Ewolucja kosmosu i kosmologii [Wyd. 2. ed.] 9788301046187, 830104618X

Citation preview

michot Heller Ewolucja ko/mo/u i ko/mologii

Michał Heller

Ewolucja kosmosu i kosmologii Wydanie II

Warszawa 1985 Państwowe Wydawnictwo Naukowe

Okładkę projektował Marian Jankowski

Redaktor Barbara Pilawska

Redaktor techniczny Romana Szybińska

© Copyright by Państwowe Wydawnictwo Naukowe Warszawa 1983

ISBN 83-01 -04618-X

PAŃSTWOWE WYDAWNICTWO NAUKOWE Wydanie II. Nakład 39 850 4-150 egzemplarzy. Arkuszy wydawniczych 12,25. Arkuszy drukarskich 14. Papier offsetowy kl. III, 80 g, rola 61 cm. Oddano do reprodukcji w lipcu 1984 r. Podpisano do druku w styczniu 1985 r.

Druk ukończono w lutym 1985 r. Zamówienie nr 2520/84. R-8-1080. Cena 150 zł. Rzeszowskie Zakłady Graficzne Rzeszów, ul. Marchlewskiego 19

Spis rzeczy

Wstęp...........................................................................................................................

9

Rozdział 1. „Kosmologiczne rozważania...” Einsteina......................................... 15 Początki................................................................................................................. 15 Warunki brzegowe i stała kosmologiczna........................................................ 18 Statyczny Wszechświat Einsteina.............................................................. 21 Inspiracje................................................................................................................. 24

Rozdział 2. Dziwny świat Wilhelma de Sittera...................................................

27

Puste rozwiązanie równań pola........................................................................ Ewolucja pustki....................................................................................................... Efekt Dopplera....................................................................................................... Świat pełen paradoksów.......................................................................................

27 30 31 32

Rozdział 3. Era Hubble’a................................................................................ •.

.

35

Klisza H-335-H....................................................................................................... Początki sporu....................................................................................................... Podręcznik astronomii z XIX w........................................................................... Dwaj przeciwnicy............................................................... •.............................. Z kancelarii adwokackiej do teleskopu.............................................................. Nowa era kosmologii............................................................................................. List Hubble’a.......................................................................................................

35 37 39 42 43 48 50

.

Rozdział 4. Kosmologia Friedmana........................................................................

Tymczasem w Petersburgu.................................................................................. Pierwsza praca Friedmana.................................................................................. Druga praca Friedmana....................................................................................... Epitafium kosmologa............................................................... •.........................

53 55 57 59

5

Rozdział 5. Od obserwacji do teorii........................................................................ 61 62 64 65

Chemia gwiazd............................................................................................. Ucieczka galaktyk.......................... ;■••.'.............................................. Jeszcze raz Hubble mierzy odległość do galaktyk......................................... Ucieczka - odległość galaktyk . ............................................................................ Ł Rozdział 6. Od teorii do obserwacji.........................................................

68

.

68 68 72 74

.. ................................................................................................ , ‘ ' Praca ........................................................................................................ Spuścizna ................................................................................................................. Rozdział 7. Obserwacyjna kosmologia Hubble’a.....................■......................... .......................... Prawo Hubble’a........................................................................ Próbka Wszechświata............................................................................................. Na miarę Kopernika.............................................................................................

74 7^ 77 79

Rozdział 8. Początek i koniec Wszechświata.........................................................

79

Eddington i Lemaitre................................. ‘ ! ‘ „Koniec świata z punktu widzenia fizyki matematycznej Początek świata z punktu widzenia teorii kwantów....................................

86

Rozdział 9. Dyskusja o ewolucji Wszechświata

86 87 88 89 90 91 92 93 94

Teoria i praktyka nauki............................... Sir James Jeans.............................................. Georges Lemaitre......................................... Wilhełn. de Sitter......................................... Sir Arthur Eddington.................................... Millikan i Milnc......................................... Inni mówcy................................................... Hipoteza “Fizycznego Wszechświata . . ■ Pytania dla wyroczni....................................

Rozdział 10. Kosmologia ... ......................................................................................... 95 o7

Przywilej opozycji....................................................................... ' Równouprawnienie obserwatorów - zasada kosmologiczna.......................... Pomiary czasu i przestrzeni.............................................................................. Dwa opisy Wszechświata............................................................................ ’ Epilog...................................................................................................................... i Rozdział 11. Kosmologia . .....................................................................................

Kłopoty z Wszechświatem newtonowskim . . ............................................. Metoda i wyniki kosmologii neonewtonowskiej......................................... Tytułem komentarza.............................................................................................

6

^ ]Q1 .

102 102 ^

Rozdział 12. Geometria i termodynamika Wszechświata....................................

108

Kierunki badań.............................. Robertson i Walker; symetrie Wszechświata............................................... Tolman; termodynamika kosmosu................................................................... Dwie monografie.....................-..........................................................................

108 109 111 113

Rozdział 13. Hipoteza Pierwotnego Atomu..............................................................

116

Początkowa osobliwość....................................................................................... Wielki Wybuch....................................................................................................... Kosmologia kwantowa....................................................................................... Promieniowanie resztkowe.................................................................................. Ewolucja świata według Lemaitre’a................................................................... Nieznany komentarz Lemaitre’a........................................................................

116 117 119 120 121 124

Rozdział 14. Kosmologia Stanu Stacjonarnego.........................................................

127

Radar i kosmologia............................................................................................. Kosmologia Bondiego - Golda........................................................................ Kosmologia Hoyle’a............................................................................................. Spory o stwarzanie materii............................................................................

127 130 133 135

Rozdział 15. Kosmiczna

nukłeosynteza........................

137

Wojna i kosmogonia............................................................................................. Teoria Alfa-Beta-Gamma.................................................................................. Pierwotny atom czy Ylem.................................................................................. Przewidywania Gamowa....................................................................................... Kłopoty teorii Gamowa....................................................................................... Czy pierwiastki powstają w gwiazdach.............................................................. Nucleogenesis.......................................................................................................

137 138 140 142 144 145 146

Rozdział 16. Lata kryzysu.......................................................................................

148

Przez witrynę księgarni do kosmologii.............................................................. Einstein i kosmologia....................................................................................... Rozwiązanie paradoksu....................................................................................... Kongres Solvaya w Brukseli............................................................................. U progu nowej dekady.......................................................................................

148 149 151 153 156

Rozdział 17. Kosmologia i kwazary....................................

Pionierskie początki............................................................................................ Polowanie na radioźródła.................................................................................. Odkrycie kwazarów............................................................................................ Zagadka widm kwazarów.................................................................................. Kosmologia po odkryciu kwazarów..............................................................

158 158 162 163 164 166

7

Rozdział 18. Promieniowanie tła............................................................................. Preludium wielkiego odkrycia........................................................................ Grupa z Princeton . . . . .......................................................................... Gołębie i radioastronomia............................................................................. Uwagi na marginesie dwu artykułów............................................................. Dalsze pomiary......................................... Kosmologia po odkryciu promieniowania tła

171 172 |74 175 178

Rozdział 19. Istnienie osobliwości Miejsce . ............................................... Ludzie........................................................ Osobliwości - wielki problem kosmologii Twierdzenia o osobliwościach .... Wielkoskalowa struktura czasoprzestrzeni Perspektywy..............................................

180 182 183 184 187 190

Rozdział 20. Standardowy model kosmologiczny Ku kosmologicznej ortodoksji . Diagnoza Sciamy.......................... Scenariusz kosmicznej ewolucji . Naturalne środowisko kosmologii Niestandardowe idee.................... Brzeg historii............................... Bibliografia do poszczególnych rozdziałów

Skorowidz

.

.

Skorowidz nazwisk

.

192 198 200 204 206 208 211 219 222

Wstęp

Jednym z niewielu, niestety, naprawdę postępowych procesów dziejących się w środowisku ludzkich społeczności jest proces roz­ woju nauki. Porównując starogrecką budowlę ze współczesnym wie­ żowcem, można mieć wątpliwości co do postępu architektonicznej sztuki, ale zestawiając Philosophiae Naturalis Principia Mathematica Newtona z The Principles of Quantum Mechanics Diraca, nie można nie dostrzegać ogromnego wzbogacenia ludzkiej wiedzy nagromadzo­ nej w okresie dzielącym wydanie tych dwu książek. Naukę od przednauki najskuteczniej można odróżnić za pomocą „kryterium wzrostu”: jeżeli jakaś dziedzina ludzkiej wiedzy funkcjonuje opierając się tylko na metodzie prób i błędów oraz zastępowania jednych hipotez dru­ gimi, nie jest ona jeszcze nauką; nauka, w ścisłym tego słowa zna­ czeniu, zaczyna się z chwilą wejścia na wznoszącą się drogę wypra­ cowanej metody i nawarstwiających się wyników. Jeżeli zgodzimy się na to kryterium, to musimy przyznać, że kosmologia, wiedza o Wszechświecie jako całości, tkwiła w stanie przednauki aż do końca XIX stulecia. Rzecz bardzo interesująca, najbliższa krewna kosmologii — astronomia, zaczęła przybierać postać prawdziwej nauki jeszcze w głębokiej starożytności, na wiele stuleci przedtem, zanim inne dziedziny dociekania przyrody mogły wejść w stadium naukowości. Zagadnienia astronomiczne, dotyczące ru­ chów planet, niewątpliwie przyczyniły się do powstania mechaniki klasycznej w XVII wieku. Już sam Newton próbował stosować swoją teorię grawitacji do opisu świata jako całości, ale bez powodzenia: wyniki prowadziły do niejasności i paradoksów. W ciągu najbliż9

szych dwu stuleci fizyka czyniła ogromne postępy, ustanawiając wzo­ rzec nowoczesnej nauki. Przepaść pomiędzy rozważaniami kosmolo­ gicznymi a tym wzorcem ciągle się powiększała i jedynie sięgająca coraz dalej w głąb kosmosu obserwacyjna jego penetracja oraz po­ jawianie się nowych paradoksów, w miarę kolejnych prób dopaso­ wywania teorii do danych obserwacji, zwiastowały nadejście chwili, w której wiedza o Wszechświecie stanie się częścią fizyki. Przynaj­ mniej dziś, patrząc wstecz, tak to oceniamy. Myśliciele drugiej po­ łowy XIX wieku byli pod tym względem nastawieni bardziej scep­ tycznie. Ale też najbliższe dziesiątki lat miały im zgotować niejedną niespodziankę. Rewolucja naukowa, jaka dokonała się na przełomie XIX i XX stulecia, dotyczyła przede wszystkim podstaw fizyki.Zmiana w podsta­ wach pociągnęła za sobą zmiany w fizycznym obrazie świata. Obraz ten z mechanicznego i stosunkowo łatwo poddającego się wyobraźni stał się bardziej matematyczny i bardziej abstrakcyjny. Wyniki pierw­ szej kosmologicznej pracy Alberta Einsteina (1917) wkrótce okazały się fałszywe, ale praca ta udowodniła, że wielkoskalowa struktura Wszechświata podlega opisowi matematycznemu pod warunkiem, że stosowany aparat matematyczny jest wystarczająco abstrakcyjny. Po­ miar odległości do galaktyk i wyznaczanie przesunięcia ku czerwieni w ich widmach dostarczyły kosmologii bazy obserwacyjnej. Po pra­ cach Einsteina i Hubble’a wiedza o Wszechświecie przybrała postać nowoczesnej nauki. Przybrała postać, ale czy się nią rzeczywiście stała? Śledzenie pio­ nierskich prac kosmologicznych, ścieranie się opinii i poglądów, od­ twarzanie dyskusji i polemik, jakie toczyły się w pierwszej połowie naszego stulecia, jest pasjonującym zajęciem. Daje. ono poczucie uczestniczenia w wielkiej przygodzie ludzkości, pozwala być świad­ kiem rodzenia się nowego rozdziału ludzkiej wiedzy i doświadczenia. Były okresy kryzysów i wzrostów. Druga wojna światowa od­ wróciła na jakiś czas uwagę od dokonań kosmologicznych. Dramat rozgrywający się na Ziemi przesłonił doniosłość dramatu Wszech­ świata. Po wojnie kosmologiczne spory rozgorzały z nową siłą. Lata pięćdziesiąte (połowa stulecia) upłynęły pod znakiem dyskusji po­ między zwolennikami kosmologii Stanu Stacjonarnego (Steady State) a zwolennikami teorii Wielkiego Wybuchu (Big Bang). Właśnie wtedy, gdy pojawiły się pierwsze oznaki zmęczenia, gdy zaczęło się wydawać,

10

iż kosmologia może znowu zamienić się w jałowe polemiki, nowe techniki obserwacyjne, dojrzewające dotychczas jakby na uboczu, dały nieoczekiwane rezultaty. Odkrycie kwazarów i mikrofalowego pro­ mieniowania tła było początkiem współczesnej kosmologii. Gwałtow­ ny rozwój astronomii optycznej i radioastronomii zamienił kosmo­ logię w prawdziwą, nowoczesną naukę. Kosmologia przestała być dobudówką; stała się organiczną częścią astronomii i fizyki. Zaczęto obserwować tak odległe obszary czaso­ przestrzeni, że interpretacja wyników bez pomocy kosmologii, która jest w gruncie rzeczy niczym innym jak fizyczną teorią globalnej struktury czasoprzestrzeni, stała się zupełnie niemożliwa. Wkrótce teoria i wyniki obserwacji zaczęły się układać w spójną całość, pow­ stał tzw. standardowy model kosmologiczny. Nazwa „standardowy” przysługuje temu modelowi nie dlatego, że uznaje go większość współczesnych kosmologów, lecz dlatego, iż jest on zarówno wyni­ kiem współdziałania standardowych metod fizyki i astronomii, jak i niezbędnym narzędziem do wielu badań z dziedziny kontrolowa­ nej przez te nauki. Powstanie standardowego modelu Wszechświata bynajmniej nie zakończyło dziejów kosmologii, przeciwnie, otworzyło nowy ich roz­ dział. Jeżeli jest prawdą, że historia nauki stanowi przykład rzeczy­ wiście postępowego procesu, to możemy być pewni, iż także i w przyszłości Wszechświat ujawni nam wiele spośród swoich tajemnic. Książka, którą właśnie oddaję do rąk Czytelnika, jest próbą opo­ wieści o tej wielkiej przygodzie ludzkości, jaką są dzieje kosmolo­ gicznych idei naszego stulecia. Wyraz „przygoda” nie jest tu przy­ padkowy. Użył go w tytule jednej ze swoich książek, Adventures ofldeas (Przygody idei), wielki myśliciel naszych czasów Alfred North Whitehead. Przygoda w tym kontekście z całą pewnością nie ozna­ cza historyjki, jaka się przytrafiła, i o jakiej zapomina się na drugi dzień. Raczej należy ją porównać z tymi doświadczeniami, które wyciskają ślad na całe życie. Powstanie i rozwój nowoczesnej kos­ mologii są niewątpliwie doświadczeniem ludzkości, doświadczeniem prawdopodobnie nie w pełni jeszcze zrozumianym. Istnieją dwie znane monografie na temat historii kosmologii XX stulecia: angielska The Measure of the Universe, napisana przez J. D. Northa i francuska Cosmologie du XX6 siecle napisana przez 11

J. Merleau-Ponty. Nie mam zamiaru ich kopiować (choć nie ukry­ wam, że wiele z nich korzystałem) ani uzupełniać. Moja książka nie powstała w wyniku drobiazgowych studiów, jakie zwykle podejmuje historyk nauki. Raczej stanowi ona jakby spojrzenie wstecz (z punktu widzenia dziś uprawianej kosmologii) na to, co bezpośrednio poprze­ dzało nasze współczesne wysiłki badawcze. Dzisiejszy kosmolog na­ trafia w swojej pracy na wiele doniosłych pytań, często dotyczących nie tyle trudności technicznych, ile raczej podstaw pojęciowych (nie­ rzadko podstaw pojęciowych poprzez trudności techniczne). W umie­ jętnościach technicznych (zaliczam do nich także wiedzę rachunkową) jesteśmy lepsi od poprzedników, czas działa na naszą korzyść, ale w kwestiach podstawowych możemy się wiele od nich nauczyć. Kil­ kanaście lat praktyki utwierdziło mnie w przekonaniu, że warto czytać oryginalne prace wielkich uczonych. Najlepszy i najbardziej nowocześnie napisany podręcznik jest zawsze tylko przekładem myśli prawdziwych twórców. Tak rozumiana potrzeba doprowadziła do moich kontaktów z pracami, które stworzyły kosmologię XX stu­ lecia. Można mieć ambicje przynajmniej dokładnego przejrzenia wszyst­ kich istotnych prac kosmologicznych do okresu mniej więcej drugiej wojny światowej; sądzę, że lista prac cytowanych w tej książce obej­ muje wszystkie (lub prawie wszystkie) tego rodzaju pozycje. Dla okresu późniejszego jest to już niemożliwe: bibliografia musi się stać bardziej wybiórcza, dobór referowanych zagadnień dokonany bardziej pod kątem osobistych zainteresowań autora. Mam jednak nadzieję, że nie pominąłem żadnego z ważniejszych trendów kosmologii i tego okresu. Umownymi czasowymi ramami tej książki są pierwsza kosmolo­ giczna praca Einsteina z 1917 r. i odkrycie mikrofalowego promienio­ wania tła w 1964 r. Poza te ramy wychodzę jedynie bądź po to, by cofając się wstecz lepiej zrozumieć interesujący mnie okres, bądź po to, by wybiegając naprzód zwrócić uwagę Czytelnika, że historia ja­ kiejkolwiek nauki tylko o tyle ma sens, o ile toczy się nadal. Dwóm okolicznościom zawdzięczam to, że historia kosmologii jest dla mnie czymś żywym. Pierwszą z tych okoliczności jest fakt, że będąc autorem kilku prac kosmologicznych, zdobyłem przywilej patrzenia na rozwój kosmologii nie całkiem z zewnątrz. Dało mi to okazję (i na tym polega druga okoliczność) spotykania i rozmawia12

nia z wieloma ludźmi, o których piszę w dalszych rozdziałach tej książki, a także z wieloma innymi, o których wprawdzie nie piszę, ale o których napiszą późniejsi historycy kosmologii. Biblioteka należy do niezbędnych narzędzi każdej pracy naukowej. Jest rzeczą oczywistą, że zwłaszcza autor pracy o charakterze histo­ rycznym musi spędzić bardzo wiele godzin w bibliotecznym zaciszu. Muszę tu wspomnieć zwłaszcza dwie biblioteki: Instytutu Fizyki Uni­ wersytetu Jagiellońskiego w Krakowie i Obserwatorium Astronomicz­ nego tegoż uniwersytetu. Księgozbiory tych dwu bibliotek zawierają prawie wszystko, co jest potrzebne historykowi dwudziestowiecznej nauki o Wszechświecie. Prace de Sittera, Friedmana, Robertsona, Weyla... na zawsze będą mi się kojarzyć z długimi rzędami grzbie­ tów równo oprawionych tomów stojących na półkach w bibliotecz­ nej sali na piątym piętrze gmachu Instytutu Fizyki przy ul. Rey­ monta 4 w Krakowie. Prace Hubble’a, Sandagc’a, Zwickiego, Abella... wywołują we mnie skojarzenie z malowniczym, starym bu­ dynkiem Obserwatorium w Ogrodzie Botanicznym przy ul. Kopernika. Muszę się przyznać, że z nową biblioteką, w nowym budynku Obser­ watorium na Skale nie zdążyłem się jeszcze zżyć. Być może winna temu moja skłonność do historii... Ale dziejów kosmologii dotknąłem naprawdę gdzie indziej. Da­ nym mi było przebywać dwa razy po pół roku na uniwersytecie, którego profesorem przez całe swoje naukowe życie był Georges Lemaitre. Idzie oczywiście o Uniwersytet Katolicki w Louvain, w Belgii. Po swojej śmierci w 1966 r. Lemaitre zostawił w prowa­ dzonym przez siebie Instytucie Astronomii wiele notatek, korespon­ dencji, manuskryptów i maszynopisów drukowanych za życia i nie drukowanych prac. Po rozdzieleniu uniwersytetu na flamandzki (w Leuven) i frankofoński (w Louvain - la — Neuve), archiwum Lemaitre’a znalazło się na uniwersytecie frankofońskim pod opieką profesora Odona Godarta, dawniej asystenta Lemaitre’a a obecnie już emerytowanego dyrektora Instytutu. Wspomnienia prof. Godarta i długie z nim rozmowy były dla mnie równie cennym źródłem, jak samo archiwum monsignore’a Lemaitre’a. Niestety inne moje obo­ wiązki nie pozwoliły mi na wyczerpujące zapoznanie się z wszystkimi dokumentami, które nadal oczekują na dokładne opracowanie. Ale i tak to, co znalazłem, sprawiło, że w tej książce znajduje się kilka szczegółów i informacji zupełnie nieznanych dziejopisom kosmologii.

13

W książce tej nie ograniczyłem się wszakże do referowania, co, gdzie, na skutek jakich uwarunkowań, kiedy i kto odkrył ; wyszedłem poza czysto historyczne standardy, starając się zapoznać Czytelnika z treścią dokonanych odkryć i metodami, za pomocą których ich dokonano. W tej warstwie książka ma niewątpliwie charakter popu­ larno-naukowy. Może więc ona służyć jako wprowadzenie do współ­ czesnej kosmologii dla Czytelników nie dysponujących matematycz­ nym i fizyczno-astronomicznym przygotowaniem, niezbędnym do tego, by móc sięgnąć do kompetentnych podręczników i monografii. Dla tych, którzy etap przygotowawczych studiów mają już poza sobą, niniejsza książka może być pomocniczą pozycją, służącą bądź po prostu do poszerzenia naukowych horyzontów, jeśli pracują w innej dziedzinie, bądź (jeżeli ich praca jest związana z kosmologią) do zorientowania się w genealogii podejmowanych przez siebie zagadnień. ., . Poszczególne rozdziały tej książki były publikowane w czasopiśmie Urania, miesięczniku Polskiego Towarzystwa Miłośników Astronomii, w latach 1978-1980. Pragnę wyrazić wdzięczność Redaktorowi Na­ czelnemu tego czasopisma, p. Ludwikowi Zajdlerowi, za miłą współ­ pracę. Dziękuję również Redakcji Fizyki PWN za trud związany z wy­ daniem tej książki. Szczególne starania w tym względzie podjął p. red. Włodzimierz Zuzga. Zdaję sobie sprawę, że bez tych starań książka ta nigdy by się nie ukazała. Castel Gandolfo 15 sierpnia 1980

Rozdział 1

„Kosmologiczne rozważania...” Einsteina

Początki Dziś prace naukowe starzeją się szybko. Bardzo często już w mo­ mencie ukazania się rozprawy drukiem wiadomo, że uzyskane w niej wyniki zostały dalej rozwinięte bądź przez tego samego autora, bądź przez innych. Do czasopism sięga się po to, by uzupełnić wykaz bibliografii, natomiast najświeższych wiadomości dostarczają preprinty, tzn. powielone maszynopisy rozsyłane zainteresowanym przez autora łub jego macierzystą instytucję na długo przed ich właściwym opublikowaniem. Sprawnie pracującym grupom i to nie wystarcza: coraz częściej można napotkać odwoływanie się do tzw. prywatnych informacji (private communicatiori). Trwa wyścig o prawo autorstwa nowej idei czy choćby tylko innego (oby zawsze elegantszego) jej przedstawienia. Jeżeli jakaś teoria dojrzeje do podręcznikowego ujęcia, to zwykle w sposobie prezen­ tacji bardzo różni się od postaci, w jakiej wyszła z rąk swojego twórcy. Przyznam się, że lubię sięgać do oryginalnych prac. I to nie tylko z powodu zainteresowań historią nauki. Czytając artykuł czy książkę napisaną przez prawdziwego uczonego (jest to dla mnie słowo nobilitujące, którego niechętnie używam w odniesieniu do tzw. pracowników naukowych, choćby nawet bardzo zdolnych), odczuwam przyjemność rozmawiania z geniuszem. A może uda się podpatrzeć, jak on to zrobił...? W roku 1917 Albert Einstein znowu zaskoczył opinię naukową

15

Fot. 1. Albert Einstein

i tym razem niewielkim artykułem. Artykuł „Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitatstheorie”, zamieszczony w tomie Sprawozdań Pruskiej Akademii Nauk, obejmował zaledwie dziesięć stroń [1]. Podobno początki zawsze giną w mroku. Teraz to się nie sprawdziło. Tekst artykułu (Kosmologiczne rozważania nad ogólną teorią względności) został wygłoszony przez Einsteina publicznie na posiedzeniu Akademii Nauk w Berlinie dnia 8 lutego 1917 roku. Tę datę można uznać za moment narodzin kosmologii relatywis­ tycznej. Kalendarz zdarzeń bezpośrednio poprzedzających ten fakt przed­ stawia się następująco: Rok 1905: dwudziestosześcioletni Einstein ogłasza pracę, O elek­ trodynamice ciał w ruchu [2]. Treść, jaka kryje się pod tym nieco

16

technicznym tytułem, została potem nazwana szczególną teorią względ­ ności. Jej najpowszechniej znanymi osiągnięciami są stwierdzenie sta­ łości prędkości światła oraz wykrycie względności czasu i przestrzeni. 21 września 1908 roku: Herman Minkowski wygłasza odczyt na 80. Zebraniu Niemieckich Przyrodników i Lekarzy w Kolonii, za­ czynający się od patetycznie brzmiących zdań: „Poglądy na przes­ trzeń i czas, jakie pragnę Państwu przedstawić wywodzą się z twar­ dego gruntu fizyki doświadczalnej i na tym polega ich siła. Są one radykalne. Odtąd przestrzeń jako taka i czas jako taki są skazane na rozpłynięcie się w krainę cieni, a jedynie pewien rodzaj ich po­ łączenia zachowa swój niezależny byt” [3], Wprowadzenie pojęcia czasoprzestrzeni było zabiegiem czysto formalnym ale bardzo owoc­ nym. Dzięki niemu Minkowski mógł nadać szczególnej teorii względ­ ności postać geometryczną. Tymczasem Einstein nie spoczywa na laurach. Szczególna teoria względności jest fizyczną teorią czasu i przestrzeni (czasoprzestrzeni w ujęciu Minkowskiego); czas i przestrzeń trzeba wypełnić materią, nieuchronnie pojawi się wówczas pole grawitacyjne. Einstein zdaje sobie sprawę, że ogólna teoria czasoprzestrzeni musi być teorią gra­ witacji. Ale droga jest trudna. Wiadomo tylko prawie od początku, że będzie to droga wytyczona przez Minkowskiego - droga geometryzacji. Einstein uczy się geometrii Riemanna i rachunku tensoro­ wego, czyni pierwsze, nieudane próby zbudowania nowej teorii. Dopiero rok 1915 przynosi sukces. Einstein uzyskuje poprawną postać równań pola [4]. Wkrótce potem teoria otrzymuje właściwy kształt [5]. Czasoprzestrzeń szczególnej teorii względności jest płaska. Wprowadzenie materii odkształca czasoprzestrzeń. Pole grawitacyjne okazuje się krzywizną czasoprzestrzeni. Szczególna teoria względności była odpowiedzią młodego Einsteina na trudności, w jakich znalazła się fizyka końca XIX stulecia. Sy­ tuacja kryzysowa w fizyce nabrzmiała i musiała pęknąć. Lorentz i Poincare byli o krok od szczególnej teorii względności. Ogólna teoria względności stanowiła owoc geniuszu Einsteina. Gdyby nie on, być może nasze podręczniki fizyki teoretycznej byłyby uboższe o je­ den rozdział. Nie wystarczy mieć dobrą teorię, trzeba jeszcze za jej pomocą rozwiązywać konkretne zagadnienia. Jakie? Einstein sięgnął od razu do najogólniejszych ale i najbardziej podstawowych. Jeżeli czaso2 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

17

przestrzeń może być zakrzywiona, to jak jest zakrzywiona w naj­ większej skali; innymi słowy, jaka jest geometria Wszechświata. Tak właśnie powstały „Kosmologiczne rozważania nad ogolną teorią względności”.

Warunki brzegowe i stała kosmologiczna Pierwszy kosmologiczny artykuł Einsteina zaczyna się od słów: „Jest rzeczą dobrze znaną, że równanie Poissona...”. Prace nauko­ we roją się od podobnych zwrotów: „jest rzeczą znaną”, „jak pow­ szechnie wiadomo” itp. Najczęściej powszechnie wiedzą o tym tylko specjaliści od jakiejś wąskiej dziedziny, ale to wystarczy. Prawdziwie naukowe osiągnięcia, nawet te rewolucyjnie zmieniające ogolnie przyj­ mowany obraz świata, zawsze powstają jako kolejne ogniwa łań­ cucha poprzednich dokonań. Z tym, że przez dokonania należy rozumieć nie tylko odpowiedzi na pytania. Często właściwe posta­ wienie pytania i ukazanie trudności, do jakich prowadzi szukanie odpowiedzi środkami dostępnymi w danej epoce, już jest wielkim osiągnięciem, zarodkiem przyszłych odkryć. Równanie Poissona, stanowiące część formalizmu klasycznej, newto­ nowskiej dynamiki, opisuje potencjał pola grawitacyjnego w zależ­ ności od gęstości materii. Jest to równanie różniczkowe i ażeby znaleźć jego rozwiązanie, trzeba znać tzw. warunki brzegowe* Gdy, na przykład, rozpatrujemy ruch planet w polu grawitacyjnym Słońca, możemy przyjąć, że na „brzegach zagadnienia” (albo jak się to mówi „w nieskończoności”) gęstość matem zdąża do zera. W prze­ kładzie na język potoczny, znaczy to, że pole grawitacyjne pocho­ dzące od innych gwiazd tak mało wpływa na ruch planet, ze mo­ żemy je w ogóle zaniedbać. ... , 1 1 u” Tak można postąpić we wszystkich zagadnieniach „lokalnych , ale tak nie można postąpić, gdy chcemy rozważać budowę całego Wszechświata; w tym wypadku ważne jest pole grawitacyjne pocho­ dzące od wszystkich mas we Wszechświecie. Jakie zatem należy przy­ jąć warunki brzegowe dla „zagadnienia kosmologicznego ? Newtonowska teoria grawitacji nie znalazła odpowiedzi na to py­ tanie i między innymi także dlatego nie była w stanie skonstruować modelu Wszechświata jako całości. Po powstaniu ogólnej teorii 18

względności sytuacja uległa zmianie. W fizyce klasycznej czas i przes­ trzeń były sztywną sceną, na której rozgrywały się procesy fizycz­ ne, scena rozciągała się w nieskończoność i powstawał nieprzezwyciężalny problem warunków brzegowych. W teorii grawitacji Einsteina scena — czasoprzestrzeń oddziałuje z tym, co się na niej rozgrywa”; masy wytwarzające pole grawita­ cyjne mogą tę scenę odkształcać i zakrzywiać zależnie od tego, jak są rozłożone. I tu właśnie pojawia się możliwość, którą Einstein dostrzegł od samego początku, chociaż wyjawił czytelnikowi dopiero pod koniec drugiego paragrafu swojego artykułu. Einstein pisał: „Gdyby okazało się możliwym traktować Wszechświat jako kontinuum, które jest skończone (zamknięte) w swoich rozmiarach przestrzennych, nie byłoby w ogóle konieczności wybierania żadnych tego rodzaju warunków brzegowych”.

Idea jest prosta: jeśli przestrzeń Wszechświata jest skończona i zamknięta, tak jak skończona i zamknięta jest na przykład po­ wierzchnia kuli, to nie ma żadnych „nieskończenie odległych” punktów w przestrzeni, a co za tym idzie nie ma żadnych problemów z wy­ borem warunków brzegowych. Sama zamkniętość przestrzeni zastępu­ je, w pewnym sensie, warunki brzegowe. W dalszym ciągu Einstein dowodzi, że nie tylko ogólna teoria względności dopuszcza takie rozwiązanie, ale jest ono zgodne z rze­ czywistym rozkładem materii w obserwowanym Wszechświecie. Oto rozumowanie Einsteina: ' „...jeżeli interesuje nas jedynie struktura w dużej skali, to możemy wyobrazić sobie, że materia jest rozłożona jednostajnie w ogromnych przestrzeniach tak, że jej gęstość jest funkacją położenia zmieniającą się niezmiernie wolno. W ten sposób nasz zabieg przypomina nieco postępowanie geodety, który traktuje powierzchnię Ziemi jak elipsoidę, mimo ’ iż powierzchnia ta ma niezmiernie skomplikowany kształt”.

Ponieważ względne prędkości materii we Wszechświecie są znacz­ nie’mniejsze od prędkości światła, można wprowadzić taki układ od­ niesienia, względem którego materia we Wszechświecie średnio rzecz biorąc spoczywa. (Einstein pisał o „względnych prędkościach ma11 Po polsku oddziałuje się na coś, a nie z czymś; ulegam tu rozpowszechnio­ nemu wśród fizyków żargonowi. W tym wypadku jest on o tyle uzasadniony, że zgodnie z prawami fizyki, jeżeli jedno ciało oddziałuje na drugie, to drugie zawsze oddziałuje na pierwsze.

19

terii”; tylko w kilku miejscach zdradził się. że miał na myśli względne prędkości gwiazd. Ostrożność w wyrażaniu się była tu wska­ zana: dziś wiemy, że aby uzyskać „uśredniony” obraz Wszechświa­ ta, zaproponowany przez Einsteina, trzeba rozważać jako „jednostki elementarne” nie gwiazdy, lecz galaktyki lub nawet gromady ga­ laktyk). Taki rozkład materii prowadzi do rozwiązań równań pola gra­ witacyjnego z przestrzenią „zamykającą się w sobie”, ale... i tu właśnie wystąpiła pewna trudność. Od początku rozwoju myśli ludz­ kiej, od zawsze uważano, że Wszechświat jako całość znajduje się w bezruchu; jest układem statycznym. Może wynikało to z prze­ konania, iż świat to jakby mieszkanie człowieka; a cóż może, być bardziej stabilnego niż własny dom? Przez całą starożytność i śred­ niowiecze ciała niebieskie, w przeciwieństwie do ziemskich elemen­ tów, cieszyły się przywilejem niezmienności, wolno im było wyko­ nywać na firmamencie „najdoskonalsze” (jak sądzono) spośród wszystkich ruchów - ruchy kołowe. W czasach nowożytnych wie­ dziano już dobrze, że gwiazdy i inne ciała niebieskie są miejscem zachodzenia gwałtownych procesów fizycznych, ale ciągle jeszcze świat jako całość traktowano statycznie. Einstein podporządkował się tym ogólnie panującym poglądom, nawet nie podejrzewał, że mogłoby być inaczej; postąpił trochę jak student, który ćwiczenia wykonuje od tyłu, znając wynik dorabia rozumowanie. Wynikiem, jaki Einstein chciał uzyskać, był statyczny model kosmologiczny z zamykającą się przestrzenią; równania pola nie dawały takiego rozwiązania, trzeba je zatem zmienić! Okazało się zresztą, że zmiana jest niewielka i całkowicie zgod­ na z wszystkimi postulatami ogólnej teorii względności. Do równań pola należy dodać tylko jedno wyrażenie (zwane dziś członem kos­ mologicznym), zawierające pewną stałą, którą Einstein nazwał potem stałą kosmologiczną. Wartość tej stałej jest tymczasem nieznana; wia­ domo tylko, że musi być dostatecznie mała, w przeciwnym razie dałaby o sobie znać już w porównywaniu przewidywań teorii z ob­ serwacjami wykonywanymi wewnątrz naszego układu planetarnego. Równania pola grawitacyjnego, rozszerzone o człon kosmolo­ giczny, dały oczekiwany wynik: statyczny model Wszechświata z zamkniętą przestrzenią. W końcowych zdaniach „Kosmologicznych rozważań...” Einstein 20

podkreślił, że model z zamkniętą przestrzenią można otrzymać także bez wprowadzania stałej kosmologicznej; stała ta jest niezbędna tylko po to, by uzyskać statyczny model Wszechświata.

Statyczny Wszechświat Einsteina Skonstruowany przez Einsteina model kosmologiczny ograniczał się w gruncie rzeczy do geometrycznych własności Wszechświata. Stanie się to tradycją jeszcze na jakiś czas w kosmologii. Dopiero w drugiej połowie XX wieku sytuacja ta ulegnie zmianie. Pierwsze modele kosmologiczne stanowią właściwie tylko odpowiedź na py­ tanie, w jaki sposób masy obecne we Wszechświecie zakrzywiają czasoprzestrzeń w największej skali. W układzie odniesienia, w którym równomiernie rozłożona w przestrzeni materia średnio rzecz biorąc spoczywa, czasoprzestrzeń rozkłada się na czas i przestrzeń. Jak już wiemy, przestrzeń w statycznym modelu Einsteina jest zamknięta. Fizycznie oznacza to, że gdybyśmy wysłali w jakimkol­ wiek kierunku promień światła, to po pewnym, skończonym czasie powróci on z przeciwnego kierunku do punktu wyjścia. Przestrzeń świata Einsteina możemy sobie wyobrazić jako powierzchnię pewnej wielowymiarowej kuli. Zwykła kula (np. globus) w przestrzeni Euklidesa ma trzy wymiary, natomiast jej powierzchnia — dwa wy­ miary (długość i szerokość geograficzna). Otóż musimy wyobrazić sobie taką kulę (o promieniu R), której powierzchnia miałaby trzy wymiary - ta właśnie powierzchnia służy jako model zamkniętej przestrzeni einsteinowskiego świata. Dla zaznaczenia, iż idzie o kulę więcej niż trójwymiarową mówimy czasem o hiperkuli. Przestrzeni świata Einsteina można przypisać skończoną objętość. Zgodnie z pra­ wami geometrii Riemanna wyraża się ona wzorem V= 2n2R3; wiel­ kość R nazywa się często promieniem Wszechświata. Jeżeli przez q oznaczymy średnią gęstość materii we Wszechświecie, to całko­ witą masę zawartą w świecie Einsteina można wyrazić wzorem: M = qV Widzimy, że M jest również skończoną wielkością. W tym samym 1917 roku Einstein opublikował niewielką książkę [6] (O szczególnej i ogólnej teorii względności), w której w sposób popularny wyłożył podstawy swoich koncepcji. Ostatni rozdział tej

21

książki poświęcił kosmologii. Tam też po raz pierwszy (o ile mi wia­ domo) nazwał przestrzeń swojego świata „skończoną ale nieograni­ czoną”. W literaturze popularnej określenie to przyjęło się na dobre. W intencji Einsteina miało ono następujące znaczenie: przestrzeń jest skończona, bo jej objętość można wyrazić w skończonej licz­ bie jednostek objętości; jest nieograniczona, bo podróżując w ta­ kiej przestrzeni nigdzie nie natrafimy na żadne granice; co więcej, ponieważ wszystkie punkty tej przestrzeni są równouprawnione (tak jak punkty na powierzchni kuli), to jeśli nawet powrócimy kiedyś w to samo miejsce, nie będziemy o tym wiedzieć, będziemy sądzić, że podróżujemy w nieskończoność. Świat Einsteina z jednej strony zachowuje potoczne wyobraże­ nia o bezgraniczności przestrzeni, a z drugiej strony nadaje im zu­ pełnie nową interpretację geometryczną. Zagadnienie skończoności czy nieskończoności przestrzeni od daw­ na pasjonowało filozofów. Jeszcze w 1690 roku John Locke w swo­ ich Rozważaniach dotyczących rozumu ludzkiego pisał: „Jeżeli nie założymy, że świat ciał jest nieskończony (a myślę, że nikt tego twierdzić nie chce), to nasuwa się pytanie, czy człowiek, gdyby Bóg go postawił u krańca bytów cielesnych, nie mógłby wyciągnąć ręki poza świat ciał. Gdyby mógł, jego ręka znalazłaby się tam, gdzie przedtem była przestrzeń bez ciała, a skoro by rozstawił tam swe pałce, to pomiędzy nimi znajdowałaby się znowu przestrzeń bez ciała. Gdyby zaś ręki przed siebie wyciągnąć nie mógł, to musiałoby się to stać z powodu jakiejś zewnętrznej przeszkody (...). Otóż zapytuję, czy to, co stawało­ by mu na przeszkodzie (...) byłoby czymś czy niczym?” [7],

„Paradoks ręki” opiera się na zdroworozsądkowych intuicjach. Ścisła, zmatematyzowana dedukcja z reguły bywa bogatsza od wy­ czucia, którego uzasadnieniem jest tzw. zdrowy rozsądek. Locke utożsamił skończoność z ograniczonością i nieskończoność z nieograniczonością, według niego świat może być albo skończony (i wtedy jest ograniczony), albo nieskończony (i wtedy jest nieograniczony), nie wziął pod uwagę trzeciej możliwości, jaką stanowi świat skoń­ czony ale nieograniczony. Ten właśnie przypadek ma miejsce w sta­ tycznym modelu Einsteina1’. Mieszkaniec einsteinowskiego świata nie 11 Pojęcia „(nie) ograniczoności” i „(nie) skończoności” wprowadzone przez Einsteina też nie są całkiem ścisłe. Można je uściślić, korzystając z pojęcio­ wego aparatu topologii.

22

może wyciągnąć ręki poza przestrzeń (mimo, że przestrzeń jest skoń­ czona), wyciągnięta ręka — z rozstawionymi palcami czy nie — zawsze będzie się znajdować wewnątrz zakrzywionej przestrzeni. Czas w statycznym modelu Einsteina rozciąga się od minus nies­ kończoności do plus nieskończoności; można go sobie zatem wyo­ brazić jako linię prostą. Czas ten, później przyjęło się nazywać czasem kosmicznym. Już ze szczególnej teorii względności wiadomo, że równoczesność jest względna: dwa zdarzenia równoczesne w jed­ nym układzie odniesienia nie muszą być równoczesne w innym ukła­ dzie odniesienia. W statycznym świecie Einsteina w układzie odnie­ sienia, w którym materia średnio rzecz biorąc pozostaje w spoczyn­ ku, zbiór wszystkich zdarzeń równoczesnych, zachodzących np. w chwili tx czasu kosmicznego, tworzy trójwymiarową zamkniętą po­ wierzchnię zwaną przestrzenią chwilową (w chwili t,); geometrycz­ ną strukturę takiej przestrzeni omówiliśmy powyżej. Obecnie do po­ przedniej analizy dodajmy ważną uwagę: ściśle rzecz biorąc nie moż­ na mówić o przestrzeni w modelu Einsteina, lecz o przestrzeniach w każdej chwili czasu kosmicznego w tym modelu; stąd nazwa: przestrzenie chwilowe. W modelu Einsteina wszystkie przestrzenie chwilowe mają tę samą strukturę geometryczną, w szczególności wszystkie mają taki sam promień krzywizny. To ostatnie wynika ze statyczności einsteinowskiego świata. Znamy już geometrię przestrzeni chwilowych i geometrię czasu (linia prosta) odniesione do układu, w którym materia średnio rzecz biorąc spoczywa. Zapytajmy teraz o geometrię czasoprzestrzeni w mo­ delu Einsteina. Zgodnie z teorią względności jest to pytanie bar­ dziej fundamentalne, a to dlatego, że struktura geometryczna czaso­ przestrzeni nie zależy od wyboru układu odniesienia (rys. 1). Geometryczna konstrukcja, obrazująca czasoprzestrzeń statyczne­ go świata Einsteina, jest stosunkowo prosta: mamy czas kosmiczny w postaci prostej; na tę prostą musimy „nawlec” przestrzenie chwi­ lowe, tak by każdej chwili czasu kosmicznego odpowiadała jedna i tylko jedna przestrzeń chwilowa. Nawlekamy więc na oś czasu hiperkule, których trójwymiarowe powierzchnie są przestrzeniami chwilowymi. W efekcie takiego zabiegu otrzymujemy hiperwalec (hipercylinder), którego osią jest oś czasu, a przekroje prostopadłe do osi czasu hiperkulami, których trójwymiarowe powierzchnie są przes-

23

Rys. 1. Cylindryczny model Einsteina: a) czasoprzestrzeń modelu Einsteina (dwa wymiary przestrzenne na rysunku pominięto) jest powierzchnią walca; b) przestrzeń chwilowa modelu Einsteina (jeden wymiar przestrzenny na rysunku pominięto) jest powierzchnią kuli. Prostopadłe cięcie walca a) daje przestrzeń chwilową b).

trzeniami chwilowymi. Powierzchnia hiperwalca ma cztery wymiary i reprezentuje czasoprzestrzeń statycznego modelu Einsteina. Właśnie dlatego model ten nazywano potem także modelem cylindrycznym.

Inspiracje Ogólna teoria względności i postawienie problemu, który potem rozwinął się w kosmologię relatywistyczną, były bez wątpienia dzie­ łami geniuszu Einsteina. Ale nawet największy geniusz zawsze bu­ duje na przeszłości. Rozwój nauki cechuje pewna ciągłość. Nawet wielkie naukowe rewolucje, przynajmniej do pewnego stopnia, pod­ porządkowują się prawu ciągłości. „Kosmologiczne rozważania...” Einsteina miały dwa korzenie, zresztą dość ściśle przeplatające się ze sobą: jeden wyrastał z prze­ prowadzonej przez Macha krytyki mechaniki newtonowskiej, drugi z racjonalistycznej filozofii Spinozy. Idea względności znajduje się zaczątkowe już w mechanice New-

24

tona. Jeżeli dwa układy odniesienia poruszają się względem siebie z jednostajną prędkością to w żaden sposób nie można stwier­ dzić, który porusza się „naprawdę”, a który spoczywa. Prędkości są względne. Z chwilą jednak, gdy jeden z układów dozna przys­ pieszenia, pojawiają się siły bezwładności (np. w dyliżansie, który raptownie mszy, walizki spadają podróżnym na głowy) i one — zda­ niem Newtona - świadczą, że to ten właśnie układ się porusza (dy­ liżans a nie ziemia pod nim w przeciwnym kierunku); jest to ruch absolutny, należy go odnieść do absolutnej przestrzeni i mierzyć czasem absolutnym. W mechanice klasycznej przyspieszenie nie jest względne. Ten newtonowski punkt widzenia został poddany ostrej krytyce przez Ernesta Macha [8]. Powodowany racjami pozytywistycznymi, uznał on, że absolutna przestrzeń i absolutny czas, jako pojęcia nieempiryczne, powinny zniknąć z nauki, a bezwładność należy od­ nosić nie do absolutnej przestrzeni, lecz do wszystkich mas wypeł­ niających Wszechświat. Z podobną krytyką poglądów Newtona, choć wynikającą z od­ miennych przesłanek, już wcześniej wystąpił Godfryd Wilhelm Leibniz. Uważał on, że czas i przestrzeń są całkowicie względne i sprowa­ dzają się wyłącznie do pewnych relacji porządkujących zbiór zdarzeń materialnych. Poza zdarzeniami nie ma ani czasu, ani ma­ terii. Myśl tę jeszcze bardziej wyostrzył Benedykt (Baruch) Spinoza. Ten filozof-panteista utrzymywał, że Wszechświat, będąc identyczny z Bogiem, jest twórcą sam siebie, jakby samokonstruującą się ma­ chiną. Proces samokonstrakcji świata odbywa się z logiczną ko­ niecznością; dzięki temu wszystkie własności świata da się wydedukować morę geometrico z najogólniejszych idei. W panteistycznej filo­ zofii Spinozy racjonalizm sięgnął szczytu. Wiadomo, że Einstein studiował Macha i czytywał Spinozę i że obydwaj ci myśliciele wywarli na nim silne wrażenie. Od Spinozy Einstein przejął myśl, że Wszechświat powinien być systemem lo­ gicznie1 zamkniętym; od Macha pewien szczególny przypadek tej ogólnej (może nawet ogólnikowej) idei: bezwładność danego ciała (lub jego masa, która jest - jak wiadomo - miarą bezwładności) nie jest „wewnętrzną” własnością danego ciała, lecz wynikiem od­ działywań między tym ciałem a wszystkimi innymi masami wypeł25

niającymi Wszechświat. Tę myśl Einstein nazwał zasadą Macha i ona to właśnie stała się głównym motywem pracy nad stworze­ niem ogólnej teorii względności. Na pierwszy rzut oka Einsteinowi wydawało się, że ogólna teoria względności spełnia wymagania stawiane przez zasadę Macha: cza­ soprzestrzeń nie jest absolutna, jej geometryczna struktura zależy od rozkładu mas; ale dopiero odpowiedź na pytanie, w jaki sposób wszystkie masy wypełniające czasoprzestrzeń odkształcają czaso­ przestrzeń, mogła rozstrzygnąć ostatecznie kwestię „machowości” einsteinowskiej teorii. „Kosmologiczne rozważania...” były więc nas­ tępstwem ogólnej teorii względności podyktowanym filozoficznymi upodobaniami Einsteina. W 1917 r. Einstein sądził, że problem został rozwiązany pozy­ tywnie. Istnieje tylko jedno kosmologiczne rozwiązanie równań pola ze stałą kosmologiczną; masy całkowicie wyznaczają geometrię Wszechświata, geometria zaś z kolei jednoznacznie określa wszystkie lokalne własności modelu, a więc i masy cząstek próbnych. Abso­ lutna czasoprzestrzeń nie istnieje, a zasada Macha jest pięknie speł­ niona. Na dodatek przestrzeń statycznego świata jest zamknięta: logiczna zamkniętość postulowana przez Spinozę pociągnęła za sobą zamkniętość w dosłownym, geometrycznym znaczeniu. Einstein miał wszelkie powody do radości z sukcesów swoich idei. Jednak radość Einsteina nie trwała długo. Przeznaczeniem twór­ ców są bóle rodzenia.

Rozdział 2

Dziwny świat Wilhelma de Sittera

Puste rozwiązanie równań pola Einstein się mylił. Jego statyczne rozwiązanie nie jest jedynym rozwiązaniem równań pola z członem kosmologicznym. Dziś wiemy, że istnieje nieskończenie wiele rozwiązań einsteinowskich równań pola grawitacyjnego i każde z tych rozwiązań może być interpretowane jako model kosmologiczny. Złośliwość historii bywa zaskakująca. Spośród nieskończenie wielu rozwiązań jako drugie w kolejności zos­ tało znalezione rozwiązanie opisujące świat pusty, nie wypełniony materią. Był to silny cios wymierzony ideom Einsteina: istnieje cza­ soprzestrzeń bez materii, masy wypełniające świat nie determinują jednoznacznie geometrii, zasada Macha nie jest spełniona, a czaso­ przestrzeń posiada cechy absolutności. Już od roku 1916 nawiązała się dyskusja między Einsteinem a Wilhelmem de Sitterem na temat zasady Macha. De Sitter od po­ czątku był jej przeciwnikiem. Ale to nie prywatne opinie de Sittera dostarczyły decydujących argumentów, lecz znalezione przez niego nowe rozwiązanie. Fakt, że de Sitter znalazł właśnie puste rozwiązanie równań pola [1], nie stanowił tak całkiem dzieła przypadku. De Sitter, Holender, dyrektor Obserwatorium Astronomicznego w Lejdzie, był wytrawnym astronomem. Dobrze znał współczesne mu dyskusje, dotyczące ba­ dania galaktyk i pierwsze wyniki pomiarów przesunięć ku czerwieni w ich widmach (por. następne rozdziały), a mimo to szukał on 27

nadal tylko statycznego rozwiązania równań Einsteina. Przekonanie o statyczności kosmosu tak mocno było zakorzenione w ludzkich umysłach! Wiedziony tą sugestią de Sitter znalazł rozwiązanie różne od einsteinowskiego, ale — jak sądził — również statyczne. Czasoprzestrzeń znaleziona przez de Sittera odznaczała się sta­ łością krzywizny. Zwróćmy uwagę: czasoprzestrzeń a nie przestrzeń! Czasoprzestrzeń świata de Sittera można przedstawić jako czterowymiarową powierzchnię wielowymiarowej (pięciowymiarowej) kuli o sta­ łym urojonym promieniu; dlatego też rozwiązanie de Sittera w lite­ raturze niekiedy określa się mianem sferycznego (rys. 2).

Rys. 2. Sferyczny model de Sittera. Czaso­ przestrzeń tego modelu (dwa wymiary prze­ strzenne na rysunku pominięto) jest po­ wierzchnią kuli o promieniu urojonym. Od­ ległość pomiędzy dwiema cząstkami prób­ nymi a i b zmienia się w czasie

De Sitter poszukiwał rozwiązania statycznego: ponieważ, jak dziś wiemy, rozwiązania takiego, poza einsteinowskim, nie ma, de Sit­ ter znalazł model najbliższy statycznemu, tzn. model ze stałą krzy­ wizną czasoprzestrzeni, mylnie sądząc, że jest to model statyczny. Stosując obecną terminologię powiadamy, że zarówno model Ein­ steina, jak i de Sittera są modelami stacjonarnymi, ale tylko model Einsteina jest statyczny. De Sitter napisał swój artykuł polemicznie. Była to polemika de­ likatna w słowach, jakby nawet zbyt pokorna, ale racje padały waż­ kie. Kosmologiczny model Einsteina de Sitter nazwał „systemem A”, swój własny — „systemem B”. Obydwa systemy przedstawiał (na wzór antynomii Kanta w Krytyce czystego rozumu) równolegle obok siebie; stronę artykułu podzielił na dwie kolumny, w jednej opi-

28

sał „system A”, w drugiej - „system B”. Właśnie ta „równoległość” przysłoniła de Sitterowi niestatyczny charakter znalezionego przez siebie rozwiązania. De Sitter wybrał taki układ współrzędnych, w którym sferyczna czasoprzestrzeń rozdziela się na zamknięte przestrzenie chwilowe (o stałej, dodatniej krzywiźnie), podobnie jak w modelu Einsteina i czas, który - w przeciwieństwie do modelu Einsteina — przedsta­ wiają nie linie proste lecz zakrzywione. Jednakże najbardziej zaskakującą, zarówno dla samego odkrywcy, jak i dla innych, współczesnych mu kosmologów, cechą świata de Sittera była jego pustka: czasoprzestrzeń de Sittera spełnia einsteinowskie równanie pola (tzn. jest ich rozwiązaniem) wtedy i tylko wtedy, gdy gęstość materii, wypełniającej tę czasoprzestrzeń, równa się zeru. Nie tylko godziło to w idee Einsteina, według których materia jednoznacznie określa geometrię czasoprzestrzeni, bez ma­ terii czasoprzestrzeń w ogóle nie istnieje; godziło to w najprostsze obserwacje astronomiczne, które wykazują, że świat nie jest pusty. Sam de Sitter był skłonny sądzić, że jego rozwiązanie tylko „asym­ ptotycznie” opisuje rzeczywistość. De Sitter — astronom zarzucał „systemowi A” (modelowi Ein­ steina), że wymagana przez ten system średnia gęstość materii we Wszechświecie jest zbyt wygórowana w porównaniu z obserwacyj­ nymi oszacowaniami. Według dzisiejszych danych średnia gęstość materii we Wszechświecie wynosi 10 28 — 10 31 g/cm3; jest to znacz­ nie doskonalsza próżnia od tej, jaką potrafimy sztucznie wytwo­ rzyć w ziemskich laboratoriach. W przybliżeniu można więc świat uważać za pusty. Nie jest to o wiele gorsze przybliżenie niż trakto­ wanie gwiazd (czy galaktyk) jako bezwymiarowe punkty ! Tak moż­ na apelować do naszej wyobraźni, ale w gruncie rzeczy nie jest to uczciwa propaganda: gęstość materii, choć „absolutnie” rzecz biorąc niezmiernie mała, wobec ogromu Wszechświata daje wielkie ma­ sy, których nie można zaniedbać bez obawy silnego zniekształce­ nia obrazu świata. De Sitter był zbyt wytrawnym astronomem, by o tym nie wiedzieć. Już tytuł artykułu de Sittera („O względności bezwładności...”) sygnalizował, że i dla de Sittera, podobnie jak dla Einsteina, pos­ tulat względności bezwładności stanowił jeden z głównych motywów rozważań kosmologicznych. Ale de Sitter względność bezwładności

29

pojmował całkiem inaczej niż Einstein. Według Einsteina, jak wiemy, zgodnie z zasadą Macha masa (która jest miarą bezwładności) po­ winna być całkowicie określana przez inne masy we Wszechświecie. De Sitter doktrynę tę nazywał „materialnym postulatem” względnoś­ ci bezwładności i przeciwstawił mu swój własny „matematyczny pos­ tulat”; sprowadzał się on do żądania pewnych warunków brzego­ wych w nieskończoności równoważnych założeniu, że masy znajdu­ jące się w dużych odległościach od masy próbnej można zaniedbać. W „systemie B” warunek ten jest spełniony trywialnie: odległe masy można zaniedbać, gdyż model w ogóle jest pusty, nie zawiera mas.

