PRZEDMOWA W; raz z Martinem Reesem byliśmy doktorantami w Cam- bridge. Mieliśmy różne przygotowanie: on studiował ma- tematykę i przerzucił się na fizykę i astrofizykę, podczas gdy ja studiowałem fizykę w Oksfordzie i próbowałem opanować mate- matykę potrzebną do zrozumienia ogólnej teorii względności Einsteina. Obaj prowadziliśmy badania pod kierunkiem Dennisa Sclamy, który działał na nas bardzo stymulujące, chociaż ani Martin, ani ja nie zgadzaliśmy się z niektórymi jego poglądami. W tym czasie trwała wielka debata nad tym, czy Wszechświat zaczął się od Wielkiego Wybuchu, czy też (zgodnie z teorią powstałą w Cambridge) istniał zawsze w stanie stacjonarnym. Scla-ma popierał teorię stanu stacjonarnego, ale do nas obydwu silnie przemawiały dowody obserwacyjne związane ze zliczeniami radloźródeł i kwazarów, które sugerowały, że to teoria Wielkiego Wybuchu jest poprawna. Odkrycie słabego promieniowania tła, które mogło być tylko pozostałością po Wielkim Wybuchu, rozwiązało w końcu ten spór. Był to wspaniały czas na studiowanie kosmologii. Zarówno w teorii, jak i w obserwacjach dokonywano zaskakujących odkryć. Wszystko było nowe, więc młodzi badacze dostrzegali możliwości, których nie zauważały pozbawione świeżego spojrzenia umysły bardziej dojrzałych uczonych. Niezwykłe jest to, że, nie 8 • PRZED POCZĄTKIEM Ucząc kilku zrywów i przestojów, sytuacja wygląda tak nadal. Dziedzina ta rozwija się obecnie tak samo dynamicznie. Jak wów czas. Nasze badania poszły Jednak w różnych kierunkach. Pod czas gdy Ja Interesowałem się głównie rozwijaniem teorii i wiele moich wyników nie zostało Jeszcze potwierdzonych obserwacyj- nie, badania Martlna były zawsze blisko związane z obserwa cjami i tym, co mówią nam one o Wszechświecie. Sądzę, że te róż nice w podejściu znajdują odzwierciedlenie w napisanych przez nas książkach. Ta książka umożliwia czytelnikowi kontakt z rze czywistą materią astronomii - bez używania słowa „Bóg", które, Jak się wydaje, wprawia Martina w zakłopotanie. W końcu jest to idea teoretyczna. Stephen Hawking mqf 1997 PODZIĘKOWANIA W książce tej autor przedstawia osobiste spojrzenie na ko smologię: w jaki sposób postrzegamy nasz Wszechświat, czego dotyczą toczące się obecnie spory oraz jaki jest zakres i ograniczenia naszej przyszłej wiedzy. Nie udałoby się jej ukończyć, a na pewno nie w jej obecnej postaci, gdyby nie wsparcie Nicka Webba z brytyjskiego oddziału wydawnictwa Simon & Schuster. Jego rady były nieocenione: zachęcał mnie w szczególności, abym nieco pospekulował i zawarł w książce tematy kontrowersyjne, których raczej wolałem uniknąć. Książka przeznaczona jest dla szerokiego kręgu czytelników, którzy podzielają zaraźliwą fascynację Nicka Webba tym, jak powstaje nauka, i fundamentalnymi pytaniami, z którymi próbują się zmagać kosmolodzy. Jestem również głęboko wdzięczny Jeffowi Robbin-sowi i jego współpracownikom z wydawnictwa Addison-Wesley. WSTĘP Filozofia zaczyna sif od zdziwienia. A potem, gdy myilfilozoficzna sroki już, co w jej mocy, zdziwienie pozostaje. A. N. WHITEHEAD Kosmiczna perspektywa Nasz Wszechświat miał początek - w Wielkim Wybuchu lub, jak wolą inni, ognistej kuli. Następnie rozszerzał się i ochładzał. Skomplikowany układ gwiazd i galaktyk, który widzimy wokół nas, pojawił się tysiące milionów lat po Wielkim Wybuchu. Przynajmniej na jednej planecie krążącej wokół przynajmniej jednej gwiazdy atomy połączyły się w stworzenia wystarczająco złożone, aby mogły zastanawiać się nad swoim pochodzeniem. Cynicy mówili zwykle, i nie bez powodu, że kosmologia dys- ponuje tylko dwoma faktami: że nasz Wszechświat się rozszerza i że niebo nocą jest ciemne. Nie jest to już prawdą. Za pomocą znajdujących się na Ziemi i w przestrzeni kosmicznej teleskopów zaobserwowaliśmy galaktyki położone tak daleko, że ich światło zostało wysłane, gdy Wszechświat był 10 razy młodszy niż obecnie. Posługując się komputerami, potrafimy modelować powstawanie galaktyk z bezkształtnych początków. Inne metody obserwacyjne pozwoliły nam odkryć „skamieniałości" z jeszcze wcześniejszych epok historii kosmosu. Potrafimy odtworzyć ewolucję Wszechświata, cofając się w czasie aż do chwili, gdy Jego wiek wynosił zaledwie jedną sekundę. To stwierdzenie byłoby dużym zaskoczeniem dla wcześniejszych pokoleń kosmologów, którzy uważali swoją dziedzinę raczej za 12 • PRZED POCZĄTKIEM matematyczne ćwiczenie bardzo odległe od testów obserwacyj nych. Gotów jestem założyć się o dużą sumę, że Wielki Wybuch naprawdę miał miejsce, że początkiem wszystkiego w naszym obserwowalnym Wszechświecie była gęsta kula ognista, dużo gorętsza niż środek Słońca. Większość kosmologów założyłaby się o podobnie wysokie stawki. (Ciągle jednak niewielka grupa uczonych nie zgadza się z tym poglądem). Kosmos i mikroświat Gwiazdy i galaktyki, chociaż są olbrzymie, znajdują się nisko na skali złożoności. Dlatego prób ich zrozumienia nie można uznać za zarozumiałość. Żaba jest o wiele bardziej onieśmiela jącym wyzwaniem dla nauki niż gwiazda. Układy planetarne występują często wokół innych gwiazd. Jakie jest więc prawdopodobieństwo, że w sprzyjających warun kach dojdzie do powstania życia, które osiągnie interesujący etap ewolucji? Na to biologiczne pytanie ciągle nie ma odpowie dzi. Możliwe, że kosmos kipi życiem. Prawdopodobne jest też, że ewolucja organiczna wymaga tak rzadkiej kombinacji zbie gów okoliczności, iż tylko na Ziemi istnieją Inteligentne istoty obdarzone świadomością. Nasz cykl kosmiczny może być zamknięty i Wszechświat za kończy się kiedyś globalną katastrofą, zwaną Wielkim Kolap sem. Nie stanie się tak jednak dopóty, dopóki nie zgasną gwiaz dy i wszystkie atomy - również czarne dziury - nie zostaną przetworzone na promieniowanie. Nawet jeśli życie i Inteligencja występują teraz tylko na Ziemi, będą miały czas rozprzestrze nić się w całej Galaktyce i poza nią. Gdyby życie na Ziemi wymar ło, zmniejszyłyby się możliwości całego Wszechświata. Nasza biosfera może mleć istotne znaczenie dla całego kosmosu, a nie tylko dla Ziemi. Potrafimy z dużym prawdopodobieństwem odtworzyć historię kosmosu aż do pierwszej sekundy po Wielkim Wybuchu. Gdy cofamy się jeszcze bardziej, do pierwszej milisekundy, stąpamy po bardziej grząskim gruncie. Jednak postęp, jaki dokonał się WSTĘP • 13 ostatnio, sprawia, że możemy poważnie zastanawiać się nad pytaniami, które wcześniej miały charakter spekulatywny: dlaczego nasz Wszechświat Jest taki duży? A przede wszystkim: dlaczego w ogóle się rozszerza? Wyzwanie stojące przed następnym Newtonem lub Einsteinem polega na zjednoczeniu sił natury: zinterpretowaniu oddziaływań elektrycznych, jądrowych i grawitacyjnych jako różnych przejawów jednej, pierwotnej siły. Taka unifikacja może występować (i zostać zaobserwowana) tylko przy niezwykle wysokich energiach -prawdopodobnie istniała w pierwszych chwilach Wielkiego Wybuchu, kiedy wszystko, co obserwują astronomowie, było ściśnięte w obszarze mniejszym od piłki golfowej, a fluktuacje kwantowe wstrząsały całą tkanką przestrzeni. Zalążki galaktyk i innych struktur kosmicznych oraz ulotna ciemna materia, która wypełnia nasz Wszechświat, są pozostałościami tej epoki. Metawszechświat Gdy Wszechświat się ochładzał, wypełniająca go szczególna mieszanka energii i promieniowania - a może nawet liczba wymia- rów przestrzennych - mogła powstać tak przypadkowo, jak rysunek lodu na zamarzającym jeziorze. Prawa fizyczne zostały ustalone w czasie Wielkiego Wybuchu. Nasz Wszechświat i rządzące nim prawa muszą mleć (w dobrze zdefiniowanym sensie) dość szczególne cechy, skoro pojawili się ludzie. Musiały powstać gwiazdy, a ich jądrowe piece, dzięki którym świecą, musiały przetworzyć pierwotny wodór w węgiel, tlen i żelazo. Pojawienie się złożonego życia na Ziemi wymagało stabilnego środowiska oraz dużo przestrzeni i czasu. To szczególne dopasowanie, od którego zależy nasze istnienie, może być przypadkowe. Kiedyś tak właśnie sądziłem. Obecnie pogląd ten wydaje ml się jednak zbyt zawężony. To, co zwykle nazywamy Wszechświatem, może być tylko jednym z elementów większego zbioru. Mogą istnieć niezliczone inne wszechświaty, w których obowiązują inne prawa fizyki. Wszechświat, w którym żyjemy, należy do szczególnego podzbioru wszech- 14 • PRZED POCZĄTKIEM światów, umożliwiającego powstanie złożoności i świadomości. Jeśli zgodzimy się z tym poglądem, różne, na pozór szczególne, cechy naszego Wszechświata - przytaczane przez niektórych teologów jako dowody na Istnienie opatrzności czy planu - nie bę dą już niespodzianką. Ta linia rozumowania - poszerzona per spektywa, jaką stwarza metawszechświat - stanowi Jeden z mo tywów tej książki. Idea ta stanowi potencjalnie tak wielkie poszerzenie naszej kosmicznej perspektywy, jak przejście od wyobrażeń przedko- pemikowsklch do świadomości, że Ziemia okrąża tylko przecięt ną gwiazdę na skraju Drogi Mlecznej - jednej z niezliczonych galaktyk. Kosmolodzy mogą obecnie w całkowicie naukowy spo sób zajmować się nową dziedziną fundamentalnych pytań, na te mat których wcześniej jedynie spekulowali w wolnych chwilach. Nasz Wszechświat może być tylko jedną z wysp - w pewnym sensie: jednym atomem - w nieskończonym zbiorze: w kosmicz nym archipelagu. Każdy wszechświat zaczyna się od własnego wielkiego wybuchu, ochładzając się, nabiera kształtu (tworząc swój zestaw praw fizycznych) i przechodzi przez własny cykl ko smiczny. Wielki Wybuch, który dał początek naszemu Wszech światowi, jest w tej wielkiej perspektywie zaledwie drobnym frag mentem skomplikowanej struktury, która rozciąga się dużo dalej, niż mogą sięgnąć nasze teleskopy. Niektórzy kosmolodzy przypuszczają, że w istniejących wszechświatach powstają nowe „wszechświaty potomne". Im- plozja do olbrzymiej gęstości (na przykład w pobliżu czarnej dziury) może zapoczątkować rozszerzanie się nowego, niedostęp nego dla nas obszaru przestrzeni. Niewykluczone, że wszech światy da się nawet wytwarzać - wprawdzie na zrealizowanie tego eksperymentalnego wyzwania nie mamy obecnie wystar czających środków, ale może stać się ono osiągalne, zwłaszcza jeśli weźmiemy pod uwagę, że przed naszym Wszechświatem Jest jeszcze większa część jego życia. Z takim wszechświatem potomnym nie można by wymieniać żadnych informacji, mógłby on jednak zachować jakieś cechy wszechświata, od którego pochodzi. Nasz Wszechświat może być (planowanym lub nie planowanym) rezultatem takiego wydarzenia w jakimś innym ko- WSTĘP • 15 srnosle. Tradycyjny teologiczny dowód przez konstrukcję pojawia się w ten sposób w nowym przebraniu. Najbardziej naturalne byłoby założenie, iż nowe wszechświaty rodzą się martwe, w tym sensie, że nie są w stanie stworzyć środowiska sprzyjającego skomplikowanej ewolucji: mogą istnieć za krótko, mleć niewłaściwą liczbę wymiarów, uniemożliwiać reakcje chemiczne lub mieć inne wady. Niemniej nasz Wszechświat wcale nie musi należeć do najbardziej złożonych: inne kosmosy mogą mleć strukturę bogatszą, niż potrafimy sobie wyobrazić. O książce Natury kosmicznego środowiska nie da się uchwycić za pomocą samej myśli. Kosmologia stała się nauką dzięki nowoczesnym teleskopom i sondom kosmicznym, które badają coraz głębsze obszary przestrzeni, sięgają coraz dalej wstecz w czasie i poszu- kują niezwykłych obiektów, takich jak czarne dziury i struny kosmiczne. Ta książka opisuje pewne istotne elementy tych po- szukiwań, kładąc nacisk na odkrycia i idee, którymi dopiero teraz zaczynają się interesować uczeni. Starałem się jednak nakreślić również tło historyczne i wyjaśnić kilka starych problemów, które przez lata pojawiały się w dyskusjach: natura przesunięcia ku czerwieni, ciemna materia, grawitacja i tak dalej. Wzbogaciłem tekst wspomnieniami o wyjątkowych osobach, jakie spotkałem lub z którymi pracowałem, opisując, w jaki sposób ich podejście do nauki wynikało z ich osobowości, poglądów pozanaukowych, a czasami nawet - obsesji. ««• Oto, co znajdujemy w CoUegiate Dictionary Merriama-Webstera pod hasłem „pióro": Zrogowaciały wytwór naskórka, stanowiący zewnętrzne po- loycte dala ptaków i składający stę ze stosiny, od które) z każ- 16 • PRZED POCZĄTKIEM dej strony odchodzą rzędy promieni, a na nich umocowane są promyki oraz promyki zakończone haczykami, łączące się z promykami sąsiedniego promienia i tworzące ciągłą chorą giewkę. Definicja ta. Jak sądzę, może się przydać komuś o olbrzymiej wiedzy, kto nigdy nie widział ptaka. Wygląda na to, że również niektóre książki o nauce przeznaczone są dla (niemal nie ist niejącej) grupy czytelników, która ma bogate słownictwo, lecz czuje się zakłopotana w kontakcie z liczbami czy równaniami. Na ukowy żargon może być mniej strawny niż proste równania. Starałem się unikać zarówno żargonu, jak i równań. Nie da się Jednak uniknąć liczb. Ponieważ opisujemy kosmos, niektóre z tych liczb muszą być bardzo duże. Istotny jest jednak ich rząd wielkości, a nie dokładna wartość, przedstawiam Je więc w po staci potęg 10(10^, gdzie x oznacza liczbę zer w liczbie, gdy za piszemy ją w normalnej postaci). Niels Bohr, wielki pionier współczesnej fizyki, radził swoim kolegom, aby „mówili tak jasno, jak myślą, ale nie jaśniej". Wy gląda na to, że sam stosował się do tej rady - znany był z ciche go i niezrozumiałego mamrotania. Matematyka, jaką posługują się teoretycy, i przyrządy używane przez obserwatorów mogą rze czywiście wydawać się skomplikowane. Jednak te szczegóły nie muszą obchodzić nikogo poza specjalistami; są to tylko narzędzia, za pomocą których zmagają się oni z wielkimi pytaniami kosmo logii: w jaki sposób powstały gwiazdy, planety i życie? Dlaczego nasz Wszechświat jest taki, jaki jest? Skąd się wzięły prawa, któ re nim rządzą? Czy mogą istnieć inne wszechświaty? Każdy mo że zastanawiać się nad tymi pytaniami i - gdy szukamy po omac ku - specjaliści wyprzedzają laików zaledwie o pół kroku. Niektóre stwierdzenia dotyczące naszego Wszechświata po parte są silnymi dowodami i w tych kwestiach panuje wśród ko smologów powszechna zgoda. Inne jednak są bardzo niepewne lub spekulatywne. Starałem się ich nie pomieszać. Książka ta opisuje niektóre idee składające się na powszechnie akceptowaną wiedzę, jak również przypuszczenia, z którymi nie zgodziliby się moi koledzy. Nie chciałem jednak zamazywać granicy WSTĘP • 17 między tym, co dobrze znane, a tym, czego - przynajmniej na razie - nie wiemy na pewno. Mój kolega z Cambridge, Stephen Hawking, stwierdził w swojej Krótkiej historii czasu, że każde umieszczone w książce równanie zmniejsza jej sprzedaż o połowę. W swej książce trzymał się tej wskazówki i ja również tak robię. Hawking (a może Jego wydawca) doszedł jednak do wniosku, że każda wzmianka o Bogu podwoi sprzedaż. Pomysł ten znalazł uznanie i Bóg pojawił się w tytułach kilku kolejnych książek - Boska Cząstka, Bóg i nowa jizyka i tym podobnych. Pod tym względem nie będę naśladował Stephena. Gdy przedstawiciele nauk przyrodniczych wkraczają na teren teologii lub filozofii, efektem tego może być żenująca naiwność lub dogmatyzm. Kosmologia może mieć bardzo głęboki wpływ na te dziedziny ludzkiej myśli, lecz skromność nie pozwala mi zapuszczać się na te obszary. Zgadzam się raczej z innym kolegą, kosmologiem Josephem Sllkiem, który stwierdził: „Pokora w obliczu wielkich, trudnych zagadek jest prawdziwą filozofią, jaką ma do zaoferowania współczesna fizyka". ROZDZIAŁ l OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA Jestem czf/cuf Słońca, jak moje oczy stf częścią mnie. O tym, u jestem częścią Ziemi, wiedzą doskonale moje stofy, a moja krew jest cześcuf morza. D. H. LAWRENCE .Podczas tego, jak planeta nasza, ulegając ściśle prawu ciążenia, dokonywała swego obrotu, z tak prostego początku zdołał po- wstać i wciąż się jeszcze rozwija nieskończony szereg form najpiękniejszych i najdziwniejszych".* W ten sposób kończy się O powstawaniu gatunków Karola Darwina. Kosmolodzy cofają się jeszcze dalej niż do wspomnianego przez Darwina „prostego początku" i chcą umieścić nasz Układ Słoneczny w obszerniejszym schemacie ewolucyjnym, sięgającym do powstania Drogi Mlecznej i dalej, aż do chwili, gdy Wszechświat zaczął się rozszerzać w Wielkim Wybuchu. Ośmielamy się więc spekulować: Jakie możliwości niesie ze sobą kosmiczna ewolucja w odległej przyszłości? Czy mogą istnieć inne wszechświaty, rządzone innymi prawami? Jeśli tak, to czy stwarzają one równie sprzyjające warunki do powstania „form najpiękniejszych"? Zagadnienia te będą tematem późniejszych rozdziałów. Aby światło Słońca przebyło drogę do Ziemi, wystarcza 8 minut, natomiast aby dotrzeć do Neptuna i Plutona, najdalszych planet naszego Układu Słonecznego, potrzebuje już kilku godzin. Światło jasnych gwiazd Drogi Mlecznej - innych słońc po- * Przekład Szymona Dicksteina i Józefa Nusbauma [w:] Dzida Karola Darwina. Nakładem Redakcyi „Przeglądu Tygodniowego", Warszawa 1884-5, s. 408. 20 • PRZED POCZĄTKIEM dobnych do naszego - podróżowało do nas przez stulecia. Jed nakże nawet cała Droga Mleczna, Galaktyka, do której należy nasze Słońce, jest tylko jednym z obiektów na pierwszym planie kosmicznego krajobrazu. Nasz obecny horyzont rozciąga się do obiektów położonych tak daleko, że ich światło podróżowało do nas przez kilka miliardów (czyli kilka tysięcy milionów) lat. Nawet gdybyśmy nic nie wiedzieli o przestrzennych skalach. Ja kie ukazują nam współczesne teleskopy, już nasz Układ Słonecz ny związany jest z tak wielkimi skalami czasowymi, że trudno je powiązać z ludzką (czy nawet historyczną) perspektywą. Przy puśćmy, że Stany Zjednoczone istniały zawsze i że gdy powsta wała Ziemia, wyruszyliśmy w podróż ze Wschodniego Wybrzeża, a dotarliśmy do Kalifornii w chwili, gdy umiera Słońce. Aby od być taką podróż, należałoby robić jeden krok co dwa tysiące lat. Zaledwie trzy lub cztery kroki odpowiadałyby całej udokumento wanej historii ludzkości. Co więcej, kroki te stawialibyśmy w po łowie drogi, gdzieś w Kansas - wcale nie pod koniec podróży. Na sze Słońce nie przeżyło jeszcze połowy swojego życia, a my ciągle jesteśmy w „prostym początku" ewolucyjnej opowieści. Słońce i jego metabolizm Słońce i inne gwiazdy są gigantycznymi kulami świecącego ga zu. W ich wnętrzach zmagają się ze sobą dwie siły: grawitacja i ci śnienie. Grawitacja usiłuje ścisnąć wszystko w kierunku środ ka, lecz na skutek zgniatania gaz podgrzewa się i powstające w ten sposób ciśnienie równoważy grawitację. Powierzchnia Słońca jest rozpalona do białości i świeci przy temperaturze 6000 stopni. Aby jednak ciśnienie osiągnęło wystarczającą wiel kość, środek Słońca musi być dużo gorętszy - jego temperatu ra wynosi około 15 milionów stopni. Co powoduje, że Słońce świeci? Gdyby nie było paliwa, grawitacja stopniowo ściskałaby Słońce, a jego ciepło wyciekałoby w przestrzeń kosmiczną. W XIX wieku wielki fizyk szkocki lord Kelvln obliczył, że w takich warunkach Słońce skurczyłoby się do połowy swoich obecnych rozmiarów w ciągu około 10 milio- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 21 nów lat. Jest to długi czas, ale niewystarczający: zbyt krótki w porównaniu z określonym przez Darwina czasem trwania ewolucji biologicznej i współczesnymi oszacowaniami wieku Ziemi na podstawie warstw geologicznych i erozji. Kelvln uświadomił sobie, że życie Słońca można by przedłużyć tylko wówczas, gdyby Istniało „jakieś nieznane źródło energii powstałe w chwili stwo- rzenia". W latach dwudziestych naszego stulecia stało się jasne, że wchodzi tu w grę energia „subatomowa": słynne równanie Einsteina E=mc2 oznacza, że w całej materii uśpiona jest energia i że zaledwie 1% masy Słońca wystarcza do podtrzymania jego świecenia. Do lat trzydziestych dowiedziano się o energii jądrowej wystarczająco dużo, aby rozwiązać paradoks KeMna. Słońce zasilane jest w wyniku tych samych reakcji, które powodują wybuch bomby wodorowej. Atomy wodoru są najprostszymi atomami, jakie istnieją: ich jądro składa się tylko z jednego protonu. Im gorętszy jest gaz, tym szybciej poruszają się tworzące go atomy. W jądrze Słońca protony zderzają się ze sobą tak silnie, że dochodzi do ich połączenia. W wyniku szeregu reakcji z czterech jąder wodoru (protonów) powstaje jedno jądro helu. Waży ono jednak o 0,7% mniej niż cztery protony, które posłużyły do jego stworzenia. Przekształcenie wodoru w hel prowadzi więc do uwolnienia energii równej 0,007mc2, co wystarcza, aby Słońce świeciło przez kilka miliardów lat. Uwalnianie energii w gwieździe odbywa się w sposób stacjonarny i kontrolowany, a nie wybuchowy, jak w przypadku bomby. Dzieje się tak, ponieważ grawitacja wystarczająco mocno ściska zewnętrzne powłoki gwiazdy, aby „przytrzymać pokrywkę", pomimo olbrzymich ciśnień panujących w jądrze gwiazdy. Słońce pozostaje w takiej równowadze, że synteza jądrowa dostarcza energii w tempie, jakie potrzebne jest do wyrównania straty wydostającego się z jego powierzchni ciepła, od którego zależy życie na Ziemi. Obecnie rozumiemy, jak funkcjonuje Słońce, przynajmniej w ogólnym zarysie. Trwające teraz dyskusje skupiają się na drobniejszych szczegółach: co powoduje powstawanie ciemnych plam i gwałtownych wybuchów na jego powierzchni? Jak możemy badać jego głębokie wnętrze? Czy Słońce świeci jednostajnie, 22 • PRZED POCZĄTKIEM czy też jego Jasność zmienia ale w stopniu wystarczającym, aby wpływać na ziemski klimat? Słońce narodziło się z międzygwiazdowego obłoku. Początko wo prędkość obrotu tego obłoku była ledwo zauważalna, kur cząc się Jednak, obracał się on coraz szybciej (tak jak to robi łyżwiarka, przyciągając do siebie ramiona). Siła odśrodkowa ro sła, aż zrównoważyła grawitację. Wokół rodzącego się w cen trum Słońca powstał wirujący dysk. Formujące się Słońce dalej stopniowo się kurczyło (mniej więcej tak, jak opisywał Kelvin), aż do momentu, gdy jego wnętrze stało się wystarczająco gorące, aby zapoczątkować syntezę wodoru. W tym samym czasie ota czający Słońce dysk stygł, a część Jego materii łączyła się w pył i skały, które następnie utworzyły planety. Słońce, otoczone już wtedy układem planetarnym, osiągnęło stan równowagi, powoli, ale równomiernie łącząc wodór w hel. W wyniku tego procesu powstaje tak wiele ciepła, że do tej po ry Słońce nie zużyło nawet połowy swojego zapasu wodoru, cho ciaż ma już 4,5 miliarda lat. Będzie ono Jeszcze świecić przez 5 miliardów lat, po czym rozszerzy się i przekształci w czerwo nego olbrzyma, gwiazdę tak wielką, że pochłonie ona planety wewnętrzne i spowoduje, iż całe życie na Ziemi przestanie Istnieć. Po fazie czerwonego olbrzyma Słońce odrzuci swoją zewnętrzną powłokę, pozostawiając jądro, które skurczy się do postaci bia łego karła - gęstej, nie większej od Ziemi, chociaż kilkaset ty sięcy razy masywniejszej gwiazdy. Będzie ona oświetlać niebie skim światłem - słabszym niż światło dzisiejszego Księżyca - to, co pozostanie z Układu Słonecznego. Inne gwiazdy W jaki sposób jasność i barwa gwiazdy zależą od jej masy, wieku i składu chemicznego? Astrofizycy potrafią obecnie odpowie- dzieć na takie pytania. Podobnie jak w przypadku Słońca, nauczyli się modelować cykle życia gwiazd, które początkowo są lżejsze lub cięższe od Słońca: mają masę o połowę mniejszą od Słońca, dwa lub cztery razy większą i tak dalej. Masywniejsze OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 23 gwiazdy są jaśniejsze, a ich cykl życiowy - krótszy. W takich obliczeniach jako założeń wyjściowych używa się tego, czego fizycy nauczyli się o atomach i jądrach z doświadczeń laboratoryjnych. Jak jednak sprawdzić takie wyniki? W porównaniu z astronomami gwiazdy żyją tak długo, że dane nam jest oglądać tylko pojedyncze zdjęcie z życia każdej z nich. Mimo to można sprawdzać teorie, badając całe populacje gwiazd. Drzewa również mogą żyć setki lat, ale nawet jeśli nigdy wcześniej nie widziało się drzewa, wystarczy przez jedno popołudnie pospacerować po lesie, aby poznać cykl ich życia: zobaczylibyśmy sadzonki, duże okazy i takie, które są już martwe. Możemy się tu posłużyć malowniczą metaforą Williama Herschela, wielkiego astronoma angielskiego, który pod koniec XVIII wieku odkrył Urana i badał później Drogę Mleczną: Czy nie jest niemal tym samym żyć i oglądać kolejno wzrost, kwitnienie [...] i usychanie rośliny, co w jednej chwili objąć wzrokiem wielką liczbę okazów, z których każdy przedstawia inny etap życia rośliny? Najłatwiej obserwować gwiazdy, gdy znajdują się one w najjaśniejszych fazach ewolucji: dobrze znane gwiazdy, takie jak Betelgeza i Arktur, przechodzą obecnie stadium olbrzyma. Najlepszymi laboratoriami do sprawdzania naszych teorii ewolucji gwiazd są tak zwane gromady kuliste - skupiska liczące nawet milion gwiazd różnej wielkości, połączonych ze sobą przyciąga- niem grawitacyjnym - które powstały w tym samym czasie. Białe karły - „popioły" pozostawione przez gwiazdy podobne do Słońca, które zakończyły już swój cykl życiowy - występują bardzo powszechnie w naszej Galaktyce, ale ponieważ świecą tak słabo, trudniej jest je badać. Gwiazdy, które powstały niedawno, mają bardzo gorące powierzchnie (i są w rzeczywistości niebieskie, a nie białe), ale stopniowo się ochładzają, ponieważ nie mogą wytwarzać wystarczająco dużo energii, by uzupełnić to, co wypromleniowują. Temperaturę białych karłów można odczytać z ich barwy (w miarę ochładzania się stają się coraz bardziej czerwone), co z kolei pozwala nam określić ich wiek (czyli czas, jaki 24 • PRZED POCZĄTKIEM upłynął od chwili, gdy ich macierzyste gwiazdy wyczerpały swo je główne paliwo jądrowe). Najzimniejsze białe kariy liczą kilka mi liardów lat, a to z kolei mówi nam, że niektóre gwiazdy zużyły swoje paliwo jądrowe, zanim jeszcze powstał Układ Słoneczny. Gwałtowna śmierć Nie wszystko we Wszechświecie zachodzi powoli. Czasem gwiaz dy wybuchają gwałtownie jako supernowe. Pojawiająca się w po bliżu nas supernowa rozjaśnia się na kilka tygodni i staje się najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Najsłynniejsze tego ro dzaju zdarzenie zaobserwowano w Chinach. „W dniu chichhou piątego miesiąca pierwszego roku okresu panowania Chlh- Ho" (lipiec 1054 roku) Yang Wel-Te, Wielki Rachmistrz Kalendarza - prawdopodobnie odpowiednik angielskiego Astronoma Królew skiego w starożytnych Chinach - zwrócił się do swojego cesarza w pełnych szacunku słowach: „Chyląc czoło przed Waszą Wyso kością, pragnę donieść, że zaobserwowałem pojawienie się go ścinnej gwiazdy. Gwiazda ta mieniła się lekko żółtym kolorem". Obecnie, niemal tysiąc lat później, obserwujemy pozostało ści po wybuchu dostrzeżonym przez Yang Wei- Te - błękitnawy owal ze strugami gazu rozchodzącymi się ze wspólnego środka. Nosi on nazwę Mgławicy Krab. Przez kilka milionów lat będzie można jeszcze obserwować, jak powoli rozszerza się i blednie, aż tak się rozproszy, że połączy się z rozrzedzonym gazem i py łem, który wypełnia przestrzeń międzygwiazdową. W XX wieku najbliższą supernową zaobserwowano w 1987 roku. Nie znajdowała się ona tak blisko, jak Mgławica Krab, ale była wystarczająco Jasna, aby można ją było szczegółowo badać. W nocy z 23 na 24 lutego łan Shelton, kanadyjski astronom pro wadzący obserwacje w chilijskich Andach, zauważył „nowy" obiekt na południowym niebie, w skupisku gwiazd, znanym jako Wiel ki Obłok Magellana. Pojaśnienie, a następnie stopniowe słabnię cie gwiazdy śledzono nie tylko za pomocą teleskopów optycznych, ale także innych współczesnych metod - teleskopów do obserwacji w zakresie radiowym, rentgenowskim i y - które otwo- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 25 wyły nam nowe okna na Wszechświat. Teoretycy mieli rzadką szansę sprawdzenia swoich skomplikowanych