Wstęp

Kosmologia to dziedzina działalności intelektualnej próbująca przedstawić nam całościowy obraz struktury i ewolucji Wszechświata. Każda epoka oraz każdy krąg kulturowy dopracowały się jakiejś swojej kosmologii. W czasach starożytnych były to mitologiczne opisy pochodzenia świata, jego budowy oraz przyszłych losów. Samo pojęcie „Wszechświata" ulegało daleko idącym zmianom w miarę gromadzenia i systematyzowania faktów obserwacyjnych. W czasach Kopernika Wszechświat ograniczał się właściwie do naszego układu planetarnego. Znano wówczas tylko planety do Saturna a za nim miała być tzw. sfera gwiazd stałych, przy czym nie zdawano sobie zupełnie sprawy z odległości do gwiazd. Gdy w XIX wieku udało się dokonać pierwszych pomiarów tych odległości, uświadomiono sobie, że Wszechświat może mieć rozmiary gigantyczne, być może nawet przestrzennie nieskończone. Wyobrażano sobie wówczas przestrzeń Wszechświata jako mniej lub bardziej równomiernie wypełnioną gwiazdami. Pojęcie naszej Galaktyki oraz innych galaktyk zaczęło formować się dopiero w pierwszej dekadzie XX wieku. Wówczas to udało się zmierzyć pierwsze odległości do galaktyk i przekonano się, że jest to skala rzędu wielu milionów lat świetlnych.

Kosmologia sprzed stu lat miała podstawowy problem z odpowiedziami na trzy zasadnicze pytania:

a) czy Wszechświat jest przestrzennie skończony czy nieskończony,

b) czy istnienie Wszechświata jest ograniczone w czasie czy też nieograniczone, przy czym chodziło o ograniczenie zarówno od strony przeszłości (czy był jakiś początek naszego Wszechświata) jak i od strony przyszłości (czy będzie on trwał nieskończenie długo czy też czeka go jakiś koniec).

c) czy Wszechświat jako całość podlega jakimś zmianom (ewoluuje) czy też trwa w niezmiennym stanie.

Kłopot polegał na tym, że każda odpowiedź na powyższe pytania prowadziła do konfuzji. Jeśli Wszechświat miałby być przestrzennie skończony to natychmiast pojawia się pytanie — a co jest tam dalej (może piekło dla tych co zadają takie pytania). Jeśli zaś przyjmiemy nieskończone rozmiary przestrzenne to natrafiamy na tzw. paradoksy (paradoks grawitacyjny, paradoks Olbersa) generowane przez ówczesną wiedzę z zakresu klasycznej fizyki.

Jeśli Wszechświat miał początek to co on (ten początek) fizycznie oznaczał i skąd wzięła się materia, jak uformowały się gwiazdy i galaktyki, czy zaistniały natychmiast w gotowej postaci czy też kształtowały się w drodze jakiegoś procesu ewolucyjnego?

Stan wiedzy przyrodniczej oraz możliwości obserwacyjne sprzed stu lat nakazywały tu spory pesymizm, jeśli chodzi o możliwość odpowiedzi na powyższe pytania. Wydawało się wówczas, że pozostaną to na zawsze otwarte pytania, na które — jeśli ktoś chce — może poszukiwać odpowiedzi w religiach lub systemach filozoficznych.