Ewolucja pustki Ogólna teoria względności jeszcze ciągle budziła opory wielu fizy­ ków, ale najwybitniejsi coraz pełniej dostrzegali jej ogromne znacze­ nie dla nauki. Do pierwszych znawców teorii względności należał angielski fizyk i astronom, twórca współczesnej teorii ewolucji gwiazd, sir Arthur Stanley Eddington. Gdy w 1924 roku belgijski ksiądz Georges Lemaitre, podówczas uczeń Eddingtona w Cambridge, za­ czął rozwijać swoje zainteresowania kosmologiczne, znał jedynie dwa modele Wszechświata: statyczne rozwiązanie Einsteina i puste roz­ wiązanie de Sittera. Obydwa rozwiązania niepokoiły Eddingtona i Lemaitre’a. Zauważyli oni, że statyczne rozwiązanie Einsteina wcale nie jest takie „porządne”, jak można by się spodziewać. Jest sta­ tyczne, ale niestabilne; jakiekolwiek małe zaburzenie może wytrącić świat Einsteina ze stanu statycznego i zapoczątkować jego kurcze­ nie lub rozszerzanie się. Modele Wszechświata zaczęły stawiać opór zakorzenionym przekonaniom o „globalnym bezruchu” kosmosu. Geometria świata de Sittera także dała wiele do myślenia kosmo­ logom z Cambridge. Trudno dziś odróżnić, jakie myśli z tego okre­ su pochodziły od Eddingtona, a jakie od Lemaitre a. Pracowali oni wspólnie i nawzajem nasuwali sobie pomysły. Jednakże dokonanie istotnego postępu w badaniu świata de Sittera było dziełem Lemaitre’a. W 1925 r. podczas naukowego pobytu w Stanach Zjedno­ czonych, w Massachusetts Institute of Technology, dokończył on i opublikował niewielką pracę o modelu de Sittera [2]. Przede wszystkim Lemaitre zwrócił uwagę, że we współrzędnych, 30

jakich de Sitter pierwotnie użył do opisu swojego świata, przestrze­ nie chwilowe mają pewien punkt wyróżniony, który w tych współ­ rzędnych można interpretować jako środek świata. Mówiąc inaczej: we współrzędnych de Sittera przestrzeń nie jest jednorodna, nie wszystkie punkty przestrzeni są równouprawnione. Oczywiście nie jest to właściwość świata de Sittera (wszystkie punkty czasoprzestrzeni de Sittera są równouprawnione, a tylko czasoprzestrzeń — nie czas i przestrzeń wzięte oddzielnie — mają znaczenie obiektywne, nieza­ leżne od układu współrzędnych), lecz właściwość użytego przez de Sittera układu współrzędnych. Celem, jaki sobie Lemaitre postawił, było znalezienie takich współrzędnych, w których i przestrzenie chwi­ lowe byłyby jednorodne, nie posiadając żadnych wyróżnionych punktów. Dalsza część pracy Lemaitre’a ma charakter ściśle, ,.techniczny” W wyniku matematycznych rozważań okazało się, że istnieje taki układ współrzędnych, w którym czasoprzestrzeń „w naturalny spo­ sób” rozkłada się na uniwersalny czas kosmiczny (uniwersalny, tzn. wspólny dla wszystkich obserwatorów, poruszających się bez przys­ pieszeń, czyli tzw. swobodnych obserwatorów) i chwilowe przestrze­ nie odznaczające się pożądaną cechą jednorodności. Cel został osiąg­ nięty, ale nie za darmo; świat de Sittera w nowych współrzęd­ nych ma dwie własności, które zaskoczyły Lemaitre’a: po pierwsze, przestrzenie chwilowe są jednorodne, ale płaskie, takie jak przes­ trzeń Euklidesa (mają stałą krzywiznę wszędzie równą zeru); po drugie, Wszechświat nie jest statyczny, przestrzenie chwilowe nie są takie same (jak to było w statycznym świecie Einsteina i jak wy­ dawało się, że jest w świecie de Sittera opisywanym w pierwot­ nych, de sitterowskich współrzędnych), lecz w sposób jawny zależą od czasu. Wprowadza to ewolucję do modelu de Sittera. Ale jak świat pusty, nie zawierający materii, może podlegać ewolucji? Inter­ pretacja tego faktu rodzi nowe zagadnienia.

Efekt Dopplera Podać fizyczną interpretację jakiejś teorii, to znaczy przetłuma­ czyć to, o czym mówi teoria na język obserwacji. Nie muszą to być obserwacje, które dałoby się wykonać natychmiast, ale muszą to być obserwacje możliwe do wykonania przynajmniej „w zasadzie”. 31

Często używany przez fizyków zwrot „w zasadzie” niekiedy oznacza możliwość przeprowadzenia obserwacji czy eksperymentu w przy­ szłości, gdy technika doświadczalna odpowiednio się rozwinie, a nie­ kiedy oznacza tylko możliwość myślowego przeprowadzenia doświad­ czenia nie sprzeciwiającego się znanym prawom fizyki; w myśl za­ łożenia, że co jest fizycznie niesprzeczne, prędzej czy później da się urzeczywistnić. Byłby to dobry temat dla filozofa nauki: okreś­ lić, co fizycy mają na myśli, gdy mówią, że coś w zasadzie da się zaobserwować. W celu zinterpretowania niestatyczności modelu de Sittera, Lemaitre zaproponował następujące, w zasadzie możliwe, doświadcze­ nie myślowe. We Wszechświecie de Sittera umieścimy dwie „cząstki próbne”. Cząstki próbne mają tak małą masę, że w żaden istotny sposób nie naruszają pustego charakteru rozwiązania de Sittera: Jedna cząstka próbna wysyła promienie świetlne, które odbiera ob­ serwator umieszczony na drugiej cząstce. Proste rachunki wykazują, że obserwator zobaczy światło poczerwienione w porównaniu ze światłem emitowanym przez pierwszą cząstkę (fala rejestrowana jest dłuższa niż fala emitowana). Istnieje tylko jedno prawo fizyki, poz­ walające wyjaśnić to zjawisko, to samo prawo, które rządzi tzw. efektem Dopplera: obserwator widzi światło poczerwienione, jeżeli źródło tego światła oddala się od niego; znając stopień poczer­ wienienia można określić prędkość oddalającego się źródła. Efekt ten występuje zarówno w fizyce newtonowskiej, jak i relatywistycznej, choć w obu tych teoriach opisują go nieco inne formuły matema­ tyczne. A zatem każde dwie cząstki próbne, umieszczone w mo­ delu de Sittera, oddalają się od siebie. Pusty świat de Sittera roz­ szerza się, ekspanduje!

Świat pełen paradoksów Rozwiązanie de Sittera, jak widzieliśmy, przysporzyło teoretykom wiele kłopotów. Ale Eddington był nie tylko kosmologiem-teoretykiem, lecz także astronomem wysokiej klasy. I właśnie dlatego, że dobrze znał wyniki najnowszych obserwacji świata galaktyk, nie bar­ dzo zmartwił się ekspansją modelu de Sittera. Dokonano już wte­ dy pierwszych pomiarów poczerwienienia (przesunięcia ku czerwieni) widm galaktyk (mgławic spiralnych, jak wówczas mówiono). Edding-

32

ton był pierwszym człowiekiem, który wyraził przypuszczenie, że poczerwienienia widm galaktycznych należy wyjaśniać za pomocą efektu Dopplera i że model de Sittera teoretycznie przewidział to zjawisko. W roku 1923 ukazała się książka Eddingtona [3], The Mathematical Theory of Re/ativity. Był to jeden z pierwszych podręcz­ ników teorii względności. Piąty rozdział został w całości poświęcony kosmologii, tzn. w praktyce omówieniu cylindrycznego modelu Ein­ steina i sferycznego modelu de Sittera. W rozdziale tym Eddington zamieścił tabelę (którą na jego prośbę sporządził prof. V. M. Slipher z Obserwatorium Lowella) zawierającą 41 obserwacji widm „mgła­ wic spiralnych”; pięć widm wykazuje przesunięcie ku fioletowi, wszystkie inne przesunięcia ku czerwieni. Tabela podawała stan ob­ serwacji z lutego 1922 r. W zakończeniu swojej pracy z 1925 roku Lemaitre cytuje zdanie zaczerpnięte z podręcznika Eddingtona: „Czasami, jako zarzut prze­ ciw światu de Sittera, stwierdza się, że świat ten staje się niestatyczny, jak tylko umieści się w nim materię. Ale ta właściwość prze­ mawia raczej na korzyść teorii de Sittera niż przeciwko niej”. Po czym Lemaitre dodaje już od siebie: Nasze podejście do zagadnienia uwidacznia ten niestatyczny charakter świata de Sittera, który daje możliwe wyjaśnienie średniego ruchu ucieczki mgławic pozagalaktycznych.

Eddington nie był jednak aż tak optymistycznie nastawiony. Ude­ rzała go wprawdzie ogromna przewaga oddalających się „mgławic spiralnych” (przesunięcie ku czerwieni) nad „mgławicami” zbliżają­ cymi się (przesunięcie ■ ku fioletowi), zauważył jednak, że dwie naj­ bliższe „mgławice” (w tym Wielka Mgławica Andromedy), których przesunięcia widmowe zostały zmierzone ze szczególnie dobrą do­ kładnością, wykazują duże prędkości zbliżenia się (ok. 300 km/s). Model de Sittera — zdaniem Eddingtona — nie potrafi wytłumaczyć tego faktu. Ponadto uzyskane wyniki pomiarów dotyczą prawie wy­ łącznie północnego nieba; brak danych z południowej półkuli znacz­ nie utrudnia wyciąganie kosmologicznych wniosków. W każdym razie na początku lat dwudziestych kosmologia stop­ niowo przestawała być tylko matematyczną żonglerką formułami. Teoretyczne spekulacje zaczęły się zbliżać do wyników obserwacji astronomicznych. Było to zapowiedzią sukcesów, które miały nadejść. 3 - Ewolucja kosmosu i kosmologu

33

162

PROPEETIES OF DE SITTER’8 SPHERICAL WORLD

CH. V

The most extensive measurements óf radial velocities of spiral nebulae have been madę by Prof. V. M. Slipher at the Lowell Observatory. He has kindly prepared for me the following table, containing many unpublished results. It is believed to be complete up to datę (Feb. 1922). For the nebulae marked (•) the results have been closely .confirmed at other observatories; those marked (f) are not so accurate as the others. The number in the first oolumn refers to the “New General Catalogue,” Memoirs R.A.S., vol. 49. One additional nebula N.a.C. 1700 has been observed by Pease, who found a large receding yelocity but gave no numerical estimate.

Radial Yelocities

of

Spiral Nebulae

+ indicates receding, - approaching W. O. 0.

221 224* 278+ 404 684+ 598* 936 1023 1068* 2683 2841 + 3031 3034 3116+ 3368 3379* 3489+ 3621 3623 3627 4111+

a A 0 0 0 1 1 1 2 2 2 8 9 9 9 10 10 10 10 11 11 11 12

a.

m 38 38 47 6 27 29 24 36 39 48 16 49 49 1 42 43 66 2 16 16 3

Rad. VeL km. per sec. 300 + 40 26 — 300 + 40 50 + 47 7 650 — 25 + 36 17 + 1800 - 7 17 — 260 +30 15 + 1300 - 1 31 +38 43 + 300 + 1120 - 0 21 + 33 43 + 400 + 51 19 + 600 — 30 + 69 27 4- 290 + 70 5 - 7 20 + 600 4* 940 + 12 14 + 13 0 + 780 4- 600 + 14 20 + 0 24 + 730 + 13 32 + 800 + 13 26 + 650 + 43 31 + 800

Dec. O t

s.o.c.

4151* 4214 4258 4382+ 4449 4472 4486+ 4526 4665+ 4594* 4649 4736 4826 5005 5055 5194 5196+ 5236+ 5866 7331

B. A. h m 12 6 12 12 12 15 12 21 12 24 12 25 12 27 12 30 12 32 12 36 12 40 12 47 12 53 13 7 13 12 13 26 13 27 13 32 16 4 22 33

Dec. + 39 + 36 + 47 + 18 + 44 + 8 + 12 + 8 + 26 -11 + 12 + 41 +22 + 37 +42 +47 +47 -29 + 56 + 33

51 46 45 38 32 27 50 9 26 11 0 33 7 29 37 36 41 27 4 23

Rad. Vel. km. per sec + 980 300 500 + 500 200 + 850 + 800 580 + 1100 + 1100 + 1090 4- 290 + 150 + 900 + 450 + 270 + 240 500 650 + 500

The great preponderance of positive (receding) yelocities is very striking; but the lack of observations of Southern nebulae is unfortunate, and forbids a finał conclusion. Even if these also show a preponderance of receding yeloci­ ties the cosmogonical difficulty is perhaps not entirely removed by de Sitter’s theory. It will be seen that twój nebulae (including the great Andromeda nebula) are approaching with rather high yelocity and these yelocities happen to be exceptionally well determined. In the fuli formula (70'21) there are no terms which under any reasonable conditions encourage motion towards the origin§. It is therefore difficult to account for these motions even as exceptional phenomena; on the other hand an approaching yelocity of 300 km. per sec. is about the limit occasionally attained by indiyidual stars or star clusters. t u. o. c. 221 and 224 may probably be connted as one system. The two approaching nebulae are the largest spirala in the sky.

| We are limited to the region in which (1 - } Xr2) is positire sińce light cannot cross the barrier.

Fot. 2. Stronica z książki Eddingtona. The Mathematical Theory of Relativity, zawierająca tabelę z wynikami obserwacji prędkości radialnych dla 41 galaktyk

Rozdział 3

Era Hubble'a

Klisza H-335-H W nocy z 5 na 6 października 1923 r. przez teleskop o 2,5-metrowej średnicy w obserwatprium astronomicznym na Mount Wil­ son została naświetlona klisza, zapisana w dzienniku obserwacyjnym pod numerem H-335-H. Fotografowano zewnętrzne obszary „mgła­ wicy spiralnej” (tak wówczas nazywano tego rodzaju obiekty) M 31 położonej w gwiazdozbiorze Andromedy. Obserwatorem był Edwin Hubble. Na kliszy H-335-H Hubble zidentyfikował pierwszą gwiazdę — cefeidę nie należącą do naszego układu Drogi Mlecznej lecz do obiektu M31. Z niewielką tylko przesadą można powiedzieć, że właśnie ta klisza dała początek współczesnej kosmologii obserwa­ cyjnej. Obiekt zidentyfikowany na kliszy H-335-H jako cefeida jest nie­ wielką plamką o pozornej jasności 18,2. Cefeidy są gwiazdami zmie­ niającymi swój blask okresowo, przy czym długość tego okresu ści­ śle zależy od jasności absolutnej gwiazdy, tak że znając okres zmien­ ności cefeidy, można wyliczyć jej jasność absolutną. Okres zmien­ ności cefeidy z kliszy Hubble’a wynosił około jeden miesiąc; odpo­ wiada to jasności absolutnej równej - 4. Cefeida Hubble’a jest zatem 7000 razy jaśniejsza od Słońca. Ponieważ widzimy ją jako słabiutki obiekt o jasności (pozornej) 18,2, cefeida musi być od nas nie­ zwykle odległa.

35

Prawdziwa (absolutna) jasność cefeidy jest zmniejszona na sku­ tek odległości o 22 wielkości gwiazdowe (od —4 jasności absolut­ nej do 18,2 jasności pozornej). Według obliczeń Hubble’a cefeida z mgławicy w gwiazdozbiorze Andromedy jest odległa o 900 000 lat świetlnych. Była to największa odległość, jaką kiedykolwiek dotych-

Fot. 3. Edwin Hubble

czas zmierzono w astronomii. Chcąc docenić znaczenie tego od­ krycia, musimy cofnąć się w czasie, ażeby prześledzić spór, który trwał wśród astronomów przez kilkadziesiąt lat, a zakończył się w no­ cy z 5 na 6 października 1923 roku.

36

Fot. 4. Zewnętrzne obszary Wielkiej Mgławicy w Andromedzie (galaktyka M 31) z zaznaczoną cefeidą zidentyfikowaną przez Hubble’a

Początki sporu W swoim czasie dużą popularnością cieszyła się koncepcja pow­ stania układu planetarnego znana pod nazwą kosmogonicznej hipo­ tezy Kanta-Laplace’a. Według tej hipotezy planety miały powstać 37

jako zagęszczenia w pierścieniach gazu, który odrywał się od rów­ nikowych części'wirującego Słońca. W rzeczywistości hipotezy Łapią­ ce^ i Kanta powstały niezależnie od siebie; pierwsza [1] (opraco­ wana matematycznie, bardziej precyzyjna) dotyczyła tylko genezy układu planetarnego, druga [2] (oparta na intuicji, ale bardziej śmia­ ła) była w pełnym tego słowa znaczeniu hipotezą kosmologiczną. Kant wołał z emfazą „Dajcie mi materię, a ja z niej zrobię Wszech­ świat!”. Za pierwotny stan świata Kant przyjął zbiór cząstek o róż­ nych gęstościach, rozłożonych równomiernie w przestrzeni. „Gdy raz już jest dana materia, która ze swojej natury jest obdarzona siłą przyciągania, nietrudno określić przyczyny, które mogły spowodować strukturę świata jako całości” [3]. W zasadzie ten sam mechanizm grawitacyjnej niestabilności prowadzi do powstania układu planetar­ nego oraz do powstania „układów systematycznych” wyższych rzę­ dów. Przez „układ systematyczny” („systematische Verfassung”) Kant rozumie pewną liczbę ciał krążących, mniej więcej w jednej płasz­ czyźnie, wokół ciała centralnego. Jowisz wraz ze swymi księżycami, Słońce i planety tworzą układy systematyczne. Zbiór gwiazd — zda­ niem Kanta — należy uznać za układ systematyczny wyższego rzędu. Filozof z Królewca trafnie zinterpretował zjawisko Drogi Mlecznej jako rzutowanie się na sferę niebieską spłaszczonego dysku układu systematycznego gwiazd, do którego należy nasze Słońce. Kant snuł przypuszczenie, że układy układów systematycznych tworzą nadukłady systematyczne i tak w nieskończoność. Potwierdzeniem tych spe­ kulacji miały być znane już Kantowi obserwacje „mgławic”; Kant domyślał się, że nie są to chmury gazu, lecz bardzo odległe zbio­ rowiska gwiazd - inne gwiazdowe układy systematyczne. Idea Kanta przechodziła różne koleje losu, wielu astronomów uważało ją po prostu za filozoficzną spekulację. Na przełomie XVIII i XIX wieku hipoteza „wyspowego Wszechświata” (w ten obrazowy sposób nazywano koncepcje podobne do kaniowskich) zyskała sobie poparcie tak wytrawnych obserwatorów, jakimi byli Herschelowie — ojciec i syn. W 1786 r. Wiliam Herschel (ojciec) spoiządził pierw­ szy katalog mgławic; katalog w pierwotnej wersji zawierał 1000 obiektów, a po uzupełnieniach w 1802 r. — 2500 obiektów nieba pół­ nocnego. W 1864 r. John Herschel (syn) ogłosił katalog mgławic zawierający 5079 obiektów z obu półkul. Pracę obydwu Herschelów rozszerzył J. L. E. Dreyer, ogłaszając w 1888 r. The New General 38

Catalogue (NGC); kolejno w latach 1895 i 1905 ukazały się uzu­ pełnienia do katalogu Index of the Catalogue (IC). Do dziś wiele galaktyk określa się przez podanie liter NGC lub IC i numerów po­ rządkowych, jakie dana galaktyka nosi w tych katalogach. Tak więc z początkiem XX wieku znano już i skatalogowano ok. 1500 „mgławic”, ale ich natura ciągle pozostawała zagadką i na­ dal stanowiła przedmiot sporu. Temperatura dyskusji wzrastała. Ma­ teriał obserwacyjny był tak duży, że już nie można się było uspo­ kajać twierdzeniem o „filozoficznym charakterze sporu”; chociaż prawdą jest, że obserwacje bez właściwej interpretacji jeszcze nie two­ rzą naukowej teorii, a jednoznacznej interpretacji ciągle było brak.

Podręcznik astronomii z XIX w. W drugiej połowie XIX w. opinia astronomów była bliska uzna­ nia hipotezy świata wyspowego. W prywatnej bibliotece mam „ho­ norową półkę”, na której znajduje się kilka starych książek o tema­ tyce przyrodniczej. Sięgam po mocno już przyprószony siwizną pod­ ręcznik astronomii wydany w 1886 r., Kosmogrąfija. Napisał Jan Jęd? rzejewicz, lekarz wolnopraktykujący, właściciel obserwatoryjum astro­ nomicznego w Płońsku, Warszawa, w drukarni Noskowskiego. Jest to bardzo nowoczesne dzieło, jak na owe czasy. U dołu stronicy 382 czytam: „Mgławice, przedstawiające się w ogóle jako masy gazowe, bardzo rzadko da­ dzą się spostrzegać gołym okiem; po większej części są to utwory wyłącznie te­ leskopowe. Niektóre tylko stanowią wyjątek i do takich’ należy mgławica Andro­ medy o postaci podłużnego wrzeciona, znana od roku 1612, dalej mgławica Oryjona, poniżej tak zwanej Przepaski Oryjona leżąca, odkryta w roku 1619 zaraz po wy­ nalezieniu lunet, również gołym okiem dostrzegalna. ... Szczególna zmiana zaszła we wspomnianej powyżej mgławicy Andromedy w sierpniu 1885 r. (rok przed opub­ likowaniem książki Jędrzejewicza!). Jasny jej środek około nowej gwiazdy, przez Hartwig’a dostrzeżonej, widocznie zbladł jednocześnie z pojawieniem się nowej gwiaz­ dy. Hartwig, porównując opisy tej mgławicy z wieku XVII, przypuszcza, że zmia­ na ta wtedy, podobnie, jak dzisiaj, miała miejsce i że jest w związku z rozpale­ niem się nowej gwiazdy”.

Jaka jest natura tajemniczych mgławic? Na str. 386 podręcznika Jędrzejewicza znajduję próbę odpowiedzi na to pytanie:

39

„Widzieliśmy powyżej, że w utworach tych najsilniejsze teleskopy nie są często w stanie odróżnić mgławic od gromadek gwiazd. Rozróżnienie to dało się dopiero uskutecznić przyrządem spektralnym. Huggins, badając wiele mgławic, przekonał się, że niektóre z nich dają w widmie prążki rozpalonych gazów: inne zaś dają widmo ciągłe ciał rozpalonych stałych. Te ostatnie więc, mimo pozoru gazowego, są tylko gromadkami gwiazd tak drobnych i skupionych, że teleskop nie jest w stanie ich uwydatnić. Zbadanych 57 mgławic 38 okazało się skupieniami gwiazd. 19 przed­ stawiało się jako masy gazowe, w których głównie znajduje się wodór, a podług Vogel'a niekiedy i azot. Do gazowych mgławic należy wielka mgławica Oryjona jedna mgławica w Smoku, picrścieniowata mgławica w Lutni, jedna mgławica w gwiazdozbiorze Wodnika itd. Słabe światło niektórych mgławic trudnym czyni badanie ich widm i dlatego stosunkowo niewielka ich ilość dotychczas została nod tym względem określona”.

40

Odkrycie gwiazdy nowej w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie, o którym wspomina Jędrzejewicz, przyczyniło się do zahamowania rozwoju właściwych poglądów. Nowa w Andromedzie rozbłysła aż do 5,4 wielkości gwiazdowej. Przy wszystkich, możliwych wówczas do przyjęcia, marginesach błędu gwiazda o takiej jasności musiała znajdować się wewnątrz naszego układu Drogi Mlecznej. Przypadko­ we rzutowanie się bliskiej gwiazdy nowej na odległą mgławicę na­ leżało wykluczyć jako mało prawdopodobne. Gdy jakiś pogląd odnosi choćby pozorne zwycięstwo, z reguły znajdują się dodatkowe argumenty. Tak było i tym razem. Pomiary dokonane przez van Maanena wskazywały na obrót Wielkiej Mgła­ wicy w Andromedzie o kąt rzędu jednej minuty na rok; tak duża wartość byłaby również argumentem za stosunkowo bliskim położe­ niem „mgławicy”. Ponadto zauważono, że „mgławice spiralne” ob­ serwowane są tylko w dużych szerokościach galaktycznych. Przypusz­ czenie, że rozkład światów-wysp w przestrzeni zależy od struktury naszej Galaktyki (naszego układu Drogi Mlecznej), wydaje się nie-

41

Fot. 5, 6, 7. Trzy mgławice według rysunku Jana Jędrzejewicza z 1886 roku

realistyczne, jeżeli nie wręcz absurdalne. Należało się zatem zgodzić z tym, że mgławice spiralne są tworami istotnie związanymi z naszą Galaktyką i leżą albo w jej wnętrzu, albo w jej bliskim astrono­ micznym sąsiedztwie.

Dwaj przeciwnicy Jest rzeczą zrozumiałą, że autor jakiegoś odkrycia lub nowej teorii jest skłonny spoglądać na inne dziedziny rzeczywistości pod kątem tego odkrycia czy przez pryzmat nowej teorii. Harlow Shapley, pracownik obserwatorium astronomicznego na Mount Wilson a od

42

1921 r. dyrektor Obserwatorium Harwardzkiego, odznaczył się bada­ niami struktury naszej Galaktyki. Wykazał on, że tzw. gromady ku­ liste (na kliszach fotograficznych wyglądają one podobnie do „mgła­ wic” i tylko przez większe teleskopy można ich zewnętrzne obsza­ ry „rozdzielić” na pojedyncze gwiazdy) są związane z naszą Galakty­ ką i znajdują się przeważnie na jej krańcach. Badając rozkład gro­ mad kulistych, Shapley określił kształt i rozmiary naszej Galaktyki, rozmiary te przewyższały wszystkie dotychczasowe oszacowania. Według Shapleya Galaktyka jest mniej więcej dyskiem o średnicy 300 000 lat świetlnych i grubości w centrum 30 000 lat świetlnych, środek Galaktyki znajduje się w okolicy gwiazdozbioru Strzelca w od­ ległości ok. 50 000 lat świetlnych od Słońca. Jeżeli układ Drogi Mlecznej jest tak rozległy i jeżeli gromady kuliste, wyglądem zbli­ żone do dyskusyjnych „mgławic”, znajdują się w jego obrębie, to — zdaniem Shapleya — nie ma żadnych powodów, by „mgławice spi­ ralne” umieszczać daleko poza granicami naszej Galaktyki. Poglądy Shapleya spotkały się z ostrą krytyką ze strony innego wybitnego astronoma Herberta D. Curtisa, który z kolei bronił hipo­ tezy wyspowego rozkładu materii. Spór do tego stopnia zafascyno­ wał opinię naukową, że Narodowa Akademia Nauk [National Academy of Science) postanowiła zorganizować publiczną dyskusję mię­ dzy Shapleyem i Curtisem. Dyskusja odbyła się 26 kwietnia 1920 roku w Waszyngtonie. W pierwszej części Curtis atakował, dokona­ ne przez Shapleya, oszacowania rozmiarów naszej Galaktyki, w dru­ giej części Shapley wysuwał zarzuty przeciw hipotezie Wszechświata Wyspowego. Z obu stron padały ważkie argumenty. Żadna ze stron ani nie dała się przekonać, ani nie zdołała przekonać przeciwnika. Stało się jasne, że rozstrzygającym argumentem będzie zmierzenie odległości do którejkolwiek z „mgławic spiralnych”. Człowiek, który tego dokona został właśnie zatrudniony w największym podówczas obserwatorium astronomicznym na Mount Wilson w Kalifornii.

Z kancelarii adwokackiej do teleskopu Edwin Powell Hubble urodził się w 1889 roku w Missouri; oj­ ciec jego był urzędnikiem ubezpieczeniowym w Chicago. Młodego Hubble’a, nieprzeciętnie zdolnego studenta, pociągały sporty, był 43

członkiem drużyny piłki nożnej, a potem o mało nie został zawodo­ wym bokserem. Na zakończenie szkoły średniej dyrektor, wręczając Hubblc’owi w nagrodę za dobre wyniki dyplom, przyznający mu sty­ pendium na dalsze studia w Chicago, powiedział: „Edwinie obser­ wowałem Cię przez cztery lata i nigdy nie widziałem, żebyś się uczył dłużej niż przez dziesięć minut”. Chociaż Hubble na uniwersy-

44

Fot. 8. Dwie mgławice galaktyczne: miejsce narodzin gwiazd z gazu i pyłu wewnątrz naszej Galaktyki: a) mgławica w Orionie, M42; b) mgławica M20

tecie w Chicago w dalszym ciągu oddawał się różnym sportom, pod koniec studiów znowu zyskał stypendium na wyjazd do Anglii do Oxfordu, gdzie nadal kontynuował swoje studia prawnicze. Białe mury Oxfordu stwarzają niepowtarzalną atmosferę. Kto był tam, choćby na krótko, wynosi coś na całe życie. Dla patrzących z zewnątrz to może wydawać się snobizmem, ale myślę, że nie jest. Łódki na Isis, studenckie puby i zbyt podkreślany oksfordzki ak­ cent to tylko zewnętrzne dodatki; istotą jest wielowiekowa tradycja szacunku dla ludzkiej myśli. Tym jest tu wszystko przesiąknięte i coś z tego się właśnie wynosi. Po trzyletnim pobycie w Oxfordzie Hubble rozpoczął karierę adwokata w Louisville, w stanie Kentucky. I tu nieoczekiwanie nas­ tąpiła przemiana. „Wolę być drugorzędnym astronomem niż pierw45

Fot. 9. Trzy kolejne stadia po wybuchu gwiazdy supernowej: a) Mgławica Krab. Ml (wybuch tej supernowej był obserwowany i opisany przez chińskich astronomów w 1054 roku); b) pozostałość po supernowej, która eksplodowała kilkadziesiąt tysięcy lat temu, IC 443; c) resztki po wybuchu supernowej, który miał miejsce ok. 50 000 lat temu, NGC 6992

szorzędnym adwokatem” - stwierdził Hubble. I od nowa, z uporem, zabrał się do studiów na uniwersytecie w Chicago. Upór musiał być duży, skoro już po trzech latach Hubble kończył pisanie roz­ prawy doktorskiej z astronomii. W ostatnim dniu pracy nad rozpra­ wą nadeszła propozycja od George’a Hale’a zaangażowania go do pracy w obserwatorium na Mount Wilson. Była to wielka szansa dla młodego astronoma.* Obserwatorium na Mount Wilson powstało dzięki entuzjazmowi i zaradności wybitne­ go astronoma, George’a Hale’a, który miał niezwykły talent prze­ konywania wielkich finansistów, że najlepszą metodą kupowania nie­ śmiertelności jest przeznaczanie pieniędzy na cele naukowe. Z tego 47

właśnie powodu największy teleskop na Mount Wilson nosi nazwis­ ko Johna D. Hookera, kalifornijskiego milionera od Wyrobów że­ laznych. Był to podówczas w ogóle największy teleskop na świecie. Jego zwierciadło jest dyskiem o średnicy 2.55 metra i wadze czte­ rech ton. Odlew wykonano w firmie Saint-Gobain we Francji w. la­ tach 1907-1910, po trzech nieudanych próbach; polerowanie zwier­ ciadła trwało 6 lat. Zbudowanie całego teleskopu wraz z wyposa­ żeniem było wielkim osiągnięciem technicznym. Konstrukcja ważyła 100 ton, a potrafiła podążać za ruchami sfery niebieskiej z precyzją zegarka. 1 listopada 1917 r. 2,5-metrowy teleskop został oddany do użytku. Edwin Hubble miał przed sobą trudną decyzję. Szansa pracowa­ nia na największym na ziemi teleskopie.. .Tę pokusę może zrozumieć tylko astronom. Ale jest rok 1917. W Europie szaleje wojna. To byłaby dezercja przed tym, co słuszne, w głębiny tajemnic Wszech­ świata. Hubble się nie waha. Całą noc wykańczał swoją rozprawę doktorską. Nad ranem wziął pióro do ręki i napisał telegram: „Dr Hale, Obserwatorium Mount Wilson, Pasadena, Kalifornia. Żałuję, że nie mogę przyjąć pańskiego zaproszenia. Idę na wojnę - Edwin Hubble”.

Został wcielony, w randze kapitana, do 343 pułku piechoty, 86 dy­ wizji. Po kilku miesiącach znalazł się na froncie we Francji. Wal­ czył, awansował, był ranny. Latem 1919 r. został zdemobilizowany. Stanowisko w obserwatorium na Mount Wilson czekało na niego. Zamieszkał w Pasadenie. Zachował na pamiątkę swój hełm i nie­ miecki bagnet, którego używał potem do rozcinania papieru.

Nowa era kosmologii Odkrycie Hubble’a stało się początkiem nowej ery w kosmologii obserwacyjnej. Cefeida z Wielkiej Mgławicy Andromedy jest odległa od Ziemi, według oszacowań Hubble’a, o 900 000 lat świetlnych. Odległość ta znacznie przewyższa wszelkie rozsądne oceny rozmiarów naszej Galaktyki, a zatem mgławica Andromedy nie leży wewnątrz naszej Galaktyki; jest inną galaktyką. Hipoteza Świata Wyspowego zyskała nowy, koronny argument. Nastąpiły dalsze obserwacje dos-

48

tarczające kolejnych argumentów. Hipoteza stała się uznanym faktem naukowym. Wkrótce też kontrargumenty przeciwników zostały ostatecznie wy­ jaśnione. Okazało się, że gwiazda nowa w Andromedzie, która roz­ błysła aż do 5,4 wielkości gwiazdowej, należy do klasy nieznanych dotychczas gwiazd, tzw. supernowych, rozbłyskujących o wiele jaśniej niż zwykle nowe. Obliczenia wykazały, że jasność supernowej z An­ dromedy nie kłóci się z dokonanymi przez Hubble’a oszacowaniami odległości do galaktyki M31. Fakt, że ,-,mgławice spiralne” występują tylko w dużych szerokościach galaktycznych wyjaśniono występowa­ niem ciemnej materii w pasie równikowym naszej Galaktyki pochła­ niającej promieniowanie przychodzące z zewnątrz (zjawisko ekstynk-

Fot.

10. Galaktyka M31

4 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

(Wielka Mgławica w Andromedzie)

49

Fot. 11. Galaktyka M 81

cji galaktycznej). A obserwacje van Maanena, dotyczące obrotu Wiel­ kiej Mgławicy w Andromedzie, okazały się po prostu błędne. Opinia naukowa została całkowicie przekonana o istnieniu innych galaktyk.

List Hubble’a Harlow Shapley, niegdyś zacięty przeciwnik hipotezy Świata Wys­ powego, stał się wkrótce jednym z najznamienitszych badaczy galak­ tyk. Tę zmianę poglądów zapoczątkował niewątpliwie list, jaki Shap­ ley otrzymał od Hubble’a:

50

Fot. 12. Galaktyka M51

19 luty 1924

A. H. Shapley, Dyrektor Obserwatorium Harwardzkicgo, Cambridge, Massachusetts Szanowny Panie, Z pewnością zainteresuje Pana fakt, że odkryłem zmienną cefeidę w mgławicy Andromedy (M31). W tym sezonie obserwowałem tę mgławicę, o ile pozwalały wa­ runki atmosferyczne, i w ciągu ostatnich pięciu miesięcy odkryłem dziewięć gwiazd nowych i dwie zmienne... Dwie zmienne zostały znalezione w ostatnim tygodniu...

51

Fot. 13. Galaktyka NGC 5128 — silne źródło fal radiowych i rentgenowskich

Rozdział 4

Kosmologia Friedmana

Tymczasem w Petersburgu... Tymczasem w odległym Petersburgu rozgrywał się kolejny roz­ dział kosmologii. Wtedy gdy Edwin Hubble obserwował pierwszą cefeidę w Wielkiej Mgławicy Andromedy, profesor Aleksander Fried­ man pracował nad swoim drugim artykułem o modelach kosmolo­ gicznych ze stałą krzywizną przestrzenną. Chociaż obydwie prace Friedmana były drukowane w niemieckim czasopiśmie Zeitschrift fur Physik, miały one jeszcze przez kilka lat pozostać prawie nieznane kosmologom zachodnim. A właśnie w tych pracach mieścił się istot­ ny postęp. Dzisiejszemu kosmologowi postać Aleksandra Friedmana kojarzy się nierozłącznie z jego dwiema pracami. O wszystkich twórcach współczesnej kosmologii zachowały się skrzętnie zbierane wspomnie­ nia uczniów, fotografie ze zjazdów, noty biograficzne. Przyznam się, że przez długi czas niewiele wiedziałem o kolejach losu i prywatnym życiu Friedmana. Z jedynej znanej mi fotografii spoglądała twarz szczupła, pociągła, o zamyślonym spojrzeniu. Dopiero później natra­ fiłem na biograficzny artykuł o nim, opublikowany w 1963 roku na łamach Uspiechow Fiziczeskich Nauk [1], Aleksander Aleksandrowicz Friedman urodził się w Petersburgu 17 czerwca 1887 r. Studia uni­ wersyteckie ukończył w swoim rodzinnym mieście. Tam też był pro­ fesorem matematyki i hydrodynamiki, a potem dyrektorem Główne­ go Laboratorium Geofizyki, przy czym sam dłuższy czas kierował pracami wydziału meteorologii teoretycznej. Napisał książkę Świat 53

Fot. 14. Aleksander Friedman

jako przestrzeń i czas (obecnie zapomnianą). Umarł na tyfus w Leningradzie, 15 września 1925 roku. Znane są natomiast jego dwie prace kosmologiczne. Oto leżą przede mną na biurku. Kilkanaście stron zapisanych fachowym języ­ kiem, pełnych matematycznych formuł. Pomiędzy wierszami, w uwa­ gach rzucanych jakby na marginesie, w sposobie stawiania zagad­ nień można odnaleźć człowieka, jego ścisłość i systematyczność w praCY> jego, z jednej strony, jakby nieśmiałość wobec ogromu zagad­ nienia, z jakim przyszło mu się zmierzyć, a z drugiej strony, wręcz ryzykancką odwagę w rozwiązywaniu problemów i stawianiu hipotez. 54

Zaznaczmy jeszcze, że nieznajomość prac Friedmana na zacho­ dzie nie była, jeśli tak można powiedzieć, symetryczna. W obydwu artykułach Friedmana znajdujemy odnośniki do prawie wszystkich najważniejszych prac zachodnich, także i tych z ostatniej chwili. Zapraszam teraz Czytelnika do wspólnej lektury dwóch kosmolo­ gicznych artykułów Aleksandra Aleksandrowicza Friedmana.

Pierwsza praca Friedmana Pierwsza praca Friedmana, O krzywiźnie przestrzeni, została opub­ likowana w 1922 r. [2]. Zaczyna się ona od naszkicowania sytuacji, jaką autor zastał w kosmologii. Znane są tylko dwa modele kos­ mologiczne: cylindryczny świat Einsteina i sferyczny świat de Sittera. Świat Einsteina jest statyczny i posiada zamknięte przestrzenie ze stałą dodatnią krzywizną, świat de Sittera jest pusty i odznacza się stałą dodatnią krzywizną czasoprzestrzeni. Friedman dostrzega moż­ liwość wyprowadzenia tych dwu modeli z ogólniejszych rozważań jako dwóch przypadków szczególnych, przewiduje także, że oprócz tych dwu przypadków szczególnych da się skonstruować całą klasę różnych modeli Wszechświata. Następuje teraz wyliczenie założeń, na których będą się opierać dalsze rozważania; i tak Friedman zakłada: po pierwsze, że ważne są równania Einsteina z członem kosmologicznym; po drugie, że prędkości materii są zawsze małe w porównaniu z prędkością światła; po trzecie, że przestrzeń świata w każdej chwili jest prostopadła do osi czasu i po czwarte, że przestrzeń świata w każdym punkcie musi mieć jednakową krzywiznę, ale że krzywizna ta może zmieniać się w czasie. Rewolucyjność idei Friedmana tkwi w czwartym założeniu. Sta­ ła krzywizna przestrzeni może być dodatnia, ujemna lub równa zeru. (W swojej pierwszej pracy Friedman przeoczył dwie ostatnie możli­ wości, najwidoczniej zasugerowany światami Einsteina i de Sittera posiadającymi przestrzenie zamknięte o dodatniej krzywiźnie), Ale, zgodnie z założeniami Friedmana, stała krzywizna przestrzeni może zmieniać się w czasie! Oznacza to, że model nie musi być statyczny, może się kurczyć lub rozszerzać. Po raz pierwszy w dziejach kosmo­ logii dopuszczono do głosu myśl, że Wszechświat nie musi być bu-

55

dowlą o niezmiennej architekturze, że może być nie tyle pojemni­ kiem procesów, lecz procesem. Myśl ta na razie została wypowie­ dziana nieśmiało, jedynie jako matematyczna możliwość, niesprzeczna idea. Ale idea raz rzucona kiełkuje i wkrótce wyda owoce. W dalszej części pracy Friedman, łącząc einsteinowskic równania pola grawitacyjnego ze swoimi założeniami, otrzymuje równanie opi­ sujące możliwe zmiany Wszechświata w czasie, czyli jego ewolucję. Równanie to nosi dziś nazwę równania Friedmana1’. Friedman wykazał, że statyczny model Einsteina i pusty model de Sittera są rozwiązaniami tego równania i to rozwiązaniami w pew­ nym sensie skrajnymi. Pomiędzy nimi znajduje się bardzo wiele mode­ li, które nie są statyczne, jak świat Einsteina, ani nie są puste, jak świat de Sittera. Friedman nie znalazł wprost (explicite) tych roz­ wiązań, przeprowadził tylko ich jakościową dyskusję, którą potem często powtarzano w różnych podręcznikach teorii względności [3], na ogół przypisując jej wynalezienie H. P. Robertsonowi [4]. Bogac­ two różnych rozwiązań równania Friedmana bierze się stąd, że w równaniu tym występuje stała kosmologiczna, której wartość is­ totnie wpływa na kształt rozwiązania. Ponieważ wartość stałej kos­ mologicznej pozostaje nieznana, należy rozpatrywać wszystkie moż­ liwości. Gdy przyjmiemy, że stała kosmologiczna jest równa zeru, to otrzy­ mujemy następujący obraz kosmicznej ewolucji. Przestrzeń świata można przedstawić (podobnie jak dla statycznego modelu Einsteina) jako trójwymiarową powierzchnię czterowymiarowej kuli. Ewolucja zaczyna się od momentu, gdy kula (teoretycznie rzecz biorąc) ma zerową objętość, jest ściągnięta do punktu. Potem następuje gwał­ towna ekspansja, kula się rozszerza, nadyma. Z czasem tempo ewo­ lucji maleje, kula osiąga rozmiary maksymalne. Teraz sytuacja się odwraca, rozszerzanie zamienia się w kurczenie, kula z coraz większą prędkością zapada się z powrotem do punktu. Stany Wszechświata „ściągniętego do punktu” nazwano potem odpowiednio początkową i końcową osobliwością. Friedman jest przede wszystkim matematykiem i jako matema­ tyk dostrzega tu dwie możliwości: początkową i końcową osobliwość 11 W pierwszej pracy Friedmana równanie to zostało wprowadzone tylko dla przypadku modeli kosmologicznych z przestrzenią o stałej krzywiźnie dodatniej.

56

możemy traktować jako dwa różne zdarzenia, mamy wtedy świat quasi-periodyczny — ewolucja zaczyna się i kończy osobliwością; ale możemy też obydwie osobliwości uznać za jedno i to samo zdarze­ nie, wówczas otrzymujemy periodyczność ewolucji w dosłownym zna­ czeniu — dzieje świata tworzą zamknięte kolisko, koniec jest równo­ cześnie początkiem, wszystko powtarza się nieskończenie wiele razy. Pierwsza praca Friedmana kończy się następującą uwagą: „Dane, jakimi dysponujemy, są całkowicie niewystarczające, by przeprowadzić jakiekolwiek numeryczne oceny w celu znalezienia odpowiedzi na pytanie, jakiemu modelowi odpowiada nasz Wszechświat”.

Friedman odważa się jedynie na taką spekulację: jeśli założyć, że wartość stałej kosmologicznej jest równa zeru i że we Wszech­ świecie znajduje się 5-1021 mas Słońca, to można obliczyć, że wiek Wszechświata (tzn. okres czasu od początku jego ewolucji do chwi­ li obecnej) wynosi około dziesięć miliardów lat. To oszacowanie Friedmana, choć oparte raczej na domyśle niż na danych empirycz­ nych, co do rzędu wielkości zgadza się z obecnie przyjmowaną war­ tością wieku Wszechświata.

Druga praca Friedmana Motywy podjęcia drugiej pracy [5] były bardziej filozoficzne. Mo­ dele kosmologiczne o stałej dodatniej krzywiźnie (omówione w pierw­ szej pracy) przedstawiają światy przestrzennie „skończone, ale nie­ ograniczone” (wedle terminologii Einsteina). Czy mogą istnieć światy przestrzennie nieskończone? Friedman podejmuje to stare pytanie filo­ zoficzne, przekładając je na język współczesnej kosmologii: czy istnie­ ją rozwiązania równań Einsteina przedstawiające modele kosmolo­ giczne ze stałą ujemną krzywizną przestrzenną? Friedman sumiennie zaznacza w przypisie, że na konieczność oddzielnego rozważenia przy­ padku modeli ze stałą ujemną krzywizną przestrzeni, zwrócił mu uwagę jego przyjaciel, prof. J. D. Tamarkin. Rzecz ciekawa, że w żadnej ze swoich prac Friedman nie rozważa modeli ze stałą ze­ rową krzywizną przestrzeni (z przestrzenią płaską). Wprawdzie jest to przypadek bardzo podobny do światów z ujemną stałą krzywiz­ ną przestrzeni, wymaga jednak także oddzielnego potraktowania. Po­ tem inni bez trudu uzupełnili ten brak.

57

I tym razem Friedman starannie formułuje założenia, które pro­ wadzą do równania na ewolucję wszechświatów (równanie Friedmana) ze stałą ujemną krzywizną przestrzeni. Następuje szczegółowa dys­ kusją tego równania i jego możliwych rozwiązań. Przy końcu artykułu Friedman powraca do pytania o przestrzen­ ną nieskończoność świata i zwraca uwagę na fakt, że einsteinowskie równania pola nie są w stanie udzielić odpowiedzi na to pytanie bez dodatkowych założeń o charakterze topologicznym. „Przestrzeń nazywamy skończoną - pisze Friedman - jeśli odległość między pa­ rą różnych punktów nie przewyższa pewnej dodatniej, stałej liczby, jakąkolwiek by nie była ta para punktów”. Przy takiej definicji skończoności przestrzeni wszystko zależy od tego, jakie punkty będziemy uważać za identyczne, a jakie za różne. Jakie zatem przyjąć kryterium rozróżniania punktów w kosmo­ logii? Już Eddington zauważył, że jeśli przestrzeń naszego świata jest zamknięta (jak w statycznym modelu Einsteina i w pustym modelu de Sittera), to każda gwiazda (galaktyka) powinna dawać swój pozor­ ny obraz na „antypodach” świata: wszystkie promienie wysyłane przez daną gwiazdę (galaktykę) spotykają się w przeciwległym „bie­ gunie”, Wszechświat działa jak wielka soczewka skupiająca. Takie pozorne obrazy Eddington nazywał gwiazdami-widmami. Otóż jako kryterium utożsamiania punktów we Wszechświecie Friedman zapro­ ponował założenie, które nazwał obrazowo „zasadą lęku przed wid­ mami”. Kryterium Friedmana brzmi: „między dwoma różnymi punk­ tami można przeprowadzić jedną i tylko jedną linię prostą-linię geo­ dezyjną (geodetykę)” ». W myśl tego kryterium punkty antypodalne w przestrzeni o stałej dodatniej krzywiźnie (np. dwa bieguny sfery) nie są różnymi punktami, gdyż można je połączyć więcej niż jedną linią geodezyjną (np. dwoma południkami). Wyklucza to istnienie gwiazd-widm. Przyznajmy, że niematematyk nie wpadłby na pomysł, by -utoż­ samiać jakiekolwiek punkty ze sobą lub, by w ogóle pytać o kry-

n W przestrzeniach zakrzywionych odpowiednikiem linii prostych są tzw. linie geodezyjne; są to „najprostsze” linie, jakie da się przeprowadzić w danej przes­ trzeni.

58

terium identyczności punktów. Rzecz w tym, że przyroda jest prze­ biegłym matematykiem i prowadząc z nią grę zwaną uprawianiem nauki, należy przewidzieć wszystkie możliwe posunięcia partnera. Jest niewątpliwą zasługą Friedmana, że właściwie dopiero stawia­ jąc problem kosmologiczny, od razu postawił go z tak wielką przej­ rzystością. Późniejsi badacze często zapominali, że same einsteinowskie równania pola mają tylko charakter lokalny, tzn. jednoznacznie opisują własności czasoprzestrzeni tylko „w małym otoczeniu” zda­ rzenia, a gdy się chce rozpatrywać zagadnienia globalne, tj. doty­ czące struktury czasoprzestrzeni jako całości, a to jest przecież celem kosmologii, to należy przyjąć dodatkowe założenia topologiczne. Prob­ lem utożsamiania punktów w modelu kosmologicznym jest bardzo skomplikowanym zagadnieniem, Friedman go tylko postawił. Zagad­ nienie to doczekało się ogólnego potraktowania, ale bynajmniej nie rozwiązania, dopiero w 1971 r. przez G. F. R. Ellisa [6].

Epitafium kosmologa Einstein zapoznał się z pierwszą pracą Friedmana, ale uznał jej rezultaty za niezgodne z dotychczasowymi własnymi wynikami. W Zeitschrift Jur Physik ukazała się krótka nota Einsteina, w której rezultaty Friedmana nazwał „podejrzanymi” [7]. Friedman zareago­ wał listem. Einstein znowu wysłał notkę do Zeitschrift fur Physik. „W poprzedniej notce poddałem krytyce wyżej wymienioną (w tytule notki) pracę. Jednakże moja krytyka, jak przekonałem się z listu Friedmana, przedstawio­ nego mi przez p. Krutkowa, opierała się na błędzie w obliczeniach. Uważam wyniki p. Friedmana za poprawne i rzucające nowe światło. Okazuje się, że równania pola dopuszczają dla struktury przestrzeni na równi ze statycznymi także i dynamiczne (tj. zmienne względem czasu) środkowosymetryczne rozwiązania” [8].

Niedaleka przyszłość wykazała, że znaczenie prac Friedmana było o wiele głębsze niż Einstein przypuszczał. Rozwiązania ewolucyjne (dynamiczne, jak je nazwał Einstein) nie tylko istnieją, ale właśnie one opisują rzeczywisty świat, który okazał się tworem niestatycznym, jako całość podlegającym ewolucji. Ale wtedy, gdy się to stało jasne, Friedman już nie żył. 59

Fot. 15. Georges Lemaitre

Rozdział 5

Od obserwacji do teorii

Chemia gwiazd Często wiele dróg prowadzi do jednego celu. W nauce nieraz trzeba iść wszystkimi drogami równocześnie, żeby cel osiągnąć. Jedna z dróg ku nowoczesnej kosmologii wiodła przez spektroskopię. Spektroskopia od samego początku była związana z astronomią. Już w 1815 r. niemiecki fizyk Joseph von Fraunhofer badał widmo Słońca a potem Syriusza i innych gwiazd. On to odkrył w widmie Słońca czarne prążki zwane potem liniami Fraunhofera. Dopiero kil­ kadziesiąt lat potem, w 1859 r. Robert Bunsen i Gustaw Kirchhoff wyjaśnili naturę tych prążków: powstają one w wyniku pochłania­ nia fal świetlnych o pewnej długości przez gazową atmosferę Słońca. Metodę analizy widmowej do ustalania składu chemicznego zew­ nętrznych warstw gwiazd zastosował angielski astronom, Wiliam Huggins. W 1863 r. sporządził on pierwszy spektrogram gwiazdy. Jakość spektrogramu pozostawiała jeszcze bardzo wiele do życzenia, ale nowa technika rozwijała się szybko. Wkrótce stało się już moż­ liwe porównywanie przesunięć prążków w widmach gwiazd z poło­ żeniami tych samych prążków w widmach wykonanych w ziemskich laboratoriach. Przesunięcia takie wyjaśnia tzw. efekt Dopplera-Fizeau. W 1841 r. Christian Doppler stwierdził, że wysokość głosu zmie­ nia się w zależności od ruchu źródła fal głosowych względem słu­ chającego. Franciszek Hipolit Fizeau dostrzegł analogiczne zjawisko w optyce: gdy źródło światła zbliża się do obserwatora, stwierdza on przesunięcie się prążków w widmie światła w kierunku fioletu;

61

gdy źródło światła się oddala, prążki przesuwają się w kierunku czerwieni. Wielkość przesunięcia jest proporcjonalna do prędkości, z jaką porusza się źródło światła. Struktura widma — położenie prążków, stopień ich rozmycia, ich rozszczepienie itp., informuje współczesnego astronoma-spektroskopistę nie tylko o składzie chemicznym gwiazdy, lecz także o jej obrocie i innych „ruchach własnych”, jak również o wielu zjawis­ kach fizycznych zachodzących w zewnętrznych obszarach gwiazdy. O ile w astrofizyce spektroskopia stosunkowo szybko stała się codzienną rutyną, o tyle kosmologom jeszcze przez długi czas nie przestała dostarczać szokujących zagadek.

Ucieczka galaktyk Dnia 12 września 1912 r. Vesto Melvin Slipher, astronom pracu­ jący w obserwatorium Lowella (Arizona), uzyskał spektrogram ga­ laktyki M31 (Mgławica w Andromedzie). Linie spektralne były na tyle czytelne, że można je było porównać z widmami laboratoryj­ nymi. Okazało się, że linie widma galaktyki są przesunięte w sto­ sunku do ziemskich w kierunku fioletowego końca widma. Jeśli in­ terpretować to jako efekt Dopplera, to galaktyką w Andromedzie zbliża się w kierunku Ziemi z prędkością 284 km/s. Koledzy — as­ tronomowie wyrażali wątpliwości co do dokładności tego pomiaru. Slipher był człowiekiem systematycznym. Powtórzył pomiary cztero­ krotnie. Nie było wątpliwości. Galaktyka M31 zbliża się do nas z prędkością ok. 300 km/s. Slipher przystąpił do dalszej pracy. W ciągu dwu następnych lat wyznaczył 14 prędkości różnych galaktyk, do roku 1925 miał już ich 41. Ażeby docenić ogrom jego pracy, trzeba uświadomić sobie, że pracował on na teleskopie o średnicy 60 cm i sporządzając spektrogram bardziej odległych galaktyk, musiał naświetlać pojedyn­ czą kliszę przez kilkadziesiąt godzin, a więc w ciągu wielu kolej­ nych nocy! Wymagało to nie lada umiejętności, trzeba przecież było w następną noc trafić dokładnie w ten sam punkt nieba, tak by na kliszy nie uzyskać podwójnego obrazu. Nawet przy dzisiejszej technice, na znacznie większych teleskopach, sporządzenie dobrego spektrogramu odległej galaktyki wymaga dużej umiejętności. 62

Fot. 16. Klisza ze spektrogramem galaktyki

Pierwszy pomiar był pod pewnym względem wyjątkowy: wskazy­ wał na zbliżanie się galaktyki M31 ku nam; ogromna większość wszystkich późniejszych pomiarów (z wyjątkiem kilku) dawała prze­ sunięcie ku czerwieni, a więc ucieczkę galaktyk, a nie ich zbli­ żanie się. W 1914 r. w Evanston na zebraniu Amerykańskiego Towarzys­ twa Astronomicznego Slipher przedstawił wyniki swoich prac. Po jego odczycie obecni wstali z miejsc i burzliwymi oklaskami dali wyraz uznania dla wielkiego, choć jeszcze nie w pełni rozumianego, od­ krycia. Wśród klaszczących na sali znajdował się Edwin Hubble, który niedawno porzucił karierę prawnika, by poświęcić się astronomii. 63

Jeszcze raz Hubble mierzy odległość do galaktyk Od roku 1923 Hubble dysponował już metodą pomiaru odległoś­ ci do tych galaktyk, w których można wyróżnić poszczególne cefeidy, a więc do galaktyk najbliższych. Ale czy zamiast cefeid nie można użyć innych, jaśniejszych gwiazd? Hubble wpadł na prosty pomysł: jeśli przyjąć, że najjaśniejsze gwiazdy w galaktykach mają mniej wię­ cej takie same jasności absolutne, to można by te gwiazdy wyko­ rzystać jako wskaźniki odległości, wedle zasady: im mniejsza jas­ ność pozorna najjaśniejszej gwiazdy w jakiejś galaktyce, tym bar­ dziej ta galaktyka jest od nas oddalona. Hubble wypróbował tę metodę na przykładzie galaktyk, których odległość można wyznaczyć metodą cefeid i doszedł do wniosku, że nowa metoda w zastosowaniu do pojedynczych galaktyk może pro­ wadzić do wyników obarczonych dużymi błędami, ale gdy się ją zas­ tosuje do dużej liczby galaktyk, to uzyskany statystyczny obraz ich odległości dobrze odpowiada rzeczywistości. (Ażeby zmniejszyć rozrzut możliwych różnic pomiędzy najjaśniej­ szymi gwiazdami w różnych galaktykach, w praktyce nie wykorzys­ tuje się najjaśniejszych gwiazd, lecz gwiazdy znajdujące się na dru­ gim lub trzecim miejscu pod względem jasności w danej galaktyce). Ale ogromna większość galaktyk jest tak bardzo od nas odległa, że nie można w nich wyróżnić w ogóle żadnych gwiazd. Czy ozna­ cza to, że mamy zrezygnować z mierzenia odległości do tych galak­ tyk? Oczywiście nie; metoda sama się narzuca. Zamiast najjaśniej­ szej gwiazdy w galaktyce należy użyć samej galaktyki: im galaktyka wydaje się nam mniej jasna, tym bardziej jest od nas nas odległa. Zważywszy, że bardzo odległych, karłowatych galaktyk o małych jas­ nościach absolutnych w ogóle nie widzimy, to istotnie można przy­ jąć, że rozrzut jasności absolutnych galaktyk nie jest zbyt wielki i po­ zorne jasności galaktyk rzeczywiście mogą służyć za wskaźniki od­ ległości. I znowu Hubble sprawdził tę metodę na galaktykach, których odległości można mierzyć za pomocą najjaśniejszych gwiazd i znowu statystyczny rozkład odległości, uzyskany tą drogą, okazał się wia­ rygodny. Bardzo często naukowcy w swoich specjalistycznych badaniach 64

kierują się jakąś, ukrywaną w głębi serca, filozofią. Hubble także posiadał taką, inspirującą go, ideologię. Było nią przekonanie o „cią­ głości w przyrodzie”. Przyroda nie jest statyczna, zmienia się ale nie nagle, nie skokowo. Poszczególne gwiazdy i galaktyki różnią się od siebie ale nie drastycznie. Metoda statystyczna jeszcze bardziej upodabnia je wszystkie do siebie i przez proste porównywanie pozwa­ la wyciągać daleko idące wnioski. Naukowcy czasem powiadają, że przyroda jest dla nich bardzo łaskawa; gdyby, na przykład, była bardziej zróżnicowana, mniej „jednostajna”, mogłaby im utrudnić, lub nawet zupełnie uniemożliwić, odkrywczą pracę. Dla Hubble’a przyroda okazała się szczególnie łaskawa, praktyka potwierdziła słusz­ ność jego filozofii.

