Szanowny Użytkowniku,

25 maja 2018 roku zaczyna obowiązywać Rozporządzenie Parlamentu Europejskiego i Rady (UE) 2016/679 z dnia 27 kwietnia 2016 r. w sprawie ochrony osób fizycznych w związku z przetwarzaniem danych osobowych i w sprawie swobodnego przepływu takich danych oraz uchylenia dyrektywy 95/46/WE (określane jako „RODO”, „ORODO”, „GDPR” lub „Ogólne Rozporządzenie o Ochronie Danych”). W związku z tym informujemy, że wprowadziliśmy zmiany w Regulaminie Serwisu i Polityce Prywatności. Prosimy o poświęcenie kilku minut, aby się z nimi zapoznać. Możliwe jest to tutaj.

Rozumiem

A jednak się rozszerza – z dziejów Wszechświata dynamicznego

A jednak się rozszerza – z dziejów Wszechświata dynamicznego

08.06.2018
Czyta się kilka minut
Od czasów Newtona utrwaliło się przekonanie, że Wszechświat jest nieskończony czasowo i przestrzennie, a ponadto zawsze taki był i będzie. Koncepcja przeciwna, czyli Wszechświata dynamicznego, formowała się stopniowo, a najważniejszym okresem jej rozwoju były lata 1917-1927.
Albert Einstein ze swoją drugą żoną Elsą (Wikimedia Commons)
A

Albert Einstein wkracza do naszej historii w roku 1917, gdy przedstawia swój słynny opis teoretyczny czasoprzestrzeni Wszechświata. Zanim jednak powiemy o tym szerzej, warto wspomnieć postać Vesto Sliphera. Ten amerykański naukowiec już od 1902 roku prowadził obserwacje astronomiczne, a największe sukcesy osiągnął w badaniach nad mgławicami spiralnymi (dzisiaj określanymi jako galaktyki spiralne). Dzięki wynikom Sliphera można było stwierdzić tak zwaną ucieczkę mgławic spiralnych, czyli oddalanie się od nas odległych obiektów astronomicznych, co stanowiło jedno z najważniejszych wydarzeń na drodze do dynamicznego obrazu Wszechświata.

Rok 1915 przynosi nam ogólną teorię względności (OTW) – to wtedy Einstein przedstawił ogólny matematyczny opis zakrzywionej czasoprzestrzeni. Przez dwa kolejne lata Einstein próbował zastosować ten opis do zagadnień kosmologicznych. OTW przedstawia się w pewnych równaniach zwanych równaniami pola grawitacyjnego (albo po prostu równaniami pola). Równania pola zawierają wielkości występujące po ich lewej stronie (odzwierciedlające geometrię czasoprzestrzeni) oraz po prawej (rozkład masy i innych form energii we Wszechświecie). Wyrażona jest w nich więc naczelna zasada ogólnej teorii względności: „rozkład masy generuje strukturę geometryczną czasoprzestrzeni”. Rozwiązania tych równań dostarczają konkretnych modeli kosmologicznych. W głowach osób, które nie zajmują się zawodowo fizyką, może zrodzić się ważne pytanie: na czym polega „rozwiązywanie” równań pola? Najogólniej rzecz biorąc, należy zadać pewien rozkład masy (któremu odpowiada prawa strona równania) i szukać geometrii czasoprzestrzeni (opisywanej przez lewą stronę), która jest skutkiem zadanego rozkładu mas.

Albert Einstein wprowadził do równań pewien człon zwany stałą kosmologiczną. Dzięki tej stałej fizyk mógł spać spokojnie wiedząc, że jego Wszechświat jest statyczny. Pamiętajmy, że fizyka Einsteina nie pracowała w próżni. Miała wielkie oparcie w jego poglądach filozoficznych. Wielki fizyk zdawał sobie sprawę, że stosując równania pola do całego Wszechświata otrzyma się rozwiązania niestatyczne. Na taki zabieg jednak Einstein nie mógł się zgodzić, ponieważ przeczyłoby to filozoficznym uwarunkowaniom jego badań. Po latach Einstein przyznał, że wprowadzenie stałej kosmologicznej było błędem, ale zasłaniał się, że w tamtym okresie nie można było jej nie wprowadzić z uwagi na brak potwierdzenia empirycznego.

