2016-10-21
Kategoria: Wszechświat

Kosmos Einsteina: Wielki Wybuch i Czarne Dziury

einsteins-cosmos-mainGeniusz. Roztargniony profesor. Ojciec teorii względności. Albert Einstein – o jakby nieobecnym spojrzeniu, z rozwianym na wietrze włosem, bez skarpetek, w zbyt obszernej bluzie i z pykającą fajką – taka legendarna postać została trwale zapisana w naszej pamięci. Jego wkład do nauki stawia go na równi z Isaakiem Newtonem. Nie budzi zaskoczenia fakt, że magazyn „Time” ogłosił go Człowiekiem Stulecia.

Na równi z Elvisem Presleyem i Marilyn Monroe stał się ikoną popkultury spoglądającą zagadkowo z pocztówek, okładek czasopism, T-shirtów i gigantycznych plakatów. On sam odnosiłby się do tego z najwyższą niechęcią. Wielu historyków umieszcza go na liście stu najbardziej wpływowych ludzi ostatniego milenium. Jego teorie są tak dogłębne i wnikliwe, że wnioski, które wysnuwał dziesiątki lat temu, wciąż dominują w nagłówkach, a zatem zrozumienie podstaw tych koncepcji jest rzeczą niezwykle istotną.

Dziś nawet okruchy informacji ze stołu Einsteina stwarzają nauce nowe możliwości. Czarne dziury uważane niegdyś za dziwaczny aspekt teorii Einsteina zostały obecnie zidentyfikowane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i zespołu radioteleskopów VLA (Very Large Array Radio Telescope). Istnienie pierścieni Einsteina i soczewek Einsteina zostało nie tylko potwierdzone, lecz zjawiska te znalazły zastosowanie jako główne narzędzie astronomów do badania niewidocznych obiektów w odległej przestrzeni.

Nawet „błędy” Einsteina traktuje się obecnie jako istotny wkład do naszej wiedzy o Wszechświecie. W 2001 roku astronomowie odkryli przekonujący dowód, że „stała kosmologiczna”, uważana za największą pomyłkę Einsteina, wyraża w istocie najpotężniejszą koncentrację energii we Wszechświecie i będzie decydowała o jego ostatecznym losie. W sferze eksperymentalnej dorobek Einsteina przeżywa więc renesans, w miarę jak przybywa dowodów weryfikujących jego wizje.

* * *

einsteins-universe-chronology

Czy Wszechświat ma początek? Czy Wszechświat jest skończony, czy nieskończony? Czy będzie miał swój koniec? Gdy tylko Einstein zaczął sobie zadawać pytanie, co jego teoria może powiedzieć o kosmosie, napotkał, tak jak wcześniej Newton, problemy podobne do tych, które rozważali fizycy przed wiekami.

isaac-newton-thumbW 1692 roku, pięć lat po ukończeniu arcydzieła Philosophiae naturalis principia mathematica, Newton otrzymał list od ministra Richarda Bentleya, który wywołał jego konsternację. Bentley wykazywał, że jeśli grawitacja jest zawsze siłą przyciągającą, nigdy odpychającą, to każdy nieruchomy zbiór gwiazd w sposób nieodwołalny zapadnie się w sobie. Ten prosty, lecz potencjalnie ważny wniosek stanowił zagadkę, ponieważ Wszechświat wydawał się dość stabilny, chociaż istniała możliwość, że po upływie odpowiednio długiego czasu grawitacja spowoduje zapaść całego kosmosu! Bentley wydobył kluczowy problem, przed którym staje każda kosmologia, przyjmująca, że grawitacja jest siłą przyciągającą – skończony Wszechświat bezwzględnie musi być niestabilny i dynamiczny.