Ucieczka — odległość galaktyk Praca astronoma wymaga ogromnej cierpliwości. Pomysły, choć często wynikają jedne z drugich z logiczną niemal konsekwencją, to jednak dojrzewają powoli, nieraz przez wiele lat. Spójrzmy na daty. W roku 1914 Hubble wysłuchał odczytu Sliphera o przesunię­ ciach ku czerwieni w widmach galaktyk; w 1923 wyznaczył odległość do Wielkiej Mgławicy w Andromedzie metodą cefeid; w następnych latach opracowywał głębiej sięgające metody mierzenia odległości i za­ czął się zastanawiać nad związkiem pomiędzy wynikami Sliphera i własnymi. Wyniki tych zastanawiań miały w pełni dojrzeć dopiero w 1929 roku. Ale już pierwsze zestawienia dawały wiele do myśle­ nia. Wielkość przesunięcia ku czerwieni, czyli prędkość ucieczki ga­ laktyki, była wyraźnie skorelowana z odległością. Z wyjątkiem kilku najbliższych galaktyk posiadających przesunięcia ku fioletowi (do tych wyjątków należy Wielka Mgławica w Andromedzie) większym od­ ległościom odpowiadało większe przesunięcie ku czerwieni. Czyżby przesunięcie ku czerwieni mogło być następnym wskaźnikiem odleg­ łości galaktyk? Hubble był ostrożnym eksperymentatorem, nie spieszył się z wy­ ciąganiem przedwczesnych wniosków. Tymczasem ograniczał się tylko do zbierania materiału doświadczalnego, starannej dyskusji błędów i oszacowań, nie odważając się jeszcze na żadną zdecydowaną in­ terpretację uzyskanych wyników. 5 - Ewolucja kosmosu i kosmologii

65

Galaktyka należąca do gromady w gwiazdozbiorze

Odległość w parsekach (przybliżona)

Przesunięcie ku czerwieni H+K

10 000 000

Panny

1 200 km/s

Wielkiej Niedźwiedzicy

Korony Północy

39 300 km/s

61 200 km/s

Fot. 17. Ilustracja prawa Hubble’a. Galaktyki, umieszczone po lewej stronie, sfotografowano w takim samym powiększeniu; ich rozmiary świadczą więc (w przy­ bliżeniu) o ich odległościach. Na widmach tych galaktyk (prawa strona) strzałką zaznaczono przesunięcie ku czerwieni linii H i K

Opowiadał mi prof. Odon Godart, dawny asystent (jedyny zresztą) Georgea Lemaitre’a, obecnie dyrektor Instytutu Astronomii i Geo­ fizyki imienia Lemaitre’a w Louvain-la-Neuve (Belgia), że gdy jego mistrz był w Stanach Zjednoczonych, w latach 1924-1925, słuchał tam odczytu Hubble’a, który referował zgromadzony przez siebie ma­ teriał obserwacyjny dotyczący przesunięcia pomiarów ku czerwieni i wyznaczania odległości galaktyk. W trakcie wykładu w ścisłym umyśle Lemaitre’a zrodził się pomysł. Hubble był astronomem z dużą dozą odważnej wyobraźni. Lemaitre był teoretykiem, który umiał szanować wymowę doświad­ czalnych taktów. Teraz dane obserwacyjne spotkały się z wysoko rozwiniętym aparatem teoretycznym. Należy przypuszczać, że noc po wykładzie Hubble’a Lemaitre spędził bezsennie, gdyż na rano szkic przyszłej pracy był gotowy. Praca Lemaitre’a ukazała się drukiem w 1927 roku; w między­ czasie Hubble zdecydował się na dopplerowską interpretację przesu­ nięcia ku czerwieni i w 1929 roku opublikował odkrytą przez siebie zależność między odległością galaktyk a wielkością przesunięcia ku czerwieni w ich widmach zwaną dziś prawem Hubble’a. Idee Lemaitre’a znalazły potwierdzenie w faktach. Opowiemy o tym w następnym rodziale.

Rozdział 6

Od teorii do obserwacji

Bilans Sporządźmy krótki przegląd sytuacji. Znane są dwa modele kos­ mologiczne: statyczny świat Einsteina i pełen paradoksów świat de Sittera. Prace Friedmana pozostają jeszcze niedocenione i nieznane, ale wiadomo już, że świat de Sittera nie jest statyczny. Ciągle przy­ bywają wyniki nowych pomiarów przesunięć ku czerwieni w wid­ mach galaktyk, jest ich ponad czterdzieści; są także pierwsze próby wiązania efektu ucieczki galaktyk z niestatycznym, rozszerzającym się światem de Sittera, ale w gruncie rzeczy wiadomo, że jest to interpretacja naciągana, świat de Sittera jest pusty i nie ma w nim ucieczki galaktyk, lecz tylko „rozszerzanie” się próżni. Sytuacja była nabrzmiała problemami, oczekiwała na wielką ideę. Od czasów odczytu Hubble’a (por. poprzedni rozdział) idea już żyła w szkolnych kajetach, w których Lemaitre miał zwyczaj rów­ nym, starannym pismem notować swoje myśli i wykonywać wszyst­ kie przeliczenia. Praca Lemaitre’a, „Wszechświat jednorodny o stałej masie, wyjaśniający prędkość radialną mgławic pozagalaktycznych” [1] została opublikowana w 1927 r. w Rocznikach Naukowego Towa­ rzystwa Brukselskiego.

Praca Lemaitre’a Pomysł, jak to zwykle bywa z genialnymi pomysłami, okazał się niezwykle prosty: znaleźć rozwiązanie, które złączyłoby zalety świata Einsteina (wypełnienie materią) ?; zaletami świata de Sittera (eks­ pansja). „Skłania to - pisał Lemaitre - do rozważania wszechświata 68

ANNALES DE LA

80CIETE 8CIENTIFIQUE DE BRUXELLES

BZTRAIT

Un univers homogene de masse constante et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nebuleuses extra-galactiques Wote de M. l*Abbó G. ŁEMAITRK

LOUVAIN

PARIS

Secretariat de la Societe Scientiflone Les Presses Uniyersitaires de France II, RUE DES RECOLLETS, II

49, BOULEVARD Sł MICHEL, 49

Ch6ques postaux 38022, F. Wlllaert

Compte eheques postaux 892-33

1927 Fot. 18. Tytułowa strona pracy Lemaitre’a z 1927 roku

— N® —

8.

Utilisant les 42 nebuleuses figurant dans les listes de Hubble et de Stromberg (*), et tenant compte de la vitesse propre du soleil (300 Km. dans la direction a = 315°, 6= 62°), on trouve une distance moyenne de 0,95 millions de parsecs et une vitesse radiale de 600 Km./sec, soit 625 Km./sec A *10 parsecs (*). Nous adopterons donc R' w 625 x JO5 R ~ rc ^106x 3,08 xl0r5Tr^(T^

cm

W

Cette relation nous permet de calculer Ro. Nous avons en effet par (16)

^“r^^3^^

'^

»=y

(26)

ou nous avons pose

D’autre part, d’aprós (18) et (26), R>R’b!/3

(27)

et donc

KH^™3^

®

Introduisant les valeurs numeriques de ~- (24) et de RE (19), il vient: y = 0,0465.

On a alors : R = Rg\/V~ 0,215 Rb —1,83 x 10” cm. = 6 X 10® parsecs Rą— Ry = Rg yt = 8,5 X 10” cm. ^ 2,7 X 10 * parsecs

=9

X 10 * annees de lumUre.

(*) II n’est pas tenu compte de N. G. C. 5194 qui est associe ż N. G. C. 5195. L’introduc* tion des nućes de Magellan serait sans influence sur )e rćsultat. (*) En ne donnant pas de poids aux observations, on trouverait 670 Km./sec a 1,16 X 106 parsecs, 575 Km./sec a 10® parsecs. Cerfains auteurs ont cberchó & mettre en óvidence la relation entre » et r et n'ont obtenu qu’une trós faihle correlation entre ces deus grandeurs. L/erreur dans la dótermination des distances individuelles est du móme ordre de grandeur que l’intervalle que couvrent les observations et la vitesse propre des nóbuleuses (en toute direction) est grandę (300 Km./sec. d’aprós StrOmberg), il semble donc que ces rósultats nógatifs ne sont ni pour ni contrę l’interprótation relativistique de 1’effet Doppler. Tout ce que 1’imprócision des observations permet de faire est de supposer » proportionnel a r et d’essayer d’óviter une erreur systematique dans la dótermination du rapport vlr. Cf. Lundmark. The determination of the curvature of space time in de Silter’s world M. N., vol. 84, p. 747, 1924, et Stromberg, l. c.

Fot.19. Stronica pracy Lemaitre’a z 1927 roku, na której autor po raz pierwszy porównuje teoretyczne przewidywania wynikające z modelu kosmologicznego z danymi obserwacji

Einsteina, którego promień mógłby się zmieniać w dowolny spo­ sób”. Takie sformułowanie zagadnienia doprowadziło Lemaitre’a do równania Friedmana dła Wszechświata z dodatnią krzywizną prze­ strzeni. Jednakże Lemaitre nie był zainteresowany w szukaniu wszyst­ kich możliwych rozwiązań tego równania, chciał on znaleźć jedynie rozwiązanie pośrednie między rozwiązaniem Einsteina i rozwiązaniem de Sittera. Dobrał więc odpowiednio stałe całkowania i cel został osiągnięty. Rozwiązanie pośrednie opisuje ewolucję Wszechświata w następujący sposób: w minus nieskończoności świat jest w eiństeinowskim stanie statycznym, z czasem rozpoczyna się ekspansja, „promień Wszechświata” rośnie coraz szybciej, aż wreszcie w plus nieskończoności model przechodzi w pusty świat de Sittera. Ekspansja Wszechświata prowadzi do zmniejszenia się gęstości materii, dając w granicy gęstość równą zeru; świat staje się pusty. Ten model ewolucji świata był potem intensywnie badany przez angielskiego astronoma i fizyka Sir Arthura Stanleya Eddingtona i zyskał sobie nazwę mo­ delu Eddingtona — Lemaitre’a. W trakcie pracy nad modelem Lemaitre nie znał osiągnięć Fried­ mana. Artykuł Lemaitre’a z 1927 r. nie jest matematycznie tak roz­ budowany, jak artykuły jego łeningradzkiego poprzednika, odznacza się jednak niezmiernie istotną cechą: Lemaitre nie chce tworzyć ma­ tematycznych abstrakcji, lecz pragnie przyczynić się do poznania rzeczywistego Wszechświata. Ze swojego modelu Lemaitre wyprowa­ dza formuły opisujące efekt Dopplera i stwierdza, że wyjaśniają one przesunięcia ku czerwieni w widmach galaktyk. Otrzymuje następnie ważny wzór, według którego dla galaktyk niezbyt odległych pręd­ kość ucieczki, obliczona z przesunięcia dopplerowskiego w widmie galaktyki, winna być wprost proporcjonalna do jej odległości od obserwatora. Doniosły krok został postawiony. Odejście od panującej przez wieki wizji statycznego Wszechświata stało się faktem dokonanym. Nowa wizja, przedstawiająca Wszechświat w stanie nieustannej ewo­ lucji, wyrosła ze zmatematyzowanej teorii, która znalazła oparcie w empirycznych faktach. Praca Lemaitre’a pozostała jakiś czas niezauważona. Eddington jako pierwszy docenił jej wielkie znaczenie. On to postarał się, żeby angielska wersja artykułu Lemaitre’a ukazała się w bardziej poczyt­ nym czasopiśmie astronomicznym [2],

71

Spuścizna Lemaitre’a Autor tych słów przez pół roku miał zaszczyt być następcą Lemaitrę’a na katedrze kosmologii uniwersytetu w Louvain. (Georges Lemaitre przez całe swoje naukowe życie był związany z Katolickim Uniwersytetem w Louvain w Belgii. Władze Uniwersytetu co kilka lat zapraszają kogoś na katedrę Lemaitre’a z cyklem wykładów). Do' moich obowiązków, oprócz prowadzenia wykładów i seminariów, na­ leżała również praca nad uporządkowaniem licznych papierów, no­ tatek i listów pozostawionych przez Lemaitre’a (który zmarł w 1966 roku). Archiwum Lemaitre’a jest prawdziwym skarbcem informacji do historii kosmologii pierwszej połowy dwudziestego wieku. Obok wielu cennych ciekawostek znaleźliśmy tam razem z prof. O. Godartem czerwoną teczkę tekturową z widniejącą na niej datą, napisaną ręką Lemaitre’a: „1927”. Teczka zawiera notatki dotyczące artykułu opublikowanego potem w Rocznikach Naukowego Towarzystwa Bruk­ selskiego, korektę drukarską (tzw. „szczotkę”) tego artykułu oraz dwie kartki milimetrowego papieru, na których Lemaitre sporządził wy­ kresy wszystkich rozwiązań równania Friedmana dla stałej dodat­ niej krzywizny przestrzeni (rys. 3 i 4). Wykres, przedstawiający roz­ wiązanie znane potem jako rozwiązanie Friedmana — Lemaitre’a, jest

72

Rys. 3, 4. Wykresy sporządzone przez Lemaitre’a przedstawiające wszystkie rozwią­ zania równania Friedmana ze stałą dodatnią krzywizną przestrzeni

wyróżniony linią przerywaną. Powszechnie sądzi się, że Lemaitre do­ wiedział się o istnieniu innych rozwiązań, za pośrednictwem prac Friedmana, znacznie później (około roku 1931). Okazuje się, że nie jest to słuszne. Lemaitre uzyskał, niezależnie od Friedmana, wszyst­ kie rozwiązania już w 1927 roku, jednakże w swojej pionierskiej pra­ cy uwzględnił tylko jedno rozwiązanie — to, które jego zdaniem naj­ trafniej opisuje rzeczywisty świat. Jeśli ponadto uświadomimy sobie, że Friedman przedyskutował tylko jakościowo wszystkie możliwe rozwiązania, to nie wykluczone, że na dwóch kartkach z teczki Lemaitre’a po raz pierwszy ludzka ręka narysowała wykresy ewolucji Wszechświata, które dziś znajdują się w każdym podręczniku kosmo­ logii. Dlatego ilekroć brałem do ręki te kartki, czyniłem to z praw­ dziwym wzruszeniem.

Rozdział 7

Obserwacyjna kosmologia Hubble'a

Prawo Hubble’a Fundamentalna praca Hubble’a jest niewielkim, bo liczącym za­ ledwie pięć i pół stronic druku, artykułem [1], Suchy, techniczny styl skutecznie ukrywa przed laikiem sensacyjną treść. Hubble zestawił pomiary przesunięć ku czerwieni i odległości dla dwudziestu czterech galaktyk. Jego poprzednie podejrzenia potwierdziły się: zależność „przesunięcie ku czerwieni - odległość” jest liniowa, im galaktyka bardziej odległa, tym przesunięcie ku czerwieni w jej widmie większe. Przesunięcie ku czerwieni oznacza prędkość ucieczki (tzw. prędkość radialną) galaktyki, a zatem prędkość ucieczki jest wprost proporcjo­ nalna do odległości galaktyk. Hubble dysponował ponadto pomiarami przesunięć ku czerwieni dwudziestu dwu innych galaktyk, dla których pomiary odległości nie były wykonane. Tu Hubble rozumował „w przeciwnym kierunku”: wykorzystał ustaloną poprzednio liniową zależność i znając prze­ sunięcia ku czerwieni, wyznaczył odległości (rys. 5). Liniowa zależność „prędkość ucieczki — odległość” nazywa się obecnie prawem Hubble’a. Z jednej strony prawo to informuje o wielkoskalowym efekcie, często określanym jako rozszerzanie się Wszech­ świata, z drugiej strony dostarcza dogodnego narzędzia do pomiaru odległości galaktyk. By zmierzyć odległość do jakiejś galaktyki, wys­ tarczy zmierzyć jej przesunięcie ku czerwieni; odległość odczytuje się potem niemal natychmiast z prawa Hubble’a. 74

czas od chwili emisji do chwili obecnej (w jednostkach wieku Hubble’a)

Rys. 5. Uwspółcześniona wersja diagramu Hubble’a: zależność między przesunięciem ku czerwieni i jasnością obserwowaną dla galaktyk. Krzyżyki przedstawiają radiogalaktyki, kropki - galaktyki radiowo spokojne

Ale sam Hubble był bardzo ostrożny w wyciąganiu wniosków ze swoich analiz. Przy końcu jego artykułu czytamy: „Uważam za przedwczesne szczegółowe dyskutowanie bezpośrednich konsek­ wencji wynikających z otrzymanego wyniku. ...Jednakże godną uwagi jest możli­ wość, że zależność między prędkością a odległością może reprezentować efekt de Sittera... i w związku z tym należy podkreślić, że zależność liniowa znaleziona w niniejszej dyskusji jest pierwszym przybliżeniem wynikającym z uwzględnienia ogra­ niczonego zasięgu odległości” [1].

Zauważmy, że Hubble nie zna ani prac Friedmana, ani pracy Lemaitre’a z 1927 r., w której liniowa zależność między prędkością ucieczki galaktyk a przesunięciem ku czerwieni w ich widmach zos­ tała otrzymana jako pierwsze przybliżenie wynikające z analizy roz­ szerzania się Wszechświata. Hubble pozostaje jeszcze ciągle na etapie modelu de Sittera, dostrzegając możliwość wyjaśnienia odkrytego przez siebie prawa jako „efektu de Sittera”.

75

Próbka Wszechświata Edwin Hubble jest autorem dwóch, swego czasu bardzo poczyt­ nych, książek. Pierwszą [2] (Królestwo mgławic') można uważać nie­ jako za podsumowanie dotychczasowych badań obserwacyjnych w dziedzinie astronomii pozagalaktycznej. Druga [3], jak wskazuje tytuł (Obserwacyjne ujęcie kosmologii), zajmuje się wielkoskalową bu­ dową Wszechświata i kwestia interpretacji przesunięć ku czerwieni stanowi jej centralne zagadnienie. Obydwie książki wzajemnie się uzupełniają i są interesującym wykładem kosmologicznych poglądów autora. Wspomnieliśmy w rozdz. 5, że Hubble wyznawał filozofię „cią­ głości przyrody”. Jeżeli właściwości przyrody nie zmieniają się sko­ kowo, nieoczekiwanie, to obserwowany zbiór galaktyk można uwa­ żać za dobrą „próbkę Wszechświata” i badając tę próbkę, można się pokusić o obserwacyjne zrekonstruowanie struktury Wszechświata jako całości. To właśnie, według Hubble’a, jest zadaniem kosmolo­ gii obserwacyjnej. Kosmologię obserwacyjną Hubble przeciwstawiał kosmologii teoretycznej, czyli rozważaniom kosmologicznym opartym na ogólnej teorii względności. Do tych ostatnich odnosił się z pew­ ną dozą sceptycyzmu. Hubble zrozumiał od razu rolę odkrytego przez siebie prawa dla kosmologii obserwacyjnej. Pisał: „Zależność między prędkością a odległością jest nic tylko potężnym narzędziem badawczym, jest ona również ogólną charakterystyką naszej próbki Wszechświata — jedną z nielicznych charakterystyk jakie znamy. ...Gdyby się udało tę zależność w pełni zinterpretować, dostarczyłaby ona prawdopodobnie istotnego klucza do pro­ blemu struktury Wszechświata” [2].

Ale właśnie, jak zinterpretować zjawisko przesunięcia ku czer­ wieni? Jedynym mechanizmem znanym fizyce, zdolnym wyjaśnić to zjawisko, jest efekt Dopplera. Lecz Hubble-obserwator dostrzegł tu istotne trudności. Jeżeli wszystkie galaktyki uciekają od siebie z prędkościami proporcjonalnymi do wzajemnych odległości, to łatwo obliczyć, jak dawno temu wszystkie galaktyki znajdowały się, teo­ retycznie rzecz biorąc, w jednym punkcie. Czas od dziś do tego mo­ mentu Hubble nazwał „wiekiem Wszechświata”. Według oszacowań Hubble’a wiek Wszechświata wynosi ok. 2- 109 lat. Tymczasem ba76

dania geologiczne świadczą, że Ziemia istnieje od co najmniej 4- 109 lat. Wszechświat jest za młody! Hipoteza kosmicznej ekspansji znalazła się w impasie. Pozostaje druga możliwość: odwołać się do nieznanych mecha­ nizmów powodujących poczerwienienie widm galaktyk. Po raz pierw­ szy racje kosmologiczne wydawały się domagać reformy ziemskiej fizyki.

Na miarę Kopernika Hubble był świadom doniosłości zagadnienia. Bez wahania przy­ równał je do rewolucji Kopernika. Sytuacja jest w pełni analogiczna: ..Wszechświat Greków musiał być mały. Im większy bowiem Wszechświat, tym większa musiałaby być prędkość jego obrotu (dookoła Ziemi jako środka). ...Kopernik usunął konieczność istnienia małego Wszechświata” [3].

Obecnie sprawa przedstawia się podobnie. Jeżeli przyjmiemy orto­ doksyjną, dopplerowską interpretację przesunięcia ku czerwieni, to musimy przyjąć hipotezę młodego Wszechświata. Jeżeli Wszechświat jest młody i rozszerza się, to jest również przestrzennie mały, bo w krótkim czasie nie zdążył się rozdąć do wielkich rozmiarów. Jeśli chcemy mieć Wszechświat stary i duży, to musimy się odwołać do nieznanych praw fizyki: „Wydaje się, że - podobnie jak w okresie poprzedzającym wystąpienie Koper­ nika — stoimy wobec konieczności wyboru pomiędzy małym i skończonym Wszech­ światem a Wszechświatem nieograniczenie wielkim plus nowe zasady przyrody" |3].

Hubble poznał bliżej kosmologię relatywistyczną dzięki współpra­ cy z R. C. Tolmanem, którego wielką zasługą było, między innymi, przedstawienie kosmologii opartej na ogólnej teorii względności w postaci szczególnie nadającej się do porównań z obserwacjami. Hubble zrozumiał doniosłość nowej teorii, docenił silne podstawy fizyczne, na których została zbudowana, ale jego instynkt obserwa­ tora wzdragał się przed przyjęciem zbyt ciasnego Wszechświata. Królestwo mgławic Hubble’a kończy się znamienną wypowiedzią: „Eksploracja przestrzeni zatrzymuje się na niepewności. I tak być musi. Z de­ finicji bowiem znajdujemy się w samym środku obserwowanego obszaru. Raczej wy­ czerpująco znamy nasze bezpośrednie sąsiedztwo. Wraz ze wzrostem odległości nasza

77

wiedza osłabia się, i to osłabia się gwałtownie. Osiągamy wreszcie rozmytą gra­ nicę — ostateczny kres zasięgu naszych teleskopów. Tam mierzymy już tylko cienie i wśród niejasności, spowodowanych błędami pomiarowymi, poszukujemy drogo­ wskazów, które by się okazały choć trochę bardziej substancjalne” [2],

Rozpoczęła się wielka dyskusja, czy Wszechświat rzeczywiście się rozszerza.

Rozdział 8

Początek i koniec Wszechświata

Eddington i Lemaitre Hipoteza głosząca, że Wszechświat się rozszerza weszła w stadium burzliwych dyskusji. Hubble, rozważny obserwator, wypowiadał się na ten temat z dużą wstrzemięźliwością. Arthur Eddington, teoretyk o dużej wyobraźni, nie miał większych zastrzeżeń co do samego faktu kosmicznej ekspansji, ale nasuwała mu ona szereg bardzo za­ sadniczych pytań i zagadnień. W polemikach, jakie się wywiązały, wypowiadano zdania tak mało prawdopodobne, że Eddington uznał za stosowne usprawiedliwić ten fakt następującymi słowami: „Nie myślę, że byłoby z korzyścią dla świata, gdyby zabroniono wypowiadania zdań, których prawdopodobieństwo fałszu wynosiłoby INO20; dyskusje by na tym nieco ucierpiały. Chyba jedynymi ludźmi upoważnionymi do otwierania ust byliby przedstawiciele czystej matematyki”.

Eddington pracował właśnie nad zagadnieniem stabilności statycz­ nego modelu Einsteina, gdy natknął się na pracę Lemaitre’a (swo­ jego dawnego ucznia) z 1927 roku. Eddington podejrzewał od jakie­ goś czasu, że statyczny świat Einsteina jest niestabilny, tzn. że łatwo może zostać wytrącony ze stanu równowagi i przejść w stan kur­ czenia się lub rozszerzania. Z pracy Lemaitre’a wynikało to natych­ miast; model zaproponowany przez Lemaitre’a w 1927 roku to prze­ cież nic innego, jak statyczny świat Einsteina, który w pewnym mo­ mencie utracił swoją równowagę i zaczął się rozszerzać. Eddington ponownie nawiązał kontakt z Lemaitre’m i zaczęła się ich współpraca a nawet przyjaźń. Lemaitre dłuższy czas przebywał 79

Fot. 20. Artur Eddington

w Cambridge, gdzie Eddington był profesorem. W okresie, jaki nas­ tąpił, czasem trudno rozróżnić, które idee pochodzą od Eddingtona a które od Lemaitre’a. W archiwum Lemaitre’a w Louvain-la-Neuve zachowało się sporo listów pisanych przez Eddingtona do swojego belgijskiego przyjaciela. Eddington był znanym uczonym i wziętym pisarzem książek filo­ zoficzno- i popularno-naukowych. On to stworzył podwaliny teorii ewolucji gwiazd, on stał się jednym z pierwszych znawców ogólnej teorii względności (napisany przez niego podręcznik teorii względ­ ności [1] należy do klasycznej literatury przedmiotu), on był autorem wielu poczytnych książek, takich jak [2] {Nauka na nowych drogach), czy [3] {Rozszerzający się Wszechświat). 80

Dziś jednak zapraszam Czytelnika do lektury mniej znanego ar­ tykułu Eddingtona. Jest to jego przemówienie wygłoszone do człon­ ków Towarzystwa Matematycznego (Mathematical Association), któ­ rego był prezesem. Przemówienie zostało wydrukowane w Nalure pod znamiennym tytułem: „Koniec świata z punktu widzenia fizyki matematycznej” [4]. Z niego to zaczerpnięty został, umieszczony po­ wyżej, cytat propagujący dopuszczanie do dyskusji wypowiedzi mniej pewnych od twierdzeń czystej matematyki. I właśnie ten artykuł odegrał ważną rolę w rozwoju dalszych idei.

„Koniec świata z punktu widzenia fizyki matematycznej” Na wstępie swego artykułu Eddington zachęca do myślowej wy­ cieczki w kierunku „końca świata”. Ale świat jest czterowymiarowym kontinuum i istnieje w nim wiele kierunków, w których możemy zmierzać „ku końcowi”. Trzeba zatem rozpocząć rozważania od określenia kierunku, w jakim chcemy iść. Wszystkie modele Wszech­ świata, znane dotychczas Eddingtonowi, były przestrzennie zamknięte. Oznacza to, że wyruszając z „tutaj” i idąc cały czas bez zmiany kierunku, musimy „tutaj” powrócić. Ale wychodząc z „teraz”, nigdy do „teraz” nie powrócimy: czas nie jest zamknięty. Pozostaje więc wybór między dwoma kierunkami: w przeszłość, ku „początkowi” i w przyszłość, ku „końcowi”. Jak te kierunki odróżnić od siebie? W tym miejscu Eddington pozwala sobie na filozoficzną dygres­ ję. Istnieje pogląd, według którego kierunek upływania czasu, wy­ wodzi się wyłącznie z ludzkiej świadomości, a w materialnym świe­ cie różnica między przeszłością a przyszłością nie ma większego zna­ czenia niż rozróżnianie pomiędzy prawym i lewym kierunkiem w przestrzeni. Czas upływa tylko dla nas, bez nas nie ma upływu czasu. Eddington odrzuca ten pogląd jako dziwaczny i niezgodny ze zdrowym rozsądkiem. A zatem, co w realnym świecie (niezależnie od naszej świado­ mości) wyznacza kierunek z przeszłości w przyszłość? Fizyka kla­ syczna znała tylko jeden „wskaźnik” kierunku czasu — wzrastanie w układach izolowanych wielkości zwanej entropią (co stanowi treść drugiej zasady termodynamiki). Rozważmy jakikolwiek układ izolo6 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

81

wany. Zmierzmy entropię tego układu w dwu różnych chwilach. Ta chwila jest późniejsza, w której entropia jest większa. W ten sposób działa „zegar entropijny”, termodynamiczny wyznacznik kie­ runku czasu. Entropię definiuje się tak, że można ją uważać za miarę dezor­ ganizacji rozważanego układu: w danym układzie izolowanym wraz z chaosem rośnie entropia. A więc entropijna strzałka czasu wska­ zuje przyszłość pesymistyczną — ciągły wzrost nieuporządkowania i bałaganu. Istoty żywe, łącznie z ludźmi, nie stanowią wyjątku od tego prawa, nie mogą się wymknąć swemu termodynamicznemu przeznaczeniu. Eddington pisze: „Istota ludzka w miarę, jak się rozwija z przeszłości w przyszłość, osiąga coraz wyższą organizację; przynajmniej tak lubi sobie wyobrażać. Ale jeśli uczynimy z człowieka układ izolowany, tzn. jeśli odetniemy zasoby żywności, napojów i po­ wietrza, szybko osiągnie on stan, który każdy rozpoznałby jako ‘stan dezorgani­ zacji’”.

Może się zdarzyć, że w jakimś układzie zapanuje chaos zupełny, tak że bałagan nie może już wzrastać; mówiąc obrazowo — jest tak źle, że już nie może być gorzej. Entropia takiego układu osiąga maksimum. Powiadamy wtedy, że układ znajduje się w stanie rów­ nowagi termodynamicznej. Jeśli Wszechświat kiedyś osiągnie taki stan, zniknie w nim kierunek czasu. „Nie znaczy to, że czas przestajc istnieć; istnieje on i jest rozciągły, tak jak przestrzeń istnieje i jest rozciągła, ale przestaje być własnością jednokierunkową. Jest jak jednokierunkowa ulica, na której nigdy nie ma żadnego ruchu”.

Według Eddingtona to właśnie oznacza koniec świata. Ale dopóki strzałka czasu istnieje, istnieje także rozumny obser­ wator, który może prowadzić swoje rozważania „pod prąd”, cofa­ jąc się coraz dalej w przeszłość. Jeszcze raz oddajmy głos Eddingtonowi i posłuchajmy go uważnie, bo właśnie ten fragment jego artykułu zaważył na najbliższych dziejach kosmologii: „Cofając się w czasie, znajdujemy w świecie coraz mniej i mniej dezorga­ nizacji. Jeżeli nie zatrzymamy się wcześniej, to musimy dojść do momentu, kiedy materia i energia świata znajdowały się w maksimum możliwej organizacji. Nie można już iść dalej. Doszliśmy do nagłego brzegu czasoprzestrzeni, zwykle nazywamy go ‘początkiem’”.

Eddington nie chce tu dowodzić początku świata; przeciwnie, wyznaje, że „filozoficznie, pojęcie początku obecnego biegu Przyro82

dy jest dla mnie odpychające”. Całe powyższe rozumowanie Eddington traktuje jako dylemat. A dylemat polega na tym: Badając nasze najbliższe otoczenie, stwierdzamy, że nie jest ono przypadkową kon­ figuracją atomów. Szanse przypadkowego ułożenia się, tego, co ob­ serwujemy, są jak jeden do multilionów (wyrażenia „multilion” Eddington używa na określenie „liczby rzędu 10l()l° lub większej”). Nie jest to więc przypadek, lecz antyprzypadek. Chcemy usunąć antyprzypadek z praw fizyki, wyrażonych równaniami różniczkowy­ mi, ale wraca on w warunkach brzegowych. I to jest właśnie sy­ tuacja paradoksalna. W dalszym ciągu Eddington rozważa zagadnienia związane ze sta­ tystycznym charakterem praw fizyki oraz omawia kosmologiczne zna­ czenie zasady nieoznaczoności Heisenberga. Ten ostatni punkt wno­ si do dyskusji istotne elementy. Odkrycie przez Heisenberga zasady nieoznaczoności wprowadziło do fizyki rewolucyjną zmianę: determinizm mechaniki klasycznej został zastąpiony indeterminizmem me­ chaniki kwantowej. „Wydaje się, że ta zmiana poglądów - pisze Eddington — uczyniła pojęcie rozwoju w czasie bardziej autentyczne niż było ono w fizyce klasycznej. Każda mijająca chwila wydaje na świat coś nowego - coś, co nic jest tylko matematyczną konsek­ wencją tego, co już było”. To, że możemy znać przeszłość, ale nie możemy znać przyszłości, nie jest wynikiem naszej ignorancji: „brak nam danych [do czynienia przepowiedni], ponieważ przyjdą one na świat dopiero wtedy, gdy już będzie za późno na przepowiednie”, gdy staną się one faktem dokonanym. Artykuł Eddingtona jest przykładem głębokiego spojrzenia na fun­ damentalne zagadnienia nauki. Można się z myślami w nim zawar­ tymi zgadzać lub nic, ale nic można skwitować ich machnięciem ręki. Radzimy uważną lekturę tego artykułu wszystkim, którzy nie chcą traktować nauki jedynie jako użytecznego rzemiosła.

Początek świata z punktu widzenia teorii kwantów Lemaitre na pewno nie był naukowym rzemieślnikiem. Przeczy­ tał on uważnie artykuł Eddingtona, przemyśla! go i wyniki tych przemyśleń opublikował w Naturę [5]. Już sam tytuł krótkiej noty 83

Lemaitre’a nawiązuje do tytułu wybranego przez Eddingtona: Eddington pisał o „końcu świata”, Lemaitre — „o początku świata”, Eddington rozważał rzecz „z punktu widzenia fizyki matematycz­ nej”, Lemaitre — „z punktu widzenia teorii kwantów”. Nota Le­ maitre ’a jest tak zwięzła, że możemy ją przytoczyć prawie w ca­ łości, ograniczając komentarz do niezbędnego minimum. ,.Sir Arthur Eddington stwierdza, że filozoficzne pojęcie początku obecnego bie­ gu Przyrody jest dla niego odpychające. Ja byłbym raczej skłonny utrzymywać, że dzisiejszy stan teorii kwantów sugeruje początek świata, ale bardzo różny od obec­ nego biegu Przyrody”.

Eddington w swoim artykule powoływał się na argumenty za­ czerpnięte odrębnie z termodynamiki i z teorii kwantów, Lemaitre łączy te argumenty w jedną całość: „Zasady termodynamiki z punktu widzenia teorii kwantów można sformułować następująco: 1) Energia, której ilość jest zawsze stała, występuje w postaci dyskret­ nych kwantów. 2) Liczba odrębnych kwantów zawsze wzrasta. Jeżeli cofamy się w czasie, to musimy napotykać coraz mniej kwantów, aż wreszcie dojdziemy do momentu, w którym cała energia Wszechświata jest upakowana w kilku lub nawet w jednym kwancie”.

Dla promieniowania w równowadze entropia jest proporcjonalna do liczby kwantów i zasada 2) sformułowana przez Lemaitre’a to nic innego, jak tylko zasada wzrostu entropii. Minimalną, początko­ wą liczbę kwantów lub pojedynczy „prakwant”, Lemaitre nazwał potem „pierwotnym atomem”, nawiązując do starogreckiego rozumie­ nia słowa „atom” jako najprostszego, pierwotnego elementu. I w ten sposób powstała słynna kosmogoniczna hipoteza Pierwotnego Atomu, która po raz pierwszy była nie tylko „geometrią Wszechświata” (rozwiązaniem kosmologicznych równań Einsteina), lecz także „fizyką Wszechświata” — próbą rekonstrukcji procesów fizycznych, jakie działy się w ewoluującym Wszechświecie. Dopiero w naszych cza­ sach „fizyka Wszechświata ” rozwinęła się w imponującą teorię, po­ twierdzaną astronomicznymi obserwacjami. Ale u podstaw tego suk­ cesu leży notka Lemaitre’a z Naturę. Lemaitre podjął także wątek statystycznych rozważań Einsteina: „W procesach atomowych pojęcia przestrzeni i czasu nie są niczym więcej, jak tylko pojęciami statystycznymi; znikają one. gdy się je zastosuje do pojedyn­ czych zjawisk, takich, w których występuje tylko mała liczba kwantów. Jeżeli' świat rozpoczął się od pojedynczego kwantu, pojęcia przestrzeni i czasu nie mogły mieć

84

żadnego sensu na początku: mogły one nabierać sensownego znaczenia dopiero wtedy, gdy początkowy kwant rozpad! się na wystarczająco dużą ilość kwantów. Jeśli ta sugestia jest słuszna, początek świata zdarzył się nieco przed początkiem przestrzeni i czasu. Myślę, że taki początek świata jest wystarczająco różny od obecnego biegu Przyrody, by przestać być odpychającym”.

Spekulacje Lemaitre’a można uważać za pierwsze próby „kosmo­ logii kwantowej”; zasada nieoznaczoności Heisenberga musi w niej odgrywać istotną rolę: „Oczywiście początkowy kwant nie zawierał w sobie całej przyszłej ewolucji, ale też (zgodnie z zasadą nieoznaczoności) nie jest to wcale konieczne. Nasz świat rozumiemy dziś jako świat, w którym coś się rzeczywiście staje: cała historia Wszechświata nie musi być zapisana w pierwszym kwancie, jak piosenka jest zapi­ sana na płycie fonografu. Cała materia świata musi być obecna na początku, ale historia, jaką świat ma opowiedzieć jest pisana stopniowo — krok po kroku”.

Dziś rozważania Lemaitre’a wydają się nam nazbyt uproszczone, ale nie dziwmy się, Lemaitre pokusił się o stworzenie „kosmologii kwantowej” wtedy, gdy nawet neutron nie był jeszcze odkryty. Wkrótce fonografy zostaną zastąpione przez aparaturę stereofonicz­ ną, teoria cząstek elementarnych przeżyje kilka dekad burzliwego rozwoju, ale nadal nie będziemy mieć zadowalającej kwantowej te­ orii pierwszych chwil kosmicznej ewolucji.

Rozdział 9

Dyskusja o ewolucji Wszechświata

Teoria i praktyka nauki Idea ekspandującego Wszechświata ogromnie poszerzyła (i to w dosłownym tego słowa znaczeniu) badawcze horyzonty nauki. Nic dziwnego, że dyskusja na ten temat zataczała coraz szersze kręgi. Były to lata intensywnej działalności Koła Wiedeńskiego. Według filozofów i naukowców, należących do tego ugrupowania, wszystko, co nie da się sprowadzić do bezpośrednich danych doświadczalnych, należy usunąć z nauki jako pozbawioną sensu gadaninę. Hipoteza ekspandującego Wszechświata wykraczała daleko poza bezpośrednie dane obserwacyjne; co więcej, wydawała się sprzeczna z niektórymi, znanymi podówczas, wynikami. Jak to dobrze, że twórcy współczes­ nej kosmologii nie byli zarażeni neopozytywistycznym programem z Wiednia: nauka byłaby dziś uboższa o jeden rozdział! W 1931 roku Towarzystwo Brytyjskie (The British Association) zorganizowało wielką dyskusję na temat „Ewolucja Wszechświata”. W trakcie dyskusji nie przestrzegano przesadnych rygorów, dysku­ towano po trosze o wszystkim: o matematyce, o ewolucji gwiazd, o termodynamice, o promieniach kosmicznych, o teorii ewolucji bio­ logicznej, o świadomości i o wielu innych zagadnieniach filozoficz­ nych. To była okazja do wymiany myśli i konfrontacji poglądów. Historia uczy, że atmosfera swobodnej dyskusji daje nauce więcej niż sztywne przepisy metodologów.

86

Wypowiedzi uczestników dyskusji zorganizowanej przez British Association zostały opublikowane w specjalnym dodatku do Naturę [1], Przenieśmy się myślą do tamtych czasów. Słuchajmy uważnie. Jesteśmy świadkami interesującego procesu — oto narodziła się już nowa, odważna hipoteza: Wszechświat się rozszerza; teraz, w ogniu polemik, wywalcza sobie ona prawo bytu w świecie nauki. Jako pierwszy zabrał głos: Sir James Jeans.

Sir James Jeans Ponieważ Wszechświat składa się z ogromnej liczby atomów, rzą­ dzi w nim, praktycznie rzecz biorąc, sztywny determinizm. Oznacza to, że „końcowy” stan Wszechświata jest zakodowany w jego obec­ nym stanie. „To, co nazywamy ewolucją jest jak pociąg toczący się po jednotorowym szlaku bez jakichkolwiek zwrotnic”. Ale rzecz w tym, że takich jednotorowych linii bez rozwidleń jest wiele i nie wiemy, którą z nich obrał nasz Wszechświat. Jednakże, mimo to, dzięki drugiej zasadzie termodynamiki, możemy wnioskować coś o końcowym stanie Wszechświata. Będzie to stan odznaczający się maksimum entropii. Wzrost entropii we Wszechświecie jest związany z tendencją do coraz bardziej równomiernego rozkładu promieniowania w przestrze­ ni. Obecnie różnice temperatur są jeszcze bardzo duże: w przestrze­ niach międzygwiezdnych kilka stopni w skali bezwzględnej, na po­ wierzchni Słońca około 6000 stopni, a w jego wnętrzu prawdopo­ dobnie 40 lub 50 milionów stopni. Entropia wzrasta, wyrównując te różnice. Jesteśmy jeszcze odlegli od stanu równowagi termodynamicz nej, ale zbliżamy się do niej nieuchronnie. Zdaniem Jeansa, istotną rolę w „termodynamice Wszechświata” odgrywa tzw. promieniowanie kosmiczne, którym Ziemia jest nie­ ustannie naświetlana, a które pochodzi z odległych przestworzy kos­ micznych. Jeans przypuszcza, że promienie kosmiczne rodzą się z anihilacji atomów wodoru i helu, czyli z ich całkowitej przemiany na promieniowanie. Jeśli ta interpretacja jest prawdziwa, to wraz z „de­ gradacją energii”, degradacji ulega materia, „gdyż elektrony i pro­ tony należy uważać za skondensowane zbiorniki energii”.

87

Prawdopodobnie ten sam mechanizm (anihilacja materii) produ­ kuje energię w gwiazdach. Z kolei produkcja energii przez gwiazdy wiąże się z niedawno odkrytym rozszerzaniem się Wszechświata (jeśli to odkrycie uznać już za fakt dokonany). „Jeżeli Wszechświat się rozszerza, gwiazdy po prostu wylewają swoje promie­ niowanie do zbiornika bez dna; przestrzeń, która ma się wypełnić promieniowa­ niem, ciągle zwiększa swoją objętość. Całkowita energia Wszechświata się zmniejsza, ponieważ promieniowanie wykonuje pracę, wywierając ciśnienie na ‘brzegi’ Wszech­ świata — dokładnie tak gaz traci energię i oziębia się, gdy ulega rozszerzeniu i na­ ciska na brzegi swojego ‘wszechświata’ (tzn. zbiornika, w jakim jest zawarty). A za­ tem masa w gwiazdach nieustannie zmienia się w energię, podczas gdy energia, z kolei, zmienia się w dodatkową objętość Wszechświata”.

Wypowiedź Jeansa, nawet w owych czasach, była bardzo dysku­ syjna, ale nie brakło jej śmiałości spojrzenia. Jeans podkreślił wza­ jemny związek, zdawałoby się odległych od siebie, zjawisk. Prawa termodynamiki, promieniowanie kosmiczne, ewolucja gwiazd, kos­ miczna ekspansja — nie są niezależnymi mechanizmami, lecz stano­ wią sprzężone ze sobą ogniwa jednej całości — ewolucji Wszechświa­ ta. Zresztą Jeans nie był w swoich wypowiedziach zbyt kategoryczny, wiele z tych zagadnień ujął w pytania raczej niż odpowiedzi. Na kilka spośród tych pytań spróbował odpowiedzieć Georges Lemaitre.

Georges Lemaitre Przede wszystkim rozszerzania się Wszechświata nie należy trak­ tować tylko jako prawdopodobnej hipotezy. Nawet gdybyśmy nic nie wiedzieli o zjawisku Dopplera i przesunięciach ku czerwieni w widmach galaktyk, na podstawie ogólnej teorii względności można by wykazać, że Wszechświat musi się rozszerzać. Już Eddington zwrócił uwagę na to, że statyczny model Einsteina nie jest stabilny: jakiekolwiek zaburzenie może go wtrącić albo w stan kurczenia się, albo rozszerzania. Wiemy, że we Wszechświecie istnieją kondensacje materii: materia jest skondensowana w gwiazdach, gwiazdy grupują się w galaktyki. Lemaitrowi udało się niedawno obliczyć, że jakie­ kolwiek zagęszczenie pierwotnie równomiernie rozmieszczonej materii, 88

w statycznym świecie Einsteina, zaburza równowagę tego modelu i zapoczątkowuje jego rozszerzanie się. Prawda, że rozszerzanie się Wszechświata sugeruje zbyt krótką skalę czasową jego ewolucji. Nie dowodzi to jednak fałszywości no­ wej kosmologii, lecz skłania tylko do poszukiwania nowej koncep­ cji początku. Ewolucja rozpoczynająca się od tego początku musi być wystarczająco szybka. „Potrzeba nam ‘fajerwerkowej’ teorii ewo­ lucji. Ostatnie dwa miliardy lat są powolną ewolucją; ale są one popiołami i dymem jasnego i bardzo gwałtownego fajerwerku”. I być może, że tutaj Jeans utrafił w sedno. Lemaitre przypusz­ cza, że promienie kosmiczne są pozostałością po owym „pierwotnym wybuchu”. Badając je, możemy pokusić się o rekonstrukcję wczes­ nej historii Wszechświata. Ale do tego niezbędna jest zaawansowa­ na znajomość fizyki atomowej. „Kosmogonia jest fizyką atomową w wielkiej skali przestrzeni i czasu”. Lemaitre ma już w zanadrzu „nową kosmogonię”, jest nią hipote­ za Pierwotnego Atomu. Będzie ją rozwijał i modyfikował. Kosmo­ gonia ciągle jeszcze nastręcza wiele zagadek i paradoksów, stała się już jednak przedmiotem naukowych dociekań. Do zagadnień kosmogonii nawiązał następny mówca, Wilhelm de Sitter.

Wilhelm de Sitter Poruszył on zagadnienie kluczowe - problem skali czasu. Wiado­ mo, że ewolucja kosmiczną (hubblowska ucieczka galaktyk) odbywa się zbyt szybko w porównaniu z ewolucją poszczególnych ciał nie­ bieskich, rekonstruowaną przez różne dyscypliny astronomiczne. Wiek Wszechświata, tzn. czas liczony od „początku”, czyli od momentu, poza który nasze kosmologiczne teorie nie sięgają, jest krótszy od wieku poszczególnych obiektów astronomicznych. Lemaitre w swojej pracy z 1927 r. zaproponował wyjście z tego dylematu. W lemaitrowskim rozwiązaniu tempo ekspansji Wszechświata, gdy co­ famy się wstecz, zwalnia logarytmicznie i „początek” ucieka do minus nieskończoności. Ale jest to tylko pozorny unik a nie roz­ wiązanie trudności. Wraz z logarytmicznie zwalniającą ekspansją, zwolnieniu ulegną wszystkie procesy fizyczne i w logarytmicznej skali 89

rozszerzania się Wszechświata nie upakuje się więcej procesów niż w zwykłej, hubblowskiej ekspansji. Jest rzeczą naturalną poszukiwanie związków między ewolucją Wszechświata jako całości a ewolucją poszczególnych obiektów astro­ nomicznych, ale de Sitter okazał się pod tym względem pesymistą. Pisze on: „Jeśli chcemy skonstruować przyczynowy związek między początkiem ekspansji i zdarzeniami, które powinny były mieć miejsce we wczesnych stadiach ewolucji układów gwiazd, takich jak na przykład pierwsze tworzenie się kondensacji (...), nieuniknienie napotykamy na trudność, polegającą na tym, że czas, jaki upłynął od tych dwu początków, jest kilka tysięcy razy dłuższy w jednym łańcuchu zdarzeń niż w drugim. Nie sądzę, by kiedyś było możliwe pogodzenie tych dwu skal czasu".

A więc, według de Sittera, należy wyróżnić dwie ewolucje: glo­ balną ewolucję Wszechświata i partykularne ewolucje poszczególnych jego części i te dwie ewolucje nie mają ze sobą nic wspólnego, od­ bywają się nawet w różnych czasach, są mierzone nieporównywal­ nymi ze sobą zegarami. Historia jednak uczy, by proroctw nie wypowiadać zbyt zdecydo­ wanie. I tym razem proroctwo de Sittera się nie spełniło. Ok. 20 lat po zebraniu Towarzystwa Brytyjskiego okazało się, że wyznaczanie wartości stałej Hubble’a opierało się na błędzie i w rzeczywistości paradoks skali czasu nie istnieje. Historia stałej Hubble’a jest niez­ miernie pouczająca. Ma w tej historii swoją pozycję także Arthur Eddington.

Sir Arthur Eddington Był on następnym mówcą po de Sitterze. Stanowisko Eddingtona było krańcowo przeciwne od stanowiska zajmowanego przez de Sittera. Eddington, w bardzo zwięzły sposób, przedstawił wyniki swojej nowej teorii, według której pomiędzy strukturą świata w skali atomowej a globalną strukturą Wszechświata jako całości zachodzą bardzo istotne związki. Za pomocą swojej teorii Eddington obliczył, że we Wszechświecie znajduje się 1,29- 1079 elektronów, a wartość stałej Hubble’a musi się równać 528 km/ (s • Mpc). Zwróćmy uwagę, że ta ostatnia wartość wynika z teorii Eddingtona a nie z aktual90

.iych pomiarów; aktualne pomiary dawały podówczas wartości 430550 km/(s • Mpc). Wynik Eddingtona zgadzał się więc z aktualnymi obserwacjami. I tu właśnie widzimy, jak bardzo twórcza wyobraźnia teoretyków jest uzależniona od wyników, które pragną osiągnąć. Gdy dwadzieścia lat potem poprawiono metody pomiarów i okazało się, że wartość stałej Hubble’a jest prawie dziesięciokrotnie mniejsza, Eddington już nie żył i nie mógł dopasować swojej teorii do no­ wych wyników.

Millikan i Milne Następne dwie wypowiedzi dotyczyły zagadnień obserwacyjnych. Millikan był uznanym specjalistą od promieni kosmicznych. W dłu­ gim, starannie przygotowanym przemówieniu przedstawił on historię badań promieni kosmicznych oraz stan aktualnych prac eksperymen­ talnych prowadzonych w tej dziedzinie zarówno przez siebie, jak i innych fizyków. Sugestia Lemaitre’a, że promieniowanie kosmiczne może mieć duże znaczenie dla kosmologii, z pewnością wywarła wrażenie na Millikanie. Ale Millikan był przede wszystkim ekspe­ rymentatorem, zreferował wyniki doświadczalne i stwierdził, w sta­ rannie dobranych, wyważonych zdaniach, że jest wysoce prawdopo­ dobne, iż promienie kosmiczne niosą informację o procesie tworze­ nia się struktur atomowych w bardzo odległych obszarach. Niektóre rozważania Millikana na ten temat bardzo przypominają dzisiejsze teoretyczne analizy tzw. promieniowania t/a. Milne poruszył inne zagadnienie obserwacyjne — problem gwiazd nowych. Gwałtowne zmiany w strukturze gwiazd świadczą o tym — zdaniem Milne a — że ewolucja w kosmosie „nie jest kwestią spe­ kulacji, lecz kwestią obserwacji”. Przy okazji mówca poruszył spra­ wę grawitacyjnego zapadania się gwiazdy. Uwalniana podczas takie­ go procesu energia mogłaby być, jego zdaniem, źródłem energii pod­ czas eksplozji nowych. Ten temat, choć w nieco odmiennym kon­ tekście, w latach sześćdziesiątych stanie się „tematen sezonu” astro­ fizyki relatywistycznej. Uczeni lat trzydziestych, wśród nich i Milne, byli o krok od odkrycia fenomenu kolapsu grawitacyjnego i czar­ nych dziur. 91

Inni mówcy W swojej końcowej partii raporty z dyskusji dotyczą raczej filo­ zoficznych refleksji na marginesie czy też na tle poprzednio roz­ trząsanych zagadnień. Ograniczmy się tylko do kilku fragmentów. Generał J. C. Smuts powiedział: „Nie zgadzam się z tymi, którzy twierdzą, że najnowsze zdobycze fizyki nie mają wielkiej wartości dla filozofii. Najbardziej twórczy myśliciele - filozofowie w przeszłości z reguły' byli przesiąknięci nauką swoich czasów, która dawała subs­ tancję i ciało ich filozofiom i należy oczekiwać, że najnowsze, rewolucyjne osiąg­ nięcia fizyki wycisną się głęboko na naszym poglądzie na świat i na naszych filo­ zoficznych przekonaniach. (...) Jeżeli stare siły Natury, takie jak grawitacja i może nawet elektromagnetyzm, są tylko (jak uczy Einstein) krzywiznami czasoprzestrzeni, jeżeli sama materia jest w istocie tylko taką krzywizną, czujemy się skłonni trakto­ wać czasoprzestrzeń jako podstawową strukturę świata, a nie jako zwykły matema­ tyczny symbolizm. Czasoprzestrzeń staje się czymś jak dawny eter, substrat lub matryca, z której pochodzą wszystkie fizyczne zróżnicowania”.

W tym cytacie z łatwością rozpoznajemy późniejszy (z lat sześć­ dziesiątych) program Johna Archibalda Wheelera, znany pod nazwą programu geometrodynamiki: wszystko, co istnieje da się sprowa­ dzić do odkształceń i fluktuacji pustej czasoprzestrzeni. „Wydaje się, że musimy dążyć do rzeczywistego sprzężenia pojęć teorii względ­ ności z pojęciami kwantowymi, chyba że przyjmujemy, iż oba te rodzaje pojęć są nadal tymczasowe i że najbardziej obszerna i prawdziwsza unifikacja ma jeszcze nadejść”. „Korzenie życia i umysłu są wrośnięte głęboko w podstawową strukturę rze­ czywistości. a nie są tylko osobliwymi zjawiskami o nieoczekiwanym charakterze, pojawiającymi się przypadkowo w późniejszych fazach ewolucji”.

