Początek wszechświata

Tekst
Przeczytaj fragment
Oznacz jako przeczytane
Jak czytać książkę po zakupie
Czcionka:Mniejsze АаWiększe Aa


Spis treści

Karta redakcyjna

Dedykacja

Motto

Przedmowa

Rozdział l. Wszechświat w kilku słowach

Rozdział 2. Wielki kosmiczny katalog

Rozdział 3. Osobliwość i inne problemy

Rozdział 4. Inflacja i badania cząstek elementarnych

Rozdział 5. Inflacja i satelita Cobe

Rozdział 6. Czas – jeszcze krótsza historia

Rozdział 7. W głąb labiryntu

Rozdział 8. Nowe wymiary

Bibliografia

Przypisy

Tytuł oryginalny: THE ORIGIN OF THE UNIVERSE

Projekt okładki: MARIUSZ BANACHOWICZ

Grafika na okładce: © Igor Zh./Shutterstock

Projekt typograficzny: MIROSŁAW KRZYSZKOWSKI

Skład: MELES-DESIGN

© Copyright by Copernicus Center Press, 2016

Copyright © for the translation by Copernicus Center Press

& Wydawnictwo CIS & Stanisław Bajtlik

Copyright © 1994 by John D. Barrow

All rights reserved

ISBN 978-83-7886-190-4

Wydanie drugie (pierwsze tej edycji)

Kraków 2016

Copernicus Center Press Sp. z o.o.

pl. Szczepański 8, 31-011 Kraków

tel./fax (+48 12) 430 63 00

e-mail: marketing@ccpress.pl Księgarnia internetowa: http://en.ccpress.pl

Konwersja: eLitera s.c.

Dennisowi i Billowi,

kosmologom, dżentelmenom i nauczycielom,

którym wielu dużo zawdzięcza

Pulchra sunt quae videntur

Pulchroria quare scientur

Longe pulcherrima quae ignorantur

Piękne są rzeczy, które widzimy,

Jeszcze piękniejsze te, które rozumiemy,

Ale najpiękniejsze te, których nie ogarniamy.

Niels Steenson (Steno) 1638–1686

Dokument chroniony elektronicznym znakiem wodnym

20% rabatu na kolejne zakupy na litres.pl z kodem RABAT20

Przedmowa

Żyjemy we w pełni ukształtowanym Wszechświecie[1], a najbardziej niezwykłe rzeczy zdarzyły się w nim już dawno temu. Przypatrz się rozgwieżdżonemu niebu, a zobaczysz tysiące gwiazd, z których większość układa się wzdłuż przecinającego nocne ciemności ogromnego pasa, który nazywamy Drogą Mleczną. Oto jak starożytni widzieli Wszechświat. Stopniowo, w miarę jak powstawały coraz to większe teleskopy, osiągające coraz lepszą zdolność rozdzielczą, przed naszymi oczami zaczął ukazywać się Wszechświat o niewyobrażalnej przedtem rozległości. Widzimy miliardy gwiazd skupione w wyspach światła, nazywanych galaktykami, wokół których rozciąga się morze zimnych mikrofal – echo Wielkiego Wybuchu, który wydarzył się jakieś 15 miliardów lat temu i, jak sądzimy, dał początek czasowi, przestrzeni i materii. To z niego wyłonił się nasz dzisiejszy Wszechświat, będący w stanie globalnej ekspansji, powoli stygnący i nieustannie rozrzedzający się.

Na początku Wszechświat był piekłem wypełnionym promieniowaniem, zbyt gorącym, by mogły uchować się w nim jakiekolwiek atomy. W ciągu pierwszych kilku minut ostygł na tyle, że powstały jądra najlżejszych pierwiastków. Setki tysięcy lat później kosmos stał się wystarczająco chłodny i rzadki, by elektrony mogły połączyć się z jądrami, tworząc całe atomy. Wkrótce potem powstały proste cząsteczki. Miliardy lat później złożony cykl procesów doprowadził do skupienia materii w gwiazdy i galaktyki. Dopiero wtedy, po powstaniu stabilnych układów planetarnych, rozpoczęły się procesy biochemiczne, których do końca jeszcze nie rozumiemy. Ale jak rozpoczął się ten skomplikowany cykl wydarzeń? Co mogą powiedzieć o początku Wszechświata współcześni kosmologowie?