Po przemyśleniu tej kłopotliwej kwestii Newton odpisał Bentleyowi, że Wszechświat, aby uniknąć grawitacyjnego kolapsu, musi składać się z nieskończonego, równomiernie rozłożonego zbioru gwiazd. Gdyby Wszechświat był rzeczywiście nieskończony, to każda gwiazda byłaby ciągnięta jednakowo w każdym kierunku, a zatem Wszechświat mógłby być stabilny, nawet jeśli grawitacja byłaby siłą wyłącznie przyciągającą. Newton ujął to tak: „Jeżeli materia byłaby równomiernie rozmieszczona w nieskończonej przestrzeni, to nigdy nie mogłaby się skupić w jedną masę […], a więc słońce i niezmienne gwiazdy mogłyby zaistnieć”.

olbers-paradoxJeśli jednak uczyni się takie założenie, pojawia się inny poważniejszy problem, zwany paradoksem Olbersa. Wyraża się on w prostym pytaniu: dlaczego nocne niebo jest czarne. Jeżeli Wszechświat jest rzeczywiście nieskończony, statyczny i jednorodny, to gdziekolwiek skierujemy wzrok, powinniśmy dostrzec na niebie jakąś gwiazdę. Powinna zatem istnieć nieskończona ilość światła emitowanego przez gwiazdy, docierającego do naszych oczu ze wszystkich kierunków, a nocne niebo powinno być jasne, a nie czarne. Jeśli więc Wszechświat byłby jednorodny i skończony, powinien się zapaść, a gdyby był nieskończony, niebo powinno jaśnieć blaskiem.

Ponad dwieście lat później Einstein stanął przed tym samym problemem, ale w zmienionej postaci. W 1915 roku Wszechświat był wygodnym miejscem, chociaż tworzyła go statyczna, pojedyncza galaktyka – Droga Mleczna. Ten jasny, świecący pas przecinający nocne niebo składał się z miliardów gwiazd. Ale kiedy Einstein zaczął rozwiązywać swoje równania, spostrzegł coś niepokojącego i nieoczekiwanego. Zakładał, że Wszechświat jest wypełniony jednorodnym gazem, co miało go upodabniać do gwiazd i obłoków pyłu. Ku swojej wielkiej konsternacji Einstein zauważył, że Wszechświat ten nigdy nie był stabilny, ale cechował się dynamizmem i miał tendencję do rozszerzania się lub kurczenia. I tak znalazł się na grząskim gruncie kosmologicznego problemu, który przez wieki stanowił zagadkę dla filozofów i fizyków takich jak Newton. Skończone wszechświaty nigdy nie będą stabilne, dopóki będzie na nie oddziaływać grawitacja.

Einstein, podobnie jak Newton, zmuszony do zajęcia stanowiska wobec faktu, że Wszechświat się kurczy lub ekspanduje, wciąż nie był skłonny do odrzucenia powszechnie obowiązującego obrazu wiecznego, statycznego Wszechświata. Mimo swego awangardowego podejścia nie był dostatecznie śmiały w poglądach, aby zaakceptować fakt, że Wszechświat się rozszerza i że ma początek. Zaproponowane przez niego rozwiązanie nie było najwyższych lotów. W 1917 roku wprowadził do swoich równań stałą kosmologiczną – coś, co można by nazwać czynnikiem empirycznym (ang. fudge factor) 1. Czynnik ten zakładał istnienie odpychającej antygrawitacji, która równoważyła przyciąganie grawitacyjne. W ten sposób uczyniono Wszechświat statycznym w drodze dekretu.

