Twoja wyszukiwarka

MAREK DEMIAŃSKI
NOWY, WSPANIAŁY WSZECHŚWIAT
Wiedza i Życie nr 6/1999
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 6/1999

WSZECHŚWIAT - NAJWIĘKSZY OBIEKT FIZYCZNY, JAKI MOŻEMY OBSERWOWAĆ I BADAĆ - OKAZAŁ SIĘ ZNACZNIE WIĘKSZY I CIEKAWSZY NIŻ PRZYPUSZCZANO.

W XX wiek wkraczano, wyobrażając sobie, że cały Wszechświat to ogromne skupisko słońc - Droga Mleczna, złożona z około 140 mld gwiazd, poza granicami której rozciąga się nieskończona, statyczna, pusta przestrzeń. Badając rozkład gwiazd na sferze niebieskiej, wywnioskowano, że Droga Mleczna ma kształt spłaszczonego dysku o średnicy około 160 tys. lat świetlnych. Przypomnijmy, że rok świetlny to droga, jaką sygnał świetlny poruszający się z prędkością 300 tys. km/s przebywa w ciągu roku. Alfa Centauri, najbliższa nam gwiazda, znajduje się w odległości około 4 lat świetlnych! Słońce, będące dość typową gwiazdą, jest w odległości około 27 tys. lat świetlnych od środka Galaktyki. Gwiazdy, gaz i pył znajdujące się w dysku galaktycznym krążą wokół centrum Galaktyki. Analizując ten ruch, można oszacować masę dysku: okazało się, że składa się on z około 60 mld gwiazd. Na nasz skromny ziemski użytek taki Wszechświat byłby w pełni zadowalający.

Wiek XX zakończymy w zupełnie innym Wszechświecie. Dzięki coraz lepszym teleskopom i coraz doskonalszym metodom obserwacyjnym astronomowie stwierdzili, że Droga Mleczna jest tylko jedną z iście astronomicznej liczby galaktyk (ryc. 1). Obecnie szacuje się, że w obserwowalnym Wszechświecie jest ich około 120 mld.

Wkrótce po odkryciu świata galaktyk przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a stwierdzono, że rozbiegają się one, a prędkość oddalania się jest proporcjonalna do odległości. Ta prosta zależność nazywana jest prawem Hubble'a, zaś występujący w niej współczynnik proporcjonalności między odległością od galaktyki a jej prędkością ucieczki - stałą Hubble'a.

Po odkryciu przez Hubble'a prawa rozbiegania się galaktyk astronomowie zaczęli rywalizować w znajdowaniu najdalszych obiektów we Wszechświecie. Ponieważ galaktyka się oddala, emitowane przez nią światło jest przesunięte w kierunku czerwonej części widma. Aby to zobaczyć, trzeba dysponować wielkim teleskopem i bardzo czułymi detektorami. Najdalsza znana nam galaktyka została zaobserwowana w sierpniu 1998 roku, znajduje się w odległości około 12 mld lat świetlnych i oddala od nas z prędkością stanowiącą 95.5% prędkości światła.

Ponieważ prędkość światła jest skończona, obserwując coraz to dalsze obiekty, poznajemy jednocześnie historię Wszechświata. Odległą galaktykę widzimy taką, jaka była w chwili wyemitowania światła, które rejestrujemy. Najdalszą znaną galaktykę widzimy taką, jaka była około 12 mld lat temu!

Ryc. 1. Galaktyki można podzielić na dwie zasadnicze grupy: galaktyki spiralne (z prawej) i eliptyczne (z lewej). Znakomitą większość, około 80%, stanowią galaktyki spiralne, takie jak Droga Mleczna. Pozostałe to galaktyki eliptyczne i nie posiadające określonego kształtu galaktyki nieregularne

Fot. PhotoDisc

Aby odtworzyć historię Wszechświata i przewidzieć jego przyszłość, trzeba dysponować teorią jego ewolucji. Kiedy Hubble odkrywał świat galaktyk i fakt rozszerzania się Wszechświata, istniała już nie tylko ogólna teoria względności - relatywistyczna teoria grawitacji [patrz: Świat według Alberta Einsteina, "WiŻ" nr 3/1999], ale znano również prosty model zmieniającego się Wszechświata, zaproponowany przez Aleksandra Friedmana. Korzystając z ogólnej teorii względności, Friedman wykazał, że Wszechświat wypełniony materią tak, że w ustalonej chwili żaden punkt ani żaden kierunek w przestrzeni nie jest wyróżniony, nie może być statyczny - musi się zmieniać. Model Friedmana przewiduje, że Wszechświat miał początek!