Różnorakie starożytne historie o stworzeniu świata nie były teoriami naukowymi w jakimkolwiek współczesnym znaczeniu. Nie próbowały powiedzieć niczego nowego o budowie świata. Miały na celu, po prostu, usunąć z ludzkiej wyobraźni widmo nieznanego. Umiejscawiając się w hierarchii stworzenia, starożytni mogli ustalić swój związek ze światem i uniknąć przerażających rozważań nad nieznanym czy niepoznawalnym. Współczesne, naukowe objaśnienia powinny osiągnąć znacznie więcej. Muszą być wystarczająco dogłębne, by powiedzieć nam o Wszechświecie więcej, niż wiedzieliśmy tworząc je. Muszą też być dostatecznie szerokie, by pozwalać na czynienie przewidywań, które moglibyśmy sprawdzać. Powinny wprowadzać spójność i zgodność w zbiorze oddzielnych faktów obserwacyjnych.

Metody stosowane przez współczesnych kosmologów są proste, choć nie oczywiste dla laików. Przede wszystkim opierają się na założeniu, że prawa rządzące działaniem świata wokół nas, tutaj na Ziemi, stosują się w całym Wszechświecie – chyba że przekonamy się, iż jest inaczej. Bywa, że napotykamy we Wszechświecie warunki, szczególnie w jego przeszłości, w których gęstość i temperatura wykraczają poza nasze ziemskie doświadczenie. Zwykle oczekujemy od teorii, że będą poprawne również wtedy – i w istocie, zwykle nie zawodzimy się. Przy wielu okazjach posługujemy się jednak przybliżonymi prawami przyrody – uproszczeniami, które można stosować w ograniczonym zakresie. Kiedy dochodzimy do kresu ich stosowalności, musimy stworzyć lepsze przybliżenia, które mogą opisywać nowe, niezwykłe warunki, jakie napotkaliśmy. Często z teorii wynikają wnioski, których nie możemy od razu sprawdzić obserwacyjnie. Właśnie teoretyczne przewidywania takiego rodzaju decydują zwykle o konstrukcji nowych typów obserwatoriów czy satelitów.

Kosmologowie często mówią o budowaniu „modeli kosmologicznych”. Rozumieją przez to tworzenie uproszczonego, matematycznego opisu struktury i historii Wszechświata, który uchwyciłby jego główne własności. Tak jak model samolotu przedstawia niektóre, ale nie wszystkie cechy prawdziwego samolotu, tak model Wszechświata nie może zawierać wszystkich szczegółów jego budowy. Nasze modele kosmologiczne nie są zbyt wyszukane. Opisują Wszechświat tak, jakby był on całkowicie gładkim oceanem materii, z której jest zbudowany. Grupowanie materii w gwiazdy i galaktyki jest w tych modelach zaniedbywane. Odstępstwa od całkowitej jednorodności są rozpatrywane dopiero wtedy, gdy badamy bardziej szczegółowe kwestie, takie jak pochodzenie gwiazd i galaktyk. Takie podejście daje zdumiewająco dobre rezultaty. Jedną z najbardziej uderzających własności Wszechświata jest to, że widoczna dla nas jego część bardzo dobrze daje się opisać za pomocą najprostszej idealizacji – modeli jednorodnie rozłożonej materii.

Inną, ważną cechą naszych modeli kosmologicznych jest to, że zawierają pewne parametry – takie jak gęstość czy temperatura – których konkretną wartość można znaleźć tylko na drodze obserwacji, a przy tym tylko niektóre kombinacje tych wielkości są dopuszczane przez model. W ten sposób można sprawdzać, jak dobrze model opisuje realny Wszechświat.

Badając Wszechświat podążamy w różnych kierunkach. Aby pogłębić zrozumienie całego kosmicznego środowiska, oprócz satelitów, sond kosmicznych i teleskopów używamy mikroskopów, akceleratorów, komputerów i angażujemy ludzką myśl. Poza zewnętrznym makrokosmosem – gwiazdami, galaktykami i największymi kosmicznymi strukturami – nauczyliśmy się poznawać subtelny labirynt mikroświata. Na poziomie głębszym niż atomowy znajdujemy w nim mikrokosmos jądra atomowego i jego części – podstawowych cegiełek materii. Jest tych cegiełek niewiele, są proste w swej budowie, ale ich kombinacje prowadzą do niezmiernej złożoności, jaką widzimy wokół siebie i której jesteśmy częścią.