Od Einsteina i Hubble’a do promieniowania reliktowego

W badaniach naukowych bardzo ryzykowne jest stwierdzenie, że czegoś tam nigdy się nie dowiemy. W każdym razie sto lat temu stwierdzenia takie okazały się daleko przedwczesne. Już kilkanaście lat po odkryciu innych galaktyk oraz zmierzeniu odległości do nich kosmologia otrzymuje nowe narzędzie teoretyczne w postaci einsteinowskiej Ogólnej Teorii Względności. Teoria ta zaaplikowana do konstruowania modeli kosmologicznych zaprezentowała całkiem nowe możliwości w porównaniu z dotychczasową fizyką newtonowską. Rozwiązania znalezione w 1922 roku przez Friedmanna dawały trzy możliwe klasy modeli naszego Wszechświata. Są to modele przedstawiające Wszechświat jako obiekt globalnie ewoluujący przy czym jego globalna geometria nie musi (choć może) być euklidesowa. Einstein początkowo bardzo nieufnie odnosił się do rozwiązań Friedmanna traktując je jako ciekawostkę matematyczną nie mającą żadnego związku z rzeczywistością. Przed 1920 rokiem Einstein zbudował bowiem tzw. statyczny model kosmologiczny, który miał globalną geometrię podobną do geometrii na sferze (tzn. tak jak sfera ma skończoną powierzchnię i nigdzie nie ma brzegu tak przestrzeń Wszechświata miałaby skończoną objętość ale bez żadnej granicy). Taki statyczny Wszechświat Einsteina miałby trwać wiecznie w niezmiennej postaci. Statyczny model Einsteina wymagał wprowadzenia do struktury matematycznej pewnej dodatkowej stałej — tzw. stałej kosmologicznej — która zapewniała jaką taką stabilność. Koncepcja ta wydawała się dość atrakcyjna gdyż usuwała wiele poprzednio wymienianych paradoksów gnębiących stare newtonowskie koncepcje kosmologiczne.

Przełom dokonał się w 1929 roku, kiedy E. Hubble opublikował swoje wyniki wskazujące na efekt zwany globalną ekspansją Wszechświata . Statyczny model Einsteina musiał zostać odrzucony, zaś pomysł ze stałą kosmologiczną sam Einstein nazwał swoją największą pomyłką naukową. Dziwne bywają losy pomyłek geniuszy. Tak się bowiem składa, że w ostatniej dekadzie stała kosmologiczna potępiona przez jej twórcę wraca na nowo do kosmologii choć już w innym kontekście. Będzie o tym mowa w dalszej części tego artykułu.

Od czasów Hubble’a wiemy więc dwie rzeczy o Wszechświecie: po pierwsze — podlega on globalnej ewolucji (ekspanduje i wszystkie odległości międzygalaktyczne narastają w czasie) i po drugie — ekspansja ta miała swój początek — jest to dość osobliwy moment zwany Wielkim Wybuchem, z którego wyłoniła się obserwowana przez nas postać naszego Wszechświata. Otwartym pozostawał natomiast problem globalnej geometrii Wszechświata i związane z tym pytania, czy jest on przestrzennie skończony (czy ma geometrię podobną do powierzchni sfery) czy też nieskończony (gdyby miał geometrię euklidesową lub hiperboliczną). W pierwszym przypadku ekspansja Wszechświata przechodzi po pewnym czasie w fazę kontrakcji — kurczenia się aż do punktu osobliwego) w drugim zaś ekspansja jest nieodwracalna i kontynuowana w nieskończoność. O tym, który z możliwych scenariuszy realizuje się w naturze, decydują dwa parametry: średnia gęstość materii wypełniającej Wszechświat oraz względne tempo ekspansji zawarte ilościowo w tzw. stałej Hubble’a. Obydwa te parametry trzeba zmierzyć, gdyż żadna teoria nie podaje ile one wynoszą. Pomiary takie prowadzono przez dziesięciolecia, lecz ich dokładność wciąż była niezadowalająca. Zakres niepewności wynikający z małej dokładności pomiarów był taki, że nie pozwalał na rozstrzygnięcie dylematu — czy nasz Wszechświat jest nieskończony i będzie ekspandował zawsze czy też jest skończony (hipersferyczny) i po wielu miliardach lat ponownie zapadnie się do osobliwości, z której się wyłonił.

