Strona główna / Popularnonaukowe / Ciemna strona Wszechświata

Aktualności

12.07.2019

Spotkanie z Manuelą Gretkowską w Łodzi

W sobotę 27 lipca o godz. 17.00 zapraszamy do Domu Literatury w Łodzi (ul. Roosevelta 17) na spotkanie z Manuelą Gretkowską, autorką książki "Trudno z miłości się podnieść".

Wywiady

11.07.2019

"Mówimy o trylogii, na którą należy patrzeć całościowo"

Zapraszamy do przeczytania wywiadu z Piotrem Borlikiem, autorem książek "Boska proporcja" i "Materiał ludzki".

Posłuchaj i zobacz

18.06.2019

Jak kochali powstańcy?

Zapraszamy do obejrzenia nagrania zapowiadającego najnowszą książkę Agnieszki Cubały "Miłość '44. 44 prawdziwe historie powstańczej miłości".

Bestsellery

TOP 20

  1. Trump pod ostrzałem Michael Wolff
  2. Niebieska sukienka Grażyna Jeromin-Gałuszka
  3. Materiał ludzki Piotr Borlik

Fotogaleria

więcej »

Ciemna strona Wszechświata

Richard Panek

Rozdział 4. Początek rozgrywki

Ciężar Wszechświata. Kształt Wszechświata. Los Wszechświata.
W rozmowie posługiwali się tymi właśnie określeniami. Umieszczali te przyprawiające o zawrót głowy terminy we wnioskach o przyznanie funduszy na badania. Posługiwali się nimi w broszurach rozsyłanych podczas rekrutacji na studia doktoranckie. Używali ich w dyskusjach prowadzonych w gronie współpracowników, ponieważ wszyscy wmawiali sobie, że to właśnie oni wyjaśnią w końcu najbardziej podstawowe tajemnice kosmologii – i samej cywilizacji. Posługiwanie się takim językiem pozwalało rozwiać obawę, czy przypadkiem nie budują drugiej wieży Babel lub nie wzbijają się w powietrze śladem Ikara. Taki język umacniał ich w przekonaniu, że ich eksperyment nie jest przejawem pychy, ale rzetelnym podejściem naukowym.
No dobrze, trochę pychy może jednak w tym było. Saul Perlmutter nie był urodzonym astronomem. W dzieciństwie nie gromadził części od teleskopu, nie rysował ruchów ciał na nocnym niebie, nie marzył o samotnych obserwacjach na szczytach gór, gdzie byłby tylko on i niebo. Również Carl Pennypacker nie marzył w dzieciństwie o karierze astronoma, chociaż on przynajmniej napisał pracę doktorską z fizyki na pokrewny temat – była mianowicie poświęcona obserwacjom astronomicznym w świetle podczerwonym. Pozostali członkowie ich zespołu nie byli astronomami. Nikt z nich nie przyszedł do Narodowego Laboratorium Lawrence’a w Berkeley (ang. Lawrence Berkeley National Laboratory) po to, by zajmować się astronomią. W laboratorium w Berkeley zwykle prowadzono badania z innych dziedzin. Mimo to mieli dobre powody, by uważać, że znaleźli się we właściwym miejscu o właściwym czasie.
We właściwym miejscu, ponieważ Narodowe Laboratorium Lawrence’a, będące częścią Uniwersytetu Kalifornijskiego w Berkeley, wygrało właśnie ogłoszony przez rząd amerykański konkurs na utworzenie nowego dużego ośrodka badawczego. Nazwa ośrodka zaproponowanego w ofercie brzmiała Centrum Astrofizyki Cząstek, choć słowo „cząstki” oznacza tu ciemną materię i równie dobrze mogliby nazwać proponowany instytut Centrum Ciemnej Materii – pierwszy dyrektor centrum przyznał kiedyś, że zapewne wybraliby taką nazwę, gdyby tylko ktoś na to wówczas wpadł188.
A we właściwym czasie dlatego, że w latach osiemdziesiątych uczeni mogli działać przy założeniu, iż znają już środek i początek kosmicznej opowieści. Wiedzieli, że ich bohater – Wszechświat – rozszerza się. Poznali również sensowne wyjaśnienie tego, jak się on w ogóle znalazł w tym punkcie opowieści – za sprawą Wielkiego Wybuchu. Teraz nadszedł czas, by postawić pytanie: co się stanie z Naszym Bohaterem?
Czy Wszechświat zawiera wystarczająco dużo materii, by mogła ona spowolnić jego ekspansję na tyle, że pewnego dnia rozszerzyłby się najdalej jak to możliwe, zatrzymał, a następnie zaczął powracać do punktu wyjścia, niczym trajektoria podrzuconej piłki, która spada na Ziemię? W takim wszechświecie przestrzeń byłaby skończona i zakrzywiałaby się na siebie niczym powierzchnia balonu.
A może Wszechświat zawiera tak niewiele materii, że ekspansja nigdy się nie zatrzyma i będzie trwać wiecznie, niczym tor ruchu rakiety opuszczającej ziemską atmosferę? We wszechświecie tego rodzaju przestrzeń byłaby nieskończona i wykrzywiona na zewnątrz, niczym siodło.
A może Wszechświat zawiera dokładnie taką ilość materii, jaka jest potrzebna, by spowolnić ekspansję do tego stopnia, że praktycznie uleg­nie zatrzymaniu? W tym wszechświecie przestrzeń byłaby nieskończona i płaska.
Wzorując się na określeniu „Wielki Wybuch”, astronomowie nadali pierwszym dwóm możliwościom beztrosko nieadekwatne nazwy: Wielki Kolaps (zbyt dużo materii) i Wielki Chłód (zbyt mało materii). Trzecią ewentualność nazwano po prostu Wszechświatem Złotowłosej (materii jest w sam raz). Na podstawie jednego tylko pomiaru astronomowie mogli określić ciężar, kształt i ostateczny los Wszechświata.
Oczywiście również przed latami osiemdziesiątymi astronomowie wiedzieli, że ilość materii we Wszechświecie ma wpływ na tempo jego ekspansji. Nie mieli jednak pojęcia, że ich uwadze umyka 90 procent materii, a może więcej. Od samego początku było jasne, jaki wpływ na wnioski kosmologiczne może mieć uświadomienie sobie tego faktu. „Dopóki nie poznamy charakterystyki rozkładu przestrzennego ciemnej materii”, napisała Vera Rubin w artykule zamieszczonym w czasopiśmie „Science”, niedługo po tym, jak idea ta zyskała powszechną akceptację, „dopóty nie stwierdzimy, czy Wszechświat ma dużą gęstość i jego rozszerzanie ulegnie zatrzymaniu, a on sam zacznie się kurczyć, czy też jego gęstość jest nieduża i w efekcie ekspansja będzie trwać wiecznie”.
Teraz Perlmutter i Pennypacker postanowili przeprowadzić odpowiedni pomiar. Mieli świadomość, że napisanie ostatniego rozdziału historii Wszechświata będzie stanowić olbrzymie wyzwanie, więc założyli, że zajmie im to, powiedzmy, jakieś trzy lata.