Holenderski fizyk i astronom Willem de Sitter zapisał się w historii nauki propozycją autorskich rozwiązań równań pola. Pracował sprawnie – już dwa miesiące po artykule Einsteina (1917) na temat statycznego modelu Wszechświata przedstawił własny, dość osobliwy model kosmologiczny. Był to model Wszechświata bez materii, tzw. pusty wszechświat de Sittera. Holender wyszedł z założenia, że jego model będzie statyczny i miał przekonanie, że istotnie taki jest mimo dostrzegania pewnych własności dynamicznych. O jakich własnościach dokładnie mowa?

De Sitter wykazał, iż jedną z własności jego modelu jest rozbieganie się cząstek próbnych oraz zmniejszanie się częstotliwości światła wraz ze zmianą odległości od obserwatora. Analiza zachowania się cząstek próbnych w modelu kosmologicznym jest jedną z metod badania właściwości modelu. De Sitter umieścił cząstki próbne w modelu pustego świata i po obliczeniach okazało się, że cząstka, na którą nie działa żadna siła, będzie się poruszać. Podobnie analizowano długość fal biegnących przez czasoprzestrzeń. Wraz ze wzrostem odległości od początku układu współrzędnych częstość drgań światła miała się zmniejszać. Teoretycznie powinno to prowadzić do przesunięć ku czerwieni w widmach odległych gwiazd.

Powyższe analizy prowadzono jedynie na papierze. W tamtym czasie dane obserwacyjne były zbyt słabe, żeby potwierdzić jakąkolwiek teorię. Pusty model de Sittera stał się mocną podwaliną pod kolejne dynamiczne propozycje rozwiązań równań pola i ze względu na swoją prostotę do dzisiaj bywa wykorzystywany w kosmologii jako dogodny punkt wyjścia do dalszych obliczeń.

Powiew świeżości ze wschodu

W okresie wzmożonej aktywności rodzącej się właśnie społeczności kosmologów – sporów, dyskusji i polemik obejmujących głównie kraje Europy Zachodniej – w Rosji spokojnie pracował pewien skromny matematyk, którego odkrycia doprowadziły do drastycznych zmian w naszym pojmowaniu Wszechświata. Aleksandr Aleksandrowicz Friedman był profesorem matematyki na Uniwersytecie w Sankt Petersburgu, jednak zajmował się również meteorologią i fizyką. Friedman zajął się równaniami pola Einsteina, uznając je po prostu za ciekawy przypadek równań różniczkowych. Rosjanin opublikował dwa słynne artykuły na ich temat w roku 1922 oraz 1924. Pierwszy z nich dotyczył niestacjonarnych rozwiązań równań pola z przestrzenią o dodatniej krzywiźnie, natomiast drugi z przestrzenią o krzywiźnie ujemnej. Pojęcie krzywizny wiąże się z przyjętą geometrią Wszechświata (mówiąc w uproszczeniu, opisuje ona „kształt” Wszechświata). Możemy wyróżnić trzy modele, w zależności od przyjętej wartości k (krzywizny): modele z płaską przestrzenią (k = 0) oparte na geometrii Euklidesa; modele z przestrzenią hiperboliczną (k = -1) opisywane geometrią Łobaczewskiego-Bolayi’a; modele ze sferyczną przestrzenią (k = +1) oparte na geometrii Riemanna.

Friedman był pierwszym fizykiem, który rozwiązał równania pola w taki sposób, że uzyskał model Wszechświata dynamicznego, ekspandującego od osobliwości początkowej. W tym miejscu możemy szukać podstaw hipotezy Wielkiego Wybuchu. Friedman stwierdził, że modele znane dotychczas, czyli statyczna koncepcja Einsteina oraz pusty świat de Sittera, są jedynie pewnymi skrajnymi przypadkami. Pomiędzy nimi natomiast rozciąga się cała paleta rozwiązań niestatycznych i niepustych. Od czasu prac Friedmana kosmologowie nie widzieli podstaw, by zachowywać w równaniach pola stałą lambda, wprowadzoną przez Einsteina.

Wspomniane na początku badania Vesto Sliphera nadały ton dalszym rozważaniom w zakresie modelu Wszechświata. Slipher już w 1912 roku zmierzył pierwsze przesunięcia ku czerwieni (redshift) w widmach galaktyk. Zjawisko to obserwujemy, gdy badamy widmo optyczne całych galaktyk, co polega na przepuszczeniu światła gwiazd przez pryzmat. Dzięki temu otrzymujemy możliwe jest zaobserwowanie charakterystycznych prążków – światła o długościach fali pochłanianych lub emitowanych przez pierwiastki tworzące gwiazdy. Prążki te można zidentyfikować, porównując je z obserwacjami pierwiastków wykonywanych w warunkach laboratoryjnych tu, na Ziemi.

