Читать книгу Opowieść o początku. Wielka historia wszystkiego - David Enßlen Christian - Страница 13

Bez względu na to jak dziwna może się wydawać ta historia, gdy słyszy się ją po raz pierwszy, warto potraktować ją poważnie, ponieważ poparta została ogromną liczbą dowodów.

Pierwszą wskazówką, że Wielki Wybuch naprawdę nastąpił, było odkrycie, iż wszechświat się rozszerza. Jeśli teraz się rozszerza, to logika podpowiada nam, że kiedyś w odległej przeszłości musiał on być nieskończenie mały. Wiemy na pewno, że wszechświat się rozszerza, ponieważ mamy instrumenty i techniki obserwacyjne, które nie były dostępne tubylcom znad jeziora Mungo, chociaż możemy być pewni, że byli znakomitymi astronomami, mimo że mogli badać wszechświat jedynie gołym okiem.

Większość astronomów od czasów Newtona zakładała, że wszechświat musi być nieskończony, ponieważ gdyby tak nie było, prawa grawitacji powinny zgromadzić jego zawartość w jedną zwartą masę jak olej w misce olejowej. Do XIX wieku astronomowie dysponowali już wystarczająco precyzyjnymi narzędziami, aby zacząć wskazywać rozmieszczenie gwiazd i galaktyk, a stworzone przez nich mapy astronomiczne zaczęły ukazywać zupełnie inny obraz wszechświata.

Kreślenie map wszechświata rozpoczęło się od identyfikowania mglistych, rozmytych plam, które pojawiły się na wszystkich mapach gwiazd. (Teraz wiemy, że większość z tych mgławic to całe galaktyki, a w każdej z nich mieszczą się miliardy gwiazd). Jak odległe były te mgławice? Czym dokładnie były? Czy się poruszały? Z biegiem czasu astronomowie nauczyli się, jak ze światła emitowanego przez gwiazdy czerpać o nich coraz więcej informacji. Informacje dotyczyły ich odległości od nas oraz tego, czy się zbliżają, czy oddalają.

Jedna z najbardziej zmyślnych metod badania ruchu gwiazd i mgławic wykorzystuje efekt Dopplera (nazwany tak na cześć dziewiętnastowiecznego austriackiego matematyka, Christiana Andreasa Dopplera) do pomiaru prędkości, z jaką gwiazdy lub mgławice zbliżają się lub oddalają od nas. Energia rozchodzi się falami, a fale, podobnie jak te obserwowane na plaży, mają określoną częstotliwość. Osiągają najwyższe wychylenie w regularnym tempie, który można zmierzyć. Ale częstotliwość ta zmienia się, jeśli się poruszamy. Jeśli wskoczymy do oceanu i zaczniemy płynąć, pozornie częstotliwość, z jaką będziemy napotykać fale, wzrośnie. To samo się dzieje z falami dźwiękowymi. Jeśli obiekt, taki jak motocykl wydający warkot silnika zbliża się, częstotliwość fal dźwiękowych będzie się zwiększać, a nasze uszy będą interpretować wyższą częstotliwość jako wyższy ton. Gdy motocykl nas minie, ton ten opadnie, bo teraz fale ulegają rozciągnięciu. Jednak motocyklista, który oczywiście nie porusza się w stosunku do motocykla, słyszy stale ten sam ton. Efekt Dopplera stanowi pozorną zmianę częstotliwości emisji fal elektromagnetycznych, gdy obiekty się do siebie zbliżają lub oddalają.

Ta sama zasada dotyczy światła emitowanego przez gwiazdy. Jeśli gwiazda lub galaktyka porusza się w kierunku Ziemi, częstotliwość jej fal świetlnych będzie się zwiększać. Nasze oczy interpretują światło widzialne o wyższej częstotliwości jako światło niebieskie, mówi się wtedy, że przesunęło się w kierunku niebieskiego końca widma elektromagnetycznego. Ale jeśli obiekt odsunie się od Ziemi, częstotliwość jego światła będzie się przesuwać w kierunku czerwonego końca spektrum; astronomowie wówczas twierdzą, że jest przesunięty w kierunku czerwieni. I możemy wtedy wskazać, jak szybko porusza się dana gwiazda lub galaktyka, mierząc, o ile zmieniła się określona częstotliwość.

