kluczone. W ty m wczesny m, pozornie jednorodny m tle musiały już istnieć jakieś „zarodki” późniejszej struktury. W poprzednim rozdziale powiedzieliśmy, że teorety cy, między inny mi Peebles w Stanach Zjednoczony ch i Zeldowicz w Związku Radzieckim, twardo obstawali przy ty m, iż te zarodki muszą znajdować się w kosmiczny m promieniowaniu tła i obserwatorzy powinni zaprojektować urządzenia o większej czułości, by móc je wy kry ć. Jak się przekonaliśmy, w 1991 roku na orbicie umieszczono satelitę COBE wy posażonego w przy rządy umożliwiające wy kry cie ty ch słaby ch wczesny ch fluktuacji i zmierzenie widma promieniowania na cały m niebie. W rozdziale 5 wspomnieliśmy, że na spotkaniu w Princeton, na który m ogłoszono pierwsze wy niki ty ch obserwacji, pokazano fragment otrzy manej mapy, natomiast szczegółowe wy niki badań ujrzały

światło dzienne dopiero rok później (zob. ry c. 5.4, u góry ). Uczestnikom spotkania w Princeton wy starczy ł rzut oka na przedstawiony wówczas fragment mapy, by zrozumieć, jak bardzo doniosła jest to chwila: wreszcie udało się wykryć przewidywane zaburzenia zarodkowe w kosmicznym promieniowaniu tła! Zaobserwowane fluktuacje mają bardzo małą amplitudę (odchy lenia od wartości średniej wy noszą około 0,001 procent). Czy w czasie, jaki upły nął od Wielkiego Wy buchu, zdąży ły by się one rozrosnąć do struktur, które obecnie widzimy wokół siebie, gdy by istniało ty lko to, co widać? Niestety, odpowiedź brzmi: nie. Widocznej materii jest w galakty kach zdecy dowanie za mało, by mogła wy tworzy ć zaburzenia grawitacy jne na ty le silne, żeby powstały obserwowane struktury. Niedobór ten jest znacznie większy niż zakres możliwy ch błędów obserwacy jny ch lub rachunkowy ch. A może dodatkowy gaz między galakty kami wnosi wy starczająco dużo masy, by mógł zajść taki proces? Nie. Z analizy procesu nukleosy ntezy lekkich pierwiastków (zob. rozdz. 4) i z bezpośrednich obserwacji wiemy, że we Wszechświecie nie ma wy starczająco dużo ani gazu, ani gwiazd. Jak zatem to wy jaśnić? I wówczas w sali, w której pokazano pierwsze wy niki obserwacji, ktoś spy tał: – A co, jeśli istnieje także ciemna materia? Gdy by to fluktuacje ciemnej materii, choć niewidoczne, oddziały wały z dodatkową siłą grawitacy jną i przy czy niły się w ten sposób do wzrostu zaburzeń? Czy to rozwiązałoby problem? Odpowiedzią jest głośne „Tak!”. Peebles i inni uczeni przeprowadzili obliczenia pokazujące, jak ten proces mógł przebiegać. No dobrze, a jaka ilość ciemnej materii by łaby w takim razie potrzebna? Stosunek ciemnej materii do zwy kłej musiałby by ć taki sam jak wartość wy nikająca z obserwacji pobliskich galakty k i gromad galakty k (ciemnej materii powinno by ć od pięciu do dziesięciu razy więcej niż zwy kłej). Obserwacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła są obecnie znacznie dokładniejsze niż w ty ch pionierskich czasach i dzięki temu zdecy dowanie wzrosła dokładność przeprowadzany ch na ich podstawie obliczeń. Obecnie najlepsze oszacowanie gęstości ciemnej materii bazuje właśnie na ty ch obserwacjach. Z dany ch zebrany ch w ciągu siedmiu lat działania satelity WMAP, wy strzelonego w czerwcu 2001 roku, wy nika, że Ωciemnej materii = 0,23 ± 0,01 oraz Ωcałej materii = 0,27 ± 0,01, a więc jest to wartość bardzo bliska pierwszy ch oszacowań przedstawiony ch przez Ostrikera, Peeblesa i Yahila w 1974 roku, którzy ustalili, że wartość Ωmaterii powinna wy nosić około 0,2. A zatem ilość materii we Wszechświecie, zarówno ciemnej, jak i zwy czajnej, stanowi około jednej czwartej wartości kry ty cznej, czy li ilości, przy której doszłoby do zrównoważenia przy ciągania grawitacy jnego i ekspansji. Można by tu przedstawić jeszcze inne niezależne dowody na istnienie ciemnej materii. Omówione przy kłady dobrze jednak ilustrują koleje losu ty ch badań. Koncepcja, która siedemdziesiąt pięć lat temu wy glądała na szaloną hipotezę ekscentry cznego astronoma (i przez prawie czterdzieści lat tkwiła w zapomnieniu), została obecnie sprawdzona i potwierdzona różny mi metodami w niezliczony ch obserwacjach. Wszy stkie te badania dają w zasadzie tę samą odpowiedź: naprawdę musi istnieć jakaś dziwna substancja, zwana ciemną materią, która oddziałuje grawitacy jnie tak jak zwy czajna materia, ale poza ty m, jak się wy daje, w żaden inny sposób nie oddziałuje ani ze światłem, ani ze zwy czajną materią, ani nawet sama ze sobą. Istnieje we Wszechświecie (przy najmniej) od chwili powstania kosmicznego mikrofalowego

promieniowania tła i jest jej około sześciu razy więcej niż zwy czajnej materii. Ale czy m ona jest tak naprawdę? Odpowiedź na to ważne py tanie jest prosta: Nie mamy pojęcia! W dalszej części książki omówimy doświadczenia prowadzone obecnie w celu jej wy kry cia i przedstawimy związane z ty m hipotezy, ale w ostateczny m rozrachunku odpowiedź pozostaje taka sama: natura ciemnej materii wciąż jest zagadką.

Więcej na: www.ebook4all.pl

7.

CIEMNA ENERGIA ALBO NAJWIĘKSZA POMYŁKA EINSTEINA

Dziwna sytuacja – Zdziwniej i zdziwniej! – zawołała Alicja (była tak zaskoczona, że na chwilę zapomniała zupełnie, jak posługiwać się poprawną angielszczyzną).8

Rozpoczy namy ten rozdział od krótkiego cy tatu z Alicji w Krainie Czarów Lewisa Carrolla. Ta sły nna książka jest nie ty lko powieścią dla mały ch dzieci – to arcy dzieło literatury, pełne sy mboli, ukry ty ch przesłań, nonsensowny ch dialogów i poezji. Wielebny Charles Lutwidge Dodson by ł matematy kiem i kaznodzieją w anglikańskiej katedrze Christ Church w Oksfordzie, i choć ani on, ani Alicja nie mówili o kosmologii, powy ższy cy tat doskonale pasuje do relacjonowanej tu historii. Mamy nadzieję, że oswoiliście się już z dziwną ciemną materią, bo nasza opowieść za chwilę stanie się jeszcze dziwniejsza. Wprowadzimy bowiem do niej ostatni kluczowy składnik

Wszechświata, który nie ma na Ziemi żadnego odpowiednika. Chodzi o bardzo słabą siłę, która w przeciwieństwie do inny ch oddziały wań robi się coraz silniejsza ze wzrostem odległości. W poprzednich dwóch rozdziałach powiedzieliśmy co nieco o wzajemny ch relacjach między zwy czajną materią, ciemną materią i siłą grawitacji. Przekonaliśmy się, że ciemnej materii jest więcej niż zwy czajnej, i doszliśmy do wniosku, że wszelkie próby zrozumienia procesu powstawania struktury we Wszechświecie muszą zakładać dominację ciemnej materii. Staraliśmy się jasno pokazać, że wprowadzenie ciemnej materii nie by ło jedy nie łataniem dziur w teorii. Wręcz przeciwnie, na jej istnienie wskazy wało wiele niezależny ch tropów i bardzo często uzy skane dowody, choć by ły jasne jak słońce, pomijano milczeniem. Dopiero w latach siedemdziesiąty ch i osiemdziesiąty ch udało się powoli zebrać tak dużo niepodważalny ch dowodów, że idea istnienia ciemnej materii zy skała w końcu powszechne uznanie. Niewiele jednak mówiliśmy o energii – wspomnieliśmy ty lko o energii mikrofalowego promieniowania tła. Stwierdziliśmy, że ewolucja rozszerzającego się Wszechświata, a także rozrost powstający ch w nim struktur są związane z siłą pól grawitacy jny ch i zawartą w nich energią potencjalną. W ty m rozdziale omówimy dokładniej rolę, jaką odgry wa energia w rozszerzający m się Wszechświecie. Fakty cznie przekonamy się, że im dokładniej badamy Wszechświat (Krainę Czarów), ty m więcej odkry wamy kolejny ch zagadek, które w pierwszej chwili wy dają się czasami całkowicie pozbawione sensu. Zacznijmy od podstawowego py tania wy nikającego z fizy ki Newtona, które pozostawało bez odpowiedzi przez całe stulecia: Skoro grawitacja jest najmocniejszą siłą działającą na kosmiczny ch odległościach, to co powstrzy muje Wszechświat przed zapadnięciem się?

Czy grawitacja doprowadzi do kolapsu Układu Słonecznego? Newtonowskie prawo powszechnego ciążenia zawiera potencjalną usterkę: skoro grawitacja jest siłą zawsze przy ciągającą, to Układ Słoneczny (który dla Newtona był cały m wszechświatem) mógłby w dłuższej perspekty wie czasu zapaść się pod własny m ciężarem. Jak powiedzieliśmy, Newton (pobożny chrześcijanin) poradził sobie z problemem zapewnienia stabilności, powołując się na „palec boży ”. Jednak inni uczeni wciąż się obawiali, że w mechanisty czny m wszechświecie Newtona może się gdzieś czaić niestabilność, i prowadzili coraz bardziej wy rafinowane badania z zakresu dy namiki. Pierre-Simon Laplace, na przy kład, przez kilka lat, począwszy od około 1773 roku, badał stabilność Układu Słonecznego, przeprowadzając staranne analizy. Ponieważ jego dokonania są bardzo trudne do wy jaśnienia, przedstawimy tu ty lko jeden przy kład wy konany ch przez niego badań tej niepokojącej potencjalnej wady teorii Newtona. Newton zakładał, że grawitacja rozchodzi się w przestrzeni z nieograniczoną prędkością. Jeśli w jego modelu Wszechświata jeden

z księży ców Jowisza przechodzi z jednej strony macierzy stej planety na drugą, to cała reszta Układu Słonecznego naty chmiast odczuwa związane z ty m niewielkie zmiany sił grawitacy jny ch. To jest oczy wiście niemożliwe – teraz to już wiemy – ponieważ żaden sy gnał nie może rozchodzić się z nieskończoną prędkością. Górną granicę prędkości przesy łania sy gnałów stanowi prędkość światła. Laplace badał, jaki wpły w miałoby rozchodzenie się grawitacji ze skończoną (choć wciąż bardzo dużą) prędkością. Odkry ł, że na bardzo duży ch odległościach skończona prędkość propagacji grawitacji powodowałaby efekt podobny do nieznacznego zmniejszenia siły oddziały wania grawitacy jnego poniżej wartości wy nikającej z teorii Newtona. Poza ty m ustalił, że dopuszczenie skończonej prędkości rozchodzenia się oddziały wania wcale nie doprowadziłoby do załamania się całej teorii. W ty ch pracach są pewne błędy, ale Laplace przy najmniej sprowadził te rozważania na grunt racjonalny, usuwając newtonowskiego boga luk (w naszej wiedzy ) z Układu Słonecznego. Dzięki jego badaniom udało się ustalić, że Układ Słoneczny jest stabilny, choć Laplace natknął się na pewien problem związany z orbitą Merkurego, który zostawił do późniejszej analizy. Taki stan rzeczy mógłby się utrzy my wać przez kolejne stulecia, gdy by nie Urbain Le Verrier, który poszedł za ciosem i po głośny m sukcesie z 1846 roku, gdy to udało mu się przewidzieć położenie Neptuna, w 1859 roku zburzy ł spokój wszy stkich, ogłaszając, że zebrane przez niego solidne dane pokazują, iż Merkury zachowuje się w sposób niezgodny z przewidy waniami. Le Verrier przeanalizował obserwacje z lat 1697‒1848 i odkry ł, że prędkość precesji (prędkość, z jaką obraca się cała orbita elipty czna planety ) jest dwa razy większa, niż wy nika to z newtonowskiego prawa powszechnego ciążenia. Aby zrozumieć, na czy m polega precesja, można sobie wy obrazić, że za każdy m razem, gdy planeta próbuje zatoczy ć pełną pętlę, przelatuje odrobinę za daleko i w efekcie nie kreśli jednak doskonałej elipsy. Teoria Newtona potrafiła wy jaśnić taką niedoskonałą orbitę, ale nie do końca – przewidy wana prędkość precesji różniła się od obserwowanej o czy nnik 2. Aby zachować pozory (jak ujęliby to staroży tni filozofowie), matematy cy próbowali wprowadzić do mechaniki nieba doraźne poprawki, ale nie udało im się osiągnąć nic uży tecznego ani rozwiązać tej zagadki. Najwy raźniej gdzieś tkwił jakiś poważny błąd – może Newton się pomy lił? Na szczęście otuchą napawał fakt, że Le Verrier nie znalazł żadny ch katastrofalny ch niestabilności, które mogły by w przy szłości doprowadzić do zapadnięcia się Układu Słonecznego. Rzeczy wiście, nie by ło niestabilności, ale nie dało się już dłużej ignorować faktu, że Laplace i Le Verrier znaleźli prawdziwy problem. Prawa Newtona nie potrafiły przewidzieć dokładnego kształtu orbity Merkurego. Dopiero w połowie lat sześćdziesiąty ch obserwacje radarowe Merkurego pozwoliły zebrać na ty le dokładne dane, że można by ło wy kazać ponad wszelką wątpliwość, iż teoria Einsteina naprawiła usterkę wy kry tą w prawach newtonowskich i pozwala wy liczy ć dokładnie orbitę tej planety. Ogólna teoria względności przeszła tę bardzo trudną próbę bez najmniejszy ch kłopotów. Te odkry cia nie rozwiały jednak wszy stkich wątpliwości, a w szczególności nie odpowiedziały na ogólne niepokojące py tanie o to, jak to możliwe, że grawitacja – jedy na dominująca siła na duży ch odległościach – zawsze wszy stko do siebie przy ciąga, a mimo to widzimy wokół siebie najwy raźniej stabilny Wszechświat wy pełniony gwiazdami. Z przeprowadzony ch w XX wieku przez Harlowa Shapley a badań Drogi Mlecznej (opisany ch w rozdziale 2) wy nika, że mieszkamy

w obracającej się Galakty ce, która nie zapada się dzięki obecności sił odśrodkowy ch, podobnie jak ruch obrotowy Układu Słonecznego chroni go przed kolapsem. Zatem w miarę jak powiększał się znany nam obszar Wszechświata, problem stabilności kłócącej się z działaniem grawitacji pozostawał nierozwiązany na coraz większy ch skalach. Odepchnięto go jeszcze dalej, do królestwa galakty k, i pozostawiono tam dla następny ch pokoleń uczony ch. Wy jaśnienie porządnego zachowania Wszechświata, który nie ulega nieuchronnemu kolapsowi grawitacy jnemu, wciąż pozostawało podstawowy m problemem i jego rozwiązania należało szukać albo w filozofii, albo w nauce. Najpierw powiemy o ty m, jakie by ły oczekiwania: uważano mianowicie, że rozszerzający się Wszechświat albo rozszerza się z tak dużą prędkością, że przezwy cięży w końcu własną grawitację, albo nic go nie uchroni przed kolapsem.

Oczekiwany i nieoczekiwany ruch kamieni rzuconych we wszechświecie Hubble’a Zacznijmy od wy korzy stania jednej z ulubiony ch metod Einsteina: przeprowadźmy ekspery ment my ślowy. Podstawowe zasady fizy ki pozwalają nam określić, czego możemy się spodziewać w rozszerzający m się Wszechświecie. W prosty m ćwiczeniu z rozdziału 3, którego szczegóły opisano w dodatku 1, prześledziliśmy ewolucję niewielkiego kulistego obszaru Wszechświata. Jak zapewne pamiętacie, ustaliliśmy wtedy, że w standardowy m modelu istnieją ty lko dwie możliwości. Albo grawitacja zwy cięży i mała kula powiększy się do maksy malnego rozmiaru, a potem ponownie zapadnie, albo grawitacja będzie wprawdzie początkowo spowalniała ekspansję, ale ostatecznie przegra bitwę i po odpowiednio długim czasie osłabnie do tego stopnia, że nasza kula będzie się dalej bez przeszkód rozszerzała ze stałą prędkością. Takie są dwie naturalne możliwości wy nikające z analizy modelu. Okazuje się jednak, że rzeczy wistość zupełnie nie spełnia naszy ch oczekiwań. Obecnie uważa się, że żadna z ty ch możliwości nie opisuje otaczającego nas Wszechświata. Właśnie tą zagadką zajmiemy się w ty m rozdziale. A oto inny ekspery ment my ślowy : zastanówmy się, co się stanie, gdy podrzucimy kamień pionowo do góry. Na początku będzie się poruszał szy bko (z prędkością, jaką nadaliśmy mu, wy puszczając go z dłoni), ale potem będzie zwalniał, aż zupełnie się zatrzy ma i zacznie spadać z powrotem w kierunku Ziemi, rozpędzając się do coraz większej prędkości, by w końcu wy lądować u naszy ch stóp. Z jaką prędkością uderzy w ziemię? Z taką samą, z jaką go wy rzuciliśmy, ale zwróconą w przeciwny m kierunku. A co by się stało, gdy by śmy wy rzucili ten kamień z większą siłą, nadając mu jeszcze większą prędkość? Wszy scy znamy odpowiedź na to py tanie. Po prostu wzniósłby się na większą wy sokość, a potem uderzy ł z hukiem w ziemię z jeszcze większą prędkością. A gdy by śmy wy rzucili go naprawdę szy bko, to czy zdołałby

odlecieć z Ziemi? Staroży tni filozofowie powiedzieliby zapewne, że jest to dziwne, ale wcale nie szalone py tanie. Nikt nie jest na ty le silny, by przeprowadzić takie doświadczenie, ale wiemy, że mogliby śmy doczepić nasz kamień do rakiety i w ten sposób nadać mu prędkość wy starczającą do opuszczenia Ziemi. Tak przecież wy sy łamy w kosmos sondy, które opuszczają Ziemię i podążają do odległy ch planet. No dobrze, ale z jaką prędkością musieliby śmy podrzucić kamień, żeby na zawsze opuścił Ziemię? Prędkość tę nazy wa się (dość logicznie) prędkością ucieczki i jest ona taka sama w każdy m punkcie naszej planety. Spróbujmy najpierw oszacować ją w przy bliżeniu, tak jak mogliby tego dokonać filozofowie w staroży tnej Grecji i jak zrobił to Galileusz. Kamień upuszczony z dużej wy sokości spada coraz szy bciej, ponieważ jego prędkość rośnie z upły wem czasu, a więc z im większej wy sokości go upuścimy, ty m większą będzie miał prędkość przy lądowaniu. Prędkość w momencie uderzenia w ziemię rośnie z wy sokością, z której kamień został upuszczony. Jak dotąd, wszy stko jest oczy wiste. Czy potrafimy oszacować to dokładniej? Nasz kamień przy spiesza pod wpły wem przy ciągania ziemskiego. Przy ciąga go cała planeta. Przy spieszenie wy nikające z ziemskiej grawitacji wy nosi 9,81 metra na sekundę do kwadratu. Jeśli ciężki kamień upuszczony z dachu wy sokiego budy nku uderza w ziemię po 5 sekundach, to jego prędkość końcowa w chwili uderzenia musi wy nosić 50 metrów na sekundę. Jaką wy sokość ma budy nek? Skoro średnia prędkość kamienia wy nosi 25 metrów na sekundę, a jego lot trwał 5 sekund, to budy nek musi mieć 125 metrów wy sokości. Zobaczmy teraz, jak wy glądają szczegóły. Prędkość końcowa, nazwijmy ją V, jest iloczy nem przy spieszenia g i czasu spadania t: V = gt. Przeby ta odległość jest iloczy nem prędkości średniej, równej ½V, i tego samego czasu t: d = ½Vt = ½gt2. W ty m ostatnim równaniu podstawiamy t = V/g z poprzedniego równania, porządkujemy je i otrzy mujemy : V2 = 2gd. A zatem końcowa prędkość uderzenia jest proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego z wy sokości budy nku. Teraz odwróćmy to wszy stko i wy obraźmy sobie, że nasz kamień został wy rzucony do góry. Jak dużą prędkość należy mu nadać, by opuścił Ziemię na dobre? Załóżmy, że d, przeby ta przez kamień odległość, jest tak duża jak promień Ziemi – że podrzucamy kamień na wy sokość jednego promienia Ziemi lub większą. Z praw Newtona wy nika wtedy, że na takiej wy sokości siła przy ciągająca go w dół jest tak słaba, iż ucieczka może się udać. Siła działająca na jednostkę masy kamienia jest równa g = GM z/Rz2. Po podstawieniu wartości g wy znaczonej z poprzedniego równania otrzy mujemy wy maganą prędkość: V2 = 2GM z/Rz. Wstawiając rzeczy wiste wartości stałej G oraz masy i promienia Ziemi (Mz, Rz), możemy wy konać proste obliczenia ary tmety czne i pokazać, że prędkość V jest równa 11,2 kilometra na sekundę (około 40 000 kilometrów na godzinę). Ty le właśnie wy nosi prędkość ucieczki z Ziemi, czy li prędkość, przy której kamień podrzucony do góry wy dostanie się spod wpły wu ziemskiej grawitacji. Przy puśćmy teraz, że rakieta wy strzeliła kamień z prędkością 45 000 kilometrów na godzinę. W takim wy padku prędkość kamienia zmniejszy się o 40 000 kilometrów na godzinę i ostatecznie opuści on naszą planetę z prędkością 5000 kilometrów na godzinę i zacznie przemierzać Układ Słoneczny z taką właśnie szy bkością. Po wy dostaniu się do Układu Słonecznego będzie musiał

stawić czoła przy ciąganiu grawitacy jnemu Słońca i inny ch planet. Tego właśnie się spodziewany. Tak to wy gląda, gdy wy strzeliwujemy rakiety. Ciągnijmy dalej nasz ekspery ment my ślowy i zastanówmy się nad losem sondy Voy ager 1 wy strzelonej przez NASA 5 września 1977 roku. Sonda ta opuściła już Układ Słoneczny i dotarła znacznie dalej niż jakikolwiek inny obiekt wy strzelony z Ziemi. Voy ager 1 obecnie pędzi z prędkością około 61 000 kilometrów na godzinę i jest w trakcie realizacji rozszerzonej misji, która powinna potrwać przy najmniej do roku 2020, ponieważ wciąż mamy z nim łączność radiową. Każdego dnia sonda oddala się od nas niemal o 1,5 miliona kilometrów. Przy puśćmy jednak, że po kilku latach lotu z taką prędkością specjaliści z działu kontroli lotu stwierdzają, że prędkość sondy (mierzona względem Układu Słonecznego) zaczęła bardzo powoli rosnąć, mimo że wciąż znajduje się ona wiele lat świetlny ch od inny ch gwiazd (inny ch niż Słońce). Im dalej sonda dociera, z ty m większą prędkością się od nas oddala. Zdziwniej i zdziwniej, jak ujęła to Alicja. Takie odkry cie zupełnie zbiłoby wszy stkich z tropu, by łoby gorsze od odkry cia istnienia ciemnej materii, znacznie gorsze. O istnieniu ciemnej materii dowiedzieliśmy się dzięki badaniom dobrze nam znanej siły grawitacy jnej opisanej przez Newtona, ale gdy by fakty cznie dokonano takiej obserwacji, jaką przed chwilą opisaliśmy, oznaczałoby to, że w kosmosie musi działać jakaś niezwy kle dziwna nowa siła, której nie zauważono na Ziemi. To zdumiewające, ale takie zachowanie, jakie opisaliśmy właśnie w naszy m ekspery mencie my ślowy m, jest rzeczy wistością w giganty czny ch, kosmologiczny ch skalach. Wy daje się, że działa tam jakaś siła, której zupełnie nie rozumiemy, odpy chająca od siebie galakty ki i gromady galakty k. Siła ta przeciwstawia się grawitacji, malejącej z odległością, jak każde sensowne oddziały wanie, jednak sama ta tajemnicza siła rośnie proporcjonalnie do odległości między galakty kami. Takie tajemnicze oddziały wanie działa obecnie we Wszechświecie, w naszej epoce, w kosmiczny ch odległościach. Scepty cznie nastawieni czy telnicy spy tają by ć może: „Czy mamy uwierzy ć w coś tak absurdalnego?”. Stawiając takie py tanie, znajdą się w doborowy m towarzy stwie, ponieważ większość astronomów zadawała je w połowie lat dziewięćdziesiąty ch. To właśnie wtedy zaczęły się pojawiać pierwsze dowody świadczące o istnieniu tej dziwnej siły, którą nazy wamy ciemną energią lub, bardziej prozaicznie, stałą kosmologiczną. Po raz kolejny kosmologowie wbrew swojej woli, przy głośny ch protestach, zostali zmuszeni do zaakceptowania dziwnego nowego składnika Wszechświata. Dopiero duża liczba nagromadzony ch dowodów przekonała większość z nich (ale nie wszy stkich), że musimy się jakoś pogodzić z istnieniem ciemnej energii, zmierzy ć jej własności i w ten sposób choć trochę ją oswoić. Naszy m celem jest dokładne jej zmierzenie, zrozumienie jej działania i wy sunięcie na tej podstawie przewidy wań oraz upewnienie się, że pod każdy m względem siła ta będzie się zachowy wała sensownie w odniesieniu do pozostały ch udomowiony ch sił z naszej fizy cznej stajni. Trudno oprzeć się wrażeniu, że już kiedy ś by liśmy w podobnej sy tuacji w wy śmienity m towarzy stwie Newtona, Laplace’a, Einsteina i Lemaître’a. Wszechświat nie przestaje zadziwiać obserwatorów. Jego zdolność do zaskakiwania nas znienacka jest wprost legendarna. Za chwilę dowiemy się, że na długo przed odkry ciem kosmicznego przy spieszenia w rzeczy wisty m Wszechświecie teorety cy – może pod wpły wem jakiegoś przeczucia – wy prowadzili równania dokładnie opisujące to osobliwe zachowanie. Jak zauważy liśmy wcześniej, już od czasów

Newtona zdawano sobie sprawę z pewnego poważnego problemu: skoro grawitacja jest jedy ną siłą działającą na olbrzy mich odległościach, to niewy kluczone, że tuż za rogiem czai się grawitacy jny kolaps – astronomiczny odpowiednik końca świata. Próby rozwiania tego lęku doprowadziły do odkry cia stałej kosmologicznej.

Wprowadzenie stałej kosmologicznej zwanej też ciemną energią (1915) Newton przekazał swoim następcom wszechświat, w który m czas by ł wielkością absolutną, upły wał niezależnie od obserwatorów, podobnie zresztą jak przestrzeń – również ona by ła absolutna i istniała niezależnie od umieszczony ch w niej obiektów. Einstein wszy stko to obalił, najpierw publikując w 1905 roku arty kuł poświęcony szczególnej teorii względności, a potem po raz drugi, w listopadzie 1915 roku w siedzibie Pruskiej Akademii Nauk w Berlinie, gdy wy głaszał z niezwy kłą energią wy kłady o ogólnej teorii względności, przy gotowy wane w zabójczy m tempie. Spieszy ł się, by ubiec swojego ry wala z Gety ngi, matematy ka Davida Hilberta, który by ł o włos od wy prowadzenia kowariantny ch równań ogólnej teorii względności (za chwilę je przedstawimy ). Spójrzmy na to tajemnicze równanie pola, które Einstein przedstawił po raz pierwszy 25 listopada 1915 roku:

Równanie to (lub różne jego odmiany ) można zobaczy ć na koszulkach gorliwy ch studentów fizy ki. Co ono jednak oznacza? Greckie litery w indeksach dolny ch świadczą o ty m, że mamy tu do czy nienia z dziesięcioma powiązany mi ze sobą równaniami, zapisany mi w niezwy kle zwartej notacji tensorowej. Można je wy jaśnić w dość prosty sposób. Po lewej stronie mamy matematy czny opis tego, jak geometria czasoprzestrzeni (połączenia przestrzeni i czasu) ulega odkształceniu (wy krzy wieniu, wy gięciu) pod wpły wem zawarty ch w niej mas (planet, gwiazd, galakty k, czarny ch dziur itd.). Prawa strona równania bazuje natomiast na energii – mówi o ty m, jak masy poruszają się w polach grawitacy jny ch.

Wy stępuje tu ciekawe napięcie, swoista choreografia ruchu w czasoprzestrzeni. Fizy kowi Johnowi Wheelerowi przy pisuje się takie oto powiedzenie: „Materia mówi czasoprzestrzeni, jak ma się zakrzy wiać, a zakrzy wiona czasoprzestrzeń mówi materii, jak ma się poruszać”. Czy zwróciliście przed chwilą uwagę na określenie „równania kowariantne”, które padło, gdy wspomnieliśmy o ry walizacji między Hilbertem i Einsteinem? Przy miotnik „kowariantny ” oznacza tu, że równania te w pełni obejmują wszy stkie postacie ruchu – ruch jednostajny, obrotowy, przy spieszony i tak dalej – a w dodatku zapisano je w takiej formie, że są prawdziwe dla wszy stkich obserwatorów, a nie ty lko dla ty ch, którzy są w stanie spoczy nku (lub poruszają się ze stałą prędkością) względem Wszechświata jako całości. Einstein zauważy ł, że prawa Newtona nie mogą by ć spełnione w odniesieniu do obserwatorów, którzy poruszają się ze zmienną prędkością. Wy dało mu się dziwne, że istnieją uprzy wilejowane układy odniesienia: dobre układy odniesienia, w który ch prawa fizy ki są spełnione, oraz złe, w który ch prawa odkry te w laboratoriach fizy czny ch przestają obowiązy wać. Powracając do naszego przy kładu z pociągami, mogliby śmy powiedzieć, że prawa Galileusza lub Newtona są tak samo spełnione w pociągu stojący m nieruchomo, jak i w takim, który porusza się jednostajnie, ale przestają obowiązy wać w chwili, gdy pociąg rusza albo się zatrzy muje. Skąd obserwator zamknięty w pojedy nkę w ciemnej skrzy ni, który zupełnie nie wie, co się dzieje na zewnątrz, miałby wiedzieć, czy jego układ odniesienia jest dobry ? Czy nie lepiej by łoby mieć prawa fizy ki obowiązujące we wszy stkich układach odniesienia? Zapisane przed chwilą równanie ma zatem tak skomplikowaną postać dlatego, że Einstein wy korzy stał w nim struktury matematy czne – które musiał wcześniej dobrze poznać – pozwalające zapisać równania ruchu w takiej postaci, że są spełnione dla wszy stkich obserwatorów we wszy stkich układach odniesienia. Określając położenie obiektów w swoich równaniach pola, Einstein nie posługuje się układami współrzędny ch przestrzeni i czasu, przy pominający mi szty wną siatkę punktów odniesienia, ale układem dy namiczny m, w który m przestrzeń i czas nie są od siebie niezależne. Dy namika takiego układu wy nika z położenia obiektów, ale jednocześnie sama ulega zmianie pod wpły wem ich ruchu i pofałdowań tkanki czasoprzestrzeni. Grawitacja jest równoważna przy spieszeniu. Einsteinowi nie udało się znaleźć żadny ch rozwiązań opracowany ch przez siebie równań pola. Pozostawił to inny m. W odczuciu samego Einsteina jego olbrzy mi sukces naukowy, jakim by ła ogólna teoria względności, został przy ćmiony na długie lata przez kłopoty osobiste: chorobę, nieuchronny rozwód i braki ży wności spowodowane wojną. Położy ł jednak podwaliny pod badanie natury Wszechświata. Podczas pracy nad wnioskami pły nący mi z jego teorii dla astronomii prowadził korespondencję z Karlem Schwarzschildem, astrofizy kiem, który jako dy rektor obserwatorium w Poczdamie zajmował najbardziej prestiżowe stanowisko w dziedzinie astronomii w Niemczech. Podczas służby w wojsku niemieckim na froncie rosy jskim Schwarzschild znalazł jakimś sposobem czas, by wy liczy ć (korzy stając z równań Einsteina), jak powinna się zakrzy wiać czasoprzestrzeń na zewnątrz sfery cznej gwiazdy. Odkry ł, że gdy by całą masę gwiazdy udało się ścisnąć do rozmiaru odpowiednio małej kuli (w przy padku Słońca musiałaby to by ć kula o promieniu wy noszący m około trzech kilometrów), to równania Einsteina całkowicie się wówczas załamują: dochodzi wtedy do rozdarcia czasoprzestrzeni. Takie obiekty nazy wamy obecnie czarny mi dziurami (określenie to wy my ślił John Wheeler) i udało się je odkry ć w wielu miejscach we Wszechświecie, najbardziej masy wne czarne dziury zaś znajdują się w środkach

największy ch galakty k.