Z kolei głos zabrał E. W. Barnes, biskup Birmingham. Jego wy­ powiedź była wyraźnie krytyczna. Porównywał on obecną dyskusję o ewolucji Wszechświata do dawniejszej dyskusji o ewolucji biolo­ gicznej, wywołanej przez Karola Darwina. Dziś nikt nie wątpi w słuszność ewolucji na terenie biologii, ale w chwili, gdy Darwin publikował dzieło O pochodzeniu gatunków, eksperymentalne argu­ menty na rzecz ewolucji pozostawiały wiele do życzenia. Obecne ar­ gumenty na rzecz koncepcji rozszerzającego się Wszechświata są oparte na jeszcze słabszych podstawach obserwacyjnych. W dalszym ciągu Barnes wypunktował zarówno osiągnięcia, jak i trudności tej

92

koncepcji. Trzeba przyznać, że i dziś niektóre uwagi krytyczne Barnesa nie utraciły swojej mocy. Ostatnim mówcą był sir Oliver Lodge. Zwrócił on uwagę na to, że Sekcja A. Brytyjskiego Towarzystwa, grupująca tylko przedstawi­ cieli nauk fizycznych, sama, bez pomocy innych sekcji, nie rozstrzyg­ nie zagadki Wszechświata. We Wszechświecie występuje fenomen życia i myśli, który wykracza poza kompetencje fizyki. Jeśli nawet zjawiska życia i myśli dałyby się sprowadzić do czystej fizyki, to Sekcja A nie potrafi tego udowodnić bez czynnej współpracy przed­ stawicieli innych sekcji. Problem Wszechświata jest zagadnieniem in­ terdyscyplinarnym.

Hipoteza Fizycznego Wszechświata Sprawozdanie z posiedzenia Towarzystwa Brytyjskiego, opubliko­ wane w dodatku do Naturę, zostało zaopatrzone we wstęp, pod którym widnieją inicjały H. D., kryjące w sobie prawdopodobnie imię i nazwisko Herberta Dingle’a. Wstęp ten zawiera głębokie i in­ teresujące myśli. Można go potraktować jako jeszcze jeden głos w dyskusji. Według autora wstępu najistotniejszą kwestią, poruszoną w dys­ kusji, był problem stosunku pomiędzy fizycznym Wszechświatem a życiem i myślą. Prawda, że nie jest to zagadnienie leżące w kom­ petencji Sekcji Towarzystwa, ale omawiając problem ewolucji Wszech­ świata, nie sposób poza te kompetencje nie wykroczyć. Niemniej jed­ nak trzeba — być może, że tylko we wstępnej, tymczasowej fazie badań — wydzielić sztucznie „Wszechświat fizyczny” od Wszech­ świata rozważanego z całym bogactwem wszystkich jego zjawisk i pro­ cesów (łącznie z życiem i myślą) i badać Wszechświat fizyczny meto­ dami stosowanymi zwykle w fizyce. Takie postawienie sprawy jest warunkiem postępu. Ale jest to hipoteza — hipoteza Fizycznego Wszechświata. „‘Fizyczny Wszechświat’ jest wygodną fikcją dla dal­ szych badań, nie mamy prawa uważać go za nic innego”. Dalsze postępy kosmologii potwierdziły słuszność tej „fikcji”. Mo­ żemy dziś powiedzieć za D. W. Sciamą [2], że jednym z najważ­ niejszych osiągnięć współczesnej kosmologii jest wykazanie istnienia Wszechświata, w tym sensie, że wbrew przedeinsteinowskim para93

doksom kosmologicznym Wszechświat można traktować jako jeden, istniejący układ fizyczny, poddający się badaniom metodami fizyki. To jest właśnie hipoteza Fizycznego Wszechświata, dzięki której kos­ mologię można dziś uważać za naukę empiryczną. Zagadnienia ży­ cia i myśli w skali kosmicznej są zagadnieniami o niezwykłej wadze, ale ciągle jeszcze leżą one poza granicami ścisłej nauki.

Pytania dla wyroczni James Jeans zakończył swoją wypowiedź na zebraniu Towa­ rzystwa Brytyjskiego następującymi słowami: „Załóżmy, że jakaś nieomylna wyrocznia zechciałaby udzielić każdemu z nas odpowiedzi „lak” lub „nie” na dwa naukowe pytania. Osobiście, myślę, że jako moje pytania wybrałbym: 1) Czy główna energia promieniowania gwiazd pochodzi z anihilacji materii? 2) Czy Wszechświat rozszerza się w tempie wskazywanym przez widma mgławic?”

Georges Lemaitre podjął ten sam ton: „Gdybym miał postawić jakieś pytanie nieomylnej wyroczni, o której wspom­ niał Sir James Jeans, myślę, że wybrałbym następujące: Czy Wszechświat był kie­ dyś w spoczynku, czy też jego ekspansja trwała od początku.’. Ale myślę, że piosiłbym wyrocznię o nieudzielanie odpowiedzi, aby nie pozbawić przyszłych pokoleń przyjemności poszukiwania i znajdowania rozwiązań .

1

Rozdział 10

Kosmologia Milne'a

Przywilej opozycji Kosmologia relatywistyczna okrzepła w ogniu dyskusji i polemik. Wprawdzie nadal znana była tylko wąskiemu gronu specjalistów, ale wypracowała już swoje metody, zaczęła dochodzić do wyników pow­ szechnie przez to grono przyjmowanych. Takim wynikiem był nie­ wątpliwie obraz rozszerzającego się Wszechświata. Obraz ten został wyprowadzony z równań ogólnej teorii względności i potwierdzony przez obserwacje „przesunięcia ku czerwieni”. Z czasem doszło do tego, że obrazu rozszerzającego się świata już nie kwestionowano, lecz zaczęto szukać dla niego innych uzasadnień teoretycznych. Ogól­ na teoria względności doczekała się konkurencji w dziedzinie kosmo­ logii. Tylko powszechnie szanowane teorie mogą się szczycić przy­ wilejem posiadania opozycji. Mam oczywiście na myśli prawdziwie naukowe opozycje. Mechanizm tego zjawiska jest prosty: przeciwko niepoważnej teorii nie warto organizować poważnej opozycji. Pierwszym kosmologicznym oponentem ogólnej teorii względności stał się E. A. Milne. Swoje własne idee kosmologiczne Milne opra­ cowywał w szeregu prac [1-4], podsumował w monumentalnym dziele [5], potem nadal je rozbudowując i rozwijając [6-9]. W pracy nad kosmologią Milne’a duże zasługi położył G. J. Whitrow [10-12]. W 1948 r. ukazała się następna monografia Milne’a, [13] (Kinema-

95

tyczna teoria względności). Nazwą użytą w tytule tej książki często określa się cały system kosmologiczny Milne’a. Kosmologia relatywistyczna nie zaspokajała estetycznych wyma­ gań stawianych przez Milne’a. Pisał on: „Zacząłem zastanawiać się nad tym problemem bynajmniej nie powodowany uczuciem niechęci do tych (tj. ogólnie uznawanych) teorii, a tym bardziej w sto­ sunku do ogólnej teorii względności. Istniejące teorie pod względem matematycz­ nym są najwyższej wartości. Ale ich powszechnie przyjęte interpretacje w terminach ‘rozszerzającej się przestrzeni’ sprawiają mi najwyższe kłopoty. Ruch jako następstwo geometrii różniącej się od geometrii powszechnie stosowanej w fizyce był wiary­ godnym pojęciem. Grawitacja jako odkształcenie przestrzeni była wiarygodnym po­ jęciem, chociaż pojęcie to nie zawierało w sobie najmniejszej aluzji co do natury i pochodzenia samej grawitacji; dlaczego obecność materii powinna wywierać wpływ na ‘przestrzeń’ pozostawało bez wyjaśnień. Fizycy matematyczni, przypisując struk­ turę przestrzeni, przywracając strukturę temu, co jest bez struktury, w rzeczywi­ stości z powrotem wprowadzili eter” [5, str, 2].

W tej wypowiedzi są sformułowane dwa zarzuty pod adresem ogólnej teorii względności. Po pierwsze, teoria ta zakłada tak da­ leko idącą współzależność materii i przestrzeni, że gdy rozszerza się zbiór galaktyk, rozszerza się również przestrzeń. Przyjęcie tego spra­ wiało Milne’owi „najwyższe kłopoty”. Jego zdaniem przestrzeń nie ma żadnej struktury, a zatem nie może się ani rozszerzać, ani kur­ czyć. Jest „nicością”, w której jest umieszczona materia. Jaką geo­ metrię przyjmiemy do opisu tak rozumianej przestrzeni — to kwestia umowy. Z pewnych względów, a wśród nich niepoślednią rolę od­ grywają względy prostoty, najlepiej do tego celu nadaje się geometria Euklidesa. Po drugie, jeżeli nam to z jakiegokolwiek powodu odpo* wiada, możemy opisywać przestrzeń za pomocą innej, nieeuklide­ sowej geometrii, możemy mieć wówczas do czynienia z „prze­ strzenią zakrzywioną”, ale wtedy powstaje pytanie „dlaczego”. Dlaczego przestrzeń jest tak a nie inaczej odkształcona? Dlaczego pole gra­ witacyjne należy łączyć jakoś z tym odkształceniem ? Dlaczego obec­ ność materii ma wywierać wpływ na przestrzeń? Milne domagał się, by teoria fizyczna nie tylko dostarczała prze­ widywań zgodnych z obserwacjami, ale by również dawała „wgląd do zjawisk” (insight into phenomena). Sam twierdzi, że jego kosmo ­ logia eksploatuje „matematyczne konsekwencje ogólnych pojęć wy­ prowadzonych z doświadczenia” [5, str. 140 (w przypisie)].

96

Równouprawnienie obserwatorów — zasada kosmologiczna Kłopot powstaje, gdy trzeba odpowiedzieć na pytanie, co to zna­ czy „wgląd do zjawisk” i jaki to system „ogólnych pojęć” należy wyprowadzić z doświadczenia. Odpowiedź na te pytania może dos­ tarczyć jedynie subiektywna intuicja autora. Wydaje się, że „wgląd do zjawisk” oznaczał dla Milne’a zgodność wyobrażeniowej interpre­ tacji teorii z tzw. zdrowym rozsądkiem, ale ponieważ nie ma zdro­ wego rozsądku w ogóle, chodziło więc o zdrowy rozsądek wykształ­ cony na fizyce klasycznej. Warto pamiętać, że teorię względności otaczała wówczas atmosfera pewnego mistycyzmu i to, co dziś jest „chlebem powszednim” dla studenta przygotowującego się do egza­ minu, w czasach Milne’a było jeszcze otoczone nimbem nowości. Ale teoria względności weszła już nieodwracalnie do nauki i Milne korzystał z niej bardziej niż przypuszczał. I tak, inspirowany niewątpliwie przez teorię względności, Milne postulował równouprawnienie wszystkich obserwatorów we Wszechświecie. Stało się to naczelnym aksjomatem jego teorii. Milne pisał: „Zasada względności została w istocie (przeze mnie) użyta w nowy sposób; w sposób, który zasadniczo nie zależy od obserwacyjnej weryfikacji; zasada ta zos­ tała zastosowana w samej przez się oczywistej formie domagającej się, by dwaj ob­ serwatorzy, którzy pozostają w równoważnych relacjach do całego układu i którzy godzą się porównywać swoje obserwacje według tych samych reguł, opisywali zacho­ wanie się jakiejkolwiek cząstki za pomocą tych samych funkcji współrzędnych” [5, str. 4],

Postulat równouprawnienia wszystkich obserwatorów Milne pierw­ szy nazwał zasadą kosmologiczną (nazwa ta na dobre zadomowiła się w kosmologii) i uważał ją za nowe sformułowanie zasady względ­ ności. Podejrzewał nawet, że einsteinowska zasada względności jest węższa od jego ujęcia, a co za tym idzie, że teoria względności jest tylko szczególnym przypadkiem jego teorii. Kosmologia Milne’a wprowadzała jeszcze jedną, metodologiczną nowość. Metoda kosmologii relatywistycznej polegała na jak najda­ lej idącej ekstrapolacji: fizykę ziemską należało rozciągnąć na jak największe obszary Wszechświata. Metoda Milne’a miała być wręcz przeciwna: na początku przyjmowało się pewne założenia — aksjo­ maty dotyczące struktury Wszechświata w największej skali i trzeba

7 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

97

z nich było wyprowadzić całą fizykę ziemską. Taktyka Milne’a spro­ wadzała się więc do metody dedukcyjnej. Zawarty w niej program, wydedukowanie lokalnej fizyki z kosmologicznych założeń, był bar­ dzo ambitny. Udało się go zrealizować tylko w części. W skład założeń kosmologii Milne’a wchodziła zasada kosmolo­ giczna oraz postulaty związane z pomiarem czasu i przestrzeni.

Pomiary czasu i przestrzeni Zdaniem Milne’a pomiary czasu są bardziej podstawowe od po­ miarów przestrzennych, a to dlatego, że poczucie upływania czasu jest bezpośrednią daną naszej świadomości [5, str. 14]. Każdy ob­ serwator posiada zatem poczucie czasu, tzn. o dowolnych dwóch zda­ rzeniach, zachodzących w jego sąsiedztwie, może powiedzieć, które z nich jest wcześniejsze, a które późniejsze. Innymi słowy każdy ob­ serwator posiada zegar, czyli urządzenie „przyporządkowujące licz­ bom rzeczywistym zdarzenia występujące w jego doświadczeniu” [5, str. 25]. Pomiar przestrzeni jest pochodny w stosunku do pomiarów czasu. Odległości mierzy się metodą radarową. Odległość między obserwa­ torem O a zdarzeniem A jest równa połowie czasu, jaki promień światła, wysłany przez O, musi zużyć, aby po odbiciu od A po­ wrócić do O. Trzeba przy tym założyć, że prędkość światła jest stała. Mimo wszelkich zastrzeżeń Milne’a, założenie to w sposób ewident­ ny jest zapożyczone od teorii względności. Wszystkie, opisane dotychczas, pomiary mają charakter czysio lokalny, tzn. operacje pomiarowe wykonuje poszczególny obserwa­ tor w swoim najbliższym otoczeniu. Powstaje pytanie, czy pomiary czasu, dokonywane przez obserwatorów odległych od siebie, mogą zostać tak zsynchronizowane, by był sens mówić o czasie uniwer­ salnym (kosmicznym) płynącym wszędzie jednakowo. Okazuje się, że czasów takich może być nawet wiele, ale tylko dwa spośród nich są ważne dla dalszego rozwoju teorii. Ponieważ, zgodnie z receptą na pomiar odległości, każda zmiana czasu powoduje automatycznie przeskalowanie wszystkich odległości, obserwatorzy stosujący różne czasy będą się różnie poruszali względem siebie. Pierwszy wyróżnio-

98

ny czas Milne’a, tzw. czas t, to czas, w którym obserwatorzy spo­ czywają względem siebie; drugi wyróżniony czas (czas t), to czas, w którym obserwatorzy poruszają się względem siebie jednostajnie. Milne’owi udało się wyprowadzić ze swoich kosmologicznych pos­ tulatów (plus pewne dodatkowe założenia) lokalną elektrodynamikę Maxwella i lokalną mechanikę Newtona; pierwsza wynika z teorii Milne*a, stosującej czas t, druga z teorii Milne’a, stosującej czas t. Stąd i nazywa się czasem elektromagnetycznym lub atomowym (ze­ gary atomowe oparte są na oddziaływaniach elektromagnetycznych), a t czasem dynamicznym lub grawitacyjnym. Analizę pomiarów czasowych do dziś uważa się za jedno z naj­ większych osiągnięć teorii Miłne’a. Tak na przykład Bondi przy okazji omawiania teorii Milne’a pisze: „Ponieważ jednak nie da się po­ równać odcinków czasu z dwu różnych epok, przez umieszczenie ich jednego przy drugim, więc bez przeprowadzenia dalszej analizy nie możemy mówić o ‘jednostajnym przebiegu czasu’ lub o ‘stałym, pra­ widłowo chodzącym zegarze’. Dlatego absolutnie nie jest oczywiste, że różne zegary fizyczne, np. zegar atomowy i zegar dynamiczny, powinny mieć ten sam stosunek okresów dla wszystkich czasów. Nasze doświadczenie nie może wykluczyć niewielkiej zmiany liczby oscylacji linii H w ciągu jednego dnia. Tak więc każde zjawisko przyrody ma swój osobny sposób liczenia czasu” [14, str. 164]. Sam Milne z naciskiem podkreśla, że „współczesna fizyka jest skażona niejasnością, ponieważ miesza ona zmienne czasowe stosowane w dwu odmiennych dziedzinach badań” [14, str. 50].

Dwa opisy Wszechświata Kosmologia traktuje Wszechświat jako jeden układ, w pewnym sensie jako „jedno zjawisko”. Jeżeli zatem „każde zjawisko ma swój własny czas”, to możemy zapytać, w jakim czasie najlepiej opisy­ wać Wszechświat jako całość. Rzecz w tym, że można to robić zarówno w czasie t, jak i w czasie t. Według teorii Milne a obydwa te czasy są związane ze sobą zależnością logarytmiczną, jak to przeds­ tawiono na rys. 6. Przyjrzyjmy się temu rysunkowi nieco dokład­ niej. W chwili obecnej, zaznaczonej na wykresie jako ^, jednostki

99

czasu t i czasu r są prawie równej długości0, lecz gdy cofamy się wstecz, zegar r idzie coraz wolniej w stosunku do zegara t. Gdy czas t dąży do zera, czas t dąży do minus nieskończoności.

Rys. 6. Zależność czasu dynamicznego t od czasu atomowego t w modelu Milne’a

W kosmologii Milne’a istnieją zatem dwa opisy Wszechświata. Opis w czasie t przedstawia Wszechświat rozszerzający się począw­ szy od pierwotnej osobliwości, która miała miejsce w chwili t = 0. Zgodnie z filozofią Milne'a nie rozszerza się przestrzeń, lecz tylko ekspanduje układ galaktyk, zajmując coraz to nowe obszary w pus­ tej, nieskończonej przestrzeni. Uciekające galaktyki spełniają dokład­ nie prawo Hubble’a v = //r, każdy obserwator widzi przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktycznych. Opis w czasie t przedstawia Wszechświat jako układ statyczny, nie rozszerzający się, trwający odwiecznie, bez początku. Jednakże posługując się i tym opisem, każdy obserwator również może wy­ znaczyć przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktyki. Wynik ob­ serwacji (przesunięcie ku czerwieni) nie zależy od opisu; zależnie od przyjętego opisu zmianie ulega tylko interpretacja. Obserwator sto­ sujący czas r interpretuje przesunięcie ku czerwieni nie jako efekt Dopplera, będący następstwem ucieczki galaktyk lecz jako rezul­ tat odmiennych rytmów dynamicznego zegara r i atomowego zega­ ra t. Mechanizm powstawania linii widmowych jest mechanizmem Ściśle rzecz biorąc / i r. według Milne’a, są związane zależnością: t = = /oln (///o)+/q; gdy / =/0, wtedy czas t równa się dokładnie czasowi /.

100

atomowym, czasem właściwym dla niego jest atomowy czas t. Ob­ serwator natomiast posługuje się czasem dynamicznym r. Różnica w tempie upływania tych czasów powoduje obserwowane przesunię­ cie ku czerwieni. Sam Milne, kierując się raczej własnymi upodobaniami niż ra­ cjami fizycznymi, za bardziej podstawowy uważał opis świata w czasie t.

Epilog Wspomnieliśmy wyżej, iż Milne sądził, że jego teoria jest ogól­ niejsza od teorii względności i że tę ostatnią uda się kiedyś wypro­ wadzić jako szczególny przypadek z jego założeń. Dalsze badania przekreśliły te nadzieje. Już w 1933 roku W. O. Kermack i W. H. Mc Crea [15] wykazali coś wręcz przeciwnego. Kosmologiczny model Milne’a okazał się granicznym przypadkiem jednego z rozwiązań ogól­ nej teorii względności. Oryginalnym wkładem Milne’a pozostaje in­ terpretacja pomiarów czasowych i przestrzennych. Pomiary te okreś­ lają ruch obserwatorów względem siebie. Jeśli ten ruch „włożyć” do czasoprzestrzeni, opisywanej jednym z rozwiązań ogólnej teorii względności (zwanym dziś także rozwiązaniem Milne a), to otrzymu­ je się dokładnie Milne’owski model kosmologiczny. 1 w ten sposób teoria, która była pomyślana jako konkurencja w stosunku do kos­ mologii relatywistycznej, stała się przyczynkiem do rozwoju tej ostat­ niej. Okazuje się, że w nauce też działają prawa rynku: silniejszy wchłania słabszego.

Rozdział 11

Kosmologia neonewtonowska

Kłopoty z Wszechświatem newtonowskim Wielkim sukcesem teorii fizycznej jest znalezienie swojej następ­ czyni. Dopiero z punktu widzenia kolejnej, ogólniejszej teorii można określić zakres stosowalności teorii poprzedniej, a zrozumienie włas­ nych ograniczeń to bez wątpienia duże osiągnięcie. Można nawet, nieco paradoksalnie, powiedzieć, że konstrukcja teorii fizycznej jest dopiero wtedy ukończona, gdy teoria ta zostaje zastąpiona przez no­ wą teorię. Tak było z newtonowską teorią grawitacji. Przez około trzy wieki wydawało się, że zakres zastosowań tej teorii jest nieogra­ niczony. Newtonowskie prawo, głoszące proporcjonalność siły przy­ ciągania do iloczynu przyciągających się mas i odwrotną proporcjo­ nalność do kwadratu odległości między nimi, jednakowo dobrze stosowało się zarówno do jabłka, które spada z drzewa na ziemię, jak i do planet, krążących wokół Słońca po eliptycznych orbitach. Utrwalił się pogląd o absolutnej powszechności teorii Newtona. Kie­ runek filozoficzny zwany mechanicyzmem traktował to twierdzenie jako swój podstawowy dogmat. Był to kierunek głoszący, że całą rzeczywistość da się wyjaśnić za pomocą prostych oddziaływań me­ chanicznych. Ale dogmat mechanicystów upad! nieodwołalnie z chwi­ lą, gdy Einstein stworzył ogólną teorię względności. Teoria Einsteina była bowiem niczym innym, jak tylko nową teorią grawitacji. Oka­ zało się, że dla pól grawitacyjnych o słabym natężeniu wzory Einsteina dowolnie mało różnią się od wzorów Newtona, ale dla pól grawitacyjnych o dużych natężeniach teoria Einsteina przewiduje 102

znaczne odchylenia w porównaniu z teorią Newtona. I co najważ­ niejsze, w przypadku silnych pól grawitacyjnych doświadczenie pot­ wierdza przewidywania teorii Einsteina a nie teorii Newtona. W ten sposób ogólna teoria względności wyznaczyła granice stosowalności klasycznej (newtonowskiej) teorii grawitacji. Od samego istnienia teorii Newtona próbowano na jej podstawie skonstruować model Wszechświata. Niestety, próby te nie dawały żadnego pozytywnego rezultatu. Już sam Newton zauważył, że pole grawitacyjne, pochodzące od gwiazd rozrzuconych mniej więcej rów­ nomiernie w nieskończonej przestrzeni, powinno powodować zapada­ nie się wszystkich gwiazd do jednego punktu. Potem zauważono, że zastosowanie fizyki Newtona do Wszechświata jako całości daje wyniki tak niezgodne z obserwacjami, że nie wahano się ich nazwać paradoksami. Do najbardziej znanych należy paradoks Seeligera i pa­ radoks Olbersa. Obydwa te paradoksy zakładają, że Wszechświat jest przestrzennie nieskończony. Założenie przestrzennej nieskończoności świata w okresie rządów mechaniki Newtona przyjmowano powszech­ nie bez większych wątpliwości. Jedyną geometrią, jaką podówczas znano, była geometria Euklidesa, a ta mówiła o nieskończoności przestrzeni (na przykład, w słynnym piątym postulacie Euklidesa jest mowa o „prostych, które przecinają się w nieskończoności ”). Jeżeli gwiazdy są równomiernie rozłożone w nieskończonej przestrzeni, to (jak wykazał Seeliger) potencjał grawitacyjny w żadnym punkcie Wszechświata nie powinien mieć określonej wielkości, a jasność wszystkich gwiazd (jak zauważył Olbers), nakładając się na siebie, powinna sprawiać świecenie całego nocnego nieba jednostajnym blas­ kiem. Tymczasem tak nie jest: potencjały grawitacyjne w każdym punkcie przestrzeni są dobrze określone, a wieczorne niebo jest ciemne i tylko z rzadka usiane gwiazdami. Einstein zbudował swój pierwszy model kosmologiczny w 1917 roku opierając się nie na teorii grawitacji Newtona, lecz na ogól­ nej teorii względności. Jednym z motywów, jaki przyświecał Ein­ steinowi w tej pracy, była chęć przezwyciężenia paradoksów newto­ nowskiej kosmologii. Gdy mu się to udało (przynajmniej, gdy idzie o paradoks Seeligera, paradoks Olbersa został usunięty przez stwo­ rzone później modele rozszerzającego się świata), utrwaliło się prze­ konanie, że teoria Newtona nie nadaje się do opisu Wszechświata jako całości. 103

Metoda i wyniki kosmologii neonewtonowskiej Wkrótce jednak jeszcze raz sprawdziła się reguła głosząca, że wcześniejszą teorię można lepiej zrozumieć dopiero z punktu widze­ nia następnej teorii. Jak pamiętamy z poprzedniego rozdziału, Milne nie lubił kosmologii relatywistycznej, gdyż nie dawała mu ona „wglądu do zjawisk”. Ponieważ Milne chciał mimo wszystko taki „wgląd” uzyskać, intensywnie studiował kosmologię relatywistyczną, porówny­ wał ją z teorią Newtona, która była dla niego intuicyjnie jasna, tworzył własne koncepcje. Wiemy, że doprowadziło go to do nowe­ go modelu Wszechświata. W trakcie pracy, niejako mimochodem, Milne zauważył, że jeśli przyjąć zasadę kosmologiczną (tzn. założe­ nie jednorodności i izotropowości rozkładu materii w przestrzeni) i nie upierać się przy tym, że model Wszechświata musi być sta­ tyczny, to korzystając z teorii Newtona można zbudować model kosmologiczny; co więcej, funkcja opisująca ewolucję tego modelu w czasie ma identyczny kształt jak odpowiednia funkcja dla modelu relatywistycznego, zwanego światem Einsteina-de Sittera. Praca Milne’a na ten temat ukazała się w 1932 roku [1]. Wkrótce potem Milne wraz z Mc Crea [2] pełniej rozwinęli zagadnienie możliwości budowania newtonowskich modeli kosmologicznych i ich analogii z modelami relatywistycznymi. Przede wszystkim okazało się, że dużą część winy za dotych­ czasowe niepowodzenia w zbudowaniu newtonowskiego modelu kos­ mologicznego ponosił zakorzeniony nawyk, by Wszechświat trakto­ wać jako twór statyczny. Z chwilą gdy, dzięki kosmologii relaty­ wistycznej, stało się jasne, iż jest to tylko nawyk a nie wynik so­ lidnych obserwacji, znikły powody, by cechę statyczności siłą wtła­ czać do newtonowskiego obrazu świata. Po zaniechaniu tego „nie­ naturalnego” zabiegu równania Newtona natychmiast poddały się, dając poprawne rozwiązania. Milne i Mc Crea zrobili także użytek z zasady kosmologicz­ nej. Wprawdzie nazwa „zasada kosmologiczna” została wprowadzona dopiero przez Milne’a, ale wszystkie rozważane dotychczas przez kosmologię relatywistyczną modele Wszechświata opierały się na za­ łożeniach jednorodności i izotropowości rozkładu materii, stanowią­ cych treść tej zasady. Milne i Mc Crea poszli więc utartą drogą. Należy wszakże zwrócić uwagę, że o ile odrzucenie statyczności świa104

ta w sposób istotny przyczyniło się do możliwości stworzenia kos­ mologii newtonowskiej, o tyle zasada kosmologiczna nie jest do tego celu niezbędna. W istocie jakiś czas potem O. Heckman [3] skons­ truował opierając się na teorii Newtona, proste modele anizotropowe, a więc nie spełniające zasady kosmologicznej, tak jak ją pojmo­ wał Milne. Pewnego rodzaju zależność kosmologii newtonowskiej (lub neonewtonowskiej, jak się ją czasem nazywa, celem odróżnienia od daw­ niejszych, nieudanych prób zbudowania modelu Wszechświata na podstawie teorii Newtona) w stosunku do kosmologii relatywistycz­ nej pojawiła się jeszcze w kilku punktach w trakcie budowania mo­ delu. W teorii Newtona istnieją mianowicie pewne luki, bez wypeł­ nienia których nie dałoby się zbudować kompletnego modelu kos­ mologicznego. Tak na przykład sama teoria Newtona nie dostarcza informacji o prędkości rozchodzenia się światła, a jest to informac­ ja istotna dla kosmologii, sygnały świetlne są bowiem podstawowymi środkami porozumiewania się obserwatorów, również przez analizę sygnałów świetlnych obserwatorzy dowiadują się o przesunięciu ku czerwieni w widmach galaktycznych. Milne i Mc Crea wypełnili tę lukę teorii Newtona, zapożyczając od teorii względności założenie o stałości prędkości rozchodzenia się światła. Także kierując się analogią do kosmologii relatywistycznej, równania kosmologii New­ tona można uzupełnić członem zawierającym stałą kosmologiczną. W ten sposób otrzymuje się rozwiązania newtonowskie analogiczne do wszystkich rozwiązań Friedmana. Widzimy więc, że kosmologia relatywistyczna była niejako prze­ wodnikiem w tworzeniu kosmologii neonewtonowskiej. Mimo to ogólny wynik, jaki otrzymali Milne i Mc Crea, był zaskakujący za­ równo dla nich samych, jak i dla ówczesnej społeczności kosmolo­ gów. Wynik ten można wyrazić słowami Milne’a: „Symboliczna reprezentacja kosmologii Newtonowskiej jest formalnie identyczna z symboliczną reprezentacją ‘ogólnej’ teorii względności, ale ta ostatnia domaga się odmiennej interpretacji w odniesieniu do obserwacji” [4, str. 290].

Co to znaczy? Otóż znaczy to dokładnie tyle, że równania kos­ mologii neonewtonowskiej i kosmologii relatywistycznej (jeśli obydwie przyjmują zasadę kosmologiczną) z matematycznego punktu widze­ nia są identyczne, natomiast fizyczna interpretacja niektórych sym105

boli, występujących w tych równaniach, musi być odmienna. Tak na przykład w równaniach jednej jak i drugiej kosmologii występuje pewna stała oznaczana tradycyjnie przez k. W kosmologii relaty­ wistycznej przestrzeń może być zakrzywiona i stała k określa właśnie krzywiznę przestrzeni (która może być dodatnia, ujemna lub zerowa). W kosmologii newtonowskiej przestrzeń zawsze jest płaska, euklidesowa, a stałą k interpretuje się jako wielkość związaną z energią potencjalną Wszechświata.

Tytułem komentarza Od początku badaczy zastanawiała ścisła „równoległość” pomię­ dzy wynikami dwóch systemów kosmologicznych, opartych na dwóch tak różnych teoriach, jakimi są newtonowska teoria grawitacji i ogólna teoria względności. W charakterze wyjaśnienia zwracano uwagę na fakt, że średnia gęstość materii we Wszechświecie jest bardzo mała, rzędu 10 31-10 ‘s g/cm3, a co za tym idzie „średnie pole grawitacyjne Wszechświata” bardzo słabe; z drugiej strony wia­ domo przecież, że w wypadku pól grawitacyjnych o małym natęże­ niu ogólna teoria względności daje w przybliżeniu takie same wy­ niki jak teoria Newtona. (Dla porównania średnia gęstość Słońca wynosi 1,4 g/cm 3, a odchylenia od teorii Newtona przewidywane przez ogólną teorię względności są raczej niewielkie). A zatem zbież­ ność wyników obu teorii na terenie kosmologii nie powinna budzić zdziwienia. Dodajmy jeszcze dwie następujące racje. Po pierwsze, zarówno kosmologia relatywistyczna w pierwszej fazie swojego rozwoju, jak i kosmologia neonewtonowska stworzona przez Milne’a i Mc Crea, jako jedno ze swoich naczelnych założeń przyjmowały zasadę kosmo­ logiczną. Zasada kosmologiczna, jak już nam wiadomo, postuluje jednorodność (brak wyróżnionych punktów) i izotropowość (brak wyróżnionych kierunków) przestrzeni. Mówiąc inaczej, zasada kos­ mologiczna postuluje pewnego rodzaju symetrie w rozkładzie mas (postuluje mianowicie sferycznosymetryczny rozkład materii względem każdego obserwatora nie poruszającego się w żaden wyróżniony sposób). Otóż okazuje się, że wyniki w kosmologii zależą nie tylko od równań teorii grawitacji, ale także w bardzo silnym stopniu 106

od przyjętych założeń symetrii. Ponieważ w obu kosmologiach przy­ jęto takie same założenia symetrii (zasadę kosmologiczną), ich wyniki są bardzo podobne. Innymi słowy: duża część kosmologii mieści się nie w równaniach pola grawitacyjnego, lecz w założeniach sy­ metrii, a te są wspólne kosmologii neonewtonowskiej i kosmologii relatywistycznej. Po drugie, nie wolno zapominać, że kosmologia neonewtonowska została stworzona „na wzór” kosmologii relatywistycznej - to na pewno zaważyło także na jej wynikach. Nie należy wszakże sądzić, że powyższe uwagi całkowicie wy­ jaśniają status kosmologii newtonowskiej. Spory na ten temat nie są zakończone [6], ich referowanie zaprowadziłoby nas jednak do zbyt technicznych zagadnień [5, str. 180-185]. Nie sądźmy także, że kos­ mologia neonewtonowska może w jakikolwiek sposób zastąpić kos­ mologię relatywistyczną. Wszyscy kosmologowie, łącznie z Milnem i Mc Crea, widzą pewnego rodzaju sztuczność kosmologii opartej na klasycznej teorii Newtona. Kosmologia ta spełnia przede wszyst­ kim rolę heurystyczną: wzory newtonowskie są zwykle łatwiejsze do zinterpretowania i interpretację tę można potem przenosić na analo­ giczne wzory kosmologii relatywistycznej. Ale uwaga! Nie zawsze; porównaj na przykład wyżej omówione zagadnienie interpretacji sta­ łej k, która w kosmologii neonewtonowskiej wiąże się z „energią potencjalną Wszechświata”, a w kosmologii relatywistycznej z zakrzy­ wieniem przestrzeni. Poza tym kosmologia neonewtonowska, będąc matematycznie o wiele prostsza, służy zwykle początkującym adeptom kosmologii jako przedmiot ćwiczeń rachunkowych. Newton był jed­ nak przed Einsteinem!

Rozdział 12

Geometria i termodynamika Wszechświata

Kierunki badań Podczas gdy Milne pracował nad rozwijaniem konkurencyjnego systemu kosmologicznego, w kosmologii relatywistycznej dokonywał się szybki postęp. Co więcej, w niektórych wypadkach istnienie kon­ kurencji wyraźnie stymulowało nowe badania. Ogólna teoria względ­ ności traktuje pole grawitacyjne jako zakrzywienie czasoprzestrzeni. Kosmologia relatywistyczna stara się zrekonstruować strukturę,pola grawitacyjnego pochodzącego od wszystkich mas we Wszechświecie, jej zadaniem jest więc zbadanie geometrii Wszechświata. Ale w rze­ czywistym Wszechświecie oprócz oddziaływań grawitacyjnych „dzieje się” cała reszta fizyki; a zatem niejako na geometrycznej scenie cza­ soprzestrzeni należy rozważać fizykę Wszechświata. Geometrię jedno­ rodnych i izotropowych modeli kosmologicznych dokładnie opraco­ wali H. P. Robertson i A. G. Walker. Badania fizyki Wszechświata zapoczątkował Georges Lemaitre, wysuwając hipotezę „Pierwotnego Atomu” (por. rozdz. 8, omówimy ją obszerniej w następnym rozdziale) oraz R. C. Tolman przez stworzenie termodynamiki rela-. tywistycznej i zastosowanie jej do rozważań kosmologicznych. W obecnym rozdziale przyjrzymy się bliżej geometrii Wszech­ świata opracowanej przez Robertsona i Walkera oraz termodynamice Wszechświata będącej dziełem Tolmana.

108

Robertson i Walker; symetrie Wszechświata Zainteresowania H. P. Robertsona teorią względności rozpoczę­ ły się od dwóch prac [1, 2] stanowiących części jego rozprawy doktorskiej przedstawionej w 1925 r. w Kalifornijskim Instytucie Technologicznym. Obydwie prace dotyczyły matematycznych aspek­ tów teorii Einsteina. Pierwsza szerzej znana kosmologiczna praca Robertsona opublikowana w 1928 r. [3] była poświęcona analizie rozwiązania de Sittera; niezależnie od Lemaitre’a (por. rozdz. 2) autor wykazał, że model de Sittera nie jest statyczny lecz stacjonarny, tzn. rozszerza się, ale w taki szczególny sposób, że „zawsze wy­ gląda tak samo”. Następny rok przyniósł kolejną pracę, ważną dla dalszego roz­ woju kosmologii [4]. Robertson sformułował w niej geometryczne założenie przyjmowane dotychczas przy konstruowaniu modeli kos­ mologicznych i rozważył wszystkie możliwe przestrzenie zgodne z tymi założeniami. Założenia te są następujące: 1) istnieje taki globalny (tzn. pokrywający cały Wszechświat) układ współrzędnych, w którym czasoprzestrzeń da się rozłożyć na czas kosmiczny i prostopadłe do niego przestrzenie chwilowe (por. rys. 7); 2) przestrzenie chwilowe

Rys. 7. Czas kosmiczny / i przestrzenie chwilowe w chwilach /,, t2, ...tn

są jednorodne (nie posiadają wyróżnionych punktów) i izotropowe (nie posiadają wyróżnionych kierunków). Ważnym pojęciem geometrycznym jest pojęcie metryki przestrze­ ni. Jest to wzór wyrażający odległość między dwoma „dowolnie

109

bliskimi” punktami dane’ przestrzeni. Po kształcie metryki można rozpoznać, jakiej geometrii podlega (lokalnie) dana przestrzeń. Ro­ bertson w swojej pracy z 1929 r. podał najogólniejszy kształt metryki czasoprzestrzeni spełniającej założenia 1) i 2). Okazało się, że przest­ rzenie chwilowe, zgodne z założeniem 2), muszą być przestrzeniami o stałej krzywiźnie, krzywizna ta może być zerowa (przestrzenie płaskie, jak na rys. 1), dodatnia (jak np. w statycznym modelu Einsteina) lub ujemna (tzw. geometria Łobaczęwskiego). Metrykę znalezioną przez Robertsona nazywa się dziś metryką Robertsona-Walkera. Drugie nazwisko pojawiło się w tym określe­ niu dla uczczenia innego uczonego, który położył nie mniejsze za­ sługi w badaniu geometrii Wszechświata. A. G. Walker rozpoczął swoje badania kosmologiczne od zagad­ nienia odległości [5, 6]; problem ten nie jest trywialny, gdyż to, co zwykle geometrzy nazywają odległością, nie da się mierzyć bezpo­ średnio metodami astronomicznymi, natomiast to, co da się mie­ rzyć astronomicznie, nie ma bezpośredniej interpretacji w geometrii. Następnie Walker poświęcił wiele uwagi kosmologii Milne’a [7, 8]. W kosmologii tej, jak pamiętamy, nie ma równań pola i całą geo­ metrię czasoprzestrzeni należy wyprowadzić z pomiarów wykonywa­ nych przez obserwatorów fundamentalnych (por. rozdz. 10). To skło­ niło Walkera do dokładnego, matematycznego przestudiowania postu­ latów, na jakich te pomiary muszą się opierać. W ten sposób powstała kolejna, fundamentalna praca o geometrii czasoprzestrzeni nawiązująca zresztą w tytule do kosmologii Milne’a [9]. Mniej więcej w tym samym czasie ukazała się obszerna, trzyczęściowa praca Ro­ bertsona [10], zajmująca się tym samym kręgiem zagadnień i rów­ nież nawiązująca do kosmologii Milne’a. Zważywszy, że prace [9] i [10] były pisane niezależnie, zbieżność ich treści i metod jest ude­ rzająca. Obaj autorzy zastosowali do kosmologii matematyczną teorię grup ciągłych. Jest to teoria szczególnie przydatna do badania sy­ metrii przestrzennych. Założenia jednorodności i izotropowości przest­ rzeni, nazwane przez Milne’a zasadą kosmologiczną, są w swej isto­ cie założeniami symetrii. Stosując metody teorii grup ciągłych, wszystkie modele kosmologiczne można sklasyfikować w zależności od stopnia symetrii przestrzeni danego modelu. Okazuje się, że maksymalną symetrią przestrzenną odznaczają się modele z metryką Robertsona-Walkera (znalezioną przez Robertsona w pracy [4]). 110

Warto jeszcze wspomnieć często cytowaną pracę Robertsona z 1933 roku [11]; jest to przeglądowy, prawie monograficzny arty­ kuł stanowiący niejako podsumowanie całej dotychczasowej kosmo­ logii relatywistycznej. Należy jednak pamiętać, że była ona wów­ czas bardzo młodą dyscypliną naukową, znajdującą się ciągle jeszcze w pierwszej fazie gwałtownego rozwoju. Napisanie przeglądowego ar­ tykułu w takich warunkach wymagało przepracowania dużych partii materiału od nowa. W Dodatku C do pracy autor przedstawia krótko metodę badania symetrii przestrzennych za pomocą pojęciowego apa­ ratu grup ciągłych. Na uwagę zasługuje bibliografia dołączona do artykułu, zawiera ona kompletną listę prac kosmologicznych, jakie ukazały się w latach 1917-1932. Nieoceniona pomoc dla wszystkich interesujących się historią kosmologii!

Tolman; termodynamika kosmosu Geometria mówi o strukturze Wszechświata. Ale jeśli struktura zmienia się, mamy ewolucję. Zmienność układów fizycznych w czasie wiąże się z termodynamiką, a zwłaszcza z jej drugą zasadą, czyli z zasadą wzrostu entropii. Dlatego też w kosmologii relaty­ wistycznej prędzej czy później musiały pojawić się problemy termo­ dynamiczne. Cała dotychczasowa termodynamika, była oparta na mechanice klasycznej. Chcąc ją zastosować do kosmologii relatywis­ tycznej, należało najpierw uzgodnić zasady termodynamiki z zasa­ dami teorii względności. W ten sposób powstała termodynamika re­ latywistyczna, Jej głównym twórcą jest R. C. Tolman [12-14], Spot­ kaliśmy go już wcześniej, to właśnie dzięki współpracy z Tolmanem Hubble zapoznał się bliżej z kosmologią relatywistyczną (por. rozdz. 7). W rozdziale 8 zetknęliśmy się z rozumowaniem Eddingtona, który przyjąwszy wzrost entropii we Wszechświecie za wskaźnik kierunku upływu czasu dowodził, że ewolucja kosmosu zakończy się, gdy wzrost entropii osiągnie maksimum. Ale Eddington do swoich raczej intui­ cyjnych rozważań stosował drugą zasadę termodynamiki w jej ujęciu klasycznym. Tymczasem w sformułowanej przez Tolmana termody­ namice relatywistycznej druga zasada uległa istotnej modyfikacji. W przypadku relatywistycznym w układzie izolowanym, gdy zacho111

dzą w nim procesy nieodwracalne, entropia wzrasta, ale w odróżnie­ niu od przypadku klasycznego wzrost ten nie musi osiągać maksi­ mum. Równowaga termodynamiczna zależy nie tylko od tempera­ tur ale i od potencjałów grawitacyjnych. Może się tak zdarzyć, że mimo równości temperatur, potencjały grawitacyjne będą różne w róż­ nych miejscach i wówczas entropia będzie wzrastać nieograniczenie, nigdy nie osiągając wartości maksymalnej. Jeśli drugą zasadę termodynamiki relatywistycznej zastosować do Wszechświata jako całości, to wprawdzie nadal może ona służyć za wskaźnik kierunku czasu, ale nie prowadzi już do wniosku o nie­ uchronnej śmierci cieplnej Wszechświata. Nie można winić Eddingtona za to, że w 1931 r. nie znał termodynamiki relatywistycznej (ta gałąź fizyki była wówczas dopiero w stanie powstawania), ale nie można wybaczać dzisiejszym dyskutantom zagadnienia „śmierci cieplnej” Wszechświata, gdy uparcie nie biorą pod uwagę istnienia termodynamiki relatywistycznej. Tolman odczuwał wyraźną predylekcję do oscylującego modelu Wszechświata, „trwającego” nieskończenie długo. Każdy cykl ewolu­ cyjny takiego modelu zaczyna się i kończy stanem osobliwym z nie­ skończoną gęstością materii w zerowej objętości. Z matematycznego punktu widzenia dwóch cykli nie da się ze sobą gładko skleić, z fizycznego punktu widzenia w osobliwości ginie informacja o sta­ nach ją poprzedzających (w przypadku osobliwości początkowej) lub następujących po niej (w przypadku osobliwości końcowej). Mimo to Tolman wierzył, iż „jest rzeczą oczywistą, że po skurczeniu się do zera może następować tylko odnowiona ekspansja” [15].

Rys. 8. Kosmologiczny model Tolmana

Tolman wraz ze swoim współpracownikiem Morganem Wardem [15] wykazali, że jeżeli w modelu oscylującym zachodzą procesy nie­ odwracalne, to okres trwania poszczególnych cykli wydłuża się, a ich

112

amplituda rośnie (rys. 8), w fazie rozszerzania się Wszechświata en­ tropia wzrasta, w fazie kurczenia się maleje, ale w kolejnych maksiniach ekspansji entropia jest coraz większa. W ten sposób Wszech­ świat może oscylować nieograniczenie. Jednakże problem przejścia przez osobliwości nadal pozostał nierozwiązany. Tolman na wszelki wypadek na wykresie pozostawił luki, nie narysował, jak sobie te przejścia wyobraża.

Dwie monografie Tolman nie tylko stworzył termodynamikę relatywistyczną i zas­ tosował ją do kosmologii, przedtem jeszcze interesował się geome­ trycznymi własnościami modeli kosmologicznych, ale nie abstrakcyj­ nie jak Robertson i Walker, lecz zawsze w ścisłym związku z astro­ nomicznymi obserwacjami [16-19]. Tolman wkrótce stał się jednym z najwybitniejszych znawców teorii względności i kosmologii. W 1934 r. ukazała się jego obszerna monografia [20] {Teoria względ­ ności, termodynamika i kosmologia). Z książki tej uczyły się następne pokolenia relatywistów, dziś jeszcze często sięga się do niej, by przy­ pomnieć sobie podstawowe definicje lub sprawdzić zasadnicze formuły. Jeszcze na długo przed ukazaniem się monografii Tolmana zna­ ne były całościowe opracowania teorii względności. Do pierwszych należą Hermana Weyla Przestrzeń — czas—materia [21], pierwsze wy­ danie w 1922 r. i Eddingtona Matematyczna teoria względności [22], pierwsze wydanie w 1923 r. Obie te książki powstały w okresie, gdy teoria względności była owiana jeszcze atmosferą nowości i tajemni­ czości, dlatego też kładą one nacisk na fizyczne, matematyczne, a nawet filozoficzne podstawy nowej teorii. Tolman traktuje teorię względności jako już standardowe narzędzie fizyka - teoretyka i kon­ centruje uwagę na jej termodynamicznych i kosmologicznych zas­ tosowaniach. Historyk kosmologii Merleau-Ponty charakteryzuje „epistemologiczne sumienie” Tolmana jako „kompromis między moralnością empirysty a pokusą kosmologa” [23]. Moralność empirysty nakazywała Tolmanowi traktować teorię względności dokładnie tak samo jak wszystkie inne teorie fizyczne, pokusa kosmologa skłaniała go do 8 - Ewolucja kosmosu i kosmologii

113

najdalej idących ekstrapolacji, ale o ile możności opartych na so­ lidnej bazie obserwacyjnej. W artykule wydrukowanym pośmiertnie [24] Tolman wyznawał wiarę w słuszność kosmologii relatywistycznej i wyrażał przekonanie, że wszystkie jej trudności (zwłaszcza tzw. problem wieku Wszechświata) są spowodowane założeniem dokład­ nej jednorodności Wszechświata, które przecież, jak wykazują obser­ wacje, może być tylko grubym przybliżeniem. W kosmologicznej części swojej książki Tolman korzystał z prze­ glądowego artykułu Robertsona [li] lub - biorąc pod uwagę krót­ kość czasu, jaki dzieli ukazanie się artykułu Robertsona i książki Tolmana — z tych samych źródeł co Robertson. Jednakże poglądy na kosmologię tych dwóch autorów różniły się zasadniczo. Po pierw­ sze Robertson był matematykiem i widział we Wszechświecie raczej działanie praw symetrii niż praw dynamiki; po drugie, Robertson, w przeciwieństwie do Tolmana, żywił poważne zastrzeżenia co do słuszności ogólnej teorii względności; nie bez wpływu na to stano­ wisko pozostawały poglądy Milne’a, które swoją dedukcyjną pros­ totą musiały budzić sympatię matematyka. Robertson uważał, że model kosmologiczny należy budować na podstawie możliwie najmniejszej liczby założeń, kolejne założenia trzeba wprowadzać dopiero wtedy, gdy są niezbędne. A więc rów­ nania Einsteina powinny być uwzględnione dopiero w ostatnim eta­ pie konstruowania modelu Wszechświata. W zasadzie modelem kos­ mologicznym dla Robertsona jest każda czasoprzestrzeń posiadająca metrykę Robertsona-Walkera plus założenia dotyczące rozchodzenia się światła i ruchu obserwatorów fundamentalnych (zresztą założe­ nia te Robertson w sposób ewidentny zapożyczał od teorii względ­ ności). Tak rozumianą klasę modeli kosmologicznych umówmy się nazywać „kosmologią Robertsona”. Kosmologia Robertsona zawiera jako swoje szczególne przypadki kosmologię Milne’a i modele Wszechświata Friedmana — Lemaitre’a. Te ostatnie są to modele kos­ mologii Robertsona będące dodatkowo rozwiązaniami einsteinowskich równań pola grawitacyjnego. Kosmologia Robertsona także doczekała się swojego monogra­ ficznego opracowania. Po śmierci Robertsona (zginął on w wypadku samochodowym w 1961 roku) jego ostatni student, Thomas W. Noonan, przygotował do druku książkę, opierając się na wykła114

dach, artykułach i notatkach pozostawionych przez swojego profe­ sora. Książka Teoria względności i kosmologia [25] daje bardzo przej­ rzysty wykład teorii Einsteina i kosmologii relatywistycznej, ale jest przesiąknięta „filozofią Robertsona”. Rozwój nauki zwykle dokonuje się dzięki napięciom, jakie rodzą się z różnicy poglądów.

Rozdział 13

Hipoteza Pierwotnego Atomu

Początkowa osobliwość Z kosmologicznymi poglądami George’a Lemaitre’a spotykaliśmy się już w rozdziałach 6, 8 i 9, jednakże wkład tego uczonego do rozwoju współczesnej kosmologii jest tak duży, że nie można na tym poprzestać. Pisząc swoją fundamentalną pracę w 1927 roku, Lemaitre (nie­ wątpliwie pod wpływem Eddińgtona) był zwolennikiem ewolucji kos­ micznej bez „gwałtownego początku”; odrzucił wówczas wszystkie modele Wszechświata, zakładające taki początek, jako niezgodne z rzeczywistością (por. rozdz. 6). Wkrótce jednak jego poglądy na tę sprawę uległy zmianie. Przyczyniły się do tego rozważania nad fizyką kwantową, zastosowaną do ewolucji kosmicznej, które dopro­ wadziły do sformułowania hipotezy „pierwotnego atomu” (por. rozdz. 8). Ale były także jeszcze inne przyczyny. W modelach Friedmana „gwałtowny początek” pojawia się jako tzw. początkowa osobliwość. Gdy kosmiczna ewolucja, cof^ąc się wstecz, zbliża się do początkowej osobliwości, objętość Wszech­ świata zmierza do zera, a jego gęstość do nieskończoności. Nic dziwnego, że fizykom i astronomom osobliwość wydawała się „obcym zjawiskiem” w kosmologii. Panowało wówczas przekonanie czy raczej wierzenie, że osobliwość nie wynika z istoty teorii, gra­ witacji, lecz jest tylko niejako ubocznym produktem rachunków prze­ prowadzanych po zastosowaniu nazbyt uproszczonych założeń. Sam Einstein podsunął Lemaitre’owi pomysł sprawdzenia, czy początkowa osobliwość pojawi się w prostym modelu kosmologicznym, w którym

116

nie przyjmuje się założenia izotropowości przestrzeni (równoupraw­ nienia wszystkich kierunków). Lemaitre bez większych trudności prze­ prowadził potrzebne rachunki i udowodnił, że rozważany model ani­ zotropowy również posiada osobliwość [1]. Pisał on, komentując swój wynik: „Powyższe rozważania, nie stanowią formalnego dowodu, że nie da się uniknąć zerowej objętości przez wprowadzenie anizotropii, ponieważ model ten nie jest naj­ ogólniejszym z możliwych; wskazują one, na przykładzie jednak dość ogólnego przypadku, że anizotropia działa raczej w przeciwnym kierunku [1, str. 84].

Jest to bardzo wnikliwa uwaga. Dlaczego? Około 30 lat później Penrose, Hawking i inni (por. [2]) udowodnili szereg twierdzeń wy­ kazujących, że osobliwości są głęboko zakorzenione w matematycz­ nej strukturze ogólnej teorii względności i nie da się ich uniknąć żadnymi prostymi zabiegami w rodzaju wprowadzania anizotropii. W dowodach tych twierdzeń kluczową rolę odgrywa pewna nierów­ ność, zwana dziś warunkiem energetycznym, która... występuje także w rachunkach Lemaitre’a. Uwaga Lemaitre’a zamieniła się w ścisłe twierdzenie. Praca nad modelem zasugerowanym przez Einsteina utwierdziła Lemaitre’a w przekonaniu o nieuniknioności „gwałtownego począt­ ku”. Skoro osobliwości nie da się usunąć, należy ją wcielić do „fizy­ ki Kosmosu”. W ten sposób początkowa osobliwość stała się - jak mawiał Lemaitre — „geometryczną podporą” hipotezy Pierwotnego Atomu. Większą część swojego naukowego życia Lemaitre poświę­ cił opracowywaniu zaproponowanej przez siebie teorii kosmologicz­ nej. Wprawdzie istota jego koncepcji, ewolucja wszystkich struktur kosmicznych z produktów rozpadu pierwotnego atomu, pozostawała ta sama, jednakże szczegóły ulegały nieustannym poprawkom i ulep­ szeniom. Prześledzenie rozwoju idei Lemaitre’a wymagałoby obszer­ nego studium monograficznego, dlatego też ograniczymy się do przedstawienia, z konieczności skrótowego, najbardziej dojrzałej wersji jego poglądów.

Wielki Wybuch Pomysł, po raz pierwszy wyrażony w krótkiej notce w Naturę ([3]), por. rozdz. 8), wkrótce rozwinął się w pełną hipotezę. Jej 117

celem było przede wszystkim sformułowanie „warunku początkowego, z którego aktualny Wszechświat mógł się rozwinąć na mocy zna­ nych praw fizycznych i mechanicznych” [4]. Istotą hipotezy Lemaitre’a było przypuszczenie, że „Wszechświat mógł się zacząć od stanu, w którym całkowita energia była skoncentrowana w jednym kwancie, w jednym pakiecie energii, którego nie można sobie wyo­ brazić inaczej, jak tylko w postaci jądra atomowego” [ibid]. Le­ maitre oczekiwał, że dalszy rozwój fizyki jądrowej przyczyni się do zrozumienia natury pierwotnego atomu czy raczej pierwotnego jądra atomowego, sądził jednak, iż tymczasem wystarczy „atom pierwotny traktować jako układ realizujący maksimum koncentracji przy mini­ mum entropii” [ibid]. Pierwotny atom należy „umiejscowić” w początkowej osobliwoś­ ci, ale „bez wątpienia nie można mu przypisywać promienia równego dokładnie zeru, lecz promień równy jakieś kilka minut świetlnych, czyli, mówiąc astronomicznie, pro­ mień zaniedbywalnie mały w porównaniu z aktualnymi rozmiarami Wszechświata” [ibid].

Ewolucja kosmosu — to dzieje rozpadu pierwotnego atomu. Lemaitre pisał: „Tendencja materii do fragmentaryzacji to nic innego jak tylko niestabilność radioaktywna pierwotnego atomu; z kolei rozpadały się fragmenty - same również radioaktywne - tworząc kolejne pokolenia ciał radioaktywnych. Podział ten zatrzy­ muje się dopiero na pierwiastkach trwałych lub na pierwiastkach o długim średnim czasie życia, takich jak na przykład uran” [ibid].