W 1814 roku młody niemiecki naukowiec, Joseph von Fraunhofer, stworzył pierwszy spektroskop analityczny, wyspecjalizowany pryzmat, który rozszczepia częstotliwość światła gwiazd, tak jak szklany pryzmat dzieli światło na kolory tęczy. Fraunhofer odkrył, że spektrum światła słonecznego miało cienkie, ciemne linie o określonej częstotliwości, tak jakby kosmologiczne kody kreskowe. Dwaj inni niemieccy naukowcy, Gustav Kirchhoff i Robert Bunsen, w końcu wykazali w warunkach laboratoryjnych, że poszczególne pierwiastki emitują lub pochłaniają energię świetlną o określonej częstotliwości. Wydawało się, że ciemne linie stanowią obraz światła pochodzącego z jądra Słońca, a pochłoniętego przez atomy różnych pierwiastków znajdujących się w chłodnych zewnętrznych powłokach Słońca. Zmniejszało to energię na tych częstotliwościach, pozostawiając ciemne linie na widmie emisji. Nazywamy te ciemne linie liniami ­absorpcyjnymi, a różne pierwiastki generują różne wzory linii absorpcyjnych. Na przykład istnieją linie, które są typowe dla węgla i żelaza. Jeśli światło gwiazd jest przesunięte w kierunku czerwieni, wszystkie te linie przesuwają się na czerwony koniec spektrum, a my możemy nawet dokładnie zmierzyć, jak daleko się przesunęły. To jest w rękach astronoma ni mniej, ni więcej odpowiednik policyjnego fotoradaru.

Na początku XX wieku amerykański astronom, Vesto Slipher, użył tych technik, aby wykazać, że zaskakująca liczba obiektów astronomicznych została przesunięta w obszary czerwieni, co znaczy, że oddalały się one od Ziemi i robiły to dość szybko. Rozproszenie to wydawało się bardzo dziwne. Jego prawdziwe znaczenie stało się jasne dopiero wtedy, gdy inny amerykański astronom, Edwin Hubble, połączył te odkrycia z pomiarami odległości do tych odległych obiektów.

Szacowanie odległości do gwiazd i mgławic jest trudne. Zasadniczo, tak jak przyjmowali to Grecy, dla potwierdzenia można tu skorzystać z metody paralaksy. W ciągu miesięcy, gdy Ziemia obraca się wokół Słońca, da się zaobserwować, czy niektóre gwiazdy na nocnym niebie przesuwają się względem innych gwiazd. Jeśli tak, to za pomocą zasad trygonometrii, można sprawdzić, jak daleko się znajdują. Niestety, nawet najbliższa gwiazda, Proxima Centauri, jest tak bardzo oddalona (około czterech lat świetlnych od Ziemi), że bez wyrafinowanego sprzętu nie można wykryć żadnego ruchu. Dopiero w XIX wieku astronomowie byli w stanie zmierzyć odległość do najbliższych gwiazd za pomocą paralaksy. W każdym razie obiekty, które studiował Vesto Slipher, były znacznie dalej.

Na szczęście na początku XX wieku Henrietta Leavitt, astronomka z Obserwatorium Harvarda, znalazła sposób na zmierzenie odległości do oddalonych gwiazd i mgławic za pomocą szczególnego typu gwiazdy znanej jako zmienna cefeidalna — gwiazdy, której jasność zmienia się z dużą regularnością (Gwiazda Polarna jest przykładem takiej właśnie cefeidy). Odkryła ona prostą korelację między częstotliwością obserwowanych wariacji a luminacją gwiazdy, czy też jej jasnością, więc mogła również obliczyć jasność absolutną cefeidy. Następnie, porównując ją z jasnością pozorną widzianą z Ziemi, mogła obliczyć, jak bardzo jest oddalona, ponieważ ilość światła gwiazdy zmniejsza się o kwadrat odległości, jaką musi pokonać. Ta wspaniała technika pozwoliła astronomom odkryć świece standardowe, których akurat Edwin Hubble potrzebował, aby dokonać dwóch przełomowych odkryć dotyczących naszego wszechświata.