Ry c. 7.1. Karl Schwarzschild (Indigo Images)

Schwarzschild znalazł rozwiązanie równań Einsteina dla czasoprzestrzeni na zewnątrz punktowej masy, czy li opisujące czarną dziurę. Niestety, na froncie rosy jskim zaraził się pęcherzy cą, nieuleczalną chorobą skóry, i zmarł w Poczdamie w maju 1916 roku. Einstein musiał wtedy poprosić swoich kolegów w Lejdzie, Willema de Sittera i Paula Ehrenfesta, by pomogli mu w znalezieniu wniosków wy nikający ch z jego ogólnej teorii względności dla kosmologii. Rozwiązanie Schwarzschilda obecnie wciąż stanowi podstawę wszy stkich obliczeń ruchu w sfery cznie sy metry czny m polu grawitacy jny m, wy twarzany m przez masę skupioną w środku.

Wkrótce okazało się, że orbity w rozwiązaniu Schwarzschilda różnią się nieznacznie od ty ch przewidy wany ch przez prawa Newtona. Różnice te by ły tak niewielkie, że w zdecy dowanej większości wy padków niemierzalne – jedy nie orbity najszy bciej poruszający ch się ciał mogły by się zauważalnie różnić. Stwierdzono jednak, że w odniesieniu do jednej planety, Merkurego, różnica ta powinna by ć wy raźna, i tak oto okazało się, że anomalia odkry ta przez Le Verriera w 1859 roku znalazła wy jaśnienie dzięki rozwiązaniu Einsteina–Schwarzschilda. W ten sposób rozwiązano jedną z podstawowy ch zagadek pozostawiony ch przez Newtona. A czy teoria względności miała coś do powiedzenia w kwestii drugiej zagadki, tej związanej z groźną dominacją grawitacji nad pozostały mi siłami na największy ch odległościach? Właśnie ty m zajmował się Einstein wspólnie z kolegami podczas wojny, gdy przeby wał w neutralnej Holandii. W luty m 1917 roku Einstein wpadł na pomy sł tak szalony, że żartując z Ehrenfestem, poprosił go o słowo honoru, iż w Lejdzie na pewno nie ma szpitala dla obłąkany ch. Rozmy ślając, jakiego rodzaju wszechświat by łby zgodny z ogólną teorią względności, Einstein odrzucił model staty cznego, nieskończonego wszechświata wy pełnionego gwiazdami jako całkowicie niemożliwy, ponieważ w takim wszechświecie grawitacja by łaby w każdy m miejscu nieskończenie duża i kosmos zapadłby się pod własny m ciężarem. Jednak skończony wszechświat istniejący spokojnie w przestrzeni nie by ł wcale lepszy, ponieważ musiałby się zapaść do środka. Trzecią możliwością by ł skończony wszechświat bez granic, trójwy miarowy odpowiednik dobrze nam znanej sy tuacji, w której możemy podróżować dowolnie daleko po powierzchni okrągłej planety i mieć pewność, że nigdy nie dotrzemy do jakiejś krawędzi. Masa powoduje zakrzy wienie przestrzeni, zatem skończony wszechświat o odpowiedniej konfiguracji mógłby się zakrzy wiać sam na siebie. Wiązka światła zakrzy wiałaby się w nim tak, że wracałaby w to samo miejsce, ale mimo to wy dawałoby się, że cały czas przemieszcza się po linii prostej. Podstawowe py tanie: „Co znajduje się na zewnątrz Wszechświata?” traci wówczas sens. Einsteinowi spodobała się elegancja takiego „zamkniętego” wszechświata, ale miał on poważną wadę. Teoria dopuszczała, by taki wszechświat albo się rozszerzał, albo kurczy ł, ale w żadny m razie nie mógł by ć staty czny. Jego równania po prostu nie miały staty czny ch rozwiązań. By ł rok 1917 i ty lko Vesto Slipher (zob. ry c. 1.4) z Obserwatorium Lowella w rolniczej Arizonie podejrzewał, że galakty ki fakty cznie mogą się przemieszczać. Einstein nie miał o ty m pojęcia i postanowił zmienić swoje równania, tak by dopuszczały istnienie staty cznego wszechświata. To jednak de Sitter, a nie sam Einstein, ustalił, jakie konsekwencje wy nikają dla kosmologii z wprowadzenia dodatkowego parametru. Einstein ty lko nieznacznie zmienił równania pola, umieszczając w nich wy raz generujący dodatnią siłę, która dokładnie równoważy grawitację na bardzo duży ch odległościach, ale nie wy wiera żadnego zauważalnego wpły wu na odległościach badany ch w laboratoriach czy obserwowany ch w Układzie Słoneczny m. Nazwał ten człon „stałą kosmologiczną” i oznaczy ł ją grecką literą lambda (λ). Jeszcze dzisiaj można czasem usły szeć kosmologów mówiący ch o „członie lambda”. Oto równanie pola w nowej postaci, z nowy m członem (λgμv ) dodany m po prawej stronie:

Einstein przedstawia uzasadnienie swojej decy zji w ostatnim zdaniu arty kułu z 1917 roku:

Należy jednak podkreślić, że nasz wy nik prowadzi do powstania dodatniej krzy wizny przestrzeni nawet bez wprowadzania stałej kosmologicznej. Wy raz ten jest potrzebny jedy nie w celu uzy skania kwazistaty cznego rozkładu materii, co jest wy magane przez małe prędkości gwiazd.

Jak już zauważy liśmy, rozważając wprowadzenie członu lambda, Einstein my lił się z więcej niż jednego powodu. Fakty cznie, mógł wtedy nie wiedzieć, że z pomiarów Sliphera wy nika, iż Wszechświat galakty k nie jest staty czny. Jednak argumentacja Einsteina by ła błędna także na inny m, bardziej subtelny m poziomie. Model staty czny, którego istnienie stało się możliwe za sprawą stałej kosmologicznej, by ł niezwy kle delikatny i niestabilny ! Oto dlaczego (tak, to będzie kolejny ekspery ment my ślowy ). Wy obraźmy sobie dwa skupiska materii, na przy kład galakty ki, położone daleko od siebie w pustej przestrzeni. W zaproponowany m przez Einsteina nowy m modelu wszechświata ze stałą kosmologiczną wy stępuje doskonałe zrównoważenie sił: stała kosmologiczna odpy cha galakty ki od siebie z taką samą siłą, z jaką grawitacja je przy ciąga. Teraz wy obraźmy sobie, że nasze galakty ki zostały rozsunięte na nieznacznie ty lko większą odległość. To musiało osłabić grawitację (ponieważ przy ciąganie grawitacy jne jest odwrotnie proporcjonalne do kwadratu odległości), natomiast siła odpy chająca galakty ki od siebie uległa wzmocnieniu (ponieważ ta nowa siła rośnie proporcjonalnie do odległości). W efekcie pojawia się nowa siła wy padkowa odpy chająca galakty ki od siebie. Odległość między nimi będzie się więc powoli zwiększała, a działająca na nie odpy chająca siła wy padkowa będzie się robiła coraz mocniejsza, aż w końcu galakty ki zaczną od siebie uciekać z olbrzy mią prędkością. Ten sam proces może też przebiegać w odwrotną stronę: gdy by śmy na początku przy bliży li galakty ki nieznacznie do siebie, to grawitacja uległaby wzmocnieniu, a siła odpy chająca – osłabieniu, i wkrótce wszy stkie cząstki tworzące galakty ki pędziły by z zawrotną prędkością na swoje spotkanie. Mówiąc krótko, staty czny wszechświat Einstei​na jest wy soce niestabilny i mogą go zniszczy ć nawet najmniejsze zaburzenia. Na tę niestabilność zwrócił uwagę już de Sitter, mówili o niej rosy jski matematy k Friedman i belgijski kosmolog Lemaître (który zmienił ją w zaletę), aż w końcu udowodnił ją formalnie fizy k z Caltechu, Richard Tolman, w 1934 roku. Niestabilność wy my ślonego przez Einsteina staty cznego wszechświata jest tego samego rodzaju jak niestabilność ołówka ustawionego precy zy jnie na czubku. Stała kosmologiczna doprowadziłaby do katastrofalnej globalnej niestabilności, która całkowicie zniszczy łaby obserwowalny wszechświat. Niedobrze!

Einstein by ł zdolny m, ale nie genialny m matematy kiem. Ponieważ jednak by ł obdarzony nadzwy czajny m insty nktem fizy czny m, wy daje się dziwne, że nie zorientował się, iż wy my ślony przez niego model jest obarczony tak wielką niestabilnością. Patrząc z perspekty wy czasu, można odnieść wrażenie, że niemal naty chmiast pożałował wprowadzenia stałej kosmologicznej, ponieważ zniszczy ła ona elegancką prostotę równań pola, którą z takim trudem udało mu się osiągnąć. Doszedł później do przekonania, że powinien by ł pozostawić równania teorii względności w ich ory ginalnej postaci, że dodanie do nich nowego członu by ło zupełnie niepotrzebne. Momo to gdy Hubble ogłosił wy niki swoich obserwacji, przy jęcie do wiadomości faktu, że Wszechświat się rozszerza, zajęło mu trochę czasu. Początkowo przy najmniej sądził, że arty kuł Friedmana zawiera błędy, i osobiście oznajmił Lemaître’owi, że jego teoria jest odrażająca. Autorzy literatury popularnonaukowej zby t wielką wagę przy wiązują do krótkiego fragmentu z autobiografii George’a Gamowa (wy danej w 1970 roku), w który m Gamow wspomina swoją rozmowę z Einsteinem sprzed kilku dziesięcioleci. Einstein miał mianowicie rzekomo stwierdzić wówczas, że „wprowadzenie członu kosmologicznego by ło największą pomy łką jego ży cia”. Gamow by ł już jednak wtedy niewiary godny m świadkiem, znany m ze skłonności do przesady. Sam Einstein pozostawił po sobie ty lko jedną wy powiedź na ten temat, którą można znaleźć w liście do de Sittera z 1917 roku:

Tak czy inaczej, jedno jest pewne. Ogólna teoria względności pozwala na dodanie wy razu λgμv do równań pola. By ć może kiedy ś nasza wiedza na temat składu stały ch gwiazd na niebie, ich pozorny ch ruchów i położenia prążków widmowy ch w funkcji odległości będzie na ty le duża, że zdołamy odpowiedzieć empiry cznie na py tanie, czy Λ znika, czy nie. Przekonanie świetnie się sprawdza jako impuls do zrobienia czegoś, ale to kiepski argument do wy dawania sądów.

Renesans ciemnej energii w latach siedemdziesiątych Po ty ch wy darzeniach dalsza droga, po której podążała stała kosmologiczna, zrobiła się dość wy boista. Lemaître, jak powiedzieliśmy, oparł swoją fajerwerkową kosmologię na niestabilności pierwotnego atomu. W arty kule z 1934 roku wy korzy stał człon lambda (stałą kosmologiczną), utożsamiając go z ujemną energią próżni. Eddingtonowi ta idea się nawet podobała i zamieścił pochlebną uwagę na ten temat w swojej książce Mathematical Theory of Relativity (Matematyczna teoria względności) z 1923 roku. Inni uważali jednak, że stała kosmologiczna jest niepotrzebny m, piąty m kołem u wozu. Czy ty m wątpiący m kojarzy ła się ona z wprowadzony m

przez Ptolemeusza pojęciem ekwantu, którego Kopernik tak nie znosił? Stała kosmologiczna wy szła całkowicie z uży cia w klasy czny m okresie badań kosmologiczny ch, który Allan Sandage nazwał lakonicznie „poszukiwaniem dwóch liczb”. Po co wprowadzać nowe pojęcia fizy czne, wy magające wy znaczenia kolejnego, trzeciego parametru opisującego Wszechświat, skoro doty chczasowe reguły fizy ki mogą wy starczy ć do znalezienia eleganckiego rozwiązania wszy stkich problemów? Ty mczasem standardowe podejście do kosmologii nie dawało oczekiwany ch odpowiedzi. Wielu uczony ch by ło przekonany ch, że mamy podstawy sądzić, iż ży jemy we wszechświecie o płaskiej geometrii. Taki model charaktery zuje się piękną prostotą. W płaskim wszechświecie obwód okręgu zawsze jest dokładnie równy iloczy nowi liczby π (3,14159…) i średnicy – nie jest ani mniejszy, ani większy od tej wartości. W prosty m, najczęściej rozważany m modelu bez stałej kosmologicznej warunek płaskości jest tożsamy z wy maganiem, by średnia gęstość zawsze była dokładnie równa wartości kry ty cznej. Tę elegancką zależność omówiliśmy w rozdziale 3, a jej dowód można znaleźć w dodatku 1 (zob. równanie A17). W takim wy padku globalna ekspansja jest dokładnie równoważona przez grawitację. Argumenty przemawiające za takim obrazem świata nigdy nie by ły przekonujące. Model ten opierał się bardziej na ideologii niż na racjonalny m my śleniu lub pomiarach. Zdoby wane z takim trudem dane nie popierały kosmologów w ich przekonaniu, a na dodatek sam model kry ł w sobie niepokojące problemy. Chodzi tu mianowicie o znany nam już problem dostrojenia związany z kry ty czną gęstością materii. W standardowy m modelu płaskiego wszechświata materii jest dokładnie ty le, ile potrzeba, by po upły wie dość długiego czasu wszechświat mógł spokojnie dry fować, rozszerzając się wiecznie z coraz mniejszą prędkością. Sy tuacja ta przy pomina (uwaga, ekspery ment my ślowy !) wy strzelenie rakiety z powierzchni Ziemi z prędkością dokładnie równą prędkości ucieczki. Wy obraźmy sobie, że jesteśmy jakimś maleńkim stworzeniem mieszkający m w tej rakiecie, zastanawiający m się, jaki los je czeka. Jeśli prędkość rakiety będzie choćby odrobinę mniejsza od prędkości ucieczki, rakieta niechy bnie spadnie z powrotem na Ziemię – nasz obserwator zginie wtedy zapewne w katastrofie. Jeśli jednak rakietę wy strzelono z prędkością większą od prędkości kry ty cznej, to obserwator już wkrótce odleci w przestrzeń kosmiczną i nie będzie się musiał martwić grawitacją. Odpalenie rakiety z prędkością właśnie taką, jaka jest potrzebna do utrzy mania jej w pobliżu naszej planety, wy maga niezwy kłej precy zji inży nierskiej. Na gruncie kosmologii oznacza to, że obecna wartość stałej Hubble’a musiałaby by ć dokładnie taka, jaka jest potrzebna, ani odrobinę większa, ani mniejsza. To wy dawało się mało prawdopodobne. By ł jednak jeszcze gorszy problem. Dowody zdecy dowanie podważały poprawność takiego modelu wszechświata. W rozdziale 3 powiedzieliśmy, że istnieją dwa sposoby ustalenia, jaki los czeka Wszechświat. Gdy by się okazało, że parametr spowolnienia q0 jest mniejszy od ½, oznaczałoby to, że Wszechświat będzie się wiecznie rozszerzał, ale gdy by wartość tego parametru by ła większa od ½, Wszechświat rozszerzałby się jeszcze przez jakiś czas, a potem, po osiągnięciu minimalnej gęstości, ekspansja uległaby zatrzy maniu i po chwili kosmos zacząłby się ponownie zapadać (zob. ry c. 5.6). Sandage postanowił dokonać bezpośredniego pomiaru tej wielkości na podstawie obserwacji odległy ch galakty k i przekonać się, czy parametr q0 ma tę magiczną wartość ½. Obrana przez niego metoda miała pokazać, jak stała Hubble’a zmienia się

z odległością (czy li jak zmieniała się w przeszłości). Inni, między inny mi astronom z Lejdy, Jan Oort, obrali alternaty wne podejście: sumowali masę materii w obserwowalny m Wszechświecie, by sprawdzić, czy parametr Ωmaterii ma wartość równą dokładnie 1. Ze standardowego modelu badanego przez astronomów, w który m nie by ło stałej kosmologicznej, jednoznacznie wy nikało, że wy znaczenie wartości parametru Ωmaterii = 1 jest równoznaczne z ustaleniem, że q0 = ½ (zob. równanie A17 w dodatku). Jednak wy niki obu ty ch pomiarów znacznie się różniły od oczekiwanej wartości. Do lat siedemdziesiąty ch sy tuacja w kosmologii wy glądała następująco. Oort ustalił, że jeśli zsumuje się masę całej zwy czajnej materii, jaką udało się wy kry ć, to uzy skana wartość będzie około trzy dziestu razy mniejsza od tej, jaka jest potrzebna do zrównoważenia ekspansji. Jeśli nawet dodać do tej sumy całą ciemną materię, której istnienie można by ło poprzeć uzy skany mi dowodami, to i tak sumary czna masa będzie pięciokrotnie mniejsza od oczekiwanej. I co w ty m złego? Wszechświat będzie się wiecznie rozszerzał i po sprawie. Zaraz, zaraz. By ł jeszcze jeden niepokojący problem. Wy znaczony czy nnik pięć by ł wartością tego stosunku w naszej epoce – w teraźniejszości. Wy obraźmy sobie, co by by ło, gdy by śmy istnieli w zamierzchłej przeszłości i obserwowali Wszechświat w okresie odpowiadający m przesunięciu ku czerwieni z ≈ 2. Ze standardowej teorii rozszerzającego się otwartego wszechświata wy nika, że obserwator w tamty m okresie stwierdziłby, iż gęstość materii wcale nie jest równa jednej piątej gęstości kry ty cznej, ale znacznie bliższa tej wartości. W najprostszy m modelu, który tu omawiamy, parametr gęstości zmienia się z upły wem czasu w sposób następujący : Ωm(z) = Ωm,0[(1 + z)(1 +Ωm,0z)], gdzie Ωm,0 jest obecną wartością parametru gęstości, a Ωm(z) jego wartością w chwili wcześniejszej, odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni z. Wartość ta by ła większa w przeszłości, ponieważ przesunięcie ku czerwieni z jest wtedy większe i maleje w kierunku przy szłości. Widzimy więc, że niezależnie od obecnej wartości Ωm,0 wartość Ωm zawsze będzie bliższa jedności, gdy cofamy się w przeszłość i przesunięcie ku czerwieni z staje się coraz większe. Wartość po prawej stronie zmierza do 1, gdy z przy jmuje coraz większe wartości, bez względu na to, jaka jest obecna wartość parametru gęstości. Przy puśćmy, że Ostriker, Peebles i Yahil mieli rację w 1974 roku i wartość parametru Ωm,0 fakty cznie wy nosi w chwili obecnej 0,2 (czy li 20 procent). W takim razie we wcześniejszej epoce, przy z = 4, średnia gęstość osiągała 56 procent gęstości kry ty cznej, przy z = 40 by ło to już 91 procent, a przy z = 400, 4000 oraz 40 000 średnia gęstość wy nosiła 99,0, 99,9 oraz 99,99 procent gęstości kry ty cznej. Widać chy ba wy raźnie, do jakiego wniosku tu zmierzamy : w zamierzchły ch epokach, gdy rozmiar Wszechświata powiększał się w zawrotny m tempie, gęstość materii by ła niesły chanie bliska wartości kry ty cznej, ale zawsze odrobinę od niej mniejsza. Z prosty ch obliczeń ary tmety czny ch wy nika, że jeśli odtworzy my ewolucję Wszechświata wstecz w czasie (czeka nas kolejny ekspery ment my ślowy ) i wy obrazimy sobie, że cofamy się w przeszłość, to stwierdzimy, że przy bardzo duży ch przesunięciach ku czerwieni gęstość materii zawsze nieubłaganie zbliża się do wartości kry ty cznej, bez względu na to, jaką ma wartość w chwili obecnej. Wy daje się, że w obecnej epoce wartość parametru gęstości gwałtownie spada do poziomu znacznie mniejszego od 1. W przy szłości zbliży się do zera i tak już zostanie. Czy ż

zatem nie jest dziwne, że ży jemy akurat w takim okresie przejściowy m? I czy ż nie jest osobliwe, że w przeszłości całkowita gęstość by ła tak bliska wartości kry ty cznej, ale nigdy nie równa jej dokładnie? Mamy tu do czy nienia z poważny m problemem dostrojenia, kłopotliwy m na gruncie logiki i filozofii. Taki stan rzeczy kłóci się z naszy m poczuciem estety ki, ale z empiry cznego punktu widzenia gęstość ma taką wartość, jaka wy nika z pomiarów! Bob Dicke z Princeton i inni protestowali przeciw stwierdzeniom, że w naszy m modelu kosmologiczny m musi tkwić jakiś błąd, skoro umieszcza nas w tak szczególnej epoce. Jednak w standardowy m modelu wszechświata z dwoma parametrami nie ma ucieczki przed ty m dy lematem. Pominąwszy szczegóły obliczeniowe, opis standardowego modelu z lat siedemdziesiąty ch mógłby brzmieć następująco: „Po Wielkim Wy buchu Wszechświat by ł z geometry cznego punktu widzenia bardzo zbliżony do magicznego płaskiego modelu, w który m obwód okręgu jest zawsze równy π razy średnica, a grawitacja z bardzo dużą dokładnością równoważy ekspansję. Później jednak – znacznie później – okazało się, że grawitacja nie do końca równoważy ekspansję i że staje się coraz słabsza, aż w końcu, w chwili obecnej, spada do zaledwie jednej piątej wartości potrzebnej do przeciwstawienia się ekspansji. W przy szłości udział grawitacji będzie zaniedby walnie mały i galakty ki, niepowstrzy my wane, po prostu rozpierzchną się na wszy stkie strony. My po prostu przy padkiem pojawiliśmy się w fazie przejściowej między jedny m stanem Wszechświata, w który m grawitacja by ła dość ważna, a stanem przy szły m, w który m nie będzie w ogóle odgry wała żadnej istotnej roli”. Na to właśnie zdawały się wskazy wać dowody i nie by ł to obraz zby t saty sfakcjonujący. Na ty m sprawy stanęły na całe dziesięciolecia. Robiono, co w ludzkiej mocy, żeby znaleźć jakąś przeoczoną doty chczas materię we Wszechświecie lub nauczy ć się jakoś ży ć z otwarty m, niemal pusty m modelem Wszechświata, w który m, jak się zdawało, przeby wamy, ale nie dokonano prakty cznie żadnego szeroko zakrojonego przeglądu lub analizy sy tuacji. Stała kosmologiczna by ła ty lko jedny m z dżokerów, które kosmologowie wy ciągnęli z talii, spróbowali wy korzy stać w grze i odłoży li na bok. I wtedy, w 1974 roku, wszechstronny i niezwy kle twórczy zespół utworzony przez J. Richarda Gotta, Jamesa E. Gunna, Davida Schramma i Beatrice Tinsley opublikował przełomowy arty kuł. Nosi on ty tuł An Unbound Universe (Wszechświat bez granic) i zaczy na się wspaniały m cy tatem z rzy mskiego poety Lukrecjusza (ok. 99 p.n.e.– 55 p.n.e.):

Więc nie przerażaj się wcale nowością rzeczy, niech duch twój Nie wzdraga się przed nauką, niech zważy wszy stko na szali By strej rozwagi, i jeśli uznasz me słowa za prawdę, Poddaj się, jeśli przeciwnie, za kłamstwo, stawaj do boju. Gdy ż wobec nieskończoności przestrzeni, która się ciągnie Na zewnątrz naszego świata, duchowi potrzebna wiedza, Co jest w tej dali niezmiernej, […]

Wiedz przede wszy stkim, że nigdzie nie mamy żadnej granicy, Od żadnej strony, czy z prawa, czy z lewa, z góry czy z dołu9.

Autorzy arty kułu posłuchali rady Lukrecjusza. Zważy wszy na szali by strej rozwagi wszy stkie dostępne dowody i przejrzawszy spis obiektów materialny ch oraz dowodów kinematy czny ch (z uwzględnieniem wieku obiektów oraz ewolucji stałej Hubble’a), doszli do wniosku, że jest niezwy kle mało prawdopodobne, by udało się uzy skać ów tak upragniony wy nik i stwierdzić, iż fakty czna (obserwowana) gęstość jest równa (teorety cznej) gęstości kry ty cznej. Sięgnęli więc po porzuconą stałą kosmologiczną, którą nikt się nie interesował przez całe dziesięciolecia. Przy jrzeli się jej na ty le poważnie, że zauważy li, jak duże może mieć znaczenie, i zakończy li rozważania agnosty czny m wnioskiem: „wciąż nie można wy kluczy ć, przy najmniej na gruncie empiry czny m, że istnieje jakaś stała kosmologiczna istotna z punktu widzenia dy namiki”. W tamty m okresie zebrane dowody ilościowe by ły po prostu zby t niepewne, by można by ło pokusić się o jakieś stanowcze stwierdzenie. Kilka lat później nieustraszona i wnikliwa Beatrice Tinsley w rzadko cy towany m arty kule w „Nature”, zaty tułowany m Accelerating Universe Revisited (Jeszcze raz o przyspieszającym Wszechświecie), poszła dalej i stwierdziła, że dowody sugerują, iż „jedy ny mi modelami friedmanowskimi, jakie pasują do Wszechświata, są modele z dodatnią stałą kosmologiczną”.

Nowe argumenty i nowe dowody – potwierdzenie istnienia ciemnej energii w latach dziewięćdziesiątych Dwadzieścia lat później, w 1995 roku, sy tuacja wy glądała już zupełnie inaczej. Uczeni wy znaczy li ze znacznie większą dokładnością wiele ważny ch parametrów obserwacy jny ch (takich jak stała Hubble’a i wiek najstarszy ch gwiazd). Kilku śmiałków zdoby ło się nawet na odwagę, by stwierdzić, że zebrane dowody silnie przemawiają za istnieniem stałej kosmologicznej o znacznej wartości, na ty le dużej, że może by ć źródłem „brakującej” gęstości energii i potwierdzać ty m samy m poprawność atrakcy jnego „płaskiego” modelu. W latach 1975‒ 1995 powstały obszerne nowe gałęzie astrofizy ki i kosmologii – specjaliści zajmowali się teraz badaniem gwiazd neutronowy ch, czarny ch dziur, wy rzutami masy z korony słonecznej, układami podwójny mi gwiazd emitujący mi promieniowanie rentgenowskie i rozbły skami promieni gamma, rozwijała się także planetologia i badania Układu Słonecznego. Rozwój techniczny w konstrukcji wielkich teleskopów (naziemny ch i orbitalny ch) oraz ich oprzy rządowania

(elektroniczny ch detektorów obrazu, urządzeń do obserwacji w zakresie radiowy m i promieniowania rentgenowskiego) przy czy nił się do ogromnego poszerzenia obszaru dostępnego obserwacjom, a także do wy korzy stania niewidoczny ch dla oka obszarów widma elektromagnety cznego, niedostępny ch dla poprzednich pokoleń badaczy. W kosmologii obserwacy jnej najodleglejsze badane galakty ki miały coraz większe przesunięcie ku czerwieni, przeprowadzono także szeroko zakrojone obserwacje dalekiego pozagalakty cznego Wszechświata, który ch celem by ło poznanie ogólnej jego struktury. Wszy scy mieli świadomość, że konieczne jest dokładniejsze wy kalibrowanie pozagalakty cznej skali odległości, ponieważ wiele publikowany ch wartości stałej Hubble’a H0 różniło się między sobą nawet o czy nnik 2, co by ło już absurdalne. W dwóch arty kułach z 1995 roku zamieszczono podsumowanie zebrany ch dowodów. Pierwszy z nich, zaty tułowany The Cosmological Constant is Back (Powrót stałej kosmologicznej), napisali Lawrence Krauss i Michael Turner. Autorami drugiego, noszącego ty tuł The Observational Case for a Low-Density Universe with a Non-Zero Cosmological Constant (Dowody obserwacyjne przemawiające za Wszechświatem o niskiej gęstości z niezerową stałą kosmologiczną), są Jeremiah Ostriker (jeden z autorów książki) i Paul Steinhardt. W obu pracach podkreśla się wagę argumentów związany ch z chronologią – czy li analiz uwzględniający ch wiek poszczególny ch składników Wszechświata, tak by w modelu nie dochodziło do wewnętrzny ch sprzeczności. Znając wartość stałej Hubble’a i odpowiedni model kosmologiczny, można obliczy ć, ile czasu upły nęło od Wielkiego Wy buchu (zob. ry c. 7.2). Kosmologowie by li bardzo zawsty dzeni faktem, że w standardowy m obrazie najstarsze gwiazdy okazy wały się starsze od samego Wszechświata! Gdy by jednak przy jąć, że ciemna energia odpy cha od siebie galakty ki z coraz większą prędkością, wówczas Wszechświat wy dawałby się młodszy (w analizach bazujący ch na prawie Hubble’a), niż fakty cznie jest, i problem nie by łby już tak dotkliwy. W przy spieszający m wszechświecie wartość stałej Hubble’a rośnie z upły wem czasu. Gdy by ktoś nie wiedział, że Wszechświat rozszerza się coraz szy bciej, i dopasował zmierzoną wartość stałej Hubble’a do standardowego modelu spowalniającego wszechświata, to odniósłby wrażenie, że ogląda go we wcześniejszej epoce, gdy wszy stko szy bko się od siebie oddalało. Zatem pominięcie stałej kosmologicznej mogłoby doprowadzić do znacznego niedoszacowania wieku Wszechświata. Dziesiątki lat wcześniej, gdy Hubble przedstawił wstępne oszacowania prędkości rozszerzania się Wszechświata, wartości te by ły tak wielkie, że wy nikał z nich niedorzecznie mały wiek Wszechświata (w porównaniu ze znany m wówczas wiekiem Ziemi). Lemaître zauważy ł, że problem ten można by nieco złagodzić poprzez dodanie do równań stałej kosmologicznej. Podobnie we wszechświecie z dodatnią stałą kosmologiczną struktury mają więcej czasu na to, by się wy kształcić z niewielkich zaburzeń i osiągnąć obserwowane, olbrzy mie rozmiary. Poza ty m w takim wszechświecie obserwatora dzieli od najdalszy ch obiektów znacznie większa odległość, a zatem istnieje większa szansa na to, że między nim a odległą galakty ką znajdzie się jakieś masy wne ciało i dojdzie do powstania zwielokrotnionego obrazu (za sprawą soczewkowania grawitacy jnego) takiej galakty ki tła. Każda zaobserwowana rozbieżność ulegała zmniejszeniu lub całkowitemu wy eliminowaniu po wprowadzeniu stałej kosmologicznej. Równocześnie nic nie wskazy wało na to, by obecność

członu kosmologicznego miała wprowadzić jakieś nowe rozbieżności. W dodatku, jak się zaraz przekonamy, dzięki stałej kosmologicznej pojawiała się szansa na odzy skanie wy marzonego, geometry cznie płaskiego Wszechświata. By ła to bardzo kusząca perspekty wa! Po uwzględnieniu wszy stkich dostępny ch obserwacji Ostriker i Steinhardt doszli do wniosku, że „natura najwy raźniej preferuje Wszechświat z dużą stałą kosmologiczną o średniej gęstości równej wartości kry ty cznej”. Tego ty pu argumentacja przemawiała jednak ty lko do wąskiego grona badaczy, większość odnosiła się do takich wy wodów z rezerwą. Potrzebne by ły bardziej bezpośrednie dowody i na szczęście niedługo potem właśnie takie dane zaprezentowały dwa działające niezależnie zespoły badawcze, prowadzące obserwacje supernowy ch ty pu Ia – owy ch wy buchający ch gwiazd, które Zwicky już kilkadziesiąt lat wcześniej widział w roli świec standardowy ch. Zespoły te postawiły sobie za cel bezpośrednie zmierzenie zwiększającej się prędkości ekspansji Wszechświata (lub udowodnienie, że takie zjawisko jednak nie zachodzi).

