Twoja wyszukiwarka

MICHAŁ RÓŻYCZKA
DZIWNA PRÓŻNIA NASZEGO WSZECHŚWIATA
Wiedza i Życie nr 7/2000
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 7/2000

Wszechświat będzie rozszerzał się wiecznie, a to, co uważamy za próżnię, jest niezwykle pojemnym magazynem energii. Wnioski te płyną z obserwacji przeprowadzonych za pomocą niewielkiego teleskopu, który został umieszczony w gondoli balonu stratosferycznego i wraz z nim okrążył Antarktydę.

Wszechświat liczy sobie około 15 mld lat. Ma bogatą strukturę, której drobniutkim elementem jest nasze Słońce wraz z okrążającymi je planetami. Na początku, tuż po Wielkim Wybuchu, wyglądał jednak zupełnie inaczej. Wypełniała go gorąca, niemal jednorodna mieszanka cząstek elementarnych, w której tylko tu i ówdzie pojawiały się ledwo zauważalne zagęszczenia i rozrzedzenia. W miarę rozszerzania się Wszechświata jej temperatura spadała i 300 tys. lat po Wielkim Wybuchu obniżyła się do około 3000 K. Swobodne dotąd elektrony połączyły się wtedy z protonami w atomy wodoru (nieco wcześniej powstały atomy helu). W dziejach Wszechświata był to moment prawdziwie przełomowy. Fotony, najliczniejsze z pierwotnych cząstek elementarnych, aż do tej chwili były silnie "sprzężone" z elektronami. Obijając się o nie, skutecznie przeciwdziałały grawitacji usiłującej wzmocnić pierwotne zagęszczenia i rozrzedzenia. Gdy elektrony zostały związane w atomach, grawitacja nie miała już przeciwnika i powoli przekształciła owe drobne niejednorodności w obecną strukturę Wszechświata.

Pierwotne fotony, znane jako promieniowanie reliktowe, obserwujemy dziś w postaci mikrofal i ultrakrótkich fal radiowych . Przynoszą nam obraz Wszechświata z czasów, w których powstawały atomy i które przyjęto nazywać epoką rekombinacji . W promieniowaniu reliktowym ukryte są jednak informacje nie tylko o przeszłości, lecz także o bardzo odległej przyszłości Wszechświata. Ich odczytywanie umożliwia dział astrofizyki zwany kosmologią.

Gęstość, krzywizna i przyszłość

Aby badać Wszechświat traktowany jako całość, naukowcy konstruują jego modele matematyczne (tzw. modele kosmologiczne) i porównują je z obserwacjami, poszukując takiego, który najlepiej odpowiada rzeczywistości. Każdy model, niezależnie od stopnia komplikacji, jest scharakteryzowany przez zestaw kilku liczb tzw. parametrów. W prostych modelach najważniejszą rolę odgrywa parametr , którego wartość decyduje o przyszłości Wszechświata. Jeżeli średnia gęstość materii przekracza pewną wartość krytyczną, Wszechświat przestanie się kiedyś rozszerzać i zacznie z powrotem kurczyć. Tej sytuacji odpowiada > 1. W przeciwnym razie galaktyki będą rozbiegały się nieograniczenie, przy czym ich prędkości albo stopniowo zmaleją do zera (czemu odpowiada =1), albo ustabilizują się (czemu odpowiada < 1).

Drugim ważnym parametrem modeli kosmologicznych jest krzywizna. Poprzestańmy na stwierdzeniu, że modele z krzywizną dodatnią, zerową i ujemną noszą w kosmologii nazwy odpowiednio zamkniętych, płaskich i otwartych (więcej informacji na ten temat można znaleźć w ramce "Wszechświat jako soczewka" poniżej). W prostych modelach kosmologicznych krzywizna jest jednoznacznie określona przez gęstość materii. Modele otwarte i płaskie rozszerzają się w nieskończoność, zaś zamknięte - po fazie ekspansji zaczynają się kurczyć.