Na początku XX wieku większość astronomów uważała, że cały wszechświat mieści się w obrębie naszej Galaktyki, w Drodze Mlecznej. W 1923 roku Hubble użył jednego z najpotężniejszych teleskopów na świecie w Obserwatorium Mount Wilson w Los Angeles, aby wykazać, że zmienne cefeidalne w tak zwanej Mgławicy Andromedy były tak odległe, że nie mogły się znajdować w naszej Galaktyce. To zaś dowiodło czegoś, co niektórzy astronomowie już wcześniej podejrzewali: że wszechświat jest znacznie większy niż Droga Mleczna i składa się z wielu galaktyk, a nie tylko z naszej.

Hubble dokonał jeszcze jednego, bardziej zadziwiającego odkrycia, kiedy za pomocą zmiennych cefeid zaczął mierzyć odległość do wielu innych odległych obiektów. W 1929 roku udowodnił, że prawie wszystkie galaktyki oddalają się od nas i że najodleglejsze obiekty wydają się mieć największe przesunięcia widma w kierunku czerwieni. Innymi słowy, im bardziej oddalony był dany obiekt, tym szybciej się oddalał. A to sugerowało, że cały wszechświat się rozszerza. Belgijski astronom, Georges Lemaître, podejrzewał to już wcześniej z czysto teoretycznych względów. I, jak sam podkreślał, skoro wszechświat obecnie się rozszerza, to kiedyś w przeszłości, wszystko w nim zawarte musiało być skompresowane w maleńką przestrzeń, innymi słowy w coś, co określił mianem atomu ­pierwotnego.

Dla większości astronomów idea rozszerzającego się wszechświata była szokiem i przyjęli oni, że w obliczeniach Hubble’a wystąpił błąd. Sam Hubble nie był wcale tego pewien, a Einstein wręcz był tak przekonany, że wszechświat jest stabilny, że manipulował równaniami ogólnej teorii względności, aby wykazać jego stabilność, wprowadzając termin stałej ­kosmologicznej.

Sceptycyzm astronomów brał się poniekąd z tego, że rzeczywiście istniały pewne problemy z szacunkami Hubble’a. Obliczył on bowiem, że ekspansja wszechświata rozpoczęła się zaledwie dwa miliardy lat temu, ale astronomowie już wiedzieli, że Ziemia i Układ Słoneczny są znacznie starsze. To jeden z powodów, dla których przez kilka dziesięcioleci większość astronomów co prawda uważała pomysł rozszerzającego się wszechświata za arcyciekawy, ale prawdopodobnie błędny. Wielu wolało alternatywną koncepcję wszechświata w stanie statycznym, zaproponowaną w 1948 roku przez Hermanna Bondiego, Thomasa Golda i Freda Hoyle’a. Owszem, jak zgodzili się zwolennicy modelu statycznego, galaktyki zdawały się oddalać, ale jednocześnie powstawała nowa materia, więc w dużych skalach wszechświat pozostawał w tej samej gęstości i niewiele się zmieniał.