Ciemna energia wypełnia luki i umożliwia istnienie płaskiego Wszechświata Zanim opiszemy te rozstrzy gające obserwacje, powinniśmy powrócić (dla dobra czy telników o zacięciu matematy czny m) do naszej dość intuicy jnej, ale jednak ilościowej analizy modeli kosmologiczny ch, którą rozpoczęliśmy w rozdziale 3 i w dodatku 1, zawierającej pogłębione, bardziej matematy czne omówienie ty ch zagadnień. Rozważaliśmy wtedy ekspansję niewielkiego kulistego wy cinka Wszechświata i ze zdziwieniem odkry liśmy, że nawet bez skomplikowany ch formuł matematy czny ch potrafimy odtworzy ć podstawowe wnioski wy nikające z modeli kosmologiczny ch Friedmana i Lemaître’a. Wy szliśmy od drugiej zasady dy namiki Newtona i jego prawa powszechnego ciążenia i na ich podstawie wy liczy liśmy, jak będzie się przemieszczał pod wpły wem grawitacji punkt na zewnętrznej powłoce kuli o promieniu r i masie M. Bez trudu możemy teraz dodać do tego modelu oddziały wanie o sile proporcjonalnej do odległości między punktami, które będzie naśladowało dokładnie wpły w stałej kosmologicznej (zob. równanie A18). Tak jak poprzednio, matematy czne szczegóły ty ch rozważań zamieściliśmy w dodatku 1, natomiast w ty m miejscu przedstawimy podsumowanie uzy skany ch wy ników. Podobnie jak wcześniej, mamy znowu dwie możliwości. Pierwsza jest po prostu pewną odmianą rozwiązania standardowego, w który m prędkość powierzchni kuli stopniowo maleje, w miarę jak grawitacja spowalnia ekspansję, a potem kula nieruchomieje i po chwili zaczy na się ponownie zapadać. Jedy na różnica wy nikająca z pojawienia się stałej kosmologicznej jest taka, że promień maksy malny jest nieco większy, niż by ł w poprzednim przy kładzie. Natomiast drugie rozwiązanie (A21) naszego zmody fikowanego równania jest już niezwy kłe. Odpowiada ono

bowiem rozwiązaniom „otwarty m” z poprzedniego modelu, w który ch początkowa prędkość ekspansji jest tak duża, że grawitacji nigdy nie uda się powstrzy mać rozszerzania się kuli. W takim wy padku w naszy m nowy m modelu kula osiąga w pewny m momencie na ty le duży rozmiar, że początkowo nielicząca się siła pochodząca od stałej kosmologicznej (której oddziały wanie ciągle rośnie, ponieważ jest proporcjonalne do promienia kuli) zaczy na odgry wać dominującą rolę. Wówczas kula szy bko podwaja swój rozmiar, a potem jeszcze raz i jeszcze raz… Grawitacja przestaje odgry wać jakąkolwiek rolę, a nasz wszechświat w zasadzie wy bucha. Na ry cinie 7.2 pokazano przebieg ewolucji poszczególny ch modeli kosmologiczny ch – krzy wa pośrodku oznacza wszechświat „otwarty ”, o niskiej gęstości, natomiast przebiegająca najwy żej odzwierciedla ewolucję wszechświata z dominujący m udziałem ciemnej energii (który zaczął się rozszerzać szy bciej, a więc wy daje się „starszy ”). Trzy modele rozważane przez Sandage’a – modele bez stałej kosmologicznej – to zaznaczony na samy m dole model „zamknięty ”, pokazany tuż nad nim model płaski (czy li „w sam raz”) oraz wspomniany już model o niskiej gęstości, drugi od góry. Wszechświat zdominowany przez człon lambda jest najstarszy ze wszy stkich (dla tej samej wartości stałej Hubble’a wy znaczonej obecnie, która odpowiada nachy leniu krzy wej) i dlatego analiza wieku różny ch obiektów ma tak duże znaczenie dla wy boru właściwego modelu.

Ry c. 7.2. Możliwe scenariusze rozszerzania się (a by ć może i kurczenia) Wszechświata: dolna krzy wa opisuje wszechświat zamknięty, o dużej gęstości, który rozszerza się przez kilka miliardów lat, ale ostatecznie ruch ten ulega odwróceniu i wszechświat zapada się pod własny m ciężarem. Linia ponad nią odpowiada wszechświatowi płaskiemu o gęstości kry ty cznej, w który m prędkość ekspansji nieustannie maleje (krzy wa zbliża się asy mptoty cznie do linii poziomej). Następnie zaznaczono krzy wą przedstawiającą ewolucję wszechświata otwartego o niskiej gęstości, którego prędkość rozszerzania się również maleje, ale nie tak szy bko jak w poprzednim wy padku, ponieważ przy ciąganie grawitacy jne w ty m wszechświecie jest słabsze. Górna krzy wa pokazuje wszechświat, w który m znaczna część materii ma postać tak zwanej ciemnej energii, co sprawia, że począwszy od pewnego momentu, prędkość jego ekspansji zaczy na rosnąć. Mamy przekonujące dowody na to, że nasz Wszechświat zachowuje się tak, jak to pokazuje właśnie ta krzy wa (http://en.citizendium.org/wiki/astrophy sics).

Olbrzy mie przy spieszenie widoczne w końcowy m fragmencie najwy ższej krzy wej jest tak zwany m zachowaniem „inflacy jny m” i uważa się, że taki sam przebieg miała ewolucja Wszechświata w jego pierwszy ch chwilach istnienia. Najbardziej interesujący jest przy padek „płaskiego” wszechświata o zerowej energii, w który m obwód okręgu jest zawsze równy π razy średnica. W ty m wszechświecie całkowita energia – obejmująca zawartą w naszej małej kuli energię kinety czną, grawitacy jną i ciemną – by ła na samy m początku równa zeru. To rozwiązanie najbardziej przemawia do nas z estety cznego punktu widzenia (ma tę atrakcy jną cechę, że jeśli wszechświat jest dokładnie płaski w jakiejś chwili, to już zawsze taki pozostanie), a poza ty m najwy raźniej dobrze opisuje Wszechświat, w który m ży jemy. Przy jmując taki model w ostatnim fragmencie dodatku 1, pokazujemy, że można zdefiniować nowy parametr Ωλ(t) przedstawiający ciemną energię jako niemianowaną liczbę (A23). Dzięki temu da się opisać płaski model kosmologiczny w cudownie prosty sposób (A25):

Widzimy więc, że po dodaniu stałej kosmologicznej pojawia się nowy warunek, jaki musi by ć spełniony, by wszechświat by ł płaski: suma gęstości materii i gęstości energii, wy rażony ch w jednostkach kosmologiczny ch, powinna by ć zawsze równa dokładnie 1. W poprzednim przy kładzie nie by ło mowy o ty m, by prostsze równanie Ωmaterii = 1 mogło by ć prawdziwe, ponieważ Wszechświat zawiera zby t mało materii (nawet po uwzględnieniu ciemnej materii), teraz jednak pojawiła się szansa na spełnienie tego nieco bardziej skomplikowanego równania, jeśli ty lko we Wszechświecie jest wy starczająco dużo ciemnej energii. Czy to atrakcy jne i proste rozwiązanie jest prawdziwe? Czy zgadza się z obserwacjami? Czy wartość ΩΛ jest

wy starczająco duża? Krauss, Turner, Ostriker i Steinhardt stwierdzili, że odpowiedź na te py tania brzmi: „tak”. Ich argumentacja opierała się jeszcze na dowodach pośrednich, ale już wkrótce pojawiły się bardziej przekonujące argumenty. Najdokładniejsze dane zebrał nowy satelita WMAP (od ang. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – próbnik anizotropii promieniowania mikrofalowego im. Wilkinsona), następca satelity COBE, umieszczony na orbicie przez NASA w czerwcu 2001 roku (zob. ry c. 5.5). Dzięki obserwacjom prowadzony m przez tego satelitę zespół badaczy pracujący ch pod kierunkiem Charlesa Bennetta z Uniwersy tetu Johnsa Hopkinsa oraz opieką naukową Ly mana Page’a i Davida Spergela z Princeton zmierzy ł parametry kosmologiczne z niespoty kaną dotąd dokładnością. Po przeanalizowaniu dany ch zebrany ch w ciągu siedmiu lat ustalono, że

Ωmaterii + ΩΛ = 1,0023 ± 0,0055.

Wy nik ten wciąż pozostaje najwspanialszy m i najdokładniejszy m dowodem na istnienie stałej kosmologicznej i poprawność płaskiego modelu. Wy daje się, że jest to zby t piękne, by mogło by ć prawdziwe. Rezultat ten nie opiera się jednak na najbardziej bezpośrednim pomiarze. Najprostsze bezpośrednie podejście polega na zbadaniu, jak zmieniała się stała Hubble’a w różny ch epokach (wy korzy stuje się do tego supernowe ty pu Ia w roli świec standardowy ch), ponieważ w ten sposób dokonuje się bezpośredniego pomiaru obecnego przy spieszenia ekspansji. Ta bezpośrednia technika jest więc współczesny m wcieleniem metody Sandage’a, bazujący m na wy korzy staniu świec standardowy ch zaproponowany ch przez Zwicky ’ego. W rozdziale 3 mówiliśmy o ty m, jak Hubble nakreślił ogólne ramy całego przedsięwzięcia, a potem Sandage prowadził obserwacje dość bliskich galakty k za pomocą 5-metrowego teleskopu na górze Palomar (zob. ry c. 3.2) i na tej podstawie próbował ustalić, jak stała Hubble’a zmieniała się w przeszłości. Napotkał dwa problemy : wy brane przez niego obiekty nie by ły na ty le jasne, by można je by ło obserwować na duży ch odległościach, a w dodatku okazało się, że nie są prawdziwy mi świecami standardowy mi. Cały program badawczy legł w gruzach. Jednak supernowe ty pu Ia są widoczne ze znacznie większy ch odległości niż kosmologiczne słupki milowe wy brane przez Sandage’a, a poza ty m do tego czasu dokonano olbrzy mich postępów w konstrukcji urządzeń obserwacy jny ch. Teleskopy są teraz większe, a nowe elektroniczne detektory charaktery zują się większą czułością niż uży wane dawniej klisze fotograficzne. Dzięki ty m liczny m ulepszeniom można się by ło pokusić o ponowienie próby przeprowadzenia takich badań. Obserwatorzy mogli wy korzy stać supernowe ty pu Ia do sprawdzenia, czy fakty cznie w późniejszy m okresie istnienia Wszechświata doszło do przy spieszenia jego ekspansji, wy wołanego przez ciemną energię. Taki właśnie cel postawiły przed sobą dwie działające niezależnie grupy uczony ch. Pracami pierwszego zespołu, działającego w Narodowy m Laboratorium Lawrence’a w Berkeley, kierowali Carl Penny packer i Saul Perlmutter. Na czele drugiego zespołu stali Brian P. Schmidt z australijskiego Obserwatorium Mount Stromlo i Adam Riess (który pracował w ty m okresie na kilku uniwersy tetach: Harvarda, Kalifornijskim w Berkeley i Johnsa Hopkinsa). Dzięki

ich wy siłkowi udało się zbadać obszary Wszechświata o znacznie większy m przesunięciu ku czerwieni i od razu stało się jasne, że ta metoda fakty cznie może pozwolić na bezpośrednie wy znaczenie wartości ΩΛ. Społeczność naukowa by ła więc nieco rozczarowana, gdy zespół z Berkeley opublikował w 1997 roku pierwsze wy niki swoich badań, z który ch wy nikało, że ΩΛ = 0,06, a więc że stała kosmologiczna jest bardzo bliska zeru. Wy znaczona przez badaczy mała wartość sugerowała, że ciemna materia nie może by ć raczej istotny m składnikiem Wszechświata. Wy nik ten oparli jednak na obserwacji niewielkiej liczby obiektów. Z czasem liczba zmierzony ch supernowy ch zdecy dowanie wzrosła, podobnie zresztą jak dokładność pomiarów. W 1998 roku zespół „dużego przesunięcia ku czerwieni”, kierowany przez Riessa (który pracował wówczas na Harvardzie), zadziwił świat informacją, że z zebrany ch przez niego dany ch wy nika, iż Wszechświat rozszerza się w coraz szy bszy m tempie. By ł to dość liczny zespół, w którego skład wchodzili między inny mi Schmidt, Riess i Robert Kirshner – astronom z Harvardu; zajmował się on ty mi zagadnieniami już od jakiegoś czasu i by ł opiekunem pracy doktorskiej obu wy mieniony ch wcześniej uczony ch. Do roku 2001 oba zespoły zgromadziły tak dużo dokładny ch obserwacji obiektów o spory m przesunięciu ku czerwieni, że uzy skane wy niki zaczęły się ze sobą zgadzać i to przekonało znaczną część społeczności uczony ch, że równanie Ωmaterii(t) + ΩΛ(t) = 1 może fakty cznie opisy wać nasz Wszechświat. Obie metody – ta opierająca się na pomiarach kosmicznego promieniowania tła i ta wy korzy stująca bezpośrednie obserwacje supernowy ch – również dały zgodne rezultaty. Wy dawało się, że uczeni osiągnęli w końcu upragniony cel. Sumary czna ilość materii (głównie ciemnej) i ciemnej energii okazała się taka, jak potrzeba, by Wszechświat by ł płaski z geometry cznego punktu widzenia. Większość uczony ch zgadzała się teraz, że ciemna energia jest główny m składnikiem gęstości materii i energii (Ωmaterii ≈ 0,25, a ΩΛ ≈ 0,75). Niektóry ch niepokoiło, że wy niki te mogą by ć obarczone błędami sy stematy czny mi, wy nikający mi z tego, że kalibracja supernowy ch ty pu Ia zależy od przesunięcia ku czerwieni, ale uznano, że poprawność modelu „lambda CDM” 10 została potwierdzona i model ten jest zgodny ze wszy stkimi najważniejszy mi obserwacjami kosmologiczny mi. Tak jak po odkry ciu ciemnej materii, mieliśmy wiele niezależny ch dowodów i wszy stkie one wskazy wały na to, że stała kosmologiczna ma niezerową wartość, a ciemna energia dominuje nad pozostały mi składnikami Wszechświata. Jak już wspomnieliśmy, Perlmutter, Riess i Schmidt w 2011 roku otrzy mali za swoje odkry cie Nagrodę Nobla w dziedzinie fizy ki. Osobną kwestią by ło py tanie o to, czy taki model jest sensowny z punktu widzenia fizy ki. Gdy w 1995 roku Ostriker i Steinhardt zbierali informacje do swojego arty kułu, pojechali do Insty tutu Badań Zaawansowany ch, by porozmawiać ze swy m stary m przy jacielem Edem Wittenem, który jest powszechnie uznawany za autory tet w dziedzinie fizy ki cząstek. Co sądził Ed o stałej kosmologicznej? Oczy wiście znał dobrze burzliwą historię tej koncepcji, ale oprócz tego sam się poważnie zastanawiał nad ty m, czy interesująca z kosmologicznego punktu widzenia wartość λ ma w ogóle sens. Doszedł do wniosku, że nie. Na gruncie fizy ki podstawowej wartość rozważana przez astronomów wy dawała się po prostu dziwna. Stała ta mogła by ć równa zeru, ale mogła także by ć (choć oczy wiście nie jest) olbrzy mia. Mimo to proponowana wartość stałej λ, wy rażona w naturalny ch jednostkach skonstruowany ch

z podstawowy ch stały ch fizy czny ch (stałej Plancka, prędkości światła i stałej grawitacji), by ła absurdalnie mała. Trudno by ło sobie wy obrazić jakieś sensowne obliczenia, z który ch mogłaby wy nikać wartość λ równa 10–120, a właśnie taką musi mieć kosmologiczna stała Einsteina, by powstał Wszechświat, w który m najwy raźniej ży jemy ! Gdy by stała kosmologiczna by ła nieco większa, ekspansja zaczęłaby przy spieszać już wcześniej i Wszechświat rozpierzchłby się na wszy stkie strony, zanim zdąży ły by w nim powstać galakty ki i gwiazdy ; gdy by zaś by ła znacznie mniejsza, nie udałoby się nam jej jeszcze wy kry ć w przeprowadzany ch obecnie pomiarach. Dlaczego jest „w sam raz” – interesująca z astronomicznego punktu widzenia właśnie w naszej epoce, ponieważ daje wartość ΩΛ porówny walną z Ωmaterii? Oto kolejne zagadkowe dostrojenie kosmosu, kolejny kłopotliwy zbieg okoliczności. Te py tania pozostają bez odpowiedzi do dnia dzisiejszego i stanowią jedną z najtrudniejszy ch zagadek fizy ki cząstek, która ma szczególne znaczenie dla specjalistów od teorii strun. Naiwne oczekiwanie fizy ków kwantowy ch, że wartość ΩΛ będzie równa 0 lub 10+120 (zamiast bliska jedności) okrzy knięto najgorszy m przewidy waniem teorety czny m w historii fizy ki. W ostatnim dziesięcioleciu dokonano wielu niezależny ch i bardzo pomy słowy ch prób przedstawienia racjonalnego wy jaśnienia, dlaczego stała kosmologiczna miałaby mieć wartość mniej więcej taką, jaka wy nika z obserwacji, ale jak dotąd żadne z ty ch wy jaśnień nie spotkało się z większy m uznaniem. By ć może powinniśmy poszukać morału do tej opowieści o ciemnej energii w Szekspirowskim Hamlecie: „Więcej jest rzeczy w niebie i na ziemi, niż się wy daje naszy m filozofom, drogi Horacjo” 11. Czy od kosmologów oczekuje się, że tak jak Biała Królowa z książki Lewisa Carrolla uwierzą „w sześć niemożliwy ch rzeczy już przed śniadaniem” 12? Powrócimy do tej zagadki w ostatnim rozdziale, a w ty m miejscu wy starczy jedy nie powiedzieć, że obecny, standardowy model (LCDM – od ang. Lambda Cold Dark Matter – lambda [czy li stała kosmologiczna] oraz zimna ciemna materia) wy szedł zwy cięsko ze wszy stkich prób, jakim go doty chczas poddano. Wy daje się, że zupełnie nie z własnej woli znaleźliśmy się w najdziwniejszy m położeniu, w jakim zdarzy ło się nam by ć w całej historii nauki. Mamy model Wszechświata, który doskonale się sprawdza w ty m sensie, że zwy cięsko przechodzi przez wszy stkie empiry czne testy, ale jest oparty na dwóch tajemniczy ch, niewidzialny ch składnikach, które wy wierają całkowicie namacalny wpły w, choć ich natura pozostaje niezgłębiona.

8 Lewis Carroll, Przygody Alicji w Krainie Czarów; O tym co Alicja odkryła po drugiej stronie lustra, przeł. Maciej Słomczy ński, „Hubert”, Warszawa 2001, s. 23.

9 Titus Lucretius Carus, O naturze rzeczy, przeł. Grzegorz Żurek, Państwowy Insty tut Wy dawniczy, Warszawa 1994, s. 100‒101.

10 CDM – skrót od ang. cold dark matter – zimna ciemna materia (przy p. tłum.).

11 William Shakespeare, Hamlet, przeł. Stanisław Barańczak, Wy dawnictwo „Znak”, Kraków 2002, s. 52 (przy p. tłum.).

12 Lewis Carroll, op. cit., s. 182.

8.

WSPÓŁCZESNY PARADYGMAT I GRANICE NASZEJ WIEDZY

Przebyliśmy długą drogę Co wiemy ? Co uważamy za możliwe? Czego się domy ślamy ? A o czy m nie mamy w chwili obecnej naprawdę najmniejszego pojęcia? Złoży my teraz w całość wszy stkie te różne fragmenty układanki, które opisaliśmy w poprzednich rozdziałach, i w ten sposób otrzy mamy to, co nazy wa się współczesny m parady gmatem kosmologii. Potem omówimy niektóre fascy nujące, ale wciąż niepewne jeszcze koncepcje, a w rozdziale końcowy m zajmiemy się ty m, co w pewny m sensie jest najważniejsze: otwarty mi wciąż py taniami z dziedziny kosmologii. Metoda naukowa, którą posłuży liśmy się do skonstruowania i zwery fikowania przedstawionego tu obrazu, została opracowana w dużej mierze właśnie po to, by zrozumieć niebiosa nad naszy mi głowami. Sukcesy odniesione dzięki jej zastosowaniu zachęciły nas do uży wania jej w kolejny ch dziedzinach nauki. Metoda ta sprowadza się do wy konania kolejny ch kroków: przeprowadzenia ilościowy ch obserwacji, zbudowania teorii wy jaśniający ch te obserwacje, a w końcu zwery fikowania i poprawienia teorii na podstawie nowy ch doświadczeń i obserwacji. Wszy scy uczeni, od Galileusza, przez Newtona i Hubble’a, po ostatnich laureatów Nagrody Nobla za odkry cie ciemnej energii, realizowali ten program w takiej samej, niezmienionej postaci. Dzięki temu pojawiło się ogromne bogactwo pomy słów, który ch większość odrzuciliśmy jako fałszy we, ale nieliczne stały się częścią globalnego modelu.

Od zarania naszy ch dziejów aż do XX stulecia niebo w ludzkiej świadomości wy pełniały dwa rodzaje obiektów: nieruchome gwiazdy i wędrujące planety. Uczeni epoki odrodzenia zaprowadzili porządek wśród planet, odkry li, że wszy stkie krążą wokół Słońca, i potwierdzili, że ich ruch można z podziwu godną dokładnością wy znaczy ć z zasad dy namiki Newtona i jego prawa powszechnego ciążenia. Do końca XVIII wieku ustalono, że nieruchome gwiazdy tworzą olbrzy mie skupisko przy pominające kształtem dy sk – Drogę Mleczną – a na początku XX stulecia odkry to, że my znajdujemy się w ty m skupisku gdzieś na pery feriach. Okazało się, że w naszy m położeniu nie ma absolutnie nic szczególnego. Ży jemy na trzeciej planecie krążącej wokół gwiazdy w średnim wieku o przeciętnej masie, która z kolei krąży po ty powej orbicie w spłaszczonej galakty ce, razem z miliardami inny ch gwiazd. Współczesny model kosmologiczny zaczął nabierać kształtu mniej więcej sto lat temu, dzięki dwóm niezależny m odkry ciom. Ogólna teoria względności Einsteina dała nam prawa fizy czne rządzące obserwowalny m Wszechświatem i nauczy ła, że musimy jednakowo traktować materię i energię. Jednocześnie odkry cia astronomiczne Hubble’a i inny ch dowiodły, że ży jemy w rozszerzający m się Wszechświecie, zbudowany m z galakty k takich jak Droga Mleczna, dzięki czemu poznaliśmy scenę i aktorów odgry wający ch sztukę napisaną przez Einsteina. W pierwszej połowie XX stulecia kosmologów interesował głównie ogólny przebieg intry gi. Jak się ten dramat skończy – czy wieczną ekspansją, czy katastrofalny m kolapsem? Potem jednak, w miarę jak pojawiało się coraz więcej dowodów na to, że całe to przedstawienie rozpoczęło się od ognistego wy buchu, uczony m zaczęły się nasuwać inne py tania wy magające odpowiedzi. Jak (i dlaczego) wy brano ty ch aktorów (czy li galakty ki)? Skąd wzięto ich kostiumy ? Dlaczego zaczęli się łączy ć w pary, grupy i gromady ? Problem pochodzenia struktury zaczęto traktować poważnie dopiero w latach siedemdziesiąty ch. Próbując zrozumieć najmniejsze szczegóły i globalną dy namikę Wszechświata, uświadomiliśmy sobie, że zwy czajne pierwiastki chemiczne naszego widzialnego świata są jedy nie niewielkim ułamkiem materii i energii wy pełniającej Wszechświat. Dominujący m składnikiem przy ciągający m wszy stko do siebie za sprawą grawitacji okazała się ciemna materia, która nie oddziałuje ze zwy czajną materią inaczej niż ty lko grawitacy jnie. Ustalono, że ta dziwna substancja istnieje zarówno w środku zwy czajny ch galakty k, jak i wokół nich. W końcu odkry liśmy, że jest jeszcze jeden tajemniczy składnik – ciemna energia – który przeciwstawia się działaniu grawitacji i odpy cha galakty ki od siebie z siłą rosnącą w miarę upły wu czasu i wzrostu odległości. Pod względem zawartości materii i energii we Wszechświecie ciemna energia ma obecnie (zob. równanie A24 w dodatku 1) trzy krotną przewagę nad materią przy ciągającą się grawitacy jnie. Natomiast w ramach materii oddziałującej grawitacy jnie ciemny składnik przeważa nad zwy czajny mi pierwiastkami chemiczny mi w stosunku 5:1. Py tania szy bko zaczęły się mnoży ć. W miarę jak nasz model robił się coraz bardziej klarowny i szczegółowy, zaczęliśmy sobie uświadamiać, że różne kwestie uważane doty chczas za coś oczy wistego – takie jak jednorodność i izotropia Wszechświata w duży ch skalach, pochodzenie zaburzeń, a nawet pochodzenie samego obserwowalnego Wszechświata – są w istocie problemami wy magający mi rozwiązania. Każdy rzetelny opis kosmologii musi się kończy ć przedstawieniem wciąż nierozwiązany ch jeszcze wielkich problemów. Najpierw jednak nakreślmy szczegółowy obraz współczesnego modelu kosmologicznego, który odnosi tak wielkie sukcesy. Będzie to o ty le prostsze, że jego poszczególne części przy gotowaliśmy już

w poprzednich rozdziałach.

Materia i energia Wszechświata Zacznijmy od substancji tworzącej Wszechświat. Z czego jest on zbudowany ? Już rzy mski poeta Lukrecjusz stwierdził w swoim dziele O naturze rzeczy, że wszy stko, co widzimy wokół siebie w świecie przy rody, daje się wy jaśnić przy założeniu, że składa się z różny ch kombinacji znacznie mniejszej liczby „pierwiastków” chemiczny ch. To zdumiewające, że ten głęboki pojęciowo, ale przecież całkowicie hipotety czny opis przedstawiony przez staroży tny ch filozofów okazał się prawdziwy. Obecnie, w XXI wieku, już tak przy wy kliśmy do tego wspaniałego obrazu upraszczającego świat, że nie widzimy nic niezwy kłego w ty m, że otaczający nas świat jest zbudowany z różny ch pierwiastków chemiczny ch. Organizmy ży we składają się z dość małej liczby pierwiastków: wodoru i powszechnie spoty kany ch pierwiastków o umiarkowanej masie – węgla, azotu i tlenu – z niewielką domieszką cięższy ch atomów, takich jak fosfor i żelazo. Atmosfera ziemska i oceany składają się głównie z ty ch samy ch kilku pierwiastków co nasze ciała. Obecnie znamy 92 pierwiastki wy stępujące w przy rodzie w sposób naturalny – liczba ta rośnie do 118, jeśli uwzględnimy wy twarzane sztucznie w laboratoriach. Na większą część masy naszej planety przy pada zaledwie kilka różny ch rodzajów atomów. Tlen, główny składnik powietrza i wody, stanowi prawie 50 procent masy skorupy ziemskiej, a garstka wspomniany ch przez nas najbardziej powszechny ch pierwiastków tworzy ponad 99 procent wszy stkiego, co widzimy wokół siebie. Jednak to, co znajdujemy na Ziemi i w jej wnętrzu, nie jest wcale ty powe dla całego Wszechświata, ponieważ dwa najlżejsze pierwiastki, wodór i hel, najobficiej wy stępujące w kosmosie, w dużej mierze wy parowały z naszej ciepłej planety i uciekły w przestrzeń kosmiczną. Na początku XX wieku astronomowie przeprowadzili analizę widma światła dobiegającego z atmosfery Słońca i inny ch pobliskich gwiazd i uświadomili sobie, że te dwa najlżejsze pierwiastki, wodór i hel, stanowią większą część materii widocznej we Wszechświecie – w odniesieniu do naszej Galakty ki szacuje się, że jest to 97,9 procent jej masy. Dzięki badaniom linii widmowy ch światła emitowanego przez dalekie obiekty kosmologowie potrafią ustalić skład chemiczny nawet najodleglejszy ch gwiazd, galakty k i kwazarów. To pocieszające, że w inny ch gwiazdach nie odkry li żadny ch pierwiastków, który ch nie ma na Słońcu i Ziemi, ale proporcje poszczególny ch ciężkich pierwiastków są różne w różny ch miejscach. Wy daje się, że białe karły – gwiazdy mające za sobą już długą ewolucję – zbudowane są głównie z ciężkich pierwiastków, i fakt ten by ł ważny m tropem wskazujący m, że by ć może ciężkie pierwiastki powstały w gwiazdach, długo po Wielkim Wy buchu. Jak powiedzieliśmy w rozdziale 4, nie mamy obecnie wątpliwości, że najlżejsze pierwiastki

powstały w samy m Wielkim Wy buchu (zob. ry c. 4.3 na s. 146). Jesteśmy tego pewni, ponieważ szczegółowe stosunki obfitości izotopów wodoru, helu, litu, bery lu i boru doskonale pasują do przewidy wań ilości poszczególny ch izotopów, jakie powinny powstać w ciągu trwającej 10 minut sy ntezy jądrowej tuż po Wielkim Wy buchu. Teraz już wiemy, że poza wodorem większość pierwiastków tworzący ch nasze ciało i naszą planetę powstała w gwiazdach (począwszy od prostszy ch atomów o mniejszej masie), nierzadko w dramaty czny ch wy buchach supernowy ch. W rozdziale 4 wspomnieliśmy o ty m, że w połowie lat czterdziesty ch Herman i Alpher zauważy li, iż proporcje określony ch izotopów w zwy czajny ch skałach odpowiadają przekrojom czy nny m badany m w fizy ce jądrowej. Potem zaś, w 1957 roku, Hoy le, Fowler i Burbidge’owie opisali szczegółowo, jak może przebiegać proces powstawania ciężkich pierwiastków w niezwy kle wy sokiej temperaturze i gęstości, jakie wy stępują podczas giganty czny ch wy buchów gwiazd. Całą tę zwy czajną materię (wszy stkie pierwiastki z układu okresowego) tworzącą gwiazdy na naszy m niebie i w pobliskich galakty kach nazy wamy barionowym składnikiem Wszechświata. Ale czy większość barionów znajduje się w gwiazdach? Jeszcze w latach osiemdziesiąty ch astronomowie odpowiedzieliby zapewne: „Prawdopodobnie tak”. Jednak na początku lat osiemdziesiąty ch kilka grup badaczy odkry ło linie absorpcy jne w widmach odległy ch kwazarów, które mogły powstać ty lko za sprawą obłoków neutralnego wodoru znajdujący ch się gdzieś na drodze obserwowanego światła. Dalsze badania zaowocowały wy kry ciem także linii helu i w ciągu kilku następny ch lat uświadomiono sobie, że przeważająca część przestrzeni kosmicznej jest wy pełniona pajęczy ną włókien zbudowany ch głównie z ty ch atomów, z niewielkimi domieszkami cięższy ch pierwiastków, wy rzucony ch zapewne z gwiazd przez wiatry gwiazdowe i wy buchy. Na ry cinie 8.1 pokazano gazową strukturę ty powego wy cinka Wszechświata wraz z zanurzony mi w niej galakty kami, które przedstawiono tu w postaci niewielkich plamek.

