Początek. Jim Baggott
Читать онлайн книгу.
chyba że zostanie kopnięty lub rzucony, a wtedy, lecąc w powietrzu, przyspiesza do pewnej prędkości końcowej. Czym jednak, mówiąc precyzyjniej, jest to coś, co trzyma na uwięzi Księżyc i nakazuje mu poddać się grawitacyjnemu uściskowi Ziemi? Jakim sposobem Księżyc podnosi wody popołudniowej fali przypływu? Kiedy szklanka z koktajlem wyślizguje się z ręki gościa, co takiego chwyta ją i zmusza do roztrzaskania o drewniany parkiet zaledwie metr niżej?
Newton był w rozterce. Jego siła grawitacyjna zdawała się wywierać jakieś osobliwe działanie na odległość. Obiekty wpływały na siebie wzajemnie, nic sobie nie robiąc z dzielących je ogromnych odległości pustej przestrzeni, nie wymieniając między sobą nic, co dałoby się wykryć. Krytycy oskarżali go o włączenie do jego teorii mechaniki „elementów okultystycznych”.
Część rozwiązania tej zagadki wpadła Einsteinowi do głowy w listopadzie 1907 roku, podczas zwyczajnego dnia pracy w urzędzie patentowym, gdzie zdążył otrzymać awans na eksperta technicznego drugiej klasy. Jak później wspominał: „Siedziałem w fotelu w moim gabinecie, w urzędzie patentowym w Bernie. Nagle uderzyła mnie myśl: przecież spadający swobodnie człowiek nie czuje własnego ciężaru”7.
Poczyniwszy to zdumiewająco proste spostrzeżenie, Einstein zdał sobie sprawę, że lokalnie jednakowo odbieramy wrażenie oddziaływania grawitacyjnego i skutek przyspieszania. Nazwał to zasadą równoważności. Rozgryzienie wszystkich niuansów tego stwierdzenia zajęło mu kolejne osiem lat i wymagało zaakceptowania jeszcze jednego niezwykłego połączenia, tym razem grawitacji i geometrii.
Geometria, o której uczymy się w szkole, jest geometrią euklidesową, zawdzięczającą swą nazwę działającemu w starożytnej Grecji matematykowi, Euklidesowi z Aleksandrii. W geometrii tej równoległe linie nigdy się nie przecinają, kąty wewnętrzne trójkąta zawsze sumują się do 180 stopni, a obwód koła jest równy iloczynowi podwojonego promienia i liczby π. Jest to geometria kojarzona z rodzajem trójwymiarowej przestrzeni, którą matematycy nazywają „płaską”. Uczymy się o geometrii euklidesowej, ponieważ tak się składa, że czasoprzestrzeń naszego Wszechświata jest płaska.
W płaskiej przestrzeni najkrótsza droga między dwoma punktami wypada, oczywiście, na łączącej te punkty linii prostej. Jak wygląda jednak najkrótsza droga między Londynem i Sydney w Australii? Można sprawdzić: miasta te dzielą 16 983 kilometry. Jednak nie w linii prostej. Powierzchnia Ziemi jest zakrzywiona, toteż na takiej powierzchni najkrótsza droga między dwoma punktami jest linią krzywą nazywaną geodezyjną.
I teraz następuje zapierający dech w piersi poryw wyobraźni. A co, jeśli czasoprzestrzeń w pobliżu dużych obiektów nie jest „płaska”? Jeśli jest zakrzywiona? Einstein zdał sobie sprawę, że można pozbyć się sugerowanych przez teorię grawitacji Newtona działań na odległość i zastąpić je zakrzywieniem czasoprzestrzeni. Obiekt o dużej masie/energii zakrzywia czasoprzestrzeń wokół siebie i znajdujące się w pobliżu ciała podążają ku niemu po najkrótszej drodze, determinowanej przez tę zakrzywioną czasoprzestrzeń.
Wiele lat później amerykański fizyk John Wheeler podsumował tę sytuację dość lakonicznym stwierdzeniem: „Czasoprzestrzeń mówi materii, jak ma się poruszać; materia mówi czasoprzestrzeni, jak ma się zakrzywiać”8. W ogólnej teorii względności grawitacja nie jest siłą, którą materia wywiera na materię. Jest to siła, jaką materia (lub, mówiąc ściśle, masa/energia) wywiera na samą czasoprzestrzeń. Ciała również doświadczają wzajemnego przyciągania grawitacyjnego, ale przyciąganie to funkcjonuje w sposób pośredni, przenoszone pomiędzy nimi przez krzywiznę czasoprzestrzeni.