Doniosłość pomysłu Lemaitre’a polega na tym, że jest on w swej istocie pierwszą w dziejach kosmologii hipotezą pochodzenia pier­ wiastków chemicznych. Z czasem hipoteza ta rozwinie się w nowy dział współczesnej kosmologii, w teorię kosmicznej nukleosyntezy. Rozpad pierwotnego atomu był zjawiskiem gwałtownym eksploz­ ją na miarę kosmiczną w dosłownym tego słowa znaczeniu. Śmiała koncepcja Lemaitre’a budziła początkowo opory kosmologów. W ku­ luarach międzynarodowych spotkań i konferencji ironicznie mówiło się o „Wielkim Wybuchu” co w oryginalnej, angielskiej wersji („Big Bang ) może znaczyć zarówno huk powstający w momencie eks­ plozji, jak i wielki hałas, domyślnie: wokół hipotezy Lemaitre’a. 118

Dziś określenie Wielki Wybuch weszło do technicznego żargonu kos­ mologów i nikt już nie pamięta, że zrodziło się ono z ironii.

Kosmologia kwantowa Lemaitre od samego początku był świadom wielkiego znaczenia fizyki kwantowej dla rozwoju kosmologii. Wprawdzie obecnie świat jako całość jest układem makroskopowym (w sensie: układem niekwantowym), ale pierwotny atom zachowywał się kwantowo. A zatem ewolucja Wszechświata w pobliżu „początku” nie mogła być deter­ ministyczna. Na Kongresie Solvayowskim w Brukseli, w 1958 r. Lemaitre mówił: „Zasada nieoznaczoności otwiera nowe możliwości przed kosmologią. Każdy układ fizyczny, a więc i Wszechświat, jest opisywany przez zbiór możliwych ‘stanów’, które mogą zostać, urzeczywistnione. ... Z tego samego początku mogły wyewoluować drastycznie różne wszechświaty. Aktualny bieg zdarzeń coraz bardziej konkretyzo­ wał, się, w miarę jak materia dzieliła się na coraz większą liczbę pakietów, w pe­ wien, nie dający się przewidzieć sposób. Oczywiście, gdy liczba pojedynczych pa­ kietów stała się bardzo wielka, istotna nieoznaczoność stała się nieefektywna i zosta­ ła zastąpiona przez praktyczny determinizm, charakterystyczny dla zjawisk makrosko­ powych, wywodzący się z prawa wielkich liczb nieprzewidywalnych zjawisk" [5],

Taki obraz ewolucji jest filozoficznie atrakcyjny; cofając się wstecz w czasie, determinizm przechodzi w indeterminizm i to indetenninizm coraz „mocniejszy”, w miarę jak zbliżamy się do „początku”. „Rozważania te wskazują ...na coś, co można by nazwać nieosiągalnym po­ czątkiem (innaccessible beginning). Mam na myśli początek, który nie może być osiągnięty nawet przez myśl; początek, do którego można się zbliżać jedynie w jakiś asymptotyczny sposób” [ibid].

Pierwotny atom był prosty, złożoność wzrastała stopniowo przez dzielenie się energii na coraz większą liczbę kwantów. ..Początek złożoności oznacza początek tych pojęć, które zakładają wielką liczbę indywiduów. Takimi pojęciami są przestrzeń i czas” [ibid].

Początek i jego najbliższe „otoczenie” były, według Lemaitre’a, aprzestrzenne i bezczasowe; czas i przestrzeń wyłoniły się z biegu zdarzeń dopiero wtedy, gdy same zdarzenia stały się odpowiednio liczne, tak że zaczęła już działać statystyka i prawo wielkich liczb.

119

Promieniowanie resztkowe Kwantowe rozważania Lemaitre’a o pierwszych fazach ewolucji świata nie są jeszcze pełną, fizyczną hipotezą; stanowią one raczej pewien program dla przyszłej teorii, która by właściwie opisywała stany Wszechświata odpowiednio bliskie „początku”. Pierwszy prób-"lem, z którym współczesna fizyka jest już w stanie uporać się, do­ tyczy pytania, czy cząstki, będące produktami rozpadu pierwotnego atomu, mogą być traktowane jako gaz, czy nie? Oto odpowiedź Lemaitre’a: „Najpierw należy jasno określić, co należy uważać za istotną charakterystykę gazu. Nie wystarczy mieć tylko zbiór wielkiej liczby cząsteczek. Ażeby taki zbiór mógł być nazwany gazem, cząstki tego zbioru muszą posiadać prędkości niewiele różniące się od pewnej średniej prędkości, prędkości gazu, a rozkład prędkości wokół tej średniej powinien być niezbyt różny od rozkładu Maxwella, typowego dla zwykłych gazów. Z drugiej zaś strony, zwykły zbiór cząsteczek poruszających się we wszystkich kierunkach z prędkościami tego samego rzędu, nie może być uwa­ żany za gaz. Należy go opisywać jako zbiór korpuskularnych promieni, jako pro­ mieniowanie korpuskularnc [6].

Według Lemaitre’a pierwsze pokolenia produktów rozpadu pier­ wotnego atomu nie tworzyły gazu lecz „promieniowanie korpuskularne”. Dopiero z czasem, na skutek częstych zderzeń, promieniowa­ nie osiągnęło stan równowagi i stało się gazem. Należy tu odnotować wielki sukces fizycznej intuicji Lemaitre’a: dzisiejsze dane zarówno teoretyczne, jak i obserwacyjne świadczą o tym, że materia wypeł­ niająca młody Wszechświat istotnie miała własności promieniowania; współczesny, tzw. standardowy model kosmologiczny przyjmuje, że we wczesnych erach ewolucji świat rzeczywiście był wypełniony promieniowaniem. Jedna trafna intuicja pociąga za sobą następne. Myśl Lemaitre’a podążała według następującego schematu: po pierwsze, w jaki spo­ sób pierwotne promieniowanie stało się gazem, po drugie, w jaki spo­ sób z tego gazu uformowały się galaktyki i gromady galaktyk, po trzecie, co stało się z tą częścią pierwotnego promieniowania, która nie przeszła w stan gazu? Ostatnie pytanie jest niezwykle doniosłe. Lemaitre uważał, że takie „promieniowanie resztkowe” istnieje do dziś i mylnie utożsamiał je z promieniowaniem kosmicznym. Ale samo przekonanie o istnie120

niu promieniowania resztkowego okazało się słuszne. Wkrótce potem jego istnienie, z większą precyzją teoretyczną, przewidział Gamow, a eksperymentalnie zostało ono odkryte dopiero na początku lat sześćdziesiątych, na krótko przed śmiercią Lemaitre’a. Odkrycie tego promieniowania - zwanego także promieniowaniem tła - zapocząt­ kowało nowy okres w rozwoju kosmologii, dostarczając jej nowych podstaw obserwacyjnych (opowiemy o tym w następnych rozdzia­ łach). W latach trzydziestych jedynym znanym kandydatem do ode­ grania roli „promieniowania resztkowego” było promieniowanie kos­ miczne. Nie można Lemaitre’a winić za tę swojego rodzaju „genialną pomyłkę”. Zresztą sam Lemaitre podkreślał, że promieniowanie kos­ miczne może stanowić tylko część „promieniowania resztkowego” (por. [6]). ... . . , Idea „promieniowania resztkowego” pojawiła się w rozważaniach Lemaitre bardzo wcześnie; została ona już wyraźnie zapowiedziana w wystąpieniu podczas dyskusji na posiedzeniu Towarzystwa Bry­ tyjskiego w 1931 r. (por. rozdz. 9), przedstawiona m. in. na seansie publicznym Belgijskiej Królewskiej Akademii Nauk w 1934r. [7]; a potem wielokrotnie opracowywana i powtarzana we wszystkich ważniejszych pismach kosmologicznych Lemaitre’a. Lemaitre jasno zdawał sobie sprawę z ogromnego znaczenia, jakie może mieć dla kosmologii obserwacyjne badanie promieniowania resztkowego, dlatego dużą część swoich naukowych wysiłków poświę­ cił badaniu promieni kosmicznych i szybko stał się w tej dziedzinie uznanym autorytetem. Dodajmy wreszcie, że do dziś pochodzenie całego promieniowania kosmicznego nie zostało ostatecznie wyjaśnio­ ne; nie można a priori wykluczyć, że pewna część tego promienio­ wania ma znaczenie kosmologiczne.

Ewolucja świata według Lemaitre’a Drugie pytanie Lemaitre’a: w jaki sposób z gazu, mniej więcej równomiernie rozpostartego w przestrzeni, powstały galaktyki i gro­ mady galaktyk, także doprowadziło do nowatorskich rozważań. Na­ rzucającym się mechanizmem jest tu tzw. niestabilność grawitacyjna: jakiekolwiek przypadkowe zagęszczenie gazu będzie przyciągać znaj­ dujące się w pobliżu cząstki i wzrastając w ten sposób może dać

121

początek protogalaktyce lub protogromadzie galaktyk. Trudność po­ lega na tym, że Wszechświat się rozszerza i po uwzględnieniu tego faktu okazuje się, że zagęszczenia będą wykazywać tendencję do zani­ kania a nie do powiększania się. Chcąc tę trudność przezwyciężyć, trzeba w jakiś sposób „przyhamować” kosmiczną ekspansję. Jest to pożądane także i z innego powodu. Najpoważniejszą trud-\ nością młodej kosmologii relatywistycznej byl tzw. paradoks wieku Wszechświata: okres ekspansji Wszechświata, według ówczesnych oszacowań obserwacyjnych, okazywał się krótszy od wieku niektórych obiektów astronomicznych (por. rozdz. 9). Wydłużenie okresu roz­ szerzania się Wszechświata uważano za „być albo nie być” kos­ mologii. Lemaitre znalazł wyjście z tej sytuacji. Model z „logarytmicznym początkiem” propagowany przez Lemaitre’a w 1927 roku był rozwią­ zaniem równań pola ze stałą kosmologiczną. Wartość tej stałej była identyczna jak dla statycznego modelu Einsteina, oznaczmy ją przez Ą. Lemaitre zauważył, że jeśli wybrać wartość stałej kosmologicz­ nej nieznacznie większą od JE, to otrzymuje się ewolucję świata taką jak przedstawiono na rys. 9. Model ten nazwano potem mo­ delem lub światem Lemaitre’a. Ewolucja modelu Lemaitre’a wyraźnie przechodzi przez trzy fazy: 1) okres gwałtownej ekspansji począwszy od osobliwości; 2) zwolnienie ekspansji do stanu prawie statycznego (promień Wszechświata jest wówczas równy RE promieniowi statycz­ nego świata Einsteina); 3) ponowne przyspieszenie rozszerzania. Ważną cechą rozwiązania Lemaitre’a jest to, że jeśli wartość stałej kosmologicznej wybieramy coraz mniej różną od JE, to środkowa, prawie statyczna faza ewolucji ulega coraz większemu wydłużeniu; a zatem manipulując wartością stałej kosmologicznej możemy dowol­ nie wydłużać wiek Wszechświata. Gdyby galaktyki uciekały od siebie zawsze z jednakową prędkością (liniowa ekspansja), wiek Wszech­ świata, jak to wskazano na rys. 9, byłby równy 4-109 lat, ale naprawdę rozszerzanie było kiedyś zahamowane prawie do zera i dzięki temu wiek Wszechświata jest znacznie dłuższy. W ten spo­ sób Lemaitre likwidował paradoks wieku Wszechświata. Także i zagadnienie powstawania galaktyk znajduje stosunkowo łatwe rozwiązanie w modelu Lemaitre’a. W środkowej, prawie sta­ tycznej fazie ewolucji ekspansja jest zwolniona praktycznie do zera, co stwarza pierwotnym zagęszczeniom materii duże szanse przeżycia. 122

Lemaitre intensywnie badał niestabilność grawitacyjną w drugiej fazie ewolucyjnej swego modelu i stworzył fizycznie dość rozbudowaną teorię powstawania galaktyk. Lemaitre’a należy więc uznać za jed-

Rys. 9. Kosmologiczny model Lemaitre'a (według oryginalnego rysun­ ku Lemaitre’a).

nego z prekursorów teorii grawitacyjnej niestabilności, która potem doczekała się dokładnego matematycznego opracowania. W fizycznej stronie swojej koncepcji powstawania galaktyk Lemaitre przeoczył jeden ważny czynnik, a mianowicie ciśnienie wywierane przez pro­ mieniowanie (por. [8]); przeoczenie to sprawia, że teoria Lemaitre’a ma dziś tylko znaczenie historyczne. Nadmieńmy także, że lemaitreowski model powstawania galaktyk może być stosunkowo łatwo obalony przez obserwacje. Według Lemaitre'a galaktyki mogą pows­ tawać tylko w środkowym, prawie statycznym okresie ewolucji; gdyby procesy galaktykotwórcze zaobserwowano w trzeciej, współczesnej fazie ewolucji, oznaczałoby to fałszywość całej koncepcji. Lemaitre dążył do opracowania całościowej wizji kosmicznej ewo­ lucji. Interesował się nie tylko zagadnieniem pochodzenia galaktyk, lecz także ich statystycznym rozkładem na sferze niebieskiej, próbu­ jąc wyjaśnić zjawisko gromadzenia się galaktyk za pomocą modelu, który sam nazywał „mechanicznym modelem gromad” (por. np. [5], [9]). 123

Dzieło Lemaitre’a uderza śmiałością koncepcji i kompletnością opracowania. Uczony z Louvain zaproponował obraz ewolucji kos­ micznej, poczynając od pierwotnego atomu, poprzez proces jego roz­ padu i nukleosyntezy, powstawanie galaktyk i ich gromad aż do obserwowanego obecnie rozkładu materii w przestrzeni. Pod wzglę­ dem zupełności model Lemaitre’a można porównać jedynie z dzisiej­ szym, tzw. standardowym modelem Wszechświata. Trójfazowy model Lemaitre’a przeszedł dziwne koleje. Początkowo wydawało się, że rozwiązuje on wszystkie zasadnicze problemy kos­ mologii. W łatach przed drugą wojną światową i bezpośrednio po niej był to niewątpliwie najlepiej opracowany model kosmologiczny. Potem przyszła tzw. kosmologia stanu stacjonarnego i Gamowa teoria nukleosyntezy kosmicznej, które odwróciły uwagę od prac Lemaitre’a. Napływające dane obserwacyjne zaczęły wskazywać, że wartość stałej kosmologicznej jest albo równa zeru, albo bardzo mało różni się od zera. Z czasem powstały teorie pochodzenia ga­ laktyk bez konieczności przyjmowania prawie statycznego okresu w ewolucji świata. Odpadły najważniejsze argumenty przemawiające za trójfazowym modelem Lemaitre’a. Jeszcze raz, w latach sześć­ dziesiątych, odkurzono model Lemaitre’a, by za jego pomocą roz­ wiązać trudności interpretacyjne, związane z obserwacjami kwazarów, ale wkrótce i to okazało się nieporozumieniem (por. [8]). Jednakże, trzeba to przyznać, sporo elementów kosmologii Lemaitre’a weszło do uznawanego obecnie standardowego modelu Wszechświata. Wielu autorów do dziś, nie zawsze świadomie, powtarza myśli i techniki zapożyczone od Lemaitre’a.

Nieznany komentarz Lemaitre’a W archiwum Lemaitre’a w Louvain-la-Neuve znajduje się maszy­ nopis (50 stronic, z korektą naniesioną ręką Lemaitre’a), zatytuło­ wany Rozszerzający się Wszechświat [10]. Artykuł przedstawia syn­ tetyczny zarys całej kosmologicznej koncepcji Lemaitre’a. Jak wynika ze znalezionego w tym samym archiwum listu, artykuł był pisany na zamówienie Japońskiej Encyklopedii, ale (o ile udało się ustalić) nigdy nie ukazał się drukiem; najprawdopodobniej wybuch drugiej wojny światowej przeszkodził w publikacji. Przeczytajmy uważnie kil124

ka fragmentów z 17 rozdziału tej pracy zatytułowanego „Początek przestrzeni”. Po rozważeniu wczesnych etapów ewolucji kosmicznej, Lemaitre stawia pytanie: „Co zdarzyło się przedtem?” „Przedtem musimy stanąć wobec problemu zerowej wartości promienia1*. Prze­ dyskutowaliśmy powyżej, w jakiej mierze należy ją uznać za bardzo małą wielkość, powiedzmy - kilka godzin świetlnych. Możemy mówić o tym wydarzeniu jako o początku. Nie mówię o stworzeniu. Fizycznie jest to początek w tym sensie, że jeśli cokolwiek zdarzyło się przedtem, to to coś nie ma obserwowalnego wpływu na zachowanie się naszego Wszechświata, ponieważ każda właściwość materii sprzed początku została całkowicie zgubiona w ekstremalnej kontrakcji do teoretycznego zera. Jakiekolwiek uprzednie istnienie Wszechświata ma metafizyczny charakter. Fizycznie wszystko dzieje się tak, jak gdyby teoretyczne zero było rzeczywiście początkiem. Pytanie, czy był to rzeczywiście początek czyli stworzenie: coś zaczynającego się z nicości, jest pytaniem filozoficznym i nie może być rozstrzygnięte za pomocą fizycznych lub astronomicznych rozważań. (...) Wydaje się. że czas można przedłużać dowolnie w przeszłość i w przyszłość. Na pierwszy rzut oka wydaje się, że nie może być teraźniejszości, która by nie miała przyszłości i przeszłości. Ale czas nie istnieje bez przestrzeni i czasoprzestrzeń może mieć kres, ponieważ przestrzeń charakteryzuje się pewną skończoną wielkością, a mianowicie promieniem, którego wartością graniczną jest zero. A zatem może istnieć taka chwila, że przeszłość i przyszłość tej chwili różnią się od siebie przez to, iż w przyszłości istnieje przestrzeń, a w przeszłości przestrzeń nie istnieje. Taka chwila jest naturalnym początkiem, jest konsekwencją teorii wyłożonej powyżej i w pewnej mierze potwierdzonej przez fakty empiryczne, wskazujące, iż naturalny początek miał miejsce kilka miliardów lat temu. Byłoby ciekawe rozważyć, jak wyglądałby wszechświat, istniejący przed naszym Wszechświatem, wszechświat, który byłby dokładnie podobny do naszego, ale w którym wszystko odbywałoby się w przeciwnym kierunku; byłby to wszechświat kurczący się, kolapsujący do zera, zapadający się do postaci małej kuli i dopiero potem od­ budowujący się od nowa. Taki wszechświat miałby identyczne ogólne własności jak nasz, powstawałyby w nim nawet gwiazdy i galaktyki, jednakże pewne jego istotne cechy byłyby odmienne. Przede wszystkim zawierałby on około dziesięciokrotnie mniej uranu i toru a więcej ołowiu w wyniku radioaktywnego rozpadu. Ale główna różnica polegałaby na tym, że nie istniałyby w nim promienie kosmiczne. Byłoby to pewną wskazówką, że nie jest on ukształtowany ze świeżej materii. Istnieje piękny sposób otrzymania świata ukształtowanego ze świeżej materii. Muszę przyznać, że sposób ten jest wysoce hipotetyczny, ale myślę, że jest obowiąz­ kiem teoretyka stawiać czoła biegowi swoich myśli nawet wówczas, gdy wiodą go one ku nie całkiem pewnym uogólnieniom znanych faktów. Mam na myśli hipote­ zę pierwotnego atomu” [10].

11 tzn. wobec problemu osobliwości

125

Cechą wielkich umysłów jest krytycyzm, a więc odnoszenie się z pewnym dystansem także do własnych pomysłów. Jeśli ideę pier­ wotnego atomu traktować dosłownie, jest ona fałszywa (z punktu widzenia naszej dzisiejszej wiedzy), ale jeśli spojrzeć na nią jako na hipotezę, usytuowaną na konkretnym etapie rozwoju kosmologii, to niewątpliwie jest ona ogniwem w łańcuchu postępu. Należy wszakże', odróżnić „szczegóły techniczne” od pewnych ogólnych idei, które je zrodziły. O aktualności „ogólnych idei” Lemaitre’a świadczy fakt, że prawie wszystkie myśli wyrażone w powyżej przytoczonym fragmen­ cie można by zastosować do obowiązującego dziś standardowego mo­ delu Wszechświata. Szczegóły techniczne starzeją się szybciej niż ogólne idee.

Rozdział 14

Kosmologia Stanu Stacjonarnego

Radar i kosmologia Druga wojna światowa dała kosmologii radioteleskopy i teorię stanu stacjonarnego. Radioteleskopy rozwinęły się ze zdemobilizowa­ nych radarów wojskowych, teoria stanu stacjonarnego narodziła się z dyskusji, jakie prowadzili ze sobą w czasie wojny trzej pracow­ nicy centrum badań radarowych w Witley w Wielkiej Brytanii. Fred Hoyle, znany potem enfant terrible współczesnej kosmologii, był zdecydowanym pacyfistą, jeszcze przed wojną zamienił -swoją pier­ wotną specjalność — fizykę jądrową na dziedzinę zastosowań astro­ nomicznych tylko dlatego, że przewidywał możliwość wykorzystania badań jądrowych do produkcji broni masowej zagłady. Ale teraz, w trakcie działań wojennych, nie wahał się długo: dobro sprawy wymagało jego współdziałania. Królewska Marynarka (Royal Navy), której gestii podlegały prace nad wynalazkiem radaru, zdecydowała się tolerować jego zupełnie nieregulaminowy sposób pracy, ponieważ Hoyle był swojego rodzaju geniuszem. Dwaj młodzi asystenci Hoyle’a, Herman Bondi i Tomasz Gold, byli Austriakami z Wiednia. Obydwaj przed wojną studiowali w Cam­ bridge i obydwaj po wybuchu wojny musieli odbyć „polityczną kwa­ rantannę” w Kanadzie. Sprawdzenie wypadło pomyślnie, skoro obyd­ waj zostali powołani do udziału w supertajnym programie radaro­ wym. Bondi odznaczał się wybitnym talentem matematycznym; pod­ czas swoich studiów uniwersyteckich w Cambridge uchodził za naj­ zdolniejszego studenta.. Gold, pod wpływem ojca, rozpoczął studia 127

inżynierskie, ale nie miał do nich serca. W obozie internowanych, w Kanadzie, Gold po raz pierwszy spotkał Bondiego i już wtedy, pod kierunkiem nowego przyjaciela, rozpoczął przekwalifikowywanie się w kierunku fizyki.

Fot. 21. Fred Hoyle

W centrum badań radarowych w Witley, po dniu wytężonej pra­ cy, myśl trzech naukowców, uciekając od okropności wojny,< często chroniła się w „bezpieczne zacisze” dociekań kosmologicznych. Wszys­ cy trzej byli zdecydowanymi przeciwnikami teorii „Wielkiego Wybu­ chu”, głównie z racji światopoglądowych: trudno im było zgodzić się z ideą początku świata; lecz także z powodów bardziej naukowych: wciąż także istniała sprzeczność pomiędzy oceną wieku Wszechświa­ ta z prawa Hubble’a i oceną wieku skał ziemskich, meteorytów i niektórych układów gwiazd. Z drugiej strony, fakt ucieczki ga­ laktyk był dobrze potwierdzony obserwacyjnie i wydawał się nie budzić żadnych zastrzeżeń. Jak znaleźć wyjście z impasu? 128

Tymczasem wojna skończyła się, trzej naukowcy wrócili do Cam­ bridge i zajęli się różnymi zagadnieniami. Ale dawna pasja została. Pewnego dnia Gold powiedział półserio: „Jeżeli wierzy się, że materia powstała z niczego raz jeden w przeszłości, dlaczego nie można wierzyć, że pojawia się ona nieustannie, stopniowo? Czy łatwiej jest przyjąć jeden wielki cud czy dużo małych cudów? Jeżeli materia byłaby stwa­ rzana nieustannie, wypełniałaby ona przestrzeń opróżnianą na skutek rozszerzania i wszechświat pozostawałby zawsze taki sam”.

Pomysł był logiczny, ale fizycznie wydawał się nieprawdopodobny. Zasada zachowania masy i energii jest uważana za podstawowe prawo fizyki, nieustanne stwarzanie materii przeczyłoby tej zasadzie. Kilka dni później Gold przyznał się Bondiemu, że zrobił odpowiednie obli­ czenia, z których wynika, iż naruszenie zasady zachowania według jego hipotezy byłoby tak nieznaczne, że nie dałoby się wykryć żad­ nym doświadczeniem; w granicach błędów pomiarowych zasada za­ chowania zachowałaby swoją ważność. Ale Bondi i teraz nie potrak­ tował tego na serio. Tym razem jednak Gold zaoponował: „Pomyśl i jeżeli możesz, przytocz kontrargumenty”. Bondi pomyślał i po kilku godzinach powiedział: „Wiesz, Tommy, twój pomysł jest ciekawy! W każdym razie, to nie jest niemożliwe!”. Teraz i Hoyle zainteresował się Perpetuum mobile Golda. Posta­ nowił sprawdzić, jak wyglądałaby kosmologia relatywistyczna uzupeł­ niona hipotezą ciągłego stwarzania materii. Wkrótce Hoyle zapropo­ nował Goldowi wspólne opublikowanie pracy na ten temat. Gold po namyśle odmówił; metodologiczne podejście Bondiego odpowia­ dało mu bardziej niż hoylowska próba adaptacji kosmologii relaty­ wistycznej. W efekcie powstały dwie prace: jedna napisana wspólnie przez Bondiego i Golda, druga oddzielnie przez Hoyle’a. Pierwszy był gotowy artykuł Hoyle’a, ale na skutek trudności technicznych ukazał się on w tym samym numerze organu Królewskiego Towa­ rzystwa Astronomicznego (The Monthly Notices of the Royal Astronomical Society) co praca Bondiego i Golda [1]. Poglądy kosmologiczne zarówno Bondiego i Golda, jak i Freda Hoyle’a wyrosły z niechęci do początkowej osobliwości pojawiają­ cej się nieuchronnie w ortodoksyjnej kosmologii relatywistycznej. Wprawdzie tendencja wydłużenia okresu ewolucji Wszechświata do minus nieskończoności wydawała się zgodna z duchem nauk przy­ rodniczych, niemniej jednak wynikała ona nie tyle z doświadczeń 9 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

129

co z poglądów filozoficznych. Obydwie wersje kosmologii stanu stac­ jonarnego (bo tak nazwano nową koncepcję) noszą na sobie piętno swojego filozoficznego pochodzenia. W oryginalnych pracach Bondiego, Golda i Hoyle’a znajdziemy wyjątkowo dużo (jak na czaso­ pismo ściśle astronomiczne, w którym były opublikowane) rozważań o charakterze metodologicznym lub po prostu filozoficznym. Rozwag, żania te mają na celu pewnego rodzaju „propagandę” na rzecz nowej teorii. Teoria Stanu Stacjonarnego w wydaniu Hoyle’a nawiązuje do kos­ mologii relatywistycznej, wprowadzając do niej jedynie poprawki niezbędne do uzgodnienia einsteinowskich równań pola z ideą kreacji materii. Natomiast wersja zaproponowana przez Bondiego i Golda stanowi kontynuację tradycji Milne’a także Robertsona i Walkera. Jak u Milne’a Bondi i Gold całą kosmologię wyprowadzają z a priori przyjętego założenia, jak u Robertsona-Walkera brak dynamicznych równań pola wypełniają postulatami symetrii. Po przedstawieniu autorów i wstępnym rekonesansie zapraszam Czytelnika do uważnej lektury obydwu prowokacyjnych artykułów. W momencie swojego ukazania się drukiem były to rzeczywiście artykuły prowokacyjne. Obydwa występowały przeciwko nietykalnej dotychczas zasadzie zachowania energii. Dla wielu ówczesnych fizy­ ków było to prawdziwym zgorszeniem.

Kosmologia Bondiego-Golda Artykuł Bondiego i Golda nosi tytuł „Teoria stanu stacjonarnego ekspandującego Wszechświata” [2].° Od razu w pierwszych zdaniach zostajemy wprowadzeni w dziedzinę metanaukowych rozważań: „Niczym nie ograniczona powtarzalność wszelkich eksperymentów jest funda­ mentalnym aksjomatem fizyki. Wnioskiem z tego aksjomatu jest niezależność wy­ niku eksperymentu od położenia i czasu, w jakim został on wykonany. Każdy system kosmologiczny musi zasadniczo uwzględniać to fundamentalne założenie i od­ wrotnie, odpowiednia kosmologia jest niezbędna, by to założenie uzasadnić”.

Wszystkie dotychczasowe teorie kosmologiczne były uwikłane w trudny problem ekstrapolacji: w jaki sposób ziemską fizykę i wyniki 11 W ślad za tłumaczeniami książki Bondiego [3] angielski termin steddy stale został przetłumaczony jako „stan stacjonarny”.

130

obserwacji dokonywanych na Ziemi rozciągnąć na cały Wszechświat? Problem ten próbowano rozwiązywać, przyjmując zasadę kosmolo­ giczną, która jak pamiętamy głosi, że obraz świata widziany (nie tylko przez teleskopy, ale także przez teorie fizyczne) przez dowolnie umieszczonego w przestrzeni obserwatora jest taki sam; pod warun­ kiem, że obserwatorzy porównują obraz świata oglądany w tej samej chwili. Bondi i Gold uważają, iż jest to dyskryminacja czasu na rzecz przestrzeni. Tymczasem to właśnie niezależność wyników doś­ wiadczenia od czasu jest podstawowym założeniem metody empirycz­ nej. Nie pozostaje zatem nic innego, jak przeformułować zasadę kos­ mologiczną, domagając się, by obraz Wszechświata był niezależny nie tylko od miejsca, w którym znajduje się obserwator, lecz rów­ nież od chwili, w jakiej przeprowadza on swoje obserwacje. Postulat ten Bondi i Gold nazywają Doskonałą zasadą kosmologiczną (perfect cosmological principle). Zarówno prawa fizyki, jak i wszystkie wielkoskalowe charakterystyki Wszechświata nie zmieniają się w czasie; Wszechświat znajduje się w stanie stacjonarnym. Doskonała zasada kosmologiczna jest połączeniem zwykłej zasady kosmologicznej i pos­ tulatu stacjonarności. Bondi i Gold piszą: „Uważamy, że zasada ta jest tak doniosła, iż jesteśmy gotowi, jeśli zajdzie potrzeba, odrzucić teoretyczne ekstrapolacje z wyników doświadczeń, o ile będą one pozostawać w konflikcie z doskonałą zasadą kosmologiczną, nawet gdyby to do­ tyczyło ogólnie uznawanych teorii. Oczywiście nigdy nie będziemy poddawać w wąt­ pliwość bezpśrednich danych obserwacyjnych lub eksperymentalnych..."

I otóż właśnie ... obserwacje astronomiczne świadczą o ucieczce galaktyk. Jak to pogodzić z postulatem stacjonarności? Znowu od­ dajmy głos autorom: „Jest rzeczą oczywistą, że rozszerzający się Wszechświat może być stacjonarny tylko wtedy, gdy materia jest w nim nieustannie stwarzana. Tempo stwarzania, które można obliczyć w prosty sposób ze średniej gęstości (materii) i tempa eks­ pansji, może być oszacowane najwyżej na jedną cząstkę o masie protonu, na jeden litr objętości, na 109 lat”.

Jest to wielkość zbyt mała, by ją wykryć jakimkolwiek doświad­ czeniem; hipoteza nie pozostaje więc w konflikcie z aktualnymi wy­ nikami eksperymentów. Zasada zachowania masy (energii) w teorii stanu stacjonarnego winna być inaczej interpretowana niż dotychczas. Wyobraźmy sobie obserwatora, którego teleskop sięga do odległoś­ ci r. Ilość materii, jaką obserwator może oglądać nie zmienia się 131

w czasie: pewna część materii opuści pole widzenia obserwatora, wy­ chodząc (na skutek rozszerzania się Wszechświata) poza sferę o pro­ mieniu r ze środkiem w miejscu, w którym znajduje się obserwator, ale dokładnie tyle samo materii zostanie stworzone wewnątrz tej sfery. Bezpośrednie obserwacje naszego astronomicznego otoczenia wy­ kazują, że nie znajduje się ono w stanie równowagi termodynamicznej;,. Dzięki temu zresztą możliwe jest na Ziemi istnienie żywych orga­ nizmów. Doskonała zasada kosmologiczna nakazuje rozciągnąć brak równowagi termodynamicznej na cały Wszechświat. Ale wtedy istnie­ ją tylko dwie możliwości: albo Wszechświat istnieje stosunkowo nie­ dawno, tak że równowaga termodynamiczna nie zdołała się w nim jeszcze ustalić, albo Wszechświat nieustannie rozszerza się, co rów­ nież może nie dopuszczać do ustalenia się równowagi. Pierwsza moż­ liwość jest zakazana przez doskonałą zasadę kosmologiczną. Wszech­ świat zawsze musi być taki sam, a zatem nie mógł mieć początku. W ten sposób Bondi i Gold dochodzą do interesującego wyniku: z doskonałej zasady kosmologicznej i faktu nieistnienia równowagi termodynamicznej w naszym otoczeniu można wywnioskować, że świat się rozszerza. Obserwacje przesunięcia ku czerwieni w widmach galaktyk są dla teorii Stanu Stacjonarnego raczej potwierdzeniem niż dowodem kosmicznej ekspansji. A co można powiedzieć o geometrii Wszechświata? Odpowiedź jest stosunkowo prosta: tylko geometria świata de Sittera jest zgod­ na z założeniami jednorodności, izotropowości i stacjonarności (czyli z doskonałą zasadą kosmologiczną). Ale świat Bondiego-Golda nie jest pusty tak jak relatywistyczny świat de Sittera. Einsteinowskie równania pola nie obowiązują w teorii Stanu Stacjonarnego, a co za tym idzie wniosek o pustce panującej w świecie de Sittera traci swoją ważność. Z doskonałej zasady kosmologicznej wynikają także pewne testy obserwacyjne. Tak na przykład w rozszerzającym się świecie relaty­ wistycznym (bez stwarzania materii) na dalszych odległościach po­ winniśmy widzieć więcej galaktyk, gdyż na skutek skończonej pręd­ kości światła dalsze obszary widzimy w ich wcześniejszych okresach ewolucji, a im wcześniej tym świat był bardziej gęsty. Natomiast w teorii Stanu Stacjonarnego świat wygląda zawsze tak samo i liczba galaktyk na jednostkę objętości nie zależy od odległości. Rozważmy jednak pewien odpowiednio duży obszar przestrzeni. 132

Według teorii Stanu Stacjonarnego galaktyki oddalają się, ale na ich miejsce powstają nowe z rodzącej się materii. A zatem starsze ga­ laktyki powinny być rozłożone rzadziej niż młode, miały bowiem więcej czasu, by się od siebie bardziej oddalić. Badając statystykę rozkładu starych i młodych galaktyk w przestrzeni, można obserwa­ cyjnie potwierdzić lub obalić teorię Wszechświata w stanie stacjonar­ nym. Kosmologia Stanu Stacjonarnego, mimo swojej nieortodoksyjności, jest więc teorią empiryczną. Właśnie istnienie testów obserwa­ cyjnych sprawiło, że nawet przeciwnicy tej teorii musieli ją potrak­ tować jako poważnego partnera w dyskusji.

Kosmologia Hoyle’a Praca Hoyle’a, [4], (Nowy model rozszerzającego się Wszechświata), rozpoczyna się od przytoczenia dawniejszych poglądów głoszących ciągłe stwarzanie materii. Hoyle cytuje najpierw wypowiedź Jeansa sprzed dwudziestu laty: „Według pewnego przypuszczenia, które narzuca się z niejaką natarczywością, centra mgławic (galaktyk) mają naturę punktów osobliwych, przez które materia wlewa się do naszego wszechświata z jakiegoś innego, całkowicie zewnętrznego wy­ miaru przestrzennego, tak iż mieszkańcowi naszego świata wydaje się, że w tych punktach materia jest nieustannie stwarzana”.

Myśl tę podjął potem P. A. M. Dirac, którego wykładów Hoyle słuchał kiedyś w Cambridge. Jednakże pomysł pracy nie zos­ tał zainspirowany przez żadnego z tych autorów, lecz narodził się z dyskusji prowadzonych z Goldem, jak Hoyle lojalnie odnotowuje: „który zauważył, że przez wprowadzenie hipotezy ciągłego stwarzania materii dałoby się skonstruować wszechświat ze stałą gęstością materii. Ta możliwość wy­ dała się atrakcyjna, zwłaszcza gdy się ją zestawi z estetycznymi obiekcjami pod adresem stworzenia świata w odległej przeszłości”.

Hoyle dziękuje również Bondiemu za cenne uwagi dotyczące pracy oraz za liczne dyskusje na ogólnokosmologiczne tematy. Merytoryczna część artykuhi zaczyna się od krótkiego przeglądu roli zasady kosmologicznej głównie w kosmologii Milne’a i kosmolo­ gii neonewtonowskiej. Hoyle, zwracając uwagę na trudności tych teorii, proponuje rozszerzenie zasady kosmologicznej o postulat stac133

Fot. 22. Fred Hoyle i Georges Lemattre

jonarności; tak rozszerzoną zasadę nazywa zasadą kosmologiczną w szerszym znaczeniu (cosmological principle in a wide sense). Cel swojej pracy Hoyle formułuje następująco: ,.Stosując ciągłą kreację materii, będziemy się starali uzyskać (w ramach ogólnej teorii względności, ale bez wprowadzenia stałej kosmologicznej) wszechświat, speł­ niający zasadę kosmologiczną w szerszym znaczeniu i wykazującym wymagane włas­ ności ekspansji...”

A więc podejście Hoyle?a jest z gruntu inne niż Bondiego i Golda. Hoyle akceptuje ogólną teorię względności wraz z jej równaniami pola grawitacyjnego, chce tylko tak zmodyfikować te równania, by z góry nie wykluczały one możliwości stwarzania materii. Einstein „wbudował” w swoje równania (lokalną) zasadę zachowania materii, założenie to należy teraz usunąć, ale jak się da najdelikatniej, tak by nie zniszczyć innych, pożądanych własności równań. Hoyle czyni to przez dodanie do równań Einsteina nowego członu opisującego tzw. pole kreacji materii. Okazuje się, że świat de Sittera (ale już nie pusty, jak w przypadku relatywistycznym) jest rozwiązaniem tak zmodyfikowanych równań. 134

W ten sposób „stwarzanie materii” zostało wcielone do kosmo­ logii relatywistycznej. Hoyle zauważa, że: „na obecnym etapie rozwoju fizyki jądrowej nie można poczynić żadnych zde­ cydowanych stwierdzeń odnośnie identyczności stwarzanych cząstek. Najbardziej prawdopodobne wydaje się stwarzanie neutronów”.

Spory o stwarzanie materii Struktura świata Hoyle’a jest prawie identyczna ze strukturą świa­ ta Bondiego-Golda, choć uzyskana za pomocą odmiennych zabie­ gów. Bondi i Gold czytali artykuł Hoyle’a zanim został opublikowa­ ny. Przy końcu swojej pracy zamieścili, oni kilka uwag krytycznych pod adresem swojego kolegi; przyznali, że jego ujęcie jest ele­ ganckie pod względem formalnym, ale wysunęli pewne zastrzeżenia co do strony koncepcyjnej. W ten sposób dyskusja nad teorią Stanu Stacjonarnego została zapoczątkowana już na etapie jej formułowania. I wkrótce stała się bardzo gorąca. Nic dziwnego, jakkolwiek by Bondi, Gold i Hoyle interpretowali zasady zachowania, fakt pozostanie fak­ tem : idea nieustannego stwarzania materii zaprzecza zwykłemu rozu­ mieniu tych zasad. Głównie z tego względu nowe idee kosmologicz­ ne zostały przyjęte jak herezja. Ale z czasem ludzie przyzwyczajają się nawet do gorszących teorii. Początkowa osobliwość też nie była elementem mile widzianym w kosmologii. Wielu ludzi wołało ciągłe stwarzanie cząstek materialnych niż jedno wielkie stworzenie na początku. Teoria stanu stacjonarnego zdobywała sobie coraz wię­ cej zwolenników. Oponenci atakowali jej aprioryczny charakter. Herbert Dingle miał oświadczyć, że doskonała zasada kosmologicz­ na jest w takim samym stopniu aksjomatem dla kosmologii jak ło­ pata doskonałą zasadą agronomiczną. Spory między ortodoksyjną kosmologią relatywistyczną a teorią Stanu Stacjonarnego trwały kil­ kanaście lat. W latach pięćdziesiątych stanowiły one jeden z głównych tematów kosmologicznych i nadawały kierunek badaniom. Teoria Stanu Stacjonarnego zniknęła z areny dociekań kosmolo­ gicznych równie nieoczekiwanie, jak się pojawiła. Właśnie wtedy, gdy wydawało się, że kosmologom nie pozostało już nic innego, jak de­ cydować pomiędzy konkurencyjnymi teoriami większością głosów, 135

Fot. 23. Thomas Gold i George Gamow

pojawiły się nowe wyniki obserwacyjne, które przechyliły szalę na stronę koncepcji Wielkigo Wybuchu i skierowały naukę o Wszech­ świecie na nowe tory. Ale nie wyprzedzajmy biegu wypadków... Historię trzeba opowiedzić po kolei.

Rozdział 15

Kosmiczna nukleosynteza

Wojna i kosmogonia George Gamow uczył się teorii względności, słuchając wykładów Aleksandra Friedmana, ale zasadniczą specjalnością Gamowa była fizyka jądrowa. Mimo najwyższych kwalifikacji w tej dziedzinie, pod­ czas drugiej wojny światowej, Gamow ze względu na swoje nieamerykańskie (rosyjskie) pochodzenie nie brał udziału w „programie Manhattan”, którego celem było wyprodukowanie pierwszej bomby atomowej; dopiero po wojnie został on dopuszczony do prac nad kontrolowaną reakcją jądrową. Dramat wojny zmusił wielu fizyków do skierowania swojej wiedzy na służbę zabijania, ale ogromna większość spośród nich zdawała sobie sprawę, że ich prawdziwe po­ wołanie należy do innej dziedziny. Rozumiano już podówczas, że podobne procesy do tych, jakie zachodzą podczas wybuchu bomby wodorowej, dzieją się także we wnętrzach gwiazd i że one to właśnie zaopatrują gwiazdy w energię. Zastosowania fizyki jądrowej do astrofizyki żywo interesowały Gamo­ wa. Być może stanowiły one dla uczonego swojego rodzaju rehabili­ tację fizyki, która oprócz zastosowań w dziedzinie militarnej, służy jednak również swojemu zasadniczemu celowi — badaniu tajemnic Wszechświata. Nieobcy był także dla Gamowa aktualny stan badań w dziedzinie kosmologii i to zarówno od strony teoretycznej: prace Friedmana i Lemaitre’a, jak i od strony obserwacyjnej: odkrycia

137

Hubble'a i innych astronomów w dziedzinie astronomii pozagalaktycznej. Gamow z łatwością dostrzegł analogię pomiędzy dynamiką wybuchu bomby atomowej a procesem świecenia gwiazd, ale także pomiędzy strukturą masywnej gwiazdy a tym, co musiało się dziać w chwilach bliskich Wielkiego Wybuchu Wszechświata. Hipoteza Pier­ wotnego Atomu, wysunięta przed ponad piętnastu laty przez Lemaitrc’a, nie mogła zadowolić Gamowa. Rozwój fizyki jądrowej, jaki nastąpił w międzyczasie, istotnie zmienił stan wiedzy fizycznej o procesach, które mogą zachodzić w niewyobrażalnie wielkich gęs­ tościach, ciśnieniach i temperaturach Wielkiego Wybuchu. Gamow interesował się zagadnieniem powstawania pierwiastków chemicznych jeszcze przed wojną; w latach 1939-1940 opublikował on, wraz ze swym współpracownikiem Edwardem Tellerem, fizykiem pochodzenia węgierskiego, kilka prac na ten temat. Ale pomysł istotnie nowej hipotezy pojawił się dopiero w 1946 r. W tym roku Gamow zamieścił w czasopiśmie The Physical Review małą pracę, jako list do wydawcy; praca nosiła tytuł: „Rozszerzanie się Wszech­ świata i powstanie pierwiastków” [1]. O tym jak dużym autoryte­ tem cieszyły się wówczas prace Lemaitre’a niech świadczy fakt, że w swojej pierwszej pracy z 1946 r. o powstawaniu pierwiastków Gamow milcząco zakładał słuszność „trójfazowego” modelu Lemaitre’a (por. str. 121-124) i na jego kanwie rozważał zagadnienie powstawania pierwiastków chemicznych. Gamow nie pracował sam. Gdy jego uczeń Ralph Alpher i Hans Bethe, fizyk, uciekinier niemiecki, zaproponowali mu współ­ pracę nad problemem syntezy pierwiastków chemicznych w rozsze­ rzającym się Wszechświecie, Gamow chętnie wyraził zgodę, twierdząc z wrodzonym sobie poczuciem humoru, że czyni to przede wszyst­ kim dlatego, żeby światło dzienne mogła ujrzeć praca podpisana: Alphcr-Bethe-Gamow. Świat nauki podchwycił żart Gamowa i rezul­ tat współpracy tych autorów do dziś bywa określany mianem teorii (lub hipotezy) Alfa-Beta-Gamma.

Teoria Alfa-Beta-Gamma Praca Alpher -Bethe-Gamow nosi tytuł „Powstanie pierwiastków chemicznych”, ukazała się ona w 1948 r. również w czasopiśmie The

138

physical Review jako liczący nieco więcej niż jedną stronę druku list do wydawcy [2]. Oto wstęp do tej pracy, streszczający jej za­ sadnicze wyniki: „Jak zauważył jeden z nas (chodzi o pracę Gamowa z 1946 r.), różne rodzaje jąder musiały powstać... w wyniku ciągłego procesu syntezy zatrzymanego przez gwałtowną ekspansję i stygnięcie pierwotnej materii. Zgodnie z tym powinniśmy sobie wyobrazić wczesne stany materii w postaci bardzo ściśniętego gazu neutro­ nowego (nadgorącęj neutralnej cieczy jądrowej), który zaczął rozpadać się na protony i elektrony, gdy tylko ciśnienie gazu spadło w następstwie powszechnej ekspansji. Wychwytywanie ciągle jeszcze obecnych neutronów przez nowo utworzone protony musiało najpierw doprowadzić do powstania jąder deuteru, a następnie wychwy­ tywania neutronów do tworzenia cięższych jąder”.

Stanem początkowym w hipotezie a-p-y był gaz neutronów za­ nurzony w kąpieli promieniowania elektromagnetycznego w bardzo wysokiej temperaturze. Tego rodzaju stan materii Gamow nazywał Ylemem, powołując się na słownik Webstera, według którego ten zapomniany rzeczownik miał oznaczać „pierwszą substancję, z jakiej (wedle przypuszczeń) powstały pierwiastki” [3, str. 60]. Przemiana neutronów w protony (tzw. przemiana beta) i kolejne wychwyty­ wania neutronów stanowiły główne mechanizmy kosmosyntezy pier­ wiastków. Hipoteza była potem rozwijana przez jej autorów oraz przez takich uczonych, jak: R. C. Herman, J. S. Smart, A. Turkevich, E. Fermi. Oryginalnych prac i przyczynków jest zbyt dużo, by je tu wszystkie wymienić. Dociekliwego czytelnika odsyłamy bądź do jednej z wielu książek popularnych, napisanych przez samego Gamowa (np. [3]), bądź do istniejących prac przeglądowych (np. [4]). Dzięki swojemu matematycznemu opracowaniu hipoteza a-p-y dysponuje pięknym testem empirycznym. Jeszcze w XIX wieku po­ dejmowano próby ustalenia krzywej obfitości pierwiatków chemicz­ nych we Wszechświecie (Ciarkę, 1889). Po powstaniu fizyki jądro­ wej stało się jasne, że bardziej interesujące jest badanie obfitości jąder atomowych łub, co praktycznie na jedno wychodzi, obfitości izotopów pierwiastków chemicznych. Dane empiryczne uzyskuje się z analizy składu materii ziemskiej, meteorytów, planet, Słońca i gwiazd. Schematyczny kształt krzywej rozpowszechnienia jąder ato­ mowych przedstawia rysunek 10. Na osi poziomej odkłada się tzw. liczbę masową, charakteryzującą dane jądro, na osi pionowej miarę częstości jego występowania. Jądra wodoru stanowią ponad 90% całej materii Wszechświata. Następnym, co do obfitości, pierwiast-

139

kiem jest hel — ok. 10%. Na całą resztę przypada 0,1 %. W miarę wzrostu ciężkości jąder ich obfitość spada, z tym, że na krzywej pojawiają się charakterystyczne „piki”, jak na przykład dla izotopów

Rys. 10. Krzywa rozpowszechnienia jąder atomowych. Na osi odętych liczba masowa A charakteryzująca dane jądro, na osi rzęd­ nych — logarytm jego względnego rozpo­ wszechnienia. Krzywa przerywana odpowia­ da lekkim izotopom ciężkich jąder

żelaza. Dla jąder cięższych, z końca układu okresowego pierwiast­ ków obfitość ustala się na mniej więcej stałym poziomie. Krzywa ta jest nie tylko obrazem „składu chemicznego” obecnego Wszech­ świata. Gamow, słusznie nazwał ją „najstarszym dokumentem archeo­ logicznym odnoszącym się do historii Wszechświata” [3, str. 52]. Teoria powstawania pierwiastków chemicznych (ich jąder), starająca się zrekonstruować przebieg procesów fizycznych w ewoluującym kos­ mosie, powinna odtworzyć, o ile możności jak najdokładniej, kształt krzywej rozpowszechnienia. Z teorii musi się dać wyliczyć kształt tej krzywej. W ten sposób teoria kosmogoniczna przestaje być spe­ kulacją, lecz staje się teorią empiryczną w pełnym tego słowa zna­ czeniu. Hipoteza a-^-y była na tyle precyzyjna, że mogła podjąć ryzyko stanięcia przed osądem doświadczenia.

Pierwotny atom czy Ylem Przede wszystkim należało porównać nową hipotezę z istniejącą już wcześniej hipotezą powstawania pierwiastków, a mianowicie

140

z teorią Pierwotnego Atomu Lemaitre’a. Decydującym kryterium bę­ dzie oczywiście zgodność z doświadczeniem. Lemaitre zdawał sobie sprawę, że powinien wyjaśnić obserwowany „skład chemiczny” Wszechświata, ale jego teoria (głównie na skutek ówczesnego niedo­ rozwoju fizyki jądrowej) czyniła to tylko jakościowo i bardzo z grub­ sza. Trzeba było teraz uwspółcześnić i uściślić hipotezę Pierwotnego Atomu, tak by nadawała się do ilościowego porównania z krzywą rozpowszechnienia izotopów. Uczynili to Maria Meyer i Edward Teller [5] pracujący podówczas w Chicago. Autorzy ci rozpoczynają swoje rozważania od momentu, kiedy pierwotny atom rozpadł się już na fragmenty o średnicy kilkunastu kilometrów i masie porów­ nywalnej z masą przeciętnej gwiazdy. Piszą oni: „Aby otrzymać model jądra, który mógłby służyć za punkt wyjścia procesu rozpadu, założymy, że zbiór neutronów tworzy ciecz jądrową, która spontanicznie rozpada się na neutrony. Jedynym ograniczeniem nałożonym na ten polineutron jest przyjęcie, że jego całkowita masa nic przekracza masy przeciętnej gwiazdy. Dla większych mas efekty grawitacji i ogólnej teorii względności byłyby decydujące; tego nie chcemy rozważać”.

Obraz ten autorzy nazywają modelem polineutronowym. Rachunki prowadzone z takiego punktu wyjścia wykazały, iż na skutek spon­ tanicznego rozpadu neutronów na protony i elektrony, pierwotne fragmenty (polineutrony) wkrótce zostały naładowane dodatnim ła­ dunkiem elektrycznym, elektrony natomiast utworzyły wokół nich cie­ niutkie otoczki. Fragmenty przypominały więc swoją strukturą gigan­ tyczne atomy. Dalsze rozważania wykazały, że na powierzchni jąder tych superatomów, na skutek mechanicznej niestabilności, musiały się tworzyć małe bąbelki o średnicach około 10 12 cm, które odry­ wając się od superjądra, odlatywały w przestrzeń jako znane nam dziś jądra ciężkich pierwiastków chemicznych. I tu narodziła się pierwsza poważna trudność: teoria nie potra­ fiła wyjaśnić mechanizmu powstawania lekkich pierwiastków. Rachun­ ki nieodparcie wykazywały, że odrywające się od superjądra bąbelki są zbyt masywne i — co się z tym istotnie wiąże — z teorii można było obliczyć krzywą rozpowszechnienia izotopów, która dość dobrze zgadzała się jedynie z częścią krzywej obserwacyjnej przedstawiają ­ cej rozpowszechnienie ciężkich pierwiastków. Tymczasem świat jest w przeszło 99 procentach zbudowany z lekkich pierwiastków; teoria Marii Meyer i Edwarda Tellera pozostawała bezsilna wobec tego 141

faktu. Autorzy Ci przypuszczali, że ciężkie pierwiastki powstały w opi­ sany przez nich sposób, natomiast mechanizmów powstawania lek­ kich pierwiastków należy poszukiwać wśród jakichś zupełnie innych procesów. Zauważmy jako ciekawostkę, że dzisiejsza astronomia zna obiekty o średnicy kilkunastu kilometrów zbudowane z neutronów; są to tzw. gwiazdy neutronowe lub pulsary, ale obecnie sądzi się, że\ powstały one nie jako produkty rozpadu pierwotnego atomu, lecz na drodze dobrze już dziś zbadanej ewolucji gwiazd. Opowiadał mi profesor Odon Godart, podówczas współpracow­ nik Lemaitre’a, że zwracał uwagę swojego mistrza na prace grupy Gamowa i zachęcał do nawiązania z nim współpracy, ale Lemaitre przeżywał wtedy pewnego rodzaju kryzys zainteresowań kosmologią i puszczał te propozycje mimo uszu. Zniechęcenie twórcy hipotezy Pierwotnego Atomu było spowodowane dużą aktywnością zwolenni­ ków teorii Stanu Stacjonarnego (por. rozdz. 14) i wynikającym stąd ironicznym stosunkiem wielu naukowców do koncepcji Wielkiego Wy­ buchu, o którego słuszności Lemaitre był mocno przekonany. W os­ tatnich latach życia zainteresowania Lemaitre’a zwróciły się w kie­ runku bujnie rozwijającej się techniki komputerowej i metod nu­ merycznych.

Przewidywania Gamowa Ale wróćmy do hipotezy Gamowa. Gamow łączył głęboką znajo­ mość fizyki jądrowej i teorii względności. Opracowując mechanizmy powstawania pierwiastków chemicznych, nie rozważał tych mecha­ nizmów abstrakcyjnie jako działających w jakiejś bliżej nieokreślo­ nej przestrzeni, lecz umieścił je w kosmologicznym modelu Friedma­ na. Dało to natychmiastowe rezultaty. Gamow zestawił ze sobą dwa znane już przedtem wyniki: gęstość promieniowania w świecie Fried­ mana zmienia się jak czwarta potęga temperatury panującej w tym świecie, natomiast gęstość materii w postaci cząstek zmienia się jak temperatura do trzeciej potęgi. Ponieważ temperatura w świecie friedmanowskim rośnie w miarę cofania się do Wielkiego Wybuchu (rośnie proporcjonalnie do zmniejszania się czynnika skali), wynika stąd, że w odpowiednio wczesnych etapach ewolucji Wszechświata

142

gęstość promieniowania musiała przewyższać gęstość „zwykłej ma­ terii”. Znając stosunek gęstości promieniowania do gęstości materii w obecnym Wszechświecie, można obliczyć wzajemne proporcje pro­ mieniowania i materii w zależności od temperatury lub bezpośred­ nio od czasu. Otrzymujemy w ten sposób przybliżony obraz „ter­ micznej ewolucji” Wszechświata. We wczesnych fazach ewolucji świat był wypełniony promieniowaniem. W związku z tym Gamow kreślił swoim barwnym stylem następujący obraz: „Można by zacytować zdanie z Biblii: 'Na początku było światło’ i to dużo światła! Ale oczywiście ‘światło’ to składało się głównie z wysokoenergetycznych promieni X i promieni gamma. Atomy zwyczajnej materii znajdowały się w zde­ cydowanej mniejszości, były one odrzucane tam i z powrotem przez potężne stru­ mienie kwantów światła” [3, str. 48].

Pamiętamy, że już Lemaitre zauważył, iż pierwsze pokolenia frag­ mentów rozpadu pierwotnego atomu musiały mieć bardziej charakter promieniowania niż cząstek. Lemaitre błędnie dopatrywał się resztek tego promieniowania w obserwowanym obecnie promieniowaniu kos­ micznym (por. rozdz. 13). Były to jednak tylko przewidywania ja­ kościowe. Ilościowe prognozy po raz pierwszy otrzymał Gamow i jego współpracownicy. Jak zobaczymy w następnych rozdziałach, miało to ogromne konsekwencje dla dalszego rozwoju kosmologii. Ale na razie ani Gamow, ani żaden z jego współpracowników nie byli w stanie jasno ich sobie uświadomić. Gorące promieniowanie, wypełniające świat we wczesnych fazach jego ewolucji, gwałtownie stygło w miarę rozszerzania się Wszech­ świata. W pierwotnej wersji teorii a-p-y Gamow szacował obecną temperaturę tego promieniowania na ok. 25 K. W 1948 r. Alpher i Herman poprawili tę wartość na 5 K. W 1951 roku, pisząc swoją popularną książkę The Creation of the Universe, Gamow znowu zmie­ nił tę wartość aż na 50 K. Jak widzimy, rozrzut tych przewidywań jest znaczny. Pochodził on stąd, że wzory teoretyczne są czułe na dane empiryczne, jakie należy do nich wstawić, by otrzymać wynik, a dane te nie były wówczas znane z wystarczająco dobrą dokład­ nością. Tymczasem nikt nie próbował ani sprawdzić obserwacyjnie istnie­ nia tego promieniowania, ani tym bardziej mierzyć jego temperaturę.