Ostatecznie jednak dowody przechyliły szalę na korzyść koncepcji ekspansji wszechświata. W latach czterdziestych Walter Baade, pracujący w Obserwatorium Mount Wilson w Los Angeles (to samo obserwatorium, w którym pracował Hubble), wykazał, że istnieją dwa typy gwiazd zmiennych cefeidalnych, i dawały one dwa różne szacunki odległości. Weryfikacja obliczeń Baade’a wskazała na to, że Wielki Wybuch musiał nastąpić ponad dziesięć miliardów lat temu (obecnie najlepsze szacunki sugerują, że było to nawet 13,82 miliarda lat temu). Zamknęło to wreszcie problem chronologii. Dziś nie znamy obiektów astronomicznych starszych niż 13,82 miliarda lat, co jest mocnym argumentem za słusznością kosmologii Wielkiego Wybuchu. W końcu, jeśli wszechświat byłby niezmienny i odwieczny, to tak naprawdę powinno istnieć wiele obiektów, których wiek przekraczałby 13,8 miliarda lat.

Rozstrzygające dowody pojawiły się w połowie lat sześćdziesiątych XX wieku i dotyczyły odkrycia kosmicznego promieniowania tła (CMBR). Jest to promieniowanie emitowane podczas powstawania pierwszych atomów, około 380 tysięcy lat po Wielkim Wybuchu. CMBR okazało się kluczowym dowodem rozszerzającego się wszechświata. Dlaczego?

W latach czterdziestych niektórzy astronomowie i fizycy byli pod takim wrażeniem danych Hubble’a, że próbowali się dowiedzieć, co by się stało, gdyby naprawdę Wielki Wybuch nastąpił. Jaki byłby wszechświat na początku, gdyby wszystko zostało skompresowane w przestrzeni jednego atomu pierwotnego? Gdyby Hubble i Lemaître mieli rację, wczesny wszechświat byłby bardzo gęsty i gorący, a to oznacza, że musiał szybko się rozszerzać i ulegać ochłodzeniu. Jak zachowuje się materia i energia w tak ekstremalnych warunkach? Podczas drugiej wojny światowej Projekt Manhattan, związany z budową bomby atomowej, zachęcił do badań w dziedzinie fizyki bardzo wysokich temperatur. Pod koniec lat czterdziestych urodzony w Rosji fizyk, George Gamow, wykorzystał odkrycia towarzyszące pracom nad Projektem Manhattan, aby sprawdzić, co prawdopodobnie się działo we wszechświecie tuż po Wielkim Wybuchu. Wraz z kolegą, Ralphem Alpherem, stwierdził, że wszechświat w końcu musiał wystygnąć na tyle, by powstały atomy, a kiedy powstały pierwsze atomy, powinno było nastąpić ogromne uwolnienie energii, gdyż fotony uciekły z silnie naładowanej plazmy, która istniała w erze przedatomowej, i zaczęły płynąć swobodnie przez elektrycznie obojętny wszechświat. Co więcej, o czym byli niezbicie przekonani, ten błysk energii powinien być nadal wykrywalny, chociaż jego częstotliwość byłaby teraz bliska zeru, ponieważ uległa już rozciągnięciu w rozszerzającym się wszechświecie. Gdyby naukowcy przyjrzeli się uważnie, w temperaturach zbliżonych do zera bezwzględnego odkryliby promieniowanie dobiegające ze wszystkich stron. Dla wielu było to dość szalonym pomysłem, dlatego nikt nie zaczął w tak niskiej temperaturze szukać promieniowania przenikającego cały wszechświat.

W 1964 roku błysk promieniowania proponowany przez Gamowa wykryto przypadkowo. W Bell Labs w Holmdel w New Jersey, dwóch radioastronomów, Arno Penzias i Robert Wilson, budowali precyzyjną antenę radiową do komunikacji ze sztucznymi satelitami. Aby wyeliminować interferencje, ochłodzono odbiornik do około 3,5 stopnia Celsjusza powyżej zera absolutnego, ale mimo tak niskiej temperatury nie pozbyli się brzęczenia. Wydawało się, że dochodzi ono ze wszystkich stron, jasne więc było, że nie pochodzi z jakiejś masywnej gwiezdnej eksplozji. Podejrzewając usterkę w swoim odbiorniku, przegonili parę gołębi siedzących na przypominającej rogi antenie i usunęli pozostawione przez nie odchody, ale to nie miało znaczenia. (Niestety, gołębie próbowały wrócić na antenę i ostatecznie musiały zostać zastrzelone). W nieodległym Princeton zespół astronomów pod kierownictwem Roberta Dicke’a właśnie zaczął szukać promieniowania tła Gamowa, kiedy usłyszeli o obserwacjach Penziasa i Wilsona. Natychmiast uświadomili sobie, że energia ta została skądś zaczerpnięta. Obie ekipy postanowiły współpracować przy pracach opisujących to odkrycie. Argumentowali, że prawdopodobnie jest to energia powstała tuż po Wielkim Wybuchu, zasugerowana przez Gamowa.