Ry c. 8.1. Przeważającą część przestrzeni kosmicznej wy pełnia giganty czna sieć włókien. Włókna zbudowane są z gęstszego gazu otaczającego pustki, w który ch nie znajdziemy wielu gwiazd i galakty k. W miejscach przecięcia się włókien dochodzi do zagęszczenia się gazu i powstają tam galakty ki i ich gromady (wy niki sy mulacji komputerowej zamieszczone dzięki uprzejmości doktora Reny ue Cena z Uniwersy tetu Princeton).

Wy gląda na to, że proces przekształcania gazu w gwiazdy zachodzi z wy dajnością około 10 procent, a to oznacza, że większość zwy czajnej materii barionowej powstałej w Wielkim Wy buchu wciąż unosi się swobodnie w przestrzeni między galakty cznej. Jak zauważy liśmy w rozdziale 4, obserwowany obecnie stosunek fotonów kosmicznego promieniowania tła do barionów jest dokładnie taki, jakiego należy oczekiwać na podstawie względny ch obfitości lekkich pierwiastków. Jest to kolejny silny argument przemawiający za poprawnością modelu Wielkiego Wy buchu.

Bardzo niewielkie ilości cięższy ch pierwiastków zanieczy szczający ch Wszechświat – chodzi o śladowe ilości tlenu, azotu, żelaza i inny ch pierwiastków, wy kry te w świetle bardziej odległy ch gwiazd lub kwazarów, które po drodze do nas musiało przejść przez kosmiczne włókna – są niemal z pewnością odpadami powstały mi w trakcie ewolucji gwiazd osadzony ch w ty ch gazowy ch włóknach. Sporządźmy zatem teraz kompletny bilans całej zwy czajnej materii, dodając do obserwowany ch gwiazd w galakty kach cały gaz pozostały po Wielkim Wy buchu, który nie został wy korzy stany do budowy ciał niebieskich. Po zsumowaniu masy kosmiczny ch obłoków i wszelkich pozostały ch odmian możliwej do zaobserwowania, zwy czajnej, barionowej materii kosmiczny bilans wciąż pokazuje niedobór po stronie, która ma duże znaczenie dla kosmologii – chodzi oczy wiście o średnią gęstość materii, to materia bowiem spowalnia grawitacy jnie rozszerzanie się Wszechświata. Stosunek zmierzonej gęstości obserwowanej materii do gęstości kry ty cznej, który oznaczamy sy mbolem Ωmaterii, wy nosi obecnie około 4,5 procent (± 0,2 procent, WMAP7). Jak powiedzieliśmy w rozdziale 3, gęstość kry ty czną definiuje się jako gęstość materii we Wszechświecie, przy której oddziały wanie grawitacy jne równoważy energię ekspansji. Najwy raźniej gęstość zwy czajny ch pierwiastków chemiczny ch jest około 20 razy za mała, by zatrzy mać ekspansję. Okazuje się więc, że znane nam pierwiastki chemiczne, tworzące nasze ciała, Ziemię i gwiazdy na niebie, nie mają większego znaczenia w wielkim kosmiczny m bilansie materii i energii. W związku z takim bilansem materii barionowej mamy dobrą i złą wiadomość. Bardzo dobra wiadomość jest taka, że zaobserwowana gęstość tej materii we Wszechświecie zgadza się dokładnie z oczekiwany m rezultatem procesu nukleosy ntezy w Wielkim Wy buchu. Zła wiadomość jest natomiast taka, że ta ilość materii barionowej jest zdecy dowanie za mała, by mógł obowiązy wać filozoficznie elegancki model Wszechświata (opisany w rozdziale 3), w który m wartość Ωmaterii powinna by ć równa 1,000… Jak pamiętamy, najważniejszy m celem (dla niektóry ch) by ło uzy skanie wszechświata o idealnej równowadze sił przy rody, w który m grawitacja równoważy ekspansję, a obwód okręgu zawsze jest równy dokładnie π razy średnica (zob. ry c. 7.2). Później, w latach siedemdziesiąty ch, po potwierdzeniu wcześniejszy ch doniesień o odkry ciu ciemnej materii na wiele różny ch sposobów, pojawiła się nadzieja, że po zsumowaniu zwy czajnej materii i bardziej obfitej ciemnej materii osiągniemy upragnioną wartość Ωmaterii równą 1. Okazało się jednak, że nawet najbardziej skrupulatne pomiary dają wartość nie większą niż jedna czwarta tej wy maganej do osiągnięcia idealnej (a raczej wy marzonej) masy i z najlepszy ch obecny ch oszacowań wy nika, iż Ωmaterii wy nosi 27,2 procent (± 1,5 procent; wartość wy znaczona na podstawie dany ch z satelity WMAP). W ty m okresie obaj autorzy wy słuchali wielu wy stąpień, podczas który ch uczeni ry sowali wy kres pokazujący, jak w XX wieku zmieniał się stosunek odkry tej masy do masy wymaganej – czy li do gęstości masy, do której prelegenci by li tak ideologicznie przy wiązani. Ponieważ na ty ch wy kresach widoczny by ł silny trend wzrostowy ilości odkry tej materii, mówcy by li przekonani, że już niedługo uczeni odkry ją gdzieś kolejne zasoby materii. I tak oszukiwaliśmy sami siebie, że jesteśmy prawie u celu. By ł nawet taki okres na początku lat dziewięćdziesiąty ch (o który m teraz nikt nie chce już pamiętać), gdy wielu uznany ch naukowców mówiło, a nawet pisało, o „modelu standardowy m”,

w który m Ωmaterii rzeczy wiście było równe 1. Poszukiwania większej ilości materii zakończy ły się wprawdzie fiaskiem, ale przy niosły nieoczekiwane korzy ści uboczne. Odkry to mianowicie dwa dość interesujące składniki Wszechświata, choć nie wnoszą one istotnego wkładu do gęstości materii w skali kosmicznej. W latach dziewięćdziesiąty ch okazało się, że neutrina, cząstki elementarne, który ch istnienie przewidzieli w latach trzy dziesty ch Wolfgang Pauli i Enrico Fermi, mają masę. Wiadomo, że są mniej więcej tak liczne jak fotony kosmicznego promieniowania tła, ale mimo to wnoszą do kosmicznej gęstości średniej bardzo mały wkład, rzędu 1 procenta gęstości kry ty cznej. Wspomnieliśmy też już o masy wny ch czarny ch dziurach. Wy daje się, że takie obiekty znajdują się w środku wszy stkich duży ch galakty k i mają masę równą około 0,1 procent masy macierzy stej galakty ki (czy li wnoszą do średniej gęstości wkład wy noszący około dwóch milionowy ch gęstości kry ty cznej). Naprawdę nie mamy pojęcia, jak one powstały, ale uważa się, że większa część ich masy uformowała się przez wchłonięcie barionów (zwy czajnej materii), a jeśli tak, to w globalny m bilansie masy Wszechświata powinno się je uwzględniać w rubry ce przeznaczonej dla materii barionowej, choć oczy wiście barionów pochłonięty ch przez czarne dziury nie da się już nigdy odzy skać. Próby znalezienia materii w ilości wy starczającej do osiągnięcia gęstości kry ty cznej zakończy ły się niepowodzeniem. Gdy jednak stało się jasne, że te poszukiwania spełzną na niczy m, doszło do zaskakującego rozwoju wy padków, który doprowadził do odkry cia jeszcze jednego składnika Wszechświata – ciemnej energii – wy stępującego w ilości większej nawet niż ciemna materia. Einstein udowodnił, że materia i energia są zamienne, dlatego ciemną energię musimy uwzględnić w naszy m bilansie. Za sprawą tego potężnego składnika mamy w obecnej epoce do czy nienia z coraz szy bszą ekspansją Wszechświata. Prędkość rozszerzania się Wszechświata została (jakże my ląco) nazwana stałą Hubble’a, choć w istocie nie jest wielkością stałą. Kiedy ś oczekiwano, że pod wpły wem grawitacji prędkość ta powinna maleć, ale teraz okazało się, że jest wprost odwrotnie – cały czas rośnie. Ten dziwny efekt został przez wielu okrzy knięty najbardziej zaskakujący m odkry ciem naukowy m ostatniego półwiecza. Według najlepszy ch bieżący ch oszacowań gęstość ciemnej energii ΩΛ wy nosi 72,8 procent (±1,6 procent) gęstości kry ty cznej i po dodaniu tej wartości do gęstości składników odkry ty ch wcześniej otrzy mujemy całkowitą gęstość materii i energii wy noszącą 1,000… Za chwilę powiemy o ty m, jakie wy nikają z tego wnioski dla kosmologii, teraz jednak poświęćmy odrobinę czasu na analizę diagramu pokazującego graficznie dziwną historię naszy ch odkry ć (zob. ry c. 8.2). Obszar zaznaczony najjaśniejszy m kolorem odpowiada zwy czajny m pierwiastkom chemiczny m, który ch obfitość wy znaczono do roku 1950; obszar najciemniejszy odpowiada ciemnej materii, której ilość zmierzono do połowy lat siedemdziesiąty ch; natomiast górna część słupka przedstawia najpóźniej odkry tą ciemną energię, która wnosi największy wkład do naszego bilansu. Skoro po uwzględnieniu wszy stkich trzech uznawany ch obecnie główny ch składników Wszechświata osiągnęliśmy całkowitą wartość parametru omega równą jeden, powinniśmy jeszcze sprawdzić, czy nie ma jakichś dodatkowy ch składników, które mogły by przechy lić szalę równowagi na drugą stronę. By ć może w obserwowany m Wszechświecie jest jednak więcej materii i energii niż w naszy m idealny m płaskim modelu? Fakty cznie, wy stępują jeszcze inne, mniejsze składniki. Są to między inny mi: czarne dziury, materia i energia wspomniany ch przed

chwilą neutrin, energia fotonów kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła, a nawet światło gwiazd, które również powinno by ć uwzględnione w bardzo skrupulatny m rachunku. Jednak sumary czna ilość materii i energii wy stępującej w formie ty ch składników jest zaniedby walnie mała i mieści się w przedziałach błędu pomiaru trzech główny ch składników Wszechświata. Bez wątpienia w przy szłości odkry jemy jeszcze inne pomniejsze elementy składowe Wszechświata, ale należy raczej oczekiwać, że wartość parametru omega pozostanie równa 1. Wszy stkie wnioski pły nące z analizy bilansu materii i energii we Wszechświecie wskazują na to, że iloraz całkowitej gęstości do gęstości kry ty cznej jest z dużą dokładnością równy jedności (Ωcałk. = 1,002 ± 0,005). Te oszacowania uwzględniają wszy stkie wy mienione przed chwilą składniki mniejszościowe. Okazuje się zatem, że jednak ży jemy we Wszechświecie o płaskiej geometrii, który by ł ideałem dla wielu kosmologów, począwszy od Einsteina, i wy gląda na to, że nic już tego nie zmieni. Einstein by łby zapewne zaskoczony, ale i zadowolony, że jego stała kosmologiczna, zwana obecnie ciemną energią, jest decy dujący m składnikiem Wszechświata, dzięki któremu stało się to możliwe.

Ry c. 8.2. W latach 1950‒1980 wy jaśniono szczegółowo procesy związane z powstawaniem

zwy czajny ch pierwiastków chemiczny ch w gorący m Wielkim Wy buchu i we wnętrzu gwiazd. Choć hipotezę istnienia ciemnej materii wy sunięto już w latach trzy dziesty ch, dopiero w latach siedemdziesiąty ch udowodniono, że jest ona dominujący m składnikiem materii. W latach dziewięćdziesiąty ch udało się ostatecznie potwierdzić, że jeszcze większy wkład do całkowitego bilansu wnosi ciemna energia, której istnienie rozważano już na początku historii badań kosmologiczny ch.

Globalne rozwiązanie kosmologiczne i kosmiczny trójkąt Zanim opiszemy strukturę Wszechświata, galakty ki, gromady galakty k, pustki i wszy stkie inne obiekty wy pełniające niebo, scharaktery zujmy krótko globalną kosmologię, w ramach której cała ta struktura istnieje. Kosmologowie są zgodni, że najwy raźniej ży jemy we Wszechświecie, którego wielkoskalowe cechy są możliwie najprostsze: Wszechświat jest nieskończony, jednorodny i izotropowy, tak jak postulowali w swoich pracach Einstein, Lemaître i Hubble. Istnieje w nim wiele interesujący ch, bogaty ch w szczegóły struktur, ale nie znaleźliśmy żadny ch dowodów na wy stępowanie w największy ch obserwowalny ch skalach jakiejś asy metrii, globalnego ruchu wirowego, struktury okresowej czy jakichkolwiek inny ch zabawny ch wariantów wy my ślany ch przez pomy słowy ch badaczy. W ty m sensie można powiedzieć, że zamieszkujemy zupełnie podstawowy kosmos, bez żadny ch „wodotry sków”. Co więcej, gdy obecnie dodajemy do siebie jego składniki, elegancko sumują się one do takiej gęstości materii i energii, jaka jest potrzebna do uzy skania preferowanego modelu płaskiej geometrii, w której obwód okręgu jest zawsze równy π razy średnica. Inną wspaniałą cechą płaskiego wszechświata jest to, że zawsze pozostaje płaski. Jeśli materia i energia obecnie dają w sumie dokładnie wartość kry ty czną, to tak samo musiało to wy glądać w przeszłości i tak samo będzie w przy szłości. Względne stosunki poszczególny ch składników z biegiem czasu ulegną zmianie, ale zawsze będą się sumowały do tej magicznej wartości, jeśli ty lko prawdą jest, że w chwili obecnej mają gęstość kry ty czną. Tak czy inaczej, na to właśnie wskazują najlepsze dane, jakie mamy do dy spozy cji. Powróćmy teraz do równania podsumowującego równowagę sił we Wszechświecie, wy prowadzonego z równań pola Einsteina po ty m, jak dodał do nich stałą kosmologiczną (zob. rozdz. 7). Jeśli trochę je uogólnimy, uwzględniając możliwość pojawienia się krzy wizny (w pierwotnej postaci zakładano, że Wszechświat jest płaski), to równanie wy prowadzone w 1922 roku przez Aleksandra Friedmana otrzy muje postać:

1 = Ωmaterii + ΩΛ + Ωk.

Równanie to jest niemianowaną postacią równań ogólnej teorii względności Einsteina po zastosowaniu jej do globalnie gładkiego wszechświata (czy li takiego, który wy gląda tak samo w dowolny m miejscu i czasie). Wzór ten jest dość podobny do rozważanego wcześniej równania, które wy prowadziliśmy w dodatku 1 (równanie A25), pojawił się w nim jednak dodatkowy wy raz Ωk, oznaczający krzy wiznę przestrzeni lub – co równoważne – wy padkową gęstość energii we Wszechświecie. Z teorii względności wy nika, że materia i energia określają krzy wiznę przestrzeni, natomiast krzy wizna ta decy duje z kolei o ty m, jak porusza się materia i jak przepły wa energia. Jeśli materia i energia, reprezentowane w ty m równaniu przez dwa pierwsze sy mbole po prawej stronie, dają w sumie magiczną wartość kry ty czną równą 1, to ostatni wy raz, oznaczający krzy wiznę przestrzeni, musi by ć zerowy. Z obserwacji wy nika, że ten ostatni wy raz powinien mieć wartość bardzo bliską zeru, ale bez względu na to, czy fakty cznie tak jest, czy też ma on jakąś niewielką wartość niezerową, suma ty ch trzech członów musi by ć równa jedności, bo w przeciwny m razie oznaczałoby to, że ogólna teoria względności jest błędna. Uzbrojeni w dobre oszacowania zawartości Wszechświata – zawartej w nim materii i energii – powróćmy do klasy cznego py tania o to, jakie globalne modele kosmologiczne są zgodne z tak rozumianą kosmiczną jednorodnością. Posłużmy się w ty m celu „kosmiczny m trójkątem” wy my ślony m przez Paula Steinhardta, diagramem, który w elegancki i przejrzy sty sposób pokazuje jednocześnie wszystkie jednorodne i izotropowe modele świata. Jest niemal coś magicznego w ty m, że w zwy czajny m trójkącie równoboczny m (choć fakty cznie dość skomplikowany m) można zmieścić wszy stkie nasze rozważania kosmologiczne i pokazać, w jaki sposób dochodzimy do poprawnego naszy m zdaniem opisu globalnej kosmologii. Na ty m jedny m diagramie (zob. ry c. 8.3) odnajdziemy wszy stkie możliwe rozwiązania kosmologiczne równań Einsteina, jakie kiedy kolwiek rozważano, i zobaczy my, w który m miejscu znalazł się ostatecznie, po stu latach badań, współczesny model kosmologiczny. Na lekcjach geometrii w szkole wszy scy poznaliśmy zapewne interesującą własność trójkątów równoboczny ch – chodzi o to, że suma długości trzech odcinków poprowadzony ch z dowolnego punktu w jego wnętrzu równolegle do każdego z jego boków aż do przecięcia z bokiem przeciwległy m (ale tak, by z każdy m bokiem łączy ł się ty lko jeden odcinek) jest zawsze równa długości jego boku. Możemy więc nary sować trójkąt, którego boki przedstawiają trzy wy razy analizowanego przed chwilą równania – trzy główne składniki Wszechświata: materię, energię i geometry czną krzy wiznę przestrzeni – a wtedy każdy punkt w jego wnętrzu będzie jedny m z rozwiązań naszego równania, oznaczający m określony model Wszechświata, natomiast trzy długości odcinków poprowadzony ch do boków trójkąta będą odpowiadały wartościom trzech wy razów z równania.

Ry c. 8.3. „Kosmiczny trójkąt” prezentuje wszy stkie standardowe rozwiązania kosmologiczne i pozwala porówny wać ze sobą różne modele. Do lat siedemdziesiąty ch wszy scy opowiadali się za wszechświatem o niskiej gęstości, oznaczony m tu literą B (od „barionowy ” – czy li taki, w który m jest ty lko to, co widać), bez stałej kosmologicznej, potem jednak łaski uczony ch zaskarbił sobie model OCDM zawierający ciemną materię. Później, w latach dziewięćdziesiąty ch, pojawiła się ciemna energia (czy li stała kosmologiczna) i odnaleźliśmy od dawna poszukiwany model ΛCDM, który charaktery zuje się ty m, że ma płaską geometrię (Ωk = 0) i jednocześnie spełnia wszy stkie ograniczenia narzucane przez obserwacje (ry sunek zamieszczony dzięki uprzejmości Paula Steinhardta z Uniwersy tetu Princeton).

Na początek przy jrzy jmy się najprostszy m rozwiązaniom, w który ch stała kosmologiczna znika. Właśnie te rozwiązania by ły przedmiotem intensy wny ch badań przez większą część XX stulecia. Wszy stkie one leżą na ukośnej linii wy biegającej do góry i na prawo z punktu ΩΛ = 0,0, który znajduje się na dole diagramu, niedaleko lewego wierzchołka trójkąta. Punkty leżące na ty m odcinku są rozwiązaniami bez ciemnej energii, w który ch stała kosmologiczna jest równa

zeru. Uczeni realizujący przez pół wieku program badawczy Hubble’a i Sandage’a poszukiwali rozwiązań właśnie na tej linii, gdy ż nie dopuszczali możliwości, by stała kosmologiczna by ła różna od zera. Ponieważ wiedzieli jedy nie o istnieniu barionowy ch składników Wszechświata, stwierdzili, że do wy ników ich obserwacji najlepiej pasuje model „lekkiego”, otwartego wszechświata, który na naszy m diagramie znajduje się mniej więcej w miejscu, gdzie widnieje litera „B” (od „barionowy ”). Taki właśnie model na całe dziesięciolecia zdominował dy skusje astronomów. Mogliby śmy go nazwać modelem, w który m „jest ty lko to, co widać”. Obecnie, w XXI wieku, obraz taki wy daje się dziwnie uproszczony i kojarzy się nam z przedkopernikańskim modelem Układu Słonecznego w ty m sensie, że uczeni rozwijający taką kosmologię zakładali, iż nasz lokalny wszechświat – czy li Słońce i najbliższe nam gwiazdy – jest reprezentaty wną próbką całego kosmosu. Z naszego diagramu możemy odczy tać w pobliżu górnego wierzchołka, że w ty m modelu gęstość materii we Wszechświecie wy nosi zaledwie kilka procent, Wszechświat ma dodatnią krzy wiznę, a litera „B” zachodzi na dwa obszary : jeden, oznaczający wszechświat, który ostatecznie ponownie się zapadnie, i drugi, odpowiadający wszechświatowi rozszerzającemu się wiecznie (obszar ten oznaczono napisem „OTWARTY”). Obserwacje Sandage’a i inny ch nie by ły na ty le dokładne, by pozwolić na jednoznaczny wy bór jednej z ty ch dwóch możliwości. Potem, po odkry ciu ciemnej materii i wprowadzeniu pojęcia zimnej ciemnej materii, rozwiązanie preferowane przez społeczność naukową przesunęło się w dół opisanej przed chwilą linii ukośnej, mniej więcej do miejsca oznaczonego sy mbolem „OCDM”, który jest skrótem od ang. Open Cold Dark Matter – [model] otwarty z zimną ciemną materią. Zwróćmy uwagę, że zarówno ten obszar, jak i okolice modelu barionowego (sy mbol „B”) położone są w tej części trójkąta, w której Wszechświat ma zby t niską gęstość materii, by mogła ona mieć znaczenie, mimo iż uwzględniono tu obserwacje Zwicky ’ego, z który ch wy nika, że w gromadach galakty k znajdują się olbrzy mie ilości ciemnej materii. W latach osiemdziesiąty ch i dziewięćdziesiąty ch zwolennicy modelu płaskiego, o zerowej krzy wiźnie (wy bierający go głównie z powodów estety czny ch, a czasami także dlatego, by uniknąć konieczności zmierzenia się z problemem dostrojenia), szukali rozwiązań na poziomej linii przebiegającej po prawej stronie trójkąta przez punkt Ωk = 0. Rozwiązania leżące na ty m poziomy m odcinku przecinają omawiane przed chwilą rozwiązania ΩΛ = 0 w punkcie oznaczony m sy mbolem SCDM, który jest skrótem od ang. Standard Cold Dark Matter – [model] standardowy z zimną ciemną materią. Jest to wy marzone miejsce dla wszy stkich, którzy by li przekonani (nie mając na to dowodów), że zarówno ΩΛ = 0, jak i Ωk = 0. Przez mniej więcej dziesięć lat wielu kosmologów próbowało wszy stkimi możliwy mi sposobami ustalić, czy taki model może by ć poprawny. Nikomu nie udało się jednak pogodzić dany ch obserwacy jny ch z ty m modelem i dlatego przez całe dziesięciolecia uczeni by li podzieleni na zwolenników jednego lub drugiego obszaru w zależności od tego, czy bardziej przemawiały do nich względy estety czne, czy wy niki obserwacji. Patrząc z perspekty wy czasu, widzimy, że obie grupy obstawały przy swoim zdaniu w obronie ważny ch prawd, ale przy jęte z góry założenia co do składu Wszechświata nie pozwoliły im na znalezienie wspólnego rozwiązania. Ci – w większości fizy cy – którzy zdawali sobie sprawę z wagi problemu dostrojenia, upierali się, że prawdziwy Wszechświat, bez względu

na wnioski pły nące z dostępny ch obserwacji, musi leżeć gdzieś na poziomy m odcinku „Ωk = 0”. Ci zaś – głównie astrofizy cy – którzy wiedzieli, że cała materia, włącznie z ciemną materią odkry tą przez Zwicky ’ego, nie daje w sumie więcej niż jedną czwartą owej magicznej gęstości kry ty cznej, twierdzili stanowczo, że Wszechświat leży na ukośnej linii „Ωmaterii ≈ ¼”; wprawdzie z daleka omija ona obszar SCDM preferowany przez fizy ków, ale za to zgadza się z wartością gęstości materii wy nikającą z obserwacji. Ten dość nieprzy jemny i niesaty sfakcjonujący stan rzeczy trwał aż do chwili, gdy zgromadzone dowody, bazujące na analizie chronologii (wy maganiu, by Wszechświat by ł starszy od istniejący ch w nim gwiazd), pomiarach supernowy ch i wielu inny ch zjawiskach, przekonały nawet największy ch scepty ków, że stałą kosmologiczną należy wy ciągnąć z lamusa i potraktować z szacunkiem. Odkurzono stare prace Einsteina i Lemaître’a i zaczęto analizować rozwiązania leżące poza linią „ΩΛ = 0”. Bardzo szy bko odkry to najbardziej elegancki z możliwy ch modeli. Jeśli podąży my wzdłuż poziomej linii modeli „płaskich”, w który ch parametr Ωk jest, prakty cznie rzecz biorąc, równy zeru, i potraktujemy wartość ΩΛ jako parametr swobodny, którego wartość należy dopiero wy znaczy ć obserwacy jnie, to dojdziemy do miejsca oznaczonego na diagramie sy mbolem „ΛCDM”, będący m skrótem od ang. Lambda Cold Dark Matter – [model] z parametrem lambda i zimną ciemną materią. Nietrudno zauważy ć, że model ten leży na preferowanej przez fizy ków linii „Ωk = 0”. Gęstość materii w ty m modelu jest zgodna z obserwacjami. Jego geometria jest płaska i wy nikają z niego przewidy wania zgodne z wnioskami pły nący mi z badań supernowy ch (szeroki, niemal pionowy pas oznaczony „SNe” – supernowe) i analizy zależności chronologiczny ch. To jest właśnie współczesny model kosmologiczny. Nagle stało się jasne, że wszy stkie przeprowadzone dotąd obserwacje są zgodne z ty m modelem, a w szczególności wy konane przez satelitę WMAP drobiazgowe badania kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła (zob. nieregularne kontury na diagramie, oznaczone CMB – od ang. cosmic microwave background – kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła), potwierdzają poprawność tego modelu z dokładnością większą niż dwie cy fry znaczące po przecinku. Nie można powiedzieć, że wszelkie wątpliwości automaty cznie zniknęły, bo by łoby to naciąganie faktów. Nie wszy scy też specjaliści zajmujący się ty mi zagadnieniami są obecnie całkowicie przekonani, że płaski model ΛCDM, zawierający ciemną materię i ciemną energię, daje średnią gęstość materii i energii równą dokładnie wartości kry ty cznej. Dzisiaj jednak ciężar dowodu spoczy wa na ty ch, którzy podważają prawdziwość tego modelu. Większość uczony ch zgadza się bowiem, że współczesny model kosmologiczny jest poprawny.

Na początku

Skoro mamy już model opisujący Wszechświat w chwili obecnej, to czy możemy go ekstrapolować w przód i wstecz w czasie? Cofnięcie się w przeszłość nie jest trudne (zob. ry c. 4.3 ze s. 146). Oglądanie Wszechświata w przeszłości jest równoznaczne z obserwacją światła o większy m przesunięciu ku czerwieni. Nasz model zgadza się z procesem wzrostu kosmicznej struktury (przesunięcie ku czerwieni od około 6 do 0), erami ciemności i rejonizacji (przesunięcie ku czerwieni od 10 do 6), kosmiczny m mikrofalowy m promieniowaniem tła i rekombinacją wodoru (przesunięcie ku czerwieni równe ty siąc) oraz powstawaniem lekkich pierwiastków (w chwili odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni wy noszącemu około miliarda – czy li kilka minut po Wielkim Wy buchu). Gdy próbujemy cofnąć się jeszcze dalej w przeszłość, gubimy wątek. Nie chodzi o to, że nie potrafimy wy znaczy ć ewolucji tego modelu dla chwil poprzedzający ch epokę nukleosy ntezy, ale raczej o to, że nie mamy żadnej możliwości sprawdzenia poprawności naszy ch obliczeń. Istnieje jednak jeszcze wcześniejsza epoka, przy której musimy się już bezwzględnie zatrzy mać, ponieważ nie mamy najmniejszego pojęcia, jak wy glądają równania dla chwil poprzedzający ch ten moment! Po dotarciu do pewnej bardzo wczesnej epoki teoria grawitacji Einsteina i mechanika kwantowa Bohra przestają się ze sobą zgadzać i nad wejściem do tej ery widnieje złowrogi napis: WSTĘP WZBRONIONY. Mamy tu na my śli tak zwany czas Plancka (tP ), nazwany tak na cześć Maksa Plancka, fizy ka, który jako pierwszy wy znaczy ł jego wartość. Czas Plancka definiuje się za pomocą podstawowy ch stały ch z teorii grawitacji (G), względności (c) i kwantów (h):

= 5,4 × 10–44 s.