Te dwie granice naszego zrozumienia – mikroświat cząstek elementarnych i astronomiczny kosmos gwiazd i galaktyk – obecnie łączą się ze sobą w nieoczekiwany sposób. Kiedyś badały je dwie różne grupy uczonych. Używając odmiennych metod badawczych usiłowały odpowiadać na różne pytania. Teraz ich zainteresowania i metody są ściśle związane ze sobą. Tajemnica powstawania galaktyk może zostać zgłębiona przez poznawanie najbardziej elementarnych składników materii, przy użyciu detektorów ukrytych głęboko pod powierzchnią Ziemi. Być może tożsamość tych cząstek zostanie ustalona w wyniku analizy światła wysyłanego przez odległe gwiazdy. W miarę jak próbujemy odtworzyć historię Wszechświata, szukając skamielin będących pozostałościami z okresu jego młodości i dojrzewania, kojarząc własności fizycznego świata w największej i najmniejszej skali, jesteśmy pod coraz większym wrażeniem jedności praw kosmosu.

 

Zadaniem tej małej książki jest dostarczenie skrótowego obrazu n a r o d z i n dla początkujących. Jakie mamy świadectwa dotyczące wczesnej historii Wszechświata? Jakie są najnowsze teorie samego początku jego istnienia? Czy możemy je sprawdzać poprzez obserwacje? Co one mówią o naszym własnym istnieniu? Oto niektóre z pytań, jakie nam będą towarzyszyć w podróży do początków czasu. Przedstawię niektóre z najnowszych teorii na temat czasu, „wszechświata inflacyjnego”, „tuneli”, a po drodze wyjaśnię znaczenie wyników obserwacji uzyskanych przez satelitę COBE, które zostały przyjęte z taką euforią na wiosnę 1992 roku.

Dziękuję moim współpracownikom i kolegom kosmologom za ich odkrycia i dyskusje, które umożliwiły powstanie współczesnej opowieści o pochodzeniu Wszechświata. Pomysł napisania tej książki jest zasługą Anthony’ego Cheethama i Johna Brockmana. Okaże się teraz, czy ich namowy, bym ją napisał, były taką mądrą rzeczą. Dziękuję Gerry’emu Lyonsowi i Sarze Lippincott za ich pomoc edytorską. Wielce pomogła mi moja żona Elizabeth, co umożliwiło doprowadzenie rzeczy do końca bez odsuwania wszystkiego innego w nieskończoność. Jak zawsze, jestem jej wdzięczny za wszystko. Młodsi członkowie rodziny – David, Roger i Louise – wydawali się dziwnie niewzruszeni tym przedsięwzięciem. Ale oni naprawdę lubią Sherlocka Holmesa.

Brighton

marzec 1994

Rozdział l

Wszechświat w kilku słowach

Dziękuję Panu – odparł Holmes – za zwrócenie mojej uwagi na sprawę, która pod wieloma względami jest niewątpliwie interesująca.

Pies Baskervillów, przekład anonimowy.

Jak, dlaczego i kiedy powstał Wszechświat? Jaki jest duży? Jaki ma kształt? Z czego jest zrobiony? Oto pytania, które może zadać każde ciekawskie dziecko, ale również pytania, z którymi przez dziesięciolecia mocowali się współcześni kosmologowie. Dla autorów książek popularnonaukowych i dziennikarzy jednym z uroków kosmologii jest łatwość określania problemów, które leżą na granicy naszej wiedzy. Przyjrzyjmy się współczesnym problemom elektroniki kwantowej, kodu genetycznego, neurofizjologii czy czystej matematyki, a przekonamy się, że problemy rozważane przez ekspertów nie dają się równie łatwo wyrazić w języku laików.

Aż do początku dwudziestego wieku ani filozofowie, ani astronomowie nie kwestionowali założenia, że przestrzeń jest absolutna – jest niezmienną sceną, po której poruszają się gwiazdy, planety i wszelkie ciała niebieskie. Jednak w latach dwudziestych ten prosty obraz uległ zmianie: najpierw w wyniku wniosków wyprowadzanych przez fizyków z teorii grawitacji Einsteina, a potem w rezultacie obserwacji światła gwiazd w odległych galaktykach, dokonanych przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a.


RYSUNEK 1.1

Współczesne przedstawienie prawa Hubble’a. Prędkości ucieczki galaktyk są wprost proporcjonalne do ich odległości.