obliczeń. Kosmiczna alchemia Takie zdarzenia fascynują astronomów. Ale dlaczego kogoś Innego miałyby obchodzić gwiazdy wybuchające tysiące lat świetlnych od nas? Dlaczego miałyby zajmować 99,9% ludzi, których zainteresowania zawodowe dotyczą raczej spraw ziemskich niż kosmicznych? Otóż gdyby nie supernowe, na Ziemi nigdy nie pojawiłyby się złożone formy życia - i z pewnością nie byłoby nas. Na Ziemi występują w naturze 92 rodzaje atomów, ale niektóre z nich są dużo bardziej powszechne niż inne. Na każde 10 atomów węgla przypada średnio 20 atomów tlenu oraz prawie 5 atomów azotu i żelaza. Złoto występuje jednak 100 milionów razy rzadziej niż tlen, a inne pierwiastki - na przykład uran - są Jeszcze rzadsze. Wszystko, co kiedykolwiek napisano za pomocą alfabetu łacińskiego, składa się zaledwie z około 26 liter. Podobnie atomy mogą na olbrzymią ilość różnych sposobów łączyć się w cząsteczki, od tak prostych, jak woda (H^O) czy dwutlenek węgla (CO^), do zawierających tysiące atomów. Najważniejszymi składnikami istot żywych (łącznie z nami) są atomy węgla i tlenu połączone (wraz z innymi) w podobne do łańcuchów cząsteczki o wielkiej złożoności. Nie moglibyśmy istnieć, gdyby te właśnie atomy nie występowały powszechnie na Ziemi. Atomy składają się z kolei z prostszych cząstek. Każdy rodzaj atomu ma charakterystyczną liczbę protonów (o dodatnim ładunku elektrycznym) w jądrze i taką samą liczbę elektronów (o ujemnym ładunku elektrycznym), które krążą wokół niego: jest to tak zwana liczba atomowa. Wodór ma liczbę atomową l, a uran - 92. Jądra wszystkich atomów składają się z tych samych cząstek elementarnych - protonów oraz neutronów - więc nic w tym dziwnego, że jedne mogą się przekształcać w drugie. Dzieje się tak, na przykład, w czasie wybuchu jądrowego, lecz jądra są na tyle odporne, że samorzutnie nie ulegają zniszczeniu podczas 26 • PRZED POCZĄTKIEM procesów chemicznych, które zachodzą w Istotach żywych lub w laboratoriach. Różne rodzaje atomów na Ziemi występują w takich samych proporcjach, jak wtedy, gdy 4,5 miliarda lat temu powstawał Układ Słoneczny: żaden naturalny proces na Ziemi nie może prowadzić do stwarzania lub niszczenia atomów.1* Chcieliby śmy zrozumieć, dlaczego atomy pojawiły się w takich właśnie proporcjach. Moglibyśmy się nad tym nie zastanawiać - może stwórca pokręcił 92 różnymi gałkami? W naturze ludzkiej leży jednak poszukiwanie wyjaśnień, które są mniej ad hoc i próbu ją odnaleźć proste początki skomplikowanych struktur. W tym przypadku astronomowie dysponują już kluczowymi informa cjami: wygląda na to, że Wszechświat rozpoczął się od prostych atomów, które następnie uległy syntezie i przekształciły się w cięższe atomy we wnętrzach gwiazd. Niemniej nawet środek Słońca nie jest wystarczająco gorący, aby dokonać takich przekształceń. Tylko Jądra jasnych, niebie skich gwiazd, jakie znajdują się na przykład w Wielkiej Mgławi cy w Orionie, oraz ekstremalne warunki panujące w trakcie ich wybuchów pod koniec życia mogą przeobrażać metale nieszla chetne w złoto. Gwiazdy 10 razy masywniejsze od Słońca świecą dużo jaśniej i ewoluują w o wiele bardziej skomplikowany i dramatyczny spo sób. Zużywają one swój zapas wodoru (zmieniając go w hel) w cią gu 100 milionów lat - w okresie krótszym niż 1% czasu życia Słoń ca. Grawitacja jeszcze silniej ściska te gwiazdy i temperatura w ich środkach Jeszcze bardziej wzrasta, aż do momentu, gdy jądra he lu same zaczynają się łączyć, tworząc cięższe jądra - węgla (6 pro tonów), tlenu (8 protonów) i żelaza (26 protonów). Struktura tych gwiazd zaczyna przypominać cebulę: powłoka węgla otacza po włokę tlenu, która z kolei otacza powłokę krzemu. Gorętsze we wnętrzne powłoki zbudowane są z kolejnych pierwiastków ukła du okresowego, aż do jądra, które składa się głównie z żelaza. Gdy duża gwiazda zużyje całe swoje paliwo (Innymi słowy, kiedy Jej gorący środek przekształci się w żelazo), staje w obliczu * Przypisy autora, oznaczone liczbami, znajdują się na końcu książki (przyp. red.). OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 27 kryzysu. Gwałtowne zapadanie się powoduje ściśnięcie Jej Jądra do gęstości jądra atomowego i zapoczątkowuje olbrzymią eks- plozję, w której wyniku gwiazda odrzuca zewnętrzne powłoki z prędkością 10 tysięcy kilometrów na sekundę. Wybuch ten przejawia się jako supernowa, eksplozja podobna do tej, w której powstała Mgławica Krab. W skład pozostałości po tym wybu- chu wchodzą wszystkie produkty jądrowej alchemii, dzięki której gwiazda świeciła przez całe swoje życie. W tej mieszance znajduje się dużo tlenu i węgla, powstają także śladowe ilości wielu innych pierwiastków. Obliczony skład tej mieszanki jest ku naszej radości bliski proporcjom, które obserwujemy obecnie w Układzie Słonecznym. Trochę historii Wyjaśnienie sposobu uwalniania się energii wewnątrz Słońca2 zawdzięczamy Hansowi Bethemu, jednemu z głównych pionie- rów fizyki jądrowej w latach trzydziestych. Dokładne obliczenia tego, co dzieje się w jądrach gwiazd, zwłaszcza podczas później- szych i gorętszych etapów, które poprzedzają wybuch supernowej, wymagają rozważenia wielu złożonych reakcji; obliczenia takie musiały poczekać na potężne komputery. Wynik rachunków zależy w subtelny sposób od szczegółów fizyki jądrowej. (Niektóre metody używane w tych zawiłych obliczeniach stworzyli specjaliści od projektowania broni jądrowej. Nic więc dziwnego, że pierwsze szczegółowe rachunki dotyczące supernowych przeprowadzono w amerykańskim Laboratorium Llvermore i w podobnych instytucjach oraz w ich radzieckich odpowiednikach). Jaki związek mają gwiazdy z pierwiastkami występującymi wokół nas - dlaczego atomy węgla i żelaza występują powszechnie, a atomy złota są tak rzadkie? Jako pierwszy zrozumiał to Fred Hoyle, gdy zajmował się tym problemem w chwilach wolnych od pracy nad skonstruowaniem radaru w czasie drugiej wojny światowej. Gdyby Fred Hoyle urodził się 10 lat wcześniej, mógłby uczestniczyć w triumfalnych osiągnięciach heroicznej ery fizyki teore- 28 • PRZED POCZĄTKIEM tycznej między rokiem 1925 a 1930. W ciągu tych kilku lat sfor mułowano teorię kwantową, która uporządkowała pozornie pa radoksalne własności atomów, elektronów i promieniowania. Wszyscy naukowcy - niezależnie od tego, czy są kosmologami, czy biologami - muszą się zgodzić, że mechanika kwantowa prze-; wyższa wszystkie Inne rewolucje myśli ludzkiej, jeśli wziąć pod '• uwagę zakres naukowych implikacji oraz wpływ, jaki jej nieln- tulcyjne konsekwencje wywarły na nasze spojrzenie na naturę. Mikroświatjest równie niezwykły Jak kosmos. Tego odkrycia nie dokonał Jednak Jeden człowiek na miarę Einsteina - podwaliny nowego poglądu na mikroświat stworzyła błyskotliwa drużyna: Erwin Schródlnger, Wemer Helsenberg i Pauł Dirac. Koniec lat trzydziestych był okresem konsolidacji po rewolu cyjnych, pełnych nowych Idei latach dwudziestych. Dirac, będąc już wtedy profesorem w Cambridge, w rozmowie z Hoyle'em, któ ry właśnie skończył studia, stwierdził, że: „W roku 1926 na ukowcy, którzy nie byli wcale bardzo dobrzy, mogli dokonywać ważnych odkryć w badaniach podstawowych w fizyce. Obecnie (19381 nawet ci, którzy są bardzo dobrzy, nie potrafią znaleźć ważnych problemów do rozwiązania". Hoyle postanowił więc za jąć się gwiazdami. Wykorzystał to, co wiedział o Jądrach atomo wych, aby się przekonać. Jak mogą się zachowywać w ekstre malnie wysokich temperaturach. Hoyle wiedział, ze cięższe atomy, znajdujące się dalej w ukła dzie okresowym, występują na Ziemi rzadziej. Magnez i krzem są mniej powszechne niż tlen, a metale szlachetne -Jeszcze milion razy rzadsze. Istnieje Jednak wyjątek od tej reguły: 26 pierwia stek, żelazo, oraz jego sąsiedzi z układu okresowego występują stosunkowo powszechnie. Hoyle wiedział z fizyki jądrowej, że żelazo i Jego sąsiedzi to jądra atomowe o najwyższej energii wią zania. Są one najbardziej stabilne i aby je rozbić lub przekształ cić w Jeszcze cięższe Jądra, należy dostarczyć energii. Czy w wy niku reakcji jądrowych mogą więc powstać różne pierwiastki chemiczne? Nawet bez znajomości wszystkich wchodzących w grę reakcji można śmiało stwierdzić, że Jądra podobne do żelaza trudno Jest zniszczyć, gdy już powstaną. Względne obfitości pierwiastków kończyłyby się więc na „maksimum żelaza". on ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 29 Takie przetwarzanie wymaga jednak środowiska, w którym rzeczywiście może zachodzić przemiana jednych jąder w inne. Cięższe jądra są pod tym względem bardziej wymagające: odpychała się wzajemnie silniej, ponieważ mają większe ładunki elektryczne (jądro żelaza ma ładunek 26 protonów). Aby je połączyć lub rozbić, potrzeba więcej silnych zderzeń, niż, na przykład, dla przekształcenia wodoru (ładunek równy l) w hel (ładunek 2). prędkość atomów w gazie zależy od jego temperatury, przemiany takie wymagają więc ekstremalnych temperatur. Synteza wodoru w Słońcu zachodzi w temperaturze 15 milionów stopni. Hoyle oszacował jednak, że środowisko, w którym można wy- kuwać pierwiastki z okolic „maksimum żelaza", musi być jeszcze 100 razy gorętsze -jego temperatura powinna przekraczać miliard stopni. Hoyle opublikował swoje przewidywania w roku 1946. Dowodził, że wszystkie ciężkie pierwiastki na Ziemi powstały z prostszych jąder we wnętrzach gwiazd, które w późniejszych etapach ewolucji osiągnęły temperatury miliarda stopni. Gwiazdy podobne do Słońca nigdy nie stają się tak gorące, jak przewidywał Hoyle. Ale może dotyczy to bardzie) masywnych gwiazd? Hoyle znalazł potwierdzenie swoich idei w częstości występowania pierwiastków na Ziemi. Czy są one jednak w jakimkolwiek sensie typowe dla kosmosu? Pod jednym względem z pewnością nie. Wodór i hel są zbyt ulotne, aby powstająca Ziemia zdołała je zatrzymać, więc te dwa najlżejsze pierwiastki (o których wiemy, że występują znacznie powszechniej na Słońcu) nie są odpowiednio reprezentowane na naszej planecie. Niemniej proporcje innych pierwiastków pozostają w przybliżeniu takie jak w całym Układzie Słonecznym. A co z pozostałymi gwiazdami we Wszechświecie? Z czego się one składają? Sto pięćdziesiąt lat temu francuski filozof Auguste Comte stwierdził, że na to pytanie nigdy nie będziemy w stanie odpowiedzieć. W swoim dziele: Cours de philosophie posttwe [Wy-Idadjilozofu pozytywne]) napisał: „Nigdy nie będziemy mogli badać, jakąkolwiek metodą, ich składu chemicznego ani struktury mineralogicznej. [...] Nasza pozytywna wiedza o gwiazdach z konieczności ogranicza się do ich cech geometrycznych i zjawisk 30 • PRZED POCZĄTKIEM mechanicznych". Zanim jednak dobiegło końca XIX stulecie, astronomowie mogli Już studiować bogate informacje, jakie nie sie światło gwiazd. Gdy światło przechodzi przez pryzmat i roz szczepia się na widmo, widzimy wiele mówiące barwy różnych substancji - tlenu, sodu, węgla i całej reszty. Hel, drugi pierwia stek układu okresowego, nie był znany na Ziemi aż do chwili, gdy jego charakterystyczne linie widmowe zaobserwowano w wid mie Słońca. Gwiazdy składają się z tych samych rodzajów ato mów, które znajdujemy na Ziemi. Bardziej wymagające zadanie - które ciągle absorbuje wielu astrofizyków - polega na wykorzy staniu tych widm do określenia. Jak powszechne są poszczegól ne pierwiastki w różnych gwiazdach i mgławicach. Wprowadzenie w czyn pomysłu Hoyle'a wymagało lepszych da nych na temat reakcji jądrowych, które odgrywały szczególnie Istotną rolę. Hoyle'owl udało się zachęcić W. A. (Willy'ego) Fowle- ra, fizyka z Califomla Institute ofTechnology (Caltech), aby skie rował wysiłki swojego laboratorium na pomiary interesujące z punktu widzenia astronomów. Pełny schemat kosmicznej nu- kleogenezy, w postaci znanej w roku 1957, został opisany przez Hoyle'a i Fowlera w długim jak książka artykule, którego współau torami byli również ich koledzy, Geofirey i Margaret Burbidge'owle. Ten klasyczny artykuł - znany wszystkim astronomom jako B^H, od Inicjałów jego czterech autorów - wytrzymał próbę czasu. Najważniejszy postęp, jaki dokonał się od tamtych lat, doty czył pierwiastków znajdujących się dalej niż żelazo w układzie okresowym - ponieważ żelazo jest najsilniej związanym jądrem, powstawanie cięższych jąder, takich jak ołów i uran, wymaga dostarczenia, a nie uwolnienia energii. Kluczowe idee dotyczą ce tego problemu zawdzięczamy młodszym amerykańskim współ pracownikom Hoyle'a, którzy pracowali z nim w czasie regular nych letnich wizyt w jego instytucie w Cambridge. Zaproponowali oni teorię wybuchowej nukleosyntezy, zachodzącej podczas eks plozji supernowej, gdy materia zostaje silnie podgrzana przez falę uderzeniową, która odrzuca ją od gwiazdy. Dlaczego atomy węgla i tlenu występują na Ziemi tak powszechnie, a złoto i uran są tak rzadkie? Na to proste pytanie potrafimy już odpowiedzieć - ale odpowiedź ta musi brać pod uwagę gwiaz- OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 31 . jrtóre ponad 5 miliardów lat temu, zanim powstał Układ Słoneczny. wybuchły w Drodze Mlecznej. Kosmos jest jednością. Aby zrozumieć siebie, musimy zrozumieć gwiazdy. Powstaliśmy z gwiezdnego pyłu - z popiołów dawno umarłych gwiazd. Ekologia Drogi Mlecznej W swojej książce The Periodic Tobie [Uldad okresowy) Primo Levl opisuje pełną przygód historię typowego atomu węgla na Ziemi: Leży sobie związany z trzema atomami tlenu i jednym ato mem wapnia w kawałku wapienia. Potem wycinają go, wkła dają do wapiennika i odlatuje. Atom unosi się z wiatrem, to opada na ziemię, to wzlatuje na wysokość 10 kilometrów. Wdycha go sokół, [...] trzy razy rozpuszcza się w morzu i wy dostaje z niego. W końcu zaczyna swoją przygodę z organi zmami żywymi. Przypadkiem ociera się o liść, wpada do środ ka i zostaje tam przygwożdżony promieniami Słońca. W jednej chwili, jak owad złapany przez pająka, atom węgla zostaje oddzielony od swojego tlenu, łączy się z wodorem i sta je się częścią łańcucha życia. [...] Włącza się do krwiobiegu, puka do drzwi komórki nerwo wej, wchodzi i wypiera stamtąd atom węgla, który był jej czę ścią. Komórka ta jest częścią mózgu, mojego mózgu; ta wła śnie komórka, a w niej ten właśnie atom są odpowiedzialne za to, że piszę, uczestnicząc w tej tajemniczej grze, której nikt dotąd nie opisał. Prowadzi on moją rękę tak, aby postawiła na papierze tę kropkę, właśnie tę. Teoria ewolucji gwiazd i nukleogeneza, niewątpliwy tryumf astrofizyki XX wieku, pozwala dopisać pierwsze rozdziały historii każdego atomu z czasów przed powstaniem Ziemi. Galaktyka przypomina olbrzymi system ekologiczny. Wewnątrz gwiazd pierwotny 32 • PRZED POCZĄTKIEM wodór przekształca się w podstawowe cegiełki życia: węgiel, tlen, żelazo i resztę. Część tych atomów wraca do przestrzeni między- gwiazdowej i wchodzą one w skład nowego pokolenia gwiazd. Nasza Galaktyka, Droga Mleczna, to olbrzymi dysk o średni cy 100 tysięcy lat świetlnych, zawierający 100 miliardów gwiazd. Jej najstarsze gwiazdy powstały ponad 10 miliardów lat temu. Pierwotna materia zawierała tylko najprostsze atomy - nie było w niej węgla, tlenu ani żelaza. Nasze Słonce, gwiazda w śred nim wieku (niektóre gwiazdy są ponad dwa razy starsze), naro dziło się 4,5 miliarda lat temu. Do tego czasu kilka pokoleń ma sywnych gwiazd mogło przeżyć już całe swoje życie. Interesujące z chemicznego punktu widzenia atomy - istotne dla powstania złożoności i życia - pojawiły się właśnie wewnątrz tych gwiazd. Podczas wybuchu supernowej umierające gwiazdy wyrzuciły te atomy w przestrzeń międzygwiazdową. Atom węgla, który powstał z helu i został wyrzucony w trak cie eksplozji supernowej, mógt wędrować między gwiazdami przez setki milionów lat. Następnie mógł trafić do obłoku materii mię- dzygwiazdowej, który pod wpływem własnej grawitacji zapadł się, tworząc gwiazdy. Mógł się znaleźć w jądrze jakiejś nowej, ja snej gwiazdy i przeobrazić w atom pierwiastka, który znajduje się dalej w układzie okresowym (na przykład krzemu lub żelaza), a następnie wydostać w przestrzeń kosmiczną dzięki kolejnemu wybuchowi supernowej. Mógł też trafić do mniej masywnej gwiaz dy, otoczonej wirującym gazowym dyskiem, który uległ fragmen- tacji, tworząc świtę planet. Niewykluczone, że gwiazdą tą było nasze Słońce. Atom węgla mógł również znaleźć się w powstają cej właśnie Ziemi i odegrać swoją rolę w procesach geologicz nych, które kształtowały powierzchnię naszej planety, lub w pro cesach chemicznych, dzięki którym powstały i ewoluowały gatunki, kończąc może nawet w komórce mózgu Primo Leviego. Mimo prawidłowości, jakie obserwujemy we względnych pro porcjach węgla, tlenu, sodu i innych ciężkich pierwiastków, ich ilości w stosunku do wodoru nie są wszędzie takie same. Naj mniej obficie występują w najstarszych gwiazdach. Oczywiście, tego właśnie się spodziewamy. Jeśli ciężkie pierwiastki rzeczywiście powstawały stopniowo, w kolejnych pokoleniach gwiazd. OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 33 Najstarsze gwiazdy, rodząc się w młodej galaktyce, utworzyły się z materii, która nie była jeszcze tak zanieczyszczona jak obec- nie (i jak wtedy, gdy formowały się młodsze gwiazdy). Druga prawidłowość polega na tym, że obfitości cięższych pierwiastków są wyższe w miejscach, gdzie gwiazdy powstają najszybciej i materia przetwarzana jest bardziej efektywnie. W młodości nasza Galaktyka nie znała węgla, tlenu i żelaza, chemia byłaby więc wówczas śmiertelnie nudną dziedziną. Zanim powstały złożone związki chemiczne i mógł się pojawić Układ Słoneczny, stare gwiazdy musiały wykonać dużą pracę, która polegała na syntezowaniu, tworzeniu i ponownym przetwarzaniu pierwiastków chemicznych. Atomy węgla - znajdujące się w każdej komórce twojej krwi czy mózgu, a także w farbie drukarskiej na tej stronie - mają rodowód sięgający czasów wcześniejszych niż narodziny Układu Słonecznego 4,5 miliarda lat temu. Układ Słoneczny powstał z mieszanki pozostałości wielu wcześniejszych gwiazd. Gdybyśmy prześledzili historie tych atomów - powiedzmy, cofając się o 7 miliardów lat - okazałoby się, że są one rozproszone po całej Galaktyce. Atomy, które obecnie tworzą jeden łańcuch DNA, znajdowały się wtedy w różnych gwiazdach w różnych miejscach Galaktyki lub też w ośrodku międzygwiazdowym. W odległej przyszłości, gdy nasz Układ Słoneczny przestanie istnieć, atomy te prawdopodobnie ponownie rozproszą się w Galaktyce i trafią do nowych gwiazd. Ich uwięzienie w pojedynczej cząsteczce DNA jest przemijającym zdarzeniem biochemicznym. Podobnie, z punktu widzenia astrofizyki, ich obecność w Układzie Słonecznym to tylko epizod w historii, która sięga czasów sprzed powstania Drogi Mlecznej i może trwać w nieskończoność. Inne planety? Gwiazdy powstają także obecnie. W odległości około 1500 lat świetlnych od nas znajduje się Wielka Mgławica w Orionie zawierająca wystarczająco dużo gazu i pyłu, aby stworzyć miliony 34 • PRZED POCZĄTKIEM gwiazd. Skupia ona wiele młodych. Jasnych gwiazd, a nawet protogwiazd, które ciągle się zagęszczają i nie stały się jeszcze wy starczająco gorące, aby zapalić swoje paliwo jądrowe. Niektóre protogwiazdy otoczone są wirującymi dyskami gazu. W ten spo sób rodzą się systemy planetarne, w których cząsteczki pyłu się zlepiają, tworząc skalne planetozymale, a te z kolei, podczas zderzeń, formują planety. Dawniej sądzono, że układy planetarne są wynikiem niepraw dopodobnych i niezwykłych zdarzeń. Jedno z nich miałoby po legać na przejściu w pobliżu Słońca innej gwiazdy: Jej grawita cja spowodowałaby oderwanie strumienia gazu, który następnie ochłodził się, tworząc planety. Obecnie jest oczywiste, że po wstanie planet nie wymaga żadnego szczególnego zbiegu oko liczności. Planety zwykle rodzą się razem z gwiazdami. Powsta nie planet jest nieuniknione, chyba że materia, z której ukształtowała się gwiazda, miała praktycznie zerowy moment pędu,* a to właśnie byłby rzadki zbieg okoliczności. Układy planetarne powinny być więc bardzo rozpowszechnio ne. Całkowicie ukształtowane planety, krążące wokół innych gwiazd, świecą bardzo słabo. Ich wpływ można jednak badać pośrednio. Gwiazda i towarzyszące jej planety krążą po orbitach wokół ustalonego, wspólnego środka masy. Punkt ten znajduje się oczywiście znacznie bliżej gwiazdy niż planet, ponieważ ma ona znacznie większą masę. Gwiazda zmienia więc swoje poło żenie bardzo nieznacznie, lecz wystarczająco dokładne pomiary pozwoliłyby odkryć wahadłowy ruch gwiazdy wywołany przez krążące wokół niej planety. Pierwsze naprawdę przekonujące dowody na Istnienie plane ty wokół zwyczajnej gwlazdy3 pojawiły się dopiero w 1995 roku, gdy Michel Mayor i Didier Queloz z Obserwatorium Genewskie go odkryli, że przesunięcie dopplerowskie w widmie podobnej do Słońca gwiazdy 51 Pegasus, położonej 40 lat świetlnych od nas, nieznacznie wzrasta i maleje co 4 dni. Wydaje się, że wokół tej * Zerowy moment pędu oznacza w tym przypadku, że obłok materii międzygwiaz- dowej, z którego formują się gwiazdy i ich systemy planetarne, praktycznie by się nie obracał wokót swej osi (przyp. red.). OD ATOMÓW DO 2YCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 36 gwiazdy po bardzo ciasnej orbicie krąży planeta o masie zbliżonej do masy Jowisza. Musiałaby się ona znajdować 10 razy bliżej swojej gwiazdy niż Merkury względem naszego Słońca, a jej powierzchnia powinna mieć temperaturę przekraczającą 1200°C, możliwe jednak, że jest to tylko największa planeta z całego układu. W ciągu kilku następnych miesięcy Geoffrey Marcy i Pauł Butler z Kalifornii odkryli planety wokół innych gwiazd. Ich ruch po orbitach odbywa się wolniej i powinny się one znajdować w odległości wystarczająco dużej, aby ich temperatura umożliwiała istnienie wody, niemniej wszystkie te planety są bardzo duże - masywniejsze od Jowisza. Planety o masie nie przekraczającej masy Ziemi są stukrotnie trudniejsze do wykrycia. Planety, na których może powstać życie, tak jak na Ziemi, powinny mieć szczególne cechy. Na ich powierzchni musi panować wystarczająco silne przyciąganie grawitacyjne, aby zapobiec ucieczce atmosfery w przestrzeń kosmiczną, nie mogą one być również ani za gorące, ani za zimne, a więc powinny się znajdować we właściwej odległości od stabilnej, odpowiednio, długo żyjącej gwiazdy. Tylko niewielki procent wszystkich planet spełnia te warunki, ale, jak sądzimy, układy planetarne są w naszej Galaktyce tak powszechne, że liczba podobnych do Ziemi planet idzie przypuszczalnie w miliony. Planiści z NASA twierdzą, że poszukiwanie planet powinno stać się głównym elementem programu kosmicznego Stanów Zjednoczonych: cel ten ma ol- brzymie znaczenie naukowe i prawdopodobnie bardziej niż inne programy byłby w stanie zdobyć poparcie opinii publicznej. Przedsięwzięcie to jest trudne nie tylko ze względu na to, że podobna do Ziemi planeta byłaby tak słabo widoczna, ale także z powodu bliskiego położenia planety i gwiazdy na niebie. Żaden istniejący teleskop optyczny, nawet Kosmiczny Teleskop Hubble'a, nie jest w stanie uzyskać obrazu o tak dużej rozdzielczości, aby zobaczyć oddzielnie oba obiekty. Konieczne jest sto- sowanie metod interferometrii, w której łączy się ze sobą dwa oddzielne teleskopy. Natomiast podobne do Jowisza planety można było odkryć stosunkowo niewielkim kosztem, za pomocą naziemnych, niewielkich teleskopów wyposażonych w nowo- czesne urządzenia do analizy światła gwiazd, dzięki którym da- 36 • PRZED POCZĄTKIEM ło się zarejestrować bardzo niewielkie ruchy gwiazdy wywołane j przez krążącą wokół niej planetę. ! Trudności techniczne związane z wykryciem planet podob nych do Ziemi nie są jednak nie do przezwyciężenia l, gdy Już do strzeżemy jakiegoś kandydata, można się będzie o nim dowie dzieć kilku rzeczy. Przypuśćmy, że znajdujący się w odległości 40 lat świetlnych astronom odkrył naszą Ziemię - byłaby dla niego, Jak to ujął Cari Sagan, bladobłękitną plamką, położoną bardzo blisko wiele milionów razy jaśniejszej gwiazdy (naszego Słońca). Gdyby Ziemię w ogóle udało się dostrzec, można by było zba dać jej światło i okazałoby się, że została ona zmieniona (l nasy cona tlenem) przez biosferę. Odcień błękitu byłby nieco Inny, w zależności od tego, czy w zasięgu wzroku obserwatora znalazł by się Ocean Spokojny, czy Eurazja. W wyniku wielokrotnych ob serwacji pozaziemscy astronomowie mogliby więc stwierdzić, że Ziemia się obraca, zmierzyć długość ziemskiej doby, a nawet wywnioskować coś o topografii i klimacie planety. Życie? Możliwość powstania życia na planecie nawet we właściwym śro dowisku fizycznym wiąże się z bardziej subtelnymi problemami. Życie może przybierać formy, których nie bylibyśmy w stanie rozpoznać i których nie potrafimy sobie nawet wyobrazić. Praw dopodobieństwo pojawienia się gdzieś Indziej życia o podobnej jak na Ziemi rozmaitości zależy od odpowiedzi na dwa pytania. Po pierwsze, jak często pojawiają się środowiska podobne do ziemskiego? Po drugie, jakie Jest prawdopodobieństwo rozwinię cia się życia, nawet w optymalnych warunkach fizycznych? Na pierwsze z tych pytań próbowaliśmy już odpowiedzieć: od powiednie planety powinny występować powszechnie. Jakie Jest Jednak prawdopodobieństwo pojawienia się życia, jeśli nawet chemia, temperatura i grawitacja planety są sprzyjające? Nie ma co do tego zgody wśród biologów, ale bardzo ważna wskazówka pojawiła się w 1996 roku: w meteorycie pochodzącym praw- dopodobnie z Marsa odkryto, jak się wydaje, niewielkie ślady OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 37 organicznych skamieniałości. Jeśli na sąsiedniej planecie rzeczywiście niezależnie pojawiło się życie, prawdopodobieństwo, że życie nie powstanie w każdym podobnym środowisku spadłoby dramatycznie. Niemniej życie na Marsie, nawet jeśli kiedyś ist- niało, zatrzymało się na prymitywnym poziomie. Nasza złożona ziemska biosfera mogła pojawić się na przekór wszelkiemu prawdopodobieństwu, a powstanie Inteligentnego życia mogło być niczym więcej, jak szczęśliwym trafem. Cały przebieg ewolucji został ukierunkowany przez przypadkowe zdarzenia - zderzenia z kometami, masowe wymierania i tym podobne. Gdyby ewolucja na Ziemi przebiegała na nowo, jej wynik mógl-by być całkiem inny. Biolodzy sądzą, że ciągle naszą planetę za- mieszkiwałyby zwierzęta wyposażone w oczy, ponieważ badania dróg ewolucji dowodzą, że w takiej czy innej postaci oczy poja- wiały się niezależnie wiele razy. Ale czy koniecznie powstałaby inteligencja? Ewolucjonista Emst Mayr twierdzi, że inteligencja (w przeciwieństwie do oczu) nie jest koniecznym wynikiem ewolucji, ponieważ wygląda na to, że pojawiła się tylko raz. Może jednak istnieć inny powód, dla którego nie mogła ona narodzić się na kilka różnych sposobów. Gdy raz się pojawi i osiągnie pe- wien poziom, zaczyna dominować w biosferze i dobór naturalny nie rządzi już niepodzielnie. Dopóki dominujący gatunek nie wyginie, inteligencja nigdy nie będzie miała drugiej szansy, aby zaistnieć. Nawet jeśli istnieją już proste formy życia, nie wiemy, jakie jest prawdopodobieństwo, że przekształcą się one w formy inteligentne, ani jak długo mogą one przetrwać, gdy się już pojawią. Życie Inteligentne może być zjawiskiem naturalnym, może też wymagać wielu zbiegów okoliczności, tak niezwykle rzadkich, że nic podobnego nie wydarzyło się nigdzie indziej w Galaktyce. Dlaczego życie inteligentne może należeć do rzadkości? Istnieją całkiem przekonujące powody, aby sądzić, że życie Inteligentne pojawia się rzadko. Jeden ze starych argumentów 38 • PRZED POCZĄTKIEM przemawiających za tym stwierdzeniem podał wielki fizyk Enrl-' co Fermi, pytając: „Gdzie oni są?". Wiele gwiazd ma kilka mi liardów lat więcej nliż Słońce, ewolucja