Początek. Jim Baggott
Читать онлайн книгу.
siebie, nigdy ich nie odpycha. Einstein zdawał sobie sprawę, że wzajemne przyciąganie grawitacyjne występujące pomiędzy wszystkimi ciałami materialnymi we Wszechświecie musi doprowadzić do jego kolapsu. Taki wynik był niepokojący, stał w sprzeczności nie tylko z dominującym poglądem, ale zapewne także z prostą obserwacją. Po kilku wiekach prowadzenia badań astronomicznych nie było żadnych dowodów na to, że wszystkie gwiazdy we Wszechświecie zmierzają ku sobie, realizując scenariusz katastroficznego kolapsu. Obserwacje wskazywały raczej na coś dokładnie przeciwnego, jak się przekonamy.
Natomiast w jego równaniach pola grawitacyjnego nie było nic, co mogłoby kolapsowi zapobiec. Jak później wyjaśniał: „Musieliśmy wprowadzić pewne rozszerzenie do równań pola, które nie jest uzasadnione naszą aktualną wiedzą o grawitacji”10.
Lewa strona najogólniejszej postaci tego równania opisuje krzywiznę czasoprzestrzeni, czyli wartość siły grawitacyjnej, która będzie działać na całą energię/masę, podsumowywaną przez prawą stronę równania. Einstein zdecydował się zmodyfikować równanie przez odjęcie od lewej strony wyrażenia zawierającego „stałą kosmologiczną”, zwykle oznaczaną symbolem Λ (lambda).
Zasadniczo wyrażenie to nasyca czasoprzestrzeń swego rodzaju dziwną, antygrawitacyjną siłą, rodzajem ujemnego ciśnienia, które rośnie wraz z odległością i przeciwstawia się efektom czasoprzestrzeni, wywoływanym przez obecność we Wszechświecie masy/ /energii. Ostrożnie dobierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein odkrył, że jest w stanie zrównoważyć przyciąganie grawitacyjne, które odpowiadało za wywoływaną przez obecność całej masy/ /energii tendencję do ściągania wszystkiego do jednego punktu, czasoprzestrzenią po drugiej stronie równania, która przejawiała tendencję do odpychania wszystkiego. W rezultacie tej operacji otrzymał doskonale zrównoważony, statyczny wszechświat.
Było to dość zgrabne rozwiązanie. Wprowadzenie stałej kosmologicznej nie zmieniało sposobu, w jaki ogólna teoria względności działa na krótszych dystansach, tak więc nic nie zagrażało sukcesowi teorii, jakim było trafne przewidywanie orbity Merkurego i zakrzywianie toru światła gwiazd. Niemniej jednak było też odrobinę „naciągane”. Nie istniały przesłanki wskazujące na konieczność istnienia stałej kosmologicznej poza tą jedną, wynikającą z ogólnego spostrzeżenia, że Wszechświat wydaje się stabilny i statyczny.
Uwolnione od uprzedzeń związanych z rodzajem wszechświata, jaki powinien wyłonić się w rozwiązaniu, sformułowane przez Einsteina równania pola pozwalajają na uzyskanie wielu różnych typów możliwych rozwiązań. W 1922 roku rosyjski fizyk i matematyk Aleksander Friedmann przedstawił kilka różnych rozwiązań oryginalnych równań Einsteina. Nie był zainteresowany w jakiś szczególny sposób odzwierciedleniem naszego własnego Wszechświata, zamiast tego zamierzał zbadać różne możliwości, dopuszczalne z punktu widzenia matematyki. Skoro tak, postanowił nie odrzucać wprowadzonego przez Einsteina kosmologicznego wyrażenia, ale założył, iż może ono przyjmować każdą wartość, także zerową.
Friedmann odkrył szereg różnych możliwych modeli wszechświata, których właściwości i ewolucja zależały od relacji między ilością masy i wielkością stałej kosmologicznej. Skupił swoją uwagę na rozwiązaniach o dodatniej krzywiźnie czasoprzestrzeni, pokazując, że modele takie mogą opisywać zapadanie się lub rozszerzanie. Najbardziej zafascynowały go rozwiązania oparte na założeniu, iż stała kosmologiczna jest równa zeru, które podlegały oscylacji, przechodząc z fazy ekspansji w fazę kontrakcji i odwrotnie, okres oscylacji zaś zależał od ilości masy.