Hubble wykorzystał prostą własność fal. Jeśli ich źródło oddala się od obserwatora, rejestrowana długość fal zmniejsza się. Aby się o tym przekonać, pokiwaj palcem zanurzonym w stojącej wodzie i obserwuj grzbiety fal docierające do jakiegoś odległego punktu na powierzchni wody. Następnie przesuwaj palec wzbudzający fale w kierunku od tego punktu. Fale będą odbierane rzadziej niż są wysyłane. Następnie przesuwaj palec w kierunku do obserwowanego punktu. Teraz częstość docierających tam fal będzie wyższa. Jest to własność wszystkich rodzajów fal. W przypadku fal dźwiękowych powoduje to zmianę tonu sygnału pociągu czy policyjnej syreny, gdy pojazdy przejeżdżają obok. Światło również jest falą. Kiedy jego źródło oddala się od obserwatora, zmniejszenie częstości fal świetlnych oznacza, że obserwowane światło jest nieco bardziej czerwone. Dlatego ten efekt nazywa się „przesunięciem ku czerwieni”. Kiedy źródło przybliża się do obserwatora, obserwowana częstość zwiększa się, a widzialne światło staje się bardziej niebieskie.

Hubble odkrył, że światło obserwowanych przez niego galaktyk wykazywało systematyczne przesunięcie ku czerwieni. Mierząc wielkość tego przesunięcia mógł określić, jak szybko oddalały się źródła światła. Porównując jasność pozorną gwiazd tego samego rodzaju (gwiazd, których jasność absolutna była taka sama) mógł wyznaczyć odległość do galaktyk. Odkrył, że im dalej znajdowało się źródło światła, tym szybciej oddalało się ono od nas. Tę zależność nazywamy prawem Hubble’a, a jego ilustracja, oparta na współczesnych danych jest pokazana na rysunku 1.1. Na rysunku 1.2 pokazany jest przykładowy sygnał świetlny, odbierany od odległej galaktyki, w którym widać przesunięcie linii widmowych różnych atomów w stronę czerwieni, w stosunku do linii emitowanych przez te same atomy w laboratorium.


RYSUNEK 1.2

Widmo odległej galaktyki (znanej jako Markarian 609). Trzy linie widmowe (zaznaczone jako Hβ, O i O) w pobliżu 5000 Å i dwie (zaznaczone jako Hα i N) w pobliżu 6500 Å są systematycznie przesunięte w stronę większych długości fal, niż gdy są mierzone w laboratorium. Długości fal odpowiadające pomiarom w laboratorium są zaznaczone strzałkami z napisem LAB. Długości obserwowane są wyznaczone przez maksima natężenia światła, opatrzone nazwami linii. Przesunięcie ku czerwieni (widzialne światło czerwone stanowią fale o długościach około 8000 Å) pozwala określić prędkość ucieczki galaktyki.

Hubble odkrył ekspansję Wszechświata. Zamiast stanowić niezmienną arenę, po której wędrują gwiazdy i planety, Wszechświat okazał się dynamiczny. Było to największe odkrycie dwudziestowiecznej nauki. Potwierdziło przewidywania wynikające z teorii względności Einsteina, dotyczące Wszechświata: nie może on być statyczny. Gdyby nie uciekały jedna od drugiej, przyciąganie grawitacyjne pomiędzy galaktykami spowodowałoby, że zbiegłyby się wszystkie do siebie. Wszechświat nie może być unieruchomiony.

Skoro Wszechświat ekspanduje, to odwracając bieg zdarzeń i spoglądając w przeszłość, powinniśmy znaleźć dowody na to, że wyłonił się ze stanu, w którym był mniejszy i gęstszy – ze stanu, w którym, jak się wydaje, miał kiedyś zerowe rozmiary. To właśnie ten przypuszczalny początek stał się znany pod nazwą Wielkiego Wybuchu.

Zaczęliśmy jednak posuwać się nieco za szybko. Zanim zagłębimy się w przeszłość, powinniśmy poznać interesujące fakty, dotyczące obecnego stanu ekspansji. Przede wszystkim: co właściwie ekspanduje? W filmie Annie Hall Woody Allen, leżąc na kozetce w gabinecie psychoanalityka, wyrażał swoje lęki związane z ekspansją Wszechświata: „To na pewno oznacza, że Brooklyn rozszerza się, podobnie jak ja i ty, my wszyscy się rozszerzamy”. Na szczęście mylił się. My się nie rozszerzamy. Brooklyn też nie. Ani Ziemia się nie rozszerza, ani Układ Słoneczny, ani nawet nasza galaktyka – Droga Mleczna. Te wszystkie skupiska materii są związane siłami chemicznymi i grawitacyjnymi, działającymi pomiędzy ich składnikami – siłami dominującymi nad ekspansją.