w innych środowiskach mogła więc znacznie nas wyprzedzić. Dlaczego więc nie odwie dziły nas dotąd Istoty pozaziemskie albo przynajmniej nie wysła ły sygnałów i nie pozostawiły śladów, które zdradziłyby Ich obec ność? Całkiem inny argument przemawiający za wyjątkowością ży cia pochodzi od Brandona Cartera, eksperta od czarnych dziur, o którym będzie jeszcze mowa w dalszych rozdziałach. Jego wywód zaczyna się od dobrze znanego faktu, o którym Już wspo mnieliśmy, że Słońce znajduje się mniej więcej w połowie swoje go cyklu życiowego. Innymi słowy, okres, jakiego potrzebowali śmy, aby wyewoluować, jest (z dokładnością do czynnika 2) taki sam, Jak czas życia Słońca. Carterowi wydało się dziwne, że te dwie skale czasowe są mniej więcej równe. Ludzie to wynik ewo lucji olbrzymiej liczby pokoleń kolejnych gatunków, które byty naszymi przodkami. Czas życia Słońca określają zupełnie inne (i dużo lepiej znane) ograniczenia fizyczne. Te dwie skale czaso we mogły a priori różnić się o wiele rzędów wielkości. Carter zaproponował, aby spojrzeć na te skale czasowe z no wej perspektywy. Jego rozumowanie przebiega mniej więcej tak: Wydaje się mało prawdopodobnym zbiegiem okoliczności, aby typowy czas pojawienia się inteligencji był taki sam, jak czas życia gwiazdy, gdyż procesy, które wyznaczają te dwie skale, są zupełnie ze sobą nie związane. Typowa skala czaso wa ewolucji (jak możemy się domyślać) może być albo dużo krótsza, albo dużo dłuższa od czasu życia Słońca. Jeśli Jest krótsza, jesteśmy maruderami - i stajemy twarzą w twarz wo bec pytania Fermiego. Z drugiej strony, gdyby biologiczna ska la czasowa była przeważnie dłuższa od czasu życia gwiazd, ewolucja na większości planet nie zdążyłaby zajść daleko przed wygaśnięciem gwiazdy. W takim przypadku nasze istnienie za wdzięczalibyśmy temu, że na Ziemi kluczowe kroki ewolucji dokonały się nadzwyczaj szybko. Życie Inteligentne, w formie, Jaka pojawia się na planetach krążących wokół gwiazd, należałoby więc do rzadkości.4 OD ATOMÓW DO ŻYCIA; GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 39 Zasypywanie kosmicznych przepaści kulturowych Na pewno możemy jedynie stwierdzić, że życie inteligentne pojawiło się przynajmniej raz. Nawet jeśli Istnieje gdzie Indziej, możemy go nie rozpoznać. Inteligentne Istoty pozaziemskie mogą prowadzić czysto kontemplacyjne życie i nie mleć powodu, aby informować nas o swojej obecności: nieobecność dowodów nie jest dowodem nieobecności. Systematyczne poszukiwania sztucznych sygnałów z kosmosu to zajęcie ważne - chociaż niewielkie są szansę na sukces -ze względu na filozoficzne znaczenie takiego odkrycia. Pozaziemskie istoty inteligentne mogą być zbudowane z materii organicznej, ale równie dobrze możemy mleć do czynienia z maszynami skonstruowanymi przez takie formy życia (lub z nich się wywodzące). W każdym z tych przypadków rozsądnie jest przypuszczać, że ich obecność odkrylibyśmy dzięki sygnałom radiowym - radioteleskopy są niezwykle czułe, a przesłanie wykrywalnych sygnałów w zakresie radiowym wymaga mniej energii niż na przykład sygnałów optycznych lub rentgenowskich. Poszukiwania skupiają się na tak zwanej dziurze wodnej, pomiędzy falą 21 centymetrów, emitowaną przez atomowy wodór (H), a falą 18 centymetrów, emitowaną przez OH (grupa ta tworzy wraz z atomem wodoru cząsteczkę wody). Łatwo jest skonstruować sygnały o całkowicie sztucznym charakterze, na przykład zwrócić czyjąś uwagę za pomocą ciągu liczb: l, 3, 5, 7, 11, 13, 17, 19, 23, 29... Są to liczby pierwsze: nie mógłby ich wytworzyć żaden naturalny proces, ale rozpoznałaby Je każda cywilizacja zainteresowana odbieraniem kosmicznych fal radiowych (i potrafiąca to robić). Za pomocą serii starannie zaplanowanych transmisji można by ułożyć słownik, potrzebny do opisywania spraw, które przypuszczalnie dotyczą zarówno wysyłającego przekaz, jak i ewentualnych odbiorców: podstaw matematyki, fizyki i astronomii. Logik Hans Freudenthal napisał całą książkę, zatytułowaną Lin-cos: Design ofa langucige for cosmic discourse [Lmcos: frojekt Języka kosmicznego dialogu), która przedstawia w szczegółach, 40 • PRZED POCZĄTKIEM Jak to zrobić. Sygnały mogłyby również transmitować obrazy oraz (co często pojawia się w literaturze fantastycznonaukowej) instrukcje służące do odtwarzania trójwymiarowych struktur. Najbliższe potencjalne siedliska życia znajdują się tak daleko, że sygnały potrzebowałyby na dotarcie do nas wielu lat. Tylko z tego powodu, zupełnie niezależnie od przepaści kulturowej, przekaz odbywałby się głównie w jedną stronę - byłoby dość czasu na sformułowanie rozważnej odpowiedzi, ale prawie żad nej szansy na szybką ripostę. Optymiści sądzą, że sygnały tego rodzaju mogłyby przynieść Informacje takiej wagi, iż pozwoliłyby nam przeskoczyć kilka stuleci badań i odkryć naukowych albo też ostrzec nas (i uchro nić) przed potencjalną katastrofą. Taką przepaść trudno jednak zasypać nawet w ludzkiej kulturze. Czy na przykład krótka „wia domość z przyszłości" mogtaby doprowadzić wielkie umysły wcze śniejszej epoki do jakiegoś fragmentu współczesnej wiedzy na ukowej? Czy Newtona można by odwieść od alchemii i zainteresować chemią poprzez, na przykład, zwrócenie uwagi na widmo płomieni powstających w czasie spalania różnych sub stancji? Czy dysponując odpowiednimi wskazówkami, Arysto teles doszedłby do bardziej współczesnych idei w astronomii lub anatomii? Można z łatwością zadać wiele podobnych pytań. Za sypanie przepaści nawet kilku stuleci rozwoju kultury ludzkiej byłoby czymś niezwykłym, przede wszystkim dlatego, że postęp w nauce polega na stopniowych zmianach uzależnionych od sie bie wzajemnie metod i możliwości technicznych. Przepaści cywilizacyjnej pomiędzy nami a istotami pozaziem skimi prawdopodobnie nie udałoby się zlikwidować. Odebranie sztucznego sygnału miałoby jednak większe znaczenie niż Ja kiekolwiek wskazówki i ostrzeżenia na temat naszego wspólne go świata, których mógłby nam on dostarczyć. Dowiedzieliby śmy się, że nasza Ziemia nie jest jedynym miejscem, gdzie powstało coś interesującego, i że pojęcia logiki i fizyki nie są szczególną własnością ludzkiego mózgu. Przekazów niewiadomego pochodzenia poszukiwano za pomocą radioteleskopów kilku krajów. Niemniej nawet zakrojone na niewielką skalę projekty miały trudności z uzyskaniem wspar- OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 41 clą finansowego ze strony państwa, ponieważ owo zagadnienie obciążone jest podejrzanymi skojarzeniami, takimi jak UFO i tym podobne. Mimo to poszukiwania te cieszą się z pewnością dużo powszechniejszym zainteresowaniem opinii publicznej niż trady- cyjne badania z dziedziny fizyki lub astronomii. Gdybym był amerykańskim uczonym przesłuchiwanym przez komitet Kon- gresu, czułbym się dużo pewniej i swobodniej, prosząc o 10 milionów dolarów (mniej niż zarabiają w ciągu jednego tygodnia niektóre filmy fantastycznonaukowe) na poszukiwania cywilizacji pozaziemskich (SETI - od ang. Searchjbr Extraterrestrial InteWgence}, niż próbując uzyskać 10 miliardów dolarów na zbudowanie akceleratora do prowadzenia eksperymentów w dzie- dzinie fizyki cząstek. Szansę powstania inteligentnego życia mogą być tak niewielkie, że w naszej Galaktyce nie narodziła się żadna inna cywilizacja; niewykluczone również, że nie ma ich także w całym Wszechświecie dostępnym naszym obserwacjom. Niektórym może wydawać się przygnębiające, że jesteśmy sami w olbrzymim, bezmyślnym kosmosie. Ja jednak osobiście zareagowałbym zupełnie inaczej. Pod niektórymi względami niepowodzenie poszukiwań SETI stanowiłoby zawód, ale wtedy moglibyśmy uznać Ziemię za mniej pospolite miejsce niż wtedy, gdy Wszechświat okazałby się pełen wysoko rozwiniętych form życia. Kosmiczne zbiegi okoliczności Aby mogło powstać życie, powinny mu sprzyjać nie tylko warunki lokalne, ale i globalne cechy Wszechświata. Prawa fizyczne muszą pozwalać na łączenie się atomów w złożone cząsteczki w środowisku ogrzewanym przez stabilne gwiazdy. Ewolucja gwiazd oraz przetwarzanie ich szczątków w nowe pokolenie gwiazd i towarzyszące im planety wymagają istnienia odpowiednich obszarów przestrzeni i czasu. Są to wysokie wymagania: trudno je spełnić w typowym Wszechświecie. Jak się przekonamy w dalszych częściach tej książki, dostarczają one wskazówek co do pochodzenia naszego, a może i innych wszechświatów. 42 • PRZED POCZĄTKIEM Fred Hoylejako pierwszy odkrył Jedno z takich specyficznych wymagań. Uświadomił sobie, że atomy będące cegiełkami życia mogą powstawać w gwiazdach, ale odpowiednie przeobrażenia są możliwe tylko dzięki szczególnym własnościom jąder atomo wych, które fizykowi Jądrowemu wydawałyby się niczym więcej, jak tylko zaskakującym przypadkiem. Na początku lat pięćdziesiątych Hoyle zastanawiał się, w Ja ki sposób gwiazdy mogłyby tworzyć atomy węgla i tlenu - pier wiastki, które obficie występują w kosmosie i mają istotne zna czenie dla życia na Ziemi. Jądro węgla, złożone z sześciu protonów i sześciu neutronów, powstaje z trzech jąder helu (z których każ de ma dwa protony i dwa neutrony). Prawdopodobieństwo Jed noczesnego zderzenia trzech jąder helu Jest bardzo małe, nawet w gęstym jądrze gwiazdy. Dużo bardziej prawdopodobne są dwa kolejne zderzenia dwóch ciał: w wyniku pierwszego powstaje be ryl, którego jądro zawiera cztery protony i cztery neutrony; w na stępnym zderzeniu beryl przyłącza kolejne jądro helu i pojawia się węgiel. Tu napotykamy jednak duży problem. Beryl, który powstał w ten sposób, jest niestabilny. Ma na tyle krótki czas życia (zna ny z pomiarów laboratoryjnych), że szansa przyłączenia przez beryl trzeciego jądra helu, zanim się on rozpadnie, jest bardzo mała. Wyglądało na to, że nie ma wyjścia z tego ślepego zaułka, chyba że beryl i hel łączą się ze sobą wyjątkowo łatwo i szybko. Hoyle zdał sobie sprawę, że mogłoby to zachodzić tylko wówczas, gdyby jądro węgla charakteryzowało się tak zwanym rezonan sem, to znaczy gdyby jego energia w stanie wzbudzonym mogła być dokładnie równa energii jąder berylu i helu, wchodzących do reakcji. Mówiąc dokładniej, chodziło o to, aby całkowita ener gia (mc2) jądra węgla w stanie rezonansu równała się sumie ener gii dwóch jąder składowych i energii kinetycznej ich zderzenia. Na początku lat pięćdziesiątych nie znano Jeszcze dobrze wszystkich własności jąder węgla. Hoyle rozpoczął wtedy owoc ną współpracę z W. A. Fowlerem. Namówił go i jego współpracow ników, aby sprawdzili, czy Jądro węgla może zachowywać się tak, jak przewidział. W eksperymentach rzeczywiście zaobserwowano rezonans zgodny z przewidywaniami Hoyle'a. Energie czą- OD ATOMÓW DO ŻYCIA: GALAKTYCZNA EKOLOGIA • 43 stek mierzy się zwykle w jednostkach, zwanych elektronowol-taml - w reakcjach chemicznych każdy atom uwalnia energię rzędu „najwyżej" kilku elektronowoltów. Reakcje jądrowe zachodzą jednak przy energiach miliony razy większych, więc typową jednostką jest wtedy i MeV - megaelektronowolt, czyli milion elektronowoltów. Hoyle przewidział, że do rezonansu jądra węgla dochodzi przy energii 7,7 MeV, a wartość uzyskana przez eksperymentatorów wyniosła 7,65 MeV. Nie musimy się tutaj zajmować kwestią, jak mierzy się te energie - ważne jest to, że obie te liczby są niemal równe. Bez tego szczególnego rezonansu węgiel nie powstałby w gwiazdach. Aby mógł przetrwać, konieczne jest spełnienie jeszcze Jednego warunku: nie powinien zbyt szybko przyłączać czwartego jądra helu, gdyż zmieniłoby go to w tlen. Ta ostatnia reakcja nie zachodzi jednak szczególnie efektywnie. Gdyby jednak jądro tlenu było tylko nieco inne, ono również wykazywałoby rezonans i węgiel, zaraz po powstaniu, przekształcałby się w tlen lub nawet w kolejne pierwiastki układu okresowego. Te własności węgla i tlenu same w sobie nie są niczym szczególnym. Wszystkie jądra wykazują rezonanse i odpowiadające im energie nie są ani bardziej, ani mniej prawdopodobne niż inne wartości. Gdybyśmy jednak chcieli odgadnąć numer losu na loterii, który z takim samym prawdopodobieństwem może być każdą liczbą pomiędzy (powiedzmy) i a 1000, zazwyczaj pomylilibyśmy się przynajmniej o 100; Istnieje tylko dwuprocentowa szansa, że nasz błąd okazałby się mniejszy niż 10. Wynik Hoyle^ tak dobrze odpowiadał właściwej wartości, że fizyk jądrowy gotów byłby założyć się 100 do l, że jest to niemożliwe. Własności węgla i tlenu, które mogłyby się wydawać przypadkami w fizyce jądrowej, okazują się mieć olbrzymie znaczenie dla powszechności występowania węgla w gwiazdach i planetach, a więc i dla przebiegu kosmicznej ewolucji. Własności atomów i jąder zależą od jeszcze bardziej fundamentalnych wielkości: mas cząstek elementarnych, z których się składają, oraz wielkości sił, które je wiążą ze sobą. Hoyle przypuszczał, że liczby te nie mają charakteru naprawdę uni wersalnego, lecz przyjmują nieco inne wartości w różnych mlej- 44 • PRZED PODATKIEM acach. Złożoność d zatem i życie) mogłyby się więc pojawiać tyl ko w kosmicznych oazach, gdzie panują sprzyjające warunki - gdzie na przykład yęgiel ma tę niezwykłą własność, którą uda ło się odkryć Hoyk-owl. Obecnie wiemy Jednak wystarczająco dużo o odległych obszarach naszego Wszechświata, aby sądzić. że podstawowe prcwa są takie same wszędzie tam, gdzie spo glądamy przez nas;e teleskopy. Czy więc Jest czystym zbiegiem okoliczności - nagim faktem - że Jądra węgla mąą tę szczególną cechę, nawet jeśli okazało się to mało prawdopoqobne? Przez ostatnie 30 lat większość ko smologów odpowiedziałaby, że tak. Tymczasem Hoyle mógł mieć w zasadzie rację: jego błąd polegałby tylko na tym, że nie wziął pod uwagę wystarczająco dużej skali. Cały nasz obserwowalny Wszechświat może ty<; oazą w olbrzymim zbiorze Innych wszech światów. Chociaż nit potrafimy obserwować innych wszechświa tów (i mogą one pozostać na zawsze nieosiągalne), pojawiają się one w sposób naturalny we współczesnej kosmologii. Co wię cej, gdy to sobie uświadomimy, wiele cech naszego Wszechświa ta, które w przeciwrym razie wydają się zaskakujące, zaczyna wyglądać zupełnie naturalnie. Głównym tematem tej książki bę dzie pojęcie „metaws/echświata". Zanim jednak oddamy się spekulacjom, musimy przyjrzeć się rozmiarom i materii Wszechświata, który jest naszym domem. ROZDZIAŁ 2 KOSMICZNY DRAMAT: ROZSZERZAJĄCE SIĘ HORYZONTY Niewykluczone jednak, że niektóre ciała, o całkowicie nowej naturze, których odkrycie most w pnysstofci odsłoni/przed nami najważniejsze sekrety budowy Wszechświata, skrywają się pod postacią pojedynczych, bardzo małych gwiazd, nie dających si( odróżnić od powstałych, mniej ciekawych, inaczej jak tylko przez, staranne i często powtarzane obserwacje. JOHN HERSCHEL (1820) Żaden biolog nie wywiódłby ogólnych stwierdzeń na temat zachowania zwierząt z obserwacji tylko Jednego szczura - każdy szczur może mieć właściwe tylko sobie zahamowania. Również fizycy nie są skłonni opierać swoich teorii na pojedynczym, niepowtarzalnym eksperymencie. Nie możemy Jednak bezpośrednio sprawdzać naszych wyobrażeń o Wszechświecie, spoglądając poza niego. Pomimo tych ograniczeń w naukowej kosmologu dokonał się postęp, ale tylko dlatego, że Wszechświat w wielkie) skali jest prostszy, niż mogliśmy się spodziewać. „Kosmologia", w najszerszym znaczeniu tego słowa, oznaczała na początku „światopogląd". Obecnie używa się tego określenia, mówiąc, bardziej konkretnie, o badaniach całego obserwo-walnego Wszechświata traktowanego jako pojedynczy byt. Wydaje się, że istnieje granica pomiędzy kosmologią i resztą astronomii, która dotyczy składników Wszechświata i jego budowy w małej skali. Odwołajmy się do porównania z Ziemią. Z punktu obserwacyjnego położonego z dala od lądu widzimy ocean pełen skomplikowanych struktur: fal (czasami mniejsze powstają na większych), piany i tak dalej. Gdy jednak spojrzymy dalej niż najdalsze fale, rozciągający się na wiele kilometrów aż do horyzontu ocean wyda nam się gładki. Fragment oceanu wystarczająco duży, abyśmy mogli uznać go za typowy, musi mieć rozmiary kilka razy większe od skali najdłuższych fal. Jest 46 • PRZED POCZĄTKIEM to Jednak ciągle obszar mniejszy niż cały bezmiar oceanu, któ ry widzimy - nasz horyzont sięga wystarczająco daleko, aby ob jąć wiele obszarów podobnych do siebie statystycznie, z których każdy jest wystarczająco duży, aby stanowić dobrą próbkę. Ta jednorodność widoków morza w dużej skali nie jest jednak ce chą wszystkich krajobrazów: na lądzie coraz wyższe szczyty gór skie mogą rozciągać się po horyzont, a pojedynczy element to pografii może zdominować cały widok. Nasz obserwowalny Wszechświat - obszar zawarty wewnątrz horyzontu, do którego mogą sięgnąć wielkie teleskopy - przy pomina raczej widok morza niż krajobraz górski. Nawet najbar dziej widoczne jego cechy są małe w porównaniu z zasięgiem instrumentów. Jest więc sens mówić o średnich, wygładzonych własnościach obserwowalnego Wszechświata. Ta jego własność, bez której kosmolodzy niewiele mogliby osiągnąć, do niedawna wydawała się sprzyjającym zbiegiem okoliczności - dopiero teraz zaczynamy sobie uświadamiać, dlaczego Wszechświat ma tę umożliwiającą uproszczenia cechę. W dalszych rozdziałach będę jeszcze mówił o tym, jak tę me taforę można rozwijać dalej. Ocean może się wydawać jednorod ny wewnątrz naszego horyzontu, w skali zaledwie kilku kilome trów. Nie oznacza to jednak, że w taki sam sposób rozciąga się do nieskończoności. Kilka kilometrów dalej pogoda może być bardziej burzliwa lub dużo spokojniejsza niż w naszej okolicy: fa le mogą wyglądać zupełnie inaczej. Tysiąc kilometrów stąd oce an ogranicza linia brzegowa. Podobnie cały nasz obserwowalny Wszechświat może być tylko niewielkim skrawkiem przestrzeni i czasu w metawszechświecie o niezwykle bogatej strukturze. W naszym skrawku widzimy tylko symetrię i prostotę, ponie waż struktury te występują w skali znacznie większej od obser wowanej bezpośrednio. Nasz obserwowalny Wszechświat rozciąga się na 10 miliar dów lat świetlnych, ale obejmuje tylko część fizycznej rzeczywi stości - co więcej, niewykluczone, że bardzo różni się od typowego fragmentu. Poza nim mogą się znajdować inne poziomy złożoności na znacznie większych obszarach. Będzie jeszcze mowa o tym, że niektóre tajemnicze własności naszego Wszechświa- KOSMICZNY DRAMAT • 47 ta - „zbiegi okoliczności", które czynią go siedliskiem życia - można wyjaśnić tylko poprzez rozszerzenie naszego pojęcia horyzontu. Zacznijmy tę podróż ku coraz większym skalom od przyjrzenia się Wszechświatowi galaktyk leżących poza Drogą Mleczną. Hierarchia kosmicznej struktury: od gwiazd do supergromad Droga Mleczna jest typową galaktyką wśród niezliczonych tego rodzaju obiektów rozrzuconych w całym Wszechświecie. Wcho- dzące w Jej skład gwiazdy i gaz znajdują się głównie w dysku wirującym wokół centralnego zagęszczenia, gdzie gwiazdy stło- czone są bardziej i gdzie (patrz rozdział 5) może się czaić czarna dziura. Sygnał świetlny wysłany z centrum Galaktyki potrze- bowałby 25 tysięcy lat, aby dotrzeć do Słońca. Z naszego punktu widzenia gwiazdy dysku tworzą na niebie pasmo, które nazywamy Drogą Mleczną. Gwiazdy te okrążają środek Galaktyki, przy czym pełen obrót trwa ponad 100 milionów lat. Najbliższy większy sąsiad naszej Galaktyki, Wielka Mgławica w Andromedzie, znajduje się w odległości 2 milionów lat świetlnych. Podobnie jak nasza Galaktyka, zawiera ona gwiazdy w różnym wieku oraz gaz. Gdybyśmy przypadkowo wybrali sześcienny fragment naszego Wszechświata, musiałby on mieć bok o długości 10 milionów lat świetlnych, aby zawierać średnio jedną galaktykę. Galaktyki nie są jednak rozrzucone przypadkowo w przestrzeni: większość znajduje się w grupach lub gromadach połączonych siłą grawitacji. Nasza Grupa Lokalna, o rozmiarach kilku milionów lat świetlnych, obejmuje oprócz Drogi Mleczne] i Wielkiej Mgławicy w Andromedzie przynajmniej 20 innych, mniejszych galaktyk. Przyciąganie grawitacyjne powoduje, że Wielka Mgławica w Andromedzie porusza się w naszym kierunku z prędkością około 100 kilometrów na sekundę. Za mniej więcej 5 miliardów lat te dwie galaktyki mogą się zderzyć. Niektóre gromady zawierają wiele setek galaktyk. Grupa Lokalna leży w pobliżu krańca Gromady w Pannie, której środek 48 • PRZED POCZĄTKIEM znajduje się 50 milionów lat świetlnych od nas. Gromady i gru py galaktyk łączą się z kolei w jeszcze większe struktury podob ne do łańcuchów i powierzchni. Jedną z najlepiej widocznych tego rodzaju struktur Jest tak zwana Wielka Ściana, położona w odległości około 200 milionów lat świetlnych od nas. Wpływ grawitacyjny Innego olbrzymiego skupiska masy, zwanego Wiel kim Atraktorem, powoduje, że nasza Galaktyka i cała Gromada w Pannie pędzą w Jego kierunku z prędkością kilkuset kilometrów na sekundę. Czy Wszechświat jest fraktalem? Wzory tak różne, Jak linie brzegowe, łańcuchy górskie, gałęzie drzew i odgałęzienia oskrzeli w naszych płucach, mają pewną wspólną cechę - każdy niewielki fragment w dużym powiększe niu jest podobny do całości. Matematyk Benoit Mandelbrot na zwał taką strukturę fraktalem i dzięki jego pracom nauczyliśmy się dostrzegać ich wszechobecność w przyrodzie. Czy Wszech świat może również być fraktalem zawierającym gromady gromad gromad... w nieskończoność? Wiemy obecnie, że nasz Wszechświat nie jest fraktalem. Gdy by hierarchiczne grupowanie się materii ciągnęło się w nie skończoność, niezależnie od tego, jak wielki obszar przestrzeni bralibyśmy pod uwagę, galaktyki zawsze byłyby rozłożone nie- jednorodnie - po prostu sięgalibyśmy do coraz większych obsza rów w tej hierarchii. Ale nasz Wszechświat tak nie wygląda. Gdy badamy coraz głębsze obszary przestrzeni i widzimy coraz więcej coraz odleglejszych galaktyk, dostrzegamy coraz więcej struktur podobnych do Gromady w Pannie i Wielkiej Ściany. Nie odkry wamy jednak kolejnego poziomu jeszcze większych struktur: wzór staje się bardziej jednorodny. Sześcian o boku 500 milionów lat świetlnych (co jest ciągle wielkością małą w porównaniu z całym obserwowalnym Wszechświatem) byłby już wystarczająco duży, aby obejmować „dobrą próbkę" Wszechświata - niezależnie od tego, gdzie byśmy go umieścili, zawierałby taką samą liczbę galaktyk pogrupowanych w statystycznie podobny sposób w groma- KOSMICZNY DRAMAT • 49 dv. łańcuchy i tak dalej. W takim właśnie statystycznym sensie nasz obserwowalny Wszechświat - obszar sięgający do horyzontu - jest naprawdę jednorodny. W oddali znajduje się wiele Innych Wielkich Ścian, ale wydaje się, że na jeszcze większych ob- szarach nie ma już żadnych wyraźnych struktur. Od czasów Kopernika niechętnie umiejscawiamy się w środku Wszechświata. Jeśli nasze położenie jest typowe, w dużej skali (to znaczy przekraczającej kilkaset milionów lat świetlnych) Wszechświat powinien wyglądać tak samo dla obserwatora patrzącego z każdej innej galaktyki. Rozszerzający się Wszechświat Współczesne teleskopy pozwalają nam dostrzec galaktyki położone w odległości nawet 10 miliardów lat świetlnych. Gdy patrzy- my z tej kosmologicznej perspektywy, widzimy, że galaktyki są rozrzuconymi w przestrzeni cząstkami próbnymi, które wskazują, jak rozłożona jest zawartość Wszechświata i jak się ona przemieszcza. Mówiąc o rozszerzającym się Wszechświecie, kosmolodzy odwołują się przede wszystkim do badań ruchu galaktyk. Zbieranie dowodów na to, że Wszechświat się rozszerza, rozpoczęło się jeszcze w latach dwudziestych naszego wieku. Honier-skie badania tego rodzaju prowadziło kilku astronomów, ale do- minujący wkład pochodził od Edwina Hubble'a, którego imię nosi teraz teleskop kosmiczny. Posługując się teleskopem o śred- nicy 2,5 metra na Mount Wilson w Kalifornii - najlepszym dostępnym w tamtych czasach - Hubbie badał światło wielu odległych galaktyk. Gdy takie światło przepuści się przez pryzmat, ulega ono rozszczepieniu, tworząc różnobarwne widmo. W widmach galaktyk dostrzec można wzory złożone z barw światła emitowanego lub absorbowanego przez różne rodzaje atomów (węgla, sodu i wielu innych), z których się składają. Hubbie stwierdził, że wszystkie te charakterystyczne wzory są przesunięte w kierunku nieco dłuższych fal - w kierunku czerwieni -w stosunku do tych, które otrzymywano w laboratoriach lub obserwowano w widmach gwiazd i gazu w naszej Galaktyce. Prze- 50 • PRZED POCZĄTKIEM sunięcie ku czerwieni było większe w przypadku słabszych i bar dziej odległych galaktyk. Hubbie doszedł w ten sposób do wnio sku, że przesunięcie ku czerwieni danej galaktyki jest proporcjo nalne do jej odległości. Najlepiej znaną przyczyną przesunięcia ku czerwieni jest efekt Dopplera. Jeśli rzeczywiście odpowiada on za zaobserwowane przez Hubble'a przesunięcia linii widmo wych, galaktyki muszą się od nas oddalać z prędkościami pro porcjonalnymi do ich odległości. Wskazówki co do powszechnego rozszerzania się Wszechświa ta pojawiły się Już wcześniej w teorii. W 1922 roku Aleksander Friedman, rosyjski matematyk i meteorolog, wykazał, że rozsze rzający się i nieograniczony Wszechświat jest zgodny z ogólną teo rią względności Einsteina. Początkowo Einstein nie zaakcepto wał wyników Frledmana - opowiadał się raczej za statycznym modelem Wszechświata - ale odkrycie Hubble'a zmieniło jego podejście.l Pierwsze dowody Hubble'a były tak naprawdę mało przekonujące. Galaktyki, które badał, znajdowały się stosun kowo blisko nas, więc mógł bezpośrednio wywnioskować jedynie o tym, że rozszerza się nasza „lokalna supergromada". Stoso walność prawa Hubble'a na odległościach setki razy większych, gdzie prędkości ucieczki są bliskie prędkości światła, była tylko kwestią wiary. Ponieważ jednak znane już były prace Friedma- na, taką interpretację traktowano poważnie od samego początku.2 Ekspansja powinna być spowalniana przez przyciąganie gra witacyjne, jakie każdy kawałek materii wywiera na jej resztę. Jeśli gęstość materii jest wystarczająco mała, spowalnianie od bywa się łagodnie i ekspansja nigdy nie ustanie. Nasz Wszech świat byłby wtedy nieskończony zarówno w przestrzeni. Jak i w czasie. Wszechświat o większej gęstości w końcu jednak prze stałby się rozszerzać i zaczął zapadać. Mimo jednorodności i nie- ograniczenia byłby „zamknięty" zarówno jeśli chodzi o zawar tość, jak i czas trwania. W latach trzydziestych - i przez kilka kolejnych dziesięcioleci - ciągle nie było jasne, na ile dokładnie wielkoskalową strukturę Wszechświata można opisać za pomocą takich prostych rozwiązań równań Einsteina. Nie umiano też odróżnić od siebie modeli zamkniętych i otwartych. KOSMICZNY DRAMAT • 51 Obecnie wiemy, że prawo Hubble'a stosuje się do galaktyk położonych nawet tak daleko, że oddalają się od nas z prędkościami przekraczającymi 90% prędkości światła. Po 60 latach okazuje się, że proste modele Wszechświata niezwykle dobrze pasują do rzeczywistości - lepiej, niż ośmielali się marzyć Fried- roan i inni twórcy kosmologii. Żyjemy w rozszerzającym się Wszechświecie, który rozciąga się na odległość 10 miliardów lat świetlnych i w którym odległe obiekty w miarę upływu czasu jeszcze bardziej oddalają się od siebie.3 Astronomowie w jakiejkolwiek innej galaktyce obserwowaliby taką samą ucieczkę galaktyk. W przestrzennym usytuowaniu naszej Galaktyki nie ma nic szczególnego. Z przyczyn, o których będzie mowa później, nie prowadzimy jednak obserwacji w przypadkowo wybranej chwili czasu. Zmęczone światło? Ucieczka odległych galaktyk sugeruje, oczywiście, ze miały one jakiegoś rodzaju „początek" 10-20 miliardów lat temu. Co cieka- we, Hubbie, przynajmniej początkowo, wcale nie upierał się, że jego prawo przesunięć ku czerwieni rzeczywiście Implikuje roz- szerzanie się Wszechświata. Może światło, pokonując