Twoja wyszukiwarka

JERZY KOWALSKI-GLIKMAN
ILE LAT MA WSZECHŚWIAT
Wiedza i Życie nr 6/1998
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 6/1998

Cztery lata temu astrofizyka i kosmologia stanęły wobec jednego z największych kryzysów w swojej współczesnej historii. Najpierw grupa kosmologów kierowana przez Wendy Freedman z Carnegie Observatory w Pasadenie opublikowała wyniki badań dotyczących tempa rozszerzania się Wszechświata, oparte na obserwacjach wykonanych przez teleskop Hubble'a. Wskazywały one, że Wszechświat rozszerza się znacznie szybciej (a więc jest znacznie młodszy) niż dotąd sądzono; jego wiek oszacowano na około 8 mld lat.

Niedługo po tym dwóch amerykańskich astrofizyków - Craig Hogan i Michael Bolte - opublikowało rezultaty obserwacyjnego pomiaru wieku bardzo starych gwiazd skupionych w tzw. gromadach kulistych. Ku zdumieniu większości naukowców okazało się, iż sięga on 16 mld lat! Gdyby oba te fakty obserwacyjne były prawdziwe, znaczyłoby to, że Wszechświat jest o połowę młodszy niż najstarsze jego obiekty. Czy dziecko może być starsze od swojego ojca? Paradoks ten stał się źródłem gwałtownej polemiki między uczonymi, w której - jak to zwykle bywa - astrofizycy i kosmolodzy zarzucali sobie nawzajem stosowanie nieodpowiednich metod obserwacyjnych.

Po trzech latach intensywnych badań "paradoks wieku" wydaje się bliski rozwiązania. Okazało się, że obie strony sporu musiały skorygować swoje oceny: gwiazdy są młodsze niż się wydawało, a Wszechświat starszy.

Powszechnie przyjętą teorią opisującą historię Wszechświata jest teoria Gorącego Wielkiego Wybuchu. Mówi ona, że Wszechświat powstał jako niesłychanie gęste i gorące skupisko materii i od tego momentu nieprzerwanie rozszerza się, stygnąc. Szybkość tej ekspansji określa tzw. stała Hubble'a, której odwrotność jest dobrym przybliżeniem wieku Wszechświata (to znaczy czasu, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu).

Inny parametr charakteryzujący ewolucję Wszechświata to średnia gęstość znajdującej się w nim materii. Jeśli Wszechświat jest wystarczająco "gęsty", to, po pierwsze, jego ewolucja zachodzi szybciej, a po drugie, po pewnym czasie ekspansja się zatrzyma i Wszechświat zacznie się kurczyć do stanu pierwotnego. Jeśli zaś jest "rzadki", to ewoluuje wolniej i będzie się rozszerzać wiecznie. Graniczna wartość gęstości materii oddzielająca Wszechświat "rzadki" od "gęstego" nazywa się gęstością krytyczną i wynosi około 10-29 g/cm3.

Żeby wyznaczyć stałą Hubble'a, trzeba dokładnie zmierzyć prędkość, z jaką obiekty we Wszechświecie oddalają się od nas (co jest dość łatwe) i ich odległość (to natomiast jest niezwykle trudnym zadaniem). Do pomiaru odległości wykorzystuje się gwiazdy zwane cefeidami, które regularnie zmieniają swoją jasność, przy czym okres tych zmian jest ściśle związany z ilością emitowanego przez nie światła (tzw. jasnością absolutną). Obserwując cefeidy w odległych galaktykach i korzystając z pewnych założeń teoretycznych, można wyznaczyć odległości tych galaktyk od Ziemi.

Cefeidy w galaktyce M100

Fot. P. Crane/J. Vernet/ESO/NASA

Wyznaczenie gęstości Wszechświata okazuje się jeszcze trudniejsze z tej prostej przyczyny, że większość materii we Wszechświecie jest niewidoczna (nie wysyła żadnego promieniowania). Materia świecąca, którą możemy bezpośrednio obserwować, stanowi jedynie około 10% całej zawartości Wszechświata. Tak więc, by wyznaczyć gęstość materii we Wszechświecie, trzeba uciekać się do pośrednich metod obserwacyjnych, które w istotny sposób zależą od przyjętych z góry założeń.