Einstein i jego współpracownicy próbowali stworzy ć teorię kwantowej grawitacji, a w bliższy ch nam czasach Ed Witten i liczne grupy teorety ków strun poszerzy li obszar poszukiwań jakichś drogowskazów na ty m zakazany m lądzie, ale na razie nikomu nie udało się znaleźć właściwego podejścia. Powrócimy jeszcze do tego problemu w końcowej części książki. Ekstrapolacja w przód w czasie również jest prosta, ale oczy wiście nie mamy żadnej możliwości sprawdzenia naszy ch przewidy wań. W obecnej epoce Wszechświat dopiero zaczy na wchodzić w okres szalonego, wy kładniczego wzrostu wy wołanego przez dominację stałej kosmologicznej – nazy wamy to inflacją i proces ten przy pomina okres inflacji tuż po Wielkim Wy buchu – podczas którego wszy stkie obiekty wy pełniające kosmos będą od siebie uciekały z coraz większą prędkością. Wszy stkie gwiazdy zgasną, a nocne niebo stanie się zimne i puste. Czy

szy bko do tego dojdzie? Raczej nie, ale nie mówimy tu też o czasie nieskończenie długim. W chwili gdy umrze nasze Słońce, będzie już trwał końcowy akt kosmicznej eksplozji. Powiedzmy jednak szczerze, że chociaż przedstawiony tu opis historii Wszechświata od chwili obecnej do wczesnego okresu sy ntezy lekkich pierwiastków chemiczny ch jest możliwy do sprawdzenia i jak najbardziej realisty czny, to już reszta opisy wanej ewolucji, sięgająca jeszcze dalej wstecz w czasie i wy biegająca w przy szłość, jest czy stą spekulacją i nie będziemy specjalnie zdziwieni, jeśli przy okazji następnego wy dania książki trzeba będzie uaktualnić te przewidy wania.

Struktura we Wszechświecie Pomijając niepewność doty czącą bardzo odległej przeszłości i dalekiej przy szłości, możemy stwierdzić, że wy pracowaliśmy w końcu zupełnie saty sfakcjonujący globalny model kosmologiczny opisujący, jak zorganizowana jest przestrzeń i czas i jak przebiegała ich ewolucja. Model ten tak dobrze zgadza się z obserwacjami, że czasami wy daje się to zby t piękne, by mogło by ć prawdziwe. Wciąż jednak pozostaje jeszcze kwestia składu Wszechświata – rzeczy wisty ch, znajdujący ch się w nim obiektów. Czy m one są i jak powstały ? Do połowy XVIII stulecia angielski astronom Thomas Wright i inni badacze uświadomili sobie, że Słońce jest po prostu zwy czajną gwiazdą, taką samą jak wiele inny ch w gwiazdowy m dy sku Drogi Mlecznej, w który m ma ono swoje miejsce. Pod koniec lat dwudziesty ch XX wieku astronomowie doszli do wniosku, że gwiazdy skupiają się w galakty kach (określenie „mgławica” wciąż jeszcze by ło wówczas powszechnie uży wane) takich, jakie widać na nocny m niebie, i że wszy stkie te galakty ki oddalają się od siebie z prędkościami w przy bliżeniu proporcjonalny mi do dzielącej je odległości. Również wtedy uświadomiono sobie, że na najwy ższy m poziomie organizacji struktury Wszechświat jest jednorodny i izotropowy. Wprawdzie gdy się mu przy jrzeć szczegółowo, to widać w nim wy raźne skupiska, ale jednak w naszy m kosmiczny m sąsiedztwie (a więc w określonej epoce) jest on w zasadzie taki sam we wszy stkich miejscach i kierunkach: spoglądając daleko w przestrzeń na północ, południe, wschód i zachód, widzimy w przy bliżeniu taką samą liczbę galakty k na jednostkę objętości i te same ich rodzaje. Oczy wiście, jeśli popatrzy my naprawdę daleko w przestrzeń kosmiczną, na obszary odległe od nas o miliardy lat świetlny ch, to w istocie ujrzy my wcześniejsze epoki i chociaż Wszechświat na ty ch odległościach wciąż jest wszędzie taki sam, to jednak zauważamy wy raźny (ale jednakowy we wszy stkich kierunkach) spadek liczby obserwowany ch jasny ch galakty k i ich gromad. Galakty ki powstały, rozrosły się i ewoluowały z biegiem czasu. W odległej przeszłości by ły mniejsze, słabsze i by ło ich mniej na jednostkę objętości (dla każdej obserwowanej jasności). Wy raźnie widać to na ry cinie 5.3, na której pokazano zdjęcie Ultragłębokiego Pola

Hubble’a wy konane przez Kosmiczny Teleskop Hubble’a. Skoro Wszechświat jest mniej więcej jednorodny, to dlaczego nie jest jednorodny doskonale? Skąd wzięła się cała ta struktura i w której epoce powstała? Nie ulega wątpliwości, że na samy m początku musiały się wy tworzy ć jakieś zarodki, z który ch wy rosła wspaniała różnorodność stworzeń wy pełniający ch tę kosmiczną puszczę zwaną Wszechświatem. Początkowo fakt, że te struktury (galakty ki) istnieją, astronomowie traktowali po prostu jako coś oczy wistego. Dziecięce py tanie: „Skąd wzięły się galakty ki?” w ogóle nie pojawiało się w obszarze ich badań. Gdy Hubble pokazał, jak można wy korzy stać cefeidy do wy znaczenia odległości do galakty k (zob. rozdz. 2), gwiazdy te zaczęto wy korzy sty wać w roli świec standardowy ch, słupków milowy ch, które niczy m latarnie pozwalają wy znaczy ć odległość na kosmiczny ch drogach. W poszukiwaniach odpowiedzi na ogólne py tanie o pochodzenie wszy stkiego galakty ki nie by ły traktowane poważnie jako niezależne obiekty, który ch pochodzenie wy maga wy jaśnienia. Jednak sam fakt nagromadzenia olbrzy miej ilości informacji na temat galakty k, będący ch wy nikiem głównie coraz bardziej imponujący ch, szeroko zakrojony ch programów obserwacy jny ch, zmusił kosmologów do powolnego przebudzenia. Uczeni zaczęli stopniowo zdawać sobie sprawę, że muszą zrozumieć, jak powstały galakty ki, w przeciwny m bowiem razie nie zdołają zrobić ani jednego kroku naprzód w swoich poszukiwaniach wy jaśnienia historii kosmosu. Beatrice Tinsley jako pierwsza podjęła się unikanego dotąd przez wszy stkich zadania wy jaśnienia ewolucji galakty k na podstawie ewolucji ich gwiazd. Dzięki temu teorety cy zrobili w swojej history cznej analizie krok wstecz i wzięli się do poważny ch badań pochodzenia i ewolucji galakty k, wy chodząc od samego początku. Kosmologowie szukali teraz odpowiedzi na swoje py tanie o pochodzenie struktury w jeszcze bardziej zamierzchłej przeszłości. Z jakiego stanu początkowego wy tworzy ły się te elementy składowe Wszechświata? W 1991 roku odkry to zalążki struktury (zob. ry c. 5.4 u góry oraz ry c. 5.5). Nie znaleziono ich przy padkiem, ale w ramach ogólnoświatowego programu poszukiwania niewielkich fluktuacji w kosmiczny m mikrofalowy m promieniowaniu tła. Na przesunięciu ku czerwieni wy noszący m około 1000 (czy li odpowiadający m światłu dobiegającemu sprzed około 13 miliardów lat) wy kry to bardzo małe zmiany w gęstości materii i światła. Z pomocą ciemnej materii fluktuacje te mogły się rozrosnąć grawitacy jnie w strukturę, którą dzisiaj widzimy wokół siebie. To jednak doprowadziło do pojawienia się py tania, skąd się z kolei wzięły te wczesne, bardzo niewielkie zaburzenia na poziomie około jednej ty sięcznej procent. Filozoficzny problem nieustannego cofania się w przeszłość (dlaczego?, dlaczego?, dlaczego?) podniósł paskudny łeb! W badaniach kosmologiczny ch zawsze tak się dzieje, że znalezienie odpowiedzi na py tanie: „Dlaczego wy darzy ło się to i to?” z miejsca prowadzi do pojawienia się jeszcze wcześniejszego problemu takiego samego rodzaju, który, po rozwiązaniu, ukazuje kolejny, jeszcze wcześniejszy problem… Z taką sy tuacją zawsze będziemy mieli do czy nienia, jeśli domagamy się uzasadnienia każdego wy głoszonego stwierdzenia (na przy kład: „ciemna materia pomaga w procesie formowania się galakty k”). Kosmologowie muszą zachowy wać się jak dziecko, które bez końca py ta: „Dlaczego?”. Jak brzmi poprawna odpowiedź? Filozof stwierdziłby zapewne, że ten ciąg powinien się zaczy nać od stwierdzenia przy jętego a priori, które nie opiera się na żadny m wcześniejszy m przekonaniu lub fakcie. Uczony odnosi się do takiej propozy cji z rezerwą, ponieważ niesie ona ze sobą ry zy ko przeniesienia poszukiwań pierwszej przy czy ny na grunt metafizy ki lub zjawisk

nadprzy rodzony ch. Nie możemy też unikać takiego py tania, ucinając dy skusję stwierdzeniem: „Nauki nie uprawia się w ten sposób”. Może odpowiedzią na to py tanie jest zdrowy rozsądek? Może powinniśmy po prostu pogodzić się z ty m, że wiemy, co wiemy, i gdy dalszy rozwój postępuje w ślimaczy m tempie, powinniśmy po prostu wy trwale szukać dalej. Niewy kluczone jednak, że takie poszukiwania i rozmy ślania będą musiały potrwać bardzo długo, zanim uda nam się dojść choćby odrobinę dalej od miejsca, w który m jesteśmy obecnie. Musiały upły nąć całe stulecia, zanim znaleziono odpowiedź na py tania, które pojawiły się po Newtonie: „Czy m tak naprawdę jest grawitacja i w jakich okolicznościach prawa Newtona mogą się załamać?”. Obecny model jest bardzo dobry – nawet jeśli nie daje odpowiedzi na kilka ważny ch py tań – i z każdy m rokiem staje się coraz lepszy, niewy kluczone więc, że dalszy postęp na poziomie podstawowy m nastąpi dopiero za kilkadziesiąt lat. Może w naszy ch próbach cofnięcia się do bardzo wczesny ch chwil w historii Wszechświata i odkry cia pochodzenia fluktuacji kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła dotarliśmy już do ostatniego dostępnego nam miejsca. W ty m zakresie załamują się powszechnie przy jęte, dobrze sprawdzone prawa i wkraczamy w sferę czy sty ch spekulacji – w erę Plancka. Najczęściej przy jmuje się, że te niewielkie zaburzenia, powstałe pod wpły wem procesów rządzący ch naturą kwantowej rzeczy wistości, zostały rozciągnięte i powiększone o giganty czny czy nnik 1043 w epoce inflacji, która by ła okresem krótkotrwałego, ale coraz szy bszego rozszerzania się Wszechświata w sposób przy pominający w zasadzie jego przy spieszoną ekspansję w chwili obecnej (powodowaną przez stałą kosmologiczną), ale przebiegający o wiele gwałtowniej. Wy niki pomiarów widma fluktuacji zgadzają się z takim ogólny m modelem. Ta koncepcja pozwala również wy jaśnić, dlaczego obszary widoczne na duży ch odległościach na prawo i na lewo, na górze i na dole, które nie mogą w żaden sposób kontaktować się ze sobą, wy glądają tak podobnie. Pojawia się tu jednak więcej py tań niż odpowiedzi, dlatego powrócimy do tego problemu i alternaty wny ch teorii w ostatnim rozdziale.

Superkomputery wkraczają do akcji Zauważmy, że jeśli potraktujemy zaobserwowane fluktuacje mikrofalowego promieniowania tła – zapominając o problemie ich pochodzenia – jako warunki początkowe w modelach obliczeniowy ch oparty ch na prawach Newtona i wprowadzimy te informacje do najlepszy ch dostępny ch obecnie programów komputerowy ch do modelowania procesów fizy czny ch, to będziemy mogli sprawdzić, czy nasz model zgadza się z obserwacjami. Takie podejście stosuje obecnie większość uczony ch zajmujący ch się astrofizy ką, którzy wy korzy stują w ty ch badaniach największe komputery świata.

W tego ty pu obliczeniach wy różnia się trzy fazy. Na samy m początku, gdy fluktuacje by ły małe (gdy różnice gęstości między poszczególny mi obszarami nie przekraczały kilku procent), kosmos przy pominał powierzchnię oceanu w bezwietrzny dzień. Zmarszczki i fale przepły wały przez materię w sposób bardzo prosty do obliczenia. Jednak takie niewielkie fale po dotarciu do pły tkiego brzegu, gdzie wy sokość fal jest porówny walna z głębokością wody, mogą się załamać. W ten sam sposób grawitacja (wzmacniana przez coraz gęstsze skupiska materii) doprowadziła z czasem do wzrostu fal materii we Wszechświecie, które zaczęły się ze sobą zderzać i przełamy wać, tworząc skomplikowaną sieć płaszczy zn ciemnej materii, włókien, pustek i gromad, pokazaną na ry cinie 8.4. Wy znaczenie szczegółowy ch dany ch potrzebny ch do wy generowania grafik pokazany ch na tej ry cinie wy maga przeprowadzenia wielomiesięczny ch obliczeń na największy ch superkomputerach, ale same obliczenia są dość proste i prakty cznie wszy scy uczeni zgadzają się obecnie, że tego ty pu metody i ich wy niki są wiary godne. Jak już się wielokrotnie przekonaliśmy w przeszłości, jednomy ślność nie jest gwarantem dokładności, ale w wielu wy padkach możemy sprawdzić wy niki tego ty pu analiz przeprowadzony ch na superkomputerach, porównując je z rzeczy wisty m światem widoczny m na niebie nad naszy mi głowami.

Ry c. 8.4. Kosmiczna struktura widoczna w jednej z największy ch sy mulacji numery czny ch wszechświata z ciemną materią, zwanej „Sy mulacją milenijną” (dzięki uprzejmości doktora Reny ue Cena z Uniwersy tetu Princeton)

W pierwszy m kroku takiej analizy należy wziąć pod uwagę ty lko ciemną materię i znaleźć obszary o największej gęstości, czy li miejsca, które nazy wamy halo ciemnej materii. Obecnie dobrze już wiemy, jakie są rozmiary i kształty ty ch największy ch zagęszczeń, wiemy też, ile ich jest oraz jak narastają i łączą się z biegiem czasu. W tego ty pu obliczeniach jedy ną akty wną siłą jest grawitacja, a ponieważ ciemna materia jest dominujący m składnikiem masy, uwzględnia się

w nich ty lko ciemną materię, pomijając początkowo resztę zwy czajnej materii barionowej, którą dodaje się dopiero później, już po utworzeniu się główny ch struktur. Tego ty pu analizy bazują na założeniu, że zwy czajna materia gromadzi się w miejscach największego zagęszczenia ciemnej materii i – w jakiś sposób – przekształca się w galakty ki. Ukazały się ty siące arty kułów, który ch autorzy porównują szczegółowo wy niki sy mulacji z zaobserwowany m rozkładem galakty k na niebie. W ty ch arty kułach wy korzy stuje się przy bliżone metody szacowania tego, jak zwy czajna materia powinna się gromadzić pod wpły wem oddziały wania grawitacy jnego w środku halo ciemnej materii i tworzy ć galakty ki o wy magany ch własnościach. Nie trzeba chy ba dodawać, że teorety cy dowodzą, iż podobieństwo wy ników z takich modeli obliczeniowy ch do rzeczy wistego świata świadczy o ty m, że takie podejście jest wiary godne, ale scepty cy zwracają uwagę na zasadne wątpliwości. W uży wany ch teoriach jest ty le parametrów swobodny ch, że trudno by łoby udowodnić błędność którejkolwiek z nich, a zatem nie są to teorie falsy fikowalne. Jest to szczególnie dotkliwy problem, ponieważ w takim „półanality czny m” podejściu parametry dobiera się tak, by końcowy model dobrze pasował do rzeczy wistego świata. Stosuje się też bardziej bezpośrednie, ale trudniejsze podejście do tego zagadnienia. Można mianowicie umieścić w modelu wszy stkie prawa rządzące zachowaniem materii barionowej, wszy stkie pola promieniowania i przeprowadzić obliczenia hy drody namiczne (podobne do ty ch, jakie stosują projektanci samolotów). W takim modelu należy uwzględnić nawet promieniowanie emitowane przez galakty ki i zachodzące w nich wy buchy gwiazd, a następnie opisać, jak siły działające w ty ch procesach współzawodniczą z grawitacją w przepy chaniu materii gazowej w różne miejsca. Realizacja tak nakreślonego programu jest giganty czny m przedsięwzięciem, zarówno z punktu widzenia obliczeniowego, jak i opisu procesów fizy czny ch, które wy magają uwzględnienia. Rozmach tego projektu naukowego, realizowanego obecnie w wielu uniwersy tetach i laboratoriach, może się równać z największy mi przedsięwzięciami w historii nauki. Badaniom ty m towarzy szą duże emocje. Aby się nimi zajmować, potrzebna jest wiedza nie ty lko z zakresu kosmologii bazującej na równaniach Einsteina, ale trzeba także znać liczne zasady fizy czne i poznać wszy stko, czego dowiedzieliśmy się tu, na Ziemi, od fizy ki ciała stałego, potrzebnej do zrozumienia zimny ch między gwiazdowy ch okruchów materii (o temperaturze 10 K), po fizy kę plazmy, potrzebną do opracowania modelu bardzo gorącego gazu w gromadach galakty k (o temperaturze 108 K). Wy niki takich sy mulacji można przekształcić w przewidy wania doty czące tego, co powinniśmy zobaczy ć, gdy patrzy my w niebo przez teleskopy opty czne, podczerwone i rentgenowskie. Kosmiczny Teleskop Hubble’a jest pierwszy m i najsły nniejszy m przy rządem, dzięki któremu zajrzeliśmy w głębię kosmosu do najwcześniejszy ch epok w historii Wszechświata, ale tego ty pu urządzeń działa znacznie więcej, zarówno w kosmosie, jak i na powierzchni Ziemi. Mamy wiele sposobów na sprawdzenie naszego obrazu kosmologicznego i wy ników modelowania procesu powstawania galakty k. Powinniśmy móc szczegółowo przewidzieć wy gląd otaczającego nas lokalnego świata galakty k: masy ty ch obiektów, ich liczbę, rozkład przestrzenny, ich prędkości, a nawet strukturę wewnętrzną. To jeszcze nie wszy stko. Ponieważ dzięki wielkim teleskopom naziemny m i orbitalny m

możemy zaglądać daleko w przestrzeń kosmiczną, spoglądamy tak daleko w przeszłość, że widzimy Wszechświat taki, jaki by ł, gdy miał połowę (a nierzadko jeszcze mniej) swego obecnego wieku. Powinniśmy więc w zasadzie móc prowadzić bezpośrednie obserwacje procesu powstawania i ewolucji galakty k, by następnie porównać wy niki ty ch obserwacji z sy mulacjami komputerowy mi. Jak przebiegają tego ty pu badania? Odpowiedź na tak postawione py tanie brzmi: „Nie najlepiej”. Za każdy m razem, gdy udaje nam się wy jaśnić jakąś kwestię, odkry wamy kilka kolejny ch kry ty czny ch problemów, które pozostają nierozwiązane. Wy daje się jednak, że sy mulacje numery czne pozwalają przewidzieć powstawanie galakty k o właściwy ch masach, w odpowiednich epokach i w mniej więcej poprawnej ilości. Poza ty m z każdą chwilą zaczy na to coraz lepiej wy glądać. Wy daje się, że w najnowszy ch sy mulacjach hy drody namiczny ch o wy sokiej rozdzielczości uczony m udało się przewidzieć z akceptowalną dokładnością ośrodek między galakty czny wy glądający tak jak w obserwacjach (zob. ry c. 8.1). Udało im się nawet poprawnie wy generować szczegóły struktury wewnętrznej masy wny ch galakty k (zob. ry c. 5.7). Najwy raźniej robimy tu coś tak jak należy ! Zakończmy ten opis odniesiony ch sukcesów jeszcze jedny m triumfem standardowego modelu. Powiedzieliśmy, że w „widmie fluktuacji” mikrofalowego promieniowania tła, zmierzony m przez satelity w promieniowaniu o duży m przesunięciu ku czerwieni, widnieją wy pukłości i wy gięcia na różny ch określony ch długościach fal, będące odwzorowaniem Wszechświata w chwili, gdy elektrony i protony połączy ły się w atomy, kosmos stał się przezroczy sty, a materia uwolniła się z żelaznego uścisku silnego promieniowania. Te bardzo małe fluktuacje amplitudy (różnica między wierzchołkiem a doliną wy nosi około jednej ty sięcznej procent) musiały się z czasem rozros​nąć pod wpły wem opisany ch wcześniej klasy czny ch niestabilności grawitacy jny ch. Obecnie powinny by ć widoczne w miejscach, gdzie na niebie znajdują się galakty ki. Czy fakty cznie widać je na niebie? Uczeni realizujący dwa z opisy wany ch tu szeroko zakrojony ch programów obserwacji nieba (tak zwany ch przeglądów nieba) – pierwszy program, realizowany w Nowy m Meksy ku, nosi nazwę Sloan Digital Sky Survey (ang. cy frowy przegląd nieba fundacji Sloana), a drugi to 2dF Galaxy Redshift Survey (ang. badanie galakty czny ch przesunięć ku czerwieni w polu o obszarze dwóch stopni), prowadzony w Obserwatorium Angielsko-Australijskim – zbadali położenia i prędkości dziesiątków ty sięcy jasny ch galakty k na półkuli północnej i zdecy dowanie potwierdzili poprawność przewidy wań zamieszczony ch w dwóch arty kułach, które ukazały się jednocześnie na początku 2005 roku. Te poszukiwania „barionowy ch drgań akusty czny ch” zakończy ły się takim sukcesem, że wkrótce podobne badania przeprowadzi duże między narodowe konsorcjum uczony ch z uży ciem dużo lepszy ch przy rządów, za pomocą który ch będą obserwować znacznie większe obszary z dużo większą dokładnością. Płaski model Wszechświata ze stałą kosmologiczną i zimną ciemną materią (LCDM) działa. Sprawuje się naprawdę świetnie. Każde wy nikające z niego przewidy wanie okazało się prawdziwe. Wciąż jednak nie udzieliliśmy odpowiedzi na niektóre podstawowe py tania, dlatego w ostatnim rozdziale zajmiemy się takimi wielkimi otwarty mi problemami, które zostawiamy przy szły m pokoleniom badaczy.

9.

GRANICA: NAJWAŻNIEJSZE NIEWYJAŚNIONE ZAGADKI

Ciemna materia Patrząc z punktu widzenia standardów obowiązujący ch w nauce, można powiedzieć, że odnieśliśmy zdumiewający sukces w poszukiwaniach działającej teorii kosmologicznej. Mamy elegancki nowy model, dzięki któremu możemy odpowiedzieć na każde dobrze zdefiniowane py tanie. Gdy budujemy jakieś nowe urządzenie do badania wy branego aspektu pozagalakty cznego świata – na przy kład wielkoskalowego rozkładu galakty k – możemy przewidzieć, jak powinny wy glądać wy niki ty ch obserwacji, a potem okazuje się, że przewidy wania te by ły poprawne. Dokładność tego modelu stale rośnie dzięki coraz lepszy m pomiarom i obecnie wy daje się, że najlepiej opisuje rzeczy wistość najprostsza, podstawowa wersja modelu LCDM. Czy model ten pozostanie już w takiej samej postaci na długie lata, podobnie jak dokonania Newtona, które służy ły nam w niezmieniony m stanie przez długie wieki? Czy muszą upły nąć stulecia, zanim dowiemy się, że nasza wspaniała struktura ma jednak swoje słabości (co jest nieuniknione), i zorientujemy się, że cała doty chczasowa wiedza jest częścią jakiejś większej prawdy ? W istocie już w chwili obecnej wy starczy przy jrzeć się najnowszemu modelowi, by stwierdzić, że zupełnie nic nie wiemy na temat podstaw naszego współczesnego obrazu świata. Bo czy ż wiemy, czy m jest ciemna materia, a czy m jeszcze dziwniejsza ciemna energia? I skąd się wzięły owe zaburzenia, które stały się zarodkami obecnej struktury ? Krótka

odpowiedź na te py tania brzmi: „Nie mamy pojęcia”. W ty m ostatnim rozdziale przy jrzy jmy się niektóry m próbom znalezienia odpowiedzi na te py tania. Po pierwsze, by łoby bardzo miło, gdy by ktoś przy niósł nam wiadro ciemnej materii i powiedział: „Macie, przy jrzy jcie się temu uważnie i przeprowadźcie sobie jakieś doświadczenia”. Tak jednak nie będzie. Uczeni prowadzą obecnie wiele precy zy jny ch doświadczeń, który ch celem jest przekonanie się, czy ciemną materię, która naszy m zdaniem wy pełnia całą Galakty kę i musi przechodzić przez Ziemię, da się w ogóle wy kry ć w laboratorium. Takie laboratoria buduje się pod ziemią, w najgłębszy ch kopalniach, by osłonić detektory przed promieniowaniem kosmiczny m, wpły wem ludzkiej działalności i wszy stkim inny m, co mogłoby doprowadzić do uzy skania fałszy wego sy gnału. Ciemna materia tak słabo oddziałuje ze zwy czajną materią, że bez przeszkód przenika przez kilometry skał i dociera pod powierzchnię Ziemi, gdzie, miejmy nadzieję, zostanie wy kry ta przez niezwy kle czułe detektory (nawet jeśli pozostawia po sobie ty lko nikły ślad). Badacze liczą na to, że cząsteczka ciemnej materii docierająca przez warstwy skał do podziemnego laboratorium uderzy w jeden z atomów substancji wy pełniającej detektor i ruch zwy czajnego atomu spowodowany takim zderzeniem zostanie zarejestrowany jako zdarzenie. Mają też pewność, że przez tak grubą warstwę skał może się przedrzeć jedynie ciemna materia. Popularną kandy datką na ciemną materię jest słabo oddziałująca masy wna cząstka, w skrócie WIMP, od ang. weakly interacting massive particle, która cieszy się w fizy ce cząstek dobrą opinią. Z zasad fizy ki wy nika, że takie cząstki mogły by bez trudu powstać we właściwy m czasie i w odpowiedniej ilości. Richard Gaitskill przy gotował niedawno tabelę obejmującą 27 zakończony ch już doświadczeń, który ch celem by ło bezpośrednie wy kry cie ciemnej materii, 21 wciąż trwający ch tego ty pu ekspery mentów i 17 kolejny ch, będący ch jeszcze w fazie planowania. Czułość stosowany ch detektorów na różne proponowane rodzaje ciemnej materii jest za każdy m razem coraz większa i w kilku wciąż trwający ch doświadczeniach wy korzy stuje się tak czułe urządzenia, że już wkrótce możemy się spodziewać informacji o odkry ciu ciemnej materii, jeśli ty lko nasze rozumienie fizy ki cząstek jest właściwe. Jakie są wy niki ty ch doświadczeń? Doty chczas pojawiło się ty lko jedno doniesienie o możliwy m wy kry ciu ciemnej materii. W doświadczeniu o nazwie DAMA/LIBRA do wy kry cia ciemnej materii wy korzy stuje się 250 kg niezwy kle czy stego jodku sodu obudowanego detektorami. Całe urządzenie umieszczone jest w podziemny m Narodowy m Laboratorium Gran Sasso, wy budowany m w środkowy ch Włoszech na głębokości 1400 metrów, pod grubą warstwą gęstej skały granitowej. Zderzenia między dolatujący mi tu cząstkami ciemnej materii a atomami w kry ształowy ch detektorach powinny powodować rozbły ski światła, które zostaną wy kry te przez przy rządy nazy wane scy nty latorami. Liczba wy kry ty ch tego ty pu sy gnałów zmieniała się w ciągu roku dokładnie w taki sposób, jakiego należałoby oczekiwać w odniesieniu do cząstek nadlatujący ch z jednego kierunku. Wy obraźmy sobie, że chodzimy w ulewny m deszczu po obwodzie okręgu. Wy konanie jednego pełnego okrążenia zabiera nam kilka minut i w ty m czasie rejestrujemy precy zy jnie, minuta po minucie, ile kropli deszczu uderza w naszą twarz. Po zakończeniu doświadczenia stwierdzimy, że najwięcej kropel zarejestrowaliśmy, gdy szliśmy pod wiatr, a najmniej – gdy wiatr wiał nam w plecy. Układ Słoneczny krąży po orbicie wokół środka Galakty ki i przedziera się przez rzęsisty deszcz cząstek ciemnej materii. Krążąca wokół Słońca Ziemia musi więc czasami podążać „pod wiatr”

napły wającego strumienia cząstek, a potem, po sześciu miesiącach, poruszać się w ty m samy m kierunku co ciemna materia. A zatem rejestrowana liczba uderzeń cząstek ciemnej materii powinna wy kazy wać taką właśnie roczną zmienność, jaką wy kry to w Gran Sasso. Pierwsze doniesienia o udany m wy kry ciu ciemnej materii pojawiły się w 1996 roku, a zmierzona wówczas zmienność w ciągu roku wy nosiła 1,6 procent, co jest wy nikiem dość znaczący m staty sty cznie. Obecnie w Gran Sasso realizowane jest kolejne tego ty pu doświadczenie, w który m wy korzy stuje się zmodernizowane wersje przy rządów, i nowe detektory w dalszy m ciągu rejestrują znaczący staty sty cznie sy gnał mogący świadczy ć o wy kry ciu ciemnej materii. Choć niewątpliwie jest zastanawiające, że w żadny m inny m doświadczeniu nie udało się wy kry ć tak silnego sy gnału, to jednak można próbować to tłumaczy ć ty m, że detektory wy korzy sty wane w Gran Sasso są szczególnie czułe na cząstki o określonej masie (równej około ośmiu masom protonu) i przekroju (~2 × 10–40 centy metra kwadratowego, czy li piętnaście rzędów wielkości mniejszy m od klasy cznego przekroju elektronu), które przelatują niezauważone przez detektory stosowane w inny ch doświadczeniach. To doniesienie o wy kry ciu ciemnej materii na pewno zostanie zwery fikowane, należy więc pilnie śledzić informacje w prasie.