Efekty te są subtelne, niemniej jednak zupełnie realne. Ogólna teoria względności prawidłowo przewiduje pewne osobliwości orbity Merkurego, których źródłem jest występujące w pobliżu Słońca zakrzywienie czasoprzestrzeni, a z którymi nie radzi sobie teoria grawitacji Newtona. I choć światło odległych gwiazd biegnie ku Ziemi po linii prostej, to zakrzywienie czasoprzestrzeni w pobliżu Słońca sprawia, że jego tor zdaje się zakrzywiony. Kiedy w 1919 roku zademonstrowano to zjawisko w trakcie całkowitego zaćmienia Słońca, nazwisko Einsteina stało się powszechnie znane.
24 kwietnia 2004 roku na orbicie okołobiegunowej, na wysokości 642 kilometrów nad powierzchnią Ziemi, umieszczono niezwykle delikatny instrument nazwany Gravity Probe B. Na pokładzie satelity znajdowały się cztery żyroskopy, zaprojektowane w taki sposób, aby mierzyć efekty zakrzywienia czasoprzestrzeni wokół Ziemi. Aby wyeliminować niechciany moment obrotowy, satelita dokonywał obrotu wokół własnej osi raz na 78 sekund, a silniki sterujące utrzymywały pokładowy teleskop stale zorientowany na gwiazdę IM Pegasi, znajdującą się w gwiazdozbiorze Pegaza (rysunek 2).
RYSUNEK 2. Misja Gravity Probe B rozpoczęła się w kwietniu 2004 roku i dostarczyła pomiarów dwóch zjawisk związanych z krzywizną czasoprzestrzeni wokół Ziemi. Ogłoszone w maju 2011 roku wyniki stanowiły mocny dowód poprawności ogólnej teorii względności. Rysunek ukazuje satelitę poruszającego się w zakrzywionej czasoprzestrzeni wokół Ziemi, wskazującego na punkt w przestrzeni związany z gwiazdą IM Pegasi w gwiazdozbiorze Pegaza.
Zmierzono dwa efekty. Zakrzywienie czasoprzestrzeni wywoływało precesję żyroskopów9 w płaszczyźnie orbity satelity (czyli w kierunku północ–południe), zjawisko znane jako efekt geodezyjny. Drugie zjawisko znane jest pod nazwą efektu rotacyjnego. Obracając się wokół własnej osi, Ziemia ciągnie za sobą czasoprzestrzeń w płaszczyźnie prostopadłej do płaszczyzny orbity satelity (w kierunku wschód–zachód). Wywołuje tym samym drugi rodzaj precesji żyroskopów.
Wyniki badań ogłoszono na konferencji prasowej, która odbyła się 4 maja 2011 roku. Choć nieoczekiwane drgania żyroskopów skutkowały wystąpieniem znaczącej niepewności, pomiary obu zjawisk, efektu geodezyjnego i efektu rotacyjnego, dostarczyły bardzo mocnego eksperymentalnego dowodu słuszności ogólnej teorii względności.
ROZSZERZAJĄCY SIĘ WSZECHŚWIAT
Einstein zaprezentował swoją nową teorię względności Pruskiej Akademii Nauk w Berlinie w 1915 roku. Dwa lata później zastosował teorię do całego Wszechświata.
Na pierwszy rzut oka wydaje się to niewiarygodnie trudne. Jakim sposobem pojedynczy zestaw równań może opisywać cały Wszechświat? Odpowiedź brzmi: dzięki poczynieniu kilku prostych założeń. Einstein musiał założyć, że Wszechświat jest jednorodny we wszystkich kierunkach i zawiera obiekty zbudowane w taki sam sposób. Musiał też przyjąć założenie, iż Wszechświat, jaki widzimy z naszego punktu obserwacyjnego, niczym nie różni się od Wszechświata dostrzeganego z jakiegokolwiek dowolnego punktu obserwacyjnego. Innymi słowy, znajdujący się na Ziemi obserwatorzy nie zajmują wyjątkowego albo uprzywilejowanego miejsca. Obserwowany przez nas obszar jest „reprezentatywną próbką” Wszechświata jako całości.
To, co Einstein otrzymał, było niezwykle pociągającą wizją Wszechświata skończonego, niemniej jednak „bezkresnego”, niemającego brzegów. Wiemy, że ziemia, po której stąpamy, wydaje się płaska, ale gdy podejmiemy odpowiednio długą wędrówkę w jednym kierunku, przekonamy się również, że koniec końców okrążymy Ziemię i nie spadniemy poza żadną krawędź. Tak więc we wszechświecie Einsteina czasoprzestrzeń zakrzywia się w sposób, w jaki zakrzywia się powierzchnia kuli. W każdym punkcie Wszechświata czasoprzestrzeń wygląda na płaską, lecz w rzeczywistości jest łagodnie zakrzywiona.
Einstein szybko natknął się na kolejny wielki problem. Spodziewał się, że wszechświat, jaki wyłoni się z jego równań, będzie spójny z dominującym poglądem naukowym – miał to być