Ta prosta zależność przestaje obowiązywać w modelach bardziej skomplikowanych, ale o tym za chwilę. Na razie zauważmy, że istnieje możliwość obserwacyjnego wyznaczenia krzywizny Wszechświata. W modelach o różnej krzywiźnie światło biegnie po różnych torach, dlatego ten sam "wzorcowy" obiekt może być widziany w powiększeniu lub pomniejszeniu . Okazuje się, że rolę wzorcowych obiektów mogą z powodzeniem pełnić "gorące" i "zimne" plamy widoczne na mapach nieba oglądanego w promieniowaniu reliktowym (słowa "gorące" i "zimne" należy, oczywiście, traktować z przymrużeniem oka: temperatura plam różni się od otoczenia najwyżej o drobny ułamek stopnia). Wyjaśnienie, skąd znamy przewidywane rozmiary plam, wymagałoby napisania osobnego artykułu. Przyjmijmy więc po prostu, że potrafimy je obliczyć. Według specjalistów, reliktowe niebo płaskiego Wszechświata powinno być pokryte mozaiką "gorących" i "zimnych" plam o rozmiarach 1°. Odpowiednio większe plamy zaobserwowano by, gdyby Wszechświat był zamknięty, zaś odpowiednio mniejsze, gdyby był otwarty. Metoda wyznaczania krzywizny wydaje się więc prosta. Wymagana dokładność obserwacji promieniowania reliktowego jest jednak tak wysoka, że zdołano ją osiągnąć dopiero kilkanaście miesięcy temu.

Balonem do krańców Wszechświata

Tuż przed sylwestrem 1998 roku w amerykańskiej bazie McMurdo na Antarktydzie olbrzymi balon o pojemności 1 mln m3, w którego gondoli zamontowano teleskop do badania promieniowania reliktowego, wzbił się na wysokość 38 km, zostawiając pod sobą 99% ziemskiej atmosfery. W ciągu 10 dni balon okrążył Antarktydę, po czym osiadł 50 km od miejsca startu. Całe przedsięwzięcie nosiło nazwę BOOMERANG (Balloon Observations Of Microwave Extragalactic Radiation ANd Geophysics). Brało w nim udział 36 naukowców z 16 instytutów kanadyjskich, amerykańskich, angielskiej i włoskich oraz wiele zespołów pomocniczych. Całkowity koszt eksperymentu nie był jednak wygórowany i zamknął się kwotą 4 mln dolarów.

Podczas lotu wykonano prawie miliard pomiarów, których wstępne opracowanie wymagało trzech tygodni nieustannej pracy jednego z najpotężniejszych współczesnych komputerów. Owocem tego jest mapa około 3% powierzchni nieba, na której widać szczegóły o rozmiarach 0.2° (dla porównania najmniejsze szczegóły widoczne na mapie wykonanej na początku lat dziewięćdziesiątych przez satelitę COBE miały rozmiary kilku stopni). Już wstępne jej oględziny pozwoliły stwierdzić, że "gorące" plamy mają takie rozmiary, jak przewidziane w modelu płaskim. Wrażenie to w pełni potwierdziła analiza dokonana za pomocą odpowiednich procedur matematycznych. Sprawozdanie z misji BOOMERANG ukazało się w kwietniu br. w Nature, którego reputacja pozwala bez zastrzeżeń przyjąć wyniki badań i wypływające stąd wnioski. Wiemy więc, że krzywizna naszego Wszechświata jest bliska zeru. Ucieszyło to bardzo kosmologów zajmujących się teorią tzw. inflacji. Kosmologiczna teoria inflacji nie ma oczywiście nic wspólnego z ekonomią. Głosi, że w drobnym ułamku sekundy po Wielkim Wybuchu wszystko to, co w nim powstało, rozrosło się i rozdęło tak bardzo, że wszelkie krzywizny zostały "wyprostowane" i "wygładzone". Z jej równań wynika zatem, że Wszechświat powinien być płaski lub bardzo zbliżony do płaskiego.

Sukces BOOMERANG-u nie ogranicza się do wyznaczenia krzywizny Wszechświata. Wyniki eksperymentu wskazują na fascynującą możliwość, która znajduje potwierdzenie w niezależnych obserwacjach. Aby ją przedstawić, cofnijmy się na chwilę aż do początków mijającego właśnie stulecia.

Podwójna pomyłka Einsteina

Albert Einstein sformułował ogólną teorię względności w drugiej dekadzie XX wieku. Nie wiedziano wtedy, że oprócz naszej są we Wszechświecie inne galaktyki, a nasza Galaktyka wydawała się tworem całkowicie statycznym. Pierwsze modele kosmologiczne nie chciały jednak być statyczne: opisywany za ich pomocą Wszechświat albo rozszerzał się, albo kurczył i nijak nie dawał się dopasować do ówczesnych obserwacji. Aby temu zaradzić, Einstein dodał do swych równań człon z tzw. stałą kosmologiczną, który nie miał żadnego uzasadnienia fizycznego i jedynie formalnie "przeciwstawiał się" grawitacyjnym siłom Wszechświata. Kilkanaście lat później Edwin Hubble odkrył zjawisko ucieczki galaktyk i stało się jasne, że Wszechświat jednak się rozszerza.