Ciemna energia A co z ciemną energią? Jeśli jest ona fakty cznie ową nieszczęsną i kontrowersy jną stałą kosmologiczną Einsteina, to będziemy musieli po prostu ją polubić i nauczy ć się jakoś z ty m ży ć. Nie potrafimy zaproponować żadnego doświadczenia, które w sposób niezależny wy kazałoby istnienie takiej postaci ciemnej energii – na razie możemy jedy nie rejestrować fakt działania tej kosmologicznej siły i czekać, aż jakiś genialny fizy k sprawi, że ta gorzka pigułka (Einstein też jej nie lubił) stanie się łatwiejsza do przełknięcia. Istnieją jednak także inne propozy cje zakładające istnienie prawdziwego fizy cznego pola sił, często nazy wanego kwintesencją (ukłon w stronę piątego ży wiołu rozważanego przez staroży tny ch filozofów), które mogłoby pozostawić po sobie odmienne ślady. Jak już zauważy liśmy, stała kosmologiczna ma wartość sprzeczną ze zdrowy m rozsądkiem, jeśli wy razi się ją w jednostkach bazujący ch na podstawowy ch stały ch fizy czny ch ogólnej teorii względności i mechaniki kwantowej – dostajemy wtedy dziwną, dość małą wartość. Każdy szanujący się fizy k powie nam, że wartość ta powinna by ć albo dokładnie równa zeru, albo znacznie większa, niż jest – mówiąc ściśle, większa o 120 rzędów wielkości. Wy znaczona na podstawie obserwacji wartość stałej kosmologicznej wy daje się zupełnie nieuzasadniona na gruncie fizy ki cząstek. Dlatego właśnie wielu uczony ch ma nadzieję, że ciemna energia okaże się jednak jakimś rodzajem kwintesencji, a nie stałą kosmologiczną Einsteina. Gdy by ciemna energia powstawała za sprawą jakiegoś pola, to by ć może fizy cy

cząstek mogliby przedstawić jakieś sensowne wy jaśnienie, dlaczego obserwowana siła ma taką, a nie inną wartość. Zebrane dotąd dowody nie napawają opty mizmem, ale planuje się uruchomienie nowy ch programów obserwacy jny ch, które mogły by w zasadzie rozstrzy gnąć tę kwestię. Pojawiły się nawet teorie wiążące kwintesencję – chodzi o pole sił, nie stałą kosmologiczną – z polem sił ciemnej materii. Gdy by taki właśnie rodzaj kwintesencji powodował obserwowane przy spieszenie ekspansji, to istnienie ciemnej energii nie musiałoby prowadzić do zwiększenia się liczby kosmiczny ch zagadek. Inny mi słowy, oznaczałoby to, że jeden i ten sam mechanizm w jakiś sposób prowadzi do powstania i ciemnej materii, i ciemnej energii. Gdy by udało się odkry ć jakiś spry tny mechanizm fizy czny łączący ze sobą pola ciemnej materii i ciemnej energii, to Wszechświat nie musiałby już by ć tak silnie dostrojony. W obliczu takich ewentualny ch korzy ści uczeni zabrali się ostro do pracy. W samy m ty lko 2010 roku ukazało się ponad pięćdziesiąt arty kułów naukowy ch, który ch autorzy rozważają różne odmiany kwintesencji i pokazują, jak można by je uzgodnić z ty m, co już wiemy. Takich koncepcji jest zby t wiele, by je tu opisać, ale należy w ty m miejscu nadmienić, że chociaż żadna z nich nie zdoby ła jeszcze większego uznania ani nie przedstawiła wy raźny ch dowodów wskazujący ch na wy ższość jakiejś konkretnej odmiany kwintesencji, to na ty m polu toczą się intensy wne badania i sy tuacja wy gląda obiecująco. Wy daje się, że w koncepcjach z kwintesencją wy stępuje pewna ogólna prawidłowość. Otóż jeśli przy jmiemy za dane wy niki obserwacji sondy WMAP i barionowy ch drgań akusty czny ch (które doty czą bardzo duży ch fal we Wszechświecie), a także uwzględnimy rezultaty inny ch przeprowadzony ch doświadczeń i globalne ograniczenia, to wiary godne modele z kwintesencją przewidują powstanie większy ch struktur – na przy kład większy ch gromad galakty k i większą liczbę skupisk gromad galakty k – niż modele zawierające jedy nie stałą kosmologiczną. Wy daje się zatem, że teorie te, choć trzeba nad nimi jeszcze popracować, już teraz są wery fikowalne i falsy fikowalne. By ć może już za dziesięć lat uda się nam zastąpić stałą kosmologiczną jakimś pojęciem, które w bardziej wiary godny sposób wy jaśni ciemną energię. Gdy by Einstein doczekał ty ch czasów, zapewne by łby zadowolony, a nie przerażony ty m, że jego stała kosmologiczna zostanie by ć może ostatecznie wy rugowana.

Inflacja Powiedzmy teraz kilka słów o inflacji, czy li koncepcji zakładającej, że tuż po kwantowej epoce Plancka (10–43 sekundy ) Wszechświat przeszedł przez okres intensy wnej ekspansji, dzięki któremu stał się jednorodny, izotropowy i geometry cznie płaski, z niewielkim poziomem zaburzeń,

które obecnie obserwujemy w kosmiczny m mikrofalowy m promieniowaniu tła. Ta koncepcja, zaproponowana przez Alana Gutha w 1981 roku, jest niezwy kle atrakcy jna dla kosmologów, ponieważ wy daje się rozwiązy wać za jedny m zamachem wiele trudny ch problemów. Opisy wany w tej książce standardowy model Wielkiego Wy buchu działa wspaniale, ale ty lko pod warunkiem że uruchomi się go w odpowiedni sposób. We wczesny ch pracach Einsteina, Lemaître’a i inny ch przy jmuje się a priori, że najbardziej oczy wiste warunki początkowe powinny obejmować jednorodność i izotropowość Wszechświata. Dlaczego? I skąd odległe obszary Wszechświata miały by wiedzieć, co powinny zrobić, żeby się do siebie upodobnić? Jeśli czas potrzebny światłu na pokonanie odległości dzielącej takie obszary jest większy od wieku Wszechświata, to żaden sy gnał z jednego z ty ch obszarów nie mógł dotrzeć do drugiego i wszelkie podobieństwa między nimi muszą by ć dziełem przy padku. W rozdziale 5 rozważaliśmy prosty przy kład z wlewaniem wody do szklanki. Po wlaniu poziom wody jest płaski, ale jego osiągnięcie zabiera pewien czas potrzebny do tego, by woda po jednej stronie szklanki wy czuła, jaki jest poziom po drugiej, i ostatecznie osiągnęła stan równowagi. Pomijając problemy logiczne, należy stwierdzić, że fakty cznie różne części Wszechświata, które nigdy nie by ły ze sobą w związku przy czy nowy m (w modelach kosmologiczny ch Hubble’a i Sandage’a), są do siebie bardzo podobne. W ty ch wczesny ch modelach kosmos w magiczny sposób od samego początku jest jednorodny, co w naszy m porównaniu odpowiada sy tuacji, w której woda w szklance od razu ma odpowiedni poziom. Teoria inflacji proponuje alternaty wny mechanizm osiągnięcia takiego stanu na drodze procesu fizy cznego. Z teorii tej wy nika również odpowiednie widmo zaburzeń gęstości – odpowiednie na duży m poziomie szczegółowości. Inflacja przewiduje poprawnie względną liczbę fal długich i krótkich. Wy suwa także poprawne przewidy wania odnośnie do względnej liczby głębokich i pły tkich fluktuacji. I, mówiąc ogólnie, wy daje się, że poprawnie przewiduje też ogólny poziom zaburzeń. Poza ty m odkry liśmy, że Wszechświat rzeczy wiście wy daje się płaski z geometry cznego punktu widzenia, a jego całkowita wartość gęstości materii i energii jest równa wartości kry ty cznej z dokładnością do kilku miejsc po przecinku. Wszy stko to przewidują modele inflacy jne. Teoria ta odniosła olbrzy mi sukces, ale jak zauważy ło wielu teorety ków, jeśli przy jrzy my się jej uważniej, odkry jemy niepokojące problemy i okaże się, że nasze eleganckie porównanie ze szklanką wody jest nieco my lące, ponieważ Wszechświat podlegający inflacji jest bardzo niestabilny. Wszy stkie słowa kry ty ki pod adresem inflacji sprowadzają się do tego samego. Chodzi o to, że inflacja może zrobić wiele dobrego, ale wcale tak by ć nie musi, a w odniesieniu do określony ch, dobrze zbadany ch wersji tej teorii okazuje się nawet, że w większości wy padków inflacja wy rządza również wiele zła. Problem w ty m, że gdy inflacja już się rozpocznie, to nic nie może jej zatrzy mać. Jedy ny mi miejscami, w który ch dochodzi do jej przerwania, są wy spy w czasoprzestrzeni, który ch liczba rośnie do nieskończoności w miarę trwania całego procesu. W takim wielkim wszechświecie powstanie nieskończenie wiele „dobry ch” wy sp, wy glądający ch jak nasz Wszechświat, ale wy tworzy się w nim także nieskończenie wiele „zły ch” wy sp, w który ch panują warunki diametralnie różne od tego, do czego jesteśmy przy zwy czajeni. Obszary podlegające inflacji są puste i nie nadają się do zamieszkania, a większą część objętości takiego olbrzy miego wszechświata stanową złe wy spy. I znowu dochodzimy do wniosku, że potrzeba niewiary godnie precy zy jnego dostrojenia, by powstał świat, w który m ży jemy.

Powracający problem Złotowłosej ukazuje się nam tu w nowy m wcieleniu. Nie wiemy, czy te zarzuty wskazują na istnienie jakiejś podstawowej wady w parady gmacie inflacy jny m, wady, którą dziedziczą wszy stkie modele inflacy jne. By ć może w chwili, gdy piszemy te słowa, jakiś genialny doktorant kończy właśnie pracę nad nowy m parady gmatem inflacy jny m pozbawiony m ty ch ułomności. Problemy standardowego modelu inflacy jnego skłoniły dwóch fizy ków, Paula Steinhardta i Neila Turoka, do wy my ślenia w 2002 roku ciekawego, alternaty wnego modelu cy klicznego Wszechświata, który pozwala wy jaśnić jednorodność i płaskość kosmosu za pomocą innego mechanizmu, dzięki czemu jest pozbawiony wad modelu inflacy jnego. W ty m ujęciu Wielki Wy buch nie jest początkiem przestrzeni i czasu, ale jedy nie chwilą, w której Wszechświat kończy się kurczy ć i zaczy na rozszerzać, czemu towarzy szy wy tworzenie olbrzy miej ilości gorącej materii. Proces wy gładzania i spłaszczania zachodzi w trakcie długiego okresu powolnego kurczenia się Wszechświata przed Wielkim Wy buchem, dzięki czemu tuż po wy buchu we Wszechświecie od razu panują odpowiednie warunki. Szczególnie malowniczą wersję tego obrazu można znaleźć na gruncie teorii strun. W teorii tej rozważa się bowiem model, w który m nasz trójwy miarowy świat jest membraną (a ściśle rzecz biorąc, „braną”) zanurzoną w czterowy miarowej przestrzeni, a odrobinę dalej wzdłuż czwartego wy miaru znajduje się drugi trójwy miarowy świat. W ty m modelu Wielki Wy buch by ł jedny m ze zderzeń obu bran, do który ch dochodzi raz za razem, w regularny ch odstępach czasu, mniej więcej co bilion lat. Każde zderzenie jest Wielkim Wy buchem, który wy mazuje poprzedni wszechświat i wy twarza materię, energię oraz zaburzenia prowadzące do powstania wielkoskalowej struktury w nowy m, rozszerzający m się wszechświecie. Ewolucja takiego wszechświata przechodzi przez wszy stkie normalne fazy, ale kończy się (dla ty ch, którzy ży ją we wnętrzu danej brany ) etapem przy spieszonej ekspansji pod wpły wem ciemnej energii, podobny m do tego, czego my niedługo doświadczy my, i zachodzący m w chwili, gdy brany znajdują się w maksy malnej odległości od siebie. Ciemna energia jest tu kluczowy m składnikiem, potrzebny m do tego, by wszechświat by ł wy starczająco gładki, gdy brany ponowie się ze sobą zderzą. W momencie gdy brany są oddalone od siebie na maksy malną odległość, zaczy nają dominować ponownie działające między nimi siły przy ciągające i dochodzi do ich kolapsu, zderzenia, wy palenia i cały cy kl zaczy na się od początku. W czasie zapadania się wszechświata jest wy starczająco dużo czasu na to, by informacja z jednego końca brany zdąży ła dotrzeć na drugi koniec, nowy świat więc rodzi się od razu płaski, jednorodny i izotropowy. Trzeba wy konać jeszcze wiele pracy, zanim będziemy mogli się przekonać, czy ten atrakcy jny obraz może spełnić pokładane w nim nadzieje. Zgłoszono wiele kry ty czny ch uwag do tego modelu i udało się już odpowiedzieć na wiele z ty ch zarzutów. Ostateczny wy rok jeszcze nie zapadł, ale model cy kliczny wciąż pozostaje interesującą alternaty wą dla modelu inflacy jnego. W pewny m sensie jest ulepszoną pod względem zgodności z dany mi, współczesną wersją dawnej uroczej, ale dość naiwnej kosmologii, w której po Wielkim Wy buchu następowała Wielka Zapaść, a potem Wielkie Odbicie – czy też jeszcze wcześniejszej, hinduisty cznej koncepcji cy kliczny ch wszechświatów obejmujący ch niezliczone eony.

Gigantyczne czarne dziury Olbrzy mie czarne dziury, o masie przekraczającej nierzadko miliard mas Słońca, czają się w środku niemal wszy stkich masy wny ch galakty k. Wy daje się, że znają swoich gospodarzy, a gospodarze wiedzą o ich istnieniu, ponieważ w przeciwny m razie trudno by łoby wy jaśnić niezwy kle ściśle przestrzeganą zależność między masami ty ch czarny ch dziur a masą gwiazd w galakty kach (stosunek ten wy nosi w przy bliżeniu 1:1000). Przez większą część ży cia są pogrążone w letargu – prawdę mówiąc, niemal przez cały czas emitują tak małą ilość promieniowania, że trudno to zrozumieć. Czasami jednak, niczy m stary niedźwiedź z piosenki, czarna dziura budzi się i gwałtownie wy bucha. Emituje promieniowanie na wszy stkich długościach fal i wy sy ła w kosmos silny wiatr oraz strumienie cząstek relaty wisty czny ch. Całkowita energia takich wy buchów jest w duży m przy bliżeniu 1040 razy większa od siły wy buchu wulkanu. W stanie wy buchu obiekty te nazy wamy kwazarami lub akty wny mi jądrami galakty k i jak dotąd nie potrafimy przedstawić żadnej dobrej odpowiedzi na py tanie, co wy wołuje ten wy buch. Nie ulega wątpliwości, że warunkiem konieczny m jest obecność w pobliżu paliwa, który m w ty m wy padku jest gaz, ale pojawiają się różne teorie na temat tego, skąd ów gaz się tam bierze. By ć może do takich szalony ch wy buchów dochodzi za sprawą łączenia się galakty k, a może napędzają je niestabilności w gazie wy pełniający m otoczenie. Zarodkami, z który ch rozwijają się te potwory, mogą by ć czarne dziury o masach wy noszący ch kilka mas Słońca, powstające w wy niku eksplozji i implozji kończący ch ży cie masy wny ch gwiazd. Niewy kluczone jednak też, że są to obiekty powstałe już w zamierzchłej przeszłości, jeszcze przed utworzeniem się gwiazd i galakty k z pierwotny ch zaburzeń. A może… Cóż, przy znajmy to: po prostu nie wiemy. Nie wiemy także, czy jest to część jakiejś większej tajemnicy, związanej z całą kosmologią, czy też ty lko mniej istotna zagadka doty cząca procesów przebiegający ch w skali czasowej cy klu ży cia gwiazd.

Dostrojenie Skoro już przy znajemy się do niewiedzy oraz słabości ducha i umy słu, przy pomnimy sobie i czy telnikom jeszcze jeden problem, który pojawiał się wielokrotnie w naszej relacji: chodzi o kosmiczne zbiegi okoliczności nazy wane też dostrojeniem. W popularnej książce Tylko sześć liczb Martin Rees wspaniale opisał niemianowane liczby pojawiające się w kosmologii. Jedną z jego sześciu liczb jest stosunek liczby atomów do liczby

fotonów na jednostkę objętości Wszechświata. Co sprawiło, że liczba ta ma taką, a nie inną wartość? Mogłaby by ć znacznie większa lub znacznie mniejsza. Dlaczego kosmiczne fluktuacje w mikrofalowy m promieniowaniu tła są na poziomie mniej więcej jednej ty sięcznej procent, a nie jednej dziesiątej lub jednej dziesięcioty sięcznej? Gdy by by ły mniejsze, niż są, galakty ki mogły by nigdy nie powstać; gdy by by ły znacznie większe, materia już bardzo wcześnie zaczęłaby się zapadać i szy bko powstały by masy wne czarne dziury. Dlaczego stosunek ciemnej materii do zwy czajnej wy nosi około 5:1? Mógłby przecież wy nosić 5 000 000:1 lub 1:5 000 000. Tak naprawdę można wskazać więcej niż sześć liczb wy brany ch przez Reesa, z który mi wiążą się osobliwe zbiegi okoliczności, i gdy by liczby te by ły znacznie większe lub mniejsze, Wszechświat wy glądałby zupełnie inaczej – by łby miejscem, w który m pojawienie się ży cia w znanej nam postaci by łoby niezwy kle mało prawdopodobne. W chwili obecnej nie mamy pojęcia, co sprawiło, że te parametry powszechny ch praw fizy czny ch mają takie, a nie inne wartości. Prowadzi to do całej litanii py tań bez odpowiedzi. Czy to jakieś prawa fizy czne ustaliły takie wartości, a my jedy nie nie wiemy, o jakie prawa chodzi? A może to zasada antropiczna, którą wcześniej zby liśmy lekceważąco jako ciekawą, ale nienaukową, wy jaśnia wartości zaobserwowany ch stały ch przy rody ? Czy te liczby są, jakie są, właśnie dlatego, że gdy by by ły inne, to nas by tu nie by ło i nie mogliby śmy się zastanawiać nad ich pochodzeniem? A może powinniśmy pójść za przy kładem osiemnastowieczny ch filozofów, między inny mi Benjamina Franklina, i zdać się (by ć może z nutą ironii) na łaskawe i wszechmocne bóstwo, które przy gotowało odpowiednie warunki do rozwoju Wszechświata? A może jest to po prostu przy padek? Może nie ży jemy we Wszechświecie, ale w multiwszechświecie zawierający m nieskończoną liczbę rozdzielny ch obszarów czasoprzestrzeni? Py tania można mnoży ć. Nie ulega jednak wątpliwości, że opuściliśmy już obszar rozważań naukowy ch i niepostrzeżenie trafiliśmy w sferę dociekań filozoficzny ch.

Podsumujmy Wróćmy do chwili obecnej, do obecnego stanu wiedzy i spróbujmy podsumować, co wiemy, a czego nie wiemy na temat kosmosu, w który m ży jemy. Czy odnieśliśmy sukces, czy może jednak porażkę? Patrząc z perspekty wy standardów naukowy ch, należy przy znać, że odnieśliśmy ogromny sukces. Choć ży jemy na ty m niewielkim py łku, który nazy wamy Ziemią, udaje nam się badać Wszechświat na coraz większy ch odległościach i odkry wać w nim inne planety, gwiazdy, czarne dziury, galakty ki, gromady galakty k i wzory na niebie pokazujące, jak wy glądały zarodki, z który ch rozwinęła się później cała struktura kosmosu. Stworzy liśmy ilościową teorię Wszechświata, która wy szła zwy cięsko ze wszy stkich prób, jakim ją poddano. Sprawdziliśmy ją dokładnie i okazało się, że na wielu poziomach wy stępują w niej różne usterki, ale w całości nie

została sfalsy fikowana – jeszcze. Za każdy m razem, gdy dokonujemy jakiejś nowej dokładnej obserwacji lub przeprowadzamy nowe obliczenia oczekiwany ch własności, przekonujemy się, że zbieżność oczekiwań ze światem rzeczy wisty m jest coraz większa. Taka lista osiągnięć robi olbrzy mie wrażenie. Jednak na pewny m podstawowy m poziomie nasza teoria ma poważne luki. Rozumiemy mniejszościowe składniki Wszechświata, zwy czajne pierwiastki chemiczne i pola fotonowe. Jednak dominujące składniki – ciemna materia i ciemna energia – pozostają dla nas całkowitą zagadką. To jest właśnie owo jądro ciemności czające się w samy m środku naszej wiedzy o kosmosie. Wciąż nie potrafimy nic powiedzieć na temat pochodzenia dwóch najobficiej wy stępujący ch składników Wszechświata i fluktuacji zarodkowy ch, z który ch wy rosły otaczające nas obiekty. Każdy z nas może zatem na własny uży tek ocenić, czy nasze wy siłki zakończy ły się powodzeniem, czy porażką, ale nie ulega wątpliwości, że we wszy stkim, czego się podjęliśmy, odnieśliśmy sukces przekraczający najśmielsze marzenia pierwszy ch uczony ch, którzy przecierali dla nas szlaki. Mimo to wciąż pozostało jeszcze wiele miejsca na przy szłe odkry cia następny ch generacji kosmologów.

DODATKI

DODATEK 1

KOSMOLOGIA BEZ TEORII WZGLĘDNOŚCI

W gładkim wszechświecie jeden mały fragment świadczy o całości Skupimy się na pojedy nczej kuli o promieniu r, która jest maleńka w porównaniu z rozmiarem obserwowalnego wszechświata i rozszerza się razem z otaczający m ją kosmosem. Jakikolwiek los czeka ten nasz niewielki fragment, taki sam spotka wszy stkie pozostałe kawałki kosmosu badane w ty m samy m czasie, a zatem będzie to los całego wszechświata. Nawiasem mówiąc, uży wamy tu przy miotnika maleńka w znaczeniu: „bardzo mała w porównaniu z cały m wszechświatem”, ale oczy wiście nasza kula może by ć bardzo duża w porównaniu z Drogą Mleczną i mieć na ty le dużą objętość, że możemy ją uważać za „przeciętny ” fragment lokalnego wszechświata. Powiedzmy więc, że jest większa od obszaru kosmosu badanego przez Hubble’a i ma promień rzędu 300 milionów lat świetlny ch. Kosmologia wy maga od nas operowania wielkimi pojęciami. Jak nasza mała kula testowa zachowuje się w rozszerzający m się wszechświecie? Weźmy przy kład z Einsteina i przeprowadźmy mały ekspery ment my ślowy. Na początku zwróćmy uwagę na coś, co udowodnił już Newton, a mianowicie na to, że w kulach jest jakaś magiczna prostota. Wy obraźmy sobie, że w nieskończony m, jednorodny m wszechświecie wy cinamy ły żką do lodów kulistą dziurę i stajemy w samy m środku tak powstałej pustej przestrzeni. W którą stronę

będzie nas wówczas przy ciągała grawitacja? Odpowiedź jest oczy wista (choć nie tak łatwo jest ją udowodnić). Nie będzie na nas działała żadna siła grawitacy jna. Rozumiemy to intuicy jnie, ponieważ w takim układzie nie ma żadnego wy różniającego się czy mś kierunku, a więc nie ma żadnego szczególnego miejsca, do którego mogłaby nas przy ciągać grawitacja.

Ry c. A.1. We wnętrzu pustej sfery zanurzonej w jednorodny m wszechświecie nie działa żadna siła grawitacy jna (a). Jeśli sfera jest wy pełniona (b), to siła grawitacy jna przy ciągająca wszy stko do jej środka będzie taka sama, jak w sy tuacji gdy cała materia jest skupiona w środku (c).

Teraz wy obraźmy sobie, że w środku naszej małej pustej sfery umieszczamy masę punktową M. Gdy by śmy przeby wali w ty m niemal pusty m obszarze, to bez wątpienia teraz poczuliby śmy działanie siły przy ciągającej nas w kierunku środka. Z prawa powszechnego ciążenia Newtona wy nika, że siła ta by łaby proporcjonalna do stałej grawitacji G i masy M oraz odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości dzielącej nas od środka tego kulistego obszaru. Powiększmy teraz nasz punkt do rozmiaru niewielkiej kuli. Nic się nie zmieni, ponieważ masa pozostaje taka sama, a Newton przedstawił dowód, że kula oddziałuje grawitacy jnie na obiekty znajdujące się na zewnątrz niej tak samo, jak oddziały wałaby masa punktowa znajdująca się w jej środku. W takim razie powiększmy jeszcze bardziej naszą kulę, tak by niemal w całości wy pełniła pustą przestrzeń, zachowując jednak jej masę M, a następnie umieśćmy na jej powierzchni bardzo cienką powłokę materii o takiej samej gęstości, ale o masie m, bardzo małej w porównaniu z M (m << M). Gdy by śmy ży li na takiej powłoce, wciąż odczuwaliby śmy taką samą siłę grawitacy jną F = GMm/r2 – we wzorze ty m uwzględniono wpły w masy m cienkiej powłoki, na której się znajdujemy. Dochodzimy do tej sy tuacji krok po kroku, tak jak pokazano na ry cinie A.1. Możemy sobie wy obrazić, że nasza powłoka jest oceanem (o masie m) pokry wający m powierzchnię Ziemi (o masie M), a nasz obserwator pły wa po oceanie w małej łódce. Pamiętajmy jednak, że jest to porównanie, które wprawdzie poprawnie opisuje geometrię, ale może wy woły wać błędne skojarzenia, ponieważ nasz kulisty fragment wszechświata cały czas się rozszerza – bardziej więc przy pomina nady mający się balon niż szty wną Ziemię. Przy jrzy jmy się teraz ruchowi całej kuli i jej zewnętrznej powłoki, na której umieściliśmy obserwatora. Wy chodzimy od prawa Hubble’a, ponieważ zakładamy, że kula rozszerza się z resztą Wszechświata. Prędkość rozszerzania się naszej małej kuli musi by ć zgodna z regułą odkry tą przez Hubble’a, ponieważ chcemy, by wy brany przez nas obszar przestrzeni by ł reprezentaty wny dla całego kosmosu. Aby ją wy znaczy ć, musimy pomnoży ć promień r przez stałą Hubble’a H, ponieważ prędkość ta, podobnie jak różnica prędkości dwóch galakty k, jest proporcjonalna do stałej Hubble’a. W ten sposób otrzy mujemy prawo Hubble’a:

(A1)

Los piłki podrzuconej do góry zależy od energii, z jaką ją wy rzucono, postawmy więc py tanie: Jaka jest energia kinety czna powłoki wy nikająca z takiego ruchu? Z definicji energii kinety cznej Ek wiemy, że jest ona równa połowie iloczy nu masy i kwadratu prędkości:

(A2)

Jest to liczba dodatnia, a zatem powłoka rozszerzałaby się jednostajnie (biorąc udział w ekspansji całego wszechświata), gdy by nie siła grawitacy jna, która hamuje jej ruch za sprawą masy całej materii znajdującej się w środku. Aby sprawdzić, w jakim stopniu grawitacji uda się powstrzy mać rozszerzanie się naszej powłoki, musimy wy znaczy ć siłę tego przy ciągania grawitacy jnego. Jest ona dana prawem powszechnego ciążenia: F = –GmM/r2 i na tej podstawie możemy wy znaczy ć energię grawitacy jną powłoki Eg:

(A3)

Wy korzy staliśmy tu prosty wzór, zgodnie z który m masa M jest równa iloczy nowi jej gęstości ρ i objętości kuli, wy noszącej (4/3)πr3. Energia grawitacy jna jest ujemna, ponieważ jeśli chcemy przesunąć jakieś ciało w górę w polu grawitacy jny m, musimy mu przekazać pewną energię. Jak prędkość rozszerzającej się powłoki będzie się zmieniała z czasem? Szukając odpowiedzi na to py tanie, wkraczamy już na grunt kosmologii. Zacznijmy od wy liczenia jej całkowitej energii, Ecałk., sumując ze sobą jej energię kinety czną i grawitacy jną (z równań A2 i A3):

(A4)

Newton udowodnił, że energia całkowita jest „zachowy wana” – że nie ulega zmianie w trakcie ruchu. Poza ty m, jak już powiedzieliśmy, dowiódł też, że materia na zewnątrz kuli (również rozszerzająca się z cały m Wszechświatem) nie będzie miała żadnego wpły wu na jej ruch. Możemy więc zapy tać: Czy nasza kula będzie się rozszerzała wiecznie, czy też może jedy nie przez pewien czas i po osiągnięciu maksy malnego rozmiaru zacznie się ponownie kurczy ć? Z tego, co powiedzieliśmy, wy nika, że jeśli jej całkowita energia będzie w który mś momencie dodatnia, to pozostanie już zawsze dodatnia. To oznacza, że jej prędkość nie może spaść do zera, a do tego musiałoby przecież dojść, gdy by w którejś chwili osiągnęła maksy malny rozmiar, zatrzy mała się, zmieniła kierunek ruchu na przeciwny i zaczęła kurczy ć z ujemną prędkością. Jeśli zatem energia naszej małej kuli, dana równaniem (A4), jest dodatnia, to kula będzie się rozszerzała wiecznie. Przy glądając się wzorowi w drugiej linijce równania (A4), widzimy, że aby tak by ło, H (tempo ekspansji) musi by ć odpowiednio duże lub ρ (średnia gęstość) – odpowiednio mała. Jeśli jednak bilans energii jest przeciwny i całkowita energia dana równaniem (A4) jest ujemna, to grawitacja zwy cięży – nasza powłoka przestanie się w końcu rozszerzać i ulegnie kolapsowi. Zatem warunkiem konieczny m do tego, by powłoka mogła się wiecznie rozszerzać (choćby z minimalną prędkością), jest wy maganie, by energia całkowita Ecałk. by ła dodatnia. A to oznacza, że musi by ć spełniona nierówność:

(A5)

Gęstość krytyczna Odpowiedzią na nasze py tanie jest nierówność (A5). Musimy ty lko zmierzy ć w rzeczy wisty m świecie wartości parametrów po obu jej stronach i w zależności od tego, które wy rażenie będzie większe, będziemy wiedzieli, jaki los czeka Wszechświat – czy ostatecznie zwy cięży grawitacja, czy jednak ekspansja. Kosmologowie wy korzy stali powy ższą nierówność do zdefiniowania gęstości kry ty cznej, ρkry t, jako takiej wartości średniej gęstości Wszechświata (ρ), przy której oddziały wanie grawitacy jne i ekspansja wzajemnie się równoważą:

(A6)

Wy korzy stując definicję (A6), możemy zapisać nasze kry terium wiecznie rozszerzającego się Wszechświata (A5) w znacznie prostszej postaci:

(A7)

Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie, jeśli jego gęstość jest mniejsza od gęstości kry ty cznej danej równaniem (A6), i odwrotnie, ulegnie kolapsowi, jeśli jego gęstość jest większa od wartości kry ty cznej. Widzimy teraz całą siłę matematy cznej analizy. Nasz ekspery ment my ślowy i dziwaczna konstrukcja z kulą i jej otoczką zupełnie zniknęły. Jeśli gęstość materii zmierzona w naszej małej kuli okaże się większa lub mniejsza od magicznej wartości ρkry t, dowiemy się wszy stkiego, co chcieliśmy wiedzieć. Ten mały hipotety czny kawałek Wszechświata będzie się rozszerzał

wiecznie lub ulegnie kolapsowi w zależności od tego, czy w dowolnej chwili t jego gęstość jest większa, czy mniejsza od kry ty cznej wartości zdefiniowanej w równaniu (A6). Mamy to, czego szukaliśmy : prosty test pozwalający stwierdzić, jaki los czeka Wszechświat. Dokonaliśmy czegoś całkowicie zdumiewającego: za pomocą prosty ch działań matematy czny ch i nieskomplikowanego ekspery mentu my ślowego podobnego do ty ch, jakie rozważał Einstein, odkry liśmy podstawowy parametr kosmologiczny dający się zmierzy ć, którego wartość ma bezpośrednie znaczenie dla ewolucji Wszechświata. Musimy zatem wy znaczy ć masę planet, gwiazd i galakty k w reprezentaty wny m kawałku Wszechświata, podzielić uzy skany wy nik przez objętość badanego obszaru i w ten sposób otrzy mamy gęstość średnią. W ty m samy m obszarze Wszechświata powinniśmy także zmierzy ć szy bkość ekspansji, a więc stałą Hubble’a. Mając te wartości, będziemy mogli porównać wy znaczoną gęstość średnią z wy liczoną wartością gęstości kry ty cznej i w ten sposób dowiemy się, jaki los spotka badany fragment Wszechświata. Jeśli ten obszar jest ty powy, będziemy wówczas od razu wiedzieli, jaka przy szłość czeka cały Wszechświat. Oczy wiście, łatwiej powiedzieć, niż zrobić! Kosmologowie uznali, że bardziej eleganckim rozwiązaniem będzie wprowadzenie nowej zmiennej (oznaczanej inną grecką literą: omega) Ωmaterii, która wy raża tę samą informację w postaci liczby niemianowanej, parametr ten został bowiem zdefiniowany jako stosunek rzeczy wistej średniej gęstości do gęstości kry ty cznej:

(A8)

Z równania (A8) wy nika, że w celu określenia ostatecznego losu Wszechświata wy starczy w istocie zmierzy ć dokładnie jedną niemianowaną wielkość Ωmaterii. (Mówiąc „niemianowana”, mamy na my śli to, że owa liczba nie posiada jednostek, takich jak metry czy sekundy ; jest czy stą liczbą, taką jak 5 lub π). Łącząc równania (A7) i (A8), dowiadujemy się, że tak naprawdę interesuje nas to, czy wartość Ωmaterii jest większa czy mniejsza od 1, a może też w jakiś magiczny sposób jest dokładnie równa jedności. Tak postawione zadanie wy daje się jednocześnie i proste, i zatrważająco trudne. W dalszej części dodatku powtórzy my nasz mały ekspery ment z rozszerzającą się kulą, dodając do niego stałą kosmologiczną – czy li ciemną energię – i pokażemy, jak znaczące niesie to ze sobą konsekwencje. Na razie jednak przy jrzy jmy się badaniom kosmologiczny m prowadzony m w latach pięćdziesiąty ch i sześćdziesiąty ch, ponieważ by ły one podstawą dla późniejszy ch, bardziej udany ch działań. Sandage nie próbował dowiedzieć się, jaki będzie los Wszechświata, poprzez sporządzanie skrupulatnego bilansu całej zaobserwowanej materii, ale

postanowił raczej przeprowadzić pomiary, które powiedzą mu wprost, jak szy bko maleje prędkość rozszerzania się naszej małej hipotety cznej kuli.