olbrzymie odległości, „męczy się" i czerwienieje, nawet jeśli Wszechświat jest tak naprawdę statyczny? Jeszcze w latach siedemdziesiątych naszego wieku niektórzy francuscy fizycy poważnie opowiadali się za koncepcją photonsfatigues, a pomysł ten powraca od czasu do czasu i teraz. Warto więc podkreślić, że koncepcja zmęczo- nego światła została odrzucona z konkretnych powodów, a nie z (obarczonej uprzedzeniami) niechęci do zaakceptowania no- wego zjawiska o fundamentalnym znaczeniu. Z fizycznego punktu widzenia światło jest falą energii elektrycznej i magnetycznej, przemieszczającą się w przestrzeni. Długości fal związane są z barwą światła: krótsze odpowiadają błękitowi, a dłuższe barwie żółtej i czerwonej. Długości fal wszystkich rodzajów światła odległej galaktyki zwiększają się o ten sam czynnik. Tego właśnie oczekujemy w rozszerzającym się Wszech- 52 • PRZED POCZĄTKIEM świecie - podobnie jak w przypadku zwykłego efektu Dopplera długości fal zwiększają się w takich samych proporcjach. Me chanizm męczenia się światła powodowałby na ogół coś inne go. Co więcej, każde zjawisko prowadzące do utraty energii przez światło w wyniku wielokrotnego rozpraszania na hipotetycznych cząstkach wywoływałoby rozmycie obrazów odległych obiektów, czego nie obserwujemy. Istnieje Jeszcze jeden sprawdzian. Zegar oddalający się od nas wydaje się chodzić wolniej - gdyby wysyłał okresowe sygnały, późniejsze z nich miałyby do przebycia większą odległość, więc odcinki czasu pomiędzy momentami ich dotarcia do nas byłyby dłuższe. To spowalnianie ma bezpośredni związek z przesunię ciem ku czerwiem. Kolejne grzbiety fal światła każdego atomu czy cząsteczki odpowiadają ich drganiom, które tak naprawdę są mikroskopijnym zegarem - grzbiety fal docierają do obserwato ra później, gdy źródło się oddala i długość fali rośnie. Natura dostarcza nam zegarów wystarczająco jasnych, aby można je było dostrzec w odległych galaktykach - są to supernowe. Pewien szczególny rodzaj supernowych (nazwany bez polotu typem I), bę dących oznaką śmierci gwiazd w trakcie gwałtownych wybu chów termojądrowych, jaśnieje i ciemnieje w charakterystycz ny sposób. Leżące daleko supernowe typu I rzeczywiście jaśnieją i ciemnieją wolniej niż położone bliżej. Takiego właśnie spowol nienia się spodziewamy, jeśli obiekty te oddalają się i wykazu ją poczerwienienie wywołane efektem Dopplera, zjawisko to nie ma jednak naturalnego wyjaśnienia w statycznym modelu Wszechświata. Przyjęcie statycznego modelu Wszechświata pociąga za so bą jeszcze większe paradoksy niż jakakolwiek teoria Wielkiego Wybuchu. Zapasy energii gwiazd nie są nieskończone: gwiazdy ewoluują, zużywając swoje paliwo. To samo dzieje się z galak tykami, które są przecież skupiskami gwiazd. Szacowany wiek Drogi Mlecznej i innych galaktyk wynosi około 10 miliardów lat - co zgadza się z poglądem, że Wszechświat przez taki właśnie czas się rozszerza. Gdyby Wszechświat był statyczny, wszystkie galaktyki musiałyby w tajemniczy sposób jednocześnie pojawić się w swoich miejscach około 10 miliardów lat temu. Model KOSMICZNY DRAMAT • 53 Wszechświata bez globalnej ekspansji - nawet taki, którego zwolennikiem był Einstein, zanim dowiedział się o pracach Hub-ble'a (będzie o nich więcej w rozdziale 8) - prowadzi do poważnych trudności.4 Czy Wszechświat ewoluuje? Astronomowie potrafią badać obszary przestrzeni, które światło opuściło dawno temu. Gdybyśmy żyli w bardzo nieregularnym Wszechświecie, te odległe obszary byłyby zupełnie niepodobne do naszego otoczenia. Ponieważ jednak nasz Wszechświat (a przynajmniej ta jego część, którą widzimy) jest w dużej skali jednorodny i przypomina raczej morze niż krajobraz górski, mo- żemy stwierdzić, że wszystkie jego części ewoluowały w ten sam sposób i mają podobną historię. Gdy więc patrzymy na obszar leżący (powiedzmy) 3 miliardy lat świetlnych od nas, jego globalne cechy (jak wyglądają galaktyki, jak się grupują i tak dalej) przypominają naszą okolicę sprzed 3 miliardów lat. Czy w przeszłości galaktyki były gęściej ułożone? Czy odległe galaktyki wyglądają inaczej, tak jak należałoby tego oczekiwać, jeśli średnio rzecz biorąc były młodsze, gdy wysyłały światło, które obecnie obserwujemy? Pierwsze zebrane przez Edwina Hubble'a dane nie mogły dostarczyć odpowiedzi na te pytania. Są one istotne, ponieważ odpowiedź nie musi być pozytywna -rozszerzający się Wszechświat nie musi się zmieniać. Na tą kwestię zwrócili uwagę Fred Hoyle oraz dwaj teoretycy, Hermann Bondl i Thomas Gold, którzy przybyli na Uniwersytet w Cambridge jako uchodźcy z Austrii. Bondl, który na początku zaj mował się matematyką stosowaną, wprowadził do astronomii i teorii względności wiele płodnych idei. Gold studiował różne dziedziny. Swoją akademicką karierę rozpoczął od rozprawy dok torskiej poświęcone] słuchowi i fizjologu ucha wewnętrznego. Później stosował swoją fizyczną wiedzę w wielu zagadnieniach (włącznie z gwiazdami neutronowymi, jak pokażę w rozdziale 4). Bondi, Gold i Hoyle wysunęli hipotezę, że żyjemy we Wszech świecie w stanie stacjonarnym, w którym nieustanna kreacja 54 • PRZED POCZĄTKIEM materii i powstawanie nowych galaktyk powodują, że kosmicz na scena wygląda ciągle tak samo mimo globalnego rozszerzania się Wszechświata. Poszczególne galaktyki mogłyby ewoluować, rozpraszając się z biegiem czasu coraz bardziej, a pojawiające się w ten sposób wolne miejsce wypełniałyby nowo powstałe, mło de galaktyki. Mając za sobą nieskończenie długą przeszłość, Wszechświat mógłby osiągnąć pewien samopodtrzymujący się stan. Wymagane tempo kreacji materii byłoby tak niskie, że pro cesu tego nie dałoby się wykryć - wystarczyłoby powstawanie jednego atomu w każdym kilometrze sześciennym w ciągu stu lecia - jednak wielu astronomom teoria ta wydała się zbyt ad hoc i mało prawdopodobna. Hoyle odpowiedział na ten zarzut, konstruując teorię, która miała wyjaśnić, w jaki sposób atomy od czasu do czasu mogłyby się „materiallzować". Twierdził, że stworzenie wszystkiego „za jednym zamachem" jest i tak dużo większym skokiem poza konwencjonalną fizykę. (Bondl, Gold i Hoyle wpadli na pomysł modelu stanu stacjonarnego w 1948 roku, po obejrzeniu filmu zatytułowanego The Dead ofNight, którego zakończenie stanowiło powtórzenie pierwszej sceny). Teoria stanu stacjonarnego stanowiła konstruktywny element rozwijającej się kosmologii przez ponad 15 lat. Gdyby miała oka zać się prawdziwa, odległe obszary Wszechświata, mimo że wi dzimy je takimi, jakie były dawno temu, powinny wyglądać sta tystycznie tak samo jak nasza okolica - to jest bardzo konkretne przewidywanie. Jeśli typowe odległe galaktyki wyglądają ina czej, niemożliwe jest, abyśmy żyli we Wszechświecie opisywa nym modelem stanu stacjonarnego. Przegrana bitwa o model stanu stacjonarnego Nawet jeśli nasz Wszechświat ewoluuje, zmiany zachodzą tak powoli, że można Je zauważyć dopiero w skali miliardów lat. Aby wykryć jakiś kierunek zmian (lub sprawdzić, czy Wszechświat znajduje się w stanie stacjonarnym), musimy badać bardzo odległe galaktyki, których światło wyruszyło w naszą stronę kilka miliardów lat temu. Takie badania rozpoczęto już w latach pięć- KOSMICZNY DRAMAT • 55 dziesiątych za pomocą teleskopu znajdującego się na Mount Pa-lomar w Kalifornii (którego zwierciadło o średnicy 5 metrów było wtedy największe na świecie). Nie otrzymano jednoznacznych wyników. Zwyczajne galaktyki o odpowiednio dużych przesu- nięciach ku czerwieni nie świeciły wystarczająco jasno, aby można je było zarejestrować na kliszach fotograficznych, nawet sto- sując tak dobry kolektor światła, jak teleskop pięciometrowy. W latach pięćdziesiątych najlepsze na świecie teleskopy optyczne znajdowały się w Stanach Zjednoczonych, głównie w Kalifornii. Ta przewaga w stosunku do Europy wynikała zarówno z przyczyn klimatycznych, jak i finansowych: nie miało wielkiego sensu budowanie nowoczesnych teleskopów na przykład na nisko położonych terenach narażonych na działanie wilgotnego brytyjskiego klimatu. Niemniej kolejnego (po odkryciu przez Hubble'a kosmicznej ekspansji) przełomu w kosmologii obserwacyjnej dokonano za pomocą całkiem innej metody - radioastro- nomii. Dobiegające na Ziemię z przestrzeni kosmicznej fale radiowe mogą przechodzić przez chmury, więc w tej nowej dziedzinie Europa miała takie same szansę. W latach pięćdziesiątych, gdy instrumentarium było jeszcze dość prymitywne, radioastronomowle z Wielkiej Brytanii i Australii, kierując swoje anteny w niektóre miejsca na niebie, odkryli szczególnie silny „świst". Niektóre z tych źródeł fal radiowych można było łatwo zidentyfikować. Silne promieniowanie dochodziło na przykład ze środka Galaktyki, kolejnym radloźródlem była Mgławica Krab, zawierająca pozostałość po wybuchu supernowej, który obserwowali chińscy astronomowie w 1054 roku (o czym pisaliśmy w rozdziale l). W 1954 roku dwaj astronomowie z Kalifornii, Walter Baade i Rudolf Minkowski, odkryli drugie co do jasności źródło radio we na niebie, które znajdowało się w niezwykłej, odległej galak tyce. Jego emisja radiowa była tak silna, że radioteleskopy mo głyby je wykryć nawet wówczas, gdyby znajdowało się kilka razy dalej, ale wtedy jego zbyt słabego światła widzialnego nie dało by się już zarejestrować. Odkrycie Baadego i Minkowsklego po kazało, że nowe metody radioastronomiczne dostarczają narzę dzi do badania wczesnego Wszechświata: radioteleskopy mogłyby 56 • PRZED POCZĄTKIEM wykrywać emisję nietypowych, aktywnych galaktyk (które, jak obecnie sądzimy - patrz rozdział 5 - zawierają w środku czarną dziurę), nawet jeśli znajdują się one zbyt daleko, by dały się ob serwować przez teleskopy optyczne. Radioteleskopy są niezwykle czułe nawet na bardzo słabe sy gnały. Jeden z pierwszych radloastronomów, Martln Ryle, opi sywał to w ciekawy sposób. Gdy w Jego położonym pod Cam bridge obserwatorium zorganizowano dni otwarte, każdego odwiedzającego proszono, aby wziął ze stosu kartkę papieru. Widniało na niej zdanie: „Podnosząc tę kartkę, zużyłeś więcej energii, niż jej odebrały wszystkie radioteleskopy na świecie od czasu ich zbudowania". W początkowej fazie rozwoju radioastronomii problemem by ło ustalenie dokładnego kierunku pochodzenia kosmicznego szu mu radiowego. Ryle znalazł sposób, by złagodzić ten problem, i dzięki temu mógł dokonać przeglądu nieba północnego i zloka lizować kilkaset źródeł. Następnie bardzo pomysłowo wykorzystał te dane, dochodząc do wniosku, że nasz Wszechświat rzeczywi ście ewoluuje i nie może znajdować się w stanie stacjonarnym. Ryle nie znał odległości do swoich radioźródeł (większość nie miała odpowiedników w zakresie widzialnym, więc astronomo wie nie mogli zmierzyć ich przesunięć ku czerwieni), lecz założył, że słabsze źródła znajdują się dalej niż te, które dawały silniej sze sygnały. Następnie zliczył źródła o różnych jasnościach ob serwowanych i ze zdziwieniem stwierdził, że znacznie więcej jest źródeł słabych - a więc leżących dalej - niż jaśniejszych i bliż szych. Wyglądało to tak, jakbyśmy się znajdowali w środku ol brzymiej kuli o promieniu kilku miliardów lat świetlnych, przy czym gęstość radioźródeł w pobliżu brzegu kuli jest znacznie większa niż w pobliżu środka. Nie można było tego faktu pogo dzić z modelem stanu stacjonarnego, w którym źródła muszą z założenia należeć do tych samych populacji w każdej chwili, a więc i na każdej odległości. Obserwacje te zgadzały się jednak bardzo dobrze z modelem ewoluującego Wszechświata. Ryle wy sunął przypuszczenie, że kilka miliardów lat temu młode galak tyki były bardziej skłonne do tajemniczych wybuchów, które po- wodowały powstawanie silnych fal radiowych. Jeśli obecnie KOSMICZNY DRAMAT • 57 galaktyki dojrzały i „się ustatkowały", powinniśmy w nasze) okolicy obserwować mniej radioźródeł. Rozumowanie Ryle'a zostało po raz pierwszy przedstawione w latach pięćdziesiątych i wywołało głośną (l często przeradzającą się w kłótnie) dyskusję, która trwała kilka lat. Gdy sam dowiedziałem się o niej na początku lat sześćdziesiątych, argumenty Ry-le'a wydały ml się pomysłowe i przekonujące; jednocześnie zdumiał mnie upór zwolenników teorii stanu stacjonarnego. Dopiero później poznałem szerszy kontekst całej sprawy. Na początku lat pięćdziesiątych Ryle równie stanowczo wypowiadał się na inne tematy, w których dysponował wątpliwymi dowodami. Na przykład, gdy radioźródła zostały odkryte, Ryle sądził, że są to „radiowe gwiazdy" leżące w naszej Galaktyce. Nie skupiały się one w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, ale mogło to oznaczać, że znajdują się bardzo blisko (jak na astronomiczne standardy): gdyby wykrywalne źródła leżały w mniejszej odległości niż grubość dysku galaktycznego, czyli zaledwie kilkaset lat świetlnych od nas, byłyby jednorodnie rozrzucone na niebie. Gold i inni twierdzili, że źródła te nie leżą w płaszczyźnie Drogi Mlecznej, ponieważ nie mają nic wspólnego z naszą Galaktyką i znajdują się znacznie dalej. Początkowo Ryle zapalczywie zaprzeczał temu twierdzeniu (mimo że olbrzymia odległość tych obiektów stała się później podstawą jego kosmologicznej argumentacji). Rozumowanie Ryle'a spotkało się ze sceptycyzmem również z tego powodu, że zrobione przez niego przeglądy nieba nie ustrzegły się błędów - mapa nieba radiowego, którą sporządził, była tak niewyraźna, że czasem dwa lub więcej radioźródeł li czono jako jedno. Niemniej w 1958 roku, gdy Ryle przedstawił swoje racje w czasie wykładu dla Towarzystwa Królewskiego, najpoważniejsze błędy już usunięto i dane budziły zaufanie. W zasadzie wszystko, co powiedział w trakcie tego wykładu, wy trzymało próbę czasu. Teoria stanu stacjonarnego podważała niektóre zakorzenione przekonania i oferowała konkretne przewidywania, które zachę cały astronomów do podejmowania prób jej obalenia. Twórcy tej teorii - elokwentne i pomysłowe trio - znajdowali przyjemność w tej kontrowersji i umiejętnie nadawali jej rozgłos. Szczególnie 58 • PRZED POCZĄTKIEM błyskotliwym popularyzatorem był Hoyle i wielu młodszych ko smologów (do których i Ja się zaliczam) zawdzięcza bardzo dużo Jego książkom i audycjom radiowym. Walka pomiędzy modelem stanu stacjonarnego a modelem ewoluującego Wszechświata znalazła się więc na forum publicznym. Tak przynajmniej było w Wielkiej Brytanii: głosy Bondlego, Golda i Hoyle'a nie niosły się przez Atlantyk i ich teorii nigdy nie brano w Stanach Zjedno czonych zbyt poważnie. Jednakże to brytyjscy i australijscy astronomowie (wielu z nich zdobyło doświadczenie, pracując nad radarem podczas drugiej wojny światowej) mieli okazję prze prowadzić decydujące pomiary radloastronomlczne. Ryle chciał, oczywiście, aby jego radiowe przeglądy nieba mia ły decydujące znaczenie dla kosmologii, a to mogło się zdarzyć tyl ko poprzez obalenie teorii stanu stacjonarnego. Zainwestował lata pracy w projektowanie i budowę nowych instrumentów, a po tem zbieranie danych. Obecnie żaden człowiek nie jest w stanie opanować wszystkich potrzebnych do takich pomiarów metod. Ryle był wyjątkowym przedstawicielem pionierów radioastrono mii, którzy projektowali i budowali nowe urządzenia, a następ nie sami analizowali dane i wyciągali podstawowe wnioski. Nikt nie kontynuowałby z takim uporem tak wymagającego projektu bez (może nadmiernej) wiary w jego potencjalną doniosłość i de cydujące znaczenie. Bez osobowości tej miary nie sposób pro wadzić długotrwałych i wymagających poświęcenia badań. Mimo przedstawionych przez Ryle'a w 1958 roku przekonu jących argumentów (przynajmniej takie się wydają z perspek tywy czasu), kontrowersje ciągnęły się jeszcze przez kilka lat. Źródła radiowe ciągle stanowiły tajemnicę. Sądzono, że są to szczególnego rodzaju galaktyki, ale astronomowie prowadzący obserwacje w świetle widzialnym potrafili dostrzec tylko kilka stosunkowo bliskich radiogalaktyk. Ryle przekonywał, że resz ta radloźródeł jest podobna, ale znajduje się poza zasięgiem te leskopów optycznych. Ich rzekome olbrzymie odległości nie znaj dowały potwierdzenia (na przykład w pomiarach przesunięcia ku czerwieni lub w próbach ustalenia związku z odległymi galak tykami). Nikt także nie wpadł na pomysł, jak galaktyka mogłaby wytwarzać tak olbrzymie ilości fal radiowych. KOSMICZNY DRAMAT • 59 Czy te tajemnicze źródła mogły należeć do populacji obiektów w Drodze Mlecznej, jak sądził Ryle do roku 1954? Dokonane przez niego zliczenia określiłyby wtedy „geografię" naszej Galaktyki i nie miałyby znaczenia dla kosmologii. Głównym zwolennikiem tego rozwiązania był Dennis Sciama, który (na moje szczęście) został moim opiekunem naukowym, gdy w 1964 roku zacząłem pisać pracę doktorską. Nazywał wtedy siebie (prawdopodobnie słusznie) jedynym zwolennikiem teorii stanu stacjonarnego, jaki pozostał, poza triem, które ją stworzyło. Niemniej nawet Sciama skapitulował w obliczu nowych dowodów, jakich dostarczyły obserwacje w zakresie optycznym. Niektóre ze źródeł Ryle'a okazały się w końcu wystarczająco Jasne, aby astronomowie mogli je dostrzec w świetle widzialnym. Były to kwazary - galaktyki, w których promieniowanie z niewielkiego centralnego obszaru (gdzie, jak obecnie sądzimy, znajduje się czarna dziura) jest silniejsze niż emisja 100 miliardów znajdujących się tam gwiazd. Zaobserwowano, że kwazary mają bardzo duże przesunięcie ku czerwieni i jednym z moich pierwszych zadań badawczych było sprawdzenie, czego możemy się dowiedzieć, analizując statystykę tych przesunięć. Okazało się, że kwazary występują częściej na odległościach odpowiadających dużym przesunięciom ku czerwieni niż w pobliżu nas, co potwierdza przypuszczenia Ryle'a. To właśnie przekonało Sciamę, że Ryle ma w zasadzie rację. Zliczenia radioźródet mają obecnie znaczenie historyczne, ponieważ już dawno zastąpiły je metody niosące więcej informacji i w bardziej jednoznaczny sposób. Zliczenia stanowiły jednak pierwszy prawdziwy test kosmologiczny. Gdy byłem jeszcze studentem w Cambridge, to wydarzenie dało mi możliwość przyjrzenia się z bliska naukowym sporom i dokonania oceny różnych podejść, jakie pojawiają się w trakcie dyskusji na tematy kosmologiczne. Sciama był przekonany o poprawności teorii stanu stacjonarnego. Dla niego i dla twórców tej teorii miała ona głęboką wartość filozoficzną - Wszechświat istniał przez całą wieczność w wyjątkowo spójnym stanie. Gdy pojawiły się dowody przeczące tej teorii, Sciama poszukiwał wybiegu (nawet mało prawdopodobnego) - podobnie Jak obrońca w sądzie, który chwyta się każdej sztuczki, aby obalić argumenty oskarżyciela. 60 • PRZED POCZĄTKIEM Gdy odkrywamynowe zjawisko, a dane są jeszcze niewystar czające, może ze s«bą współistnieć wiele teorii pretendujących do jego wyjaśnienie. Bliższe przyjrzenie się tym teoriom nasuwa zazwyczaj nowe sposoby sprawdzenia niektórych z nich lub ujawnia wewnętrzre sprzeczności w Innych. Takie działania za wężają zakres możlwych wyjaśnień i prowadzą do wyłonienia lidera. Niektórzy t^retycy, jak chociażby Sciama, są entuzja stycznymi zwolenrikami pewnej szczególnej hipotezy - takie przekonanie stanowi dla nich konieczną motywację. Inni spusz czają z tonu i potnflą badać równolegle dwie lub więcej (l to wzajemnie sprzecznych) hipotez - dla nich poszukiwanie istoty rzeczy stanowi wystyczającą motywację. Hoyle, najbardziej twór czy i oryginalny astrofizyk swojego pokolenia, należał z pewno ścią do tej drugiej lategorll. Opowiadał się za teorią stanu sta cjonarnego, ale nl» przeszkodziło mu to wnieść znaczącego wkładu do konkurencyjnych teorii. Kwazary i nowa fizyka Kwazary pozwalają nam badać odległą przeszłość. Okazało się jednak, że mają jeszcze bardziej fundamentalne znaczenie (i cią gle są jednym z głównych przedmiotów moich badań), ponieważ w ich jądrach czają się olbrzymie czarne dziury - miejsca, w któ rych sama przestrzeń została przedziurawiona w wyniku grawitacyjnego kolapsu i których wnętrza mogą skrywać tajemnicę pochodzenia naszego Wszechświata, a nawet przejścia do innych wszechświatów. Kwazary stanowlfy wyzwanie od momentu ich odkrycia. Astronomowie potrzebowali kilku lat, aby uświadomić sobie, że znajdują się one w środkach galaktyk i mają związek z radiogalak-tykami, których niezwykłe własności odkrył już wcześniej Ryle. Na początku niektórzy badacze wątpili, czy kwazary można opisać za pomocą konwencjonalnej fizyki. Może działa tam jakaś nowa fizyka, która dostarczy innego wyjaśnienia przesunięć ku czerwieni, tak że kwazary mogłyby znajdować się bliżej (a więc nie musiałyby promieniować tak potężnie), lub też pozwoli zna- KOSM1CZNY DRAMAT • 61 leźć efektywny mechanizm produkcji energii. Były to wtedy całkowicie realne obawy i wokół nich rozgorzała żywa dyskusja. W zasadzie można sobie wyobrazić, że tego rodzaju zjawiska kosmiczne są przejawem całkowicie nowego prawa przyrody. W końcu fizyk, którego laboratorium unosi się swobodnie w przestrzeni kosmicznej, prawdopodobnie nigdy nie odkryłby grawitacji, ponieważ siła ta jest słaba, dopóki nie wchodzą w grę duże masy, takie jak Ziemia. Może więc istnieją inne zjawiska. które nie mają znaczenia nawet w skali Układu Słonecznego. ale są niezwykle istotne w środkach galaktyk lub w skalach ko- smologicznych? Na poparcie takiego rozumowania przytaczano różne zadziwiające wyniki obserwacyjne. Twierdzono na przykład, że kwazary zbyt często położone są na niebie blisko galaktyk o małym przesunięciu ku czerwieni, aby mógł to być przypadek, co wskazuje na fizyczny związek tych dwóch rodzajów obiektów. Bardzo łatwo jest jednak dostrzegać prawidłowości w przypadkowych danych - nawet takie, które wydają się mało prawdopodobne. De cydującym sprawdzianem jest to, czy dana hipoteza dostarcza przewidywań i stosuje się nie tylko do obiektów, w których naj pierw rzekomo zaobserwowano nowe zjawisko, ale także do in nych. Liczba obserwowanych nieprawidłowości zaczęła się zmniej szać (a niektóre zupełnie znikły) wraz z napływem nowych danych. Często nowe osobliwości zastępowały stare. Gdy prowadzimy badania, odkrywamy coraz więcej zaskakujących zjawisk. Dopó ki niemal wszystkich tych zjawisk nie uda się połączyć w jedną teorię, nieortodoksyjny punkt widzenia nie zyskuje dzięki nim na znaczeniu. Co więcej, jeśli nawet wiemy, że zaistnienie pewnej szczególnej korelacji w sposób całkowicie przypadkowy jest praw dopodobne chociażby jak i do 200, nie powinniśmy ślepo przyj mować, że ma to jakieś znaczenie bez wzięcia pod uwagę wszyst kich innych podobnych zjawisk, jakie mogły się pojawić, ale się nie pojawiły - doniesienia o postrzeganiu pozazmysłowym (tele patii i tym podobnych) zazwyczaj biorą się właśnie z przeoczenia tych kwestii. W roku 1970 odbyła się pełna ożywionych dyskusji konfe rencja poświęcona tym zagadnieniom. Została ona zorganizo- 62 • PRZED POCZĄTKIEM wana (nieco niestosownie) w Watykanie pod patronatem Papie skiej Akademii Nauk. Niektórzy uczestnicy pokazywali zdjęcia galaktyk o bardzo różnych przesunięciach ku czerwieni, twier dząc, że nie jest to przypadkowe nałożenie się obiektów znajdu jących się na różnych planach, lecz że są one fizycznie zwią zane, a zatem ich przesunięcia ku czerwieni mają charakter anomalii. „Nie rozumiem, dlaczego odrzuca się dane tylko z tego powodu, że wydają się niewiarygodne" - komentował Fred Hoyle. „Nie widzę lepszego powodu" - odpowiadał Lyman Spitzer, wy bitny (l bardziej konwencjonalny) teoretyk z Princeton. Dyskusja nad tym, czy kwazary znajdują się blisko, czy dale ko, przypominała spór astronomiczny, który toczył się 200 lat wcześniej i dotyczył istnienia gwiazd podwójnych. Znano wiele przypadków, kiedy dwie gwiazdy leżały blisko siebie na niebie, i John Michell (o którym będzie jeszcze mowa w rozdziale 5) ob liczył, że takich par jest zbyt dużo, aby mogło to wynikać z przy padkowego nałożenia się gwiazd, znajdujących się naprawdę w różnej odległości od nas. Twierdził więc, że gwiazdy te muszą być ze sobą fizycznie związane „albo grawitacją (...], albo jakimś innym prawem lub decyzją stwórcy". Willlam Herschel (1738-1822) nie zgadzał się z tym. Był prze konany (obecnie wiemy, że się mylił), że wszystkie gwiazdy mają taką samą jasność. Ponieważ gwiazdy w domniemanych ukła dach podwójnych miały na ogół różną jasność, doszedł do wniosku, że jedna z nich musi się znajdować dużo dalej niż dru ga, a więc nie mogą one krążyć wokół siebie. Herschel potrzebo wał 36 lat, aby zmienić zdanie. Spór ten był podobny do kontro wersji, jaka wybuchła pod koniec lat sześćdziesiątych XX wieku pomiędzy zwolennikami poglądu, że przesunięcia ku czerwieni są prawdziwą miarą odległości kwazarów, a tymi, którzy przywo ływali statystyczne dowody przeczące tej hipotezie. Spór na temat kwazarów uwidocznił przeciwstawne podejścia związane z różnymi osobowościami uczonych. Wielu z nich poważnie by się zaniepokoiło, gdyby się okazało, że anomalie w prze sunięciach ku czerwieni rzeczywiście istnieją, ponieważ ozna czałoby to, że daleko nam jeszcze do poznania ostatecznego obrazu Wszechświata. Zwolennicy radykalnych przekonań byli- KOSMICZNY DRAMAT • 63 by jednak zachwyceni, gdyby obserwacje astronomiczne doprowadziły do odkrycia jakiejś całkowicie nowej fizyki. Filozofowie nauki bardzo by się zdziwili, gdyby się dowiedzieli. Jak wielu astronomów chętnie przyłączyłoby się do takich rewolucjonistów. Moje własne podejście, niezbyt powszechnie podzielane, było powściągliwie konserwatywne. Życzyłem sobie, aby radykałowie mieli rację, ale sceptycznie odnosiłem się do ich argumentów i wątpiłem w to, czy potrzeba nowej fizyki jest usprawiedliwiona. Kwazary stwarzały problemy pod wieloma względami (i jest tak po części do dzisiaj). To samo można jednak powiedzieć o wielu obiektach, które badano dużo intensywniej i przez znacznie dłuższy czas. Ciągle nie jest jasne, dlaczego liczba plam na Słońcu rośnie i maleje cyklicznie mniej więcej co 11 lat, a obserwowane w laboratoriach zjawiska, takie jak nadprzewodnictwo, wciąż spędzają fizykom sen z powiek. Nikt jednak poważnie nie proponuje w tych przypadkach nowej fizyki. Astrofizyka jest dzie- dziną, której uprawianie przysparza wielu problemów i byłoby dziwne, gdyby zabrakło tajemnic. Nawet jeśli postęp dokonuje się powoli, nigdy Jeszcze nie doszło do takiego Impasu, który usprawiedliwiałby porzucenie konwencjonalnej fizyki. Jej bogate możliwości bowiem dalekie są od wyczerpania. Tylko w najwcześniejszych stadiach Wielkiego Wybuchu i we wnętrzach czarnych dziur mamy do czynienia z fizyką naprawdę nową, w tym sensie, że nie można jej sprawdzić ani laboratoryjnie, ani poprzez obserwacje zachowujących się ekstremalnie obiektów, takich jak kwazary czy supernowe. Młodość galaktyk Kosmolodzy bardziej wykorzystują obserwacje niż eksperymenty. Przypominają pod tym względem paleontologów i geologów, którzy próbują się dowiedzieć. Jak powstała Ziemia i żyjące na niej istoty. Kosmolodzy również badają skamieniałości (stare gwiazdy, pierwiastki chemiczne powstałe w czasach młodości naszej Galaktyki i tak dalej). Mają jednak pewną przewagę nad innymi badaczami przeszłości: kierując swoje teleskopy na od- 64 • PRZED POCZĄTKIEM ległe obiekty, mogą zbierać dowody, rzeczywiście obserwując przeszłość. Niektórzy krytycy o skłonnościach do kreacjonizmu wyśmie wają darwmizm, twierdząc, że to „tylko teoria". Mają na myśli to, że opiera się on na pośrednich dowodach - i rzeczywiście tak Jest, chociaż te dowody łączą się w niezwykle przekonującą ar gumentację. Kosmolodzy mogą natomiast rzeczywiście zobaczyć ewolucję, o której mówią - odległe galaktyki, z ich światłem po dróżującym do nas przez kilka miliardów lat, wyglądają zdecy dowanie inaczej niż ich położone blisko