Można więc zapytać o wiek Wszechświata. Okazuje się, że zależy on od dwóch podstawowych parametrów kosmologicznych: stałej Hubble'a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Oba te parametry determinują też przyszłość. W modelu Friedmana tempo rozszerzania się Wszechświata maleje. Jest to naturalny efekt działania grawitacji. Jeżeli rzucamy jakiś przedmiot do góry, jego prędkość stopniowo zmniejsza się, gdyż działa na niego przyciągająca siła Ziemi. Podobnie jest we Wszechświecie: galaktyki wzajemnie się przyciągają i dlatego tempo jego rozszerzania się maleje. Z analizy modelu Friedmana wynika, że jeżeli średnia gęstość Wszechświata jest mniejsza lub równa tzw. gęstości krytycznej, Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie, jeżeli natomiast średnia gęstość jest większa, tempo rozszerzania się Wszechświata zmaleje do zera, a następnie zacznie się on kurczyć.

Niestety dokładność, z jaką wyznaczono dotychczas wartość stałej Hubble'a oraz średnią gęstość materii we Wszechświecie, wynosi zaledwie 30%, jednak dane obserwacyjne sugerują, że Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie. Wiek Wszechświata szacuje się na 12-16 mld lat. Stąd otrzymujemy natychmiast ograniczenie rozmiaru możliwej do zaobserwowania części Wszechświata: wynosi on 12-16 mld lat świetlnych.

Z wszystkich dotychczasowych obserwacji wynika, że zasada zachowania energii jest fundamentalnym prawem przyrody. W połączeniu z modelem Friedmana prowadzi ona do wniosku, że w momencie powstania Wszechświata jego gęstość energii była nieskończona. Ten początkowy stan nazywamy stanem osobliwym. W latach sześćdziesiątych Roger Penrose i Stephen Hawking, korzystając z bardzo ogólnych założeń i informacji o budowie Wszechświata, wykazali, że musiał on rozpocząć ewolucję od stanu osobliwego.

Do wizji zmieniającego się Wszechświata odnoszono się początkowo sceptycznie. Jedyną możliwością jej zaakceptowania lub odrzucenia były dalsze dokładniejsze badania. George Gamow jako pierwszy pogodził się z istnieniem początkowej osobliwości i doszedł do wniosku, że młody Wszechświat musiał być bardzo prosty. Jeżeli popatrzymy na nasze najbliższe otoczenie, widzimy ogromną różnorodność: od atomów, różnych związków chemicznych, aż po skały, drzewa itd. Ponieważ gęstość we wczesnym Wszechświecie była ogromna, nie było w nim miejsca na taką wielość obiektów. Wypełniały go wówczas najprostsze cząstki elementarne; sądzimy, że znajdowały się między nimi kwarki, leptony, gluony, fotony i grawitony. Wszystkie te cząstki oddziaływały ze sobą bardzo silnie i ta bardzo gorąca plazma znajdowała się w stanie równowagi termodynamicznej. W czasach Gamowa uważano, że podstawowymi cząstkami są protony, neutrony i elektrony i właśnie od takiego początkowego składu materii Gamow rozpoczął swoje rozważania. W celu zdyskredytowania tej zwariowanej koncepcji Fred Hoyle nazwał teorię Gamowa modelem Wielkiego Wybuchu, co szybko się przyjęło.

W modelu Wielkiego Wybuchu Wszechświat rozszerza się i stygnie. Gdy ostygł do temperatury kilkuset milionów stopni, protony i neutrony połączyły się ze sobą i utworzyły lekkie pierwiastki. W tym czasie gęstość Wszechświata była jednak już zbyt niska, aby mogły powstać pierwiastki cięższe od helu i litu. Z oszacowań Gamowa i jego studentów wynikało, że pierwotna materia, z której powstały następnie galaktyki i gwiazdy, była złożona w 75% z wodoru i 25% z helu, z małą domieszką innych lekkich pierwiastków. To przewidywanie modelu Wielkiego Wybuchu pomyślnie przetrwało konfrontację z danymi obserwacyjnymi.