Aby przeprowadzić tę sztuczkę, Einstein doszedł do wniosku, że ogólna kowariancja, przewodnia zasada matematyczna leżąca u podstaw ogólnej teorii względności, dopuszcza istnienie dwóch możliwie ogólnie kowariantnych obiektów: krzywizny Ricciego (stanowiła fundament ogólnej teorii względności) i objętości czasoprzestrzeni. Dlatego było możliwe wprowadzenie do jego równań dodatkowego składnika, zgodnego z ogólną kowariancją i proporcjonalnego do objętości Wszechświata. Innymi słowy, stała kosmologiczna oznaczała energię pustej przestrzeni. Ten rodzaj antygrawitacji, który nazywamy obecnie ciemną energią, jest energią czystej próżni. Pod jej wpływem galaktyki przybliżają się do siebie albo też rozpraszają w przestrzeni kosmicznej. Einstein dobrał wartość stałej kosmologicznej dokładnie tak, aby mogła ona przeciwdziałać przyciąganiu powodowanemu przez grawitację, sprawiając, że Wszechświat stanie się statyczny. Einstein nie był zadowolony z tego rozwiązania, ponieważ miało ono posmak matematycznego oszustwa, lecz skoro chciał zachować Wszechświat statyczny – nie miał wyboru. (Trzeba było jeszcze osiemdziesięciu lat, aby astronomowie znaleźli w końcu dowód na istnienie stałej kosmologicznej, która, jak się obecnie uważa, stanowi dominujące źródło energii we Wszechświecie).

de-sitter-mach-thumbProblem pogłębił się w ciągu następnych kilku lat, kiedy znaleziono więcej rozwiązań einsteinowskich równań. W 1917 roku holenderski fizyk Willem de Sitter dostrzegł dziwne rozwiązanie równań Einsteina – a mianowicie Wszechświat pozbawiony materii, a mimo to wciąż ekspandujący. Jego rozszerzanie warunkowała właśnie stała kosmologiczna, energia próżni. Było to niepokojące dla Einsteina, który wciąż wierzył, tak jak Ernst Mach przed nim, że natura czasoprzestrzeni powinna być determinowana przez obecność materii we Wszechświecie. Tutaj miał do czynienia z Wszechświatem, który ekspandował bez jakiejkolwiek materii, wymagając tylko ciemnej energii do samonapędzania.

friedman-lemaitre-thumbOstateczne, radykalne kroki poczynili Aleksander Friedmann w 1922 roku i belgijski duchowny Georges Lemaître w 1927 roku, którzy wykazali, że ekspandowanie Wszechświata w naturalny sposób wynika z równań Einsteina. Friedmann otrzymał ich rozwiązanie, wychodząc od homogenicznego, izotropowego Wszechświata, którego promień rozszerza się lub kurczy. (Niestety, Friedmann zmarł w 1925 roku w Leningradzie na dur brzuszny, zanim zdążył opracować swoje własne równania). W koncepcji Friedmanna-Lemaître’a są możliwe trzy rozwiązania, zależne od gęstości Wszechświata. Jeżeli gęstość Wszechświata jest większa od pewnej krytycznej wartości, to jego ekspansja zostanie w końcu powstrzymana pod wpływem grawitacji i Wszechświat zacznie się kurczyć. (Krytyczna wartość wynosi dokładnie 10 atomów wodoru na metr sześcienny). W takim Wszechświecie ogólna krzywizna jest dodatnia (np. sfera ma krzywiznę dodatnią). Jeżeli gęstość Wszechświata będzie mniejsza od wartości krytycznej, to grawitacji nie wystarczy do odwrócenia jego ekspansji, zatem będzie się on rozszerzał bez końca. (Kiedy rozszerzy się on do momentu zwanego Wielkim Chłodem, jego temperatura osiągnie wielkość zbliżoną do zera absolutnego). W takim Wszechświecie ogólna krzywizna jest ujemna (krzywiznę ujemną mają na przykład siodło lub trąbka). Wreszcie jest możliwość, że Wszechświat zbalansuje się po osiągnięciu dokładnie wartości krytycznej (w tym przypadku także będzie się rozszerzał bez końca). Krzywizna wynosi wówczas zero, a więc taki Wszechświat jest płaski. Z tego wynika, że los Wszechświata można w zasadzie określić poprzez prosty pomiar jego średniej gęstości.