nas odpowiedniki. Nie jest to, oczywiście, wehikuł czasu, który mógłby prowadzić do pa radoksów (w rodzaju zabicia własnej babki w kołysce), o któ rych będzie mowa w rozdziale 13. Nie badamy historii naszej okolicy, widzimy natomiast zdjęcia wielu odległych galaktyk, które, przynajmniej statystycznie rzecz biorąc, powinny wyglą dać podobnie jak Droga Mleczna, Wielka Mgławica w Androme dzie i inne pobliskie układy przed miliardami lat. Galaktyki takie można dokładnie oglądać przez Kosmiczny Te leskop Hubble'a. Walka o dostęp do tego instrumentu jest tak zacięta, że nawet ci, którym się udało, otrzymują zazwyczaj tyl ko kilka godzin czasu obserwacyjnego. Kierujący tym przedsię wzięciem Robert Williams dysponuje jednak z urzędu pewnym czasem obserwacyjnym, który może zapełnić według własnego uznania. Skorzystał z tej godnej pozazdroszczenia możliwości i zdecydował się skierować teleskop na 10 dni w ten sam obszar nieba. Tak długi czas ekspozycji pozwolił na uzyskanie najostrzej szych i najdokładniejszych obrazów odległego Wszechświata, ja kie dotąd widzieliśmy. Widnieją tam gęsto ułożone obok siebie słabe galaktyki, z których każda na zdjęciu wykonanym z Ziemi byłaby ledwo dostrzegalną, rozmazaną plamką. Te obiekty o rozmaitych kształtach są miliard razy słabsze od gwiazdy, jaką można jeszcze zobaczyć gołym okiem. Ale każdy z nich to cała galaktyka o rozmiarach wielu tysięcy lat świetlnych, która wydaje się tak mała i słaba z powodu olbrzymiej odległości. Zdjęcia te fascynują nie tyle ze względu na rekord odległości, ile wielki przedział czasu, jaki nas dzieli od tych galaktyk. Wyglądają one inaczej niż galaktyki położone w pobliżu nas, po- KOSMICZNY DRAMAT • 65 niewaź widzimy je zaraz po Ich powstaniu: nie utworzyły jeszcze dostojnie obracających się spiral, jak piękne pobliskie galakty- ki, których zdjęcia można znaleźć w większości książek poświęconych astronomii. Niektóre z odległych galaktyk składają się w większości ze świecącego gazu, który nie pogrupował się jeszcze w pojedyncze mniejsze skupiska, z jakich powstaną gwiazdy. Obiekty te są (oczywiście, po uwzględnieniu przesunięcia ku czerwieni) bardziej błękitne niż istniejące obecnie galaktyki: gdy ich światło wyruszyło do nas, świeciły w nich jeszcze - przetwarzając pierwotny wodór w inne pierwiastki układu okresowego - masywne niebieskie gwiazdy, które dawno już zgasły. Za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a możemy zobaczyć, Jak wyglądała Droga Mleczna, gdy jaśniały jej pierwsze gwiazdy. Nie mogły wtedy zachodzić żadne skomplikowane reakcje chemiczne, nie było planet i (prawdopodobnie) życia. Wspomniane niezwykle zdjęcia umożliwiają nam jednak spojrzenie w odległą przeszłość, kiedy powstawały podstawowe cegiełki Układu Słonecznego. Światło tych odległych galaktyk i kwaza-rów, które obecnie rejestrujemy, zostało w rzeczywistości wysłane w paśmie znajdującym się poza niebieskim krańcem zwykłego widma barw tęczy - w ultrafiolecie. Nasze oczy nie odbierają takiego światła, nie przedostaje się ono również przez atmosferę Ziemi. Jednakże w wyniku przesunięcia ku czerwiem promieniowanie to, zanim do nas dotarło, znalazło się w zakresie wi- dzialnym. Gdyby takie promieniowanie z przeszłości zostało wysłane pod postacią światła widzialnego (od błękitu do czer- wieni), z tego samego powodu odebralibyśmy je w podczerwieni. Światło z najdalszych znanych obiektów wyruszyło w naszym kierunku wtedy, gdy Wszechświat był 10 razy młodszy niż obecnie.5 Silniejsze teleskopy pozwolą nam dokładniej zobaczyć te obiekty i może nawet sięgnąć jeszcze głębiej w przeszłość - do pierwszych gwiazd i galaktyk. A co z jeszcze dawniejszymi epokami sprzed powstania galak tyk? Jak, na przykład, obserwowane obecnie w naszym Wszech świecie struktury - galaktyki i ich gromady - wyłoniły się z bez kształtnych jego początków? Czy rzeczywiście wszystko rozpoczęło się z niewyobrażalnego zagęszczenia 10-20 miliardów lat temu? 66 • PRZED POCZĄTKIEM Nad odpowiedziami na te pytania zastanawiał się wkrótce po odkryciu ekspansji Wszechświata Georges Lemaitre, belgijski ksiądz i głowa Papieskiej Akademii Nauk. W taki oto malowniczy sposób przedstawiał on swoją teorię „pierwotnego atomu": Ewolucję Wszechświata można porównać do pokazu ogni sztucznych, który właśnie się zakończył: pozostały po nim smugi dymu i popiół. Stojąc na dobrze ostudzonym kawałku żużlu, widzimy gasnące słońca i próbujemy odtworzyć dawno minioną światłość początku świata. Siady tej dawno minionej światłości odkryto w 1965 roku. ROZDZIAŁ 3 ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI: ROZSTRZYGAJĄCE DOWODY To jest nasz Wssechfwwt, nasze muzeum cudów i piękna, nasca katedra. ]. A. WHEELER Poświata kosmicznego wybuchu Podręcznik kanadyjskiego kosmologa Jamesa Peeblesa, wydany w 1970 roku, zawiera rozdział zatytułowany „Złote chwile ko- smologii". W tamtych czasach były tylko dwie. Pierwsza z nich to odkrycie przez Hubble'a rozszerzania się Wszechświata (o czym wspomniałem w poprzednim rozdziale). Druga to zarejestrowanie przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona „poświaty stworzenia", zwanej prozaicznie kosmicznym (mikrofalowym) promieniowaniem tła. Odkrycie to, dokonane w Laboratoriach Bella w latach 1964-65 za pomocą czułej anteny, która miała służyć satelitom telekomunikacyjnym Echo, było przypadkowe. Pen-zias i Wilson nie od razu zdali sobie sprawę z tego, co znaleźli. Zauważyli, że przestrzeń międzygalaktyczna nie jest całkowicie zimna. Ich antena wychwytywała mikrofale - ten sam rodzaj promieniowania, który wytwarza ciepło w kuchence mikrofalowej, tylko dużo słabszy - dochodzące z takim samym natężeniem ze wszystkich kierunków i nie mające oczywistego źródła: nie była nim atmosfera ani żadne znane radioźródła w kosmosie. To ciepło okazało się pozostałością „dawno minionej światłości" Lemaitre'a - „ognistej kuli", w której wszystko było ściśnięte do temperatury i gęstości większej niż te. Jakie panują w środkach gwiazd. 68 • PRZED POCZĄTKIEM Artykuł Penziasa i Wllsona, w którym donosili o „nadmiarowej temperaturze anteny przy 4080 Mc/s", ukazał się w czasopiśmie .Astrophysical Joumal" w 1965 roku. Ta temperatura wynosiła prawie 3 stopnie powyżej zera absolutnego. Jest to, oczywiście, bardzo niska temperatura (-270°C), ale ciągle w dobrze określo nym sensie przestrzeń międzygalaktyczna zawiera mnóstwo „cie pła". W każdym metrze sześciennym znajduje się około 400 mi lionów kwantów promieniowania, czyli fotonów; dla porównania, średnia gęstość atomów we Wszechświecie wynosi zaledwie 0. i atomu na metr sześcienny. Tę ostatnią liczbę znamy z mniejszą dokładnością, ponieważ atomy mogą się znajdować w rozproszo nym gazie lub ciemnej materii, ale wydaje się, że na każdy atom we Wszechświecie przypada przynajmniej miliard fotonów. Jedynym prawdopodobnym wyjaśnieniem pochodzenia tła mikrofalowego jest przyjęcie, że stanowi ono pozostałość z epo ki, gdy cały Wszechświat był gorący, gęsty i nieprzezroczysty. Odkrycie promieniowania tła szybko doprowadziło do powszech nej akceptacji tego rewolucyjnego poglądu. Taka ewolucja poglądów kosmologicznych miała mniej wię cej w tym samym czasie swój odpowiednik w nagłych i drastycz nych zmianach przekonań wśród geofizyków. Zwolennikiem teo rii dryfu kontynentów był od dawna Alfred Wegener, który - podobnie jak pionier kosmologii, Aleksander Friedman - zaczy nał jako meteorolog. Przed 1965 rokiem dowody prawdziwości tej teorii miały jednak raczej charakter sugestii; geolodzy nie dys ponowali prawdopodobnym wyjaśnieniem, w jaki sposób konty nenty mogą się przemieszczać, i w większości odrzucali tę ideę. Zgoda na korzyść tej teorii zapanowała nagle wtedy, gdy geofi zycy z Cambridge, Drummond Matthews i Frederick Vine, prze konująco wykazali, że dno morza odsuwa się od Grzbietu Śród- atlantyckiego, oddalając Europę od Ameryki. Odkrycie Penziasa i Wllsona poprzedziło wiele przypadków, nieporozumień i niedomówień. Głównym zwolennikiem teorii, którą obecnie nazywamy Wielkim Wybuchem, był, oprócz Lemaitre'a, George Gamow, rosyjski emigrant mieszkający w Stanach Zjednoczonych. W 1940 roku Gamow, wraz ze swoimi studentami, Raiphem Alpherem i Robertem Hermanem, wysunął ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 69 przypuszczenie, że Wszechświat zaczął się od bardzo gorącego stanu. Obliczyli oni nawet, że obecna temperatura powinna wy- nosić około 5 stopni powyżej zera absolutnego, ale nie rozpoczęli żadnych eksperymentalnych poszukiwań tego resztkowego promieniowania, chociaż było to już do pomyślenia nawet w tamtych czasach.1 W latach pięćdziesiątych astronomowie we Francji i w Rosji zarejestrowali pewien sygnał tła, którego nie udało się powiązać z efektami Instrumentalnymi ani ze znanymi źródłami. W roku 1961 przeprowadzono kolejny eksperyment, tym razem wykonał go Edward Ohm w Stanach Zjednoczonych. Jaków Zeldowicz i Inni rosyjscy kosmolodzy dowiedzieli się o tym, ale źle zinterpretowali to, co Ohm, inżynier radioelektryk, rozumiał pod pojęciem „tła nieba", i niepoprawnie wywnioskowali, że wykluczał on temperaturę przekraczającą i stopień. W 1962 roku Igor Nowikow i Andriej Doroszklewicz z Moskwy zdali sobie sprawę, że promieniowanie będące pozostałością po Wielkim Wybuchu może być wykrywalne. Zauważyli nawet, że antena w Holmdel - ta, którą posłużyli się Penzias i Wilson - nadaje się do tego eksperymentu. Nowikow stoi obecnie na czele Centrum Astrofizyki Teoretycznej w Kopenhadze i nadal należy do czołówki kosmologów. Sądzi on, że dawniejsi kosmolodzy zbyt pesymistycznie oceniali szansę wykrycia promieniowania tła, ponieważ zdawali sobie sprawę z tego, że jego energia nie przekracza energii, jaką niesie światło gwiazd czy promieniowanie kosmiczne (szybkie, przenikające całą Galaktykę cząstki, wytwarzane głównie w trakcie wybuchów supernowych). Ponieważ nawet te energie trudno było oszacować, na pierwszy rzut oka wydawało się, że nie uda się wyróżnić tła kosmologicznego. Rozumowanie to pomijało jednak fakt, że pierwotne promieniowanie, w przeciwieństwie do innych jego rodzajów, powinno się obecnie skupiać w zakresie mikrofalowym (o długości fali rzędu centymetrów i milimetrów) i mieć charakterystyczne widmo. Pierwsi systematycznymi poszukiwaniami kosmicznego promieniowania tła zajęli się Robert Dicke i jego współpracownicy z Princeton. Dicke był zwolennikiem idei oscylującego Wszechświata. Niepokoiło go jednak gromadzenie się „odpadów jądro- 70 • PRZED POCZĄTKIEM wych" na skalę kosmiczną. Gwiazdy czerpią energię z zamiany wodoru w hel, a następnie helu w kolejne pierwiastki układu okresowego. Jeśli Wszechświat przebył Już wiele cykli, dlaczego dotąd wszystko nie zmieniło się w żelazo? Dicke próbował pomi nąć ten problem, twierdząc, że na końcu cyklu i początku nowe go wszystko tak się rozgrzewa, a zderzenia między cząstkami są tak gwałtowne, iż jądra żelaza (z których każde składa się z 26 protonów i 30 neutronów) ulegają rozbiciu. Każdy cykl zaczy nałby się więc z „nowym przydziałem" wodoru i helu. Teorie Dlcke'a zostały obecnie zastąpione innymi: jeśli nowy Wszechświat rzeczywiście rodzi się jak feniks z popiołów stare go Wszechświata, fizyka tego „odrzutu materii" jest tak egzo tyczna, że żadne pojedyncze cząstki (a nawet „pamięć") nie mo gą przetrwać poprzedniego cyklu. Te idee stanowiły jednak dla Dlcke'a motywację do poszukiwania pozostałości pierwotnej ku li ognistej. Chociaż Dicke głęboko interesował się kosmologią i teorią grawitacji, przede wszystkim był eksperymentatorem i dysponował wiedzą techniczną, jakiej wymagała budowa odpo wiedniego urządzenia do pomiaru fal radiowych. Penzias i Wilson wcześniej nie interesowali się zbytnio kosmo logią, nic więc dziwnego, że nie wiedzieli o badaniach Alphera, Hermana i Gamowa, ale przegapienie ich prac przez Dicke'a za skakuje dużo bardziej. (Prace Nowikowa ukazywały się w ra dzieckich czasopismach, więc można je było łatwo przeoczyć, trudno o takie usprawiedliwienie, gdy chodzi o artykuły wydru kowane w najważniejszych amerykańskich czasopismach na ukowych, a prace grupy Gamowa w nich się właśnie ukazywały). Gdyby nie Dicke, Penzias i Wilson może nigdy nie zdaliby so bie sprawy z tego, co odkryli. Kiedy Dicke usłyszał o wynikach uzyskanych w Laboratoriach Bella. zareagował stwierdzeniem: „Uprzedzili nas". Wkrótce potem grupa z Princeton wykonała własny pomiar, który potwierdził odkrycie Penziasa i Wilsona. Cala ta historia pokazuje, w jak kapryśny i nieprzewidywalny sposób zachodzą przełomy w nauce. Odkrycie to ucieszyło Lema- itre'a, gdy dowiedział się o nim na kilka tygodni przed śmiercią. Jedynym powodem do żalu jest to, że Dicke, wyjątkowy umysł, będący w stanie połączyć przygotowanie teoretyczne z odpowled- ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 71 nią wiedzą doświadczalną, przyczynił się tylko do potwierdzenia wyniku, a nie został (co byłoby bardziej na miejscu) właściwym odkrywcą promieniowania tła. Dicke i jego współpracownicy z Princeton wyjaśnili znaczenie tego odkrycia w tym samym numerze „Astrophysical Joumal", w którym Penzias i Wilson je ogłosili. Według tej, obecnie standardowej, teorii wszystko w naszym Wszechświecie - cała materia, z której składają się obecnie galaktyki - było kiedyś niezwykle gęstym i gorącym gazem (gorętszym niż środek Słońca). Silne promieniowanie tej ognistej kuli, chociaż rozrzedziło się i wystygło w wyniku ekspansji, ciągle jest obecne i wypełnia cały Wszechświat: promieniowanie mikrofalowe jest echem „eksplozji", która zapoczątkowała rozszerzanie się Wszechświata. Robert Wilson przyznał później, że w pełni zrozumiał wagę swojego odkrycia dopiero po przeczytaniu spopularyzowanej relacji w „New York Timesie". Jego reakcja odzwierciedla zawodowe ryzyko, przed jakim stają wszyscy uczeni. Na ogół badacze nie stawiają sobie od razu wielkich celów. O ile nie są geniuszami (lub maniakami), skupiają się na niewielkich problemach, któ re albo są na czasie, albo dają się rozwiązać. Takie właśnie po dejście opłaca się większości. Zdarza się jednak, iż zapominamy później, że mamy klapki na oczach i że nasze szczegółowe bada nia mają wartość tylko o tyle, o ile zbliżają nas do odpowiedzi na jakieś fundamentalne pytanie. Toniemy w szczegółach. Reakcje osób spoza naszej dziedziny pomagają nam spojrzeć na własną pracę z innej perspektywy. Droga ku COBE W czasie pierwszego, „ognistego" etapu swojego istnienia Wszechświat wypełniony był niemal pozbawionym wszelkich cech gazem atomów zmieszanych z kwantami promieniowania (fotonami). Gdy dominują wysokie temperatury, atomy rozpadają się na tworzące je elektrony i jądra. Wielokrotnie absorbowane i rozpraszane fotony osiągnęłyby równowagę z otoczeniem: stałyby się, jak mówią fizycy, promieniowaniem ciała doskonale czarnego, 72 • PRZED POCZĄTKIEM czyli promieniowaniem termicznym. Gdy dokonamy pomiaru natężenia takiego promieniowania dla Jednej długości fali, z pro stego wzoru możemy obliczyć, jakie byłoby jego natężenie dla dowolnej innej długości fali. W ciągu kilku lat po odkryciu Pen- zlasa i Wllsona przeprowadzono przynajmniej 30 niezależnych obserwacji na różnych długościach fal i wszystkie dały wyniki zgodne z termicznym charakterem promieniowania. Większość tych pomiarów wykonano z Ziemi dla długości fal rzędu centy metra. Jeśli Jednak promieniowanie jest rzeczywiście termicz ne, jego energia koncentruje się na długościach fal w pobliżu dwóch milimetrów. Najważniejsze obserwacje powinny więc obej mować zakres milimetrowych, a nie centymetrowych długości fal. Niestety, atmosfera Ziemi nie przepuszcza tak krótkich fal i do roku 1990 bezpośrednie pomiary przeprowadzano za po mocą balonów i rakiet, co dawało niejednoznaczne i niepewne wyniki. Problemy te udało się rozwiązać dzięki satelicie COBE (od ang. Cosnuc Bcickground Explorer - badacz kosmicznego [promienio wania] tła), który wyniósł na orbitę urządzenia zaprojektowane specjalnie do wykonania dokładnych pomiarów na falach mili metrowych. Uczonym odpowiedzialnym za ten projekt był John Mather z Centrum Lotów Kosmicznych NASA im. Goddarda. Wraz z kolegami odkrył on, że widmo promieniowania tła zgadza się z tym, czego oczekujemy dla ciała doskonale czarnego z do kładnością 0,0001. Jego temperatura wynosi 2,728 kelwina. Gdy po raz pierwszy ogłoszono na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w 1990 roku wyniki uzyskane przez COBE, 1500 osób znajdujących się na widowni powitało to olbrzymie osiągnięcie długą owacją. Od tego czasu nie możemy już wątpić, że to promieniowanie rzeczywiście jest pozostałością gęstej kuli ognistej, z której wyłonił się nasz Wszechświat. Wyobraźmy sobie sześcienne pudło, którego boki o długości R rozszerzają się wraz z Wszechświatem. Jeśli Wszechświat jest jednorodny, zawartość pudła - materia (elektrony i jądra atomowe) oraz promieniowanie - powinna stanowić reprezentatywną próbkę. Długości fal promieniowania w pudle rozciągają się proporcjonalnie do R a temperatura spada jak l/R Aby plerwot- ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 73 na mieszanka ochłodziła się w wyniku ekspansji do temperatury 3000 stopni - nieco mniejszej od temperatury powierzchni Słońca - potrzeba około pół miliona lat. Do tego czasu elektrony zwolniłyby swoje ruchy na tyle, że mogłyby się przyłączyć do jąder, tworząc neutralne atomy, które nie mogą już tak efektywnie rozpraszać promieniowania jak swobodne elektrony na wcze- śniejszych i gorętszych etapach ewolucji. Pierwotna materia stałaby się więc przezroczysta. Mikrofalowe fotony docierające do COBE i innych urządzeń pomiarowych są więc bezpośrednimi posłańcami z epoki, gdy nasz Wszechświat był ponad miliard razy gęstszy (i miał temperaturę 3000, a nie 2,7 stopnia) i zanim powstały jakiekolwiek galaktyki. Fotony, mimo że rozrzedzone i przesunięte do mikrofalowej części widma, ciągle są z nami: wypełniają Wszechświat, bo gdzie miałyby się podziać. Problem helu: potwierdzenie modelu gorącego Wielkiego Wybuchu Promieniowanie mikrofalowe jest pozostałością po bardzo wczesnych etapach kosmicznej ekspansji. Nie jest to jednak jedyny ważny ślad pierwotnej kuli ognistej w dzisiejszym Wszechświecie: kolejny relikt to hel, który stanowi prawie jedną czwartą masy większości gwiazd, włącznie ze Słońcem. Do czasu, gdy zespół czterech astrofizyków, znany jako B^H (patrz rozdział l), wysunął hipotezę, że atomy ulegają w gwiazdach przekształceniom, nie istniało żadne poważne wyjaśnienie prawidłowości w obfitości różnych pierwiastków chemicznych w naszym Układzie Słonecznym i w innych gwiazdach. Lemaitre i Ga-mow przypuszczali, że cała mieszanka została „ugotowana" w pierwszych chwilach kosmicznej ekspansji. Nie znano wtedy wystarczająco dobrze fizyki jądrowej, aby nadać tej hipotezie postać ilościową. Okazuje się jednak, że nie jest ona prawdziwa: rozszerzanie się Wszechświata odbywało się zbyt szybko, aby zdążyły zajść wszystkie konieczne reakcje. Co więcej, gdyby wszystkie pierwiastki były pierwotne (to znaczy powstały wcześniej niż gwiazdy i galaktyki), ich obfitości nie powinny się różnić w róż- 74 • PRZED POCZĄTKIEM nych miejscach: stanowiłoby zagadkę, dlaczego najstarsze gwiaz dy zawierają najmniej cięższych pierwiastków w stosunku do wodoru. Problem ten ma bardzo naturalne rozwiązanie, jeśli pier wiastki gromadziły się stopniowo w trakcie Istnienia galaktyki. Fred Hoyle (czyli H w B^FH] w rzeczywistości opowiadał się za modelem stanu stacjonarnego. Niemniej to właśnie on spopu laryzował w czasie swoich słynnych audycji radiowych nazwę „Wielki Wybuch" na określenie konkurencyjnej teorii. Owo non szalanckie sformułowanie wyrażało jego niesmak w stosunku do teorii Gamowa i Lemaitre'a.2 To nie przypadek, że kluczowa idea, iż atomy pierwiastków układu okresowego powstały z prze kształceń jąder w gwiazdach, pochodziła od zwolennika teorii stanu stacjonarnego: według głównego dogmatu tej teorii obec nie gdzieś we Wszechświecie musi odbywać się jakaś część ko smicznej ewolucji. Miejsc powstawania pierwiastków należało szukać w dzisiejszym Wszechświecie: nie można było tego odsu nąć do nieobserwowalnej wczesnej ery (Wielkiego Wybuchu). Teoria stanu stacjonarnego została porzucona pod koniec lat sześćdziesiątych z powodów, o których była mowa w rozdziale 2. Pozostawiła jednak po sobie trwały spadek, przyczyniając się do rozwoju teorii nukleosyntezy w gwiazdach. Pod jednym względem Lemaitre'a i Gamowa możemy uspra wiedliwić. Za pomocą procesów zachodzących w gwiazdach nie jesteśmy w stanie wyjaśnić pochodzenia wszystkich pierwiast ków. Szczególną zagadkę stanowi hel. Na pierwszy rzut oka moż na by się spodziewać, że jego pochodzenie najłatwiej jest wytłu maczyć, ponieważ gwiazdy spędzają większość swojego życia na przekształcaniu wodoru w hel. Zanim jednak większość helu, który powstaje w gwiazdach, dostanie się z powrotem do prze strzeni międzygwiazdowej (l wejdzie w skład nowych gwiazd), ulega dalszym przekształceniom w cięższe pierwiastki. W trak cie całego swojego cyklu życiowego gwiazdy zamieniają więc tyle samo pierwotnego wodoru w hel, ile w inne pierwiastki. Tymczasem cięższe pierwiastki stanowią zaledwie 1-2% materii w Układzie Słonecznym i w gwiazdach podobnych do Słońca.3 Gdyby nasza Galaktyka uformowała się z samego wodoru, przed powstaniem Układu Słonecznego mogłoby ulec przetworzeniu ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 75 zaledwie kilka procent tego pierwiastka. Wydawałoby się więc dziwne, że nawet najstarsze gwiazdy (w których ciężkie pier- wiastki stanowią dużo mniej niż 1% całkowitej masy) zawierają 23-24% helu. Nie zaobserwowano żadnej gwiazdy ani galaktyki, w której obfitość helu byłaby mniejsza. Wygląda więc na to, że Galaktyka powstała nie z wodoru, lecz z mieszanki wodoru i helu. (Wierzchnie warstwy Słońca zawierają 27% helu, a te dodatkowe 3-4% to właśnie to, co powstało razem z węglem, tlenem i żelazem, które wchodzą w skład Słońca). Hoyle i jego młodszy kolega Roger Taylerjako pierwsi docenili potencjalne znaczenie tak dużej i tak powszechnej obfitości helu. Zasugerowali inne jego pochodzenie: miałby on powstawać w wybuchach dużo silniejszych niż supernowe. Hoyle spędził niemal cały 1963 rok, pracując nad tym zjawiskiem. Jego zainteresowanie pobudziło odkrycie na początku tego samego roku kwazarów (patrz rozdział 2). Zaczął się zastanawiać, czy takie supergwiazdy o masie miliony razy większej od Słońca mogą Istnieć, i obliczać, ile energii byłyby w stanie wytworzyć. Gdy pomysły te dojrzewały, Hoyle prowadził regularne wykłady dla studentów wyższych lat w Cambridge. Program wykładów nie był z góry ustalony i ci, którzy na nie uczęszczali w 1964 roku, mieli okazję tydzień po tygodniu śledzić narodzi ny idei, które obecnie należą do klasyki w tej dziedzinie. Hoyle i Tayler obliczyli, co by się działo w eksplodującej super- gwieździe o masie miliony razy większej od przeciętnej gwiazdy. Odkryli, ze gdyby miała ona początkowo temperaturę przekracza jącą 10 miliardów stopni, w ciągu pierwszych 100 sekund 25% jej materii zamieniłoby się w hel. Później wybuchająca materia by łaby już zbyt zimna i rozrzedzona, aby przekształcać hel w cięż sze pierwiastki. Gdyby więc wszystko we Wszechświecie prze szło przez supergwiazdę, zagadka helu zostałaby rozwiązana. Obecnie sądzimy, że kwazary zawierają olbrzymie czarne dziu ry (patrz rozdział 5). Ale zgoda co do tego zapanowała dopiero w latach siedemdziesiątych. Tuż po odkryciu kwazarów Hoyle i inni teoretycy mogli je traktować jako argument na poparcie te zy, że supergwiazdy rzeczywiście istnieją. Ale czy jest prawdopo dobne, ze istnieje tyle supergwiazd, aby mogła przez nie przejść 76 • PRZED POCZĄTKIEM cała materia Wszechświata? A jeśli są niestabilne i tak szybko wybuchają - jak w ogóle mogły powstać? Takie zastrzeżenia zasugerowały bardziej radykalne rozwią zanie. Może hel powstał w czymś dużo większym niż supergwiaz- da - w kosmicznym Wielkim Wybuchu, z którego wszystko się wy łoniło. Rok po rozpoczęciu prac przez Hoyle'a i Taylera Penzias i Wilson odkryli mikrofalowe promieniowanie tła, które wyglą dało na poświatę pozostałą po gorącym początku. Hoyle połą czył wtedy siły z Fowlerem, swoim amerykańskim kolegą. I razem z młodszym współpracownikiem, Robertem Wagonerem, obliczy li przebieg wszystkich reakcji jądrowych, które mogły zajść we wczesnych, gorących fazach. To właśnie było typowe dla wszech stronności i szerokich zainteresowań Hoyle'a: mimo że był zago rzałym zwolennikiem teorii stanu stacjonarnego, stworzył podwa liny teorii Wielkiego Wybuchu, którą wyśmiewał. Czy jednak rzeczywiście możemy ekstrapolować nasze wyniki do czasu, gdy Wszechświat był miliard razy gorętszy niż dzisiaj? Ją dra atomowe wypełniałyby w takich warunkach przestrzeń i O27 (miliard do potęgi trzeciej) razy gęściej niż obecnie. Dzisiejszy Wszechświat jest tak rozrzedzony - na jeden metr sześcienny przy pada zaledwie około O, i atomu - że nawet gdybyśmy jego gęstość pomnożyli 27 razy przez 10, ciągle byłaby ona mniejsza niż gę stość powietrza! Dopiero gdy jeszcze bardziej cofniemy się w cza sie, do pierwszej milisekundy, musimy zacząć się martwić nie- pewnościami związanymi z fizyką ultrawysoklch gęstości. Reakcje jądrowe, które mają związek z powstawaniem helu, można bez pośrednio badać w laboratorium i nie wymagają one dużych i nie pewnych ekstrapolacji poza obszar dostępny doświadczalnie. Hel to jedyny pierwiastek, który w dużej ilości powstał w cza sie Wielkiego Wybuchu. Cieszy nas to, ponieważ teoria syntezy pierwiastków w gwiazdach i supernowych nie potrafiła wyjaśnić, dlaczego istnieje tak dużo helu i dlaczego jego obfitość jest wszę dzie taka sama, mimo że dobrze sobie radziła z wytłumaczeniem obfitości węgla, żelaza i tak dalej. Połączenie powstania helu z Wielkim Wybuchem rozwiązało więc istniejący przez długi czas problem i przekonało kosmologów, że naszą wiedzę o pierwszych kilku sekundach kosmicznej historii można traktować poważnie. ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI . 77 Teoria Jednoznacznie przewidywała, że żaden obiekt nie powinien mieć mniej niż 23% helu. Astronomowie dokonali dużego postępu w mierzeniu względnych ilości pierwiastków w gwiazdach i mgławicach. Obfitość helu w najstarszych obiektach znana jest teraz bardzo dobrze i wynosi 23 lub 24%. Innym produktem Wielkiego Wybuchu jest deuter (ciężki wodór). Jądro deuteru zawiera nie tylko proton, ale również neutron, który zwiększa masę, lecz nie zmienia ładunku jądra. Obfitość deuteru jest kilkaset tysięcy razy mniejsza niż wodoru. Pochodzenie deuteru stwarza Jednak problem, ponieważ gwiazdy raczej go niszczą, niż tworzą: jako paliwo jądrowe zapala się on łatwiej niż wodór, więc nowo powstałe gwiazdy szybko go spalają, jeszcze zanim wejdą w spokojną fazę przekształcania wodoru w hel. Godne uwagi jest to, że mierzone obfitości helu i deuteru (a także litu) zgadzają się z przewidywaniami teorii nukleosyn-tezy. Pierwiastki te powstały w czasie pierwszych kilku minut, gdy Wszechświat miał temperaturę przekraczającą miliard stopni. Wynik tych procesów (zwłaszcza ilość deuteru) zależy od gęstości Wszechświata w tym czasie, wiążącej się bezpośrednio z jego obecną gęstością. Mierzone obfitości mogłyby się zupełnie nie zgadzać z przewidywaniami, mogłyby się też zgadzać, ale tylko dla gęstości (na przykład) znacznie niższej niż prawdziwa. Okazuje się, że wszystkie obserwowane obfitości zgadzają się z przewidywaniami, o ile w obecnym Wszechświecie na każdy metr sześcienny przypada od O, i do 0,3 atomu. Dobrą nowiną jest również to, że jest to mniej więcej taka gęstość, jaką uzyskalibyśmy, rozmieszczając całą materię wszystkich galaktyk równomiernie w przestrzeni kosmicznej.4 Czy powinniśmy wierzyć w gorący Wielki Wybuch? Za teorią Wielkiego Wybuchu przemawia coś więcej niż moda. Stoją za nią prawdziwe dane doświadczalne: proponuje ona spój- ny obraz historii materii i promieniowania. 