Ryc. 2. Patyczak z Harvardu. Rysunek obrazuje rozkład galaktyk reprezentowanych przez poszczególne kropki we (względnie) niedalekim sąsiedztwie Drogi Mlecznej. Patyczak widoczny jest w środkowej części ryciny. Wzdłuż promienia odłożono prędkość oddalania się galaktyki, proporcjonalną do jej odlległości, zaś na obwodzie - położenie na sferze niebieskiej

Rys. CfA

Model Wielkiego Wybuchu został powszechnie zaakceptowany, gdy w lecie 1964 roku Arno Penzias i Robert Wilson odkryli wypełniające cały Wszechświat promieniowanie mikrofalowe, tzw. promieniowanie reliktowe. Stanowi ono pozostałość po wczesnych fazach ewolucji Wszechświata, gdy materia i promieniowanie oddziaływały ze sobą. Kiedy Wszechświat rozszerzył się na tyle, że jego temperatura opadła do 3000 K, protony i jądra helu przyłączyły elektrony i wtedy Wszechświat stał się przezroczysty. Temperatura promieniowania powoli opadała i obecnie wynosi około 3 K, czyli trzy stopnie powyżej zera absolutnego. Odkrycie Penziasa i Wilsona było wielkim tryumfem modelu Wielkiego Wybuchu.

Wczesny Wszechświat nie mógł być idealnie jednorodny i izotropowy. W takim Wszechświecie nie mogłyby bowiem powstać ani galaktyki, ani gwiazdy. Początkowy rozkład materii musiał być nieco niejednorodny, co prowadziło z kolei do powstania niejednorodności w rozkładzie temperatury promieniowania reliktowego. Innymi słowy, temperatura dwóch rozmaitych obszarów na niebie powinna być nieco różna. Od kilku lat, dzięki pomiarom wykonanym przez amerykańskiego satelitę COBE, wiemy, że tak jest istotnie. COBE wykonał bardzo dokładną mapę rozkładu temperatury na sferze niebieskiej i odkrył różnice temperatury na poziomie 1025 stopnia.

Obserwacje mikrofalowego tła promieniowania zmusiły kosmologów do wprowadzenia modyfikacji modelu Wielkiego Wybuchu. Okazuje się mianowicie, że obiekty odległe na sferze niebieskiej o kąt większy niż 5° nigdy nie były w stanie wzajemnie się komunikować: liniowa odległość między nimi jest większa od wieku Wszechświata pomnożonego przez prędkość światła. Pytanie, dlaczego temperatura promieniowania reliktowego jest taka sama na całej sferze niebieskiej, choć rozmaite obszary mogłyby mieć w chwili jego powstania inną temperaturę, stawało się coraz bardziej palące. Należało znaleźć wyjaśnienie tego faktu, nie zmieniając przy tym całej koncepcji modelu Wielkiego Wybuchu. Okazało się, że jest to możliwe, jeśli w rozważaniach kosmologicznych uwzględni się najnowsze osiągnięcia fizyki cząstek elementarnych.

Od kilkudziesięciu lat fizycy cząstek elementarnych poszukują teorii, która łączyłaby w jedno trzy podstawowe oddziaływania: słabe, elektromagnetycz-ne i silne. W połowie lat sześćdziesiątych powstała teoria oddziaływań elektrosłabych, łącząca oddziaływania słabe i elektromagnetyczne. Wielkim jej sukcesem było odkrycie przewidywanych przez nią cząstek. Niemal we wszystkich teoretycznych modelach unifikujących oddziaływania elementarne jako niezbędny element pojawia się pewne pole zwane polem Higgsa [patrz: Nadzieja na sukces?, "WiŻ" nr 2/1999].

Ryc. 3. Dokładniejsze badanie rozkładu galaktyk doprowadziło do powstania powyższego obrazu. Po lewej stronie widać Wielką Ścianę - olbrzymie, płaskie zgrupowanie galaktyk. Puste miejsca odpowiadają obszarom zasłoniętym przez dysk Drogi Mlecznej

Rys. Las Campanas Redshift Survey

Z kosmologicznego punktu widzenia bardzo interesująca jest sytuacja, gdy energia potencjalna podobnego pola, zwanego polem inflatonu, określa tempo rozszerzania się Wszechświata. Rozszerza się on wówczas bardzo szybko (wykładniczo) i mały obszar, którego podstawowe parametry, jak temperatura i gęstość, były takie same, zostaje rozciągnięty tak bardzo, że nawet obecnie obserwowalna część Wszechświata jest tylko jego drobną częścią. Okres bardzo szybkiego, wykładniczego rozszerzania się Wszechświata nazywa się erą inflacyjną. Kosmiczna inflacja wyjaśnia, dlaczego temperatura promieniowania reliktowego jest niemal dokładnie taka sama na całej sferze niebieskiej i dlaczego gęstość materii we Wszechświecie jest niemal równa gęstości krytycznej.