shape-universeedwin-hubble-thumbPostęp, który dokonał się w tej dziedzinie, spowodował wśród naukowców duże zamieszanie, ponieważ powstały przynajmniej trzy modele opisujące ewolucję Wszechświata (Einsteina, de Sittera i Friedmanna-Lemaître’a). Problemu nie można było rozgryźć aż do roku 1929, kiedy został w końcu rozwiązany przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble’a, którego dokonania wstrząsnęły fundamentami astronomii. On pierwszy obalił teorię jednogalaktycznego Wszechświata, wykazując obecność innych galaktyk położonych daleko poza Drogą Mleczną. (Wszechświat przestał być przytulnym zbiorem stu miliardów gwiazd tworzących pojedynczą galaktykę – stał się teraz Wszechświatem złożonym z miliardów galaktyk, z których każda składa się z miliardów gwiazd. W ciągu zaledwie jednego roku Wszechświat po prostu eksplodował). Hubble stwierdził, że potencjalnie istnieje wiele miliardów innych galaktyk i że najbliższą z nich jest Andromeda, odległa od Ziemi o niemal dwa miliony lat świetlnych. (Samo słowo „galaktyka” pochodzi od greckiego słowa „mleko”, ponieważ Grecy wierzyli, że Droga Mleczna jest mlekiem rozlanym przez bogów na nocnym niebie 2).

Już tylko ta jedna rewelacja zapewniłaby Hubble’owi sławę i miejsce wśród gigantów astronomii. Ale on poszedł dalej. W 1928 roku odbył brzemienną w skutkach podróż do Holandii, gdzie spotkał de Sittera, utrzymującego, że ogólna teoria względności Einsteina przewiduje rozszerzanie się Wszechświata, w którym istnieje prosta zależność pomiędzy odległością a przesunięciem ku czerwieni. Im dalej znajduje się jakaś galaktyka od Ziemi, tym szybciej miałaby się ona oddalać. (Takie przesunięcie ku czerwieni jest nieco inne od przesunięcia ku czerwieni rozważanego przez Einsteina jeszcze w 1915 roku. To przesunięcie jest powodowane oddalaniem się galaktyk od Ziemi w rozszerzającym się Wszechświecie. Jeżeli na przykład jakaś żółta gwiazda oddala się od nas, to prędkość emitowanej przez nią wiązki światła pozostaje stała, ale długość fali tego światła ulega „rozciągnięciu”, a zatem żółty kolor gwiazdy ulega poczerwienieniu. Analogicznie, jeżeli żółta gwiazda zbliża się do Ziemi, długość fali jej światła kurczy się i ściska niczym akordeon, a kolor gwiazdy staje się niebieskawy).

universe-redshift

Przesunięcie ku czerwieni. U góry: zmiana długości fali światła (koloru) wywołana przybliżaniem i oddalaniem (dopplerowska) źródła światła. Przy oddalaniu następuje przesunięcie ku czerwieni. Przy zbliżaniu – przesunięcie ku fioletowi. Poniżej: Widmo uzyskane na Ziemi (dolny pasek) i odebrane z odległej galaktyki (górny pasek). W tle: Ultragłębokie Pole Hubble’a (HUDF) – czerwone, małe galaktyki to obiekty najbardziej odległe od Ziemi.

vesto-slipher-thumbKiedy Hubble powrócił do obserwatorium na Mount Wilson, rozpoczął systematyczne oznaczenia przesunięcia ku czerwieni galaktyk, aby sprawdzić, czy wspomniana korelacja rzeczywiście zachodzi. Wiedział, że jeszcze w 1912 roku Vesto M. Slipher wykazał, że pewne odległe mgławice oddalają się od Ziemi, wykazując przesunięcie ku czerwieni. Teraz Hubble systematycznie obliczał przesunięcia odległych galaktyk ku czerwieni i odkrył, że galaktyki te oddalają się od Ziemi – innymi słowy, że Wszechświat rozszerza się w niezwykłym tempie. Następnie stwierdził, że uzyskane przez niego dane mogą być zgodne z sugestią de Sittera. Obecnie sformułowany przez niego wniosek nazywamy prawem Hubble’a, a brzmi ono następująco: „Im szybciej jakaś galaktyka oddala się od Ziemi, tym dalej się od niej znajduje (i vice versa)”.