O wszechświecie, w którym gęstość masy/energii jest duża (gdy w danej objętości przestrzeni dużo jest masywnych obiektów), a tempo ekspansji umiarkowane, mówimy, że jest „zamknięty”. Przez jakiś czas będzie się rozszerzał, po czym ekspansja ulegnie spowolnieniu, następnie zatrzyma się całkowicie, aby zmienić się w kolaps. Czasoprzestrzeń w takim wszechświecie ma dodatnią krzywiznę. Kilka lat później Friedmann przyjrzał się wszechświatom, w których czasoprzestrzeń ma ujemną krzywiznę. Takie wszechświaty są nieskończone, mówimy o nich, że są „otwarte” i będą rozszerzały się wiecznie.
Niestety, Friedmann zmarł na tyfus w 1925 roku. Jego rozwiązania rozszerzających się wszechświatów zostały jednak ponownie odkryte w 1927 roku przez belgijskiego teoretyka (i księdza katolickiego), ojca Georges’a Lemaître’a. Einstein początkowo odrzucał ideę rozszerzającego się Wszechświata, jednak gdy na początku lat trzydziestych XX wieku pojawiły się dowody w postaci obserwacji astronomicznych11, sugerujących dość jednoznacznie, iż naprawdę się on rozszerza, uczony pogodził się z tym, że był w błędzie, wyraził też żal, że sfuszerował swoje równania12.
Dowody przemawiające za rozszerzającym się Wszechświatem stały się przytłaczające w 1965 roku, gdy odkryto mikrofalowe promieniowanie tła. Stanowi ono zimną pozostałość po gorącym promieniowaniu, jakie wypełniało Wszechświat krótko po jego narodzinach. Przyjrzymy się temu zagadnieniu w rozdziale 3.
Co jednak sprawia, że Wszechświat się rozszerza? W artykule opublikowanym w 1933 roku Lemaître sugerował, iż ekspansja wywoływana jest przez fakt, że pusta czasoprzestrzeń w rzeczywistości wcale nie jest pusta. Einstein wprowadził swoje wyrażenie kosmologiczne po lewej stronie sformułowanego przez siebie równania pola, jako modyfikację samej czasoprzestrzeni, która miała na celu równoważyć efekty zakrzywienia wywoływane przez całą masę/energię we Wszechświecie. Wystarczy jednak jedna chwila i skromna wiedza z zakresu algebry, aby przesunąć wyrażenie kosmologiczne z lewej strony równania (opisującej czasoprzestrzeń) na stronę prawą (skojarzonej z masą/energią). Teraz reprezentuje ono dodatni wkład do całkowitej masy/energii Wszechświata. Nie jest to znajoma masa/energia, jaką łączymy z gwiazdami, planetami i ludźmi. Należy pojmować je raczej jako formę energii „pustej” czasoprzestrzeni, czasami nazywanej energią próżni13.
Wydaje się, że artykuł Lemaître’a znalazł niewielki oddźwięk w tamtym czasie. Warto mimo to pamiętać o związku tempa ekspansji czasoprzestrzeni z energią próżni. Już niedługo znowu będziemy go potrzebować.
CZAS, ROZMIAR I TEMPERATURA
Nareszcie możemy zamknąć przygotowania, jesteśmy gotowi rozpocząć imprezę. Jeśli Wszechświat rozszerza się, to prosta logika podpowiada, że można „cofnąć wskazówki zegara” i dojść do wniosku, że musiał on mieć początek w jakimś punkcie na osi czasu. Z powodów, które staną się oczywiste po lekturze następnych rozdziałów, obecnie uważa się, że początek ten nastąpił około 13,8 miliarda lat temu.
Po przyjęciu tego punktu wyjścia badanie ewolucji Wszechświata przypomina analizowanie ewolucji jednorodnej kuli gorącej, gęstej materii, która właśnie zrodziła się w potężnej eksplozji. Zmiennymi, na które musimy zwrócić szczególną uwagę, są czas, rozmiar i temperatura. W miarę upływu czasu Wszechświat rozszerza się, zwiększając swoje rozmiary. W miarę zyskiwania rozmiarów zaś – ochładza. Wraz z jego ochładzaniem zmienia się forma tego, co go wypełnia.
Rysunek 3(a) w dość typowy sposób obrazuje ekspansję Wszechświata od Wielkiego Wybuchu do dnia dzisiejszego. Na diagramie trójwymiarowy Wszechświat został przedstawiony w postaci dwuwymiarowego przekroju, natomiast ekspansję odzwierciedla zmieniająca się w miarę upływu czasu wielkość powierzchni przekroju. We wnętrzu rozszerzającego się przekroju znajdują się różne obiekty (gwiazdy, galaktyki i planety).
RYSUNEK 3 (a) Dość typowy sposób przedstawienia ekspansji