143

Kłopoty teorii Gamowa Gamow i jego współpracownicy szukali potwierdzenia swojej teorii na innej drodze: starali się oni obliczyć kształt krzywej obfi­ tości izotopów we Wszechświecie i porównać ją z krzywą sporzą-, dzoną na podstawie aktualnych obserwacji. I tu zaczynały się po­ ważne kłopoty. Dla lekkich pierwiastków krzywe niemal się pokry­ wały, teoria dobrze tłumaczyła obserwacje, a obserwacje należycie uzasadniały teorię, ale dla ciężkich pierwiastków krzywe teoretyczne układały się systematycznie za wysoko w porównaniu z krzywymi obserwacyjnymi - ciężkie pierwiastki nie chciały dać się zsyntetyzować za pomocą mechanizmów teorii a-^-y. Wiele pracy w porówny­ wanie krzywych obserwacyjnych i teoretycznych włożył R. C. Her­ man, którego Gamow w praktyce uznawał za współtwórcę teorii a-p-y, ale który (jak twierdził Gamow) uparcie odmawiał zmiany nazwiska na Delter! Wkrótce zaczęto zwracać uwagę na niedostatki teorii a-p-y. W 1950 r. C. Hayashi [6] zauważył, że Wszechświat w pierwotnym stanie, poprzedzającym „erę Gamowa”, powinien być wypełniony nie neutronami, lecz mieszaniną neutronów i protonów a także elektro­ nami, pozytonami, neutrinami oraz antyneutrinami i, co za tym idzie, gdy temperatura obniżyła się do wartości rozważanej przez Gamowa, przemiana neutronów na protony nie mogła odbywać się drogą na­ turalnego, radioaktywnego rozpadu neutronów, lecz na skutek zde­ rzeń neutronów z innymi cząstkami. Ponadto okazuje się, że w przyrodzie nie występują jądra trwa­ łe (o liczbach masowych 5 i 8), przez które według teorii a-p-y powinien przebiegać łańcuch kolejnych przemian jądrowych; brak tych jąder urywa procesy przewidziane przez tę teorię. Gdyby pro­ ces syntezy pierwiastków istotnie odbywał się według scenariusza a-^-y, to musiałby się on zatrzymać na izotopach o liczbach ma­ sowych 5 i 8. Przejście przez te izotopy nie jest wprawdzie wyklu­ czone, ale bardzo mało prawdopodobne, w praktyce oznacza to, że mechanizmy a-^-y mogą wyprodukować cięższe pierwiastki tylko w znikomych ilościach. Teoria a-^-y wyjaśnia powstanie tylko kilku pierwszych pierwiastków z tablicy Mendelejewa.

144

Czy pierwiastki powstają w gwiazdach Jednakże mimo tych trudności teoria Gamowa nadal cieszyła się pewną popularnością. Przede wszystkim dlatego, że nie było lepszej, ale i dlatego, że dobrze pasowała ona do rozszerzającego się świata Friedmana, a trudności z syntezą cięższych pierwiastków spodziewa­ no się rozwiązać w miarę rozwoju fizyki jądrowej. W każdym razie stanowiła ona atut dla ortodoksyjnej kosmologii relatywistycznej typu Friedmana - Lemaitre’a. Kosmologia Stanu Stacjonarnego nie przewi­ dywała w dziejach Wszechświata stanu z wielką gęstością materii i wysoką temperaturą, w którym jak w gigantycznym piecu hutni­ czym mogłaby się dokonywać synteza pierwiastków. Ale obrońcy kosmologii Stanu Stacjonarnego nie poddali się tak łatwo. Jeśli nie było Wielkiego Wybuchu, to gdzie we Wszechświecie istnieją wielkie gęstości, ciśnienia i temperatury konieczne do syntezy izotopów? Odpowiedź mogła być tylko jedna: we wnętrzach masyw­ nych gwiazd. Jednym z rzeczników tej odpowiedzi był Fred Hoyle. Zdawał on sobie sprawę, że stworzenie teorii syntezy pierwiastków chemicznych w gwiazdach jest warunkiem utrzymania się i powo­ dzenia kosmologii stanu stacjonarnego na arenie światowej nauki. W 1957 r. ukazała się fundamentalna, bardzo obszerna praca, autorów: E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, A. Fowler, F. Hoyle zatytułowana Nukleosynteza pierwiastków chemicznych [7], cytowana potem powszechnie skrótem B2FH. Była ona dokładnym wykładem teorii powstawania pierwiastków chemicznych we wnętrzach gwiazd, a zarazem kładła podwaliny pod nową dziedzinę wiedzy - astrofizy­ kę jądrową. Nie sposób przytaczać tu szczegółowo zawartości tej pracy. Za­ sadnicze jej tezy przedstawiają się następująco. Izotopy pierwiastków chemicznych powstały z wodoru drogą przemian jądrowych zacho­ dzących we wnętrzach gwiazd., Okazuje się, że warunki panujące we wnętrzach bardzo ciężkich gwiazd są wystarczające do syntezy, jak początkowo sądzono, wszystkich izotopów cięższych od wodoru. Pod­ czas wybuchów gwiazd supernowych jądra pierwiastków chemicznych powstałych w ich wnętrzach wzbogacają przestrzeń kosmiczną. Ko­ lejne pokolenia gwiazd i galaktyk kondensujących się w tej przest-

10 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

145

rzeni są już od początku „zanieczyszczone” pierwiastkami cięższymi od wodoru. W ten sposób dokonuje się chemiczna ewolucja Wszech­ świata. „Historia materii jest ukryta w dzisiejszym rozpowszechnie­ niu pierwiastków” — czytamy we wstępnym rozdziale pracy B2FH. Sukces teorii B2FH, która wkrótce zyskała sobie uznanie zarówno fizyków jądrowych, jak i astrofizyków, mocno ugruntował pozycję kosmologii stanu stacjonarnego. „Pan Bóg stworzył wodór, mawiano, a B2FH stworzyli inne pierwiastki z wodoru”.

Nucleogenesis Spór między teorią Wielkiego Wybuchu a kosmologią Stanu Stac­ jonarnego wkroczył w nową fazę. Nie chodziło już wyłącznie o „geo­ metrię Wszechświata”, takie czy inne rozwiązanie równań pola, w ich oryginalnej czy też zmodyfikowanej wersji. Obie strony wpro­ wadziły do sporu fizykę jądrową i obie strony napotkały w tej dzie­ dzinie na sporo kłopotów. Teoria Wielkiego Wybuchu musiała się kilka razy przeformułowywać, by uzgadniać swoje przewidywania z ob­ serwacyjną krzywą obfitości pierwiastków. Po wielu takich przysto­ sowaniach, jej przeciwnicy złośliwie twierdzili, że nukleosynteza w Wielkim Wybuchu wyjaśnia powstanie wszystkich pierwiastków chemicznych w tablicy Mendelejewa aż do helu włącznie! Praca B2FH istotnie stała się mocnym atutem w rękach zwolenników kos­ mologii Stanu Stacjonarnego, ale gdy minął pierwszy okres zafascy­ nowania teorią syntezy pierwiastków chemicznych w gwiazdach, za­ uważono, że i ta teoria napotyka trudności. Mechanizmy przewi­ dziane przez B2FH okazały się niewydajne, gdy chodziło o produk­ cję helu oraz w mniejszym stopniu, gdy chodziło o produkcję kilku innych lekkich pierwiastków (m. iń. litu). Poza tym teoria ta zakła­ dała istnienie wodoru a priori, a dociekliwi fizycy zawsze wolą wie­ dzieć, skąd się co wzięło. Zwolennicy i przeciwnicy dyskutowali tym bardziej zawzięcie, że na razie nie widać było sposobu rozstrzygnięcia sporu. Z tej samej racji naukowcy bezpośrednio nie zaangażowani w spór stopniowo tracili zainteresowanie nim. Tymczasem kosmologia wzbogaciła się tylko o nowy dylemat, ale za to „fizyka ziemska” zupełnie nieoczekiwanie zyskała na sporach 146

kosmologów. Bo oto fizyka jądrowa i fizyka wysokich energii otrzy­ mały do dyspozycji nowe laboratoria i to laboratoria dysponujące tak wysokimi energiami, o jakich dotychczas na Ziemi nie można było nawet marzyć. Takimi laboratoriami stały się wnętrza gwiazd. Hipotezy tworzone przez fizyków jądrowych a także przez fizyków wysokich energii można było empirycznie sprawdzać za pośrednic­ twem obserwacji astrofizycznych. Nauka o Wszechświecie stawała się coraz bardziej częścią ziemskiej fizyki.

Rozdział 16

Lata kryzysu

Przez witrynę księgarni do kosmologii Śledząc losy i przygody kosmologii dwudziestego stulecia, doszliś­ my do lat pięćdziesiątych. Dalsze dzieje nauki o Wszechświecie coraz to bardziej przestają być dla mnie historią wyczytaną z książek. Właś­ nie od tego okresu począwszy zacząłem się sam przyglądać, mniej lub bardziej z bliska, rozwojowi kosmologii. Pamiętam następujące wy­ darzenie z tamtych czasów. Stałem przed witryną księgarni na Kru­ pówkach w Zakopanem. I nagle, wśród przypadkowego zestawu okładek i tytułów, mój wzrok natrafił na niewielką, szarą książecz­ kę, na której widniał skromny napis: Leopold Infeld, Albert Ein­ stein [1]. Natychmiast znalazłem się wewnątrz i poprosiłem o tę książkę. I dopiero, gdy już była zapakowana, zorientowałem się, że nie mam pieniędzy. Sytuację uratował znajomy, który akurat wszedł do księgarni i od którego mogłem pożyczyć dwanaście złotych, bo tyle wynosiła cena tej książki. Książkę przestudiowałem od deski do deski. Jest to dziełko popularno-naukowe, napisane przez uczonego, który miał zaszczyt bezpośrednio współpracować z Einsteinem i który sam niemało przyczynił się do rozwoju teorii względności. Dziełko to otworzyło przede mną fascynujące horyzonty. Do dziś biorę je do ręki z pewnym rozrzewnieniem. Leży przede mną na biurku, gdy piszę te słowa. Pierwsze, angielskie wydanie książki Infelda ukazało się w 1950 r. Jest to data charakterystyczna. Teoria względności ma za sobą okres sukcesów, w które nikt nie wątpi. Szczególna teoria względności

148

tak wrosła w fizykę, że nowoczesna fizyka teoretyczna jest już bez niej nie do pomyślenia. Wprawdzie fizycy doświadczalni inawiali wów­ czas, że ogólna teoria względności sprowadza się w gruncie rzeczy do trzech niewielkich efektów obserwacyjnych, które ją potwierdzają, ale fakt pozostaje faktem - żadna inna teoria nie potrafiła wyjaśnić tych trzech „małych” faktów. Najwięcej zastrzeżeń budził „problem kosmologiczny”, ale przynajmniej został on sformułowany w całkiem nowej perspektywie pojęciowej, a to już jest krokiem naprzód. Były to niewątpliwe osiągnięcia. A jakie są możliwości dalszego postępu? I pod tym względem około roku 1950 dało się odczuć pewien scep­ tycyzm. Przyspieszenie pierwszego okresu wyraźnie zmalało. Teoria względności z pionierskiej dyscypliny stała się standardowym wypo­ sażeniem przeciętnego fizyka; wielu ludziom z tamtego okresu wyda­ wała się ona prawie tak zamkniętą całością, jak zamkniętą całością jest podręcznik dla studenta pierwszego lub drugiego roku fizyki. Istniało wówczas coś w rodzaju mody, by kosmologię traktować nie jako część fizyki, lecz jako spekulacje z dalekiego marginesu nauki. Ubóstwo danych obserwacyjnych, jakimi dysponowała nowoczesna kosmologia, było niejakim usprawiedliwieniem takich poglądów. Dziś, z perspektywy lat, widzę, że atmosfera tamtego okresu zna­ lazła wyraz w książce Infelda. Na 190 stronic druku tylko 19 jest poświęconych omówieniu kosmologii relatywistycznej. Ostateczne wnioski są sformułowane bardziej niż ostrożnie; Infeld pisze: „Starałem się naszkicować krótko wysiłki, jakie podejmowali uczeni w celu zrozumienia architektury wszechświata. Wysiłki te wszędzie tam, gdzie wychodzą poza granice naszych obserwacji, mają charakter rozważań teoretycznych. Sytuacja jest tu podobna jak w przypadku, gdy znając przebieg krótkiego odcinka nieznanej drogi, staramy się ustalić, dokąd ona prowadzi. W każdym razie udało nam się w ęiągu ostatnich czterdziestu lat sformułować nowy problem i wziąć pod uwagę kilka jego możliwych rozwiązań, jakkolwiek wyniki nasze nie są ani decydujące, ani ostateczne. Ale też ‘ostatecznych’ wyników w nauce nie ma” [1, str. 125].

Einstein i kosmologia Bardzo charakterystyczne jest stanowisko Einsteina w tym okresie wobec rozważań kosmologicznych, które niegdyś niewątpliwie stano­ wiły dla niego jeden z głównych motywów w pracy nad ogólną teorią względności. Początkowo Einstein nie ukrywał, że z relatywis149

tycznym modelem Wszechświata łączył filozoficzne intuicje o ważnym dla niego znaczeniu. W maju 1921, na uniwersytecie w Princeton Einstein wygłosił cztery odczyty na temat teorii względności. Zos­ tały one wkrótce wydrukowane w postaci niewielkiej książki [2], w polskim przekładzie noszącej tytuł Istota teorii względności [3], Przy końcu tej książki znajdują się akapity niedwuznacznie nawiązu­ jące do filozoficznych poglądów twórcy teorii względności. Ale już w drugim wydaniu książki, jakie ukazało się w 1945, pojawił się dodatek zatytułowany „Uwagi o ‘zagadnieniu kosmologicznym’”, w którym Einstein czul się zobowiązany wyjawić swoje aktualne sta­ nowisko wobec kosmologii. Brzmią w nim nuty sceptycyzmu. Przede wszystkim Einstein uznał wprowadzenie do równań pola członu ze stałą kosmologiczną za niepotrzebne, pisząc: „Człon kosmologiczny nie zostałby nigdy wprowadzony, gdyby rozszerzanie się Wszechświata odkryto w tym czasie, kiedy powstawała ogólna teoria względności” [3, str. 147 przyp.].

Einstein dość długo ociągał się z uznaniem rozwiązań Friedmana i z przyjęciem do wiadomości odkrycia przez Hubble’a zjawiska ucieczki galaktyk. Obydwa te dokonania naukowe sugerowały istnie­ nie początkowej osobliwości, a stanowiła ona element obcy filozoficz­ nym przekonaniom twórcy teorii względności. Jednak z czasem Einstein musiał ustąpić wobec ścisłości rozwiązań Friedmana i wymo­ wy obserwacyjnych danych Hubble’a. W Dodatku czytamy: „Rozwiązanie Friedmana opiera się na jedynym założeniu przestrzennej izotropowości Wszechświata. Jest to więc bez wątpienia ogólna postać metryki stano­ wiącej rozwiązanie zagadnienia kosmologicznego” [3, str. 147-148],

Einstein pisał dalej: „Próbowano tłumaczyć odkryte przez Hubble’a przesunięcie linii widmowych inaczej niż przy pomocy zjawiska Dopplera. Próby te nie znajdują jednak potwier­ dzenia w znanych zjawiskach fizycznych" [3, str. 148],

Piękno teorii, potwierdzone odkryciem Hubble’a, jeszcze raz prze­ mówiło do Einsteina. Byłby on skłonny uznać „zagadnienie kosmo­ logiczne” za rozwiązane, przynajmniej w pierwszym przybliżeniu, gdyby niejedno ale... Chodziło oczywiście o paradoks wieku Wszech­ świata, stanowiący najistotniejszą trudność młodej kosmologii. Ein­ stein kończy swoje uwagi w Dodatku: 150

„Wreszcie ostatnie, choć ważne zagadnienie: wiek Wszechświata, w używanym tu znaczeniu, musi z pewnością wynosić więcej niż wiek skorupy ziemskiej, obli­ czony w oparciu o minerały radioaktywne. Te ostatnie obliczenia są z pewnością godne zaufania, tak, że sprzeczność między nimi a omawianą tu teorią kosmolo­ giczną oznaczałyby jej upadek. W tym przypadku nie widziałbym żadnego rozsąd­ nego rozwiązania” [3, str. 153].

Istotnie, kosmologia znajdowała się w zagrożeniu! Ta opinia Einsteina była przez wielu bezkrytycznie powtarzana, nawet długo potem, gdy sytuacja uległa całkowitej zmianie.

Rozwiązanie paradoksu Przyjrzyjmy się tej trudności nieco dokładniej. Pamiętamy (por. rozdz. 5 i 6), że prawo Hubble’a głosi proporcjonalność prędkości ucieczki danej galaktyki do jej odległości od ziemskiego obserwatora, czyli:

prędkość ucieczki = (stała proporcjonalności) ■ (odległość) . Stałą proporcjonalności nazywa się stałą Hubble’a i oznacza przez H. Odwrotność tej stałej, tzn. ]/H, nazywa się „wiekiem Wszech­ świata”; informuje ona o tym, jak dawno temu wszystkie galaktyki znajdowały się w jednym punkcie, pod warunkiem, że przez cały czas poruszały się zgodnie z prawem Hubble’a. Hubble, posługując się swoimi pomiarami odległości do galaktyk ustalił, że H = = 550 km/s • Mpc (gdzie Mpc jest astronomiczną jednostką odległości zwaną megaparsekiem i równą 30 857-1018 km). Oznacza to, że galaktyka przebywszy odległość jednego megaparseka zwiększa pręd­ kość ucieczki o 550 km/s. Ta wartość stałej Hubble’a daje wiek Wszechświata równy ok. 2 miliardom lat, co jest równe lub nieco mniejsze od wieku skorupy ziemskiej, wieku meteorytów i niektórych układów gwiazd (obliczonego z ich dynamiki). Jak pamiętamy, chęć rozwiązania tego paradoksu była motorem wielu cennych hipotez i teorii kosmologicznych. Ale rozwiązanie nie przyszło od strony spekulacji teoretycznych, lecz od strony obser­ wacji. Dnia 3 czerwca 1949 w obserwatorium astronomicznym Mount Palomar w Kalifornii odbyła się uroczystość inauguracji nowego te-

151

leskopu. Był to reflektor o pięciometrowej średnicy, który na długie kita pozostał największym optycznym instrumentem astronomicznym na świecie. Jego produkcja trwała 16 lat (1931-1947), a zwierciadło ważące 20 ton, musiało stygnąć w trakcie produkcji przez cały rok. Nic dziwnego, że obserwatorium Mount Palomar ściągnęło najtęż­ szych astronomów (z Hubble’em i Humasonem) i stało się centrum badań o najdonoślejszym znaczeniu dla kosmologii. Między innymi na Mount Palomar pracował Walter Baade, zna­ komity astronom, który jeszcze w 1931 roku opuścił Niemcy i prze­ niósł się do Stanów Zjednoczonych. Baade kontynuował prace Hubble’a, ale dysponował teraz znacznie bogatszymi i dokładniej­ szymi danymi obserwacyjnymi. Głównie dzięki pracom Baadego okazało się, że wszystkie gwiazdy można podzielić na dwie różniące się od siebie klasy, zwane po­ pulacjami. Do pierwszej populacji należą gwiazdy młodsze, zawiera­ jące stosunkowo dużo metali i tworzące głównie dysk naszej Galak­ tyki, do drugiej populacji należą gwiazdy starsze, zawierające mniej metali i tworzące tzw. halo galaktyczne. Baade zauważył, że również gwiazdy zmienne typu cefeid rozpadają się na dwie klasy (jedne na­ leżą do pierwszej populacji inne do drugiej) i wewnątrz każdej klasy zależność jasności absolutnej od okresu (por. rozdz. 3) jest inna. Należało teraz powtórzyć pracę Hubble’a i jeszcze raz wyznaczyć odległości od galaktyk, w których daje się zaobserwować gwiazdy zmienne, pamiętając że istnieją dwa różne wskaźniki odległości (dwie populacje gwiazd zmiennych), nieświadomie traktowane dawniej przez Hubble’a jako jeden. Wyniki swoich badań Baade ogłosił w 1952r. Rezultatem była nowa wartość stałej Hubble’a 77—180 km/s • Mpc). Wiek Wszechświata wydłużył się tym samym do ok. 5 miliardów lat. Było to już prawie do przyjęcia. Wiadomo, że najtrudniej bryłę poruszyć, potem już łatwiej ją pchać. Pierwsza rewizja wskaźników kosmicznych odległości podsu­ wała myśl, by uważnie sprawdzić wszystkie inne wskaźniki odległości. Hubble wyznaczał także odległości do dalszych galaktyk przez obser­ wowanie w nich najjaśniejszych gwiazd zakładając, że jasność abso­ lutna tych gwiazd jest mniej więcej taka sama jak jasność abso­ lutna najjaśniejszych gwiazd w naszej Galaktyce. Im mniej jasne są najjaśniejsze gwiazdy w danej galaktyce, tym oczywiście dana galak-

152

tyka znajduje się dalej od nas. W 1958 r. Allan R. Sandage poddał rewizji i tę metodę Hubblc’a; okazało się, że to, co Hubble brał za jasne gwiazdy w innych galaktykach, było w istocie obłokami zjonizowanego wodoru. Usunięcie tego błędu obserwacyjnego pozwoliło Sandagowi określ iówartość stałej Hubble’a na ok. 75 km/(s • Mpc). Daje to wiek Wszechświata równy ok. 13 miliardów lat. Według najnowszych danych wartość stałej Hubble’a szacuje się, uwzględniając różne marginesy błędów, na 50-100 km/(s • Mpc), a wiek Wszechświata na kilkanaście miliardów lat (górna granica ok. 20 miliardów lat), co nie przeczy żadnym danym eksperymentalnym dotyczącym wieku różnych struktur we Wszechświecie. „Paradoks” zakończył się paradoksalnie: w latach uważanych za kryzysowe dla kosmologii został zlikwidowany największy kryzys za­ grażający nauce o Wszechświecie. Einstein nie doczekał kolejnego sukcesu swojej teorii; zmarł w Princeton 18 kwietnia 1955 roku.

Kongres Sokaya w Brukseli Ale istotnie, w latach pięćdziesiątych koncepcje kosmologiczne jakby się zmęczyły. Dawne sformułowania teoretyczne osiągnęły coś w rodzaju „stanu nasycenia”. Istniejące dane empiryczne były na tyle dobre, że można było stwierdzić, iż pasują do aktualnych teorii i równocześnie na tyle niedokładne, by nie pobudzać umysłów twórców do radykalnych ulepszeń teoretycznych. Usunięto paradoks wieku Wszechświata, sformułowano hipotezy powstawania pierwiast­ ków chemicznych (por. rozdz. 15), ale wszystkie dyskusje toczyły się w „ramach” modeli kosmologicznych skonstruowanych w poprzed­ nim okresie. Forum naukowych dyskusji są zjazdy i konferencje. Chyba naj­ głośniejszym zjazdem naukowym lat pięćdziesiątych o znaczeniu kos­ mologicznym był kongres zorganizowany przez Międzynarodowy Ins­ tytut Fizyki Solvaya w Brukseli w dniach 9-13 czerwca 1958 r. Zgro­ madził on zarówno sławy kosmologiczne tamtych czasów, jak i nowe nazwiska, które dopiero miały odegrać rolę w historii kosmologii. Akta tego kongresu zostały opublikowane w postaci pokaźnego tomu [5], zawierającego oprócz tekstów referatów także i stenogramy dys153

kusji, jakie odbywały się po każdym odczycie. Przekarlkujmy tę książkę - dokument stanu kosmologii u schyłku lat pięćdziesiątych. Tom sprawozdań otwiera wykład Lemaitre’a zatytułowany „Hipo­ teza pierwotnego atomu i problem gromad galaktyk”. Jest to chyba najpełniejszy wykład kosmologicznej wizji Lemaitre’a z dość obszer­ nym komentarzem filozoficznym, nacechowanym wszakże umiarem i trzeźwością. (Obszerne cytaty z tej pracy Lcmaitre’a przytaczaliśmy w rozdz. 13). Był to łabędzi śpiew wielkiego myśliciela; potem Lemaitre powróci do zagadnień kosmologicznych już tylko sporadycz­ nie i jakby mimochodem. Charakterystyczna jest dyskusja po referacie Lemaitre’a. Pojawia się oczywiście „żelazny temat” stałej kosmologicznej. Ten problem interesował teoretyków obecnych na sali (Pauli, Heckmann, Wheeler). Astronomowie (Schatzman, Ambarcumian) zwrócili się raczej ku za­ gadnieniu powstawania gromad galaktyk; jest to zagadnienie wska­ zujące ku nowym czasom, problem badany i dyskutowany do dziś. Warto odnotować jeden szczegół dyskusji. Pamiętamy, jak ważną rolę Lemaitre przypisywał w swojej teorii promieniowaniu kosmicz­ nemu (por. rozdz. 13). Ambarcumian zadał pytanie: „Istnieją dziś argumenty przemawiające za istnieniem źródeł promieniowania kos­ micznego we Wszechświecie (Mgławica Krab, gwiazdy a nawet Słońce). Czy dr Lemaitre uważa, że istnieją dwa różne rodzaje pro­ mieni kosmicznych?”. Lemaitre: „Tak, takie jest moje przekonanie” [5, str. 29J. O ile twierdzenie Lemaitre’a, że całe promieniowanie kosmiczne jest pozostałością po Wielkim Wybuchu, nie może już dziś być utrzymywane, o tyle jego modyfikacja, wyrażona w dyskusji z Ambarcumianem, przypisująca tylko części promieniowania kos­ micznego „pochodzenie początkowe” pozostaje nadal zagadnieniem otwartym. Ale w roku 1958 mógł to być tylko epizod dyskusji, która prędzej czy później musiała zejść na problem: ewolucja czy stan stac­ jonarny Wszechświata, tym bardziej, że wśród obecnych byli Bondi, Gold i Hoyle. Wobec braku rozstrzygających danych eksperymen­ talnych dyskusja zeszła na problem ekstrapolacji w kosmologii. Ten sam temat powrócił po odczycie Hoyle’a; w odczycie tym mówca dał dość szczegółowy zarys swojej wersji teorii Wszechświata w stanie stacjonarnym. W dyskusji przeważały pytania pod adresem teorii, nie pozbawione jednak akcentów obiekcji. Przy końcu Hoyle odpowiedział Lemaitre’owi: 154

„Nie zgodziłbym się z tym, że teoria stanu stacjonarnego łamie zasadę zachowa­ nia. Zmienia ona tylko naturę wielkości, która ma być zachowana, ale też cala historia praw zachowania w fizyce ukazuje powtarzające się zmiany w rozumieniu zachowywanych wielkości” [5, str. 80].

A. C. B. Lovell wygłosił referat na temat „Radioastronomiczne obserwacje, które mogą dostarczyć informacji o strukturze Wszech­ świata”. Radioastronomia dopiero za kilka lat stanie się ważną bazą eksperymentalną dla kosmologii. Na razie wnioski nie są zachęcające. Lovell mówił: „Wydaje się, że jedynym bezpiecznym wnioskiem, jaki można wyciągnąć z przeds­ tawionej pracy jest stwierdzenie, że jak dotychczas nie ma takich obserwacji radio­ astronomicznych, które mogłyby znacząco wpłynąć na istniejące poglądy dotyczące wielkoskalowej struktury Wszechświata” [5. str. 201].

Baade wygłosił swój referat „z pamięci” i nie nadesłał potem tekstu redaktorom tomu. Zanotowano tylko dyskusję po wystąpieniu Baadego. Dotyczyła ona raczej technicznych szczegółów z dziedziny astronomii pozagalaktycznej związanych ze znanymi nam już pracami Baadego. Z ciekawszych odnotujmy jeszcze odczyt Hoyle’a o powstawaniu pierwiastków chemicznych w gwiazdach oraz wystąpienie Ambarcumiana, w którym wysunął on, obszernie potem rozwijaną przez siebie hipotezę, że zarówno gwiazdy, jak i galaktyki powstają w gromadach z jakiegoś bliżej nieznanego rodzaju przedgwiezdnej i przedgalaktycznej materii. Na zakończenie kongresu odbyła się ogólna dyskusja. Oto jej fragment: „Bondi: ... Wydaje mi się, że zasadniczą sprawą jest to, czy żyjemy w ewolu­ cyjnym czy w stacjonarnym Wszechświecie... Baade\ Chciałbym dziś stwierdzić bardziej wyraźnie to, na co wskazywał już mój raport. Dane obserwacyjne sprzyjają ewolucyjnemu obrazowi, a nie sprzyjają obrazowi stanu stacjonarnego. W moim raporcie podkreśliłem intymny związek między typem galaktyki a jej fizyczną zawartością (populacjami gwiezdnymi i gazem). Podkreśliłem również, że mamy przekonywające dowody na to, że we wszystkich bliskich galaktykach (człon­ kach Grupy Lokalnej) powstawanie gwiazd zaczęło się prawic równocześnie, około 610° lat temu. Łącznie z nowymi danymi o zawartości gazu obecnego jeszcze w galaktykach różnych typów prowadzi to do wniosku, że powstawanie gwiazd we wszystkich galaktykach rozpoczęło się mniej więcej w tym samym czasie, ale nie w tym samym tempie w różnego typu galaktykach. A to właśnie nazywa się ewolu­ cyjnym obrazem Wszechświata. Wszystkie galaktyki mają zasadniczo ten sam wiek.

155

Natomiast w obrazie stanu stacjonarnego powinniśmy znajdować zarówno bardzo stare, jak i bardzo młode układy rozproszone wśród galaktyk. Gold: Nie sądzę, że wystarczająco rozumiemy proces powstawania galaktyk, aby wiedzieć jak wygląda formowanie się galaktyki typu E (eliptycznej). ... Bez praw­ dziwej teorii powstawania galaktyk, nie sądzę, by dało się ten punkt wyjaśnić! Baade: Myślę, że mamy słuszne racje, by wierzyć, ponieważ Wszechświat jest jeszcze tak młody, że galaktyki typu E w ich obecnej postaci z dużą dokładnością odzwierciedlają postaci galaktyk typu E w stanie gazowym, zanim jeszcze miało miejsce powstawanie gwiazd. Ho yle: Maksymalne rozmiary nieregularności1’ w teorii stanu stacjonarnego są rzędu 50 Mps. ... Pragnę zapytać dra Baadego, czy jego przegląd sięgał do większych odległości niż ta. Baade: Ależ tak!” [5, s. 303-306].

Na nieco już pożółkłych stronicach dyskusje lat pięćdziesiątych wyglądają zbyt dokumentalnie i beznamiętnie, ale łatwo wyobrazić sobie to, czego nie udało się zanotować sprawozdawcy: osobiste za­ angażowanie, aluzje i podteksty... Specyficzna atmosfera naukowych spotkań: wszystkie takie same, według ustalonych manier i schema­ tów, a każde zupełnie inne od pozostałych, z własnym charakterem i osobowością.

U progu nowej dekady Czy rzecywiście lata pięćdziesiąte były okresem kryzysu w kosmo­ logii? Czy istotnie teoria względności stała się wówczas teorią zamk­ niętą? Dziś z perspektywy czasu widzimy, że były to płonne obawy. Nie należy tu mówić o kryzysie, lecz o okresie, w którym trzeba było przetrawić poprzednie osiągnięcia, by w ten sposób przygotować się do nowego skoku, do fazy „drugiego przyśpieszenia”. Ludzie, którzy urzeczeni pięknem teorii względności i kosmologii mieli już wkrótce stać się autorami nowego postępu, w latach pięć­ dziesiątych bądź dopiero studiowali na uniwersytetach, bądź już pisali swoje pierwsze prace, niejako wprawki do późniejszych osiągnięć. Równocześnie dojrzewała technika obserwacyjna. Radioastronomia wychodziła coraz bardziej zdecydowanie ze swojego okresu przygo­ towawczego. Sporządzono już pierwsze katalogi radioźródeł, zbyt 11 Nieregularności, z których miały powstać galaktyki.

156

jeszcze niedoskonałe, by mogły dostarczyć informacji o znaczeniu kos­ mologicznym. Na to jeszcze trzeba było poczekać. Ale zwykle tak bywa, że nowo wynaleziona metoda zupełnie nieoczekiwanie przynosi wyniki nie tylko w tych obszarach, w jakich się ich spodziewano. Sprawdzi się to i teraz. Niespodziewane odkrycia we Wszechświecie „widzialnym radiowo” dostarczą nowego impulsu kosmologii. Przy końcu lat pięćdziesiątych nie przypuszczano, że następna de­ kada będzie okresem wielkich sukcesów w badaniach Wszechświata.

Rozdział 17

Kosmologia i kwazary

Pionierskie początki Jednym z istotnych źródeł „drugiego przyspieszenia” kosmologii na początku lat sześćdziesiątych była niewątpliwie radioastronomia. Ale sukcesy nie wyskakują z niczego; nawet jeśli są zupełną niespo­ dzianką, wyrastają z mrówczej pracy, która musi je poprzedzać. Dokonajmy krótkiego przeglądu wydarzeń, jakie doprowadziły do wielkich dni kosmologii, których następstw ciągle jeszcze jesteśmy świadkami. Już w roku 1890 Tomasz Edison i cztery lata potem Oliver Lodge dokonali pierwszych prób zarejestrowania fal elektromagne­ tycznych emitowanych przez Słońce, ale bezskutecznie. Sam pomysł wydawał się podówczas dziwaczny i rychło został zapomniany. Idea powróciła niejako sama około czterdzieści lat później, kiedy to inż. Karl Jansky, młody pracownik Laboratoriów Bella, przedsiębiorstwa zajmującego się techniką telekomunikacyjną, dostał polecenie zbada­ nia zakłóceń, jakie występowały w przekazywaniu sygnałów radio­ wych na dalekie odległości. W tym celu Jansky zbudował ruchomą antenę o długości 30 metrów i osadził ją na podwoziu starego Forda. To nieco dziwaczne urządzenie nazwano, trochę żartobliwie a trochę ironicznie, karuzelą. Po kilku miesiącach pomiarów okazało się, że część szumów zakłócających łączność radiową pochodzi ze źródła, które najwyraźniej bierze udział w dobowym ruchu sfery niebieskiej.

158

Fot. 24. Karuzela Jansky’ego

Jansky dostudiował potrzebne działy astronomii i stwierdził, iż źródło szumów pokrywa się ze środkiem naszej Galaktyki. Odkrycie Jansky’ego na kilka lat stało się sensacją dla szerokiej publiczności, ale fachowi astronomowie, przyzwyczajeni do badania Wszechświata tylko w zakresie optycznych długości fal elektromagne­ tycznych (w zakresie światła widzialnego), nie zwrócili na nie większej uwagi. Także i firma Bella straciła zainteresowanie odkryciem swojego pracownika, gdy stało się oczywiste, że źródła zakłóceń telekomuni­ kacyjnych nie da się wyciszyć za pomocą środków technicznych po­ zostających do dyspozycji Laboratoriów Bella. Podczas drugiej wojny światowej firma brała czynny udział w pracach nad skonstruowaniem radaru. Doświadczenie zdobyte przez Jansky’ego okazało się przy tym cenną pomocą. Ale na tym skończyło się zaangażowanie wiel­ kiego przedsiębiorstwa. Jansky zmarł w 1950 roku, w wieku lat 45-ciu, nie zdając sobie sprawy z tego, że zapoczątkował nową dzie­ dzinę nauki — radioastronomię. Jansky nie wiedział także, że od dość dawna miał już swego nas­ tępcę. Był nim Grotę Reber, entuzjasta techniki radiowej, absolwent wydziału radiotechniki Uniwersytetu w Illinois. Grotę Reber miał 22 lata, gdy w 1933 roku dowiedział się o odkryciu Jansky'ego. Z zapałem młodego wieku postanowił kontynuować radiowy „nas­ łuch” Wszechświata. Antena skonstruowanego przez niego detektora

159

miała już kształt dzisiejszych radioteleskopów: była metalowym zwier­ ciadłem parabolicznym o średnicy 9 metrów. Konstrukcja została ukończona w 1937 roku. Przyrząd stanął w prywatnym ogrodzie

Fot. 25. Mapa radioźródeł sporządzona w radioobserwatorium w Cambridge. Wyraźnie zaznaczone szczyty przedstawiają radiogalaktyki lub kwazary

160

Rebera. Koszty — wysokości 1500 dolarów młody badacz pokrył z własnych oszczędności. Dzięki uporowi i technicznym umiejętnościom, po szeregu nieuda­ nych prób, Reber rozpoczął wreszcie systematyczny przegląd nieba. Ma świecie szalała zawierucha wojenna a w prywatnym ogrodzie w miejscowości Wheaton, 50 km od Chicago, rodziła się nowa dys­ cyplina naukowa. W roku 1944 Grotę Reber opublikował swoje wy­ niki w postaci pierwszej radiowej mapy nieba. Tymczasem, dokładnie 27 i 28 stycznia 1942 roku, Brytyjskie Mi­ nisterstwo Wojny otrzymało niepokojące raporty o bardzo skutecz­ nym zagłuszaniu przez Niemców nasłuchu radarowego. Zbadanie tej sprawy zlecono fizykowi J. S. Heyowi. Po dokładnym przestudiowa­ niu raportów służby radarowej Hey zauważył związek między nasile­ niem zakłóceń a ruchem Słońca po sferze niebieskiej. Hey zatelefono­ wał do Obserwatorium Astronomicznego w Greenwich: Czy w dniach 27 i 28 stycznia nie zauważono jakiejś szczególnej aktywności Słońca? Tak, zauważono. Właśnie w tych dniach rozbudowała się na Słońcu aktywna plama słoneczna. Pierwsze skojarzenie okazało się słuszne: Słońce jest źródłem fal radiowych. Tym razem nie Niemcy przeszka­ dzali brytyjskiej obronie. Teraz już radiowe badania zwróciły na siebie uwagę astronomów. Walter Baade i Rudolf Minkowski, obydwaj wybitni astronomowie pracujący w Stanach Zjednoczonych, pod wpływem prac Rebera żywo zainteresowali się radioastronomią, a dyrektor obserwatorium w Lejdzie (Holandia), Jan H. Oort, jeszcze w 1944 roku zorganizował pierwsze kolokwium poświęcone nowej dyscyplinie. Na tym właśnie kolokwium H. C. Van de Hulst wygłosił odczyt, w którym wykazał, że atomy wodoru rozproszonego w przestrzeni międzygwiezdnej po­ winny być źródłem promieniowania radiowego o długości 21 cm. Przepowiednia ta, w pełni potem potwierdzona, stała się ważnym narzędziem w rękach radioastronomów. Wojna pozostawiła nauce w spadku rozwiniętą technikę radarową, sprzęt i fachowców. Zaczęły powstawać autentyczne radioobserwatoria. Do największych należały wówczas radioobserwatoria w Cam­ bridge (Wielka Brytania) i w Sydney (Australia). Radioastronomia stała się nowoczesną nauką, fundamentalnym instrumentem w badaniu Wszechświata.

11 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

161

Polowanie na radioźródła Tak więc wiedziano już, że źródłem promieniowania radiowego jest jądro Galaktyki i Słońce. Mapa Rebera była zbyt niedokładna, by na jej podstawie można było mówić o jakichś innych indywidual­ nych radioźródłach. Dopiero po roku 1946 rozpoczęło się istne polo­ wanie na radioźródła. Pierwszym było źródło promieniowania w gwiaz­ dozbiorze Łabędzia, zwane radioźródłem Łabędź A (Cygnus A), od­ kryte przez Heya, Personsa i Phillipsa. Potem odkrycia posypały się jedno za drugim. Zaczęto je katalogować; powstawały kolejno Pierw­ szy Katalog Cambridge (1C), Drugi (C2) i Trzeci (3C). Ale skatalogowanie radioźródeł — to dopiero początek. Gdy już wiemy, że coś emituje fale radiowe, nasuwają się pytania: co emi­ tuje promieniowanie i jaki jest mechanizm emisji? Program optycznej identyfikacji radioźródeł wymaga od radioastronomów znacznie więk­ szej dokładności pomiarów, niż była możliwa początkowo. Ale wkrót­ ce i ten program zaczął dawać rezultaty. Okazało się, że radioźródłami są pozostałości po wybuchach supernowych (np. Mgławica Krab), niektóre galaktyki (zwane wówczas radiogalaktykami), zderzające się galaktyki (Łabędź A) itp. Na razie jednak zdolność rozdzielcza radio­ teleskopów była wciąż jeszcze znacznie mniejsza od zdolności roz­ dzielczej teleskopów optycznych. Z tego względu w obszarze, ziden­ tyfikowanym przez radioteleskop jako źródło promieniowania, można było zwykle znaleźć wiele źródeł optycznych. W roku 1951 dwóm fizykom amerykańskim z Uniwersytetu Harvarda, H. I. Ewenowi i E. M. Purcellowi, udało się zarejestrować fale radiowe o długości 21 cm wypromieniowane przez wodór mię­ dzygwiezdny. Fizyka uczy, że każde ciało o temperaturze wyższej od zera bezwzględnego jest źródłem promieniowania elektromagnetycznego. Wystarczy tylko dysponować odpowiednio czułym detektorem, by to promieniowanie dało się wykryć. A więc każda gwiazda powinna świecić radiowo. I tak jest w istocie. Tyle, że w przypadku „zwykłych” gwiazd, gwiazda wkłada prawie całą swoją energię w świecenie optycz­ ne; promieniowanie o długościach radiowych jest praktycznie pomijalne. A czy istnieją gwiazdy „niezwyczajne”? W pierwszych latach rozwoju radioastronomii nic nie wskazywało, by takie istniały. Ale badacz Wszechświata musi być zawsze gotowy na niespodzianki.

162

Odkrycie kwazarów Technika radioastronomiczna rozwijała się szybko. W roku 1960 Thomas A. Matthews, pracując na dwu sprzężonych radioteleskopach w Owens Valley w Kaliforni, mógł już ustalić z dużą dokładnością położenie radioźródła 3C 48. Radioźródło to od dość dawna zwra­ cało na siebie uwagę dużą intensywnością promieniowania. Nic więc dziwnego, że gdy tylko położenie radioźródła zostało poznane z wys­ tarczającą dokładnością, Allan R. Sandage skierował pięciometrowy teleskop z Mount Palomar w kierunku wskazanym przez Matthewsa. Wynik obserwacji był zaskakujący: źródłem promieniowania okazał się obiekt wyglądający na kliszy jak mała gwiazdka. Ale skąd obiekt „gwiazdopodobny” czerpie aż tyle promieniowania? Dalsze badania wykazały, że obiekt ten emituje więcej promieniowania niebieskiego niż zwykłe gwiazdy. Także i widmo radioźródła 3C 48 okazało się zagadkowe: swoją strukturą przypominało raczej widmo galaktyki niż pojedynczej gwiazdy, ale z kolei linie widmowe były zupełnie inne od wszystkich znanych dotychczas linii widmowych. Wkrótce odnotowano dalsze tego rodzaju zaskakujące odkrycia; kolejnymi „gwiazdopodobnymi” obiektami okazały się radioźródła: 3C 147, 3C 196, 3C 286. Maarten Schmidt, analizując ich widma, stwierdził, że nie tylko są one niepodobne do widm znanych do­ tychczas, ale także drastycznie różnią się między sobą. Dane wciąż napływały i to dane o coraz większej dokładności. Cyryl Hazard, radioastronom z Jodrell Bank w Wielkiej Brytanii, wpadł na nową metodę. Zauważył on, iż Księżyc ma wkrótce zasło­ nić radioźródło 3C 212; notując dokładnie czas zasłonięcia radio­ źródła przez Księżyc (moment przerwania odbioru sygnałów radio­ wych) i potem czas odsłonięcia można będzie określić na niebie po­ łożenie i rozmiary kątowe radioźródła z ogromną precyzją. Pomiar został wykonany i uwieńczony sukcesem. Podobna sytuacja miała zdarzyć się wkrótce dla radioźródła 3C 273. Ale by ją obserwować, trzeba się było udać aż do Australii. Tym razem obserwacje zostały przygotowane jeszcze staranniej. Miano je wykonać za pomocą wielkiego radioteleskopu w Parkes. Wszystkie okoliczne radiostacje nadały apel do ludności, by w czasie trwania obserwacji nikt nie posługiwał się urządzeniami elektrycznymi mogącymi powodować zakłócenia radiowe. Ruch pojazdów mecha163

nicznych w pobliżu radioobserwatorium został także wstrzymany. Po wykonaniu pomiarów Hazard i jego współpracownicy wieźli do Sydney kopie wyników dwoma różnymi samolotami, na wypadek katastrofy jednego z nich. Piękny przykład doceniania wartości za­ gadek wydartych przyrodzie. Wyniki istotnie były bardzo cenne. Okazało się, że radioźródło 3C 273 składa się z dwu źródeł oddalonych od siebie o 20 sekund kątowych, rozmiary kątowe każdego ze składników zostały zmierzone z dokładnością do 1 sekundy. Odkrycie ciał niebieskich nowego typu nie ulegało już wątpliwości. Zaczęto je nazywać „obiektami quasi-gwiazdowymi” (quasi-stellar objects), ale po jakimś czasie przyjęło się skrótowe określenie „kwazary”. Do nie wyjaśnionej natury dołączyła się tajemniczo brzmiąca nazwa.

Zagadka widm kwazarów Zagadnienie widm kwazarów intrygowało prof. Jesse Greensteina i jego młodego współpracownika Maartena Schmidta w Pasadenie. Obaj byli świetnymi znawcami spektroskopii, obaj potrafili prawie „od pierwszego wejrzenia” rozpoznawać widma różnych ciał niebieskich, ale żaden z nich nie mógł sobie poradzić z widmami kwazarów. Aż wreszcie przyszedł wyczekiwany błysk zrozumienia. Oto wspomnienie Maartena Schmidta: „Tego wtorkowego popołudnia znowu przyglądałem się widmu obiektu 3C 273, z jego sześcioma absurdalnymi liniami. Tak, ciągle było tam tych sześć pionowych linii, ciągle te same, ale nie odpowiadające żadnemu znanemu pierwiastkowa chemicz­ nemu. A przecież znam dobrze linie charakterystyczne dla każdego pierwiastka. To było naprawdę denerwujące: otrzymałem piękne, wyraźne widma 3C 273 i nie po­ trafiłem ich odcyfrować. Nagle spostrzegłem, że jeśli zaniedbać dwie spośród tych sześciu linii, pomijając je, jakby w ogóle nie istniały, to cztery pozostałe linie wyka­ zują pewną regularność. Przypominały mi one mgliście coś znanego, jakiś układ, który dobrze znałem. Ale jaki? Rozpoznawałem te odstępy, to zmniejszenie natęże­ nia im bliżej niebieskiego końca w'idma... Ależ oczywiście! Wodór! To był układ charakterystyczny dla prążków widmowych wodoru! Ale wszak to wydawało się nie­ możliwe: ten układ nigdy nie pojawia się w tej części widma. Na moim modelu widma (model drewniany posiadający ruchome części jak na liczydle) zaznaczyłem położenia czterech linii wodorowych, tam gdzie one zwykle się znajdują i zacząłem

164

je, wszystkie razem, powoli przesuwać ku czerwonemu końcowi widma. Z chwilą gdy przesunąłem je o wielkość 16%, moje widmo na makiecie wyglądało tak samo jak widmo obiektu 3C 273. Bez wątpienia, to były widmowe linie wodoru ale wy­ kazujące przesunięcie ku czerwieni 16%” [l].1’

Ale jeżeli tak, to gdzie się podziała linia Ha? Chwila zastanowie­ nia: jeżeli przesunięcie 16% jest prawdziwe, to linia ta powinna znaj­ dować się w podczerwieni; nic dziwnego, że nie ma jej w widzialnej

Fot. 26. Maarten Schmidt

części widma. Na szczęście Schmidt dysponował widmem 3C 273 robionym w podczerwieni. Sprawdził natychmiast: linia Ha znajdo­ wała się tam istotnie. Gdy Schmidt ochłonął z pierwszego wrażenia, zawołał Green6 Maarten Schmidt podajc tu wielkość przesunięcia ku czerwieni w procentach: przesunięcie 16% oznacza, że jeśli przesunięcie ku czerwieni jest spowodowane zja­ wiskiem Dopplera, to obiekt oddala się od nas z prędkością równą 16% prędkości światła. Obecnie jednak utrwalił się zwyczaj określania przesunięcia ku czerwieni ułam­ kiem powstałym przez podzielenie zmierzonego przesunięcia linii przez długość fali linii nicprzcsuniętcj.

165

Steina, którego gabinet znajdował się na tym samym piętrze. Greenstein nie usiłował ukryć swojego podniecenia. Obydwaj zdawa­ li sobie sprawę ze znaczenia odkrycia. W ciągu dziesięciu minut razem zidentyfikowali dwie pozostałe linie: były to linie tlenu i magnezu. Gdy już było wiadomo w czym rzecz, dalsze prace poszły gładko. Schmidt i Greenstein sięgnęli po widmo kwazara 3C 48, którego nie mogli „złamać" od dwu lat. Okazało się, że przesunięcie ku czer­ wieni tym razem wynosi aż 38%. Jeśli tak wielkie przesunięcia ku czerwieni tłumaczyć zjawiskiem Dopplera, to odległość kwazara 3C 273 od Ziemi wynosi 2 miliardy lat świetlnych, a odległość kwa­ zara 3C 48 - aż 4 miliardy lat światła. Ale jeżeli kwazary są aż tak daleko, to skąd czerpią tyle energii, że możemy je obserwować na Ziemi jako silne radioźródła, bez porównania bardziej jasne (radiowo) niż gwiazdy znajdujące się „obok nas”? Jeżeli zaś kwazary są blisko, to jak tłumaczyć tak ogromne przesunięcia ku czerwieni w ich widmach?

Kosmologia po odkryciu kwazarów Spór o kwazary rozgorzał. Maarten Schmidt i Jesse Green­ stein za naturalną uważali hipotezę „kosmologicznych odległości” kwazarów, ale wkrótce pojawiły się głosy sprzeciwu. Halton Arp, astronom z Pasadeny, zauważył, że kwazary występują zwykle parami, położone symetrycznie z dwu stron osobliwej galaktyki; osobliwej, gdyż jej jądro wygląda na kliszy jakby znajdowało się w stanie wybuchu. Arp uogólnił te obserwacje do rangi uniwersalnej hipotezy: według niego kwazary są produktami wybuchów jąder galaktyk, wy­ rzucanymi w przestrzeń kosmiczną z macierzystych galaktyk. Wcale więc nie muszą znajdować się „specjalnie daleko”. Arp zaczął ener­ gicznie propagować swoją hipotezę. Zaraz jednak powstały pytania: a skąd tak duże przesunięcia ku czerwieni, dlaczego ku czerwieni a nie również ku fioletowi — przecież niektóre produkty wybuchów jąder galaktycznych powinny się od nas oddalać, a niektóre zbliżać. Jedynym wyjściem z sytuacji było odwołanie się do nieznanych czyn­ ników fizycznych wywołujących przesunięcie ku czerwieni. A tego 166

z kolei nie lubią fizycy. Znane prawa fizyki są po to, by za ich po­ mocą wyjaśniać nieznane efekty, a nie zaś efekty po to, by pozos­ tawały niewyjaśnione przez odwoływanie się do nieznanych praw fizyki. Wymyślano inne hipotezy, z których większość od samego po­ czątku napotykała na podobne trudności jak hipoteza Arpa. I tak na przykład Hoyle wysunął aż dwie hipotezy: jedną przy współ­ pracy z W. Fowlerem, że kwazary są niezwykle masywnyjni gwiazda­ mi, w których wyczerpało się już paliwo jądrowe i które zapadają się pod wpływem własnej grawitacji; drugą zaś przy współpracy z G. Burbidgem, że kwazary są fragmentami po stosunkowo niedaw­ nym wybuchu jednej z niezbyt odległych galaktyk. Szwedzki fizyk, Hannes Alfven, zgodnie z duchem wymyślonej przez siebie teorii, według której Wszechświat jest w połowie wypełniony materią i w połowie antymaterią, sądził, że kwazary są skutkiem zderzeń materii z antymaterią. Według innych kwazary miałyby być bądź wynikiem zderzeń gwiazd w jądrze galaktyki, bądź wynikiem zmaso­ wanego wybuchu gwiazd supernowych w galaktyce [3]. Tymczasem odkrywano i identyfikowano coraz więcej kwazarów. Napływało coraz więcej danych obserwacyjnych wskazujących na szybką (w skali kosmicznej) ewolucję tych obiektów. Już samo to przemawiało na niekorzyść Wszechświata stacjonarnego wykluczają­ cego przecież wszelką ewolucję w dużej skali. Ponadto, jeśliby praw­ dziwość hipotez naukowych mierzyć liczbą ich zwolenników, to z cza­ sem wyraźnie zaczęła przeważać hipoteza „kosmologicznych odległoś­ ci” kwazarów. Dziś kosmologiczne odległości przynajmniej pewnej podklasy kwazarów wydają się prawie ustalone, ale spór o fizyczną naturę kwazarów ciągle jest jeszcze daleki od zakończenia. A to os­ tatnie jest decydujące, gdyż bez rozpoznania fizycznej natury kwaza­ rów nie można zrekonstruować ich ewolucji w czasie, a bez znajo­ mości ich ewolucji nie można wyciągać definitywnych wniosków o znaczeniu kosmologicznym. Jedynie przez zestawienie wyników obserwacji kwazarów z innymi obserwacjami o wielkiej doniosłości kosmologicznej (por. następne rozdziały) można powiedzieć, iż bada­ nia kwazarów przyczyniły się do porażki modelu Wszechświata sta­ cjonarnego i do renesansu Wielkiego Wybuchu. Odkrycie kwazarów wywarło także pewien wpływ psychologiczny: te „egzotyczne” obiekty stały się sensacją i niewątpliwie przyczyniły 167

się do stworzenia pomyślnego klimatu dla badań kosmologicznych. W roku 1965 znany kosmolog angielski, Dennis Sciama pisał: „Zawsze byłem ciekaw, co mógł odczuwać fizyk jądrowy we wczesnych latach trzydziestych, a zwłaszcza w tym annus mirabilis 1932, który był świadkiem odkrycia neutronu i pozytonu, pierwszego rozbicia jądra przez sztucznie przyśpieszane cząstki. Teraz myślę, że już wiem. Jako kosmolog widziałem w latach sześćdziesiątych ten sam strumień odkryć następujących jedne po drugich w prawie nieprzyzwoitym tem­ pie. ... Powinienem od razu wyjaśnić, że nie ma dziś ostatecznych dowodów na to, że którekolwiek z tych odkryć ma znaczenie kosmologiczne, ale znaczenie ich jest aż nadto wystarczające, by kosmologów, tradycyjnie już łaknących jakichś fundamen­ talnych obserwacji, wprawić w stan oszałamiającej euforii” [4, str. 31-33].