Rozważania na temat tego, jak będzie wyglądał koniec Wszechświata, są tak stare jak nasza cywilizacja. Tym razem jednak różnica polegała na tym, że uczeni mieli szansę na przeprowadzenie kluczowego pomiaru. Ponieważ odkrycie promieniowania o temperaturze 3 K zgadzało się z przewidywaniami teorii Wielkiego Wybuchu, uczeni zmienili nastawienie do kosmologii i zaczęli dopuszczać myśl, iż dziedzina ta może się jednak okazać nauką. Odkrycie to pokazało im też, jak należy uprawiać kosmologię. Jeśli ktoś chce zrozumieć historię i strukturę Wszechświata – czyli zajmować się kosmologią – musi pójść śladem Boba Dicke’a i Jima Peeblesa, którzy jeszcze przed odkryciem mikrofalowego promieniowania tła zachęcali do myślenia o grawitacji w skali Wszechświata.
Nie można powiedzieć, że astronomowie całkowicie pomijali związek między grawitacją i Wszechświatem. Znaczna część współczesnej fizyki i astronomii jest plonem heroicznych starań Newtona, by uzyskać takie prawo ciążenia, które byłoby powszechne. W Principiach, wydanych w 1687 roku, Newton stawił czoło wyzwaniu rzuconemu przez Platona, by znaleźć matematyczny opis ruchu ciał niebieskich. Teleskop stał się dla astronomów narzędziem pozwalającym na odkrycie coraz większej liczby przykładów ruchu takich ciał. Jednak dopiero równania wyprowadzone przez Newtona stały się narzędziem, które pozwoliło dopatrzyć się w nich jakiegoś sensu. To właśnie prawo powszechnego ciążenia umożliwiło powstanie kosmologii jako nauki.
Jednocześnie jednak przyczyniło się do tego, że stała się ona nauką problematyczną. Weźmy taki (swego rodzaju) sylogizm: po pierwsze, Wszechświat jest pełen materii; po drugie, materia przyciąga grawitacyjnie inną materię; a zatem Wszechświat musi się zapadać. Dlaczego więc tak nie jest?
Takie właśnie pytanie postawił Newtonowi wielebny Richard Bent­ley w 1692 roku, gdy przygotowywał się do wygłoszenia cyklu wykładów poświęconych wierze, rozumowi i niedawno opublikowanym Principiom. Newton przyznał, że jego argumentacja wymaga, „żeby wszystkie cząstki w nieskończonej przestrzeni były rozmieszczone nadzwyczaj dokładnie, tak by mogły tkwić w bezruchu w doskonałej równowadze. Przyznaję, że jest to tak trudne, jak postawienie na czubku nie jednej igły, ale nieskończonej ich liczby (tylu, ile jest cząstek w nieskończonej przestrzeni)”189. Jak mogłoby dojść do uzyskania takiej równowagi? W późniejszym wydaniu Principiów Newton zamieścił dodatek zatytułowany General Scholium (Komentarz ogólny), w którym zaproponował odpowiedź – było to możliwe dzięki Bożej dalekowzroczności: „I aby układy nieruchomych gwiazd nie spadały na siebie pod wpływem swej grawitacji, rozmieścił je w olbrzymich odległościach od siebie”190.
Dla badaczy przyrody kosmologia stała się podejrzana z naukowego punktu widzenia nie tylko za sprawą tego powołania się na przyczyny nadprzyrodzone – przyczyny, które, dosłownie, wykraczają poza przyrodę. Problemem był skutek. A właściwie jego brak. Cała newtonowska fizyka opiera się na zależności przyczyny i skutku, materii i ruchu. Mimo to w tym jednym przypadku Newton sugerował brak oddziaływania grawitacyjnego ciał znajdujących się w kosmosie. Najpierw wymyślił grawitację jako działanie na odległość, a teraz twierdził, że potrzebne jest również niedziałanie na odległość.