Odkrycie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła przekonało większość astronomów, że Wielki Wybuch jest faktem, ponieważ żadna inna teoria nie może wyjaśnić tego wszechprzenikającego promieniowania. Snucie dziwnych, ale ostatecznie pomyślnych prognoz takich jak ta, jest jednym z najpotężniejszych sposobów przekonania naukowców, że własna teoria jest trafna. Wszechświat, jak się wydawało, naprawdę się rozszerza i naprawdę powstał w wyniku Wielkiego Wybuchu.

Dziś dowody, że nasz wszechświat powstał z Wielkiego Wybuchu, są zdecydowane. Wiele szczegółów pozostaje jeszcze do ustalenia, ale na razie podstawowa idea jest mocno ugruntowana jako pierwszy rozdział nowoczesnej historii początku. To jest właśnie ów wspomniany na początku bootstrapping. A ponieważ fizyka kwantowa dopuszcza, by coś wyłoniło się z próżni, wydaje się, że cały wszechświat rzeczywiście wyłonił się z czegoś w rodzaju nicości, aczkolwiek pełnej potencjału14.

1 Richard S. Westfall, The Life of Isaac Newton, Cambridge, Cambridge University Press, 1993, s. 259.

2 Bertrand Russell, „Dlaczego nie jestem chrześcijaninem”, wykład wygłoszony w Battersea Town Hall, London, March 1927. Tłumaczenie Zielona Góra, 1999.

3 Cytowane już w: David Christian, Maps of Time, s. 17.

4 Deborah Bird Rose, Nourishing Terrains: Australian Aboriginal Views of Landscape and Wilderness, Canberra, Australian Heritage Commission, 1996, s. 23.

5 Joseph Campbell, Bohater o tysiącu twarzy, tłum. Andrzej Jankowski, Zysk i S-ka Wydawnictwo, Poznań 1997, s. 196.

6 Stephen Hawking, Krótka historia czasu. tłum. Piotr Amsterdamski, Zysk i S-ka Wydawnictwo, Poznań 2007.

7 Dziękuję Elise Bohan za ten cytat z Terry’ego Pratchetta, Panowie i damy, tłum. Piotr W. Cholewa, Prószyński i S-ka, Warszawa 2002, s. 3.

8 Jeśli chodzi o paradygmaty, to do klasycznych tekstów zaliczyć trzeba: Thomas Kuhn, Struktura rewolucji naukowych, tłum. Helena Ostromęcka, Aletheia, Warszawa 2011.

9 Peter Atkins, Chemistry: A Very Short Introduction, Oxford, Oxford University Press, 2015, loc. 722, Kindle.

10 Lawrence Krauss, Wszechświat z niczego. Dlaczego istnieje raczej coś niż nic, Prószyński i S-ka, Warszawa 2014.

11 Erwin Schrödinger, Umysł i materia, tłum. Stefan Amsterdamski, Prószyński i S-ka, Warszawa 1998, s. 89

12 Campbell, Bohater o tysiącu twarzy, s. 32.

13 Peter M. Hoffmann, Life’s Ratchet: How Molecular Machines Extract Order from Chaos, New York, Basic Books, 2012, loc. 179, Kindle.

14 Aby dowiedzieć się więcej na ten temat, zob. Krauss, Wszechświat z niczego.