Rozdział 18

Promieniowanie tła

Preludium wielkiego odkrycia Kosmiczne promieniowanie tła miało już dość długą historię, zanim zostało odkryte. Historię sukcesów, genialnych intuicji, umie­ jętnych przewidywań teoretycznych ale i historię przeoczeń, pomyłek, uprzedzeń i przypadku. Pamiętamy, że już Georges Lemaitre w latach trzydziestych prze­ widywał, przynajmniej jakościowo, istnienie we Wszechświecie pro­ mieniowania, które miało by być pozostałością po Wielkim Wybuchu (por. rozdz. 13, str. 120-121). Pamiętamy także, że George Gamow, wraz ze swymi współpracownikami, wystąpił z kontrhipotezą i znacz­ nie uściślił teoretyczne przewidywania dotyczące promieniowania resztkowego (por. rozdz. 14). Wprawdzie rozrzut wyników, otrzymy­ wanych w różnych fazach rozwoju hipotezy i przez różnych współ­ pracowników Gamowa, był znaczny, ale były to już prawdziwe ilościowe przwidywania, nadające się, przynajmniej w zasadzie, do obserwacyjnego sprawdzenia. To były niewątpliwe sukcesy. Ale od samego początku nie brakło także nieporozumień i dwuznacznych sytuacji. Chociażby brak kon­ taktów między Lemaitre’em a grupą Gamowa... Ale i ogólna atmosfera lat pięćdziesiątych, traktująca kosmologię jako nie całkiem legalne dziecko fizyki teoretycznej i astronomii. Sytuację pogarszał fakt ostrych 169

(i często nazbyt osobistych) animozji pomiędzy zwolennikami hipo­ tezy Wielkiego Wybuchu i hipotezy Wszechświata Stacjonarnego. Do tego dołączył się jeszcze, tradycyjny niestety w naukach fizycznych, rozdźwięk pomiędzy teoretykami i eksperymentatorami. W kosmo­ logii, gdzie „odległość” między teorią a obserwacją jest i tak duża, rozdźwięk ten był szczególnie niebezpieczny. Przed swoim pierwszym wyjazdem do Kalifornii Fred Hoyle powiedział dziennikarzom: „Jadę tam, by za pomocą amerykańskich teleskopów wykazać słuszność mojej teorii”. Reakcja obserwatorów z Mount Palomar była dość zrozumiała. „Co za arogancja — oświadczyli Hubble i Baade. Stra­ wiliśmy trzydzieści lat na obserwowaniu galaktyk, a tu jakiś mate­ matyk, który nigdy nie widział dużego teleskopu przybywa, by nam udzielać lekcji” [1, str. 332]. Prawda, że technika radioastronomiczna z początku była zbyt pry­ mitywna, by pokusić się o wykrycie promieniowania przewidywanego przez Lemaitre’a i Gamowa, ale wszystkie wymienione powyżej na­ pięcia i nieporozumienia sprawiały, że o tym nawet nie myślano. A wiadomo przecież, iż nie ma lepszego bodźca do rozwijania tech­ nik obserwacyjnych, jak stawianie przed nimi ambitnych zadań. Zda­ niem dzisiejszych specjalistów odkrycie promieniowania tła było tech­ nicznie już całkiem możliwe w drugiej połowie lat pięćdziesiątych, ale wtedy tym się po prostu nie interesowano. Jednakże zawsze znajdują się entuzjaści niemodnych tematów. Jeszcze w roku 1946 grupa z Massachusetts Institute of Technology, kierowana przez Roberta Dicke’go, wykonała pomiary, których celem było ustalenie górnej granicy temperatury ewentualnie istniejącego, izotropowego promieniowania elektromagnetycznego o pochodzeniu pozaziemskim. Wynik był następujący: jeżeli takie promieniowanie istnieje, to posiada temperaturę nie wyższą od 20 K. Pomiary wyko­ nano dla fal o długości 1 cm, 1,25 cm i 1,50 cm. Robert Dicke, który po około dwudziestu latach odegra, jak zobaczymy, ważną rolę w odkryciu promieniowania tła, o swoich wcześniejszych bada­ niach w tej dziedzinie po prostu ... zapomniał [2]. Steven Weinberg, komentując te wydarzenia, bardzo trafnie zauważył: „Nie sądzę, by możliwe było rzeczywiste zrozumienie sukcesów nauki, bez zro­ zumienia, jak trudno wiedzieć (czyli jak łatwo można zostać wprowadzonym w błąd), do czego należy się zabrać w następnej chwili” [3].

170

Grupa z Princeton Jednakże Dicke jest fizykiem doświadczalnym o wybitnych zdol­ nościach eksperymentatorskich i o wyjątkowej wiedzy teoretycznej. Między innymi jemu to właśnie radioastronomia zawdzięcza wynala­ zek bardzo czułego detektora do rejestrowania tzw. mikrofal, tzn. fal o długościach rzędu 1 cm. Dicke interesował się także teorią grawitacji i kosmologią. W 1961 r.. razem z C. Bransem, ogłosił on nową teorię grawitacji (zwaną dziś teorią Bransa-Dicke’go), która była uogólnieniem ogólnej teorii względności, polegającym na tym, że „stała” grawitacji nie była już traktowana jako stała, lecz jako zależna od rozkładu mas w przestrzeni [4]. W kosmologii Dicke fa­ woryzował oscylujący model Wszechświata, tzn. model, w którym zawsze po fazie ekspansji następuje faza kontrakcji i po każdym okresie kurczenia świat (poprzez stany z superwielką gęstością ma­ terii) przechodzi znowu do okresu rozszerzania. Dicke podejrzewał, że do dziś we Wszechświecie mogą istnieć resztki promieniowania, pozostałe po supergęstym okresie z początku obecnej fazy rozszerzania. Dicke pracował wówczas w Princeton i jego poglądy kosmolo­ giczne niewątpliwie pozostawały pod wpływem innego, niezwykle uzdolnionego fizyka, zatrudnionego w tym samym uniwersytecie, P. J. E. Peeblesa. Peebles, zupełnie nie znając wcześniejszych prac grupy Gamowa na ten temat, doszedł do wniosku, że Wszechświat w bardzo wczesnych stadiach swojej ewolucji musiał być wypełnio­ ny bardzo gorącym promieniowaniem. W przeciwnym bowiem razie reakcje jądrowe w młodym Wszechświecie byłyby tak gwałtowne, że ogromna część pierwotnego wodoru uległaby „przerobieniu” na cięż­ sze pierwiastki, wbrew temu, co mówią aktualne obserwacje na temat obfitości występowania pierwiastków chemicznych w kosmosie. Peebles wyliczył, że pierwotne promieniowanie musialo być tak gorące, iż jego obecna temperatura (po intensywnym chłodzeniu spowodowanym ekspansją Wszechświata) powinna wynosić ok. 10 K. Dicke zaproponował swoim współpracownikom, P. G. Rollowi i D. T. Wilkinsonowi, podjęcie próby wykrycia promieniowania pier­ wotnego. Był to rok 1964. Zespół przystąpił do budowy specjal­ nego detektora. Odpowiednio skonstruowaną antenę ustawiono na dachu Palmer Physical Laboratory. Pierwsze próby obserwacji roz­ poczęto na falach o długości 3,20 cm. Bez żadnego skutku.

171

Gołębie i radioastronomia Tymczasem ponownie przemysłowy potentat, firma Bella, wchodzi na widownię. W miejscowości Holmdel (tej samej, w której Jansky stawiał pierwsze, pionierskie kroki za pomocą swojej „karuzeli”) specjaliści Bella skonstruowali specjalną antenę o kształcie rogów

Fot. 27. Robert Wilson i Arno Penzias

o długości 6 metrów, pracującą na falach 7,35-centymetrowych. Ante­ na była początkowo przeznaczona do komunikacji z satelitą „Echo”, a potem, po pewnych przystosowaniach, z satelitą „Telstar”, ale w 1964 r. całe urządzenie zostało przekazane do badań radioastrono­ micznych. Badania te mieli prowadzić Arno Penzias i Robert Wilson. Penzias (urodzony w Monachium, ale z rodziców polskiego po-

172

chodzenia, którzy opuścili hitlerowskie Niemcy jeszcze przed wojną) był przedsiębiorczym, pełnym energii absolwentem fizyki na uniwersytecie. Columbia w Nowym Jorku. Gdy rozpoczynał pracę w Holmdel miał lat 32, Wilson o 2 lata młodszy, rodowity Teksasczyk, ukończył fizykę w Houston, był nieśmiałym i delikatnym młodym człowiekiem. Wiosną 1965 roku obaj przystąpili do pracy w Holmdel, ich celem było zbadanie radioźródła zwanego Kasjopea A. W trakcie obserwacji pojawił się w detektorze szum, którego nie dało się zlikwidować żadnymi zabiegami. Podczas tego rodzaju ob­ serwacji zawsze występują różne szumy: powodowane przez atmo­ sferę, przez przemysłowe urządzenia elektryczne, przez sam detek­ tor... Ale tym razem pewna część szumów była zupełnie niewytłuma­ czalna, przy czym poziom tej części szumów zupełnie nie zależał od kierunku ustawienia anteny ani od pory dnia, ani nawet od pory roku. Tajemnicze szumy charakteryzowały się temperaturą ok. 4 K. Penzias i Wilson od jakiegoś czasu w swojej pracy mieli towa­ rzystwo. Para gołębi uwiła sobie gniazdo w zacisznym kącie urządzę-

Fot. 28. Antena Wilsona i Penziasa

173

nia odbiorczego. Znajdowało się tam, jak zwykle w okolicy gołębich gniazd, sporo zanieczyszczeń - jak to określił Penzias - „białym, dielektrycznym materiałem”, który może być źródłem niewielkich szumów radiowych. Radioastronomowie zmienili się w łowców pta­ ków. Po -wielu wysiłkach gołębie zostały złapane i wywiezione sa­ mochodem do innej placówki Bella, oddalonej o 100 km, by tam mogły sobie uwić nowe mieszkanie. Antenę dokładnie oczyszczono i ...para gołębi wkrótce była z powrotem na dawnym miejscu. Znów rozpoczęła się historia z łapaniem ptaków. Gdy wreszcie za­ kończyła się ponownym sukcesem, zastosowano bardziej radykalne środki zaradcze, ale jakie - do dziś radioastronomowie zachowują w tajemnicy. .... Temperatura szumów spadła o 1 K. Gołębie już nie „zagłuszały Wszechświata, ale problem pozostał. Teraz ciąg przypadków zastąpił logikę naukowego odkrycia. Ken Turner, pracujący w Carnegie Institution, był na odczycie Peeblesa na temat pierwotnego promieniowania i powiedział o tym swojemu koledze Bernardowi Burkę, radioastronomowi z Massachusetts Institute of Technology. Ten zaś któregoś dnia rozmawiał przez telefon z Penziasem w jakiejś zupełnie innej sprawie i przy okazji zapytał, jak mu idą pomiary. Wtedy Penzias opowiedział o kłopotach z za­ kłóceniami, na co Burkę odparł, że być może fizycy z Princeton mieli by tu coś do powiedzenia. Penzias i Wilson zaprosili Dicke’go i jego współpracowników do Holmdel. Przyjechał cały zespół: Dicke, Peebles, Roli, Wilkinson i R. B. Partridge. Gdy Dicke zobaczył wyniki obserwacji, wykrzyknął: „To jest to!” Penzias i Wilson nigdy nie interesowali się kosmolo­ gią i nie mieli pojęcia, co to znaczy „to”. Ale wkrótce się dowiedzieli. „Pierwotny szum” o temperaturze ok. 3 K został odkryty przez Penziasa i Wilsona na falach 7,20-centymetrowych. Niedługo potem grupa Dicke’go z Princeton otrzymała analogiczne wyniki na fali o długości 3,20 cm.

Uwagi na marginesie dwu artykułów Wkrótce na łamach czasopisma Astrophysical Journal ukazały się dwa krótkie artykuły: pierwszy, którego autorami byli R. H. Dicke, 174

p. J. E. Peebles, P. G. Roli oraz D. T. Wilkinson, zatytułowany: „Kosmiczne promieniowanie o charakterze ciała czarnego” [5]; drugi, napisany przez A. A. Penziasa i R. W. Wilsona, nosił tytuł: „Pomiar nadwyżki temperatury anteny na częstości 4080 Mc/s” [6]. Oba arty­ kuły zostały wydrukowane w tym samym numerze, obok siebie; artykuł grupy Dicke’go poprzedzał artykuł Penziasa i Wilsona. W pra­ cy Penziasa i Wilsona nie ma wzmianki o kosmologicznej interpre­ tacji odkrytego promieniowania. Autorzy ograniczyli się tylko, jak już zapowiada sam tytuł artykułu, do podania wyników wraz z niektórymi szczegółami technicznymi. Natomiast w artykule Dicke’go i współpracowników kosmologiczna interpretacja została dość szczegółowo przedstawiona. Obie grupy działały w porozumieniu i obie zgodnie zdecydowały się na taką a nie inną formę publikacji. Są to szczegóły, ale dość ważne z perspektywy tych kilkunastu lat, w ciągu których pełniej zrozumiano znaczenie tamtego odkrycia. W 1978 roku Penzias i Wilson za odkrycie promieniowania tła otrzy­ mali nagrodę Nobla. Nasuwa się pytanie pod adresem Szwedzkiej Akademii Nauk: czy bez współpracy z grupą Dicke’go, Penzias i Wilson wiedzieliby, co odkryli? Zwróćmy także uwagę na dość dziwny fakt, że wcześniejsze prace grupy Gamowa, publikowane przecież w najbardziej znanych czaso­ pismach fizycznych (nie mówiąc o jeszcze wcześniejszych przewidy­ waniach jakościowych Lemaitre’a), przewidujące istnienie promienio­ wania resztkowego, nie odegrały żadnej roli w historii jego obserwa­ cyjnego wykrycia. Dicke i jego współpracownicy dopiero później „odkryli” teorie Gamowa, Hermana, Alphera i innych na temat promieniowania tła i wczesnych stadiów ewolucji Wszechświata. Dziś ta część prehistorii wielkiego odkrycia jest dobrze znana wszystkim kosmologom, ale mało kto wie, że naprawdę pierwszym człowiekiem, który przewidział, iż młody Wszechświat musiał być wypełniony pro­ mieniowaniem, był Georges Lemaitre.

Dalsze pomiary Przypomnijmy, że Penzias i Wilson pracowali na fali o długości 7,35 cm; temperaturę odkrytego promieniowania ocenili zaś ostatecz­ nie na 3,5 K. Wkrótce po ogłoszeniu obydwu artykułów Roli i Wil-

175

kinson donieśli o wynikach własnych pomiarów: na długości 3,2 cm temperatura promieniowania wynosiła 2,5-3,5 K. Gdy odkrycie stało się znane, inne ośrodki naukowe przyłączyły się do badań. Spośród grup badawczych wymieńmy: T. F. Howell i J. R. Shakeshaft (1966, 1967); R. A. Stokes, R. B. Partridge, D. T. Wilkinson (1967); W. J. Welch, 8. Keachie, D. D. Thornton, G. Wrixon (1967); M. S. Ewing, B. F. Burkę, D.H. Staelin (1967) i inni. Wszystkie wyniki były zgodne: obserwacje pokrywały zakres fal od 7,35 cm do 0,33 cm i określały temperaturę promieniowania na 2,7-3 K. Żaden z wyników nie sprzeciwiał się także przypuszczeniu Dicke’go, że promieniowanie powinno odpowiadać promieniowaniu ciała doskonale czarnego (rys. 11) (tzw. promieniowanie planckows-

Rys. 11. Widmo ciała doskonale czarnego o temperaturze 2,7 K

kie). Jednakże, aby przypuszczenie to ostatecznie potwierdzić, nale­ żało wykonać pomiary dla fal o długości poniżej 0,1 cm. Dla tej bowiem długości wykres charakteryzujący promieniowanie ciała dos­ konale czarnego o temperaturze 3 K osiąga maksimum, a potem (prze­ chodząc w stronę fal krótszych) gwałtownie opada. Wszystkie wyko­ nane dotychczas pomiary układały się na rosnącej części wykresu dla długości fal większych od 0,1 cm. Niestety jednak fale krótsze są pochłaniane przez atmosferę ziemską; ten zakres długości promienio­ wania elektromagnetycznego jest praktycznie nieużyteczny dla radio­ astronoma prowadzącego swoje obserwacje z powierzchni Ziemi.

176

Historia kosmologii obfituje jednak w paradoksy. Okazało się bowiem, że pomiar promieniowania tła dla długości fal nie dłuższych od krytycznej długości 0,1 cm faktycznie został wykonany już znacznie wcześniej i to przez astronomów optycznych. Historia przedstawia się następująco. W gwiazdozbiorze Wężownika (Ophiuchus) znajduje się duża chmura gazu, leżąca na linii widzenia z Ziemi do gwiazdy Dzeta Ophiuchi; powoduje to występowanie linii absorpcyjnych w wid­ mie tej gwiazdy. Jedna z linii (odpowiadająca długości fali 3,875 angstremów) została zidentyfikowana jako linia cyjanogenu (mole­ kuła CN). W 1941 r. W. S. Adams i A. Mc Kellar stwierdzili, że linia ta składa się w istocie z trzech linii. Jedna z linii składowych odpowiada drganiom molekuły cyjanogenu, które powinny występo­ wać, nawet gdyby cząsteczka znajdowała się w temperaturze zera bezwzględnego. Ale dwie pozostałe linie składowe mogą występować tylko wtedy, gdy molekuły cyjanogenu znajdują się w stanie wzbu­ dzonym. Mc Kellar obliczył, że jedna z tych dwu linii mogłaby powstać, gdyby cząsteczki międzygwiazdowego cyjanogenu były za­ nurzone w kąpieli promieniowania o temperaturze ok. 2,3 K. Ta anomalia w zachowaniu się chmury gazu w Wężowniku po­ zostawała niewyjaśniona przez prawie 25 lat. Dopiero w 1965 r., już po odkryciu promieniowania tła, G. Field, N. J. Woolf i I. S. Szkłowski, niezależnie od siebie, zauważyli, że cząsteczki międzygwiaz­ dowego cyjanogenu rzeczywiście znajdują się w kąpieli promienio­ wania a mianowicie w kąpieli promieniowania resztkowego, które ma właśnie wymaganą temperaturę 2-3 K. Obliczenia wykazały, że wzbu­ dzenie, odpowiadające pierwszej z dwu niewyjaśnionych linii, może być powodowane przez promieniowanie planckowskie o długości nie większej od 0,263 cm a więc o długości krótszej od wszystkich po­ miarów uzyskanych dotychczas przez radioastronomów. W roku 1974 powtórzono obserwacje spektroskopowe chmury gazu na Wężowniku. Na podstawie wyników udało się obliczyć dłu­ gość fali potrzebnej do wzbudzenia drugiej, niewyjaśnionej dotych­ czas, linii cyjanogenu: wymagane wzbudzenie może być powodowane przez promieniowanie ciała czarnego o długości nie większej od 0,132 cm. Są to niestety tylko górne granice, ale ich ważność polega na tym, że wskazują one na długości poniżej wartości krytycznej, a więc na długości, które mogłyby ostatecznie przesądzić o planckowskim charakterze promieniowania. 12 - Ewolucja kosmosu i kosmologii

177

Ażeby uzyskać nie tylko górne granice, ale konkretne wyniki w zakresie fal krótszych od krytycznej wartości, należy wznieść się ponad atmosferę. Podejmowano próby pomiarów za pomocą balonów stratosferycznych i rakiet. Doświadczenia wykonywano w Massachusett Institute of Technology i w Cornell. Technika obserwacji jest bardzo trudna i początkowo wyniki uzyskiwane przez obie grupy zdawały się przeczyć sobie nawzajem. Dopiero po roku 1972 wyniki zaczęły zgodnie wskazywać na istnienie promieniowania planckowskiego o temperaturze ok. 3 K. Najnowsze pomiary balonowe, prze­ prowadzone w Berkeley w 1976 r. dla fal o długościach 0,25 cm i 0,06 cm potwierdziły istnienie promieniowania odpowiadającego pro­ mieniowaniu ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 3 K. Planckowski charakter promieniowania tła wydaje się nie ulegać wątpliwości. Ostatnie słowo będą tu miały z pewnością pomiary prowadzone z pokładów sztucznych satelitów. Na razie jednak przed wypowiedzeniem tego słowa powstrzymują ... względy finansowe.

Kosmologia po odkryciu promieniowania tła Odkrycie mikrofalowego promieniowania tła niewątpliwie zapo­ czątkowało w kosmologii nową erę. Znaczenie tego odkrycia można porównać do znaczenia odkrycia przesunięcia ku czerwieni w wid­ mach galaktyk w pierwszej połowie XX wieku. Odkrycie przesunięcia ku czerwieni oznaczało przejście od statycznego do ewolucyjnego obrazu Wszechśwata; odkrycie promieniowania tła dało nauce o ewo­ lucji Wszechświata podstawy doświadczalne i zespoliło ją z resztą współczesnej fizyki. Dwie własności promieniowania tła mają podstawowe znaczenie dla kosmologii: jego planckowski charakter, świadczący o tym, iż jest to rzeczywiście promieniowanie resztkowe po supergęstej fazie Wszechświata (do dziś nie przedstawiono innej, zadowalającej genezy tego promieniowania) oraz jego wysoki stopień izotropowości, który dowodzi, że w epoce, w której promieniowanie to po raz ostatni oddziaływało z materią (a musiało to mieć miejsce we wczesnych etapach ewolucji) rozkład materii był wysoce jednorodny, a co za tym idzie, że Wszechświat musiał być wówczas opisywany przez któreś z rozwiązań Friedmana Lemaitre’a. 178

Odkrycie promieniowania tła praktycznie zakończyło spór pomię­ dzy koncepcją Wszechświata stacjonarnego i koncepcją Wszechświata w ewolucji. „Gdy dowiedziałem się o tym odkryciu, pisze Hoyle, odczułem niepokój. Nagle poczułem, że dzieje się coś niedobrego. Nasza teoria wychodziła zwycięsko z kryzysów i burz, ale tym razem nie widzę wyjścia...” [1, str. 336], Wprawdzie potem i sam Hoyle i inni jego zwolennicy próbowali ratować kosmologię Stanu Stacjo­ narnego za pomocą różnych hipotez, ale wszystkie one miały cha­ rakter sztucznych modyfikacji i podpórek ad hoc. Wymowa faktów doświadczalnych przekonała opinię naukową: model stacjonarny szybko stracił popularność, ewolucyjny charakter Wszechświata stał się jedną z podstawowych cech tzw. standardowego modelu, który po roku 1965 wyraźnie zaczął się ustalać, a potem dopracowywać w szczegółach. Fizyczną ewolucję Wszechświata określają dwa czynniki: zmien­ ność geometrii Wszechświata w czasie i fizyczne własności materii wypełniającej Wszechświat. Pierwszy czynnik był znany już wcześniej z rozwiązań Friedmana— Lemaitre’a. Brakujący dotychczas, drugi czynnik został uzupełniony przez obserwacje promieniowania tła. Za­ obserwowane własności materii, nałożone na zmieniającą się w czasie geometrię, pozwalają zrekonstruować przebieg fizycznych procesów pd pierwszych sekund od początkowej osobliwości aż do dziś. Znając przebieg procesów fizycznych, można z kolei obliczyć obserwowałne własności Wszechświata i, jeśli pozwalają na to techniczne możliwości, porównać je z aktualnymi obserwacjami. Koło się zamyka. Fizyczna ewolucja i geometryczna struktura łączą się w jeden spójny obraz struktury — ewolucji Wszechświata. Właśnie ten system skompliko­ wanych sprzężeń zwrotnych: kinematyki i dynamiki, fizyki i geo­ metrii, obserwacji i teorii, nazywa się dziś standardowym modelem kosmo logicznym.

Rozdział 19

Istnienie osobliwości

Miejsce Znana jest anegdota o tym, jak amerykański milioner pytał an­ gielskiego lorda, co trzeba robić, by trawa rosła tak jak w Anglii. „Trzeba ją często ścinać” — odpowiedział lord. „Ścinam ją często, i nic z tego nie wychodzi” — stwierdził milioner, „Bo też trzeba to robić przez czterysta lat” — odrzekł lord. Często zastanawiałem się, co trzeba robić, aby osiągnąć taki po­ ziom uniwersytetów, jakim szczycą się Cambridge i Oxford w Wiel­ kiej Brytanii. I myślę, że nie wystarczy angażować tylko przynaj­ mniej dobrych pracowników naukowych, ale trzeba to czynić przez kilkaset lat. Koniecznym warunkiem naukowych rewolucji jest ciąg­ łość tradycji. To jeden z paradoksów rozwoju nauki. Istnieje powiedzenie, że kto raz był w Cambridge, chciałby w tym mieście mieszkać zawsze. Weź ulicę św. Anny w Krakowie z jej Collegium Maius, dodaj nieco drożdży tak, by się to rozrosło do wielkości miasta, zaczyń wszystko czystą (!!) wodą rzeki z licznymi odnogami, ponad którymi poprzerzucaj malownicze mostki, jak ci pod­ powie fantazja; odrobinę przyciężki, krakowski gotyk wyostrz nieco i poprzyozdabiaj koronkami z muru, ale bez przesady, pozostawiając wiele wesołej, czerwonej cegły i nade wszystko nie żałuj przestrzeni na ogrody, parki i trawniki, pozwól im się wcisnąć wszędzie: po­ między odnogi rzeki, koledże i nawet tu i ówdzie pomiędzy miejskie kamieniczki... i będziesz miał Cambridge. Trzeba je oczywiście za180

ludnie: rzeszą studentów, autentycznymi mieszczanami, których ro­ dziny gnieżdżą się tu od pokoleń, przemysłem na peryferiach... Oxford jest bardziej monumentalne i uroczyste. Kolegia i wydziały uniwersytetu, jakby nie chcąc się pospolitować, wydzieliły się od mias­ ta niemal absolutną harmonią zwartej architektury i nieskazitelną bielą swoich murów. I nawet dziesiątki, setki studenckich rowerów, poopieranych byle jak w najbardziej nieprawdopodobnych miejscach, nie odbierają temu obrazowi charakteru powagi i namaszczenia. I tu jest rzeka z licznymi odnogami, po których pływają charakte­ rystyczne łódki odpychane żerdziami od dna (rodzaj studenckiego sportu) i właśnie te łódki zamieniają zwykłą, choć niewątpliwie ma­ lowniczą, rzekę w element wyrafinowanej tradycji i składową część oksfordzkiego klimatu.

Fot. 29. Stephen Hawking

To tylko zewnętrzne wrażenia, ale trzeba wziąć udział na przy­ kład w jakimś naukowym seminarium, by zrozumieć, co nadaje sens zewnętrznej atmosferze. Można sobie pozwolić, z przymrużeniem oka, 181

na odrobinę snobizmu, jeśli pokrywa on tak rzetelny stosunek do poznawania świata. Obydwa uniwersytety, w Cambridge i w Oxford, zajmują poczesne miejsce w dziejach kosmologii. Mieliśmy to już możność zauważyć w poprzednich rozdziałach. Obecnie pragnę opowiedzieć historię suk­ cesu, który był dziełem, w dużej mierze, ludzi związanych z uniwer­ sytetem w Cambridge i Oxford. Głównymi bohaterami dramatu są Stephen Hawking z Cambridge i Roger Penrose z Oxfordu.

Ludzie Pierwszy raz Stephena Hawkinga zobaczyłem na naukowym se­ minarium Wydziału Matematyki Stosowanej i Fizyki Teoretycznej (Department of Applied Mathematics and Theoretical Physics) w Cam­ bridge. Hawking wjechał na wózku inwalidzkim popychanym przez kogoś spośród jego studentów lub współpracowników. Referat na seminarium był na temat kinematycznego modelu kosmologicznego i pamiętam, że prelegentka pomyliła się w którymś miejscu długich rachunków. Z sali zaczęły padać rady i wskazówki, co trzeba zro­ bić, żeby otrzymać poprawny wynik. To do reszty skonfundowało prelegentkę, dla której w dodatku angielski nie był rodzimym języ­ kiem. Wtedy odezwał się Hawking. Zapanowała cisza jak makiem siał. Hawking mówił niewyraźnie, głosem zniekształconym przez cho­ robę. Potem ktoś wyjaśnił: „Profesor Hawking mówi, że na drugiej tablicy w trzecim rzędzie należy minus przy jedynce zmienić na plus i wszystko wyjdzie”. I tak było. Dalej referat potoczył się gładko. Rzadka choroba, atakująca nerwowe ośrodki ruchowe, po raz pierwszy dała znać o sobie, gdy Hawking miał 21 lat. Od tego czasu jego cicha walka z chorobą stała się przedmiotem podziwu całego otoczenia. Ciało, powoli ale systematycznie, przegrywa w tym zma­ ganiu, ale wielki duch zapanował i nad ciałem, i nad chorobą. Czło­ wiek dużej dobroci, pogodnego usposobienia i niezmordowanej pracy. Hawking stał się nie tylko jednym z najtęższych mózgów współ­ czesnej kosmologii ale w ogóle współczesnej fizyki teoretycznej. Roger Penrose rozpoczynał swoją karierę od czystej matematyki. Ogólną teorią względności zainteresował się podczas swojego pobytu w Cambridge, pod wpływem Hermana Bondiego i Denisa Sciamy.

182

Swoją głęboką wiedzę matematyczną przeniósł do fizyki relatywis­ tycznej. Spojrzenie zupełnie świeżym okiem na nową dla siebie dzie­ dzinę (w której wkrótce stał się wybitnym specjalistą) pozwoliło mu stworzyć bardzo skuteczne metody, zupełnie odmienne od stosowa­ nych zwyczajowo w teorii względności. Penrose został profesorem w Instytucie Matematyki w Oxfordzie, gdzie wokół niego skupia się grupa ludzi, interesujących się matematycznymi metodami współczes­ nej fizyki a zwłaszcza teorii względności. Obie grupy teoretyków, z Cambridge i z Oxfordu, pracują w ścisłym kontakcie ze sobą. Również z Cambridge do Oxfordu przeniósł się Denis Sciama, autor licznych prac i książek z zakresu kosmologii i teorii względ­ ności. Nie stworzył on żadnej rewolucyjnej koncepcji fizycznej, ale należy mu się wzmianka w tym miejscu z innego powodu. Sciama posiada cenny dar wychwytywania najbardziej aktualnych problemów; zawsze trafia w dziesiątkę: jeśli poradzi zająć się jakimś zagadnie­ niem, na pewno zaowocuje ono w niedalekiej przyszłości. Ponadto Sciama posiada wielki talent dydaktyczny, chętnie otacza się najzdol­ niejszymi uczniami i wyławia spośród nich największe talenty. Pows­ tanie kosmologicznej grupy Cambridge-Oxford jest w dużej mierze jego zasługą.

Osobliwości — wielki problem kosmologii Widzieliśmy, że prawie od początku istnienia kosmologii relaty­ wistycznej zagadnienie osobliwości było przedmiotem wielu sporów i gorących polemik. Z jednej strony równania Einsteina, poparte da­ nymi obserwacyjnymi, uparcie wskazywały na istnienie „stanu osobli­ wego” u początku obecnej fazy kosmicznej ewolucji; z drugiej strony fizyka broni się przed przyjęciem takich sytuacji, w których sama przestałaby obowiązywać. W początkach lat sześćdziesiątych problem jeszcze się zaostrzył, stało się bowiem jasne, że widmo osobliwości grozi nie tylko na początku ewolucji Wszechświata, ale także na końcu ewolucji masywnych gwiazd. Z chwilą gdy gwiazda o masie dwukrotnie przewyższającej masę Słońca wyczerpie swoje paliwo jądrowe, zaczyna zapadać się ku środkowi pod wpływem własnej grawitacji. Jest to zjawisko tzw. kolapsu grawitacyjnego. Gdy zapa­ danie się gwiazdy przekroczy pewną granicę, zwaną sferą Schwarz183

schilda, wszelki odwrót zostaje odcięty, nawet promienie świetlne wysyłane przez gwiazdę zostaną zawrócone z powrotem ku jej po­ wierzchni przez nadzwyczaj silne (i ciągle w miarę zapadania się wzrastające) pole grawitacyjne. Dla obserwatora znajdującego się na zewnątrz wszystko to, co jest pod sferą Schwarzschilda, pozostaje niewidzialne; stąd obrazowa nazwa skolapsowanej gwiazdy — czarna dziura. Ale, jak pokazują równania, obserwator zapadający się razem z gwiazdą w skończonym czasie własnym osiągnie osobliwość, tzn. stan, w którym cała masa gwiazdy (wraz z obserwatorem) zostanie ściągnięta do punktu. Zagadnienie kolapsu grawitacyjnego stało się jednym z najmod­ niejszych zagadnień fizyki teoretycznej i astrofizyki lat sześćdziesią­ tych, a tym samym problem osobliwości przestał być wewnętrzną sprawą kosmologii, stał się poważną trudnością astrofizyki odpowied­ nio masywnych obiektów. Wśród fizyków coraz szerzej przyjmowało się przekonanie, że za pojawienie się osobliwości, zarówno w ewolucji świata jak i w ko­ lapsie gwiazdy, odpowiedzialne są założenia symetrii, jakie przyjmuje się przy rozwiązywaniu tych zagadnień dla uproszczenia rachunków. Istotnie, jak pamiętamy, prawie wszystkie rozważane wcześniej mo­ dele kosmologiczne zakładają przestrzenną jednorodność i izotropowość świata, czyli jego przestrzenną symetrię sferyczną. Podobne założenia czyniono w niemal wszystkich pierwszych pracach dotyczą­ cych kolapsu. Sfera ściąga się do punktu, ale gdyby potraktować ewolucję świata czy ewolucję masywnej gwiazdy, nie przyjmując żadnych symetrii, to prawdopodobnie osobliwość zniknie i np. kur­ czenie się gwiazdy czy Wszechświata gładko przejdzie w rozszerzanie. Poglądy takie wyrażali m. in.: R. W. Lindquist i J. A. Wheeler, E. M. Lifszyc i I. M. Chałatnikow.

Twierdzenia o osobliwościach R. Penrose do dłuższego czasu interesował się tzw. globalnymi me­ todami w teorii względności, tzn. metodami, za pomocą których można badać nie tylko „małe obszary” czasoprzestrzeni, ale strukturę czaso­ przestrzeni jako całości (einsteinowskie równania pola są w zasadzie narzędziem lokalnym). Ale jak można badać całą czasoprzestrzeń, 184

Fot. 30. Roger Penrose

jeśli rozciąga się ona w nieskończoność? Penrose zauważył, że mate­ matyczne przekształcenia zwane przekształceniami konforemnymi, mają ciekawą własność: mogą one „przenosić” punkty z nieskoń­ czoności do skończonych odległości (w wybranym układzie współ­ rzędnych). Co więcej, bardzo często da się wtedy, po takim kon­ foremnym przeskalowaniu, całą czasoprzestrzeń przedstawić w postaci niewielkiego rysunku. Za pomocą jeszcze jednego zabiegu matema­ tycznego (zwanego uzwarcaniem czasoprzestrzeni) można sprawić, że graficzny obraz czasoprzestrzeni będzie miał wyraźnie określone gra­ nice; nazywa się je brzegiem konforemnym czasoprzestrzeni. Część tego brzegu przedstawia osobliwości (jeśli takie w czasoprzestrzeni istnieją), a pozostała część brzegu obrazuje te części czasoprzestrzeni, które zwyczajnie (przed dokonaniem konforemnego przekształcenia) znajdują się „w nieskończoności”. Niewątpliwie prace nad przekształceniami konforemnymi nasunęły Penrose’owi myśl, że metody te można rozwinąć i wyostrzyć tak, by były one w stanie jednoznacznie wykazać, czy w danej czasoprzestrzeni 185

istnieje osobliwość czy nie. Okazało się przy tym, iż nowe metody mogą być skuteczne tylko pod warunkiem, że się dokładnie określi, co należy rozumieć przez osobliwość. 1 tu pojawiły się bardzo istotne trudności. Udało się je nie tyle przezwyciężyć, co obejść. W osobli­ wości urywają się (zaczynają lub kończą) historie obserwatorów i cząstek, poza osobliwość nie można ich przedłużać. Jeśli mamy do czynienia z całą czasoprzestrzenią (z której sztucznie nic nie wycięto; oczywiście nie nożyczkami lecz za pomocą matematycznego zabiegu), i jeżeli choć jedna historia obserwatora lub cząstki urywa się gdzie­ kolwiek, to znaczy, że czasoprzestrzeń posiada osobliwość. Tę cechę osobliwości przyjęto za jej definicję. W roku 1965 Penrose opublikował artykuł pt. „Kolaps grawita­ cyjny i osobliwości czasoprzestrzeni” [1], w którym udowodnił twier­ dzenie, że jeśli kolapsująca materia spełnia pewne „rozsądne warunki fizyczne” i osiąga „punkt, od którego nie ma odwrotu”, to historie cząstek kolapsujących muszą się urwać, czyli cały proces prowadzi do osobliwości. Rzecz bardzo ważna: w twierdzeniu Penrose’a nie ma mowy o żadnych symetriach. Wkrótce metodę Penrose’a podchwycił Hawking i młody, amery­ kański relatywista R. P. Geroch, który zagadnienie występowania osobliwości wybrał sobie jako temat rozprawy doktorskiej. Następ­ nych kilka lat przyniosło kilka dalszych twierdzeń o istnieniu osobli­ wości, których autorami byli Penrose, Hawking i Geroch. Twierdzenia te rozciągały poprzedni wynik Penrose’a na przypadek ewolucji Wszechświata i w różny sposób modyfikowały „rozsądne warunki fizyczne”, które pociągają za sobą istnienie osobliwości. Problem po­ legał na tym, żeby z jednej strony te „rozsądne warunki” były jak najogólniejsze, by nie wykluczały sytuacji, jakie mogą się zdarzyć w rzeczywistym świecie, a z drugiej strony, by były na tyle mocne, iżby wystarczyły do udowodnienia, że osobliwość musi się pojawić. Ten okres historii zagadnienia zakończył się w roku 1970, kiedy to Hawking i Penrose opublikowali razem artykuł pt. „Osobliwości w kolapsie grawitacyjnym i kosmologii” [2]. Artykuł zawierał twier­ dzenie najmocniejsze z dotychczasowych. Stwierdzało ono, że wystę­ powanie osobliwości w teorii względności nie jest wynikiem żadnych upraszczających zabiegów, a w szczególności nie jest następstwem założeń symetrii, lecz wynika z samej matematycznej struktury einsteinowskiej teorii grawitacji. 186

W półtorastronicowym dodatku do pracy autorzy argumentują, że właściwości mikrofalowego promieniowania tła świadczą o tym, że warunki twierdzenia są spełnione w rzeczywistym świccie, a zatem Wszechświat, w którym żyjemy, miał osobliwość w swojej historii.

Wielkoskalowa struktura czasoprzestrzeni Osiągnięcia Penrose’a są zawarte w oryginalnych artykułach, w przeglądowym referacie zatytułowanym „Struktura czasoprzest­ rzeni” [3] oraz w oddzielnie wydanej, niewielkiej książce [4] (Techniki topologii różniczkowej w teorii względności), w której, jak wskazuje tytuł, autor przedstawił bardziej metody niż wyniki uzyskane przy ich pomocy. Hawking natomiast, przy współudziale G. F. R. Ellisa, napisał obszerną monografię [5] (Wielkoskalowa struktura czasoprzest­ rzeni), w której nie tylko zebrał dotychczasowe osiągnięcia w dzie­ dzinie „metod globalnych” i zagadnienia osobliwości, ale je znacznie rozwinął i udoskonalił. Książka Hawkinga i Ellisa na długo pozostanie ważną pozycją w bibliotece fizyka-relatywisty. W swojej zasadniczej warstwie monografia ta rozwija teorię istnie­ nia osobliwości, w warstwach ubocznych, będących bądź rozwinię­ ciem, bądź uzupełnieniem głównego wątku, znajdujemy syntetyczne przedstawienie geometrii różniczkowej specjalnie dostosowane do za­ stosowań w teorii względności, globalną analizę najważniejszych roz­ wiązań einsteinowskich równań pola oraz rozwinięcie tzw. zagadnie­ nia warunków brzegowych w teorii względności (zagadnienie Cauchy’ego). To ostatnie zagadnienie jest bardzo ważnym problemem teoretycznym. Hawking i Ellis potraktowali je jakby mimochodem, a kto wie, czy nie zrobili w tej dziedzinie więcej niż wielu teoretyków-relatywistów, którzy specjalizowali się tylko w tej wąskiej dziedzinie. „Ekspansja Wszechświata jest pod wieloma względami podobna do kolapsu gwiazdy, z wyjątkiem tego, że w obu tych procesach czas jest odwrócony” [5, str. 348] - piszą Hawking i Ellis. Istotnie, rozszerzanie jest jakby kolapsem w odwróconym czasie. Twierdzenia o osobliwościach wskazują, że obydwie te fizyczne sytuacje (eks­ pansja Wszechświata i kolaps gwiazdy) prowadzą do istnienia osobli­ wości.' Twierdzenia o osobliwościach są typowymi twierdzeniami

187

o istnieniu: mówią one, że w określonych warunkach osobliwość musi wystąpić, ale nie mówią niczego o naturze osobliwości. W osobli­ wości historia obserwatora lub cząstki urywa się, czyli przestaje się dziać, ale tego, co się tam „naprawdę dzieje”, nie wiemy. Tech­ niczny język, stosowany przez Hawkinga i Ellisa, wyraża to w stwier­ dzeniu, że „osobliwości nie należą do czasoprzestrzeni, lecz do jej brzegu”. Oczywiście pojęcie „brzegu” zostało przedtem precyzyjnie zdefiniowane. Chociaż punkty brzegu nie należą do samej czaso­ przestrzeni, to jednak obserwator znajdujący się w czasoprzestrzeni, na podstawie wykonywanych przez siebie obserwacji, może dojść do wniosku o istnieniu brzegu. I tak właśnie powinno być: wszak Hawking, Penrose i inni teoretycy znajdują się w czasoprzestrzeni rzeczywistego Wszechświata, a potrafili sformułować i udowodnić twierdzenia mówiące o istnieniu punktów brzegu — osobliwości. Istnienie osobliwości w modelu kosmologicznym FriedmanaLemaitre’a oznacza, że cała materia tego modelu zostaje ściągnięta do punktu: w zerowej objętości gęstości i ciśnienia stają się nie­ skończone. Co to znaczy? Ogólna teoria względności jest makrosko­ pową teorią grawitacji. Znajomość całej dotychczasowej fizyki teore­ tycznej podpowiada, że przy bardzo wielkich gęstościach materii pole grawitacyjne, podobnie jak inne pola fizyczne, powinno podlegać skwantowaniu. A więc na długo przedtem, zanim w osobliwości zostanie osiągnięta nieskończona gęstość, powinny pojawić się kwan­ towe efekty grawitacji. Ale kwantowej teorii grawitacji do dziś nie znamy; poza kilkoma mniej lub bardziej udanymi próbami jest to biała plama na karcie fizyki teoretycznej. Twierdzenia o osobliwościach obowiązują tylko w kontekście niekwantowej ogólnej teorii względności; można zatem powiedzieć, że przepowiadają one samozałamanie się tej teorii: w miarę zbliżania się do osobliwości, gęstość rośnie tak niebezpiecznie, że w pewnym momencie teoria przestaje obowiązywać; chcąc opisywać proces w dal­ szym ciągu, powinniśmy dysponować kwantową teorią grawitacji, póki jej nie ma, pozostajemy bezradni. Hawking i Ellis piszą: „Wydaje się być słuszną zasadą, że gdy jakaś fizyczna teoria przepowiada osobliwość, oznacza to samozałamanie się tej teorii, tzn. nie daje już ona popraw­ nego opisu obserwacji. Powstaje pytanie: kiedy ogólna teoria względności załamuje się? Należałoby oczekiwać, że załamuje się ona, gdy kwantowe efekty grawitacji

188

stają się znaczące; z wymiarowych argumentów można wnosić, że nie zachodzi to dopóki promień krzywizny nic staje się rzędu 10“33 cm. Odpowiadałoby to gęstości 1094g/cm3” [5. str. 362-363].

Jeśli by umownie za początek liczenia czasu przyjąć chwilę osobli­ wości, to w ekspandującym Wszechświecie gęstość materii zmalałaby do wartości 1094 g/cm3 już po 10~44 s. Chwila scharakteryzowana wielkościami: czas = KT44 s, gęstość = = 1094g/cm3, promień krzywizny = 10 33 cm, nazywa się erą Plancka lub epoką progu. Od tego progu począwszy obowiązują wszystkie

Fot. 31. Albert Einstein

prawa ogólnej teorii względności, przedtem funkcjonowały nieznane prawa kwantowej grawitacji. Te nieznane prawa mogą być tak dra­ stycznie różne od wszystkiego, co znamy dotychczas, że nawet nie wiadomo, czy po odkryciu tych praw pojęcia czasu i przestrzeni 189

zachowają swoje dotychczasowe znaczenie. Nie wiadomo w szcze­ gólności, czy powiedzenie „umawiamy się liczyć czas od osobliwości” będzie miało w ogóle jakikolwiek sens. Jeśli mówimy, że era progu ma miejsce w chwili 10 44 s, to należy przez to rozumieć tylko tyle, że, aby pozostawać w zgodzie z wszystkimi równaniami ogólnej teorii względności, w momencie progu „zegar kosmiczny” należy ustawić na godzinę 10 44 s; a jeszcze ściślej, że w epoce progu występującemu w równaniach parametrowi t, który nazywamy czasem kosmicznym, należy przypisać wartość 10 44 s.

Perspektywy W naukowej karierze Penrose’a i Hawkinga prace nad twierdze­ niami o osobliwościach stanowiły etap wyjściowy do dalszych badań. Tematyka narzucała się sama: kwantowa teoria grawitacji. Ale tu drogi Penrose’a i Hawkinga rozeszły się. Penrose - matematyk sięgnął po nową, od samych podstaw, koncepcję czasoprzestrzeni; według jego teorii czasoprzestrzeń w najmniejszej skali „jest zbudo­ wana” zupełnie z innej matematyki, ma raczej strukturę siatki, któia dopiero po odpowiednim uśrednieniu daje ciągłą, makroskopową czasoprzestrzeń. Koncepcja Penrose’a nazywa się teorią twistorów i jest nadal rozwijana; matematycznie jest ona bardzo elegancka, ale w dziedzinie fizycznych przewidywań nie może się dotychczas poszczycić wielkimi sukcesami. Hawking - fizyk wybrał inną drogę: próbujmy do pola grawitacyjnego stosować, po odpowiednich przysto­ sowaniach, metody kwantowania wypróbowane na innych polach. I ta droga, choć trudno się po niej spodziewać radykalnych środków zaradczych, zaczęła dawać rezultaty. Za pomocą swoich półklasycz­ nych metod Hawking obliczył, że w pobliżu czarnej dziury czyli kolapsującego obiektu (i analogicznie w pobliżu kosmologicznej osobliwości) powinien występować proces kreacji cząstek. Proces ten zasadniczo zmienia obraz kolapsu. Są to pasjonujące zagadnienia, które jednak wykraczają poza ramy tego rozdziału. Gdy byłem w Cambridge, akurat Hawking i Ellis robili korektę swojej książki. Poprosiłem jednego z tamtejszych wybitnych teorety­ ków, żeby mi przysłał książkę, gdy tylko ukaże się drukiem. Zapew­ niłem, że ktoś z moich angielskich przyjaciół wyrówna dług i dość

190

długo wyjaśniałem, że sam nie mogę przesłać pieniędzy ani pocztą, ani przelewem bankowym, bo między naszymi krajami nie ma wy­ miany walutowej. Mój teoretyk powiedział, że rozumie i że będzie pamiętał o mojej prośbie. I rzeczywiście pamiętał. Ale potem w liście do Polski podał mi numer konta, na które będzie mi naj­ wygodniej przesłać należność za książkę. Okazuje się, że łatwiej jest zgłębić tajemnice Wszechświata niż walutowe zawiłości.

Rozdział 20

Standardowy model kosmologiczny

Ku kosmologicznej ortodoksji Śledząc rozwój kosmologii, od pierwszej pracy Einsteina z 1917 roku aż do lat, jakie nastąpiły po odkryciu promieniowania tła, może powstać pytanie: czy jest to proces zbieżny, czy prowadzi on do jakiejś granicy, do spójnego zbioru poglądów na strukturę — ewolucję Wszechświata, które można by uznać za „obowiązujące” w naszej epoce? Wczesne prace Einsteina, de Sittera, Friedmana, Lemaitre’a i innych pionierów kosmologii relatywistycznej dotyczyły dość wąskiego kręgu zagadnień: poszukiwano wówczas, a następnie poddawano analizie, najprostsze rozwiązania równań pola. Pewna zbieżność ciągu rozwojowego w tamtych latach nie była następstwem dochodzenia do celu, ale ubóstwa środków na początku drogi. Młoda kosmologia relatywistyczna cierpiała na chroniczny brak danych ob­ serwacyjnych. Odkrycie przesunięcia ku czerwieni w widmach galak­ tyk wyeliminowało, co prawda, statyczny model Wszechświata, po­ zostawiło jednak i tak bardzo wiele otwartych możliwości. Narzędzia matematyczne doskonaliły się szybko, twórcza wyobraźnia, niekontro­ lowana przez obserwacje, prowadziła do coraz bardziej drastycznych rozgałęzień rozwojowego ciągu. Historia kosmologii od lat trzydzies­ tych do sześćdziesiątych była ciągle jeszcze bardziej dziejami poglądów poszczególnych uczonych czy grup badawczych niż łańcuchem, które­ go ogniwa stanowiłyby logicznie następujące po sobie uogólnienia 192

jednej podstawowej koncepcji. Polemiki między zwolennikami Wiel­ kiego Wybuchu i zwolennikami Wszechświata Stacjonarnego, w póź­ niejszym stadium zaawansowania tych sporów, bardziej przypominały filozoficzne dysputy niż rywalizację empirycznych teorii. Dopiero rozwój metod astronomicznych i radioastronomicznych, odkrycie kwazarów i przede wszystkim odkrycie mikrofalowego promieniowa­ nia tła wyraźnie zmieniły sytuację. Następujący potem rozwój kosmo­ logii zaczął ujawniać tendencję ku zbieżności. Nie znaczy to, żeby już nie powstawały żadne rozszczepienia czy odgałęzienia, ale były one coraz słabsze i mniej żywotne. W nauce również działa moda, ale nie jest ona dyktowana arbitralnie przez specjalistów od businessu, lecz wypracowywana przez najlepsze środowiska naukowe, których poglądy ustalają się w ogromnej mierze pod presją wyników obser­ wacji i eksperymentów. Wszystkie te czynniki sprawiły, że z początkiem lat siedemdzie­ siątych poglądy na strukturę-ewolucję Wszechświata zaczęły się sta­ bilizować. W publikacjach naukowych coraz częściej pojawiał się zwrot „standardowy model kosmologiczny”. Z czasem zwrot ten stał się terminem fachowym. Nawet jeżeli któryś z kosmologów żywi „nieortodoksyjne” poglądy, dobrze wie, co oznacza termin „model standardowy”. Pewna dyskryminacja, jaka mieści się w dość często powtarzanym rozróżnieniu na poglądy „ordodoksyjne” i „nieorto­ doksyjne”, świadczy o tym, że określony zespół poglądów stał się paradygmatem kosmologicznym, tzn. jakby regułą obowiązującą w świecie nauki. W 1973 roku z okazji 500-letniej rocznicy urodzin Mikołaja Kopernika odbyło się w Krakowie sympozjum Międzynarodowej Unii Astronomicznej. Pamiętam, że w stadium organizacyjnym dość istotny problem stanowił wybór tematu. Było kilka rywalizujących ze sobą pomysłów, ale w końcu przeważyła opinia większości: za kluczowe zagadnienie kosmologii uznano „Konfrontację teorii kosmo­ logicznych z danymi obserwacyjnymi”. I istotnie, była to prawdziwa konfrontacja: najlepsi obserwatorzy przedstawiali najnowsze wyniki swoich pomiarów, teoretycy próbowali zestawić je z istniejącymi modelami. Rzecz charakterystyczna, na krakowskim sympozjum nie zaprezentowano żadnej wielkiej rewelacji, ale praktycznie wszystkie referaty potwierdzały, precyzowały i niejako stabilizowały model stan­ dardowy [1]. O ile pamiętam raz tylko na sali obrad padła nazwa 13 — Ewolucja kosmosu i kosmologii

*

Fot. 33. Obserwatorium Astronomiczne w Krakowie: 50-centymetrowy teleskop

««■ Fot. 34, 35. Obserwatorium Astronomiczne w Krakowie: radioteleskopy

„teoria stanu stacjonarnego”. Ktoś w dyskusji zapytał prelegenta, referującego wyniki swoich obserwacji: „Czy te wyniki przeczą teorii stanu stacjonarnego?”. „Tak” - odpowiedział prelegent.

Diagnoza Sciamy Podczas innego międzynarodowego sympozjum, jakie odbyło się w 1972 roku w Trieście, tym razem z okazji jubileuszu Diraca, Denis Sciama pokusił się o próbę podsumowania osiągnięć współ­ czesnej kosmologii. Jego zdaniem trwałym osiągnięciem dwudziesto­ wiecznej kosmologii jest sformułowanie i zrozumienie czterech cech, które z dużym prawdopodobieństwem możemy przypisać największemu z możliwych zbiorowi zdarzeń fizycznych, czyli Wszechświatowi. I tak możemy stwierdzić, że Wszechświat: 1) istnieje, 2) podlega ewolucji, 3) spełnia pewne symetrie, 4) w jego historii istniał stan osobliwy [2]. Przez „istnienie” Wszechświata Sciama rozumie stwierdzenie, że Wszechświat istnieje jako jeden układ fizyczny, który poddaje się badaniu metodami w zasadzie takimi samymi, jakie wykazały już swoją skuteczność w innych działach fizyki. Wobec paradoksów i nie­ jasności kosmologii przedeinsteinowskiej osiągnięcie to istotnie należy uznać za nietrywialny, a nawet wielki sukces. Wyniki sporu pomiędzy zwolennikami teorii Wielkiego Wybuchu i teorii Stanu Stacjonarnego świadczą, że Wszechświat jest „zjawis­ kiem historycznym” albo mówiąc mniej poetycznie, że zmienność w czasie stanowi istotny element fizycznego opisu świata. Ewolucję Wszechświata,, jego historię w czasie stara się odtworzyć standardo­ wy model kosmologiczny. Chociaż model ten jest przyjmowany przez większość kosmologów, z całą pewnością pozostawia on wiele kwestii otwartych. Ale sam fakt ewolucji Wszechświata jest stwierdzeniem głęboko osadzonym w kosmologicznym paradygmacie drugiej połowy dwudziestego wieku. We wszystkich wcześniejszych pracach z kosmologii relatywistycz­ nej założenia symetrii, od czasów Milne’a zwane często zasadą kos­ mologiczną, były przyjmowane jako założenia upraszczające. Bardzo szybko zdano sobie sprawę z tego, że możliwe są również modele o mniejszych symetriach, ale przy ich konstruowaniu trudności ma­ tematyczne rosły niepomiernie, a ponieważ nie było danych empi198

rycznych, które by zmuszały, bądź tylko zachęcały, do szukania rozwiązań mniej symetrycznych, utrwaliła się moda na rozwiązania symetryczne: w poprzednich rozdziałach nazwaliśmy je modelami Friedmana—Lemaitre’a. Odkrycie izotopowego promieniowania tła w 1965 roku potwierdziło słuszność tej metody. Okazało się, że modele Friedmana-Lemaitre’a zadziwiająco dobrze pasują do aktual­ nie obserwowanego Wszechświata. Jest to fakt istotnie zadziwiający! Jeśli uświadomić sobie, że modele symetryczne są raczej bardzo specjalnymi (nietypowymi) rozwiązaniami w zbiorze wszystkich możli­ wych rozwiązań równań Einsteina, to rodzi się pytanie: dlaczego odpowiednio blisko początkowej osobliwości (Wielkiego Wybuchu) ustaliły się warunki, które urzeczywistniły nie jakiś „typowy”, „przeciętny” model niesymetryczny, lecz właśnie wyróżniony model odznaczający się bardzo wysokim stopniem symetrii? Możliwe są wprawdzie modele z symetriami jeszcze o stopień wyższymi, ale wówczas Wszechświat musiałby być albo statyczny, albo stacjonarny. Można zatem powiedzieć, że nasz Wszechświat ma najwyższy stopień symetrii, który jeszcze dopuszcza ewolucję. Dlaczego tak jest? Próbaodpowiedzi na to pytanie doprowadziła do bardzo ciekawych prac teoretycznych, wychodzą one jednak poza granice założone dla naszych rozważań. I wreszcie zagadnienie początkowej osobliwości. Jeden z najbar­ dziej zagadkowych i najtrudniejszych problemów kosmologii. Widzie­ liśmy, że próby usunięcia osobliwości z kosmologii, chociaż same w sobie okazywały się nieskuteczne, bardzo często prowadziły do nowych, ciekawych koncepcji. Obecnie, po pracach Penrose’a, Hawkinga, Ellisa, Gerocha i innych, wiemy, że osobliwości nie są przypadkowym elementem w strukturze ogólnej teorii względności. Wszystko wskazuje na to, że „typowe” rozwiązanie musi posiadać osobliwość lub nawet osobliwości, a jedynie rozwiązania bardzo szczególne, nietypowe mogą być wolne od osobliwości. Dane obser­ wacyjne wskazują (znowu promieniowanie tła a także obfitość wys­ tępowania pierwiastków chemicznych), że pod tym względem świat, w którym żyjemy, jest „rozwiązaniem typowym”: jego obecna faza ewolucji zaczęła się od stanu osobliwego. Prawda, iż stworzenie kosmologii kwantowej może drastycznie zmienić nasze poglądy na najwcześniejsze etapy historii świata, nie wykluczone nawet, że kwan­ towa teoria grawitacji jeszcze raz zrewolucjonizuje naszą wiedzę 199

o naturze czasu i przestrzeni, w niczym to jednak nie zmienia faktu, iż z punktu widzenia fizyki makroskopowej, kierującej później­ szą ewolucją kosmosu, „początek” rzeczywiście był czymś osobliwym. W tym sensie osobliwość początkowa pozostaje istotnym elementem standardowego obrazu Wszechświata i jego ewolucji. Ale standardowy model kosmologiczny to coś więcej niż cztery cechy Wszechświata wyliczone przez Sciamę na sympozjum w Trieście, to właśnie pewien dość szczegółowy, choć nie pozbawiony białych plam, obraz struktury-ewolucji kosmosu. Zasadnicze elementy tego obrazu zostały wypracowane w mozolnym procesie rozwoju kosmo­ logii opowiedzianym w poprzednich rozdziałach. Cztery cechy wyróż­ nione przez Sciamę są dobrym podsumowaniem wszystkich naszych poprzednich rozważań, jednakże kanwa bez detali nie jest jeszcze obrazem. Wysiłek teoretyków i obserwatorów ostatnich kilkunastu lat nałożył na tę kanwę bogatą panoramę szczegółów. Proces dopra­ cowywania standardowego modelu mógłby być przedmiotem oddziel­ nej książki. Ale nie byłaby to książka o charakterze historycznym, standardowy model znajduje się ciągle in statu nascendi, w stanie rodzenia. Co więcej, standardy idą w górę, wymagania stawiane modelowi są coraz wyższe. Chciałbym kiedyś powrócić do tej problematyki, ale dziejów rozwoju kosmologii XX wieku nie można zakończyć bez bodaj pobieżnego szkicu jej największego osiągnięcia modelu, który zasłużył sobie na miano naukowego standardu. Uczynię to metodą filmowej panoramy: przedstawię szkicowo, w porządku chronologicznym (a więc od początkowej osobliwości do obecnej ery) jakby scenariusz kosmicznej ewolucji. Będzie on ukazywał tylko wyniki, bez ujawniania metod i uzasadnień. Chcąc poznać i tę stronę zagadnienia trzeba by wyjść poza scenariusz i zwiedzić samą wytwórnię filmową: rozsadziłoby to ramy końcowego rozdziału. Ale bez szkicowego scenariusza nie możemy się obejść, gdyż dopiero współczesność nauki nadaje sens jej historii.