Rysując wykres zależności pomiędzy odległością a prędkością, Hubble otrzymał prawie prostą linię, tak jak przewidywała ogólna teoria względności. Nachylenie tej prostej nazywane jest obecnie stałą Hubble’a. Hubble był ciekaw, jak dalece jego rezultaty są zgodne z teorią Einsteina. (Niestety, model Einsteina dotyczył materii, ale nie ruchu, a we Wszechświecie de Sittera był ruch, ale brakowało materii. Wyniki Hubble’a wydawały się zgodne z modelem Friedmanna i Lemaître’a, który uwzględniał zarówno materię, jak i ruch). W 1930 roku Einstein odbył pielgrzymkę do obserwatorium na Mount Wilson, gdzie po raz pierwszy spotkał się z Hubble’em. (Kiedy tamtejsi astronomowie dumnie przechwalali się, że dzięki gigantycznemu, największemu na świecie stucalowemu teleskopowi mogą zbadać strukturę Wszechświata, nie zrobiło to większego wrażenia na żonie Einsteina, Elsie. Powiedziała wówczas: „Mój mąż robi to na odwrocie starej koperty”). Gdy tylko Hubble zaprezentował wyjaśnienie wyników, jakie otrzymał, analizując mnóstwo galaktyk, z których każda oddalała się od Drogi Mlecznej, Einstein przyznał, że stała kosmologiczna była największą pomyłką jego życia. Stała kosmologiczna, wprowadzona przez niego, aby sztucznie stworzyć statyczny Wszechświat, stała się teraz zbyteczna. Wszechświat bowiem rozszerzał się, tak jak Einstein stwierdził już dziesięć lat wcześniej.

Poza tym równania Einsteina dawały być może najprostsze wyprowadzenie prawa Hubble’a. Załóżmy, że Wszechświat jest powiększającym się balonem, na którym zostały namalowane małe kropeczki, stanowiące odwzorowanie galaktyk. Mrówce siedzącej na jednej z tych kropeczek będzie się wydawało, że wszystkie inne kropeczki oddalają się od niej. Ponadto im dalej od mrówki znajduje się jakaś kropeczka, tym szybciej będzie się oddalała, zgodnie z prawem Hubble’a. W ten sposób równania Einsteina dają wgląd w odwieczne pytanie: czy Wszechświat ma swój kraniec. Gdyby Wszechświat kończył się murem, moglibyśmy zapytać, co jest poza tym murem. Kolumb mógł rozwiązać tę zagadkę, biorąc pod uwagę kształt Ziemi. W trzech wymiarach Ziemia jest skończona (jako kula unosząca się w przestrzeni), ale w dwóch wymiarach okazuje się nieskończona (jeśli ktoś porusza się po jej obwodzie). Jeśli więc ktoś wędruje po powierzchni Ziemi, nigdy nie znajdzie jej końca. Zatem Ziemia jest jednocześnie skończona i nieskończona, zależnie od tego, ile wymiarów bierze się pod uwagę. Nie ma w przestrzeni ceglanego muru, który wyznaczałby koniec Wszechświata, a rakieta wysłana w przestrzeń nigdy nie zderzy się z jakąś kosmiczną ścianą. Jednakże istnieje możliwość, że Wszechświat jest skończony w czterech wymiarach. (Gdyby był on czterowymiarową kulą lub hipersferą, moglibyśmy przypuszczalnie odbyć pełną podróż dookoła Wszechświata i wrócić do punktu wyjścia. W takim Wszechświecie najdalszy obiekt, który można by zobaczyć przez teleskop, znajdowałby się z tyłu naszej głowy).