Kosmiczna inflacja prowadzi też do powstania pierwotnych niejednorodności w rozkładzie materii, które następnie przekształcają się w gromady galaktyk, galaktyki i gwiazdy. Fluktuacje pola inflatonu sprawiają, że nie może ono mieć dokładnie tej samej wartości w całej przestrzeni. Dzięki temu proces inflacji w różnych obszarach przestrzeni nie trwa tak samo długo, co powoduje powstanie drobnych niejednorodności w rozkładzie materii. Zaobserwowane przez COBE niejednorodności w rozkładzie temperatury promieniowania reliktowego mogły być wytworzone przez kosmiczną inflację. Wprawdzie inflacja bardzo pomaga w zrozumieniu własności obserwowanego obecnie Wszechświata, ale nie wiadomo, czy faktycznie bardzo wczesny Wszechświat przeszedł fazę wykładniczego rozszerzania. Ciągle jeszcze nie wiemy, czy koncepcje teoretyczne, na których opiera się model inflacyjny, są poprawne; w szczególności nikt nie zaobserwował jeszcze pola inflatonu.

W latach siedemdziesiątych astronomowie dysponowali już dostatecznie dużymi teleskopami niezbędnymi do sporządzenia przestrzennej mapy Wszechświata. Już z badania rozkładu galaktyk na sferze niebieskiej wynikało, że galaktyki nie są rozłożone równomiernie w przestrzeni, lecz grupują się w gromady galaktyk, a te - w supergromady. Kiedy grupa astronomów z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) zrobiła mapę przestrzennego rozkładu galaktyk w niewielkim i niezbyt głębokim wycinku na niebie, wyniki były zaskakujące. Po naniesieniu położenia około 1000 galaktyk utworzyły one figurę przypominającą swoim kształtem człowieka, którego nazwano patyczakiem z Harvardu (ryc. 2). Jego tułów tworzyły galaktyki z gromady galaktyk Coma.

Po tej pierwszej sensacji przyszła pora na dokładniejszą analizę wyników. Okazało się wówczas, że galaktyki mają tendencję do tworzenia długich łańcuchów. W przestrzennym rozkładzie galaktyk odkryto też olbrzymie puste obszary o średnicy około 100 mln lat świetlnych, gdzie galaktyki nie występują niemal wcale. Przegląd galaktyk CfA rozciągnięto na południową półkulę nieba, ale nie znaleziono jakościowo nowych elementów.

Ryc. 4. Symulacja komputerowa powstawania galaktyk. Wyraźnie widać, jak w miarę upływu czasu pojawiają się włókno- i ścianopodobne struktury otaczające puste obszary

Dokładniejszy i znacznie głębszy, bo sięgający około 1.5 mld lat świetlnych (3 razy dalej niż przegląd CfA), Las Campanas Redshift Survey (ryc. 3) pozwolił na dokonanie statystycznej analizy rozkładu galaktyk w przestrzeni. Okazało się, że galaktyki grupują się głównie w ogromne płaskie ścianopodobne twory ograniczające bardzo duże puste obszary, gdzie nie występują niemal wcale. Tam, gdzie ściany przecinają się, występują gęste łańcuchy galaktyk, a miejsca, gdzie przecinają się łańcuchy - bogate gromady galaktyk. Duże, długie skupisko galaktyk widoczne w górnej części ryc. 3 o długości około 500 mln lat świetlnych i grubości około 20 mln lat świetlnych zostało nazwane Wielką Ścianą. Z analizy statystycznej przestrzennego rozkładu galaktyk wynika, że ściany skupiają około 60% galaktyk, chociaż zajmują jedynie około 10% objętości Wszechświata. W gęstych łańcuchach skupionych jest około 20% galaktyk a pozostałe 20% tworzy ubogie, słabo widoczne łańcuchy galaktyk. Najprostszym modelem, zaskakująco dobrze odtwarzającym ich przestrzenny rozkład, jest piana z baniek mydlanych (ryc. 4).

Badanie galaktyk i gromad galaktyk doprowadziło do jeszcze jednego zaskakującego odkrycia. Jednym ze sposobów oceny masy galaktyki jest pomiar jej całkowitej jasności absolutnej. Słońce jest dość typową gwiazdą o znanej masie i znanej jasności. Zatem, dzieląc jasność galaktyki przez jasność Słońca, dowiadujemy się w przybliżeniu, z ilu gwiazd się ona składa, co daje jednocześnie informację o jej masie. Masę galaktyk spiralnych (ryc. 1a), które zawdzięczają swój kształt ruchowi obrotowemu, można oszacować metodami dynamicznymi, obserwując, z jaką prędkością gwiazdy obiegają centrum galaktyki. Ostatnio do pomiarów tych wykorzystywane są również obserwacje radiowe. Masę galaktyk eliptycznych (ryc. 1b) można oszacować, mierząc prędkości gwiazd w pobliżu granicy galaktyki. Okazuje się, że masa galaktyki oszacowana dynamicznie jest od kilku do kilkudziesięciu razy większa od masy galaktyki ocenionej na podstawie jej jasności.