Einstein miał wtedy powiedzieć, że stała kosmologiczna była największą pomyłką jego życia.

Jego pesymizm był jednak nieuzasadniony. Nigdy bowiem nie dysponowaliśmy obserwacjami, które wskazywałyby na to, iż stała kosmologiczna (tradycyjnie oznaczana grecką literą ) jest dokładnie równa zeru. W modelach kosmologicznych traktowano ją więc "na wszelki wypadek" jako dodatkowy parametr.

W tym właśnie miejscu pojawiają zapowiadane komplikacje. Gdy jest różna od zera, wartość jest określona nie tylko przez gęstość materii, lecz także przez gęstość... energii próżni. Pojęcie energia próżni długo wydawało się bezsensowne. Współczesna fizyka stwierdza jednak, iż to, co zwykliśmy uważać za doskonałą próżnię, może być niezwykle pojemnym magazynem energii (niestety, przy dzisiejszym stanie wiedzy dla nas niedostępnym). Energia próżni przeciwstawia się grawitacji i jest w stanie nie tylko utrzymywać Wszechświat w równowadze, lecz nawet "rozpędzać go" (przyspieszać jego ekspansję). Zatem Einstein nie miał racji, gdy mówił, że się pomylił!

i

Dane z eksperymentu BOOMERANG nie pozwalają stwierdzić, jaka część jest związana z gęstością materii, a jaka z gęstością energii próżni. Skądinąd wiadomo jednak, że "materialny" wkład do prawie na pewno nie jest większy od 0.3. Gdyby próżnia miała zerową energię, Wszechświat musiałby być otwarty. Ale BOOMERANG stwierdza autorytatywnie: 1 (Wszechświat jest "prawie płaski")! Oznacza to, że stała , a zatem i energia próżni, są różne od zera (najprawdopodobniej 0.7; ryc. 1). Teoretyczna możliwość, wskazywana przez fizykę, dokładniej przez kwantową teorię pola, staje się faktem.

Jakie to wszystko ma znaczenie? Cóż, niemal płaski Wszechświat ze stałą kosmologiczną różną od zera będzie rozszerzać się nieograniczenie, powoli wygaszając gwiazdy, stygnąc i zamierając. Być może jego dziwna próżnia wprowadzi jakieś zmiany w tym ponurym scenariuszu. Jakie to mogłyby być zmiany, tego nie wiemy. Zdajemy sobie jednak sprawę z tego, że Wszechświat jest znacznie bardziej skomplikowany, niż nam się wydawało jeszcze kilka lat temu.

Jak w wielu przypadkach, tak i tu nie obejdzie się bez akcentu polskiego. Niespełna dwa tygodnie po ukazaniu się sprawozdania z eksperymentu BOOMERANG opublikowano wyniki bardzo podobnego, lecz przeprowadzonego zupełnie niezależnie eksperymentu MAXIMA. Zespół MAXIMA, który osiągnął ponaddwukrotnie wyższą dokładność pomiarów promieniowania reliktowego, w pełni potwierdza kluczowe wnioski BOOMERANG-u. Jednym członków tego zespołu jest młody astrofizyk polski, dr Radosław Stompor, pracownik Centrum Astronomicznego PAN i stażysta University of California w Berkeley.

Reliktowe niebo

Promieniowanie reliktowe odkryto w latach sześćdziesiątych, ale pierwszą mapę pokazującą jego rozkład na niebie (czyli mapę Wszechświata z epoki rekombinacji), udało się sporządzić dopiero na początku lat dziewięćdziesiątych . Przyczyną tego opóźnienia były problemy techniczne związane z detekcją mikrofal oraz zakłócenia powstające w atmosferze Ziemi i w naszej Galaktyce. Mapy "reliktowe" są wykonywane według specyficznej konwencji: zamiast jasności nanosi się na nie temperaturę. Za pomocą zwyczajnych teleskopów optycznych można tak samo postąpić z powierzchnią Słońca, na której temperatura obszarów ciemnych (plam słonecznych) może być nawet o 1500 K niższa od temperatury obszarów jasnych. Wahania temperatury na niebie reliktowym są jednak nieporównanie mniejsze niż na Słońcu i z reguły nie przekraczają 0.0001 K. Ich znikomość jest odbiciem niemal doskonałej jednorodności młodego Wszechświata.