Jeżeli Wszechświat rozszerza się w określonym tempie, to istnieje możliwość odwrócenia ekspansji i obliczenia, ile czasu upłynęło od momentu, w którym ta ekspansja się rozpoczęła. Innymi słowy, Wszechświat ma nie tylko swój początek, ale można też obliczyć jego wiek. (W 2003 roku dane satelitarne wykazały, że Wszechświat ma 13,7 miliarda lat 3). W 1931 roku Lemaître postulował szczególny rodzaj narodzin Wszechświata – supergorącą genezę. Jeżeli z równań Einsteina wyprowadzi się logiczny wniosek, to widać, że przebieg narodzin Wszechświata miał charakter kataklizmu.

fred-hoyle-thumbW 1949 roku brytyjski kosmolog Fred Hoyle w trakcie dyskusji w radiu BBC użył określenia „teoria Wielkiego Wybuchu” („Big Bang theory”). Ponieważ on sam lansował koncepcję konkurencyjną, rozeszła się pogłoska, że termin „Wielki Wybuch” został przez niego użyty w sensie pogardliwym (chociaż później Hoyle zaprzeczał tej historyjce). Jednakże należy zauważyć, że termin ten jest całkowicie nietrafny. Nie było żadnego wybuchu i nie był on wielki. Wszechświat rozpoczął się jako nieskończenie mała „osobliwość”. I nie było tam żadnego huku ani eksplozji w konwencjonalnym sensie, ponieważ była to ekspansja samej przestrzeni, w wyniku której gwiazdy oddalały się od siebie.

albert-einstein-time-person-of-the-century

Albert Einstein wybrany został „Człowiekiem XX wieku” – okładka wydania specjalnego magazynu „Time” z dnia 31 grudnia 1999 roku.

12

O Autorze

 > John Lennon „Imagine”: Imagine there’s no Countries... Imagine no Possession... Nothing to Kill or Die For... And no Religion too... No Need for Greed or Hunger... A Brotherhood of Man... (Niestety, John, dziś żyjemy w innym świecie. Twoje idee, lepsze czy gorsze, zostały wypaczone). Mahatma Gandhi: Na początku cię ignorują. Potem śmieją się z ciebie. Następnie z tobą walczą. W końcu wygrywasz • Siedem grzechów społecznych: polityka bez zasad, bogactwo bez pracy, przyjemność bez sumienia, wiedza bez osobowości, wiara bez poświęcenia, nauka bez człowieczeństwa oraz handel bez moralności • Religie to różne drogi prowadzące do tego samego celu. Jakaż to jest różnica, którą z nich wybierzemy? Jaki cel więc mają te kłótnie między nami? • Słabi nigdy nie potrafią przebaczać. Przebaczenie jest cnotą silnych • Jakże wielkiej daniny grzechu i błędów wymaga od człowieka bogactwo i władza • Nie znam większego grzechu niż uciskanie słabszych w imieniu Boga • Jest wiele powodów, dla których mogę być przygotowany na śmierć, ale nie ma żadnego, dla którego gotów byłbym zabić. Albert Einstein: Nie ma rzeczywistości samej w sobie, są tylko obrazy widziane z różnych perspektyw • Gdy miałem dwadzieścia lat, myślałem tylko o kochaniu. Lecz później kochałem już tylko myśleć • Tylko dwie rzeczy są nieskończone: wszechświat i ludzka głupota. Co do tej pierwszej istnieją jednak pewne wątpliwości • Nauka bez religii jest kaleka, religia bez nauki jest ślepa • Jestem bardzo głęboko religijnym niewierzącym • Gospodarcza anarchia społeczeństwa kapitalistycznego w jego dzisiejszej formie jest, moim zdaniem, prawdziwym źródłem zła • Wszyscy wokół wiedzą, że czegoś nie da się zrobić. I wtedy pojawia taki, który o tym nie wie, i on właśnie to coś robi • Nie wiem, jaka broń będzie użyta w trzeciej wojnie światowej, ale czwarta będzie na maczugi.



Ruch Lotniczy nad Ziemią 24H

Artykuły w Kategoriach:

Poznaj Chiny

Pogoda

Warszawa
2017-10-18, 05:31
Mgła
8°C
Odczuwalna: 9°C
Ciśnienie: 1020 mb
Wilgotność: 100%
Wiatr: 0 m/s S
Prognoza: 2017-10-18
dzień
Przelotne zachmurzenie
21°C
noc
Przelotne chmury
11°C
 

Teleskop Hubble'a