Scenariusz kosmicznej ewolucji Umowna chwila t - 0. Ale tak naprawdę wielka biała plama. Biała plama, którą mamy nadzieję, wypełni w przyszłości kosmo­ logia kwantowa, zbudowana na podstawie poeinsteinowskiej, kwan­ towej teorii grawitacji. 200

Chwila t = 1044 s. Gęstość materii wynosi 1094g/cm^, tempera­ tura 1033 K. Jest to era Plancka, zwana inaczej epoką progu; mniej więcej w tym momencie przestają odgrywać rolę kwantowe efekty grawitacji, prawa ogólnej teorii względności stopniowo ale stanowczo zaczynają obejmować całkowitą dominację. Z chwilą gdy dominacja ta stała się faktem dokonanym, nabiera sensu pytanie o geometrycz­ ną strukturę czasoprzestrzeni. I tu otwierają się dwie możliwości, obydwie niesprzeczne z tym, co wiemy na temat młodego Wszech­ świata: albo świat jest przestrzennie anizotropowy, ale anizotropia ta, pod wpływem dziejących się wówczas procesów fizycznych (np. jak sądzą niektórzy, na skutek lepkości fotonów lub neutrin), szybko wygładza się, przechodząc w izotropowość, albo też przestrzeń Wszechświata jest izotropowa od samego początku. Wybór jednej z tych dwóch możliwości istotnie zmienia scenariusz pierwszych ułam­ ków sekund koniecznej ewolucji, ale nie ma większego wpływu na to, co będzie się działo potem (chyba, że zbytnio opóźnimy chwilę wygładzania się anizotropii). Przy tak wysokich temperaturach na geometrycznej arenie, opisy­ wanej równaniami ogólnej teorii względności, główną rolę odgrywają tzw. oddziaływania silne czyli hadronowe. Są to oddziaływania utrzymujące razem protony i neutrony w jądrach atomowych. Ich zasięg jest bardzo krótki, gdyż wynosi zaledwie 10“13 cm, ale są to oddziaływania naprawdę „silne”. Dwa, odpowiednio zbliżone do siebie, protony przyciągają się oddziaływaniem hadronowym 100 razy silniej niż odpychają się wzajemnie siłami elektromagnetycznymi, a 1040 razy silniej niż przyciągają się siłą grawitacji. Główną skła­ dową materii w tej epoce stanowią hadrony i antyhadrony, czyli cząstki oddziałujące na siebie silnie; epokę tę nazywamy erą hadronową. Im bliżej epoki progu, tym dziwniejsze rzeczy (z punktu widzenia naszej znajomości fizyki) dzieją się na arenie świata. Tak na przykład odpowiednio blisko planckowskiego progu samo pojęcie cząstki zaczy­ na tracić sens, a to dlatego, że odległość, poza którą nie może się przedostać żaden sygnał fizyczny, zaczyna być porównywalna z roz­ miarami samej cząstki: teoretycy zwykli mawiać, iż cząstka wypełnia sobą cały „horyzont”. W miarę oddalania się od progu, tak łatwo generującego paradoksy, nasza wiedza staje się coraz „bezpieczniej­ sza”, ale dokładne odtworzenie scenariusza zdarzeń jest ciągle nie201

możliwe z powodu niedorozwoju obecnej fizyki wysokich energii. Mniej lub bardziej prawdopodobnymi (ale nie nieprawdopodobnymi!) hipotezami wypełniamy braki naszej wiedzy. Należy jednak podkreś­ lić, że niepewności co do „szczegółów” ery hadronowej nie są znaczące dla odtworzenia późniejszych dziejów świata. Istotne znaczenie ma tu fakt, iż w pierwszych sekundach swojej ewolucji Wszechświat znajdował się w stanie termicznej równowagi, a to, co dzieje się w stanie termicznej równowagi zależy tylko od praw mechaniki statystycznej a nie od poprzedzającej historii. Stąd, gdy cofamy się w czasie wstecz i napotykamy stan równowagi, możemy nie trosz­ czyć się zbytnio, co było przedtem (jeżeli tylko potrafimy opanować wrodzoną człowiekowi ciekawość) bez obawy o poprawność całej naszej dotychczasowej rekonstrukcji. Chwila t = IGF4 s. Gęstość zmalała już do wartości 10’4g/cm3, a temperatura do 1012K. Wszechświat staje się za chłodny dla hadronów, które zderzając się z antyhadronami, zamieniają się w pro­ mieniowanie. Główną składową Wszechświata stanowią: elektrony, mezony /z; neutrina oraz ich antycząstki. Wszystkie te cząstki oddzia­ łują na siebie tzw. siłami słabymi czyli leptonowymi. Stąd nazwa cząstek - leptony i nazwa tego okresu ewolucji - era Icptonowa. Zgodnie ze swoją nazwą oddziaływanie słabe jest 1014 razy słabsze od silnego (jądrowego), ale mimo to znacznie silniejsze od grawi­ tacyjnego. Świat jest jeszcze ciągle bardzo gęsty, leptony nieustannie zderzają się ze sobą i znajdują się, tak jak przedtem hadrony, w stanie równowagi termodynamicznej. Ważne wydarzenie miało miejsce, gdy zegar kosmicznej ewolucji wskazywał godzinę r = ok. 2 s. Temperatura spadła wtedy do tego stopnia, że droga swobodna neutrin wydłużyła się tak, iż cząstki te przestały praktycznie oddziaływać z innymi postaciami materii. Nastąpiło odłączenie się neutrin od procesów ewolucyjnych. Odłączo­ ne neutrina, po odpowiednim ostudzeniu spowodowanym ekspansją Wszechświata, powinny dziś istnieć równomiernie rozłożone w przest­ rzeni, podobnie jak pole promieniowania tła. Obserwacyjne wykrycie „neutrin tła” byłoby bardzo mocnym potwierdzeniem standardowego modelu Wszechświata i dostarczyłoby informacji wprost z ery leptonowej. Niestety, właśnie ten fakt, że neutrina bardzo słabo oddzia­ łują z innymi postaciami materii, stawia przed przyszłymi obserwa­ torami neutrin kosmicznych ogromne trudności techniczne. 202

Chwila t- 10 s. Gęstość I04g/cm3, temperatura 10>°K. Koniec panowania dynastii leptonów. Elektrony i pozytony zamieniają się na promieniowanie. Główną składową świata stają się fotony, czyli promieniowanie elektromagnetyczne. Świat wkracza w erę promienistą. Na przełomie ery leptonowej i promienistej resztka protonów i neutronów ocalała z pogromu (anihilacji) końca ery hadronowej, łączy się w jądra helu. Badanie rozkładu helu we Wszechświecie jest ważnym testem kosmicznym, niesie ono informacje z okresu, w którym historia świata toczyła się dopiero od kilku sekund. W dalszym ciągu Wszechświat rozszerza się, gęstość materii maleje, temperatura staje się coraz niższa. Nieznaczne ilości innych cząstek są zanurzone w morzu fotonów, czyli promieniowania elektromagne­ tycznego. Niejako „obok”, nie biorąc udziału w innych procesach, istnieje pole neutrin. Ekspansja trwa nieustannie, ale ewolucja jakby zmęczyła się, coraz rzadziej następują istotnie ważne zdarzenia. W ten sposób minęło ok. 1 000 000 lat, gęstość zmalała do 10 21 g/cm3, temperatura do 30 000 K. Teraz droga swobodna foto­ nów wydłużyła się tak, że z kolei one wyłączają się z ciągu ewolucyjnych procesów. Formuje się to, co nazywamy dziś promienio­ waniem tła i co zostało obserwacyjnie odkryte przez Penziasa i Wilsona w 1956 roku. Dzięki temu zyskaliśmy bezpośredni wgląd w koniec ery promienistej. Prawie równocześnie rozgrywa się drugie ważne wydarzenie. Ocalałe z procesów anihilacji w poprzednich erach protony i elektrony łączą się w atomy wodoru. Z czasem wodór staje się główną składową materii, oprócz pól neutrinowego i elektromagnetycznego Gaz wodorowy z domieszką helu, powstałego jeszcze na przeło­ mie er leptonowej i promienistej (hel pierwotny), był początkowo roz­ łożony mniej więcej równomiernie, ale przypadkowe zagęszczenia stały się źródłem silniejszego przyciągania grawitacyjnego. Ten tzw. mechanizm grawitacyjnej niestabilności, zapoczątkował proces pows­ tawania galaktyk lub nawet gromad galaktyk. Na skutek analo­ gicznego procesu w galaktykach zaczęły powstawać gwiazdy. Ewolucja świata wkroczyła w erę galaktyczną. Proces powstawania gromad galaktyk i galaktyk jest wielką białą plamą na standardowym modelu kosmicznym. Istnieje na ten temat kilka częściowo konkurujących ze sobą, a częciowo uzupełniających się hipotez. Z pewnością niestabilność grawitacyjna odgrywała istotną

203

rolę w genezie galaktyk i ich gromad. Czy jednak tylko ona? Czy nie trzeba przyjąć jeszcze innych, „pomocniczych” czynników ? Jak obserwacyjnie rozstrzygnąć problemy różnych hipotez? Pytania te do dziś w dużej mierze pozostają otwarte. Chcąc dalej śledzić ewolucję Wszechświata, kosmologia musi odwołać się do pomocy innych dyscyplin. I tak teoria ewolucji gwiazd została dobrze opracowana przez astrofizykę. W erze galak­ tycznej astrofizyka uzupełnia obraz kreślony przez kosmologię. Inna dyscyplina, zwana teorią nukleosyntezy kosmicznej lub astrofizyką jądrową, uczy o powstawaniu pierwiastków chemicznych we wnętrzach masywnych gwiazd. Bez pomocy astrofizyki jądrowej świat kosmologii byłby światem gazu wodorowo-helowego powstałego we wcześniej­ szych fazach ewolucji pola, promieniowania elektromagnetycznego i pola neutrin. W takim świecie nie mogłoby powstać ani życie,, ani rozumny badacz-obserwator. Tu właśnie biologia powinna wyjaśnić, w jaki sposób na jednej z planet krążących wokół przeciętnej gwiazdy w dość typowej galaktyce powstało życie.' Niestety współ­ czesna biologia tego nie czyni. Odnosi ona ogromne sukcesy, ale jest nadal bardzo odległa od rozwiązania zagadki życia. A wydaje się, że dopóki tego nie zrobi, nie będziemy mogli całkowicie sen­ sownie postawić pytania o możliwości życia we Wszechświecie poza planetą Ziemią. Wprawdzie i na ten temat zapisano już tony papieru, ale twórczość ta stanowi w najlepszym wypadku literaturę z pogra­ nicza science fiction. A z tego rodzaju pomocy kosmologia, jako nauka z ambicjami, korzystać nie może. Wprawdzie współczesny obraz kosmicznej ewolucji utkany jest wieloma znakami zapytania, pokrywa on jednak wielki obszar, od pierwszych ułamków sekundy od początkowej osobliwości aż do kosmicznego teraz, gdy zegar wskazuje czas t = 15-20 miliardów lat, gęstość materii wynosi lO^-lO’28 g/cm\ a temperatura 2,7 K. Ekspansja trwa.

Naturalne środowisko kosmologii Nie należy jednak wyobrażać sobie, że współczesna kosmologia jest monolitem bez skazy. Nawet dla najpowszechniej uznawanych idei naturalnym środowiskiem są spory, różnice zdań, przeciwne

204

opinie. Kosmologia byłaby bardzo niestandardową gałęzią wiedzy, gdyby w niej obowiązywały wyłącznie standardy. Przede wszystkim pojęcie „kosmologia relatywistyczna” jest poję­ ciem znacznie szerszym od pojęcia „standardowy model kosmolo­ giczny”. Wielokrotnie w poprzednich rozdziałach dawaliśmy wyraz zdziwieniu, że (jak świadczą o tym obserwacje) rzeczywisty świat aż z tak dobrą dokładnością może być opisywany przez najprostsze modele relatywistyczne, a mianowicie przez rozwiązania FriedmanaLemaitre’a. Jak podpowiadają teoretycy, rozwiązania Friedmana— Lemaitre’a stanowią tylko „zbiór miary zero” w zbiorze wszystkich możliwych rozwiązań równań Einsteina. Studiowanie tych innych rozwiązań jest ważnym elementem badań kosmologicznych. I to nie tylko z prostej matematycznej ciekawości. Po pierwsze dlatego, że strukturę najprostszych rozwiązań w pełni można poznać dopiero wtedy, gdy się je umieści w kontekście rozwiązań bardziej skompli­ kowanych. I po drugie, ponieważ nie jest wykluczone, że w pobliżu początkowej osobliwości świat był opisywany przez jakiś model anizo­ tropowy, który dopiero potem uległ wygładzeniu. Po trzecie wreszcie, modele Friedmana-Lemaitre’a opisują świat tylko w pewnym przy­ bliżeniu, jeśli chcemy znaleźć lepsze przybliżenie, musimy szukać bardziej skomplikowanych rozwiązań. Dotyczy to przede wszystkim zagadnienia jednorodności. Gdy rozpatrujemy Wszechświat w bardzo dużej skali, mamy prawo założyć, że materia jest w nim rozłożona jednorodnie, ale dla Wszechświata rozważanego w mniejszej skali założenie to nie jest spełnione w sposób oczywisty: galaktyki i gwiazdy są przecież silnymi lokalnymi niejednorodnościami w roz­ kładzie materii. Chcąc zbudować „świat z galaktykami”, musimy poszukiwać rozwiązań niejednorodnych. Znajdowanie rozwiązań nieizotropowych jest matematycznie znacz­ nie łatwiejsze niż poszukiwanie rozwiązań niejednorodnych. Znamy dziś dość dobrze wszystkie rozwiązania jednorodne: zarówno izotro­ powe, jak i nieizotropowe. Zostały one poklasyfikowane według stopni symetrii, jakie dopuszczają, na tzw. dziewięć klas Bianchi (od nazwiska włoskiego matematyka, który jeszcze w XIX wieku zajmował się klasyfikacją przestrzeni jednorodnych: współczesna kla­ syfikacja obejmuje w istocie więcej klas niż dziewięć, gdyż niektóre klasy dzielą się jeszcze na podklasy), własności geometryczne każdej klasy zostały poznane w dużym stopniu. Znacznie gorzej przedstawia 205

się sprawa z modelami niejednorodnymi, znamy ich niewiele, a te które znamy są raczej sztuczne i niepodobne do niejednorodnego rozkładu materii w rzeczywistym świecie. Chcąc więc dokonać wpro­ wadzenia do modelu galaktyki musimy postępować inaczej: posługu­ jemy się tzw. rachunkiem zaburzeń - przyjmujemy rozwiązanie jednorodne i dopiero „na jego tle” wprowadzamy małe odchylenia od średniej gęstości materii (zaburzenia gęstości). Każde z takich zaburzeń modeluje galaktykę lub gromadę galaktyk. T znowu okazja do zdziwienia: tego rodzaju uproszczona procedura daje cał­ kiem dobre rezultaty. Innym ważnym elementem naturalnego środowiska współczesnej kosmologii jest bujnie rozwijająca się astrofizyka relatywistyczna. Obydwie te dyscypliny łączą nie tylko identyczne (a wyjątkowo tylko prawie identyczne) metody i techniki matematyczne. Model standardowy przedstawia świat jako sferycznie symetryczny, a to bardzo przypomina pierwsze przybliżenie gwiazdy, tak jak ją widzi astrofizyk. Proces rozszerzania się Wszechświata jest bardzo podobny do procesu zapadania się gwiazdy pod wpływem własnego pola grawitacyjnego (tzw. kolaps grawitacyjny), z tym, że w obydwu tych procesach czas płynie w przeciwnych kierunkach (zapadanie się jest rozszerzaniem w ujemnym czasie). Obydwa te procesy prowadzą do zagadnienia osobliwości oraz do wszystkich technicznych T pojęcio­ wych trudności, jakie się z nim wiążą.

Niestandardowe idee Wyobraźnia jest niezastąpionym czynnikiem naukowej twórczości. Ale kosmolog, może bardziej niż przedstawiciel innej dziedziny wiedzy, powinien strzec się, by nadmierne działanie wyobraźni nie stępiło jego krytycyzmu wobec własnych idei. Zdanie to, wbrew pozorom, nie jest skierowane przeciwko nieortodoksyjnym teoriom kosmolo­ gicznym. Właśnie przeciwnie, nieortodoksyjne pomysły są bardzo potrzebne do tego, by „kosmologowie standardowi” mieli przez kogo być atakowani i by dzięki temu zdrowy krytycyzm rósł po obu stronach. Oczywiście nie mam tu na myśli maniackich pomysłów, do jakich niestety kosmos nastraja wielu ludzi, lecz prawdziwe naukowe, choć nie przyjmowane powszechnie, teorie i hipotezy. 206

Takich teorii i hipotez nie brak w dzisiejszej kosmologii. Sam fakt rozszerzania się Wszechświata do dziś budzi sprzeciwy. Sprze­ ciwy tym silniejsze, że sięgające po argumenty obserwacyjne. Astro­ nomem, który od wielu lat wyszukuje i gromadzi wszystkie obser­ wacyjne racje przeciw ucieczce galaktyk jest Hafton Arp. Jednym z głównych jego argumentów jest spostrzeżenie, że w kilku wypad­ kach dwie galaktyki położone blisko siebie, a nawet (jak się wydaje) połączone jakby pomostem, mają dość różne przesunięcia ku czerwie­ ni, podczas gdy, zgodnie z prawem Hubble’a, powinny mieć przesu­ nięcia ku czerwieni prawie identyczne, gdyż są od nas jednakowo odległe. Spostrzeżenie to z początku wywołało pewne zamieszanie i nasiliło działalność przeciwników standardowego modelu, z czasem jednak emocje zmalały. Dla „kosmologów standardowych” stało się jasne, że zaobserwowane anomalie są zbyt nieliczne i różnice w przesunięciach ku czerwieni zbyt małe, by mówić o obaleniu prawa Hubble’a. Jeżeli anomalie te zostaną w pełni potwierdzone przez dokładniejsze obserwacje, należałoby raczej mówić o jakimś nieznanym efekcie poczerwienienia, który nakłada się na przesunięcie spowodowane ucieczką galaktyk. Prawo Hubble’a ma zbyt mocne oparcie w danych obserwacyjnych. Zwolennicy modelu stacjonarnego także nie poddali się całkowicie. Wprawdzie nikt już dziś nie broni modelu stacjonarnego w jego oryginalnej postaci, ale można by mówić o całej generacji modeli pochodnych, które, metodą mniejszych lub większych zmian, próbują dopasować pierwotny model stacjonarny do aktualnych wyników obserwacji. Inną koncepcją kosmologiczną, która od czasów odkrycia promieniowania tła znajduje się w odwrocie, ale zupełnie nie wygasła, jest teoria stworzona przez H. Alfvena i O. B. Kleina, według której świat składa się w połowie z materii i w połowie z anty­ materii [3]. Ogólna teoria względności wystarczająco dobrze tłumaczy wszyst­ kie fakty doświadczalne w dziedzinie oddziaływań grawitacyjnych, ale fizycy wierzą, że i tę teorię zastąpi kiedyś teoria od niej ogól­ niejsza. Dlaczego więc już dziś nie próbować szczęścia? I istotnie, czasopisma naukowe zawierają wiele prób bądź zmodyfikowania, bądź uogólnienia ogólnej teorii względności. Do najbardziej znanych do niedawna należała teoria grawitacji Bransa-Dicke’go (por. rozdz. 18, str. 171), ostatnio więcej uwagi zdaje się przyciągać teoria

207

Diraca. W obydwu tych teoriach uogólnienie w stosunku do teorii Einsteina polega na tym, że „stała” grawitacji nie jest już stałą, lecz zmienia się zależnie od rozkładu mas. Wszystkie tego rodzaju teorie grawitacji mają oczywiście kosmologie, zwykle mało różnią się one od ortodoksyjnej kosmologii relatywistycznej. Ciekawym uogólnieniem ogólnej teorii względności jest teoria Einsteina-Cartana, która włącza do matematycznego formalizmu teorii człony opisujące tzw. spin makroskopowy, czyli wirowanie makroskopowych cząstek materii. Kosmologiczne rozwiązania teorii Einsteina-Cartana są prak­ tycznie identyczne z rozwiązaniami zwykłej kosmologii relatywistycz­ nej, z wyjątkiem początku ekspansji, gdzie mogą one w niektórych wypadkach nie posiadać początkowej osobliwości. Dalszym naturalnym środowiskiem kosmologii jest cała współ­ czesna fizyka. Być może właśnie ten fakt jest największym osiągnię­ ciem dwudziestowiecznej nauki o Wszechświecie: przestała już ona być dalekim marginesem, stała się po prostu rozdziałem fizyki.

Brzeg historii W naszej opowieści o ewolucji kosmologii dwudziestego wieku doszliśmy mniej więcej do roku 1973. W tym roku zakończył się pewien ważny etap prac teoretycznych wydaniem monografii Hawkinga i Ellisa (por. rozdz. 19). W tym roku odbyło się sympozjum międzynarodowej Unii Astronomicznej, na którym stwierdzono zado­ walającą zgodność modelu standardowego z aktualnymi obserwacjami (por. str. 193). Ale w gruncie rzeczy nie jest to data niczym wyróżniona; historia kosmologii toczy się nadal... Gdyby jednak ktoś obecnie zamierzał napisać książkę o tej „toczącej się historii , nie byłaby to już książka historyczna, lecz co najwyżej reportaż z prowadzonych współcześnie prac kosmologicznych. Bo naukowe „teraz” niewątpliwie obejmuje okres co najmniej kilkuletni. Teraź­ niejszość jest nieustannie poruszającym się naprzód brzegiem historii. Jeżeli można powiedzieć, że teraźniejszość jest „górnym brzegiem” historii, to można także powiedzieć, iż teraźniejszość jest równo­ cześnie „dolnym brzegiem" futurologii. Co będzie potem? Czy przysz­ łość nie obali naszego dorobku? Prognozy futurologiczne, jeśli tylko traktuje się je choć trochę odpowiedzialnie, powinny być zawsze 208

obwarowane bardzo licznymi zastrzeżeniami i świadomością wielkich marginesów błędu, ale w przewidywaniu przyszłości naukowej jednego możemy być pewni: przyszłość nie zniszczy przeszłości, nawet naj­ bardziej wstrząsające rewolucje, które drastycznie zmienią obraz rzeczywistości, jeśli nastąpią, będą wyrastały z prac poprzedników. Nauka zmienia się, ale nie unicestwia swojej historii. Jeżeli w ciągu najbliższych lat nie pojawią się jakieś nieprzewi­ dziane okoliczności, to współczesny kosmolog może pokusić się o bliskoterminową prognozę futurologiczną. Zresztą i uważny czytel­ nik wszystkich poprzednich rozdziałów może mu w tym wydatnie pomóc. I tak istnieje ciągłe zapotrzebowanie (a więc i presja na uczonych, by w tym kierunku szukali) na kwantową teorię grawitacji. Można powiedzieć, że wiele prac i wysiłków będzie zmierzać do tego celu. I można także przypuszczać, że kolejna wielka rewolucja w fizyce będzie związana z tym zagadnieniem. Nie wykluczone, że jeszcze raz nasze pojęcia na temat czasu i przestrzeni ulegną głębo­ kiemu przeformułowaniu. Ale zanim nastąpi tego rodzaju globalna rewolucja w fizyce, kosmolog pracujący w ramach dotychczasowego standardowego modelu będzie też miał wiele do roboty. Nadal czekamy na rozwój teorii powstawania galaktyk i nadal chcielibyśmy mieć więcej modeli niejednorodnych. Prognozowanie prac obserwacyjnych jest znacznie trudniejsze niż przepowiedzenie dotyczące rozwoju teorii. Nowoczesne obserwacje wymagają coraz większych nakładów finansowych i tu wewnętrzna logika, powodująca ewolucję nauki, miesza się z ekonomicznymi trendami: ten czynnik może zniszczyć wszelkie rozsądne przewidywa­ nia. Ale wydaje się, że jeśli świat nie ugrzęźnie w jakimś regresie gospodarczym, to najbliższe lata będą okresem kosmologii obserwa­ cyjnej. Już dziś zaczyna się badać drobne anizotropie w rozkładzie promieniowania tła. Badania te mogą przynieść ważne informacje z końca ery promienistej, a zwłaszcza informacje na temat tworzą­ cych się podówczas niejednorodności, które potem dały początek galaktykom: małe nieregularności w polu promieniowania tła są właśnie śladem ówczesnych niejednorodności. Obserwatoria astrono­ miczne umieszczone poza atmosferą ziemską (na sztucznych sateli­ tach lub, kiedyś na księżycu) mogą także zrewolucjonizować nasz obraz Wszechświata. I to przynajmniej z dwu względów: pod wzglę­ dem nieosiągalnej na powierzchni Ziemi dokładności danych i pod 14 - Ewolucje kosmosu i kosmologii

?09

względem obserwacji radiowych dla częstości nieprzepuszczalnych przez atmosferę ziemską. Muszę się przyznać czytelnikowi, że nigdy nie żałuję lat, które minęły. Nie dałbym w zamian za odmłodzenie się tego, co wiem obecnie. Jeżeli czasem chcialbym dopiero dziś, jako początkujący student, otwierać podręcznik kosmologii, albo po raz pierwszy, w wieku gimnazjalnym, przeżywać emocje spotkania z nauką o Wszechświecie na kartkach jakiejś popularno-naukowej książki, to tylko dlatego, iż w międzyczasie naukowe teraz, brzeg dziejów kosmologii, przesunąłby się dalej i miałbym większe szanse zobaczyć na własne oczy, jak kosmologia będzie wyglądać po roku dwu­ tysięcznym.

Bibliografia do poszczególnych rozdziałów

Rozdział l I. A. Einstein, Kosmoiogische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitatstheorie, Suzimgshef. Pielisz. Akad. Wiss. 1. 142-152, (1917). 2. A. Einstein, Zur Elektrodynamik bewegler Korper. Ann. Phys., 17, 891-921, (1905) 3. H. Minkowski. Spacc and Time, w: The Principle oj Rekuivhy. praca zbiorowa, Dover Publ.. lnc„ sir. 75. 1923. 4. A. Einstein. Die Feldgleichungcn der Graritation. SUzungsher Preuss. Akad Wiss. 48. (2). 844-847. (1915). 5. A. Einstein. Die Grundlage der allgemeinen Relativitatslheorie, Ann. Phys. 49, 769-822. (1916). 6. A. Einstein. Uher die spczielle und die allgemeine Relatiritdtstheorie (Gemeinrerstdndlich). Friedr. Vieweg und Sohn. Braunschweig. 7. .1 Lccke. Rozważania dotyczę rozumu ludzkiego. Toni I. (Biblioteka Klasyków Filozofii), str. 228. PWN. Warszawa 1955. 8. E. Mach, Mechanik in Ihrer Enlwickhmg. Leipżig 1889,

Rozdział 2 1. W. de Silier, On the relativity of inertia; remaks concerning Einstcin's iatesl hypothesis. Koninkiiike Adademie ran Weienschappen te Amsterdam. 19. 1217-25 (1917). 2. G. Lemaitre. Notę on de Sitter’s. Universc. J. o/ Mathem. and Phys.. 4. 37-41 (1925). 3. A. S. Eddington. the Mathematiia! Theory ot Reku nil v. Cambridge Uniwrsity Press. 1923.

211

Rozdział 3 1. P. S. de Laplace. Exposition du systeme du monde, 1794 (wydanie trzecie roz­

szerzone, 1808 r.). 2. Hipotezę tę Kant ogłosił anonimowo w 1755 r. pt. Ogólna historia naturalna i teoria nieba. Zarysy swojej hipotezy Kant opublikował w r. 1763 w dziele zatytułowanym. Jedynie możliwy dowód na istnienie Boga. W r. 1791 część tego dzieła ukazała się jako dodatek w książce Herschela; w całości dzieło ukazało się dopiero w 1797 r. 3. Ogólna historia naturalna i teoria nieba.

Rozdział 4

1. P. J. Polubarionowa-Kochina, A. A. Friedman, Usp. Fiz. Nauk, 80, 345-352,

(1963). 2. Uber der Kriimmung des Raumes, Zeitschr. fur. Phys., 11, 377-386, (1922). 3. M. in. w znanym podręczniku R. C. Tolmana, Relativity, Thermodynamics and Cosmology, Clarendon Press, Oxford 1934 4. Relativistic Cosmology, Reviews of Modern Physics, 5, 62-90, (1933). 5. A. Friedman, Uber das Móglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krummung des Raumes, Zeitschr. fur Phys. 21, 326-332 (1924). 6. G. F. R. Ellis, Topology and Cosmology. General RelatNity and Gravitation,

2, 7-21, (1971). 7. A. Einstein, Bemerkung zu der Arbeit von A. Friedman: Uber die Kriimmung des Raumes, Zeitschr. fur Phys., 11, 326 (1922). 8. A. Einstein, Notiz zu der Arbeit von A. Friedman: Uber die Kriimmung des Raumes, Zeitschr. Jur Physik, 21, 228 (1923) (w tekście przytoczyłem przekład całej noty Einsteina).

Rozdział 6 1. G. Lemaitre, Un univers homogene de masse constante et de rayon croissant, rendant compte de la vitesse radiale des nćbuleuses extra-galactiques, Annales de la Societó Scientijique de Bruxelles, 47, 29-39 (1927). 2. G. Lemaitre, A. Homogeneous Universe of Constant Mass and Increasing Radius accounting for the Radial Velocity of Extra-galactic Nebulae, Monthly Notices of the Astronomical Society, 91, 483-490 (1931).

Rozdział 7 1. E. Hubble, A Relation between Distance and Radial Velocity among Extragalactic Nebulae, Proc. Nat. Acad. Scien., 15, 168-173, (1929). 2. E. Hubble, The Realm of the Nebulae, Yale University Press, 1936. 3. E. Hubble, The Observational Approach to Cosmology, Clarendon Press, Oxford 1937.

212

Rozdział 8

1. A. S. Eddington, The Mathematical Theory of Relativity, Cambridge 1930. 2. A. S. Eddington, Nauka na nowych drogach, Trzaska, Evert i Michalski, Warszawa (brak roku wydania). 3. A. S. Eddington, The Expanding Universe, Cambridge 1933. 4. A. S. Eddington, The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics, Naturę (Supplement), 3203, March 21, 447-453 (1931). 5. G. Lemaitre, The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory, Naturę, vol. 127, 3210, May 9, 706 (1931).

Rozdział 9 1. The Evolution of the Universe, Naturę (Supplement), 3234, October 24, 6 99-722 (1931). 2. D. W. Sciama, The Physicist's Conception of Naturę, pod red. J. Mehra. D. Reidel Publ, Comp., 1973.

Rozdział 10

1. E. A. Milne, World-Structure and the Expansion of the Universe, Zeitschr. Jur Astrophys., 6, 1-95 (1933). 2. E. A. Milne, Remarks on World-Structure. Month. Not. Roy. Astron. Soc., 95, 3-14 (1933). 3. World-Models and World Picture, Observatory, 57, 24-27 (1934). 4. E. A. Milne, A One Dimensional Universe of Discrete Particles, Quart. J. Math., Oxford, ser. 5, 30-33 (1934). 5. E. A. Milne, Relativity, Gravitation and World Structure, Clarendon Press. Oxford 1935. 6. E. A. Milne, On the Foundations of Dynamics, Proc. Roy. Soc. London, A 154, 22-52 (1936). 7. E. A. Milne, The Inverse Square Law of Gravitation I, Proc. Roy. Soc., London, A 156, 62-85 (1936); II, ibid. A 160, 1-23, (1937); III, ibid. A 160, 24-36 (1937). 8. E. A. Milne, Kinematics, Dynamics, and the Scalę Time I, Proc. Roy. Soc. London, A 158, 324-348 (1937); II, ibid. A 159. 171-191 (1937); III, A 159, 526-547 (1937). 9. E. A. Milne, The Acceleration-Formula for a Substratum and the Principle of Inertia, Quart. J. Math., Oxford, Ser. 8, 22-31 (1937). 10. G. J. Whitrow, On Equivałent Observers, Quart. J. Math., Oxford Ser. 6, 249-260 (1935). 11. G. J. Whitrow, Kinematical Relativity, I, Proc. Math. Soc., London, (2) 41, 418-432 (1936); II, ibid. (2) 41, 529-543 (1936). 12. G. J. Whitrow, World Structure and the Sample Principle, I, Zeitschr. fur Astrophys., 12, 47-55 (1936); II, ibid., 13, 113-125 (1937).

213

13. E. A. Milne. Kinematic RelatNity, Clarendon Press. Oxford, 1948. 14. H. Bondi. Kosmologia, PWN. Warszawa 1965. 15. W. O. Kermack. W. H. Mc Crea. On Milne's Theory of World-Structure. Monthly Not. Roy. Astron. Soc.. 93, 519-529, (193 3).

Rozdział 11

I. E. A. Milne, Proc. Nat. Acad. Soi., 18. 213 (1932) (cyt za [5]). 2. W. H. Mc Crea, E. A. Milne, Newtonian Universes and the Curvature of Space, Quart. J. Math., Oxford, 5, 73-80 (1934). 3. O. Heckman. Theorian der Kosmologie, Springer Verlag, Berlin 1942. 4. E. A. Milne, Relatirity, Graritation and World-Structure, Clarendon Press, Oxford 1935. 5. J. D. North, The Measure of the Universe, Clarendon Press, Oxford 1965. 6. H. Bondi, Kosmologia, PWN. Warszawa 1965.

Rozdział 12 1. H. P. Robertson. Transformations of Einstein Spaces, Proc, of the Nalion. Acad. ofScien., 11, 590-592 (1925). 2. H. P. Robertson, Dynamical Space-Times Which Contain a Conformal Euclidean 3-Space, Transactions of the American Mathematical Society, 29. 481-496 (1927). 3. H. P. Robertson, On Relativistic Cosmology, Philosophical Magazine, 5. 835-848 (1928). 4. H. P. Robertson, On the Foundations of Relativistic Cosmology. Proc, of the Nation. Acad. of Scien., 15, 822-829 (1929). 5. A. G. Walker, Spatial Distance in General Relativity, Quart. J. Math., Oxford, Ser. 4, 71-80 (1933). 6. A. G. Walker, Distance in an Expanding Universe, Month. Not. Roy. Astron. Soc., 94, 159-167 (1934). 7. A. G. Walker, The Principlc of Least Action in Milne's Kinematical Relativity, Proc. Roy. Soc., Lodon. A 147, 478-490, (1934). 8. A. G. Walker, On the Formal Comparison of Milne’s Kinematical System with the Systems of General Relativity, Month. Not. Roy. Astron. Soc. 95. 263-269 (1935). 9. A. G. Walker, On Milne’s Theory of World-Structure, Proc. Math. Soc.. London (2) 42, 90-127 (1936). 10. H. P. Robertson, Kinematics and World-Structure. Astrophys. J„ 1: 82. 284-301 (1935); II: 83. 187-201 (1936); III: 83. 257-271 (1936). II. H. P. Robertson. Ralativistic Cosmology. Reviens of Modern Physics, 5. 62-90 (1933). 12. R. C. Tolman, On the Problem of the Entropy of the Univcrse as a Whole. Phys. Rev., 37. 1639-1660 (1931).

214

13. R. C. Tolman, Non-Static Model of Univcrse with Reversible Annihilation of Matter, Phys. Rev., 38. 794-814 (1931). 14. R. C. Tolman, Possibilities in Relativistic Thermodynamics for lrrevcrsible Processes without Exhaustion of Free Energy. Phys. Rev., 39. 320-336 (1932). 15. R. C. Tolman. M. Ward, On ihe Behavior of Non-Static Model of thc Univcrse when the Cosmological Term is Omitted, Phys. Rev., 39, 835-843 (1932). 16. R. C. Tolman, The Effect of the Annihilation of Matter on thc Wave-Length from thc Nebulae, Proc, of the Nation. Acad. Selen.. 16, 320-337 (1930). 17. R. C. Tolman, Morc Complete Discussion of the Time Dcpendece of the Non-Static Linę Element for the Universe, Proc oj the Nation. Acad. Scien., 16. 409-420 (1930). 18. R. C. Tolman, On the Estimation of Distances in a Curved Universe with a Non-Static Linę Element, Proc. of. the Nation. Acad. Scien.. 16, 511-520 (1930). 19. R. C. Tolman, Discussion of Various Treatments which Have Been Given to the Non-Static Linę Element for the Universe, Proc. Nat. Acad. Scien., 16, 582-594, (1930). 20. - R. C. Tolman, RelatNity, Thermodynamics and Cosmology, Clarendon Press, Oxford 1934. 21. H. Weyl, Space-Time-Matter, Dover Publ., 1950. 22. A. S. Eddington, The Mathematical Theory of Relativity, Cambridge University Press, 1965. 23. J. Merleau-Ponty, Cosmologie du XX1' siecle, Ed. Gallimard, 1965. 24. R. C. Tolman, The Age of the Universe, Rev. Mod. Phys., 21, 3 74-3 78 (1949). 25. H. P. Robertson, T. W. Noonan, RelatNity and Cosmology, W. B. Saunders Comp., 1968.

Rozdział 13 1. G. Lemaitre, L’Univers en expansion, Ann. Soc. Scien. Bruxelles, A 53. 51-85, (1933). 2. S. W. Hawking, G. F. R. Ellis, The Large Scalę Structure of Space-Time, University Press, Cambridge, 1973. 3. G. Lemaitre. The Beginning of the World: from the Point of View of Quantum Theory, Naturę. vol. 127, 3210. May 9, 706 (1931). 4. G. Lemaitre, L’hypotese de Fatome promitif, Rcv. Quest. Scien.. 321-339 (1948). 5. G. Lemaitre, The Primaeval Atom Hypothesis and the Problem of the Clusters of Galaxics. w: La structure et Tero/ution de TUnivers. Institut Inter­ national de Physique Solvay. Onzieme Conceil de Physique. Bruxelles 1958. 6. G. Lamaitre, Instability in the Expanding Universe and Its Astronomical Implications, Pont. Acad. Scien.: Scripta Yaria 16, 475-486 (1948). 7. G. Lemaitre. I’Univers en expansion, Rev. Quest. Scien., Mai, 357-375 (1935). 8. V. Petrosian, Confrontation of Lemaitre Models and the Cosmological Constant with Observations. w: Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data, Sympozjum Międzynar. Unii Astron. w Krakowie (pod red. M. S. Longaira) Reidel, 1974, str. 31-46.

215

9. G. Lemaitre. A. Bartholome. Contributions au probleme des amas de galaxies Ann. Soc. Scient. Bruxelles, 72, 97-102 (1978). 10. G. Lemaitre, The Expanding Universe, maszynopis, str. 50, (Archiwum Lemaitre’a w Louvain-la-Neuve).

Rozdział 14 1. Historię sformułowania teorii Stanu Stacjonarnego opowiedziałem za: S. Groucff, J. P. Cartier, L'Homme et le Cosmos, Larousse - Paris-Match, 1975, str. 279-285. 2. H. Bondi, T. Gold, The Steady-State Theory of the Expanding Universc, Month. Not. Roy. Astron. Soc., 108, 2 52-270 (1948). 3. H. Bondi, Kosmologia, PWN, Warszawa 1965. 4. F. Hoyle, A New Model for the Expanding Universe, Month. Not. Roy. Astron. Soc., 108, 372-382 (1948).

Rozdział 15 1. G. Gamow, Expanding Universe and the Origin of Elements, Phys. Rev., 70, 572-573 (1946). 2. R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow, The Origin of Chemical Elements, Phys. Rev., 73, 803-804 (1948). 3. G. Gamow, The Creation of the Universe. A Mentor Book, 1952. 4. B. Kuchowicz, Problemy i osiągnięcia astrofizyki jądrowej, cz. I: Rozpowszech­ nianie nuklidów i ich kosmiczna synteza, Postępy Fizyki, 22, 495-509 (1971). 5. M. G. Mayer, E. Teller, On the Origin of Elements, Phys. Rev., 76, 12261231 (1949). 6. C. Hayashi, Proton - Neutron Concentration Ratio in the Expanding Universe at the Stages Preccding the Formation of the Elements, Progress of Theoretical Physics, 5, 224-235 (1950). 7. E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars, Rev. Mod. Phys., 29, 547-650 (1957). (Tłum, polskie. Nukleosynteza pierwiastków chemicznych, Postępy Fizyki Jądrowej, 18, (1965).

Rozdział 16

I. L. Infeld, Albert Einstein — jego dzieło i rola w nauce, PWN, Warszawa 1956. 2. A. Einstein, The Meaning of Relativity, Princeton University Press, 1921 (II wydanie, 1945, V wydanie, 1955). 3. Tłumaczenie polskie [2] wydania V, Istota teorii względności, PWN, Warszawa 1958. 4. P. J. E. Peebles, Physical Cosmology, Princeton University Press, 1971. 5. La Structure et l’evolution de TUnivers, Institut International de Physique Solvay,

216

Onzieme Conseil de Physique, Bruxelles 9-13 juin 1958, Ed. R. Stoops, Bruxelles 1958.

Rozdział 17 1. S. Groueff, J. -P. Cartier, L’Homme et le Cosmos, Larousse-Paris-Match, Paris 1975, str. 319-320 (Jest to fragment wspomnienia napisanego przez Maartena Schmidta na prośbę autorów. Historia odkrycia dokonanego przez Schmidta została opowiedziana za Groueffem i Cartierem). 2. Maarten Schmidt, Francis Bello, The Evolution of Quasars, w: Cosmology+ 1, pod red. O. Gingerich, W. H. Freeman, 1977, str. 43-52. 3. Przegląd różnych hipotez por. np. w książce: W. Zonn, Galaktyki i kwazary, WSiP, Warszawa 1975. 4. D. Sciama, Cosmology before and after Quasars, Scientific American, September 1967, przedruk w: Cosmology+ 1.

Rozdział 18 1. S. Groueff, J. P. Cartier, L'Homme et le Cosmos, Larousse - Paris Match, Paris 1975. 2. S. Weinberg, The Firśt Threc Minutes, Andre Deutsch, London 1977, str. 126-127 (Tłum. poi. Pierwsze trzy minuty, Iskry, Warszawa 1980. 3. S. Weinberg, The First Three Minutes, str. 132 (Tłum, poi., Pierwsze trzy minuty, iskry, Warszawa, 1980). 4. C. Brans, R. H. Dicke, Mach’s Principle and Relativistic Theory of Gravitation, Phys. Rev., 124, 925-935 (1961). 5. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roli, D. T. Wilkinson, Cosmic-Black-Body Radiation, Astrophys. J., 142, 114-119 (1965). 6. A. A. Penzias, R. W. Wilson, A Measurement of Excess Antenna Temperaturę at 4080 Mc/s, Astrophys. J., 142, 419-421 (1965)

Rozdział 19 1. R. Penrose, Gravitational Collapse and Space-Time Singularities, Phys. Rev. Lett., 14, 57-59 (1965). 2. S. W. Hawking, R. Penrose. The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology, Proc. Roy. Soc., A 314, 529-548 (1970). 3. R. Penrose, Structure of Space-Time, w: Battelle Rencontres, pod red. C. M. de Witt i J. A. Wheeler; New York 1968, str. 121-235. 4. R. Penrose, Techniąues of Differential Topology in Relativity Philadelphia 1972. 5. S. W. Hawking, G. F. R. Ellis, The Large-Scalę Structure of Space-Time, Cambridge 1973.

217

Rozdział 20 1. Por. tom sprawozdań z Krakowskiego Sympozjum. Confrontations of Cosmological Theories with Observational Data, pod red. M. Longaira, Reidel Publ. Comp., Dordrecht - Boston 1974. 2. W tomie sprawozdań z Sympozjum w Trieście. The Physicisfs Conception of Naturę, pod red. J. Mehra, Reidel Publ. Comp., Dordrecht — Boston. 1973. 3. H. Alfven, Kosmologia i antymateria (Biblioteka Problemów), PWN, Warszawa 1973.

Skorowidz

Bransa-Dicke’go teoria 171, 207 brzeg czasoprzestrzeni 188 — konforemny 185

Cefeidy 3 5-36, 48. 51, 64, 152 czas absolutny 25 - atomowy (elektromagnetyczny) 99-100 — grawitacyjny (dynamiczny) 99-101 - kosmiczny 23, 31, 98, 109. 190 - pojęciem statystycznym 84-85, 119 - pomiary 98-99 - względny (w sensie Leibniza) 25 czasoprzestrzeń 17-18, 92, 201 - statycznego modelu Einsteina 23-24 - modelu dc Sittera 28-30 Diraca teoria grawitacji 208 Dopplera (-Fizeau) efekt 33, 61-62, 71, 76-77, 88, 150. 165-166

Einsteina-Cartana teoria grawitacji 208 entropia 81-84, 87, 111-113, 118 era galaktyczna 203-204 — hadron owa 201-202 — leptonowa 202 - Plancka 189, 201 — promienista 203

Filozofia Einsteina 23-26, 150 Galaktyki 35-52, 62-67. 74-78 - powstawanie 121 -124, I 54-156,203-204. 209-210

geometrodynamika 92 gęstość materii we Wszechświecie 29. 106 Hipoteza Fizycznego Wszechświata 93-94 - Pierwotnego Atomu 83-85. 89, 108. 116-126, 138, 140-142, 154 hipoteza śmierci cieplnej Wszechświata 81-83, 87-88, II1-1 12 Hubble’a prawo 74-75. 100, 151. 207

Kanta-Laplace’a hipoteza 37-38 katalogi galaktyk 38-39 — radioźródeł 162 kierunek czasu (strzałka czasu) 81-82, 111-112 kolaps grawitacyjny 91, 183-184. 186-187. 190, 206 Koło Wiedeńskie 86 kosmogonia 89 kosmologia kwantowa 119, 188-190 199 -200 - Milne’a 95-101, 110, 114. 133 - neonewtonowska 102-107. 133 - obserwacyjna Hubble’a 74-78 — Robertsona 114-115 - Robertsona-Walkera 114-115 - stanu stacjonarnego 124, 127-136, 145 -146, 154-156, 167, 170, 179, 193, 198, 207 kwantowa teoria grawitacji (kwantowe efekty grawitacyjne) 188-190, 199-200, 209

219

kwazary 163-168 Mechanicyzm 102 metryka (czaso)przestrzeni 109-110 - Robertsona-Walkera 110, 114 model kosmologiczny Alfvena-Kleina 207 — Bondiego-Golda 130 — de Sittera (sferyczny) 27-33, 55-56, 68, 71, 75, 109, 132, 134 — Eddingtona-Lemaitre’a 68-73, 79, 89, 122 — Einsteina statyczny (cylindryczny) 15-26. 28-30, 55-56, 68. 71. 79, 88-89, 110, 122 — Einsteina-de Sittera 104 — Hoyle’a 133-135 - Lemaitre’a 122-124, 138 — oscylujący 112-113, 171 — polineutronowy 141 — standardowy 11, 120, 124, 126, 179, 192, 206, 208, 209 — stanu stacjonarnego 127-136, 154-156 — Tolmana 112-113 modele kosmologiczne anizotropowe 105, 117, 205 — Einsteina-Cartana 208 — Friedmana 55-59, 116, 142 — Friedmana-Lemaitre’a 114, 145, 178179, 188, 199, 205 — jednorodne 205-206 — neonewtonowskie 102-107 — niejednorodne 205-206, 209 — stacjonarne 28

Niestabilność grawitacyjna 121-123, 203 -204 nukleosynteza kosmiczna 118, 124, 137147, 155, 204 . Obfitość pierwiastków chemicznych 139140, 171, 199 osobliwość 112, 180-191, 206 — końcowa 56-57, 112

220

— początkowa 56-57, 100, 112, 116-118, 124-126, 129, 13 5, 150, 199, 208 Paradoks Olbersa 103 — Seeligera 103 początek świata 82-85, 89, 116-119, 125, 128, 200 promieniowanie kosmiczne 87-89, 91, 120121, 154 -tła (resztkowej 91, 120-121, 142-143, 169-179, 187, 199, 203, 210 próbka Wszechświata 76-77 przestrzeń absolutna 25 — chwilowa 23, 109 — pojęciem statystycznym 84-85, 119 - pomiary 89-99 — statycznego świata Einsteina 21-24 - względna (w sensie Leibniza) 25 przesunięcie ku czerwieni (red shift) 32-34, 62-67, 71, 74-75, 178, 192, 207

Radioastronomia 155-157, 158-179 równania pola grawitacyjnego Einsteina 20-21, 58-59 równanie Friedmana 56 , 58 , 71 — Poissona 18 Stała Hubblea 90-91, 151-153 — kosmologiczna 20-21, 55-57, i54

Teoria a — fi — V 138-140 - B2FH 145-146 — względności - - ogólna 17-18. 95-96 — — szczególna 16-17 termodynamika relatywistyczna 108, 111115 topologia Wszechświata 59 twierdzenia o osobliwościach 117

Warunki brzegowe w kosmologii 18-21 wiek Wszechświata 57, 76-77, 89-90, 122, 128, 150-153

Wielki Wybuch (Big Bang) 89, 117-118, 128. 138, 145-146, 154, 167, 169-170 193, 198-199

Ylem 139-142

Zasada kosmologiczna 97-98, 104-107 131. 133

— - doskonała 131-134 - Macha 26-27. 30 - nieoznaczoności (Heisenberga) 83 85 119 Życie we Wszechświecie 92-94, 204

Skorowidz nazwisk

Abell G. 13 Adams W. S. 177 Alfvćn H. 167, 218 Alpher R. 138, 143, 175, 216 Ambarcumian W. A. 154 Arp'H. 166-167, 207 Baade W. 152, 155-156, 161, 170 Barnes E. W. 92-93 Bartholomć A. 216 Bello F. 217 Betlie H. 138, 216 Bianchi L. 205 Bondi H. 127-136, 154-155, 182-214, 216 Brans C. 171, 217 Bunsen R. 61 Burbidge E. M. 145, 216 Burbidgc G. R. 145, 167, 216 Burkę B. F. 174, 176 Carlier J. P. 216-217 Chalatnikow I. M. 184 Ciarkę F. W. 139 Curtis H. 43

Darwin K. 92 dc Sitter W. 13, 27-3 3, 89-90, 192. 211 Dicke R. 170-171, 174-176, 217 Dingle H. 93, 135 Dirac P. A. M. 9, 133, 198 Doppler Ch. 61 Dreyer J. L. E. 38

222

Eddington A. S. 30, 32-34, 58. 71. 79-84, 88, 90-91. 111-113. 116, 211, 213. 215 Edison T. 158 Einstein A. 10, 12, 15-26, 27-30, 59, 103, 116-117, 149-151, 153, 189. 192, 211-212. 216 Ellis G. F. R. 59, 187-188, 199, 208. 212, 215. 217 Ewen H. 1. 162 Ewing M. S. 176

Fermi E. 139 Field G. 177 Fizeau F. H. 61 Fowler A. 145, 216 Fowler W. 167 Fraunhofer J. 61 Friedman A. A. 13. 53-59. 68. 71. 137, 192, 212

75.

GamowG. 121, 137-146. 169-170. 175.216 Geroch R. P. 186, 199 Gingerich O. 217 Godart O. 13. 67. 72, 142 Gold T. 127-136, 154. 156, 216 Greenstein J. 164-166 Groueff S. 216-217 Hale G. 47-48 Hawking S. W. 117. 181-191. 199, 208. 215. 217

Hayashi C. 144, 216 Hazard C. 163-164 Heckman O. 105, 154, 214 Herman R. C. 139, 143-144, 175 Hershel J. (syn), 38 Hershel W. (ojciec), 38 Hey J. S. 161-162 Hooker J. D. 48 Howell T. F. 176 Hoyle F. 127-136, 145, 154-156, 167, 170. 179, 216 Hubble E. P. 10. 13. 35-36. 43-51. 53. 63-67. 68, 74-78, 79, 111, 138. 1 50-153, 170, 212 Huggins W. 61 Humason M. L. 152

Infeld L. 148-149, 216 Jansky K. 158-159, 172 Jeans J. 87-89, 94, 133 Jędrzejewicz J. 39-42 Kant I. 28, 37-38, 212 Keachie S. 176 Kermack W. O. 101, 214 Kirchhoff G. 61 Kopernik M. 77, 193 Krutkow 59 Kuchowicz B. 216 Laplace P. S. 212 Leibniz G. W. 25 Lemaitre G. 13, 30-31, 33, 60, 67, 68-73, 75, 79-90, 83-85,88-89. 91, 94, 108-109, 116-126, 137-138, 142-143, 154, 169170, 175, 192, 211-213, 215-216 Lifszic E. M. 184 Lindquist R. W. 184 Locke J. 22, 211 Lodge O. 93, 158 Longair M. S. 215, 218 Lorentz H. A. 17 Lovell A. C. B. 155

Mach E. 24-26, 211 Matthews T. 163

Mc Crca W. H. 101, 104-107. 214 Mc Kcllar A. 177 Mehra J, 218 Merleau-Ponty J. 12. 113. 215 Meyer M. 141, 216 Millikan R. A. 91 Milne E. A. 91, 95-101, 104-107, 108, 110, 114, 130, 198, 213-214 Minkowski H. 17 Minkowski R. 161, 211 Newton 1. 9 Noonan T. W. 114, 215 North J. D. 11, 214

Olbers H. W. M. 103 Oort J. H. 161

Partridgc R. B. 174, 176 Pauli W. 154 Peebles P. J. E. 171, 174, 216-217 Penrosc R. 117, 182-191, 199, 217 Penzias A. 172-175, 203, 217 Persons S. J. 162 Petrozian V. 215 Phillips J. W. 162 Poincare H. 17 Polubarionowa-Kochina P. J. 212 Purcell E. M. 162 Reber G. 159-162 Robertson H. P. 13, 56, 108-111, 113-114, 130, 214-215 Roli P. G. 171, 174-175, 217

Sandage A. 13, 153, 163 Schatzman E. 154 Schmidt M. 163-166, 217 Shakeshaft J. R. 176 Shapley H. 42-43, 50-51 Sciama D. W. 93, 168, 182-183, 198-200, 213, 217 Seeliger H. 103 Slipher V. M. 33, 62-63, 65 Smart J. S. 139 Smuts J. C. 92

223

Tamarkin J. D. 57 Teller E. 138, 141, 216 Thornton D. D. 176 Tolman R. C. 77, 108, 111-114, 212, 214-215 Turkevich A. 139 Turner K. 174

Walker A. G. 108-111. 113. 130. 214 Ward M. 112, 215 Weinberg S. 170. 217 Welch W. J. 176 Weyl H. 13, 113, 215 Wheeler J. A. 92, 154, 184 Whitehead A. N. 11, Whitrow G. J. 95, 213 Wilkinson D. T. 171, 174, 175-176, 217 Wilson R. 172-175, 203, 217 Woolf N. J. 177 Wrixon G. 176

Van de Hulst H. C. 161 Van Maanen A. 41, 50

Zonn W. 217 Zwicky F. 13

Spinoza B. 24-26 Staelin D. H. 176 Stokcs R. A. 176 Szkłowski I. S. 177