Znacznie trudniej oszacować masę gromad galaktyk. W tym celu można zastosować dwie metody - ocenić masę gromady na podstawie jej całkowitej jasności lub śledząc ruch galaktyk w gromadzie. Również w tym przypadku stwierdzono, że typowa gromada galaktyk zawiera kilkaset razy więcej masy, niż wynika z ilości emitowanego światła. Wynik został niezależnie potwierdzony przez obserwacje bardzo gorącego gazu znajdującego się w gromadach galaktyk, który emituje promieniowanie rentgenowskie, oraz z oszacowań mas gromad galaktyk z analizy soczewek grawitacyjnych. Nieświecąca materia zawarta w galaktykach i gromadach galaktyk nosi nazwę ciemnej materii. Jak wynika z oszacowań, aż 90% materii zawartej we Wszechświecie nie świeci. Do tej pory nie wiadomo, jakie cząstki tworzą ciemną materię. Wyjaśnienie natury ciemnej materii jest obecnie najważniejszym problemem kosmologicznym [patrz: Ciemna materia we Wszechświecie, "WiŻ" nr 10/1998].

Na zakończenie powróćmy do problemu początku Wszechświata. Jeżeli do opisu ewolucji Wszechświata stosujemy ogólną teorię względności, to z dostępnych obecnie danych obserwacyjnych oraz z twierdzeń Penrose'a i Hawkinga wynika, że w chwili powstania średnia gęstość energii we Wszechświecie była nieskończona. Praktycznie oznacza to, że problemu początku Wszechświata nie można rozwiązać w ramach ogólnej teorii względności. Przy bardzo dużych gęstościach energii, a więc odpowiednio wcześnie w historii Wszechświata, dominującą rolę w jego ewolucji odgrywały procesy kwantowe. Początkowy stan Wszechświata trzeba zatem opisywać za pomocą kwantowej teorii grawitacji. Jednak pomimo wielu wysiłków nie udało się dotychczas stworzyć takiej teorii.

Warto jednak wspomnieć o dwóch interesujących hipotezach dotyczących początku Wszechświata. Andriej Sacharow uważał na przykład, że Wszechświat powstał w wyniku kwantowej fluktuacji. Analizując stan bardzo wczesnego Wszechświata, Sacharow doszedł do wniosku, że nie różni się on od stanu kwantowej próżni. A jeśli tak - powiada Sacharow - powstanie Wszechświata może być procesem podobnym do spontanicznej kwantowej kreacji cząstek, tylko znacznie mniej prawdopodobnym, gdyż wymaga ogromnej koncentracji energii. Jeżeli hipoteza Sacharowa okaże się prawdziwa, wynika z niej możliwość istnienia wielu niezależnych wszechświatów, ale o ich istnieniu nie sposób się dowiedzieć.

Zupełnie inny scenariusz narodzin Wszechświata wyłania się z teorii superstrun. Przyjmuje się w niej, że czasoprzestrzeń jest co najmniej dziesięciowymiarowa. Znany nam czterowymiarowy Wszechświat pojawia się, gdy ta wielowymiarowa czasoprzestrzeń ulega dramatycznej przemianie i dodatkowe wymiary "zwijają się" do niewyobrażalnie małego obszaru, a energia przepompowana do fizycznego Wszechświata powoduje Wielki Wybuch.

Choć model Wielkiego Wybuchu dobrze opisuje historię Wszechświata, ciągle nie wiemy jeszcze, jak powstał, z czego zbudowany jest jego zasadniczy składnik - ciemna materia, ani w jaki sposób powstały galaktyki i gwiazdy. Jestem przekonany, że problemy te jeszcze długo absorbować będą kosmologów i astrofizyków.

Prof. dr hab. MAREK DEMIAŃSKI pracuje w Instytucie Fizyki Teoretycznej Uniwersytetu Warszawskiego.

O podobnych zagadnieniach przeczytasz w artykułach:
(03/99) Świat według Alberta Einsteina
(02/99) Nadzieja na sukces?
(10/98) Ciemna materia we Wszechświecie