Wiemy, że gdy źródło światła oddala się od obserwatora, to notowana długość fali wzrasta – zjawisko to określane jest jako efekt Dopplera. Gdy mowa o zakresie światła widzialnego, można powiedzieć, że światło staje się bardziej czerwone. Jeśli zatem obserwujemy galaktyki, a występujące w ich świetle charakterystyczne prążki są przesunięte względem wartości zmierzonych na Ziemi „ku czerwieni” (czyli znajdują się przy większych długościach fali), może to wskazywać na fakt oddalania się tych galaktyk od nas. Potwierdził to na szerszą skalę Edwin Hubble, słynny następca Sliphera, formułując w 1929 roku prawo, nazwane prawem Hubble’a. Brzmi ono następująco: prędkość ucieczki galaktyk jest wprost proporcjonalna do odległości, jaka dzieli obserwatora od danej galaktyki. Dopiero więc w tym momencie empiryczne potwierdzenie zyskały koncepcje Aleksandra Friedmana. Wszechświat w ujęciu dynamicznym wszedł na scenę kosmologiczną.

Ojciec Wielkiego Wybuchu

Późniejsze lata przyniosły wiele nowych koncepcji teoretycznych oraz obserwacji. Ogromną rolę w formowaniu idei kosmosu dynamicznego odegrał również belgijski duchowny i uczony Georges Lemaître. Określa się go mianem ojca Wielkiego Wybuchu. Lemaître niezależnie od Friedmana zaproponował dynamiczne rozwiązania równań pola w roku 1927. Do dzisiaj zresztą mówi się o modelach Friedmana-Lemaître’a. Belg rozważał głównie Wszechświat z krzywizną dodatnią (k = +1) i zestawiał swoje badania z wynikami przesunięć ku czerwieni. Okazało się, że teoria nie przeczy empirii.

Wszechświat nie rozszerza się jednak coraz wolniej. Wręcz przeciwnie – proces ten przyspiesza, co zaobserwowano w 1998 roku. Pojawiło się zasadnicze pytanie: co za to odpowiada? Kosmologowie zasugerowali istnienie tzw. ciemnej energii, która być może pełni funkcje „odpychające”. Można ją rozumieć jako fizyczny odpowiednik stałej kosmologicznej proponowanej przez Einsteina. Czymś innym jest ciemna materia – to rodzaj materii, którego nie możemy zaobserwować, natomiast oddziałuje on grawitacyjnie. Łącząc te dwa elementy otrzymamy jeden z najpowszechniej obecnie uznawanych modeli kosmologicznych – model lambda-CDM. Pierwszy człon odnosi się do stałej kosmologicznej (ciemna energia), a drugi do zimnej ciemnej materii (cold dark matter). W ramach rzeczonego modelu nie jest problemem wyjaśnienie rosnącego tempa ekspansji Wszechświata. Kosmologia prezentuje różny podział form masy i energii w gęstości kosmosu, ale, uśredniając, można przedstawić go następująco: 5% to świecąca i ciemna materia barionowa; 25% to zimna ciemna materia (niebarionowa) i 70% - ciemna energia.

Z każdą dekadą rośnie precyzja, z jaką kosmologia teoretyczna opisuje Wszechświat, a kolejne wielkie projekty obserwacyjne pozwalają na „szlifowanie” występujących w niej stałych liczbowych. Czy to oznacza, że czeka nas już tylko żmudne wyznaczanie kolejnych cyfr po przecinku? Nie wygląda na to. W modelach kosmologicznych jest wystarczająco dużo „stopni swobody”, aby można je było wypełnić naprawdę zaskakującą treścią. Czy Wszechświat jest nieskończony przestrzennie? Czy jest płaski, czy też cechuje się niewielką krzywizną? Niezwykłe jest to, że na tego typu pytania możemy próbować odpowiadać, odwołując się do coraz bardziej obfitej bazy obserwacyjnej.

W najbliższych dekadach prawdopodobnie dowiemy się rzeczy, o których nie śniło się Einsteinowi czy Lemaîtrowi.

Dodaj komentarz

Usługodawca nie ponosi odpowiedzialności za treści zamieszczane przez Użytkowników w ramach komentarzy do Materiałów udostępnianych przez Usługodawcę.

Zapoznaj się z Regułami forum
Jeśli widzisz komentarz naruszający prawo lub dobre obyczaje, zgłoś go klikając w link "Zgłoś naruszenie" pod komentarzem.

Zaloguj się albo zarejestruj aby dodać komentarz