Ekspansja pokonuje siły przyciągania lokalnej grawitacji dopiero w dużych skalach – większych niż rozmiary wielkich gromad, liczących setki, a nawet tysiące galaktyk. Na przykład, w naszym bliskim sąsiedztwie, Wielka Mgławica w Andromedzie porusza się w naszym kierunku. Dzieje się tak dlatego, że siła przyciągania grawitacyjnego pomiędzy Wielką Mgławicą w Andromedzie a Drogą Mleczną jest silniejsza od efektu ekspansji Wszechświata. To gromady galaktyk, a nie same galaktyki, można traktować jako wyznaczniki kosmicznej ekspansji. Aby to sobie wyobrazić rozważmy drobiny pyłu na powierzchni pęczniejącego balonu. W miarę nadmuchiwania balonu, drobiny pyłu oddalają się od siebie, ale same pojedyncze drobiny nie ekspandują. Można je traktować jako wyznaczniki stopnia, w jakim rozciągnęła się gumowa błona. Podobnie, najlepiej myśleć o ekspansji Wszechświata jako o rozszerzaniu się przestrzeni pomiędzy gromadami galaktyk, jak to jest pokazane na rysunku 1.3.


RYSUNEK 1.3

Ekspansja Wszechświata pokazana jako ekspansja przestrzeni. Zaznacz na powierzchni balonu punkty reprezentujące gromady galaktyk i nadmuchaj balon. Odległość pomiędzy gromadami zwiększa się, ale ich rozmiary nie. Jest to przedstawienie wszechświata o dwóch wymiarach przestrzennych, reprezentowanych przez powierzchnię balonu. Obserwator położony w dowolnej gromadzie obserwuje oddalanie się wszystkich gromad od niego. Zauważ, że środek ekspansji nie leży na powierzchni balonu.

Czy nie jest niepokojące, że wszystkie gromady oddalają się od n a s? Dlaczego o d n a s? Jeżeli cokolwiek wiemy o historii nauki, to na pewno to, że Kopernik wykazał, iż Ziemia nie znajduje się w środku Wszechświata. Czy uważając, że wszystko oddala się od nas, nie umieszczamy się znowu w centrum świata? Nie, tak nie jest. Rozszerzający się Wszechświat nie jest czymś na podobieństwo eksplozji, mającej swój początek w jakimś punkcie w przestrzeni. Nie istnieje w tle żadna stała przestrzeń, w którą rozszerzałby się Wszechświat. Wszechświat zawiera całą przestrzeń, jaka istnieje!

Pomyślmy o przestrzeni jak o elastycznej powierzchni. Obecność i ruch materii na takiej giętkiej przestrzeni wywoła wgniecenia i zakrzywienia. Zakrzywiona przestrzeń naszego Wszechświata jest jak trójwymiarowa powierzchnia czterowymiarowej kuli – coś, czego nie możemy zobrazować. Wyobraźmy sobie jednak Wszechświat jako równinę, z dwoma jedynie wymiarami przestrzennymi. Wygląda on wtedy jak powierzchnia trójwymiarowej kuli i jest łatwy do przedstawienia. Wyobraźmy sobie następnie, że ta kula staje się coraz większa – jak nasz nadmuchiwany balon na rysunku 1.3. Powierzchnia balonu przedstawia dwuwymiarowy, ekspandujący Wszechświat. Jeśli zaznaczymy na niej dwa punkty, to będą się one oddalać od siebie w miarę nadmuchiwania balonu. Nanieśmy teraz wiele punktów na całej powierzchni balonu i ponownie go nadmuchajmy. Przekonamy się, że niezależnie od wyboru punktu, w którym umieścimy siebie jako obserwatorów, będzie się nam wydawało, że wszystkie pozostałe punkty oddalają się od n a s. W ten sposób poznamy prawo Hubble’a, mówiące, że punkty położone dalej od siebie oddalają się szybciej niż punkty położone bliżej siebie. Przykład ten pokazuje, że „środek” ekspansji powierzchni, reprezentującej przestrzeń, wcale nie leży na powierzchni balonu. Nie ma w ogóle środka ekspansji powierzchni balonu. N i e m a też żadnej krawędzi. Nie można wypaść poza krawędź wszechświata. Wszechświat w nic nie ekspanduje. Jest wszystkim, co istnieje.