Jednym z podstawowych powodów, dla których zbudowano Kosmiczny Teleskop Hubble'a, było stworzenie możliwości obserwacji cefeid w odległych galaktykach. Co prawda, już od kilkudziesięciu lat obserwuje się je z Ziemi w galaktykach położonych w pobliżu naszej Galaktyki, ale nie jest to zbyt pomocne w pomiarze stałej Hubble'a. Dzieje się tak dlatego, że przy niewielkich odległościach galaktyk od obserwatora ich systematyczne ruchy związane z ekspansją Wszechświata są bardzo mocno zafałszowane przez chaotyczne ruchy wywołane wzajemnym przyciąganiem grawitacyjnym. Na podstawie obserwacji cefeid w odległym skupisku galaktyk w gwiazdozbiorze Panny grupa naukowców kierowana przez Wendy Freedman oszacowała w 1994 roku wartość stałej Hubble'a na 80 ą 17 km/s/Mpc (ą 17 oznacza błąd pomiaru), co odpowiada wiekowi Wszechświata wynoszącemu 8 mld lat.

W ciągu ostatnich czterech lat pojawiły się nowe metody obserwacyjne, które wskazują, że Wszechświat jest jednak znacznie starszy. Pierwszą z nich jest badanie gwiazd supernowych. Okazuje się, że mogą one równie dobrze jak cefeidy służyć do określenia odległości dalekich galaktyk. Posługując się danymi obserwacyjnymi, pochodzącymi również i w tym przypadku z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, grupa kierowana przez Gustava Tammanna z Bazylei oszacowała wartość stałej Hubble'a na 58 km/s/Mpc (+7/-8), a wiek Wszechświata na 12 mld lat. W styczniu tego roku pojawiły się doniesienia grupy Saula Perlmuttera z Berkeley i Petera Garnavicha ze Smithsonian Observatory, sugerujące, że obliczony na podstawie obserwacji supernowych wiek Wszechświata może wynosić nawet 16 mld lat.

Innej metody pomiaru stałej Hubble'a dostarcza efekt "soczewkowania grawitacyjnego". Jeśli pomiędzy Ziemią a bardzo dalekim, silnym źródłem promieniowania, na przykład kwazarem, znajduje się olbrzymia galaktyka, to promienie wysyłane przez kwazar uginają się w jej pobliżu, aby w końcu zogniskować się w punkcie obserwacji na Ziemi. W efekcie widzimy wiązki światła pochodzące od tego samego obiektu, lecz docierające do nas różnymi drogami. Czasy propagacji wiązek po tych drogach nie są jednakowe, a pomiar ich różnicy pozwala wyznaczyć stałą Hubble'a. Efekt ten badany był przez dwie niezależne grupy kosmologów analizujących obserwacje różnych obiektów soczewkowanych grawitacyjnie. Uzyskane wyniki były zadziwiająco zgodne: stała Hubble'a wynosi około 62-64 km/s/Mpc, a wiek Wszechświata - co najmniej 10-11 mld lat.

Ostatnie badania przyniosły również znaczącą korektę wyników obserwacji wieku starych gwiazd. Aby dowiedzieć się, ile lat liczy sobie gwiazda, astronomowie muszą określić jej jasność absolutną i temperaturę. Pomiar temperatury powierzchni gwiazd jest dość prosty. Aby jednak znaleźć jasność absolutną, trzeba nie tylko zmierzyć jasność widomą (ilość światła docierającą na Ziemię), lecz także wyznaczyć odległość gwiazdy od obserwatora. Odległości starych gwiazd znajdujących się w gromadach kulistych (w naszej Galaktyce) nie można wyznaczyć bezpośrednio (także i w tym przypadku trzeba wykorzystać gwiazdy pulsujące).

Rewolucja w pomiarach miała miejsce na początku 1997 roku, kiedy to ogłoszono wyniki niezwykle dokładnych bezpośrednich pomiarów odległości do ponad 100 tys. gwiazd, m.in. cefeid, dokonanych przez satelitę obserwacyjnego Hipparcos. Okazało się, że cefeidy znajdują się dalej niż początkowo sądzono. Oznacza to, że stare gwiazdy są młodsze niż przypuszczano jeszcze cztery lata temu: wiek najstarszych z nich określany jest teraz na 11.5 ą 1.3 mld lat i w związku z tym nie jest już sprzeczny z szacowaniem Wszechświata.

Paradoks wieku Wszechświata wydaje się bliski rozwiązania. Pomiary stałej Hubble'a, przeprowadzone przez niezależne grupy naukowców stosujących różne metody, wskazują, że ma ona wartość około 65 km/s/Mpc. Przy założeniu, że gęstość Wszechświata jest równa gęstości krytycznej, oznacza to, że ma on około 10 mld lat. Wiele obserwacji wskazuje, że gęstość materii we Wszechświecie jest jednak znacznie mniejsza od krytycznej. Jeśli tak jest w istocie, to można przyjąć, że Wszechświat liczy co najmniej 14 mld lat, co pozostaje w doskonałej zgodności z obserwowanym wiekiem najstarszych gwiazd.

"Science", 279 i 981/1998