Niebo w promieniowaniu reliktowym. U góry po lewej mapa całego nieba sporządzona na początku lat dziewięćdziesiątych przez satelitę COBE. U dołu dokładna mapa zaledwie 3% nieba, którą sporządzono obecnie na podstawie obserwacji wykonanych za pomocą teleskopu wyniesionego balonem do górnych warstw atmosfery (misja BOOMERANG)

Wszechświat jako soczewka

Pojęcie krzywizny w modelu kosmologicznym można zilustrować za pomocą trzech cienkich gumowych membran. Z jednej z nich zróbmy balonik, drugą połóżmy na stole, zaś trzecią na siodle do konnej jazdy. Powierzchnia balonika ma krzywiznę dodatnią, powierzchnia stołu zerową, zaś siodła ujemną. Na każdej membranie narysujmy taki sam trójkąt równoramienny. Jego podstawa będzie symbolizowała obiekt o ustalonych rozmiarach, zaś boki wysłane z tego obiektu promienie świetlne, które zbiegają się w oku obserwatora (ryc. poniżej). Zmierzywszy w każdym trójkącie kąt między bokami stwierdzimy, że... wyniki pomiaru są różne! Największy kąt powstanie w modelu z krzywizną dodatnią, zaś najmniejszy krzywizną ujemną. Oznacza to, że ten sam obiekt, leżący w takiej samej odległości od obserwatora, może być widziany jako mniejszy lub większy. Przesądza o tym krzywizna membrany. Membrana jest tworem dwuwymiarowym; takie same zależności obowiązują jednak w modelach kosmologicznych (w których czasoprzestrzeń ma cztery wymiary zamiast dwóch). Modele z krzywizną dodatnią, zerową i ujemną noszą w kosmologii nazwy zamkniętych, płaskich i otwartych. W projekcji na sklepienie nieba wzorcowy obiekt wyda się zatem największy w modelu zamkniętym; najmniejszy zaś otwartym. Model zamknięty można porównać do soczewki skupiającej; otwarty do rozpraszającej. Modelowi płaskiemu odpowiada w tej analogii zwykła szyba.

Duża gęstość materii to silna grawitacja, czyli zgodnie z ogólną teorią względności mocne zakrzywienie czasoprzestrzeni. "Gęsty" model z > 1 ma krzywiznę dodatnią i jest zamknięty. Modele mniej gęste, z=1 lub < 1, są odpowiednio płaskie lub otwarte.

Poglądowe modele Wszechświata. Czerwone podstawy trójkątów obrazują jeden i ten sam obiekt, który wysyła promienie świetlne (żółte linie) zbiegające się w oku obserwatora. Kąt utworzony przez promienie jest największy przy krzywiźnie dodatniej i najmniejszy przy krzywiźnie ujemnej. W zależności od krzywizny modelu ten sam obiekt, umieszczony w tej samej odległości od obserwatora, może być widziany jako większy lub mniejszy

Ryc. 1. Fragment rzeczywistego nieba oglądanego w promieniowaniu reliktowym (u góry) oraz oczekiwany wygląd nieba przy dodatniej (u dołu po lewej), zerowej (w środku) i ujemnej (po prawej) krzywiźnie Wszechświata. Przy dodatniej krzywiźnie jasne i ciemne ("gorące" i "chłodne") plamy byłyby większe, a przy ujemnej mniejsze niż zaobserwowane w projekcie BOOMERANG

Ryc. 2. Wkłady do opisanego w artykule parametru ilustrują aktualny stan wiedzy o losach Wszechświata. Na osi poziomej wkład od materialnej zawartości Wszechświata m); na osi pionowej wkład od energii próżni (). Wartość parametru ( jest sumą obu wkładów. Zarówno , jak i m można wyznaczyć z obserwacji. Taka para liczb wyznacza na diagramie punkt. Gdyby punkt reprezentujący nasz Wszechświat trafił do obszaru "ekspansja ograniczona", rozbiegające się dziś galaktyki zaczęłyby się w odległej przyszłości ponownie zbiegać. Obszar niebieski obejmuje punkty zgodne z wynikami eksperymentu BOOMERANG; obszar żółty punkty zgodne z wynikami obserwacji odległych supernowych. Nasz Wszechświat jest zatem reprezentowany przez jeden z punktów leżących w obszarze zielonym. Jeszcze inne, nie zaznaczone tu wyniki obserwacji wskazują, iż m0.3. Najprawdopodobniej więc próżnia naszego Wszechświata ma niezerową energię, której odpowiada 0.7. Jeśli tak jest i jeśli rzeczywiście 1, to Wszechświat będzie rozszerzał się nieograniczenie.