78 • PRZED POCZĄTKIEM Podstawy, na których opieramy się, przeprowadzając ekstra polacje do chwili, gdy wiek naszego Wszechświata wynosił jedną sekundę (czyli gdy zaczął powstawać hel), zasługują na równie po ważne traktowanie, jak, na przykład, wnioski dotyczące wcze snej historii Ziemi, wynikające z badań skał i skamieniałości, badań, które są także pośrednie (a mniej dokładne ilościowo). Byłbym skłonny się założyć o dużą sumę, że teoria gorącego Wiel kiego Wybuchu poprawnie opisuje, w jaki sposób nasz Wszech świat ewoluował od chwili, gdy Istniał już Jedną sekundę. Nie którzy darzą ten model jeszcze większym zaufaniem. Na Zgromadzeniu Ogólnym Międzynarodowej Unii Astronomicznej w Grecji w 1982 roku radziecki kosmolog Jaków Zeldowicz, któ ry od lat sześćdziesiątych wniósł do kosmologii więcej teoretycz nych pomysłów niż ktokolwiek inny, wygłosił w teatrze na wol nym powietrzu błyskotliwy wykład. Stwierdził w nim, że to, iż Wielki Wybuch miał miejsce, jest „tak samo pewne, jak to, ze Ziemia krąży wokół Słońca". Musiał chyba zapomnieć o maksy mie swojego rodaka, fizyka Lwa Landaua, który powiedział, że kosmolodzy „często się mylą, ale nigdy nie mają wątpliwości"! Zeldowicz zmarł w 1987 roku, kilka miesięcy po tym, jak po raz pierwszy zezwolono mu na wizytę w Stanach Zjednoczonych. (Podobnie jak Sacharow i Kurczatow, kierował on radzieckimi badaniami nad bombą wodorową. Te zasługi - mimo że wyróż nione trzema tytułami Bohatera Związku Radzieckiego i aż ośmioma orderami Lenina - doprowadziły do tego, iż jego wyjazdy zostały ograniczone Jeszcze bardziej niż jego kolegów). Dowody, które wydały się Zeldowiczowi tak przekonujące, są obecnie jeszcze silniejsze. Prawdopodobne pozostałości po Wiel kim Wybuchu - mikrofalowe promieniowanie tła i obfitość tak zwanych lekkich pierwiastków (hel, deuter i lit) - zostały zbada ne dzięki dużo dokładniejszym obserwacjom. Można wyliczyć kil ka odkryć, które - gdyby ich dokonano - obaliłyby ten model: • Astronomowie mogliby zaobserwować obiekt, w którym za wartość helu wynosi zero, a w każdym razie znacznie mniej niż 23%, czyli absolutne minimum, które powstało w Wielkim Wybuchu (dodatkowy hel wytwarzany w gwiazdach może prze- ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 79 sunąć tę zawartość powyżej obfitości sprzed powstania galak tyk, ale nie ma sposobu, aby zmienić hel z powrotem w wodór). • Kształt widma promieniowania tła mógłby znacznie odbiegać od spodziewanej postaci termicznej, czyli widma ciała dosko nale czarnego. Na przykład zmierzone przez satelitę COBE natężenie promieniowania o najkrótszych falach (o długości rzędu milimetra) mogło się okazać słabsze od przewidywane go na podstawie już zmierzonych natężeń w zakresie fal cen tymetrowych. Wiele procesów - chociażby emisja pyłu lub gwiazd o dużym przesunięciu ku czerwieni - mogłoby wnieść dodatkowy wkład w promieniowanie na milimetrowych długo ściach fal. Trudno jednak byłoby zinterpretować obserwacje, gdyby temperatura promieniowania o milimetrowej długości była mniejsza niż w przypadku fal centymetrowych. • Ognista kula zawierała nie tylko fotony, ale i neutrina. Cząst ki te bardzo słabo oddziałują z całą resztą i przetrwałyby do dzisiaj. Neutrin jest mniej więcej tyle, co fotonów - odpowied nie liczby można stosunkowo łatwo i jednoznacznie obliczyć. Obecnie na każdy metr sześcienny przypada około 400 mi lionów fotonów. W takiej samej objętości powinno się znaj dować po 110 milionów z każdego z trzech rodzajów neutrin. Neutrina są więc, podobnie jak fotony, około miliarda razy liczniejsze niż atomy. Nawet gdyby jedno neutrino ważyło tyl ko jedną milionową tego, co atom, w sumie ich wkład w ma sę obecnego Wszechświata byłby zbyt duży - przekraczałby nawet to, co może się ukrywać pod postacią ciemnej materii (patrz rozdział 6). Fizycy cząstek bardzo się starają wyzna czyć masę neutrina, która najprawdopodobniej jest bardzo mała. Gdyby otrzymali wartość zbyt dużą, musielibyśmy po rzucić ideę Wielkiego Wybuchu, tak się jednak nie stało. Teoria Wielkiego Wybuchu „była zagrożona" przez ponad 25 lat. Gdyby wyniki różnych eksperymentów i obserwacji okazały się inne, zostałaby odrzucona. Ponieważ przetrwała, możemy wierzyć, że dobrze ekstrapolujemy historię Wszechświata do pierwszych kilku sekund jego historii i że prawa fizyki mikro-świata były wtedy takie same jak obecnie. Musimy jednak cały 80 • PRZED POCZĄTKIEM czas być przygotowani na pojawienie się kontrargumentów: na sze obecne zadowolenie może tylko odzwierciedlać ubóstwo da nych, a nie doskonałość teorii Wielkiego Wybuchu. Może się okazać, że ta wiara jest nie na miejscu i nasza satysfakcja oka że się tak przejściowa, jak zadowolenie starożytnego astrono ma, któremu udało się dopasować nowy epicykl w systemie Pto- lemeusza. Gdy teoria stanu stacjonarnego stanowiła poważną konku rencję, wielu kosmologów (nie tylko jej twórcy) miało nadzieję, że obserwacje dostarczą dowodów na jej poparcie. Idea ta prze mawiała do wielu, ponieważ, gdyby była prawdziwa, wszystko, co kiedykolwiek wydarzyło się we Wszechświecie - powstawanie ga laktyk wszelkich typów, wszystkich pierwiastków chemicznych i tak dalej - musi się gdzieś ciągle odbywać. Z drugiej strony, kluczowe cechy Wszechświata opisywanego modelem Wielkiego Wybuchu mogą być niewidocznymi obecnie pozostałościami wcze śniejszej epoki, nie dostępnymi, niestety, dla obserwacji - tak się przynajmniej wydawało w tamtych czasach, gdy teleskopy sięgały tylko do niewielkich przesunięć ku czerwieni. Zwolennicy teorii stanu stacjonarnego nigdy nie przypusz czali, że będziemy mogli „obserwować" bardzo wczesne epoki, a więc zbyt pesymistycznie odnosili się do perspektyw zrozu mienia ewoluującego Wszechświata. Promieniowanie tła (i pier wiastki takie Jak hel) niosą rzeczywistą, ilościową informację o tych wczesnych etapach jego Istnienia. Kluczowe procesy ewo luującego Wszechświata okazują się dostępne obserwacjom i poddają się obliczeniom oraz sprawdzianom w równym stopniu, jak w przypadku kosmosu opisywanego modelem stanu stacjo narnego. Promieniowanie tła zalicza się prawdopodobnie do najwięk szych odkryć kosmologicznych ostatnich pięćdziesięciu lat. (Je go jedynym konkurentem na pierwsze miejsce na liście przebojów jest zbadanie niezwykłych własności czarnych dziur i wykazanie, że takie obiekty rzeczywiście Istnieją; będzie o tym mowa w następnym rozdziale). Od lat sześćdziesiątych niemal wszyscy kosmolodzy są przekonani, że Wielki Wybuch rzeczywi ście miał miejsce. ZANIM POWSTAŁY GALAKTYKI • 81 Dysponujemy mocnymi dowodami doświadczalnymi (wspartymi ścisłymi powiązaniami ze znaną fizyką) na to, że nasza wie- dza o pierwszych kilku sekundach istnienia Wszechświata dobrze oddaje rzeczywistość. Dalej w tej książce zapuścimy się wstecz w czasie aż do pierwszej milisekundy i znajdziemy się na bardziej grząskim gruncie, czego nie powinniśmy ukrywać. Ko- smolodzy nie powinni mieszać rzeczy dobrze sprawdzonych z tymi, które jeszcze takie nie są. Jeśli to rozróżnienie ulegnie roz- myciu, istnieje ryzyko, że czytelnicy albo zbyt pochopnie przyjmą spekulacje o bardzo młodym Wszechświecie, albo (jeśli są bar- dziej sceptycznie nastawieni) nie docenią tego, że niektóre obszary kosmologii, odnoszące się do późniejszych stadiów ewolucji Wszechświata, są dużo lepiej ugruntowane w obserwacjach i w fizyce, którą możemy sprawdzić w naszych laboratoriach. Pewne pytania, które kiedyś miały charakter czysto speku-latywny, stają się teraz przedmiotem poważnych badań. Co decyduje o składzie „mieszanki" materii i promieniowania we Wszechświecie - czyli o tym, że na każdy atom przypada miliard fotonów? Dlaczego Wszechświat w dużej skali jest jednorodny i można go traktować jako całość, a jednak powstały w nim galaktyki, ich gromady i supergromady? Skąd wzięły się prawa fizyki? Odpowiedzi na te pytania z pewnością zależą od fizyki ul-trawczesnych etapów istnienia Wszechświata, gdzie nakładają się na siebie tajemnice kosmosu i mikroświata. Powrócę do tego w rozdziale 9. Można by się zastanawiać: czy nie jest absurdalną zarozumiałością sądzić, że kiedykolwiek dowiemy się czegoś o początkach naszego Wszechświata? Niekoniecznie. To złożoność, a nie tylko rozmiary czynią układ trudnym do zrozumienia. Słonce łatwiej opisać niż Ziemię: jest ono gorętsze i gęstsze, nie mogą w nim przetrwać żadne minerały ani związki chemiczne, a zatem wszystko ulega rozbiciu na atomy. Podobnie, w jeszcze bardziej ekstremalnym środowisku pierwotnej kuli ognistej wszystko musiało być zredukowane do najbardziej podstawowych składników. Prawdopodobnie wczesny Wszechświat łatwiej jest zrozu- mieć niż najmniejszy żywy organizm. To przed biologami i ewo-lucjonistaml stoją najtrudniejsze wyzwania. 82 • PRZED POCZ/A^'^ Podążafąc za tą n^Y^- zapuszczę się na bardziej grząski teren. Nalplerw 1edna1^ musimy pomówić o gwiazdach neutronowych, w których ma11-01"13 ściśnięta Jest do takich gęstości, jakie panowały w pierwsi milisekundzie kosmicznej historii, oraz o czarnych dziurach w których, podobnie jak w Wielkim Wybuchu, spotykamy si? z ta^ ekstremalnymi warunkami, że nie 1est ich w stanie obj^ nasza obecna wiedza. W obiektach tych, podobnie lak we w32^"®^®^- dominuje siła grawitacji. Następny rozdział prze'^^^310' czego dowiedzieliśmy się o owej sile, oraz tajemnice, które ci^ ona w sobie kryje. ROZDZIAŁ 4 GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI Newton nie był pierwszym przedstawicielem wieku rozumu. Był ostatnim z magów, ostatnim z Babilonczyków i Sumerów, ostatnim wielkim umysłem, spoglądającym na świat widzialny i świat idei tymi samymi oczyma, które zaczęty budować dziedzictwo naszej kultury umysłowej niecałe 10 tysięcy lat temu. JOHN MAYNARD KEYNES Od Newtona do Einsteina Izaak Newton poświęcił całe lata swojego życia alchemii i przepowiadaniu przyszłości - prawdopodobnie włożył w to tyle samo wysiłku, co w rozważania nad grawitacją. Swoje eksperymenty przeprowadzał w Trinity College w Cambridge. Czasami miały one związek z fizyką - na przykład jego słynne eksperymenty ze światłem przy użyciu pryzmatu. Przede wszystkim jednak zajmowała go chemia: zgodnie ze współczesną mu relacją, „przez prawie 6 tygodni wiosną i 6 jesienią [...] ogień w laboratorium rzadko kiedy gasł". John Maynard Keynes napisał: Udało mu się odczytać zagadkę niebios. I wierzył, że tą samą mocą swojej introspekcyjnej wyobraźni odczyta zagadkę [...] przeszłości i przyszłości zdarzeń zgodnych z boskim planem, zagadkę pierwiastków i ich budowy z nie zróżnicowanej pier wotnej materii, zagadkę zdrowia i nieśmiertelności. Wszystko to odsłoni się przed nim, jeśli tylko będzie mógł z uporem i bez przerwy podążać do końca [...] czytając, przepisując i sprawdzając - wszystko samemu. [Newton spędził 25 lat] na takich rozmaitych i niezwykłych studiach, z jedną nogą w średniowieczu, podczas gdy druga przecierała szlak współ czesnej nauce. 84 • PRZED POCZĄTKIEM „Współczesnym" wymiarem Intensywnej pracy umysłowej Newtona była Jego teoria grawitacji. Prowadzone przez niego po szukiwania jednolitego, matematycznego opisu ruchów ciał nie bieskich zakończyły się tryumfalnym sukcesem, ponieważ re gularności ruchu Księżyca, planet i przypływy rejestrowano przez stulecia. Natomiast Jego równie „naukowe" podejście do chemii byłoby przedwczesne: uświadomienie sobie, w jaki sposób ato my i cząsteczki formują nasz codzienny świat, stanowiło zbyt wielki krok dla jakiegokolwiek umysłu XVII wieku. Newton wyobrażał sobie grawitację jako siłę przesyłaną na tychmiast pomiędzy gwiazdami i planetami. Einstein nauczył nas jednak, że żaden sygnał ani wpływ nie może się rozchodzić szybciej niż światło: gdyby na przykład Słońce nagle wybuchło, musiałoby upłynąć 8 minut (czas. Jakiego światło potrzebuje na dotarcie do Ziemi), zanim zauważylibyśmy, że czegoś brakuje. Już samo to wskazuje, że teoria Newtona nie może być ostat nim słowem. Planety poruszają się jednak kilka tysięcy razy wol niej niż światło, więc prawa Newtona ciągle sprawdzają się w przypadku niemal wszystkich praktycznych zastosowań na Ziemi. Wystarczają nawet, aby zaplanować lot statku kosmicz nego - na Księżyc, na Marsa lub nawet wielką podróż poza Jo wisza, włącznie z przejściem przez wąskie szczeliny w pierście niach Saturna. Prawa te zawodzą dopiero wtedy, gdy grawitacja jest znacznie silniejsza niż w Układzie Słonecznym i wywołuje du żo szybszy ruch. Koncepcja grawitacji Einsteina ma większy zasięg. Obejmuje ona sytuacje, gdy grawitacja jest bardzo silna lub gdy prędko ści są bardzo duże; mówi, w jaki sposób grawitacja wpływa na światło; pozwala nam opisać cały Wszechświat. Co ważniejsze, potwierdza ona (a nie zastępuje) idee Newtona, pozwalając lepiej zrozumieć, dlaczego wszystkie ciała spadają z tym samym przy spieszeniem, niezależnie od swej budowy, i dlaczego w Układzie Słonecznym siła ciążenia zmienia się proporcjonalnie do odwrotności kwadratu odległości. W teorii Einsteina grawitacja wydaje się mniej dowolna i bardziej naturalna. Co więcej, stanowi ona wtedy część systemu pojęciowego, z którego wynikają niezwykłe wnioski dotyczące natury przestrzeni i czasu. GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 85 Ogólna teoria względności Einsteina przewiduje bardzo niewielkie odchylenia od teorii Newtona w Układzie Słonecznym, ale zostały one zaobserwowane w wyniku bardzo dokładnych pomiarów. Doświadczenia z zakrzywianiem promieni świetlnych przez grawitację Słońca zostały potwierdzone - z tysiąckrotnie większą dokładnością - testami, w których użyto fal radiowych. Równie dokładne są doświadczenia z odbijaniem sygnałów radarowych od planet lub śledzeniem orbit statków kosmicznych, i one także faworyzują teorię Einsteina, obalając jej rywalki. Co ciekawe, teoria Einsteina nie powstała w odpowiedzi na dane obserwacyjne - o 50 lat wyprzedziła falę odkryć astronomicznych, które od lat sześćdziesiątych rewolucjonizowały astrofizykę i kosmologię. Na przykład w gwiazdach neutronowych i czarnych dziurach grawitacja jest tak silna, że modyfikacje praw Newtona mają decydujące znaczenie i nie są już tylko drobnymi poprawkami. W 1905 roku Einstein, który miał wówczas 26 lat, wykazał, że gdy porzucimy ideę absolutnej przestrzeni i przyjmiemy, iż pra wa fizyki są takie same w każdym jednostajnie poruszającym się układzie odniesienia, musimy również odrzucić koncepcje czasu, który można mierzyć w jakimkolwiek absolutnym sen sie - przestrzeń i czas są ze sobą ściśle związane. W tym samym roku Einstein wysunął również hipotezę, że światło składa się z „pakietów energii" (fotonów), i rozwinął teorię ruchów Brow- na, procesu, w którym przypadkowe uderzenia cząsteczek powo dują drgania ziaren pyłu w cieczy. Już te osiągnięcia umieściły by go w pierwszej piątce wielkich pionierów fizyki XX wieku. Dzięki teorii grawitacji, ogólnej teorii względności, ogłoszonej 10 lat później, Einstein jest klasą sam dla siebie. Nawet gdyby nie napisał żadnego ze swoich artykułów z 1905 roku, w nie długim czasie te teorie stworzyłby jakiś inny fizyk - idee wisia ły w powietrzu. Dobrze znane niespójności we wcześniejszych teoriach i zaskakujące wyniki doświadczalne tak czy inaczej skupiłyby zainteresowanie uczonych na tych problemach. Gdy by nie było Einsteina, do odkryć zawartych w jego wcześniej szych pracach doszłoby za kilka lat trzech różnych ludzi. Za skakujące było to, że ogłosił je w ciągu jednego roku pewien 86 • PRZED POCZĄTKIEM nieznany człowiek zatrudniony w Urzędzie Patentowym w Bernie. Zaproponowana przez Einsteina wizja grawitacji jako zakrzywienia przestrzeni („przestrzeń mówi materii, jak się ma poruszać; materia mówi przestrzeni, jak się ma zakrzywiać") uczyniła go największym fizykiem od czasów Newtona. Teoria ta, która dojrzewała przez prawie 10 lat, nie była odpowiedzią na żadną szczególną zagadkę obserwacyjną. Wyjaśniła ona, co prawda, znane od dawna anomalie orbity Merkurego, ale Einstein doszedł do niej tylko dzięki teoretycznym rozmyślaniom i głębokiej Intuicji. Gdy ogłosił swoje nowe odkrycie, powiedział: „Nikt, kto w pełni zrozumiał tę teorię, nie oprze się jej magii". Jej wewnętrzna logika wydawała się tak przekonująca, że Einstein nie potrzebował odpowiadać na krytykę. W rzeczywistości zaproponowana przez niego nowa wizja grawitacji i bezwładności została powszechnie (chociaż po cichu) zaakceptowana, jeszcze zanim można było sprawdzić wypływające z niej wnioski. Wizja Einsteina Wielkie odkrycia w nauce wymagają koncentracji wysiłków i przygotowań - jest to prawdą nawet na poziomie rutynowego uprawiania nauki, nie tylko w przypadku wyżyn, na które wznieśli się Newton i Einstein. Pod tym względem nauka przypomina poszukiwania artystyczne - które również są próbą znalezienia nowych wzorów i nowych perspektyw w świecie. Jednakże te podobieństwa nie powinny zaciemniać wyraźnej różnicy pomiędzy tymi dwoma rodzajami działalności, wynikającej z kumula- tywnego i społecznego charakteru nauki oraz z powiązań między jej dziedzinami. W sztukach pięknych indywidualność przeja- wia się nawet na poziomie amatorskim. Wkład każdego człowieka, nawet jeśli wkrótce ulegnie zapomnieniu, jest osobisty i od- różniamy. Jak zauważył Peter Medawar, gdy Wagner przerwał na 10 lat tworzenie cyklu Pierścień Nibelunga, aby skomponować Śpiewaków norymberskich oraz Tristona t Izoldę, nie obawiał się, że ktoś uprzedzi go w stworzeniu Zmierzchu, bogów. GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 87 Kroki, które rozwijają naukę, nawet jeśli są Istotne i trwałe, na ogół łączą się niemal anonimowo, tworząc jedną budowlę ludz- kiej wiedzy. Osobiste dokonania poszczególnych uczonych mogą się rozmyć, mają oni jednak satysfakcję, że gdy ich dzieło przejdzie drobiazgowe testy z pozytywnym wynikiem, przetrwa. Towarzyszy temu jeszcze inny rodzaj satysfakcji. Krytycy litera- tury i malarstwa sami rzadko są twórczymi artystami, ale każdy badacz, nawet w niewielkim stopniu, jest zarówno twórcą, jak i krytykiem zbiorowej nauki. Odkrycia pojawiają się zwykle wtedy, gdy nadejdzie ich czas. Wpływ jednostek na moment pojawienia się danego odkrycia ogranicza się do kilku lat. Od tej reguły są wyjątki. Jeden z wynalazców masera, Charles Townes, twierdził na przykład, że można go było stworzyć znacznie wcześniej, a - by posłużyć się całkiem innym przykładem - socjobiologia mogła uzyskać pełen kształt w latach dwudziestych. Einstein jest wyjątkiem pośród uczonych XX wieku, jeśli chodzi o stopień, w jakim dzieło odzwierciedla indywidualność twórcy: bez niego mogliśmy czekać jeszcze przez dziesięciolecia na podobne sformułowanie teorii grawitacji. To właśnie czyni jego osobowość i styl szczególnie interesującymi. O życiu Einsteina do niedawna wiedzieliśmy niewiele. Opublikował, co prawda, autobiografię, ale pominął w niej niemal cał kowicie to, co określił mianem „zaledwie osobistego". Po śmier ci Einsteina w 1955 roku spadkobiercy jego pism niechętnie odnosili się do planów publikacji materiałów, które mogłyby za szkodzić jego pełnemu romantyzmu wizerunkowi. Wydanie jego pism zebranych prześladowały opóźnienia. Istotną częścią pierw szego tomu, który ukazał się dopiero w 1987 roku, była kore spondencja Einsteina z Milevą Marić, jego pierwszą żoną. Mlle- va Marić, z pochodzenia Węgierka, była koleżanką ze studiów na Politechnice w Zurychu, jednym z niewielu najwyższej klasy ośrodków naukowych otwartych wówczas dla kobiet. Młodemu Einsteinowi nie udało się od razu uzyskać stałej pozycji akademickiej. Zraził do siebie swojego byłego profesora, a dodatkową przeszkodę stanowiły uprzedzenia antysemickie. Po dwóch latach nieregularnego nauczania otrzymał posadę .rzeczoznawcy technicznego trzeciej klasy" w Biurze Patento- 88 • PRZED POCZĄTKIEM wym w Bemie, co zapewniło mu stabilizację finansową. Listy Einsteina do Mileyy usiane są komentarzami na temat fizyki; czasami wspominał nawet o „naszej pracy". Większość badaczy odrzuca stwierdzenie, że Milevę powinno się uważać za współ- odkrywczynię teorii względności (co, jeśli Jest prawdą, nie było by pierwszym przypadkiem braku uznania dla uczonej ani, nie stety, ostatnim). Idee zawarte w pierwszych artykułach Einsteina rozpowszechniał Michele Besso, który pozostał Jego przyjacie lem przez całe życie. Stworzyli oni nieformalną grupę dyskusyj ną, zwaną żartobliwie Akademią Olimpijską. (Einstein wspomi nał ją jako „znacznie mniej infantylną niż te godne szacunku, które poznał później"). Niemniej izolacja od fizyki akademickiej nigdy nie była w przypadku Einsteina całkowita. Nie trwała rów nież długo: został profesorem, gdy miał niewiele ponad 30 lat i gdy dojrzewała w nim ogólna teoria względności. Nawet najwybitniejsi uczeni rzadko zdobywają wielką sławę. W latach swojej największej aktywności Einstein byt mało zna ny opinii publicznej. Jego status zmienił się jednak w 1919 roku, gdy pomiary wykonane podczas zaćmienia Słońca w zdecydowa ny sposób potwierdziły, że jego grawitacja zakrzywia promienie świetlne, tak jak to przewidział. Spiritus mouens tych pomiarów był Arthur S. Eddington, astrofizyk z Cambridge, najbardziej znany dzięki swoim badaniom nad naturą gwiazd; uczony ten jako jeden z pierwszych zrozumiał i docenił nową teorię. Media traktują zazwyczaj naukę po macoszemu, ale ten tajem niczy wynik astronomiczny wywołał w prasie niezwykłą wrzawę: IDEE NEWTONA ODRZUCONE - donosił nagłówek w „Tnę Times", po czym, dwa dni później, w „New York Timesle" można było przeczytać: WSZYSTKIE ŚWIATŁA NA NIEBIE SĄ ZAKRZYWIONE: WŚRÓD UCZONYCH PANUJE NAPIĘCIE... TEORIA EINSTEINA TRYUMFUJE. Życie Einsteina nigdy już nie miało być takie samo: znalazł się w centrum zainteresowania opinii publicznej. W Niemczech, gdzie pozostawał do początku lat trzydziestych, spotkał się z atakiem na „żydowską naukę". Na arenie międzynarodowej został zwolennikiem syjonizmu. Ligi Narodów i (w ostatnich latach życia) rozbrojenia nuklearnego. Wydaje się, że sława sprawiała GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 89 mu przyjemność: lubił fotografować się z Charlle Chapllnem i Innymi znakomitościami swoich czasów. Na szczęście dla nauki - a nie tylko dla dziennikarzy poszukujących atrakcyjnych powiedzonek - wizerunek najwspanialszego jej przedstawiciela bliski był ideałowi. W 1936 roku Einstein został nieodwołalnie wygnany z Europy; pogarszał się też stan jego syna Eduarda, który był schizo-freniklem. W tych ponurych czasach uczony napisał: „Dopóki mogę pracować, nie wolno ml i nie będę narzekał, ponieważ praca jest jedyną rzeczą, która nadaje życiu sens". Stoicyzm jest godny podziwu tylko wtedy, gdy nieszczęście dotyka nas rzeczy- wiście głęboko, a głębię emocjonalnego zaangażowania Einsteina można kwestionować. Niemniej bez oderwania od spraw powszednich Einstein nigdy nie zdobyłby się na takie skupienie, jakiego wymagała jego praca. Musiał, tak jak Newton, „myśleć o tym przez cały czas". W drugiej połowie swego życia Newton stał na czele urzędu publicznego jako Kurator Mennicy, będąc bardziej dygnitarzem niż uczonym (chociaż jego eksperymenty chemiczne mogły się okazać godne uwagi). W przeciwieństwie do Newtona, umysłowe zaangażowanie Einsteina nigdy nie osłabło - pracował i wykonywał obliczenia do swoich ostatnich dni. Niektóre z jego pomysłów odwoływały się do piątego wymiaru (poza czasem i trzema wymiarami zwykłej przestrzeni), który miałby wyjaśniać siły elektryczne i magnetyczne. Poszukiwał tak naprawdę tego, co obecnie nazwalibyśmy teorią zunifikowaną. Nie odkryto jeszcze wtedy sił, które łączą jądra atomowe, więc z perspektywy czasu pomysły te wydają się przedwczesne (i może ciągle takie są). Dlatego też w ciągu ostatnich trzydziestu lat swojego życia Einstein znajdował się poza głównym nurtem fizyki. Znane wszystkim zdjęcie, umieszczane często na plakatach i podkoszulkach, przedstawia starego Einsteina, łagodnego i nie- chlujnego mędrca - przeciwieństwo gwałtownego i zdecydowanego młodego człowieka, który zrewolucjonizował fizykę. W przedmowie do klasycznej biografii Izaaka Newtona Neuer ot Rest {Nigdy w spoczynku) Richard Westfall napisał, że im głębiej badał jego życie, tym bardziej „całkowicie inny" mu się wy- 90 • PRZED POCZĄTKIEM dawał. W panteonie naukowych umysłów Einstein plasuje się prawdopodobnie jako drugi po Newtonie, ale jego osobowość wy- daje się znacznie mniej obca. Ostatnio opublikowane listy i pisma nadrabiają to, czego nie powiedziano we wcześniejszych, ocenzurowanych i upiększonych biografiach Einsteina, i ukazują jego prywatne życie, będące tłem niezwykłych osiągnięć uczonego. Ponieważ ogólna teoria względności tak bardzo wyprzedzała wszelkie Jej prawdziwe zastosowania, przez 40 lat po jej odkryciu pozostawała surowym pomnikiem potęgi ludzkiego umysłu i nieco jałowym obszarem, dalekim od głównego nurtu fizyki i astronomii. Stoi to w rażącej sprzeczności z obecnym statusem tej teorii -jednej z najbardziej żywych dziedzin badań podstawowych. Jej reputacja nadzwyczaj trudnej teorii była zawsze przesadzona. (Arthura Eddingtona zapytano kiedyś, czy rzeczywiście jest jedną z trzech osób na świecie, które rozumieją ogólną teorię względności. Podobno odpowiadając na to pytanie, zawahał się, ale nie przez skromność, tylko dlatego, że nie mógł się domyślić, kto jest tą trzecią osobą). Obecnie ogólnej teorii względności naucza się niemal rutynowo na uniwersytetach razem z mechaniką kwantową, elektromagnetyzmem i resztą menu wykładów oferowanych studentom fizyki. Ale gdzie w naszym Wszechświecie grawitacja jest wystarczająco silna, aby można było dostrzec konsekwencje wynikające z teorii Einsteina? Zanim sięgniemy w głąb teorii, warto najpierw odpowiedzieć na to pytanie. Silna grawitacja w przyrodzie: gwiazdy neutronowe W gorącym wnętrzu Słońca przyciąganie grawitacyjne jest równoważone przez ciśnienie. Gdybyśmy usunęli centralne ciśnienie, Słońce zaczęłoby się zapadać, zmniejszając swoją średnicę o połowę w niecałą godzinę. Z drugiej strony, gdybyśmy w magiczny sposób wyłączyli grawitację, gorące wnętrze równie gwałtownie by wybuchło i się rozproszyło. Słońce (jak większość Innych gwiazd) znajduje się niemal w równowadze. Ciśnienie GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 91 równoważy grawitację, a synteza termojądrowa w centrum wytwarza wystarczająco dużo energii, aby uzupełnić ciepło wypro- inieniowywane z powierzchni Słońca. Cięższe gwiazdy szybciej zużywają swoją energię i kończą życie jako supernowe - wybuchy, których pozostałości rozproszone w przestrzeni międzygwiazdowej mają kluczowe znaczenie dla powstawania wszystkich pierwiastków układu okresowego w gwiazdach. Zanim ktokolwiek uświadomił sobie rolę supernowych w „ekologii" galaktyk (o czym była mowa w rozdziale l), długo spekulowano na temat tego, jak wybuchają gwiazdy i co pozostawiają po sobie. Pierwsza poprawna hipoteza dotycząca supernowych pochodzi sprzed 60 lat. W krótkim artykule opublikowanym w 1934 roku Walter Baade, astronom z Obserwatorium Mount Wilson, i jego kolega Fritz Zwicky napisali: „Z wszelkimi zastrzeżeniami wysuwamy przypuszczenie, że supernowa stanowi przejście od zwykłej gwiazdy do gwiazdy neutronowej, składającej się głównie z neutronów". Uważali oni, że wybuch supernowej napędza energia grawitacyjna uwalniana gwałtownie podczas zapadania się gwiazdy i że pozostaje po niej kupka popiołu. Wiadomo już było, że ciężkie, leżące w środku atomów jądra są niewielkie w porównaniu z samymi atomami, których rozmiary (l rozmieszczenie w zwykłych ciałach stałych) określa rozmyta chmura elektronów, otaczających jądro. Baade i Zwicky postu lowali, że gwiazdę neutronową wypełniają gęsto ułożone jądra. Cała zawartość gwiazdy mogłaby zostać wtedy ściśnięta w kuli o promieniu 10 kilometrów -jej gęstość byłaby miliony razy większa niż w białych karłach. Objętość wielkości kostki cukru zawierałaby 100 milionów ton takiej materii. Dlaczego neutrony? Jądra zwykłych atomów składają się z pro tonów i neutronów. Na przykład hel ma jądro zbudowane z dwóch protonów (o ładunku dodatnim) oraz dwóch neutronów (pozbawio nych ładunku elektrycznego), natomiast jądro żelaza składa się z 26 protonów i 30 neutronów. W warunkach laboratoryjnych nie związany neutron jest niestabilny i samorzutnie rozpada się na proton i elektron. Przy ekstremalnych gęstościach reakcja ta zachodzi w drugą stronę: protony zmieniają się w neutrony. 