Jak zmierzyć spowolnienie ekspansji Wszechświata Aby się przekonać, w jaki sposób można, przy najmniej teorety cznie, opracować czy sto geometry czny test modelu kosmologicznego, powróćmy do rozważań nad ruchem naszej małej kuli, wy korzy stując ty m razem drugą zasadę dy namiki Newtona i jego prawo powszechnego ciążenia do opisania ruchu otaczającej ją sfery cznej powłoki o masie m. W tej analizie wy korzy stamy rachunek różniczkowy i całkowy na poziomie szkoły średniej. Jak wiadomo, siła równa się masa razy przy spieszenie:

masa × przy spieszenie =

a zatem

(A9)

Tak wy gląda proste równanie ruchu naszej małej kuli, wy prowadzone bezpośrednio z zasad dy namiki Newtona i jego prawa grawitacji, w który m ukry ty jest klucz do poznania ewolucji

Wszechświata. Masa powłoki zniknęła z tego równania i, tak jak poprzednio, obliczając zmianę promienia kuli, możemy zapomnieć o reszcie Wszechświata. Pomnóżmy obie strony tego równania przez prędkość v = dr/dt:

(A10)

Teraz możemy zapisać obie strony równania jako pochodne czasowe prosty ch wielkości:

(A11)

Jeśli scałkujemy to równanie ruchu (A11) do przodu, od chwili obecnej t0 do jakiegoś czasu w przy szłości, to otrzy mamy :

(A12)

gdzie

(A13)

Równanie to opisuje, jak prędkość ekspansji naszej hipotety cznej powłoki zmienia się z czasem. Stałą z równania (A12) należy wy znaczy ć na samy m początku, gdy zaczy namy obliczenia i nasza kula rozszerza się z prędkością wy nikającą po prostu z obecnej prędkości Hubble’a. Patrząc na równanie (A12), możemy z miejsca stwierdzić, bez wy kony wania dodatkowy ch obliczeń, że jeśli rozważy my rozwiązanie, dla którego promień r po prawej stronie jest bardzo duży (to znaczy rozwiązanie z wszechświatem rozszerzający m się wiecznie), to ostatni człon równania będzie wówczas bardzo mały, a to oznacza, że stała musi by ć dodatnia, ponieważ po lewej stronie mamy kwadrat prędkości, a więc wielkość zawsze dodatnią. Jeśli stała jest ujemna, to promień naszej kuli nie może przy jmować dużej wartości, a zatem Wszechświat nie może rozszerzać się wiecznie. Los Wszechświata zależy od tego, czy stała zdefiniowana równaniem (A13) jest dodatnia czy ujemna. Wy raźmy zatem wielkość w nawiasach kwadratowy ch za pomocą prostszy ch zmienny ch (na przy kład v 02 = H02r02 oraz M = (4/3) πρ0r03, a przekonamy się, że warunek pozwalający na dowolnie duży wzrost promienia przy jmuje postać v 02 > 2GM/r0, czy li

(A14)

Uzy skaliśmy ten sam warunek co wcześniej (nierówność A5) dla wiecznie rozszerzającego się wszechświata. Energia całkowita naszej małej kuli musi by ć dodatnia. Podbudowani ty m wy nikiem powróćmy do wy jściowego równania (A9) z przy spieszeniem (d2r/dt2) i zastąpmy ponownie masę M po prawej stronie iloczy nem gęstości i objętości, a potem pomnóżmy obie strony równania przez r i podzielmy przez v 2 = (dr/dt) 2, by uzy skać kolejny niemianowany parametr spowolnienia, który oznaczy my sy mbolem q0:

(A15)

Wy korzy stajmy teraz fakt, że H = (dr/dt)/r, i uprośćmy środkowe wy rażenie:

(A16)

Po połączeniu ze sobą równań (A15) oraz (A16) otrzy mujemy następujący elegancki wy nik:

(A17)

Uzy skany wy nik zasługuje na uwagę, zdefiniowaliśmy bowiem parametr q0 za pomocą równania (A17), które pozwala na dokonanie jego bezpośredniego pomiaru. Określiliśmy go za pomocą stałej Hubble’a H w obecnej epoce oraz tempa jej zmiany dH/dt, które jest mierzalną różnicą między wartością stałej Hubble’a w obecnej epoce a wartością, jaką miała w przeszłości. Jeśli wy znaczona w ten sposób wartość q0 okaże się większa od ½, będzie to oznaczało, że Wszechświat ponownie się zapadnie; jeśli natomiast będzie mniejsza od ½, będziemy wiedzieli, że Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie. Aby poznać odpowiedź, Sandage musiał więc po

prostu zmierzy ć stałą Hubble’a dla dwóch różny ch przesunięć ku czerwieni, czy li w naszy m bezpośrednim sąsiedztwie i gdzieś w dużej odleg​łości od nas (co odpowiada pomiarowi we wcześniejszej epoce). Ponieważ udowodniliśmy matematy cznie, że ten nowy parametr jest proporcjonalny (ze współczy nnikiem proporcjonalności ½) do najważniejszego dla kosmologów parametru Ωmaterii (który jest tak trudny do zmierzenia), to mamy ty m samy m dodatkową, niezależną miarę obserwacy jną i dwie metody pozwalające sprawdzić za pomocą wielkich teleskopów, który model kosmologiczny jest poprawny. Możemy przeprowadzić jeszcze jeden prosty ekspery ment my ślowy, by się upewnić, że to ostatnie, ważne równanie jest poprawne i daje w znanej sy tuacji spodziewany wy nik. Powróćmy do badań Hubble’a i załóżmy, iż masy galakty k są zaniedby walnie małe, tak że możemy pominąć wpły w grawitacji. W takim wy padku wszy stkie galakty ki powinny się oddalać od siebie ze stałą prędkością. Rozważmy dowolne dwie z nich, które dzieli odległość D, a uciekają od siebie z prędkością V. Wówczas z podstawowy ch prawideł fizy ki wy nika, że D = Vt, czy li że odległość między nimi jest równa prędkości pomnożonej przez czas, jaki upły nął od Wielkiego Wy buchu. Mamy jednak także prawo Hubble’a (A1), V = HD. Łącząc ze sobą te dwa równania, a następnie dzieląc obie strony otrzy manego wzoru przez D, uzy skujemy cudownie prosty wy nik: H = 1/t, który omówiliśmy już w rozdziale 3. Wskazuje on, że stała Hubble’a powinna się zmniejszać z czasem nawet bez działania grawitacji. To jest zresztą oczy wiste, bo po upły wie dwukrotnie dłuższego czasu odległość między dowolną parą galakty k ulegnie podwojeniu, a prędkość, z jaką się od siebie oddalają, pozostanie taka sama (pod warunkiem braku grawitacji), a zatem zmierzona stała Hubble’a będzie dwukrotnie mniejsza. Jeśli teraz przy jmiemy taką wartość H równą odwrotności czasu i wy znaczy my wy rażenie w nawiasie kwadratowy m w równaniu (A17), czy li parametr spowolnienia q0, to przekonamy się, że wy rażenia z H wzajemnie się znoszą i parametr q0 jest równy zeru. W takim wy padku równanie (A17) mówi nam zatem, że parametr Ωmaterii (stosunek rzeczy wistej średniej gęstości Wszechświata do gęstości kry ty cznej) musi również by ć równy zeru, a to oczy wiście prowadzi nas z powrotem do założenia, od którego rozpoczęliśmy nasz ekspery ment my ślowy, że Wszechświat nie zawiera materii oddziałującej grawitacy jnie. Zatem wszy stko wy gląda dobrze. Jak już zauważy liśmy, z równań definiujący ch parametr spowolnienia – (A15) i (A17) – wy nika, że jeśli nasz model kosmologiczny jest poprawny, to musi istnieć bezpośredni związek między tempem zmian wartości stałej Hubble’a a ilością materii we Wszechświecie. Mamy tu wielkość, której Sandage poszukiwał w swoim sły nny m arty kule z 1961 roku: parametr q0, zdefiniowany przez środkowe wy rażenie równania (A17), czy sto geometry cznej natury, który można wy znaczy ć dzięki obserwacjom astronomiczny m, mierząc, jak stała Hubble’a zmienia się z czasem (lub z odległością, ponieważ czas i odległość są ze sobą związane). Gdy by udało nam się zmierzy ć parametr q0 dla jakiegoś reprezentaty wnego fragmentu Wszechświata, by łoby to równoważne z przeprowadzeniem pomiaru parametru Ωmaterii. Jeśliby się okazało, że q0 < (1/2) , to wiedzieliby śmy, że Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie. Wy dawałoby się zatem, że nie musimy wcale żmudnie sumować masy całej materii we Wszechświecie, ponieważ dokonaliśmy bezpośredniego pomiaru parametru spowolnienia. Uważny czy telnik spy ta zapewne w ty m miejscu, czy bezpośrednie pomiary potwierdziły nasze eleganckie równanie. Powrócimy jeszcze do tego py tania, ale na razie powiedzmy, że krótka

odpowiedź brzmi: „NIE”. Gdy w latach pięćdziesiąty ch i sześćdziesiąty ch przeprowadzono odpowiednie pomiary obserwacy jne, Sandage ustalił (w arty kule podsumowujący m z 1972 roku), że w tego ty pu pomiarach środkowe wy rażenie (definiujące parametr q0 za pomocą stałej Hubble’a) jest bliskie jedności lub jednej drugiej, ale wy rażenie po prawej stronie zawsze jest bardzo małe, o wartości rzędu 1 procenta. Niepewność przeprowadzony ch pomiarów by ła na ty le duża, że taka rozbieżność nie wzbudziła zby tnich podejrzeń w społeczności naukowej. Dociekliwy czy telnik zapy ta zapewne: „Jak to możliwe, że to równanie przeszło pozy ty wnie wery fikację za pomocą prostego testu (analizę dla przy padku wszechświata bez materii), a jednak nie sprawdziło się w rzeczy wistej sy tuacji porównania z wy nikami obserwacji?”. Odpowiedzi należy szukać w ty m, że nasz ekspery ment my ślowy oparliśmy na założeniu, iż jedy ną siłą wprawiającą materię w ruch jest grawitacja, a skoro teraz prawdziwe dane stoją w sprzeczności z tak wy prowadzony m równaniem, to by ć może oznacza to, iż w naszy m modelu czegoś brakuje. W ty m miejscu dociekliwy m kosmologom mogła się zapalić czerwona lampka i powinni by li się zastanowić, czy owy m „czy mś” nie może by ć przeklęta stała kosmologiczna – ciemna energia – ale w tamty m okresie wszy stkim wy dawało się, że najbardziej sensowny m wy jściem jest odłożenie tego problemu na bok w oczekiwaniu na dokładniejsze wy niki obserwacji. Powróćmy teraz do dobrze nam znanego świata newtonowskiego i przy jrzy jmy się szczegółom standardowego rozwiązania. Równanie ruchu naszej testowej kuli, od którego zaczęliśmy ten podrozdział, można bardzo prosto rozwiązać. W rozdziale 7 na ry cinie 7.2 zamieszczono wy kres jego rozwiązań, pokazujący zmianę promienia naszej małej kuli w różny ch modelach kosmologiczny ch. Jeśli parametr Ωmaterii jest większy od jedności (czy li, co równoważne, jeśli parametr q0 jest większy od jednej drugiej), to kula będzie się przez pewien czas rozszerzała, ale w końcu osiągnie maksy malny rozmiar i zacznie się kurczy ć, aż w końcu spotka ją Wielka Zapaść, co bez wątpienia by łoby zabójcze dla wszy stkich form ży cia wy pełniający ch Wszechświat. Jeśli sy tuacja jest odwrotna, ży jemy w „otwarty m” Wszechświecie, a w takim razie grawitacja przestanie wkrótce w ogóle się liczy ć i nasza sfery czna powłoka będzie się rozszerzała wiecznie ze stałą prędkością, co oznacza, że jej gęstość będzie cały czas malała. Gdy by we wnętrzu ży ł jakiś obserwator przy glądający się jej przez biliony lat, zobaczy łby, że odległe galakty ki po kolei gasną, a potem czekałoby go niechy bnie zamarznięcie w pozornie pusty m Wszechświecie. Która z ty ch nieprzy jemny ch możliwości będzie naszy m udziałem?

***

W naszy ch matematy czny ch rozważaniach traktowaliśmy doty chczas prawa Newtona jak świętość. A co, jeśli Einstein miał rację, wprowadzając stałą kosmologiczną? W takim wy padku między każdy mi dwoma ciałami we Wszechświecie powinna działać dodatkowa siła

proporcjonalna do odległości między nimi. To dodatkowe oddziały wanie powinno by ć tak słabe, że niemożliwe do wy kry cia w skalach odległości badany ch w laboratoriach, ba, powinno by ć nawet niewy kry walne na znacznie większy ch odległościach, z jakimi mamy do czy nienia w Układzie Słoneczny m. Tak słabe oddziały wanie mogłoby jednak istnieć i wy wierać znaczący wpły w w olbrzy mich skalach kosmologiczny ch, które badamy za pomocą największy ch teleskopów. Powróćmy więc do naszego równania ruchu (A9) i dodajmy po prawej stronie nowy człon o wartości proporcjonalnej do promienia naszej kuli, a więc proporcjonalny do takiej dodatkowej siły kosmologicznej. Ponieważ człon ten bazuje na stałej kosmologicznej, którą oznacza się grecką literą lambda, uży jmy tego samego sy mbolu, ty le ty lko że pisanego wielką literą:

(A18)

gdzie wy raz z sy mbolem Λ odpowiada nowej sile odpy chającej galakty ki od siebie. Ta hipotety czna siła ma przeciwny znak niż grawitacja, a ponadto rośnie z odległością – odwrotnie niż grawitacja, która maleje ze wzrostem odległości. W świetle tego, co wiemy o fizy ce, taka nowa siła jest niezwy kle dziwna, ale tak sformułowana hipoteza jest jednoznaczna i możliwa do matematy cznego opisania (jak pokazuje równanie A18), a zatem możemy sprawdzić doświadczalnie, czy taka nowa stała przy rody Λ jest dodatnia, ujemna czy zerowa. Aby uzy skać równanie operujące łatwiejszy mi do zrozumienia pojęciami energii, wy konajmy tę samą operację co poprzednio i pomnóżmy obie jego strony przez prędkość v = (dr/dt), a następnie dokonajmy całkowania. W ten sposób otrzy mujemy :

(A19)

gdzie K jest stałą o wartości

(A20)

którą wy znacza się z warunków początkowy ch ruchu naszej małej kuli testowej. Ty lko ostatni człon, zawierający sy mbol Λ, różni to równanie od równania (A12), uży liśmy też sy mbolu K zamiast określenia „stała” widniejącego w (A12). Choć nowe równanie (A19) w niewielkim ty lko stopniu różni się od poprzedniego (A12), to jednak daje zupełnie inne wy niki niż w przy padku, w który m rozpatry waliśmy wszechświat bez stałej kosmologicznej, zawierający jedy nie grawitację. Po lewej stronie mamy kwadrat prędkości rozszerzania się sfery cznego obszaru Wszechświata. Po prawej wy stępują teraz trzy wy rażenia: jedno jest stałą, a pozostałe dwa jawnie zależą od promienia rozważanej kuli. Gdy by się okazało, że stała K jest dodatnia (za sprawą odpowiednio dużej prędkości początkowej), to wszy stkie wy razy po prawej stronie równania (A19) będą dodatnie i prędkość nigdy nie spadnie do zera – ekspansja nigdy się nie zatrzy ma. W takiej sy tuacji promień będzie rósł bez ograniczeń i w końcu drugi wy raz opisujący grawitację malejącą ze wzrostem odległości stanie się mały w porównaniu z członem kosmologiczny m, którego wartość rośnie proporcjonalnie do kwadratu odległości. Będziemy mieli wówczas do czy nienia z zupełnie nowy m (i, zdaniem niektóry ch, okropny m) zachowaniem Wszechświata. Jeśli promień osiągnie kiedy kolwiek tak dużą wartość, że pierwsze dwa człony po prawej stronie równania (A19) staną się zaniedby walnie małe w porównaniu z ostatnim wy rażeniem – nowy m członem zawierający m stałą kosmologiczną – to nasza kula w zasadzie wy buchnie! Będzie się rozszerzała z prędkością wy kładniczą – rozwiązanie równania (A19) będzie miało postać

(A21)

co oznacza, że nasza kula będzie raz za razem podwajała swoją objętość. Rozważana kula, a wraz z nią wszy stkie części całego Wszechświata, będzie podwajała swój rozmiar za każdy m razem,

gdy wiek Wszechświata zwiększy się o czas równy mniej więcej odwrotności stałej Hubble’a. W końcu nasza kula i cały Wszechświat wy buchną za sprawą tak zwanej ekspansji inflacy jnej. Na ry cinie 7.2 z rozdziału 7 pokazano wy kres obrazujący takie zachowanie badanej kuli. Co się dzieje ze stałą Hubble’a w rozwiązaniach równania zawierającego stałą kosmologiczną? Ogólny przy padek jest dość skomplikowany, ale najbardziej interesującą sy tuację można opisać bez trudu. Chodzi o tak zwany płaski przy padek, w który m stała K znika, a całkowita energia naszej małej kuli (uwzględniająca energię kinety czną ekspansji, energię grawitacy jną, a także ciemną energię wy nikającą ze stałej kosmologicznej) jest początkowo zerowa. W takim razie możemy podzielić obustronnie równanie (A19) przez r2 i uzy skać bardzo prosty wy nik. Z równania (A1) wy nika, że lewa strona jest wówczas równa po prostu kwadratowi stałej Hubble’a H2, z przy jętego założenia zaś wiemy, że pierwszy człon po prawej stronie jest równy zeru, ponieważ K = 0. Z równania (A4) wiemy też, że drugie wy rażenie, które ma postać 2GM/r3, jest po prostu proporcjonalne do gęstości kuli, dlatego mamy :

(A22)

Następnie wy korzy stujemy równania (A6) i (A8) do wy rażenia gęstości materii za pomocą gęstości kry ty cznej i parametru Ωmaterii, a na koniec definiujemy nowy parametr odpowiadający ciemnej energii:

(A23)

Po uwzględnieniu ty ch definicji równanie (A22) przy jmuje postać:

(A24)

W przeszłości, przy duży ch przesunięciach ku czerwieni, dominuje wy raz opisujący materię, ale w przy szłości przeważający wpły w będzie miała ciemna energia i po prostu będziemy mieli sy tuację, w której stała Hubble’a będzie naprawdę niezmienna w czasie, a parametr ΩΛ równy jedności. Z równania (A24) jasno wy nika, że gdy by udało nam się zmierzy ć stałą Hubble’a w funkcji czasu lub, co równoważne, w funkcji przesunięcia ku czerwieni (czy li odległości od nas), to mogliby śmy wy znaczy ć doświadczalnie zarówno obecną gęstość materii, Ωmaterii, 0, jak i gęstość energii zamkniętej w owej magicznej ciemnej energii ΩΛ. Właśnie taki pomiar przeprowadziły zespoły prowadzące obserwacje supernowy ch, uhonorowane w 2011 roku Nagrodą Nobla w dziedzinie fizy ki. Jeśli natomiast przy jmiemy, że interesuje nas chwila obecna, czy li bieżąca epoka, to wtedy z = 0, H2(t) = H02i mamy cudownie prosty wzór:

(A25)

Jeśli dopuszczamy istnienie stałej kosmologicznej, to z tego równania wy nika nowy warunek, który musi by ć spełniony, by Wszechświat by ł płaski (czy li by obwód okręgu by ł w nim zawsze równy iloczy nowi liczby π i średnicy ): gęstość materii i gęstość energii, wy rażone w jednostkach kosmologiczny ch, powinny zawsze, w każdej chwili, sumować się dokładnie do jedności – i jak się wy daje, tak właśnie jest, co potwierdzają obserwacje z dokładnością do kilku procent.

DODATEK 2

JAK W ASTRONOMII MIERZY SIĘ MASĘ

Zacznijmy od wy korzy stania orbity Księży ca do wy znaczenia masy Ziemi. Możemy to potraktować jako sprawdzenie metody, której uży jemy później do wy znaczenia mas inny ch ciał niebieskich, ponieważ masę Ziemi udało nam się zmierzy ć już wcześniej w doświadczeniach laboratory jny ch. Niech Mk oznacza masę Księży ca, a Rk – odległość od środka Ziemi do środka Księży ca. Wstawiając te wielkości do równania na przy ciąganie grawitacy jne, otrzy mujemy wartość siły grawitacy jnej działającej między Ziemią i Księży cem:

(B1)

Jak uświadomił sobie Newton, siła ta musi dokładnie równoważy ć siłę dośrodkową, która odpy cha Księży c od Ziemi. Jeśli okres ruchu Księży ca (jeden miesiąc) oznaczy my sy mbolem Ok, to

w celu wy znaczenia prędkości jego ruchu po orbicie (dla uproszczenia przy jmiemy tu, że jest to orbita kołowa) musimy po prostu podzielić obwód orbity przez okres. A zatem

(B2)

W takim wy padku siła dośrodkowa jest równa

(B3)

Ponieważ przy ciąganie grawitacy jne i siła dośrodkowa muszą by ć sobie równe, Fg = Fd, z równań (B1) i (B3) mamy

(B4)

Zauważmy, że nieznana masa Księży ca uległa tu uproszczeniu, a wszy stkie wielkości po prawej stronie zostały zmierzone dzięki obserwacjom astronomiczny m. Zniknięcie masy naszego testowego ciała, Księży ca, z równania wy nika z owego wspaniałego faktu odkry tego przez Galileusza, który dla Einsteina stał się podstawą jego ogólnej teorii względności: wszy stkie ciała

spadają w polu grawitacy jny m z takim samy m przy spieszeniem, zatem ruch Księży ca również nie zależy od jego masy. Wstawiając do tego wzoru wartość okresu ruchu orbitalnego Księży ca, wy noszącą jeden miesiąc: Ok = 2,4 × 106 sekund, odległość między środkiem Księży ca i Ziemi, Rk = 3,8 × 108 metrów, oraz wartość stałej G wy znaczoną z poprzednich obliczeń, dowiadujemy się, jaką masę musi mieć Ziemia, by utrzy mać Księży c na orbicie: 6,0 × 1021 kilogramów. Wartość ta zgadza się z wy nikiem, jaki Cavendish uzy skał w swoim doświadczeniu. Wy korzy staliśmy tu znaną wartość odległości między Ziemią i Księży cem, ale ją również mogliby śmy wy znaczy ć, korzy stając z prosty ch zależności geometry czny ch (takie obliczenia fakty cznie przeprowadzili już staroży tni greccy astronomowie). Brzeg tarczy Księży ca oglądany w tej samej chwili z dwóch różny ch miejsc na Ziemi jest widoczny na niebie w nieco inny m miejscu. Jeśli znamy odległość dzielącą obu obserwatorów na Ziemi i kąt między oby dwoma punktami na niebie, to korzy stając z prosty ch wzorów try gonometry czny ch, możemy wy liczy ć odległość dzielącą nas od Księży ca. Opisana tu metoda jest podstawowy m sposobem wy znaczania masy niemal wszy stkich ciał niebieskich. Zastosujmy ją w pierwszej kolejności do wy liczenia masy Słońca. Przy jmijmy, że odległość między Ziemią i Słońcem wy nosi Rz = 1,5 × 108 kilometrów, a okres ruchu orbitalnego Ziemi to jeden rok: Oz = 3,15 × 107 sekund. Wstawiając te wartości do równania (B4), otrzy mujemy M Słońca = 2,0 × 1030 kilo​gramów. Sprawdźmy teraz, czy ta metoda daje sensowne odpowiedzi. Zamiast orbity Ziemi możemy posłuży ć się orbitą Wenus, planety krążącej bliżej Słońca niż my, lub Marsa, który okrąża Słońce w większej odległości niż Ziemia. W obu ty ch wy padkach możemy obliczy ć, jaką masę musi mieć Słońce, by mogło utrzy mać obie planety na ich orbitach. Po przeprowadzeniu takich obliczeń uzy skujemy taką samą masę Słońca. Ponieważ Słońce krąży wokół środka naszej spiralnej galakty ki Drogi Mlecznej, możemy wy korzy stać równanie (B4) do wy liczenia masy obszaru Galakty ki zawartego we wnętrzu orbity naszej macierzy stej gwiazdy. Uży wając jako promienia we wzorze (B4) odległości dzielącej nas od środka Galakty ki – która wy nosi 8,5 kiloparseka – i wstawiając wartość okresu, wy noszącą 240 milionów lat, otrzy mujemy masę równoważną masie 90 miliardów Słońc. Choć jest to bardzo duża wartość, to jednak można ją uznać za sensowną, jeśli porówna się ją z liczbą gwiazd widoczny ch w południowy m fragmencie Drogi Mlecznej i uwzględni się fakt, że dodatkowo wiele gwiazd może by ć przesłonięty ch przez py ł znajdujący się między nimi a Słońcem. Niemal wszy stkie wy korzy sty wane w astronomii metody pomiaru masy są różny mi odmianami ty ch prosty ch obliczeń.

SŁOWNIK

anizotropia: Nieregularności na mapie nieba mogące świadczy ć o istnieniu kosmicznej struktury. anizotropia dipolowa: Fakt, że kosmiczne promieniowanie tła jest nieznacznie jaśniejsze w oktancie nieba, w kierunku którego się przemieszczamy, i nieco ciemniejsze po przeciwnej stronie. barionowe drgania akustyczne: Fale dźwiękowe rozchodzące się we wczesny m Wszechświecie, które można porównać do dźwięków wy doby wający ch się z piszczałek organowy ch. Mierząc ich własności na niebie, możemy określić wartości parametrów kosmiczny ch w taki sam sposób, jak pomiar wy sokości dźwięku pozwala ustalić, jaką długość miała piszczałka, z której się wy doby ł. bozon Higgsa: Hipotety czna cząstka elementarna, która powinna w naturalny sposób wy stępować w Modelu Standardowy m fizy ki cząstek. Czwartego lipca 2012 roku uczeni prowadzący badania w Wielkim Zderzaczu Hadronów ogłosili, że udało im się zebrać dowody świadczące o jej wy kry ciu. CCD: Detektor wy korzy sty wany w astronomii, analogiczny do układów światłoczuły ch uży wany ch w aparatach cy frowy ch, który znacznie zwiększa możliwości teleskopów i umożliwia wy kry wanie dalszy ch obiektów. Skrót pochodzi od ang. charge-coupled device – układ ze sprzężeniem ładunkowy m. cefeidy: Szczególny rodzaj gwiazd zmienny ch, charaktery zujący się ściśle określoną zależnością między okresem drgań a jasnością absolutną, dzięki czemu astronomowie mogą wy korzy sty wać tego rodzaju gwiazdy do pomiaru odległości. ciemna energia: Tajemnicza energia będąca własnością przestrzeni, powodująca zwiększenie prędkości ekspansji Wszechświata. ciemna materia: Tajemnicza materia, która dominuje w całkowity m bilansie materii Wszechświata. Materia ta ani nie emituje, ani nie pochłania światła, ale domy ślamy się jej istnienia na podstawie wpły wu grawitacy jnego, jaki wy wiera na widoczne obiekty, i wiemy, że reaguje na oddziały wanie grawitacy jne tak samo jak zwy czajna materia.