Do lat 50-tych nie było także obserwacyjnego dowodu na to, że faktycznie w dalekiej przeszłości cała zawartość Wszechświata miała ogromną gęstość — a więc i ogromną temperaturę. O tym, że tak być powinno mówiły wyraźnie zarówno teoretyczne równania Friedmanna jak i odkryta przez Hubble' ekspansja. Już w 1948 roku G. Gamow, R. Alpher i R. Herman przewidywali konieczność istnienia w przestrzeni Wszechświata promieniowania będącego pozostałością po tej supergęstej i gorącej fazie naszej historii. Promieniowanie to mające w pierwszych chwilach po Wielkim Wybuchu temperaturę wielu miliardów Kelvinów powinno w miarę ekspansji przestrzeni stygnąć i w obecnej epoce powinno mieć temperaturę najwyżej ok. 5K. Charakterystyczną cechą tego promieniowania powinna być m. in. jego izotropowość, czyli temperatura niezależna od kierunku na sferze niebieskiej. Odkrycie tego promieniowania stało się możliwe dzięki rozwojowi technik radioastronomicznych. Pierwsze sygnały zaobserwowania śladów tego promieniowania pojawiły się już w drugiej połowie lat 50-tych jednak do historii przeszło odkrycie A. Penziasa i R. W. Wilsona, którzy w 1964 roku testując nową antenę przeznaczoną do zupełnie innych celów odkryli promieniowanie reliktowe będące przewidywanym śladem po Wielkim Wybuchu. Jego temperaturę określono na ok. 3K. Wymienieni autorzy początkowo nie zdawali sobie sprawy z wagi swojego odkrycia gdyż kosmologia nie była ich specjalnością.

Przez kolejne trzydzieści lat wykonywano wiele pomiarów promieniowania reliktowego. Przekonano się, że wypełnia ono jednorodnie całą przestrzeń a jego obecna temperatura jest ok. 2.75 K. Trzeba tu wyraźnie podkreślić, że promieniowanie to (podobnie jak i materia) od samego początku wypełniało całą przestrzeń Wszechświata. Tzw. Wielki Wybuch (nazwa niezbyt fortunna) nie wyglądał bowiem tak, że istniała sobie pusta przestrzeń a w niej w pewnym momencie niby granat coś wybuchło i z tego miejsca odłamki rozlatują się we wszystkie strony. To co nazywamy Wielkim Wybuchem wygenerowało także samą przestrzeń (i najprawdopodobniej czas) naszego Wszechświata i ta przestrzeń wraz z tym co ją wypełnia od tego momentu ekspanduje powodując wzajemne oddalanie się galaktyk. Warto też przy okazji wspomnieć, że kosmologicznej ekspansji nie podlegają same galaktyki (ich rozmiary), ani gwiazdy i planety ani atomy. Nie podlegają ekspansji kosmologicznej obiekty o własnej gęstości większej niż średnia gęstość materii we Wszechświecie czyli o gęstości większej niż ok. 10^-30 g/cm³ . A więc my sami, nasza Ziemia, nasz układ planetarny i nasza Galaktyka nie rozszerzamy się.

Najnowsze badania promieniowania reliktowego

Wspominane powyżej obserwacje promieniowania reliktowego dokonywane były z po wierzchni Ziemi. Nowe możliwości obserwacyjne otwierają techniki satelitarne pozwalające na obserwacje z dala od naszej atmosfery i naszych ziemskich źródeł promieniowania radiowego. Pierwszym udanym eksperymentem satelitarnym był działający od 1992 roku satelita COBE. Jego aparatura pozwoliła na jeszcze dokładniejsze określenie temperatury promieniowania reliktowego — 2.726 K. Satelita ten wykonał dokładną mapę temperaturową na całej sferze niebieskiej. Okazało się, że przy dokładności pomiarów rzędu 0.01K temperatura ta jest idealnie jednorodna (promieniowanie jest idealnie izotropowe — niezależne od kierunku obserwacji). Gdy jednak osiągnięto dokładność pomiaru rzędu 10^-5 K to okazało się że w rozkładzie temperatury widoczne są pewne drobne fluktuacje rzędu 0.0001K. Są na sferze niebieskiej miejsca (kierunki) gdzie temperatura ta jest odrobinę wyższa od średniej i miejsca odrobinę chłodniejsze. Na poniższym rysunku 1. przedstawiona jest temperaturowa mapa nieba, na której plamki czerwone oznaczają miejsca „cieplejsze" zaś plamki niebieskie miejsca „chłodniejsze" (wszystko w granicach tych 0.0001K)

Rys. 1. Mapa nieba z fluktuacjami temperatury promieniowania reliktowego zaobserwowanymi przez satelitę COBE. Plamki czerwone — nieco cieplejsze, plamki niebieskie — chłodniejsze

Po przeczytaniu tego tekstu, czytelnicy często wybierają też: Teoria strun: fizyka czy teologia? Kosmologia jako proces poszlakowy

See comments (15)..

Send text to e-mail address..

Print-out version..    PDF    MS Word