Einstein wprowadził subtelne poprawki do newtonowskiej teorii grawitacji. W ogłoszonej w 1916 roku ogólnej teorii względności przedstawił obliczenia opisujące ruch ciał niebieskich nieco dokładniej niż teoria Newtona. Jednak również on musiał uwzględnić fakt, że, jak to wynika bezsprzecznie z „niewielkich prędkości gwiazd”191, Wszechświat nie zapada się pod własnym ciężarem. W artykule z 1917 roku, zatytułowanym Cosmological Considerations on the General Theory of Relativity (Kosmologiczne rozważania na temat ogólnej teorii względności), wprowadził do równań arbitralnie dobrany czynnik – oznaczony grecką literą lambda i „na razie nieznany”192 – na oznaczenie czegokolwiek, co powstrzymuje Wszechświat przed zapadnięciem się. Podobnie jak Newton, nie wysuwał żadnych hipotez odnośnie do tego, czym owo „cokolwiek” mogłoby być. Było po prostu… lambdą. Potem jednak, nieco ponad dziesięć lat później, pojawił się wszechświat Hubble’a, a razem z nim eleganckie i niespodziewane rozwiązanie zagadki: Wszechświat nie zapada się pod własnym ciężarem dlatego, że się rozszerza.
Newton nie musiał się powoływać na Bożą interwencję, a Ein­stein nie musiał wprowadzać lambdy. W 1931 roku Einstein wyruszył z Niemiec do Obserwatorium Mount Wilson, położonego w górach na północny wschód od Pasadeny, gdzie odwiedził Hubble’a. Tam osobiście przekonał się o poprawności danych wskazujących na rozszerzanie się Wszechświata i porzucił swój arbitralnie dobrany czynnik. Patrząc z perspektywy czasu, fizycy o filozoficznym zacięciu doszli do wniosku, że problemem kosmologii nie była nadprzyrodzona przyczyna (Bóg). Nie był nią też nielogiczny skutek (niedziałanie na odległość). Było nią ciche założenie leżące u podstaw przytoczonego sylogizmu, przesłanka, na której opierał się cały spór o naukowość kosmologii, a mianowicie przypuszczenie, iż Wszechświat jest statyczny.
Gdy ocenia się Wszechświat na oko, a uczynił to nawet Einstein, dochodzi się do mylnego wniosku, że jako całość nie zmienia się on z upływem czasu. Okazało się jednak (po raz kolejny), że Wszechświat nie jest taki, jak się wydaje. Nie jest statyczny. Rozszerza się, i to z taką prędkością, że przezwycięża działanie grawitacji – przynajmniej na razie.
Co się jednak wydarzy w przyszłości? W tym miejscu przychodzi na myśl nowy sylogizm: po pierwsze, Wszechświat się rozszerza; po drugie, Wszechświat jest pełen materii przyciągającej grawitacyjnie inną materię; a zatem ekspansja musi ulegać spowolnieniu. Dla ambitnych kosmologów pytanie „Dlaczego Wszechświat się nie zapada?” przestało już być palącą kwestią. Nowe pytanie brzmiało: „Czy się zapadnie?”.
Od czasów gdy Hubble odkrył dowody na rozszerzanie się Wszechświata, astronomowie wiedzą, w jaki sposób można zmierzyć, jak zmniejsza się tempo ekspansji – przynajmniej w zasadzie. Hubble wyznaczył odległości do najbliższych galaktyk, wykorzystując obowiązującą dla cefeid zależność okresu zmienności i jasności tych gwiazd, odkrytą przez Henriettę Swan Leavitt. Następnie z przesunięcia ku czerwieni światła tych galaktyk wyliczył prędkość, z jaką się od nas oddalają. Gdy sporządził wykres przedstawiający zależność tych odległości i prędkości, odkrył, że wielkości te są do siebie wprost proporcjonalne: im większa odległość, tym większa prędkość. Im dalej znajduje się od nas dana galaktyka, tym szybciej ucieka. O takiej relacji jeden do jednego świadczy wykres w postaci linii prostej. Jeśli Wszechświat rozszerza się w stałym tempie, taka prosta powinna się ciągnąć tak daleko, jak sięgają teleskopy.