COBE: Satelita umieszczony na orbicie w 1989 roku, dzięki któremu udało się wy kry ć fluktuacje w kosmiczny m promieniowaniu tła. Fluktuacje te są odzwierciedleniem pierwotny ch zaburzeń, które by ły zalążkami obecny ch galakty k i całej kosmicznej struktury. Nazwa satelity jest skrótem od ang. COsmic Background Explorer – badacz kosmicznego promieniowania tła. cykl protonowy: Reakcja sy ntezy wodoru w hel zachodząca w gwiazdach o niewielkiej masie. cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO): Ciąg reakcji zachodzący ch w gwiazdach o dużej masie, w wy niku którego wodór przekształca się w hel, wy korzy stując w roli katalizatora atomy węgla, azotu i tlenu. czarna dziura: Obiekt, który zapadł się do tak małej objętości, że wy twarzane przez niego pole grawitacy jne nie wy puszcza na zewnątrz nawet światła. Niezwy kle masy wne czarne dziury (o masie od miliona do wielu miliardów razy większej od masy Słońca) znajdują się w środku większości masy wny ch galakty k. dysk: Płaska, mniej więcej okrągła część galakty k spiralny ch, obejmująca ramiona spiralne. Oglądana z boku galakty ka taka wy gląda jak wy dłużona plama. elektromagnetyzm: Jedna z czterech podstawowy ch sił przy rody odpowiedzialna za oddziały wania między atomami i cząsteczkami. entropia: Poziom nieuporządkowania układu fizy cznego. epicykle: Dodatkowe „okręgi w okręgach”, uży wane przez staroży tny ch astronomów do wy jaśnienia pozornego ruchu planet na niebie przed wprowadzeniem heliocentry cznego modelu Układu Słonecznego. era ciemności: Okres po ochłodzeniu się promieniowania i gazu z Wielkiego Wy buchu, a przed powstaniem gwiazd i galakty k. era Plancka: Bardzo wczesna epoka w historii Wszechświata, gdy jego wiek nie przekraczał 5,4 × 10–44 sekundy. Nasze obecne teorie grawitacji i mechaniki kwantowej dają sprzeczne wy niki, gdy próbuje się je zastosować do opisu tego okresu. era rejonizacji: Okres w historii Wszechświata, w który m doszło do utworzenia się pierwszy ch gwiazd. era rekombinacji: Okres w historii Wszechświata, w który m gorąca mieszanka protonów i elektronów ochłodziła się na ty le, że cząstki te połączy ły się ze sobą w atomy wodoru. foton: Pojedy ncza cząstka światła. galaktyka eliptyczna: Gładka galakty ka z elipty czny m rozkładem gwiazd, najczęściej zawierająca pomarańczowoczerwone gwiazdy należące do starszy ch populacji niż gwiazdy w galakty kach spiralny ch. galaktyka nieregularna: Galakty ka, która nie jest ani specjalnie elipty czna, ani spiralna. galaktyka spiralna: Galakty ka składająca się z dużego, płaskiego dy sku gwiazd, często ze zgrubieniem w środku oraz z ramionami spiralny mi, w który ch znajdują się obszary powstawania młodszy ch, błękitny ch gwiazd. geometria euklidesowa: Geometria nauczana w szkole, opisująca obiekty na płaszczy źnie lub kartce papieru. gęstość energii: Średnia wartość energii na jednostkę objętości w cały m Wszechświecie. gęstość krytyczna: Dokładna, graniczna wartość gęstości masy i energii, plasująca się między

gęstością w modelach, w który ch dochodzi do ponownego kolapsu Wszechświata, a gęstością w modelach Wszechświata rozszerzającego się wiecznie. gęstość masy: Średnia ilość masy materii wy pełniającej Wszechświat na jednostkę objętości. grawitacja kwantowa: Próba połączenia w jedny m modelu mechaniki kwantowej i teorii grawitacji. grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni: Przesunięcie widma światła w kierunku jego czerwonego krańca spowodowane utratą energii fotonu wy dostającego się z pola grawitacy jnego. gromady kuliste: Kuliste skupiska gwiazd, zawierające około stu ty sięcy gwiazd każde. Wy stępują głównie w sfery czny ch obszarach otaczający ch galakty ki i zawierają bardzo stare gwiazdy. Grupa Lokalna: Grupa galakty k, do której należy Droga Mleczna, Galakty ka Andromedy (M31), galakty ka M33 i liczne mniejsze układy. gwiazda neutronowa: Rodzaj gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca, której średnica wy nosi jednak zaledwie około 10 kilometrów. Gwiazda neutronowa zbudowana jest niemal w całości z neutronów i ma olbrzy mią gęstość – tak dużą jak gęstość jądra atomowego. Tego ty pu gwiazdy powstają zapewne w wy buchach supernowy ch. gwiazda zmienna: Gwiazda, której jasność zmienia się w sposób regularny. gwiazdy I populacji: Młode, najczęściej jasnoniebieskie gwiazdy wy stępujące w ramionach spiralny ch galakty k. gwiazdy II populacji: Starsze gwiazdy wy stępujące w środkowy ch obszarach galakty k spiralny ch i w gromadach kulisty ch, najczęściej słabsze i o bardziej czerwony m zabarwieniu niż gwiazdy I populacji. halo: Mniej więcej sferoidalny obszar otaczający galakty kę. Choć może zawierać gwiazdy, większość jego masy ma postać ciemnej materii. hipoteza mgławicy słonecznej: Teoria przy jmująca, że Układ Słoneczny powstał ponad 4 miliardy lat temu z obracającego się obłoku py łu i gazu. inflacja: Koncepcja zakładająca, że Wszechświat przeszedł na początku swej historii okres wy kładniczego wzrostu. izotopy: Atomy jednego pierwiastka różniące się liczbą neutronów w jądrze. Izotopy tego samego pierwiastka różnią się między sobą masą i mogą podlegać różny m reakcjom jądrowy m, ale wszy stkie mają w zasadzie takie same własności chemiczne. izotropia: Niezależność od kierunku. Jeśli rozejrzy my się wokół siebie w bardzo mglisty dzień, zobaczy my, że światło jest izotropowe – czy li ma takie samo natężenie we wszy stkich kierunkach. jasność absolutna: Całkowita ilość energii emitowana przez gwiazdę w ciągu każdej sekundy. jasność obserwowana: Jasność ciała niebieskiego taka, jaką mierzy my na Ziemi. jonizacja: Proces, w wy niku którego elektrony zostają oderwane od atomów. katalog Messiera: Obszerny katalog obiektów na niebie badany ch przez Charles’a Messiera (wy dany w 1771 roku), w który m poszczególne ciała niebieskie oznacza się wielką literą M i kolejną liczbą, na przy kład M81. kontinuum czasoprzestrzenne: Matematy czne połączenie trzech wy miarów przestrzenny ch i jednego czasowego. kosmiczne promieniowanie tła: Promieniowanie obserwowane w naszej epoce głównie w postaci

fal radiowy ch, które jest pozostałością po bardzo gorący m polu promieniowania powstały m w Wielkim Wy buchu. kosmologia: Nauka zajmująca się badaniem natury, ogólnej struktury i ewolucji Wszechświata. krzywa rotacji: Zależność prędkości ruchu ciał krążący ch po orbicie od odległości od środka układu. W Układzie Słoneczny m planety zewnętrzne krążą wokół Słońca wolniej niż planety środkowe. kwazary: Szczególnie jasne środki niektóry ch galakty k, czerpiące energię z materii galakty cznej wpadającej do supermasy wnej czarnej dziury znajdującej się w środku. kwintesencja: Hipotety czne pole sił powodujące zwiększanie się prędkości ekspansji Wszechświata; odmiana ciemnej energii. LCDM: Standardowy model Wielkiego Wy buchu obejmujący zarówno ciemną materię, jak i ciemną energię. Skrót pochodzi od ang. Lambda-Cold Dark Matter – lambda (stała kosmologiczna) i zimna ciemna materia. linie widmowe: Jasne lub ciemne prążki pojawiające się na wy kresie rozkładu światła obiektów, który pokazuje, ile w ty m świetle jest fotonów o różny ch długościach fali lub częstotliwościach. Na podstawie ty ch linii astronomowie potrafią określić skład chemiczny badanego obiektu i prędkość, z jaką się porusza względem obserwatora. masa Jeansa: Najmniejsza masa, jaką musi mieć obłok między gwiazdowy, by mogło w nim dojść do niekontrolowanego kolapsu grawitacy jnego. materia barionowa: Zwy czajna materia składająca się z protonów i neutronów, tworząca dobrze nam znane pierwiastki chemiczne; materia niebędąca ciemną materią. mechanika kwantowa: Teoria opisująca zjawiska fizy czne zachodzące w bardzo mały ch skalach, w który ch istotny mi cechami świata stają się przy padkowość i ziarnistość. Opisuje oddziały wania atomów, cząstek subatomowy ch i fotonów. mgławica: Obecnie takim terminem określa się rozległy obłok py łu i gazu, bardzo często jarzący się pochłonięty m lub odbity m światłem gwiazd. Zanim astronomowie zrozumieli, że galakty ki są skupiskami gwiazd znajdujący ch się zby t blisko siebie, by śmy mogli je oddzielnie obserwować, określenie „mgławica” stosowano również do galakty k. mikrofalowe promieniowanie tła: Promieniowanie reliktowe wy kry te przez radioteleskopy, wy emitowane zaledwie 380 000 lat po Wielkim Wy buchu, gdy Wszechświat po raz pierwszy stał się przezroczy sty. model cykliczny: Zaproponowany przez Steinhardta i Turoka model Wszechświata, w który m dochodzi do powtarzający ch się faz kolapsu i ekspansji. model stanu stacjonarnego: Teoria opierająca się na założeniu, że Wszechświat jest wieczny, nie ma ani początku, ani końca i wy gląda tak samo w każdy m miejscu i chwili. W takim modelu kosmologiczny m musi zachodzić proces ciągłego i powszechnego powstawania materii. model Wielkiego Wybuchu: Teoria opisująca powstanie Wszechświata, zgodnie z którą narodził się on 13,7 miliarda lat temu w wy niku eksplozji niezwy kle gęstego stanu początkowego. Model gorącego Wielkiego Wy buchu, obecnie uznawany za standardowy, zakłada ponadto, że na samy m początku we Wszechświecie panowała niezwy kle wy soka temperatura, a zaobserwowane kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła jest pozostałością, można by rzec: popiołem, po tej pierwotnej kuli ognia. neutrino: Cząstka elementarna o bardzo małej masie.

niestabilność Jeansa: Opis procesu zachodzącego w niestabilny ch układach grawitacy jny ch (odkry tego przez Jamesa Jeansa), który wy jaśnia, jak niewielkie początkowe zaburzenia rozrastają się w masy wne struktury. obłoki molekularne: Gęste obłoki gazu w przestrzeni między gwiazdowej składające się głównie z cząsteczek wodoru. W tego ty pu obłokach dochodzi do powstawania gwiazd. obserwowana wielkość gwiazdowa: Standardowa miara jasności obserwowanej obiektów astronomiczny ch. Skala uży wana do jej pomiaru została skonstruowana przez astronomów arabskich i pochodzący ch z Azji Środkowej. Mniejsze liczby oznaczają jaśniejsze obiekty. oddziaływanie silne: Jedna z czterech podstawowy ch sił przy rody, która utrzy muje jądra atomowe w całości, pokonując odpy chanie elektrostaty czne cząstek. oddziaływanie słabe: Jedna z czterech podstawowy ch sił przy rody, odpowiedzialna za procesy rozpadu promieniotwórczego. ogólna teoria względności: Teoria Einsteina z 1915 roku będąca rozszerzeniem szczególnej teorii względności o przy padek obserwatora poruszającego się ze zmienną prędkością. W teorii tej Einstein potraktował grawitację nie jako siłę, ale jako zakrzy wienie czasoprzestrzeni. okres zmienności: Czas, w jakim gwiazda zmienna przechodzi jeden pełny cy kl zmiany jasności. ośrodek międzygwiazdowy: Gaz i py ł wy stępujący między gwiazdami. paralaksa: Pozorna zmiana położenia obiektu na niebie wy nikająca z tego, że oglądamy go z innego miejsca. parametr spowolnienia: Mierzalna liczba niemianowana mówiąca, jak szy bko grawitacja spowalnia ekspansję Wszechświata. parsek (pc): Odległość od Układu Słonecznego, w jakiej musiałby się znajdować obserwator, żeby orbita okołosłoneczna Ziemi zajmowała na niebie jedną sekundę łuku. Jeden parsek to odległość kilka razy większa od tej, jaką światło może pokonać w ciągu roku, równa około 30 bilionów kilometrów. peryhelium: Punkt na orbicie ciała niebieskiego, w który m znajduje się ono najbliżej Słońca. plazma: Zjonizowany gaz, w który m elektrony zostały oddzielone od atomów. prawo Hubble’a: Prawo stwierdzające, że im dalej położona jest dana galakty ka od Drogi Mlecznej, ty m szy bciej się od nas oddala, ponieważ jej prędkość jest proporcjonalna do odległości. prawo powszechnego ciążenia: Prawo odkry te przez Isaaca Newtona stwierdzające, że przy ciąganie grawitacy jne dwóch ciał jest proporcjonalne do ich mas i odwrotnie proporcjonalne do kwadratu dzielącej je odległości. Newton uświadomił sobie, że wszy stkie skupiska materii, od atomów po gromady galakty k, muszą się wzajemnie przy ciągać tak, jak opisuje to prawo. precesja: Stopniowe przesuwanie się osi wirującego obiektu. prędkość ucieczki: Prędkość, jaką musi mieć obiekt, by mógł się wy dostać spod wpły wu grawitacy jnego masy wnego ciała. problem Złotowłosej: Sy tuacja, w której parametry kosmiczne wy dają się dostrojone tak, że są „w sam raz” – takie, jakie powinny by ć, by mógł powstać Wszechświat w jego obecnej postaci. promienie kosmiczne: Jądra atomowe i cząstki subatomowe przemierzające przestrzeń kosmiczną z prędkościami bliskimi prędkości światła.

promieniowanie termiczne ciała doskonale czarnego: Widmo promieniowania wy twarzanego przez idealny, nieprzezroczy sty obiekt o określonej temperaturze. Im większą temperaturę ma taki obiekt, ty m bardziej jego światło ulega przesunięciu w kierunku błękitnego krańca widma. przejście fazowe: Nagłe przejście z jednego stanu skupienia materii do innego, na przy kład zamiana wody w lód. przestrzeń pozagalaktyczna: Przestrzeń kosmiczna na zewnątrz Drogi Mlecznej. przesunięcie dopplerowskie: Przesunięcie długości fali i częstotliwości fotonów wy emitowany ch przez obiekt poruszający się w kierunku obserwatora lub oddalający się od niego. pulsar: Gwiazda neutronowa obracająca się tak szy bko, że wy kry wamy okresowe pulsowanie emitowanego przez nią promieniowania, zupełnie jak gdy by omiatała nas wiązka światła latarni morskiej. radiometr: Przy rząd do mierzenia siły sy gnałów radiowy ch. rok świetlny: Odległość, jaką promień światła (poruszający się z prędkością 300 000 km/s) pokonuje w ciągu roku, wy nosząca 9,5 × 1012 kilometrów. rozpad beta: Jeden z rodzajów rozpadu promieniotwórczego, podczas którego atom emituje cząstkę beta (na przy kład elektron). rozpad promieniotwórczy: Proces, w wy niku którego duże jądro atomowe dzieli się na mniejsze jądra, czemu towarzy szy uwolnienie olbrzy miej energii, takiej jak w bombie atomowej. równania kowariantne: Równania zapisane w specjalnej postaci, w której są prawdziwe dla wszy stkich obserwatorów bez względu na prędkość, z jaką się poruszają. równowaga hydrostatyczna: Stan, w który m siła grawitacy jna działająca do środka jest równoważona przez ciśnienie działające na zewnątrz, powstające w niezwy kle gorący m wnętrzu gwiazdy. sfera niebieska: Hipotety czna sfera, na której umieszczone są ciała niebieskie przesuwające się w miarę obrotu Ziemi. Sloan Digital Sky Survey: Program badawczy zainicjowany w roku 2000, w ramach którego przeprowadzono zautomaty zowane obserwacje północnej półkuli nieba z wy korzy staniem przetworników CCD. W wy niku jego realizacji skatalogowano i zmierzono własności miliona galakty k i stu ty sięcy kwazarów, tworząc najobszerniejszą jak dotąd bazę informacji o obiektach astronomiczny ch. Nazwę tego przedsięwzięcia można przetłumaczy ć jako: „cy frowy przegląd nieba fundacji Sloana”. soczewkowanie grawitacyjne: Efekt powodowany przez obiekt o duży m polu grawitacy jny m, które zakrzy wia promienie światła. Światło przechodzące w pobliżu takich obiektów ulega zniekształceniu, tak że oglądany obraz jest powiększony, a nierzadko także wy krzy wiony. spektroskop: Urządzenie, które tak jak pry zmat rozszczepia światło na tęczę barw składowy ch. stała Hubble’a: Liczba H0 odzwierciedlająca obecne tempo rozszerzania się Wszechświata. Po pomnożeniu stałej Hubble’a przez odległość do wy branego obiektu wy rażoną w megaparsekach otrzy mujemy prędkość jego ucieczki w kilometrach na sekundę. stała kosmologiczna: Człon w równaniach pola ogólnej teorii względności opisujący działanie siły lub energii (ciemnej energii), która odpy cha materię od siebie i powoduje zwiększenie prędkości ekspansji Wszechświata. stosunek masy do światła: Iloraz masy obiektu i jego jasności, zazwy czaj wy rażany

w jednostkach słoneczny ch. struktury włókniste: Olbrzy mie struktury kosmiczne utworzone przez liczne pojedy ncze galakty ki połączone ze sobą grawitacy jnie w podłużne układy. strumień pola: Wielkość uży wana do opisu jasności obserwowanej obiektu, zazwy czaj definiuje się ją jako ilość energii przechodzącej przez centy metr kwadratowy powierzchni w ciągu sekundy. supernowa: Gwiazda wy buchająca pod koniec swojego ży cia, która albo ulega całkowitemu zniszczeniu, albo pozostawia po sobie niezwy kle gęsty obiekt, taki jak czarna dziura lub gwiazda neutronowa. supernowe typu Ia i II: Pierwszy z wy mieniony ch ty pów supernowy ch tworzą gwiazdy emitujące podczas wy buchu zawsze niemal taką samą ilość promieniowania, dzięki czemu astronomowie mogą je wy korzy sty wać jako świece standardowe do pomiaru kosmiczny ch odległości. Tego ty pu supernowe powstają pod koniec ży cia gwiazd o względnie niedużej masie. Drugi z wy mieniony ch ty pów tworzą wy buchające gwiazdy o dużej masie i w ty m wy padku jasność takich obiektów może by ć różna. synteza jądrowa: Proces, w wy niku którego dochodzi do połączenia mniejszy ch jąder atomowy ch w większe. szczególna teoria względności: Teoria Einsteina z 1905 roku opierająca się na założeniu, że wszelki ruch jest względny, a prędkość światła w pustej przestrzeni jest taka sama dla wszy stkich obserwatorów w nieprzy spieszający ch układach odniesienia. tensor: W ogólnej teorii względności: macierz liczb o wy miarach cztery na cztery, uży wana do opisu różny ch wielkości w czasoprzestrzeni. teoria strun: Próba zunifikowania mechaniki kwantowej i ogólnej teorii względności w ramach jednego modelu. teoria względności: Zob. szczególna teoria względności, ogólna teoria względności. twierdzenie o wiriale: Metoda staty sty czna pozwalająca powiązać całkowitą energię kinety czną układu ciał krążący ch po orbitach z jego całkowitą energią potencjalną, przy założeniu, że układ taki ma pozostawać w równowadze, czy li że nie powinien się ani zapaść, ani rozszerzy ć. śmierć cieplna: Ostateczny los Wszechświata w modelu, w który m wieczna ekspansja prowadzi w końcu do wy czerpania się całego paliwa we Wszechświecie i wszy stko ulega ochłodzeniu do bardzo niskiej temperatury. świeca standardowa: Obiekt o znanej jasności, który można wy korzy stać do pomiaru odległości kosmiczny ch. teoria wielkiej unifikacji (GUT): Koncepcja zakładająca, że trzy podstawowe siły przy rody (elektromagnety zm, oddziały wanie silne i oddziały wanie słabe) można ze sobą połączy ć w odpowiednio wy sokich energiach w jedną teorię. Skrót pochodzi od ang. grand unified theory. warunki brzegowe: Warunki przy jmowane podczas rozwiązy wania równań, opisujące zachowanie badanego obszaru na granicy z resztą świata – na przy kład dla wody przelewającej się w butelce warunkiem brzegowy m jest wy maganie, by woda nie wy dostawała się na zewnątrz. wektor: Macierz trzech liczb opisująca zarówno wartość, jak i kierunek. Przy kładem wektora może by ć prędkość.

Wielka Zapaść: Przeciwieństwo Wielkiego Wy buchu – stan końcowy Wszechświata, który nastąpiłby, gdy by grawitacja by ła na ty le silna, by odwrócić proces rozszerzania się przestrzeni i wy wołać ponowny kolaps. wielki mur: Ogromna struktura przy pominająca płaszczy znę, złożona z wielu galakty k. Wielki Zderzacz Hadronów: Największy i najpotężniejszy na świecie akcelerator cząstek, uruchomiony w 2008 roku, za pomocą którego fizy cy powinni odkry ć cząstkę Higgsa, a by ć może także wy kry ć cząstki ciemnej materii. WIMP: Rodzaj cząstek, które są popularny mi kandy datami na cząstki elementarne ciemnej materii. Skrót pochodzi od ang. weakly interacting massive particle – słabo oddziałująca masy wna cząstka. WMAP: Satelita umieszczony na orbicie w 2001 roku, za pomocą którego przeprowadzono najdokładniejszą analizę kosmicznego promieniowania tła i zmierzono kosmiczne parametry z tak dużą dokładnością, że udało się potwierdzić poprawność standardowego modelu kosmologicznego LCDM. Nazwa satelity jest skrótem od ang. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – próbnik anizotropii promieniowania mikrofalowego im. Wilkinsona. wszechświat otwarty: Jeśli gęstość wszechświata jest mniejsza od wartości kry ty cznej, to geometria czasoprzestrzeni jest zakrzy wiona w taki sposób, że obwód okręgu jest większy od iloczy nu liczby π i jego średnicy. Wszechświat otwarty nigdy nie ulegnie kolapsowi. wszechświat płaski: Wszechświat, w który m geometria czasoprzestrzeni jest płaska i obwód okręgu zawsze jest równy iloczy nowi liczby π i jego średnicy, tak jak na płaszczy źnie. Na sferze obwód okręgu jest mniejszy, a na powierzchni w kształcie siodła większy od iloczy nu π i średnicy. W modelu bez stałej kosmologicznej płaski wszechświat musi mieć dokładnie gęstość kry ty czną. wszechświat statyczny: Model wszechświata zaproponowany w 1917 roku przez Einsteina, w który m grawitację równoważy dokładnie stała kosmologiczna i z racji tego nic się w nim nie porusza. Model ten został zaproponowany, zanim wy niki obserwacji Hubble’a stały się powszechnie znane. Jest to model niestabilny. wszechświat wyspowy: Pojęcie ukute przez Immanuela Kanta odwołujące się do idei, że mgławice spiralne są galakty kami podobny mi do Drogi Mlecznej. wszechświat zamknięty: Jeśli gęstość wszechświata jest większa od gęstości kry ty cznej, to geometria czasoprzestrzeni jest zakrzy wiona jak na sferze, czy li w taki sposób, że obwód okręgu jest mniejszy od iloczy nu liczby π i jego średnicy. Poruszając się w takim wszechświecie cały czas przed siebie, powróciliby śmy w końcu do punktu wy jścia. zaburzenie: Niewielka zmiana w układzie fizy czny m lub jego części spowodowana przez zewnętrzną siłę, na przy kład grawitację. zasada antropiczna: Pojęcie filozoficzne bazujące na założeniu, że parametry fizy czne Wszechświata muszą by ć takie, by by ło możliwe istnienie inteligentny ch obserwatorów. zasada względności: Założenie, że podstawowe prawa fizy ki muszą by ć takie same dla wszy stkich obserwatorów poruszający ch się względem siebie ze stałą prędkością.

LITERATURA UZUPEŁNIAJĄCA

w języku polskim Hermann Bondi, Kosmologia, przeł. Elżbieta Białas i Andrzej Białas, Państwowe Wy dawnictwo Naukowe, Warszawa 1965. Albert Einstein, Istota teorii względności, przeł. Andrzej Trautman, Prószy ński i S-ka, Warszawa 1997. Owen Gingerich, Książka, której nikt nie przeczytał, przeł. Jarosław Włodarczy k, Wy dawnictwo Amber, Warszawa 2004. Alan H. Guth, Wszechświat inflacyjny: w poszukiwaniu nowej teorii pochodzenia kosmosu, przeł. Ewa L. Łokas i Bogumił Bieniok, Prószy ński i S-ka, Warszawa 2000. Michael A. Hoskin [red.], Historia astronomii, przeł. Jarosław Włodarczy k, Wy dawnictwa Uniwersy tetu Warszawskiego, Warszawa 2007. Paul Murdin, Tajemnice Wszechświata: jak odkrywaliśmy Kosmos, przeł. Krzy sztof Bednarek, Wy dawnictwo Albatros A. Kury łowicz, Warszawa 2010. Martin J. Rees, Tylko sześć liczb, przeł. Piotr Amsterdamski, CiS, Warszawa 2000. Dennis William Sciama, Kosmologia współczesna, przeł. Marcin Kubiak, Państwowe Wy dawnictwo Naukowe, Warszawa 1975. Paul J. Steinhardt, Neil Turok, Nieskończony wszechświat: poza teorią wielkiego wybuchu, przeł. Tomasz Krzy sztoń, Prószy ński i S-ka, Warszawa 2009. Steven Weinberg, Pierwsze trzy minuty: współczesne poglądy na początki Wszechświata, przeł. Aleksander Blum, Prószy ński i S-ka, Warszawa 1998.

w językach obcych Marcia Bartusiak, Through a universe darkly: a cosmic tale of ancient ethers, dark matter, and the fate of the universe (Przez Wszechświat w ciemnościach: kosmiczna opowieść o starożytnym eterze, ciemnej materii i losie Wszechświata), HarperCollins, Nowy Jork 1993. Marcia Bartusiak, Archives of the universe: a treasury of astronomy’s historic works of discovery (Archiwa Wszechświata: skarbiec dawnych odkryć astronomicznych), Pantheon Books, Nowy Jork 2004. André Berger, The Big Bang and Georges Lemaître: proceedings of a symposium in honour of G. Lemaître fifty years after his initiation of Big-Bang Cosmology, Louvain-la-Neuve, Belgium, 10– 13 October 1983 (Wielki Wybuch i Georges Lemaître: materiały z sympozjum zorganizowanego na cześć G. Lemaître’a pięćdziesiąt lat po zaproponowaniu przez niego modelu Wielkiego Wybuchu, Lou​v ain-la-Neuve, Belgia, 10–13 października 1983), D. Reidel, Dordrecht 1984. B. Bertotti, R. Balbinot, S. Bergia, A. Messina, Modern cosmology in retrospect (Współczesna kosmologia z perspektywy czasu), Cambridge University Press, Cambridge 1990. Hermann Bondi, Rival theories of cosmology; a symposium and discussion of modern theories of the structure of the universe (Konkurencyjne teorie kosmologiczne; sympozjum i dyskusja na temat współczesnych teorii struktury Wszechświata), Oxford University Press, Londy n 1960. Gale E. Christianson, Edwin Hubble: mariner of the nebulae (Edwin Hubble: żeglarz mgławic), Farrar, Straus, Giroux, Nowy Jork 1995. Agnes M. Clerke, A popular history of astronomy during the nineteenth century (Historia popularna dziewiętnastowiecznej astronomii), wy d. 4, A. and C. Black, Londy n 1902. Arthur Stanley Eddington, Stars and atoms (Gwiazdy i atomy), Clarendon Press, Oksford 1927. John Farrell, The day without yesterday: Lemaître, Einstein, and the birth of modern cosmology (Dzień bez dnia wczorajszego: Lemaître, Einstein i narodziny współczesnej kosmologii), Thunder’s Mouth Press, Nowy Jork 2005. George Gamow, The creation of the universe (Stworzenie Wszechświata), Viking Press, Nowy Jork 1961. Thomas Gold, Taking the back off the watch: A personal memoir (Zdejmując pokrywę zegarka: osobisty pamiętnik), Springer, Heidelberg 2012. Edward Robert Harrison, Cosmology: the science of the universe (Kosmologia: nauka o Wszechświecie), wy d. 2, Cambridge University Press, Cambridge 2000. Edward Robert Harrison, Masks of the universe: changing ideas on the nature of the cosmos (Maski Wszechświata: zmiany poglądów o naturze kosmosu), wy d. 2, Cambridge University Press, Cambridge 2003. Michael A. Hoskin, Discoverers of the universe: William and Caroline Herschel (Odkrywcy Wszechświata: William i Caroline Herschelowie), Princeton University Press, Princeton 2011.

Edwin Powell Hubble, The realm of the nebulae (Królestwo mgławic), Yale University Press, New Haven 1936. Robert P. Kirshner, The extravagant universe: exploding stars, dark energy, and the accelerating cosmos (Ekstrawagancki Wszechświat: wybuchające gwiazdy, ciemna energia i przyspieszający kosmos), Princeton University Press, Princeton 2002. Helge Kragh, Cosmology and controversy: the historical development of two theories of the universe (Kosmologia i kontrowersja: historyczny rozwój dwóch teorii Wszechświata), Princeton University Press, Princeton 1999. Pierre-Simon Laplace, Exposition du système du monde (O systemie świata), Imprimerie du Cercle-Social, Pary ż 1796. Malcolm S. Longair, The cosmic century: a history of astrophysics and cosmology (Kosmiczne stulecie: historia astrofizyki i kosmologii), Cambridge University Press, Cambridge 2006. Ian Millar, Chambers biographical dictionary of scientists (Biograficzny słownik uczonych wydawnictwa Chambers), Chambers, Edy nburg 1989. Jacqueline Mitton, Cambridge illustrated dictionary of astronomy (Ilustrowany słownik astronomiczny Uniwersytetu w Cambridge), Cambridge University Press, Cambridge 2007. Simon Mitton, Exploring the galaxies (Badania galaktyk), Scribner, Nowy Jork 1976. Simon Mitton, Fred Hoyle: a life in science (Fred Hoyle: życie poświęcone nauce), Cambridge University Press, Cambridge 2011. Pavel D. Naselsky, Dmitry I. Novikov, The physics of the cosmic microwave background (Fizyka kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła), Cambridge University Press, Cambridge 2006. Harry Nussbaumer, Ly dia Bieri, Discovering the expanding universe (Odkrycie rozszerzającego się Wszechświata), Cambridge University Press, Cambridge 2009. Donald E. Osterbrock, James E. Keeler: pioneer American astrophysicist (James E. Keeler: amerykański pionier astrofizyki), Cambridge University Press, Cambridge 1984. Donald E. Osterbrock, Walter Baade, a life in astrophysics (Walter Baade, życie poświęcone astrofizyce), Princeton University Press, Princeton 2001. P.J.E. Peebles, Principles of physical cosmology (Zasady kosmologii fizycznej), Princeton University Press, Princeton 1993. P.J.E. Peebles, L.A. Page, R.B. Partridge, Finding the big bang (Odnalezienie Wielkiego Wybuchu), Cambridge University Press, Nowy Jork 2009. Isaac Roberts, A selection of photographs of stars, star-clusters and nebulae (Wybór fotografii gwiazd, gromad gwiazd i mgławic), Universal Press, Londy n 1893. Martin Ry le, Nicholas Kurti, Robert Boy d, Search and research (Poszukiwania i badania), Mullard Ltd, Londy n 1971. Dennis William Sciama, Modern cosmology and the dark matter problem (Kos​mologia współczesna i problem ciemnej materii), Cambridge University Press, Cambridge 1993. Harlow Shapley, The inner metagalaxy (Wewnętrzna metagalaktyka), Oxford University Press,

Londy n 1957. Joseph Silk, The big bang (Wielki Wybuch), wy danie poprawione i uaktualnione, W. H. Freeman, Nowy Jork 1989. Victor E. Thoren, J.R. Christianson, The Lord of Uraniborg: a biography of Tycho Brahe (Pan na Uranienborgu: biografia Tychona Brahego), Cambridge University Press, Cambridge 1990.

Spis treści PODZIĘKOWANIA PRZEDMOWA JĄDRO CIEMNOŚCI PROLOG. OD MITU DO RZECZYWISTOŚCI 1. NARZĘDZIA EINSTEINA I ICH ZASTOSOWANIE 2. KRÓLESTWO MGŁAWIC 3. ZAJMIJMY SIĘ KOSMOLOGIĄ! 4. ODKRYCIE WIELKIEGO WYBUCHU 5. POCHODZENIE STRUKTURY WE WSZECHŚWIECIE 6. CIEMNA MATERIA ALBO NAJLEPSZY POMYSŁ FRITZA ZWICKY’EGO 7. CIEMNA ENERGIA ALBO NAJWIĘKSZA POMYŁKA EINSTEINA 8. WSPÓŁCZESNY PARADYGMAT I GRANICE NASZEJ WIEDZY 9. GRANICA: NAJWAŻNIEJSZE NIEWYJAŚNIONE ZAGADKI DODATKI DODATEK 1. KOSMOLOGIA BEZ TEORII WZGLĘDNOŚCI DODATEK 2. JAK W ASTRONOMII MIERZY SIĘ MASĘ SŁOWNIK LITERATURA UZUPEŁNIAJĄCA