W tym miejscu można postawić pytanie, czy obserwowany przez nas stan ekspansji będzie trwał w nieskończoność. Gdy rzucimy w górę kamień, powróci na Ziemię przyciągnięty przez ziemską grawitację. Im mocniej ciśniemy kamień, tym większą nadamy mu energię ruchu i tym wyżej wzniesie się przed upadkiem. Wiemy, że jeśli nadamy pociskowi prędkość większą niż 11 kilometrów na sekundę, to pokona on siły ziemskiej grawitacji. Jest to krytyczna prędkość startu rakiety. Uczeni nazywają ją „prędkością ucieczki” z Ziemi.

Podobne rozważania stosują się do dowolnego wybuchającego czy rozszerzającego się układu, hamowanego przez siły grawitacji. Jeśli energia ruchu związanego z ekspansją przekracza energię przyciągania grawitacyjnego, to materia przekroczy prędkość ucieczki i będzie się rozszerzać bez końca. Jeśli jednak przyciąganie grawitacyjne pomiędzy częściami układu jest silniejsze, ekspandujące części układu w końcu zaczną z powrotem przybliżać się do siebie, podobnie jak to się dzieje z Ziemią i kamieniem. To samo odnosi się do ekspandującego Wszechświata. Istnieje prędkość krytyczna na początku ekspansji. Jeśli prędkość ekspansji ją przekracza, to przyciąganie grawitacyjne wszelkiej materii w takim wszechświecie nie będzie w stanie zahamować ekspansji i trwać ona będzie wiecznie. Z drugiej strony, jeśli początkowa prędkość jest mniejsza od krytycznej, to ekspansja zostanie zatrzymana i odwrócona, co w końcu doprowadzi do powrotu do zerowych rozmiarów – takiego samego stanu, od którego, jak sądzimy, ekspansja się zaczęła. Pomiędzy tymi dwiema możliwościami istnieje trzecia, którą opisuje tzw. model krytyczny. W tym przypadku początkowa prędkość ekspansji jest dokładnie równa krytycznej, to znaczy najmniejszej, przy której ekspansja trwać będzie wiecznie (patrz rysunek 1.4). Jedną z wielkich zagadek, dotyczących naszego Wszechświata jest pytanie, dlaczego obserwowana ekspansja jest tak bliska tego krytycznego przypadku? Jest tak bliska, że na razie nie potrafimy powiedzieć, który model jest realizowany. Nie wiemy, jaka jest długoterminowa prognoza dotycząca ekspansji Wszechświata.

 


RYSUNEK 1.4

Trzy możliwe przebiegi ekspansji Wszechświata. Wszechświat „otwarty” jest nieskończony i będzie rozszerzał się zawsze. Wszechświat„zamknięty”jest skończony i skurczy się z powrotem do Wielkiego Kresu. Te dwie możliwości rozdziela model krytyczny, według którego Wszechświat jest nieskończenie duży i będzie rozszerzać się wiecznie.

Kosmologowie uważają, że fakt, iż Wszechświat jest tak bliski modelu krytycznego, jest jego szczególną własnością, wymagającą wyjaśnienia. Jest to własność trudna do zrozumienia. W miarę rozszerzania się i starzenia się Wszechświata powinien on oddalać się coraz bardziej od modelu krytycznego, o ile ekspansja nie rozpoczęła się dokładnie z prędkością krytyczną. To rodzi poważną zagadkę. Wszechświat rozszerza się od około piętnastu miliardów lat, a mimo to jest tak podobny do modelu krytycznego, że nie potrafimy rozstrzygnąć, czy będzie się rozszerzał wiecznie, czy też kiedyś ekspansja zostanie wyhamowana. Po to, by przez tak długi czas mógł tak dokładnie naśladować model krytyczny, początkowa prędkość ekspansji Wszechświata nie mogła różnić się od krytycznej o więcej niż jedną część na dziesięć do potęgi trzydziestej piątej (jedynka z trzydziestoma pięcioma zerami). Dlaczego?! Jak zobaczymy dalej, badania pierwszych chwil po rozpoczęciu kosmicznej ekspansji mogą dostarczyć wyjaśnienia tego niezwykłego stanu rzeczy. Na razie powinniśmy zadowolić się zrozumieniem, dlaczego Wszechświat zamieszkany przez ludzkie istoty musi być bardzo bliski modelu krytycznego miliardy lat od rozpoczęcia ekspansji.