Jednak Wszechświat jest pełen materii, która przecież wzajemnie przyciąga się grawitacyjnie, więc ekspansja nie może być jednorodna. W jakimś bardzo odległym krańcu zależności Hubble’a jej wykres będzie musiał się różnić od linii prostej. Punkty odpowiadające dalekim galaktykom powinny łagodnie zmierzać w kierunku większych jasności. Z tego, o ile będą odbiegały od linii prostej, będzie można wywnioskować, o ile jaśniejsze są galaktyki o danym przesunięciu ku czerwieni w porównaniu z tym, jakie byłyby, gdyby Wszechświat rozszerzał się w stałym tempie. Ta większa jasność – odpowiadająca mniejszej odległości – świadczyłaby o tym, jak bardzo spowalnia ekspansja Wszechświata.
Aby zaobserwować tę różnicę, astronomowie musieli kontynuować gromadzenie danych pozwalających rysować dalsze fragmenty wykresu przedstawiającego zależność odległości od prędkości. Jeśli chodzi o pomiar prędkości, w dalszym ciągu mogli w tym celu wykorzystywać przesunięcie ku czerwieni. Jednak w przypadku odległości natrafili na problem. Cefeidy są widoczne jedynie we względnie niedalekich galaktykach. Aby możliwe było mierzenie odległości do dalszych obiektów, astronomowie potrzebowali jakiegoś innego źródła światła o standardowej jasności, jakichś ciał niebieskich, których mogliby użyć w prawie odwrotnych kwadratów, zupełnie tak, jak gdyby obserwowali ciąg świec ustawionych w coraz większej odległości.
Od czasu gdy Hubble odkrył dowody na rozszerzanie się Wszechświata, astronomowie wiedzą również o istnieniu pewnego kandydata do roli świecy standardowej i zespół z Berkeley postanowił teraz pójść tym tropem. W 1932 roku brytyjski fizyk James Chadwick odkrył neutrony – obojętne elektrycznie cząstki, stanowiące uzupełnienie dodatnich protonów i ujemnych elektronów. W 1934 roku astrofizyk z Caltechu Fritz Zwicky, który niedawno wysunął hipotezę, że gromady galaktyk mogą być pełne ciemnej materii, współpracował z astronomem z Mount Wilson, Walterem Baadem. Uczeni ci przeprowadzili obliczenia, z których wynikało, iż w pewnych szczególnych warunkach w jądrach gwiazd może dochodzić do jądrowej reakcji łańcuchowej skutkującej zapadnięciem się gwiazdy. Podczas takiej implozji materia gwiazdy powinna pędzić w kierunku jej środka z prędkością ponad 64 000 kilometrów na sekundę, wywołując silną falę uderzeniową, która powoduje odrzucenie zewnętrznych warstw zapadającej się gwiazdy. Baade i Zwicky odkryli, że po takim wybuchu pozostanie niezwykle zwarte jądro gwiazdowe o gęstości ponad 360 tysięcy ton na centymetr sześcienny i średnicy nieprzekraczającej 100 kilometrów, składające się z odkrytych przez Chadwicka neutronów.
Astronomowie już wcześniej zaobserwowali pewną klasę gwiazd, które nagle bardzo mocno rozbłyskają, a potem ciemnieją, i nazwali je słowem „nowa”, co miało się kojarzyć z „nową gwiazdą” (ponieważ takie nagłe pojaśnienie wiązali z pojawieniem się „nowej” dla nas gwiazdy). Baade i Zwicky doszli do wniosku, że ich wybuchająca gwiazda zasługuje na własną klasyfikację, i nazwali ją „supernowa”. 

1.
Określenie zapożyczone z popularnej w kręgu kultury anglosaskiej bajki O Złotowłosej i trzech misiach, w której Złotowłosa znajduje trzy miski z owsianką: jedna jest za gorąca, druga za zimna, a trzecia w sam raz (przyp. tłum.).