92 • PRZED POCZĄTKIEM Zwicky był pierwszym astronomem, który systematycznie poszukiwał supernowych w Innych galaktykach i klasyfikował je według różnych typów. Nadal spekulował na temat gwiazd neutronowych, ale mimo niezwykłych osiągnięć, nie dysponował wy- starczającą wiedzą w dziedzinie fizyki, aby dopracować szczegóły. Dysponował nią natomiast z pewnością Robert Oppenheimer. Zanim z takim powodzeniem przejął kierownictwo nad projektem Manhattan, którego celem było zbudowanie bomby atomowej, Oppenheimer stał na czele prężnej grupy badawczej w Uniwersytecie Kalifomijskiem. Wraz ze swoim studentem George'em Volkoffem wykorzystał ówczesną wiedzę na temat Jąder atomowych, aby obliczyć, jak wyglądałaby gwiazda neutronowa. Pomimo zainteresowania teoretyków hipotezą Baadego i Zwl-cky'ego pod koniec lat trzydziestych, pozostała ona tylko przy- puszczeniem aż do roku 1968, gdy zaobserwowano, że niepozornie wyglądająca mała gwiazda w środku Mgławicy Krab bfyska z częstością 30 razy na sekundę. Jakiego rodzaju niezwykły obiekt astronomiczny mógł zachowywać się w ten sposób? Pulsary Owa pozostałość w Mgławicy Krab nie była pierwszą zarejestrowaną gwiazdą neutronową. Pierwszeństwo należy się tutaj An- thony'emu Hewishowi i Jocełyn Beli, radioastronomom z Cambridge, których odkrycie pulsarów jest jednym z najbardziej niezwykłych przypadków w nauce współczesnej. Hewish zbudował specjalne urządzenie, którego istotną cechą była wysoka czułość na szybkie zmiany natężenia promieniowania odległych źródeł.1 I znalazł to, czego szukał: podobnie jak gwiazdy, które mrugają, ponieważ ich światło przechodzi przez poruszające się powietrze, pewne radioźródła migoczą, gdyż na drodze ku nam ich fale radiowe przedostają się przez niejednorodny ośrodek. Studentka Hewisha, Jocełyn Beli, odkryła jednak zmiany zupełnie innego rodzaju: sporadyczne serie regularnych Impulsów - z których każdy trwał ułamek sekundy - dochodzące z określonych punktów na niebie. Nastąpiło potem kilka sza- GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 93 lonych miesięcy. Radloastronomowle z Cambridge musieli sprawdzić, czy sygnały te nie pochodzą z Ziemi (może są wynikiem jakichś tajnych badań kosmicznych?). Wkrótce odkryto trzy kolejne podobnie tajemnicze źródła, z których każde tykało w dobrze określonym tempie. Czy mogły to być sygnały od Inteligentnych istot pozaziemskich? Tego pomysłu nigdy nie brano zbyt poważnie pod uwagę, ale źródła żartobliwie nazywano: LGM l, 2, 3 i 4 (od ang. Littie Green Men - małe zielone ludziki). Gdy odkrycie ogłoszono w czasopiśmie „Naturę", nawet inni astronomowie z Cambridge byli zaskoczeni. Hewish i jego współ- pracownicy nie dzielili się z nikim nowinami. Takie postępowanie drażniło wtedy wielu z nas, ale dziś uważam, że Hewish był jedynie rozważny. Pomiędzy pierwszymi sugestiami Jocełyn Beli a opublikowaniem wyników obserwacji upłynęło zaledwie kilka miesięcy, więc nie miało to wpływu na ewentualne próby podjęcia przez innych astronomów prac związanych z tym zagadnieniem. Przez większość tego czasu Hewish i Beli nie byli pewni, czy rejestrują rzeczywiste sygnały. Gdyby się okazało, że te Im pulsy radiowe można zinterpretować w zwykły sposób lub że są one skutkiem jakiejś wady ich urządzeń, przedwczesne ogłosze nie odkrycia nie tylko by im zaszkodziło, ale mogłoby spowodo wać, iż poszłyby na marne wysiłki wielu innych astronomów, którzy niewątpliwie podążyliby ich śladem.2 Czym mogły być te obiekty? Zwykła gwiazda, taka jak Słoń ce, rozleciałaby się, gdyby pulsowała lub obracała się dużo szyb ciej niż raz na godzinę. Ciała, które mogą się „włączać" i „wyłą czać" w ciągu ułamka sekundy, muszą być znacznie bardziej zwarte. A zatem białe karły czy może gwiazdy neutronowe? Pul sujące czy wirujące? Wszystkie te możliwości (i wiele Innych) miały swoich zwolenników. Grupa z Cambridge początkowo opo wiadała się za pulsującymi białymi kartami. (Na konferencji pra sowej ktoś zapytał, w jaki sposób z tak dużej odległości można odróżnić białe karły od zielonych ludzików!). Hipotezę wirujących gwiazd neutronowych jako pierwszy roz ważał dokładniej Thomas Gold (który pojawił się już w rozdziale 2 jako współtwórca teorii stanu stacjonarnego; do tego czasu przeniósł się on na Uniwersytet Comella w Stanach Zjednoczo- 94 • PRZED POCZĄTKIEM nych). Istniały ważne powody, aby sądzić, że gwiazdy neutrono we powstają w czasie zapadania się jąder ciężkich gwiazd, co pro wadzi do wybuchu supernowej. Gwiazdy te są jednak tak małe, a Jednocześnie ich pole grawitacyjne tak silne, że mogłyby wirować z prędkością nawet tysiąca obrotów na sekundę, nie rozpadając się. Tempo wirowania stanowiłoby naturalny, stabilny zegar, a snop promieniowania związany z gwiazdą wysyłałby silny Impuls w naszym kierunku jeden raz w ciągu każdego obrotu. Zaledwie rok później spór ten rozstrzygnięto na korzyść Golda. W środku Mgławicy Krab odkryto bardzo szybki pulsar, który wy syłał 30 Impulsów na sekundę: biały karzeł nie mógłby obracać się ani pulsować z taką prędkością, lecz dla gwiazdy neutronowej nie stanowiło to problemu. Co więcej, dokładne pomiary wykaza ły, że tempo pulsowania stopniowo spada: należało się tego spo dziewać, jeśli energia zmagazynowana w ruchu obrotowym gwiaz dy stopniowo zamienia się na promieniowanie i wiatr cząstek, które powodują, że Mgławica Krab świeci na niebiesko. Początkowe przypuszczenia Baadego i Zwlcky'ego zostały za tem w pełni potwierdzone. Zwicky szczególnie lubił przytaczać zwięzłe streszczenie swoich poglądów w komiksie Zostań, na ukowcem ze starym doktorkiem Ciekawskim, drukowanym w „Los Angeles Times". W styczniu 1934 roku znalazł się tam na stępujący podpis pod rysunkiem: „oPromienie kosmiczne wysyłane są przez wybuchające gwiazdy, które spalają się z silą 100 milionów słońc, następnie z kuł o średnicy 0,8 miliona kilometrów kurczą się do kulek o rozmiarach 22,4 kilometra" - mówi szwajcarski fizyk, profesor Fritz Zwicky". Po upływie trzydziestu lat Zwicky mógł słusznie wykrzyknąć: „A nie mówiłem!". Gwiazdy neutronowe Nawet uczeni, którzy nie pragną badać kosmosu dla niego samego, interesują się tymi częściami naszego otoczenia, gdzie panują szczególnie ekstremalne warunki. Pięknymi przykładami takich sytuacji są wybuchy supernowych oraz ich pozostałości: gwiazdy neutronowe. GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 95 Gwiazdy neutronowe stanowią fascynujące laboratorium kosmiczne do badania dużo bardziej ekstremalnych warunków niż te, które kiedykolwiek będzie można odtworzyć na Ziemi. Przekrój gwiazdy neutronowej przypomina przekrój naszej planety: zawiera skorupę, ciekłe wnętrze i prawdopodobnie zestalone jądro. Zewnętrzna skorupa składa się głównie z żelaza, a poniżej niej ciśnienie jest tak wysokie, że poszczególne Jądra łączą się, tworząc ciecz o tych samych niezwykłych własnościach, które ma hel w temperaturze kilku tysięcznych stopnia powyżej zera absolutnego - „nadclecz", mogącą płynąć bez żadnego oporu. Na pierwszy rzut oka mogłoby się wydawać, że próby sprawdzenia naszych teorii na temat wnętrza gwiazd neutronowych są z góry skazane na niepowodzenie, skoro znajdujemy się tak daleko od nich. Zadziwiające jest to, że jednak potrafimy to robić. Okres pulsarów można wyznaczyć z dokładnością większą niż jedna mikrosekunda (milionowa część sekundy). Średnio rzecz biorąc, pulsary zawsze zwalniają, ale pojawiają się od czasu do czasu pewne nieregulamości, kiedy to nagle w niewielkim stopniu przyspieszają. Można się tego spodziewać, przynajmniej z jednego bezpośredniego powodu: podobnie jak Ziemia, obracająca się gwiazda neutronowa nie ma kształtu doskonałej kuli, ale jest nieco bardziej wypukła na równiku. Kiedy prędkość obrotu maleje, wybrzuszenie na równiku również się zmniejsza. Gdyby cala gwiazda składała się tylko z cieczy, jej kształt dopasowywałby się w sposób ciągły. Ponieważ jednak skorupa jest sztywna, powstaje w niej napięcie, aż dochodzi do nagłego pęknięcia - trzęsienia gwiazdy. Wielkość i częstość tych trzęsień mówią o tym, jak gruba i sztywna jest skorupa. Przemieszczenie się jej zaledwie o kilka mikrometrów (tysięcznych milimetra) zaburza tempo obracania się gwiazdy w wystarczającym stopniu, abyśmy mogli to łatwo zauważyć w czasie pomiarów. Zdumiewające, że tak mikroskopijne efekty można zauważyć na gwieździe, która znajduje się tysiące lat świetlnych od nas. Tego rodzaju nieregulamości badano szczegółowo i obecnie sądzi się, że najpowszechniejsze z nich mają swoje źródło w innym zjawisku: w ślizganiu się zestalonej skorupy po ciekłym wnętrzu. Spowolnienie obrotów pulsara dotyczy skorupy i nie 96 • PRZED POCZĄTKIEM przenosi się bezpośrednio na ciekłe jądro. Jądro trze wtedy o wol niej obracającą się skorupę i również zwalnia w wyniku tarcia. Ta siła nie działa jednak gładko, lecz poprzez szarpnięcia, jak zuży te sprzęgło, i gdy tarcie nagle wzrasta, skorupa przyspiesza. Dokładne badania zmian tempa obrotu są tylko jednym ze sposobów poznawania wnętrza gwiazd neutronowych - astro- geologla w przeciwieństwie do astrologii jest prawdziwą i poważ ną dziedziną. Najbardziej niepokojącą, nawet obecnie, cechą gwiazd neu tronowych jest ciągle, jak na ironię, silna emisja radiowa, któ ra umożliwiła Hewishowi i Beli ich odkrycie. Niemal na pewno ma ona związek z polem magnetycznym - podobnym do ziemskie go, ale wiele miliardów razy silniejszym. Tak jak w przypadku Zie mi (gdzie magnetyczna północ nie jest tym samym, co prawdzi wa północ), oś pola magnetycznego gwiazdy neutronowej nie pokrywa się z osią obrotu. Wiązka promieniowania radiowego związana z orientacją pola magnetycznego omiata więc niebo, a padając na Ziemię, powoduje, że obserwujemy pojedynczy im puls, który odpowiada jednemu obrotowi. Obecnie znamy niemal tysiąc pulsarów. Każdy z nich jest bły skającą latarnią oznaczającą miejsce gwałtownej śmierci ma sywnej gwiazdy, do której doszło najczęściej miliony lat temu. Większość pulsarów obraca się dużo wolniej niż pulsar Mgławi cy Krab, co zgadza się z hipotezą, że obiekty te zwalniają z bie giem lat.3 Wyrzucone w trakcie wybuchu supernowej szczątki -jądrowe śmieci - dawno już rozproszyły się w ośrodku między- gwiazdowym. Gwiazdy neutronowe cechuje również olbrzymia siła grawitacji. Jest ona 1012 razy większa niż na Ziemi. Ich powierzchnie muszą być gładkie, a żadna nierówność nie może się wznosić na Więcej niż na milimetr. Aby jednak wspiąć się na taką milimetrową górę na gwieździe neutronowej, potrzeba więcej energii niż na całkowitą ucieczkę spod grawitacyjnego wpływu Ziemi. Tu, na naszej planecie, spadające ze stołu pióro robi tylko trochę hałasu, gdybyśmy jednak upuścili je z tej samej wysokości na gwiazdę neutronową, uwolniłoby tyle energii, co tona ładunku wybuchowego. Ucieczka z gwiazdy neutronowej wymagałaby rakiety GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 97 poruszającej się z prędkością równą niemal połowie prędkości światła (150 tysięcy kilometrów na sekundę, podczas gdy aby uciec z Ziemi, wystarcza 11 kilometrów na sekundę).4 W Układzie Słonecznym promienie świetlne ulegają tylko niewielkiemu zakrzywieniu pod wpływem grawitacji - aby w ogóle wykryć ten efekt, potrzebne są dokładne pomiary. W pobliżu gwiazdy neutronowej światło ulegałoby Jednak zakrzywieniu o 10-20 stopni - wystarczająco, aby znacznie zniekształcić obraz. Żadna struktura nie uniknęłaby zgniecenia na powierzchni gwiazdy neutronowej, więc takie efekty można by było zaobserwować tylko z pokładu statku kosmicznego krążącego po orbicie wokół gwiazdy. Ale nawet w takim punkcie obserwacyjnym grawitacja powodowałaby nieprzyjemne naciąganie naszych ciał: jej siła słabnie z wysokością, a różnica pomiędzy przyciąganiem grawitacyjnym u góry i na dole statku (siły przypływowe) byłaby duża. Zanim zamkniemy temat pulsarów, pozwolę sobie na dwie spekulacje - historyczne gdybanie. Pulsar w Mgławicy Krab można dostrzec przez każdy duży teleskop. Oprócz fal radiowych wysyła on impulsy światła widzialnego. Jednakże ich częstość, 30 błysków na sekundę, jest tak duża, że oko rejestruje jednostajnie świecące źródło. Gdyby pulsar ten obracał się wolniej -powiedzmy, 10 razy na sekundę - niezwykłe własności tej gwiazdki w Mgławicy Krab można by było odkryć 70 lat temu. Jak zmieniłby się rozwój fizyki XX wieku, gdyby supergęstą materię zaobserwowano w latach dwudziestych, zanim na Ziemi odkryto neutrony? Trudno przewidzieć; możemy Jednak stwierdzić, że znaczenie astronomii dla fizyki cząstek uświadomiono by sobie z pewnością znacznie wcześniej. Kolejny niemal celny strzał miał miejsce w 1964 roku, gdy He-wish wraz ze swoim studentem z Nigerii, Samem Okoye, nie wiedząc o tym, wykrył pulsar w Mgławicy Krab. Nie zarejestrowali oni, co prawda, impulsów, wykazali jednak, że emisja radiowa ze środka Mgławicy Krab pochodzi z nowego rodzaju źródła, mniej- szego niż jakiekolwiek znane w tamtych czasach. Idąc tym tropem, mogli odkryć impulsy. Gdyby historia poszła tą drogą, pulsar w Mgławicy Krab byłby pierwszą odkrytą gwiazdą neutronową. 98 • PRZED POCZĄTKIEM Hcwish i tym razem pozostałby współodkrywcą pulsarów, ale cztery lata wcześniej i z Samem Okoye, a nie z Jocełyn Beli. Promieniowanie rentgenowskie z gwiazd neutronowych Gwiazdy neutronowe odkryto dzięki szczęśliwemu przypadko wi. Nikt się nie spodziewał, że będą pulsaraml wysyłającymi sil ne i charakterystyczne promieniowanie radiowe, więc nie prowa dzono systematycznych poszukiwań radiowych takich obiektów. Gdyby na początku lat sześćdziesiątych zapytano teoretyków o najlepszy sposób wykrycia gwiazdy neutronowej, większość wpadłaby w zakłopotanie, a pozostali zasugerowaliby poszuki wania emisji w zakresie rentgenowskim. Prowadzące do tego ro zumowanie jest proste. Jeśli gwiazdy neutronowe promieniują tyle energii, ile zwykłe gwiazdy, ale ze znacznie mniejszej po wierzchni, muszą być dużo gorętsze - wystarczająco gorące, aby wysyłać nie promieniowanie widzialne czy nawet ultrafioletowe, lecz rentgenowskie. Dla fizyka promieniowanie to (podobnie jak fale radiowe, światło widzialne i ultrafiolet) jest rodzajem fal elektromagnetycznych o mniejszej długości fali i szybszych drga niach (większej częstości), odpowiadających wyższej energii. A zatem to astronomowie rentgenowscy, a nie radioastronomo- wle, spodziewali się odkryć gwiazdy neutronowe. Promieniowanie rentgenowskie ciał niebieskich jest pochłania ne przez atmosferę Ziemi, więc można je obserwować tylko z prze strzeni kosmicznej. Astronomia rentgenowska, podobnie jak ra dioastronomia, zaczęła się gwałtownie rozwijać pod wpływem techniki zbrojeniowej. W tej dziedzinie wiedli prym uczeni ze Stanów Zjednoczonych, zwłaszcza Herbert Friedman i jego współ pracownicy z Laboratorium Badawczego Marynarki Wojennej Stanów Zjednoczonych. Pierwsze detektory promieniowania rentgenowskiego zamontowane na rakietach zbierały użyteczne dane zaledwie przez kilka minut, zanim rozbiły się na Ziemi. Grupa Friedmana przeprowadziła w 1964 roku słynny eksperyment. Wystrzelili oni rakietę dokładnie w chwili, gdy Mgławl- GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 99 ca Krab miała zostać przesłonięta przez Księżyc. Gdyby promieniowanie rentgenowskie pochodziło z całej mgławicy, można by było zaobserwować jego słabnięcie podczas przesuwania się Księżyca przed mgławicą. Natomiast gdyby pochodziło ono z cen- tralnego, punktowego źródła (gwiazdy neutronowej?), zgasłoby nagle. Friedman zaobserwował stopniowe przygasanie, z czego wywnioskował, że promieniowanie rentgenowskie pochodzi głównie z materii świecącej rozproszonym, niebieskim światłem. Obecnie wiemy, że część promieniowania rentgenowskiego emituje pulsar, lecz Friedmanowi nie dopisało szczęście, ponieważ promieniowanie to stanowi zaledwie 10% całkowitej emisji -jego urządzenie nie było wystarczająco czułe, aby je wykryć. Astronomia rentgenowska rozwijała się szybko dzięki współzawodnictwu supermocarstw w dziedzinie techniki kosmicznej i konstruowaniu broni Jądrowej. Gwałtownego przyspieszenia astronomia doznała jednak w 1970 roku, kiedy NASA wystrzeliła pierwszego satelitę rentgenowskiego, który był w stanie zbierać dane przez lata, a nie tylko przez kilka minut. Tego niewielkiego satelitę zbudowała i nadzorowała grupa badawcza pod kierunkiem Riccarda Giacconiego, włoskiego fizyka osiadłego w Stanach Zjednoczonych. Pionierzy nowej gałęzi astronomii pracowali w rzeczywistości dla spółki o nazwie American Sclen-ce and Engineering, której głównym „klientem" był Departament Obrony Stanów Zjednoczonych: pierwsze zbudowane przez nich urządzenia służyły do wykrywania promieniowania rentgenow skiego powstającego w trakcie prób termojądrowych. Grupa Giacconiego przeniosła się później na Uniwersytet Harvarda do Obserwatorium Smithsonian, gdzie zajmowała się budową więk szych teleskopów rentgenowskich; jego dawna spółka powróci ła do tworzenia bardziej przyziemnych produktów, takich jak urządzenia do prześwietlania bagażu w punktach kontrolnych na lotniskach. Satelitę Giacconiego wystrzelono z wyrzutni w Kenii i nazwa no LThuru, co w języku suahili oznacza „wolność". Celem Uhuru było odkrycie źródeł promieniowania rentgenowskiego znajdu jących się poza naszą Galaktyką. Pod tym względem (i tylko pod tym) projekt ten nie spełnił pokładanych w nim oczekiwań: od- 100 • PRZED POCZĄTKIEM kryto mniej gromad galaktyk i kwazarów, niż przewidywano. Je go głównym osiągnięciem było zarejestrowanie zupełnie nieocze kiwanej emisji rentgenowskiej z wnętrza naszej Galaktyki. Powta rzające się Impulsy o okresie kilku sekund dochodziły od obiektów znajdujących się na bardzo ciasnych orbitach wokół dość zwykłych gwiazd. Źródła te, podobnie Jak pulsary radio we, są wirującymi gwiazdami neutronowymi. Ich promieniowa nie powstaje jednak zupełnie inaczej. Gwiazda neutronowa za biera gaz towarzyszącej jej gwieździe i dzięki swojej silnej grawitacji ściąga go ku sobie, w wyniku czego uderza, on w jej po wierzchnię z prędkością przekraczającą połowę prędkości świa tła. Uwalniana w tym zderzeniu energia przyjmuje postać pro mieniowania rentgenowskiego. Napływem materii sterują pola magnetyczne, więc gaz ląduje najczęściej w pobliżu biegunów magnetycznych. Obserwowane promieniowanie rentgenowskie pochodzi z gorących plam przy biegunach magnetycznych, a więc zmienia się wraz z okresem obrotu gwiazdy. Chronologia odkryć gwiazd neutronowych wydaje się z per spektywy czasu bardzo przypadkowa: mogły się one pojawiać w innej kolejności. Gdyby użyte przez Friedmana w 1964 roku urządzenia były nieco bardziej czułe, zorientowałby się, że 10% promieniowania rentgenowskiego Mgławicy Krab pochodzi w rze czywistości z centralnego punktowego źródła i tę właśnie gwiaz dę neutronową odkryto by jako pierwszą. (Mogło się to zdarzyć jeszcze przed obserwacjami Hewisha i Okoye). Gdyby jednak Jo- cełyn Beli była mniej spostrzegawcza, gwiazdy neutronowe mo głyby umknąć naszej uwagi aż do wystrzelenia Uhuru- a wtedy pulsujące obiekty w układach podwójnych szybko zinterpretowano by Jako gwiazdy neutronowe. Sprawdziany teorii Einsteina Obecnie za ogólną teorią względności Einsteina przemawiają ważkie dowody. Do lat sześćdziesiątych nie znano żadnych obiek- tów o „silnej" grawitacji. Eksperymenty, w których poszukiwano niewielkich odchyleń od teorii Newtona w Układzie Słonecz- GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 101 nym, były tak niedokładne, że należało się Uczyć z kilkoma alternatywnymi teoriami. Później jednak tory planet wyznaczono dokładniej dzięki użyciu radaru, sondy kosmiczne można śledzić jeszcze precyzyjniej, a radioastronomowle ulepszyli optyczne pomiary zakrzywienia światła w polu grawitacyjnym Słońca. Metody te potwierdziły ogólną teorię względności z dokładnością większą niż 0,0001 i wyeliminowały gros jej rywalek. Jeszcze lepszy sposób sprawdzenia tej teorii odkryli w 1974 roku Richard Hulse i Joseph Taylor: niezwykły podwójny pulsar. W układzie tym pulsar okrąża inną gwiazdę neutronową co osiem godzin. Ponieważ jego orbita jest dużo mniejsza i ciaśniejsza niż orbity planet w Układzie Słonecznym, odchylenia od newtonowskiej teorii grawitacji są lepiej widoczne. Zgodnie z teorią Einsteina orbita Merkurego powinna ulegać precesji w niewielkim (ale jeszcze mierzalnym) stopniu. Analogiczna precesja orbity podwójnego pulsara zachodzi 10 tysięcy razy szybciej. Taylor wykonywał coraz dokładniejsze pomiary tego układu przez ponad 20 lat. Nie tylko wyśledził precesję, ale odkrył również, że orbita stopniowo się kurczy. Stanowi to potwierdzenie zjawiska promieniowania grawitacyjnego - kolejnej konsekwencji teorii Einsteina. Każdy poruszający się układ o zmieniającym się polu grawitacyjnym powoduje niewielkie drgania przestrzeni, które unoszą energię. Efekt ten, chociaż zbyt mały, aby można go było zmierzyć w Układzie Słonecznym, jest dobrze widoczny w podwójnym pulsarze. Teorię Einsteina można sprawdzać jeszcze na inne sposoby: naukowcy z Uniwersytetu Stanforda zbudowali na przykład niezwykle dokładny żyroskop, który chcą umieścić na orbicie oko-łozlemskiej i za jego pomocą wykrywać niewielką, ale charakterystyczną precesję przewidywaną przez teorię względności. Eksperyment ten zaproponowano po raz pierwszy w latach sześćdziesiątych, a motywacja do Jego przeprowadzenia była wówczas bardzo silna. Paradoksalnie jednak, w miarę wzmacniania się dowodów przemawiających za ogólną teorią względności, motywacja stawała się coraz słabsza. Jeśli wynik tego doświadczenia okaże się zgodny z teorią Einsteina, większość ludzi nie będzie zaskoczona. Jeśli natomiast stanie się inaczej, bardzo niewiele osób przestanie wierzyć w teorię względności, a więk- 102 • PRZED POCZĄTKIEM szość powstrzyma się od osądów aż do niezależnego powtórzenia tego nowego i skomplikowanego technicznie eksperymentu. Najbardziej ekscytującym rezultatem byłby więc wniosek o przyznanie funduszy na powtórzenie całego przedsięwzięcia! Precyzyjne potwierdzenia niewielkich odchyleń od teorii newtonowskiej, tak zwanych efektów postnewtonowskich, wzmacniają nasze przekonanie o prawdziwości teorii Einsteina. Ciągle jednak czekamy na bezpośrednie astronomiczne badania zachowania się grawitacji, gdy jej wpływ jest bardzo silny. Planety wokół pulsara Wspaniała dokładność, z jaką można mierzyć regularne Impulsy, dokładność, która pozwoliła Taylorowi sprawdzić teorię Ein- steina, umożliwiła również innemu radioastronomowi, Aleksandrowi Wolszczanowi, odkrycie planet krążących wokół pulsara. Jak wspomnieliśmy w rozdziale l, planety wokół gwiazd podobnych do Słońca umykały astronomom aż do roku 1995. System planetarny wokół pulsara odkryto trzy lata wcześniej. Wolsz-czan posługiwał się olbrzymim talerzem radioteleskopu w Arecibo w Puerto Rico, monitorując jeden wybrany pulsar przez kilka lat. Odkrył nieregulamości w czasach docierania impulsów, co oznaczało, że położenie pulsara nieznacznie się zmienia. Niezwykłość osiągnięcia Wolszczana polega na uświadomieniu sobie, że te nieregulamości są wynikiem obecności dwóch (a może trzech) planet krążących wokół pulsara. Te mniejsze od Ziemi planety wystawione są na silne fale radiowe i strumienie szybkich cząstek z pulsara, a nie na zwykłe światło gwiazdy, co powoduje, że na ich powierzchni nie mogłoby istnieć życie. Ów niezwykły system planetarny dostarcza nam Jednak nowych wskazówek w kwestii, jak w ogóle powstają planety. Wolszczan mógł dokonać tego odkrycia dzięki temu, że metody, jakimi posługują się radloastronomowle do wykrywania niewielkich zmian ruchu pulsara - pomiary czasu docierania impulsów z dokładnością do mikrosekundy - są dużo bardziej czułe niż metody astronomii optycznej wykorzystywane do obserwowania normal- GRAWITACYJNE PRZEPAŚCI • 103 nych gwiazd.5 W zakresie widzialnym udało się do tej pory odkryć tylko planety podobne do Jowisza - setki razy masywniej-sze od Ziemi. Postęp techniczny Natura grawitacji jest jednym z fundamentalnych problemów nauki - jej opis zawdzięczamy jednemu człowiekowi, Albertowi Einsteinowi, który w oczach opinii publicznej uchodzi za archetyp teoretyka. Jednak nawet w tej dziedzinie obserwatorzy i eks- perymentatorzy wykonali dużą część pracy - postęp często zależy od ich technicznej pomysłowości i uporu. Na przykład osiągnięcia Maruna Ryle'a w radioastronomii byty możliwe dzięki jego wynalazkom w zakresie elektrotechniki. Inne znakomito- ści, o których mówiliśmy w tym rozdziale - Herbert Friedman z jego doświadczeniem w dziedzinie budowy rakiet; Riccardo Giacconi, który skonstruował detektory promieniowania rentgenowskiego; oraz Joseph Taylor, który wyznaczył okresy zmien- ności pulsarów z dokładnością do 15 miejsca po przecinku -wnieśli do tej dziedziny wkład dzięki swojej technicznej biegłości i wyobraźni. Wydaje się, że teoretycy bardziej bezpośrednio niż ich współpracownicy skupiają się na celu naukowego przed- sięwzięcia - interpretowaniu i próbach zrozumienia tego, co zostało odkryte. Często jednak to wiedza, która doprowadziła do in- nowacji technicznych, jest prawdziwym motorem postępu. (Skok myślowy, jakiego wymagało wynalezienie zamka błyskawicznego, znacznie przewyższa to, co kiedykolwiek osiągnie wielu fizyków teoretyków!). Jak widzieliśmy, było tylko kwestią szczęścia, że odkrycie gwiazd neutronowych stało się udziałem radioastronomów, a nie astronomów obserwujących w zakresie rentgenowskim, którzy się ich spodziewali i aktywnie ich poszukiwali w latach sześćdziesiątych i którzy odkryli je w końcu - w zupełnie inny sposób -trzy lata później. Astronomia rentgenowska miała z kolei niewątpliwie największy udział w potwierdzeniu najistotniejszego przewidywania teorii Einsteina - istnienia czarnych dziur. ROZDZIAŁ 5 CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI Ogarnęła mnie nieprzeparta ciekawość poznania wnętrza wiru. Czułem istotna chęć zbadania jego głębi nawet za cenę ofiary, jaka miałem ponieść; zaś najważniejsza ma troska było to, ii nigdy nie będę mógł opowiedzieć starym towarzyszom zpobrzeza o tajemnicach, które będzie dane mi ujrzeć* EDGARALLAN POE, W bezdni MatIstrSmu Kilka ostrzeżeń Gwiazdy neutronowe są źródłem silnego pola grawitacyjnego, ale Istnieją obiekty, wokół których jest ono jeszcze potężniejsze. To czarne dziury - ciała, które tak bardzo się zapadły, że ani światło, ani żaden inny sygnał nie mogą się z nich wydostać. Ich ist- nienie przewiduje wiele teorii grawitacji, nie tylko