Jeśli Wszechświat rozpocznie ekspansję z prędkością dużo większą od krytycznej, to grawitacja nigdy nie zdoła zebrać razem lokalnych wysp materii i utworzyć z nich galaktyk i gwiazd. Powstawanie gwiazd jest kluczowym etapem w ewolucji Wszechświata. Gwiazdy są wystarczająco dużymi skupiskami materii, by wytworzyć w swych wnętrzach ciśnienia wystarczające do zainicjowania spontanicznych reakcji jądrowych, w których wyniku z wodoru powstaje hel. Czas występowania tych reakcji stanowi długi i stabilny okres w historii gwiazd, a Słońce jest w środkowej części tego okresu. W końcowych etapach swojego życia gwiazdy przeżywają kryzys energetyczny. Przechodzą okres szybkich zmian o charakterze eksplozji, w których następuje przemiana helu w węgiel, azot, tlen, krzem, fosfor i wszystkie inne pierwiastki, odgrywające istotną rolę w biochemii. Kiedy gwiazdy eksplodują jako supernowe, powstałe w nich pierwiastki są rozpraszane w przestrzeni i w końcu powstają z nich planety i ludzie. Gwiazdy są źródłem wszystkich pierwiastków, na których opiera się złożoność, a więc i życie. Każdy atom węgla w naszym ciele powstał w gwiazdach.

Widzimy więc, że we wszechświatach ekspandujących szybciej niż przewiduje model krytyczny nigdy nie powstaną gwiazdy. Nie będzie w nich możliwe wyprodukowanie cegiełek, wymaganych do budowy „żywych” tworów tak złożonych, jak istoty ludzkie czy oparte na krzemie komputery. Podobnie, jeśli Wszechświat ekspanduje zbyt wolno, rozszerzanie się zostanie zahamowane i zastąpione kontrakcją, zanim zdążą powstać i eksplodować gwiazdy, tworząc składniki żywych organizmów. I w takim przypadku mamy do czynienia z wszechświatem niezdolnym do wytworzenia życia.

Otrzymaliśmy więc zdumiewającą lekcję: jedynie we wszechświatach, które nadal, po miliardach lat ewolucji, ekspandują z prędkością bliską krytycznej, może powstawać materiał potrzebny do utworzenia struktury wystarczająco złożonej, by nazwać ją obserwatorem (patrz rysunek 1.5). Nie powinniśmy się więc dziwić widząc, że nasz Wszechświat naśladuje tak bardzo model krytyczny. Nie moglibyśmy istnieć we wszechświatach innego rodzaju.

Poznanie budowy i historii ekspandującego Wszechświata następowało bardzo powoli. Belgijski ksiądz i fizyk Georges Lemaître odegrał główną rolę w rozwoju tej wiedzy na początku lat trzydziestych XX wieku. Jego teoria „pierwotnego atomu” była prekursorem tej, którą dziś znamy jako model Wielkiego Wybuchu, Najważniejsze postępy zostały dokonane w latach czterdziestych przez George’a Gamowa, rosyjskiego emigranta żyjącego w Stanach Zjednoczonych, i jego dwóch młodych studentów: Ralpha Alphera i Roberta Hermana. Na serio potraktowali oni możliwość zastosowania znanej fizyki do badania wczesnych etapów ekspansji Wszechświata. Bardzo wcześnie zdali sobie sprawę z podstawowego faktu: jeśli Wszechświat rozpoczął swą ewolucję w dalekiej przeszłości, od stanu gorącego o dużej gęstości materii, to powinno z tej pierwotnej eksplozji pozostać jakieś promieniowanie. Mówiąc bardziej szczegółowo, zrozumieli, że gdy Wszechświat liczył sobie zaledwie kilka minut, panowała w nim tak wysoka temperatura i gęstość, że reakcje jądrowe zachodziły wszędzie. Później te ważne intuicje zostały potwierdzone przez znacznie bardziej szczegółowe przewidywania i obserwacje.


RYSUNEK 1.5

Wszechświaty, których ewolucję przedstawiają linie położone za bardzo ponad krzywą reprezentującą ewolucję modelu krytycznego, ekspandują za szybko, by mogły powstać galaktyki i gwiazdy; w takim wszechświecie nie może powstać życie. Wszechświaty, których ewolucję przedstawiają linie położone za bardzo poniżej krzywej krytycznej zapadają się, zanim zdążą powstać gwiazdy. Zaciemniony obszar przedstawia przedział epok i rodzajów ekspansji kosmosu, w których mogą powstawać obserwatorzy.

W 1948 roku Alpher i Herman przewidzieli, że szczątkowe promieniowanie pochodzące z Wielkiego Wybuchu, ochłodzone wskutek ekspansji Wszechświata powinno dziś mieć temperaturę około pięciu stopni powyżej zera bezwzględnego (temperatura zera bezwzględnego odpowiada w przybliżeniu –273°C), czyli pięciu kelwinom. Ich przewidywanie poszło jednak w zapomnienie. Piętnaście lat później kilku uczonych rozważało problem początku gorącego, ekspandującego Wszechświata, ale żaden z nich nie wiedział o pracy Alphera i Hermana. Przepływ informacji wyglądał wtedy inaczej niż dziś. W latach pięćdziesiątych i na początku lat sześćdziesiątych odtwarzanie szczegółów wczesnych etapów ewolucji kosmosu nie było uważane przez większość fizyków za poważny temat badań. Wszystko zmieniło się w 1965 roku. Kosmiczne pole promieniowania, rozważane przez Alphera i Hermana – przejawiające się w postaci mikrofalowego szumu nadchodzącego z jednakowym natężeniem ze wszystkich kierunków na niebie – zostało szczęśliwym trafem odkryte przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona, dwóch inżynierów, pracujących w Bell Laboratories w stanie New Jersey, którzy kalibrowali czułą antenę radiową do komunikacji z satelitą Echo. W tym samym czasie, tuż obok, na uniwersytecie w Princeton, grupa kierowana przez Roberta Dickego niezależnie powtórzyła dawno opublikowane rachunki Alphera i Hermana i rozpoczęła budowę detektora w celu poszukiwania promieniowania reliktowego, pochodzącego z Wielkiego Wybuchu. Grupa Dickego dowiedziała się o zagadkowym szumie nieznanego pochodzenia, występującym w odbiorniku anteny w Bell Labs i szybko zinterpretowała go jako poszukiwane przez siebie promieniowanie reliktowe. Jeśli źródło istotnie było promieniowaniem cieplnym, to jego temperatura wynosiła 2,7 K – bardzo blisko przewidywania Alphera i Hermana. Odkryte promieniowanie nazwano „kosmicznym mikrofalowym promieniowaniem tła”.

Odkrycie kosmicznego tła mikrofalowego zapoczątkowało poważne badania modelu Wielkiego Wybuchu. Stopniowo kolejne obserwacje ujawniały dalsze własności promieniowania tła. Wykazywało ono jednakowe natężenie we wszystkich kierunkach z dokładnością do co najmniej jednej części na tysiąc. Kiedy zmierzono natężenie odpowiadające różnym częstościom – widmo, wykazywało ono zależność charakterystyczną dla promieniowania cieplnego. Takie promieniowanie nazywamy „promieniowaniem ciała doskonale czarnego”. Niestety, absorpcja i emisja promieniowania przez cząsteczki znajdujące się w atmosferze ziemskiej uniemożliwiała astronomom potwierdzenie, że widmo w całym zakresie miało cieplny charakter. Pozostały więc podejrzenia, że być może promieniowanie tła powstało w gwałtownych zjawiskach zachodzących w pobliskich częściach Wszechświata, dawno po rozpoczęciu kosmicznej ekspansji. Takie wątpliwości mogły być rozwiane jedynie przez wyniki obserwacji wykonanych spoza ziemskiej atmosfery. Zmierzenie natężenia w całym zakresie widma było pierwszym wielkim sukcesem umieszczonego na orbicie w 1989 roku, przez NASA, satelity COBE (Cosmic Background Explorer). Uzyskano najdoskonalsze widmo ciała doskonale czarnego, jakie kiedykolwiek obserwowano w przyrodzie, co stanowiło wspaniałe potwierdzenie, że Wszechświat był kiedyś setki tysięcy stopni gorętszy niż dziś (patrz rysunek 1.6). Jedynie w takich warunkach promieniowanie wypełniające Wszechświat mogło uzyskać widmo, z tak wielką dokładnością naśladujące widmo ciała doskonale czarnego.


RYSUNEK 1.6

Obserwowana przez satelitę COBE zależność natężenia mikrofalowego promieniowania tła od częstości. Wyniki obserwacji (reprezentowane przez kwadraciki) wykazują doskonałą zgodność z teoretyczną krzywą (linia ciągła), oczekiwaną dla promieniowania cieplnego o temperaturze 2,73 K.