teoria Einsteina. W rzeczywistości przypuszczenia na ich temat wysunięto ponad 200 lat temu. W 1783 roku John Michell przedstawił Londyńskiemu Towarzystwu Królewskiemu pracę o tym, jak grawi- tacja może wpływać na światło. Był on niedocenianym, wszechstronnie wykształconym duchownym, który zajmował się również fizyką doświadczalną i gwiazdami podwójnymi (patrz rozdział 2). Michell zauważył, że pocisk wystrzelony z powierzchni Słoń- ca, aby wydostać się spod jego wpływu, potrzebowałby prędkości równej około jednej pięćsetnej prędkości światła. Uświadomił sobie, że taka prędkość ucieczki (jak byśmy ją dzisiaj nazwali) mogłaby być znacznie większa w przypadku obiektu masywniej- szego niż Słońce - z prostych obliczeń wykorzystujących newtonowską teorię grawitacji wynika, że prędkość ucieczki z dala * Edgar Allan Poe: Opowiadania. Przełożył Stanisław Wyrzykowski. Czytelnik, Warszawa 1986, tom I, s. 244. PRZED POCZĄTKIEM • 105 o zadanej gęstości jest proporcjonalna do jego promienia. Michell stwierdził więc: Gdyby promień kuli o takiej samej gęstości jak Słońce był większy od promienia Słońca 500 razy, a światło byłoby przy ciągane tą samą siłą, proporcjonalną do jego vis tnertiae, któ rą działa na inne ciała, całe światło wysłane z takiego obiek tu zostałoby zmuszone do powrotu dzięki samej grawitacji. Michell sugerował więc, że najbardziej masywne ciała mogą być niewykrywalne, bo nie da się zarejestrować ich promienio- wania, ale mogą wpływać grawitacyjnie na materię znajdującą się w ich pobliżu. Podobną ideę wysunął w 1796 roku Pierre Simon de Łapiące w swoim dziele Exposition du systóme du monde. Co ciekawe, usunął on ten szczególny fragment z późniejszych wydań: nie jest jasne, dlaczego - prawdopodobnie przestał wierzyć w poprawność rozumowania, które wymagało wyobrażenia sobie światła jako cząstek balistycznych. Teoria Newtona nie stosuje się do sytuacji, gdy wywołany przez grawitację ruch odbywa się z prędkością bliską prędkości światła. Ogólna teoria względności jednak całkiem dobrze radzi sobie z sytuacjami, gdy grawitacja jest niezwykle silna, jak to ma miejsce w czarnych dziurach - i to właśnie tam równania Einsteina prowadzą do najbardziej niezwykłych wniosków. Czarne dziury według Einsteina Upłynął niecały rok od ogłoszenia przez Einsteina ogólnej teorii względności, gdy niemiecki astronom Kar! Schwarzschild zasto- sował ją do obliczenia, jak zachowuje się grawitacja wokół sfe-rycznie symetrycznej masy. Einstein zbadał już, jak światło po- winno się zakrzywiać w pobliżu Słońca, ale to wymagało jedynie przybliżonych rachunków, ponieważ grawitacja w Układzie Słonecznym jest słaba, a zatem odchylenie - małe. Wiedział on, że jego równania trudno będzie dokładnie rozwiązać, więc entu- 106 • PRZED POCZĄTKIEM zjastycznie przyjął wiadomość o znalezieniu takiego rozwiąza nia. Schwarzschild zmarł wkrótce potem na chorobę, której się nabawił, gdy jako porucznik artylerii służył w armii niemieckiej. Schwarzschild przeprowadził swoje obliczenia ponad 50 lat przed odkryciem gwiazd neutronowych - pierwszych obiektów, w których grawitacja była wystarczająco silna, aby w drama tyczny sposób mogły się ujawnić charakterystyczne cechy teo rii Einsteina. Po pierwsze, upływ czasu ulega zniekształceniu: ze gar na powierzchni gwiazdy tykałby wolniej z punktu widzenia odległego obserwatora. Po drugie, wiąże się z tym grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni: promieniowanie docierające z po wierzchni gwiazdy do odległego obserwatora ma zmniejszoną częstość (czyli większą długość fali). Na powierzchni gwiazdy neutronowej efekty takie mogą nawet sięgać 30%. Co by się jednak stało, gdyby gwiazda neutronowa zapadała się dalej lub gdyby w tej samej objętości znalazło się więcej ma sy? Z uścisku grawitacji nie mogłoby się wówczas wydostać na wet światło. Okazuje się, że minimalny promień, z jakiego świa tło może jeszcze uciec - chociaż to właściwie przypadek - jest dokładnie taki sam, jak obliczył Michell. Przy tym tzw. promie niu Schwarzschilda grawitacyjne przesunięcie ku czerwieni jest nieskończone. W tej odległości od środka tworzy się horyzont, który zasłania wnętrze - półprzepuszczalna błona, którą można przekraczać tylko w jednym kierunku. W pobliżu czarnej dziury promienie świetlne zakrzywiają się jeszcze bardziej niż wokół gwiazdy neutronowej. Eksperymenta tor znajdujący się tuż za horyzontem musiałby wysłać promień świetlny niemal dokładnie w kierunku radialnym, aby uniknąć jego zawrócenia i wciągnięcia do czarnej dziury. Nikt, kto ośmie liłby się wejść do środka, nie mógłby wysyłać do zewnętrznego świata żadnych sygnałów świetlnych - wygląda to tak, jakby sa ma przestrzeń była wciągana do środka szybciej, niż przemiesz cza się w niej światło. Spadający swobodnie astronauta mógłby dostać się do środka, nie doświadczając w chwili mijania horyzontu niczego szczególnie niezwykłego. Wtedy jednak nie byłoby już ucieczki. Zewnętrzny obserwator nie zobaczyłby, co się dalej dzieje z astronauta: podczas spadania zegar związany CZARNE DZIURY; BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 107 z astronauta coraz bardziej by zwalniał, więc sprawiałby on wrażenie przygwożdżonego do horyzontu, zamrożonego w czasie. Rosyjscy teoretycy, Zeldowicz i Nowikow, którzy badali, w Jaki sposób w pobliżu zapadniętych obiektów odkształca się czas, ukuli określenie „zamrożone gwiazdy". Termin „czarna dziura" pojawił się dopiero w 1968 roku, kiedy John Wheeler opisał, w Jaki sposób zapadający się obiekt „z milisekundy na milisekundę świeci coraz słabiej [...] światło i cząstki nadbiegające z ze- wnątrz [...] wpadają do czarnej dziury tylko po to, by zwiększyć jej masę i przyciąganie grawitacyjne". Większość obiektów w naszym Wszechświecie wiruje, w wyniku czego nie są sferyczne. Rozwiązanie Schwarzschilda Jest więc zbyt szczególne, aby mogło się stosować do rzeczywistych obiektów. W 1963 roku Nowozelandczyk Roy Kerr znalazł bardziej ogólne rozwiązanie równań Einsteina, które opisywało zapadnięty, obracający się obiekt. Podobnie jak w przypadku Schwarzschilda, i tu horyzont przesłania egzotyczne wnętrze. Przestrzeń zachowuje się jednak jak wir: sąsiednie ciała nie tylko wpadają do środka (jeśli znajdą się zbyt blisko), ale zmuszane są do wirowania. Wnętrza czarnej dziury nie można obserwować z bezpiecznej odległości. Ktoś, kto ośmieliłby się wybrać do Jej środka, musiałby się charakteryzować niezwykłą żądzą przygód! Co by się wtedy stało? Spadający astronauta odczuwałby coraz silniejsze oddziaływania pływowe (różnicę pomiędzy przyspieszeniem grawitacyjnym rąk i stóp). W ciągu skończonego czasu - mierzonego na spadającym wraz z astronauta zegarze - siły te stałyby się nieskończone. W czarnej dziurze Schwarzschilda rosnące siły pływowe na zmianę rozciągałyby i ściskały astronautę z coraz większą częstością i natężeniem. W obracającej się czarnej dziurze naprężenia te stają się nieskończone na obszarze w kształcie pierścienia, a nie w punkcie. Kerr natychmiast zdał sobie sprawę z tego, że otwiera to jeszcze bardziej niezwykłe perspektywy. W wielkim podnieceniu powiedział kiedyś swojemu koledze: „Przejdź przez ten magiczny pierścień i - presto! - znajdujesz się w zupełnie innym wszechświecie, gdzie promień oraz masa są ujemne". 108 • PRZED POCZĄTKIEM Na zewnątrz czarnej dziury W latach sześćdziesiątych nie było jasne, czy rozwiązania Schwarzschilda i Kerra opisują typowe czarne dziury, czy ra czej są to wyidealizowane i nietypowe przypadki, na które na tknęli się teoretycy po prostu dlatego, że dla nich najłatwiej by ło rozwiązać równania Einsteina. Obecnie wiemy, że nie mogą istnieć żadne inne rodzaje czarnych dziur. Uzmysłowienie so bie tego faktu ma kluczowe znaczenie dla zrozumienia rzeczywi stego Wszechświata. Gdy obserwujemy czarne dziury z zewnątrz, wszystkie wyglądają tak samo - nie ma śladów, które pomogły by określić, jak dana czarna dziura powstała lub jakiego rodza ju obiekty pochłonęła. Dowody prawdziwości tego twierdzenia powstały na początku lat siedemdziesiątych dzięki połączonym wysiłkom kilku teoretyków. Gdy odkryte zostało rozwiązanie Kerra, wydawało się, że opisuje ono szczególną, symetryczną sytuację. Rozwiązanie to nabrało jednak olbrzymiego znacze nia, gdy teoretycy uświadomili sobie, że opisuje ono czasoprze strzeń wokół dowolnej czarnej dziury. Zapadający się obiekt szybko dochodzi do typowego, stacjonarnego stanu, który moż na w pełni scharakteryzować za pomocą zaledwie dwóch liczb: jednej, która określa jego masę, i drugiej, która wyznacza mo ment pędu. (W zasadzie trzecią taką liczbą jest ładunek elek tryczny, ale gwiazdy nigdy nie mają wystarczająco dużego ła dunku elektrycznego, aby odgrywał on w tym przypadku jakąś rolę). Czarne dziury są „duchami" umarłych masywnych gwiazd, które się zapadły, odcinając się od reszty Wszechświata i pozo stawiając po sobie tylko grawitacyjny znak zamrożony w prze strzeni. W pobliżu czarnych dziur przestrzeń i czas zachowują się w wysoce „nieintuicyjny" sposób. Na przykład na powierzchni czarnej dziury czas się zatrzymuje: obserwator zawieszony w tym miejscu byłby świadkiem całej przyszłości zewnętrznego Wszechświata w czasie, który subiektywnie wydawałby się mu krótki. Zjawisko grawitacyjnego zapadania ma duże znaczenie dla fl-2y}/d, ponieważ (jak opiszemy później) do zrozumienia, co się wtedy dzieje, potrzeba całkiem nowych pojęć (tak jak w przypadku CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 109 pierwszych chwil Wielkiego Wybuchu). Paradoksy związane z czarnymi dziurami mają tak fundamentalne i dalekosiężne Im- plikacje, jak tajemnice, na które natrafili współcześni Einsteinowi fizycy na początku XX wieku i które zapoczątkowały rozwój teorii względności oraz mechaniki kwantowej. Istnienie czarnych dziur wyklucza możliwość, aby przestrzeń i czas stanowiły jed- nolite kontinuum. Niewykluczone, że są bramami do Innych czasoprzestrzeni, wyrastających z naszej. Istnienie czarnych dziur nie tylko umożliwia, lecz wręcz wymaga poszerzenia kosmicznej perspektywy, w której nasz Wszechświat - wszystko, co astronomowie obserwują - będzie tylko jednym z elementów zbioru. Czarne dziury Jako umarłe gwiazdy? Czy jednak czarne dziury rzeczywiście istnieją? Przez ponad 60 lat mieliśmy poważne powody, aby odpowiadać: tak. W roku 1930 młody zdolny Hindus, Subrahmanyan Chandrasekhar, zapisał się do Cambridge z nadzieją zostania jednym ze studentów Eddingtona. Podczas długiej podróży do Anglii rozmyślał o białych karłach - gęstych pozostałościach gwiazd, które nie wytwarzają już energii jądrowej. Doszedł do zaskakującego wniosku. Białe karły o masie większej niż i ,4 masy Słońca nie mogą istnieć: ciśnienie w ich wnętrzu nigdy nie będzie wystarczająco duże, aby przeciwdziałać grawitacji. Zrodziło się w ten sposób pytanie, co się dzieje, gdy cięższe gwiazdy wyczerpują swoje paliwo. Mogą one, oczywiście, w trakcie ewolucji odrzucić tak wiele materii, że ich końcowe masy będą niższe od granicy Chandrasekhara dla białych karłów. Zewnętrzne warstwy gwiazdy mogą zostać odrzucone w wybuchu supernowej, pozostawiając gwiazdę neutronową, jak to się prawdopodobnie stało w przypadku Mgławicy Krab. Istnieje jednak również granica masy gwiazdy neutronowej. Jest ona mniej dokładnie znana niż w przypadku białego karła, ponieważ zależy od zachowania się materii ściśniętej do gęstości przekraczającej kilkakrotnie gęstość jądra atomowego, ale niemal na pewno nie przewyższa trzech mas Słońca. 110 • PRZED POCZĄTKIEM Nie wszystkie gwiazdy są na tyle „przewidujące", aby pozbyć się wystarczająco dużej ilości gazu i znaleźć się bezpiecznie po- niżej tej granicy. Każda pozostałość po gwieździe o masie przekraczającej dwie lub trzy masy Słońca po wyczerpaniu energii ją- drowej zapadnie się całkowicie. Sądzi się, że supernowe, będące wynikiem wybuchu najcięższych gwiazd, o masie sięgającej 20 mas Słońca, pozostawiają po sobie raczej czarne dziury niż gwiazdy neutronowe. Niektóre masywne gwiazdy mogą nawet zapaść się do czarnej dziury, nie powodując żadnego widocznego wybuchu w rodzaju supernowej. Nasza Galaktyka powinna więc zawierać dużą liczbę zapadniętych grawitacyjnie obiektów. Jak możemy je znaleźć? Odkrycie czarnych dziur Gdy czarne dziury już powstaną, zachowują się raczej biernie i można mieć nadzieję na ich wykrycie głównie poprzez badanie grawitacyjnego wpływu, jaki wywierają na sąsiednie gwiazdy i gaz. Jednym z pierwszych fizyków, którzy wpadli na ten pomysł, był Jaków Zeldowicz. Zajmuje on wyjątkowe miejsce w historii współczesnej kosmologii, nie tylko dzięki własnym pracom, ale również ze względu na to, że od lat sześćdziesiątych jego szkoła w Moskwie wiodła prym w badaniach, które doprowadziły do wielu kluczowych odkryć, chociaż kosmologia i teoria względności były wcześniej w Związku Radzieckim ideologicznie podejrzane. Zeldowicz był Jednym z ostatnich wszechstronnie wykształconych fizyków - na wcześniejszych etapach swojej kariery zajmował się fizyką cząstek, dynamiką gazów i innymi dziedzinami, mimo że przez wiele lat pracował również nad stworzeniem radzieckiej bomby wodorowej. Zeldowicz miał wykształcenie techniczne bez wyższych studiów i początkowo specjalizował się w chemii. Swój początkowy brak zainteresowania fizyką przypisywał ultratradycyjnemu nauczaniu: jego nauczyciel czytał prawa Newtona najpierw po łacinie, a dopiero potem po rosyjsku. CZARNE DZIURY; BRAMY DO NOWEJ FIZYKI .111 Zeldowicz uświadomił sobie, że czarna dziura znajdująca się na ciasnej orbicie wokół gwiazdy powinna wyciągać gaz ze swo- jego towarzysza. Przechwycony gaz, wirując, wpadałby do czarnej dziury, przy czym jego ruch w miarę zbliżania się do niej byłby coraz szybszy. Ściskanie i tarcie rozgrzewałoby gaz do tego stopnia, że zacząłby wysyłać silne promieniowanie rentgenowskie. Gdyby materia napływała w sposób burzliwy i niejednostajny, natężenie promieniowania ulegałoby nieregularnym zmianom. Obserwacje w zakresie rentgenowskim ujawniają najbardziej energetyczne zjawiska we Wszechświecie - obecność najgorętszego gazu, najpotężniejszego pola grawitacyjnego czy najsilniejsze wybuchy. Jak już wspomnieliśmy, jednymi z pierwszych źródeł promieniowania rentgenowskiego, jakie odkryto, były wirujące gwiazdy neutronowe, które ściągają na siebie materię ze swego towarzysza w układzie podwójnym. Cygnus X-1 również należy do kategorii źródeł promieniowania rentgenowskiego i znajduje się w układzie podwójnym, ale różni się od gwiazd neutronowych tym, że jego emisja jest bardzo nieregularna i nie ma dobrze ustalonego okresu zmienności. Co więcej, masa tego źródła wynosi co najmniej sześć mas Słońca, a więc nie może ono być gwiazdą neutronową ani białym karłem. W naszej Galaktyce znamy teraz kilka innych kandydatów na czarne dziury, równie pewnych jak Cygnus X-1. Wszystkie znajdują się w układach podwójnych - krążą wokół nich zwykłe gwiazdy, których gaz wpada do czarnej dziury. Wszystkie są zbyt masywne, aby mogły być gwiazdami neutronowymi1, a tempo i nieregulamość zmian ich promieniowania rentgenowskiego zgadza się z hipotezą, że są to czarne dziury. Rozumowanie to nie jest do końca jednoznaczne: zawsze można zaproponować ad hoc jakieś wyjaśnienia, które nie odwołują się do obecności czarnej dziury. Oszacowanie prawdopodobieństwa, że rzeczywiście mamy do czynienia z czarnymi dziurami, zależy od tego, czy uważa się je za całkowicie absurdalne, czy też możliwe stadium końcowe gwiezdnej ewolucji. Alternatywne wyjaśnienia są zwykle zbyt wydumane, aby były przekonujące; jak mówi fizyk Edwin Salpeter: „Czarna dziura w Cyg X-1 to najbardziej konserwatywna hipoteza". 112 • PRZED POCZĄTKIEM Największe czarne dziury Czarne dziury, o których była mowa do tej pory, stanowią koń cowe stadium ewolucji gwiazd, a ich promienie sięgają 10-50 kilometrów. Poza naszą Galaktyką istnieją jednak dużo więk sze czarne dziury. Dowody na ich istnienie, chociaż pojawiły się później, są jeszcze bardziej przekonujące niż w przypadku obiek tów znajdujących się w naszej Galaktyce. W środkach niektórych galaktyk gaz i gwiazdy krążą i spadają do czarnej dziury o ma sie milionów, a nawet miliardów mas Słońca. Obserwujemy je ja ko kwazary, czyli silne źródła emisji radiowej. Te czarne dziury - a każda z nich jest większa niż Układ Słoneczny - to obszary, które już teraz doświadczyły losu, jaki spotka kiedyś wszystko, jeśli nasz Wszechświat ostatecznie się zapadnie.2 Gdy zewnętrzne źródło paliwa kwazara się wyczerpuje, kwa- zar się wyłącza. Najlepsze domysły na temat danych demogra ficznych kwazarów - ich liczby, czasu życia, pokoleń, które ży ły i wymarły - sugerują, że większość galaktyk przeszła przez fazę kwazara i w związku z tym może zawierać pozostałą po tym etapie, czającą się w środku czarną dziurę. Nawet spokojna czarna dziura, umarły kwazar, nieustannie przyciąga grawitacyjnie swoje otoczenie i pozostawia w środku galaktyki wiele mówiące ślady swojej obecności. Pierwszym z nich jest jaśniejszy punkt w centrum galaktyki - światło gwiazd, które czarna dziura zgromadziła wokół siebie. Drugą oznaką obecności czarnej dziury jest niewytlumaczalnie szybki ruch gwiazd lub obłoków gazu w pobliżu środka galaktyki. Największe szansę zaobserwowania takich zjawisk mamy, oczywiście, w pobliskich galaktykach. Gigantyczna galaktyka o nazwie M87 w Gromadzie w Pannie mieści w swoim środku czarną dziurę o masie około 3 miliardów mas Słońca. Ta monstrualna czarna dziura jest większa od całego Układu Słonecznego, z Neptunem i Plutonem włącznie. Kolejnym obiecującym przypadkiem jest nasz najbliższy duży sąsiad w przestrzeni kosmicznej - Wielka Mgławica w Andromedzie. Masa jej czarnej dziury wynosi jakieś 30 milionów mas Słońca. Mocnych dowodów na poparcie tych odkryć dostarczył Kosmiczny Teleskop CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 113 Hubble'a. który jest w stanie uzyskiwać ostrzejsze obrazy niż teleskopy naziemne. Czarne dziury, których masa przekracza miliard mas Słońca, są tak duże, że mogłyby pochłonąć gwiazdę w całości. Gwiazda wpadająca do nieco mniejszej czarnej dziury zostałaby najpierw rozdarta na kawałki, tworząc bardziej spektakularny pokaz pirotechniczny.3 Jeszcze bardziej przekonujące dowody na Istnienie superma-sywnych czarnych dziur pochodzą od radioastronomów, którzy posłużyli się specjalną metodą (siecią radioteleskopów rozmieszczonych na całym kontynencie), aby stworzyć mapę środka pobliskiej galaktyki NGC 4258 ze 100 razy większą dokładnością, niż mógłby to zrobić nawet Kosmiczny Teleskop Hubble'a. Odkryli oni gazowy dysk wirujący dokładnie tak, jak należy się spodziewać, jeśli znajduje się tam czarna dziura o masie 36 milionów mas Słońca. Jeśli rzeczywiście w większości okolicznych galaktyk tkwią czarne dziury, nasza Galaktyka wydawałaby się upośledzona, gdyby nie miała własnej. Tymczasem już w roku 1971 wraz z kolegą Donaldem Lynden-Bellem przedstawiłem silne (tak przynajmniej nam się wówczas wydawało) argumenty za tym, że ta domniemana czarna dziura Istnieje. Płaszczyzna Drogi Mlecznej, w której leży Słońce, wypełniona jest pyłem, zmniejszającym widoczność. W związku z tym do niedawna trudniej było się dowiedzieć, co się dzieje w naszej Galaktyce niż w Wielkiej Mgławicy w Andromedzie. Jednakże Reinhardowi Genzelowi i jego współpracownikom z Instytutu Maxa Plancka w Monachium udało się uzyskać w podczerwieni niezwykle ostre obrazy gwiazd w środku Galaktyki. Gwiazdy te poruszają się nadzwyczaj szybko i prawdopodobnie okrążają ciemny obiekt o masie 2,3 miliona mas Słońca. To około 10 razy mniej niż masa środka Andromedy, a zatem nasza Galaktyka nigdy nie była związana z silnym kwazarem. Galaktyki często zderzają się ze sobą i łączą. Gdyby każda z takich galaktyk zawierała masywną czarną dziurę, czarne dziury krążyłyby wokół siebie w nowo powstałej galaktyce, a następnie zderzyłyby się ze sobą. Połączenie dwóch czarnych dziur to proces związany z dynamiką samej przestrzeni i czasu. Rozwlą- 114 • PRZED POCZĄTKIEM zanie równań Einsteina w takiej gwałtownie niestabilnej, niesymetrycznej sytuacji stanowi wyzwanie, któremu nie są jeszcze w stanie sprostać nawet superkomputery. Podczas zderzenia odrzut mógłby nadać powstającej (połączonej) czarnej dziurze prędkość tak dużą, że zostałaby nawet wyrzucona z macierzystej galaktyki. Niewykluczone, że masywne czarne dziury, które powstały w galaktykach, przemierzają teraz przestrzeń międzyga-laktyczną. Matematyka, czyli osobliwe tajemnice wewnątrz czarnej dziury Równania Einsteina można szybko rozwiązać tylko w szczególnie prostych przypadkach - na przykład takich, jak zapadanie się Idealnie sferycznie symetrycznego obiektu lub rozszerzanie się modelowego, całkowicie jednorodnego Wszechświata. Czy są to wiarygodne przybliżenia tego, co dzieje się w bardziej realistycznych przypadkach? Zanim teoretycy mogli zacząć analizować takie sytuacje, jak zapadające się gwiazdy czy rozszerzające się wszechświaty, należało znaleźć nowe pojęcia matematyczne. Do zapoczątkowania tych badań najbardziej przyczynił się Roger Penrose, wówczas profesor Uniwersytetu Londyńskiego. Wprowadził on nowe metody matematyczne, które pozwoliły wykazać, że osobliwości pojawiające się wtedy, gdy siła grawitacji zmierza do nieskończoności, są głęboko zakorzenione w strukturze przestrzeni i czasu. Gdy rozwiązanie równania „wybucha" - kiedy, można by rzec, dymi się z komputera - na ogół oznacza to, że teoria się załamuje, czyli w jakiś sposób staje się nieadekwatna. Wszystko, co imploduje w idealnie symetryczny sposób, zderza się oczywiście w środkowym punkcie: siła grawitacyjna staje się wtedy nieskończona, nawet w teorii Newtona. Ta nieskończoność jest skutkiem symetrii - gdyby zapadanie nie przebiegało dokładnie radialnie, różne części obiektu nie trafiłyby w siebie. Jednakże w teorii Einsteina nawet w ogólnym przypadku kolaps prowadzi do osobliwości - dodatkowa energia kinetyczna CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 115 ruchów nieradialnych odpowiada dodatkowej masie, a więc efektywnie zwiększa przyciąganie grawitacyjne wszystkich części obiektu. Zawsze gdy formuje się czarna dziura, w jej wnętrzu musi powstać osobliwość. Pierwszy raz Penrose mówił o tym na wykładach w Cambridge w 1965 roku. Byłem wtedy na pierwszym roku studiów, nie miałem więc wystarczającego przygotowania matematycznego, aby wszystko zrozumieć. Wnioski byty jednak oczywiste. Penrose pokazał, że teoria Einsteina przewiduje swoją własną niezupełność. Pojawienie się nieskończoności w teorii oznacza, że wchodzi w grę nowa fizyka. Co się wtedy dzieje, pozostaje zagadką - przestrzeń może w bardzo malej skali zmieniać swoją naturę, mogą się pojawiać dodatkowe wymiary, niektóre obszary mogą się odrywać lub nawet tworzyć nowe wszechświaty. (Będzie jeszcze o tym mowa w rozdziale 14). Z twierdzeń Penrose'a wynika również, że u początku naszego Wszechświata musiała istnieć osobliwość, nawet jeśli Wielki Wybuch był niesymetryczny i nieregularny.4 W pierwszych latach po ogłoszeniu teorii Einsteina jej głów nym obrońcą i interpretatorem w Cambridge był Eddington. Czterdzieści lat później, gdy teoria względności przeżywała rene sans, jej najbardziej wpływowym zwolennikiem okazał się Den- nis Sciama (którego poglądy kosmologiczne przedstawiliśmy już w rozdziale 2). To właśnie on zachęcił Penrose'a, który początko wo zajmował się czystą matematyką, aby poświęcił swój czas teorii względności. W latach sześćdziesiątych Sciama przycią gał i inspirował rzesze studentów i w ten sposób przyczynił się do wielu kluczowych odkryć w teorii względności i kosmologii. Jednym z tych studentów był Stephen Hawking, którego Scia ma zachęcił do udziału w wykładach Penrose'a. Wykłady te były poświęcone metodom matematycznym, które Penrose i Hawking zastosowali później we wspólnych badaniach nad zapadaniem (kolapsem) grawitacyjnym. Wyniki tej pracy zostały uporządkowane w postaci bardzo za awansowanej matematycznie książki The Large-Scale Structure ofSpacetime (Wietkoskalowa struktura czasoprzestrzeni, którą Hawking napisał wspólnie z George'em EUisem, kolejnym studen- 116 • PRZED POCZĄTKIEM tem Sciamy. Dzięki tej książce i pracom nad naturą czarnych dziur Hawking został w latach siedemdziesiątych uznany za jed nego z liderów badań nad teorią względności. Już wtedy nie cie szył się dobrym zdrowiem. Nikt z nas nie przewidywał wówczas późniejszych zaskakujących etapów jego kariery. Najbardziej godnego uwagi odkrycia - parowania czarnych dziur - dokonał w 1974 roku (opiszemy je dokładniej w rozdziale 11). Był to Jed nak dopiero początek ciągu coraz donioślejszych odkryć, który trwa do dziś. Nikt z wyjątkiem Einsteina (i może Penrose'a) nie wniknął głębiej w naturę grawitacji. I żaden fizyk od czasów Ein steina nie cieszył się tak powszechną sławą na całym świecie. Gdy Hawking otrzymywał honorowy tytuł w Cambridge, oso ba przemawiająca w imieniu uniwersytetu zacytowała pochwa łę Epikura autorstwa Lukrecjusza: Mąż ów daleko przestąpił płomienne rubieże świata, Przemierzył cały bezmiaru ogrom umysłem i duchem;* Podziw dla jego nieustannych osiągnięć wzrósł jeszcze bardziej wskutek jaskrawego zestawienia jego fizycznych ograniczeń z umysłem „przemierzającym kosmos". Fascynacja publiczności jego osobą byłaby znacznie mniejsza, gdyby osiągnął podobną pozycję (na przykład) w biologii molekularnej czy chemii. Sława Hawkinga miała, oczywiście, swoje źródło w książce, bardzo różniącej się stylem od tej, którą napisał z George'em El-lisem - popularnej Krótkiej historii czasu. Cudowną cechą tej książki było to, że w ogóle powstała. Po skończeniu pierwszej wersji Krótkiej historii czasu zdrowie Hawkinga uległo dalszemu po- gorszeniu, w wyniku czego przez pewien czas był zupełnie unieruchomiony i mógł się porozumiewać, kierując jedynie wzrok na odpowiednią część dużej tablicy, na której wypisany był alfabet. Bez techniki komputerowej nigdy nie potrafiłby przekazać jakichkolwiek myśli wykraczających poza najbardziej elementarne prośby. Sterowany dźwignią edytor tekstu pozwolił mu jednak, cho- * Titus Lucretius Carus: O naturze rzeczy. Przełożył Grzegorz Żurek. PIW, Warszawa 1994,s. 54. CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 117 ciąż z trudem i bardzo powoli, ukończyć książkę. Syntezator mowy umożliwia mu prowadzenie rozmów, a nawet (przy wcześniejszym starannym zaprogramowaniu) wygłaszanie publicznych wykładów, cieszących się olbrzymią popularnością. Niewykluczone, że rozwój metod mechanicznego tłumaczenia tekstu sprawi wkrótce, że bez dodatkowego wysiłku, będzie można wygłaszać wykłady dla publiczności w Japonii lub Korei w jej własnych językach. Uczeni zwykle ograniczają swoje pisarstwo do artykułów, które ukazują się w specjalistycznych czasopismach po uprzednim zrecenzowaniu przez (najczęściej anonimowego) kolegę, którego zadaniem jest stwierdzić, czy artykuł warto publikować. Taki jest formalny system, w ramach którego powstaje naukowe porozumienie. Czasopisma te - to, co naukowcy nazywają „literaturą" - są jednak niedostępne dla osób spoza dziedziny. Obecnie pełnią one raczej rolę archiwów, do których nie sięgają nawet sami badacze, posługujący się nieformalnymi reprintami, pocztą komputerową i uczestniczący w konferencjach.5 Zasadnicza zawartość artykułów naukowych - a przynajmniej tych, które wytrzymają próbę czasu - w końcu dociera do wiadomości publicznej. Większość naukowców miałaby ze swojej pracy mniejszą satysfakcję, gdyby nasze badania nigdy nie wydostawały się poza krąg specjalistów. Oddziaływania i zasięgu, jakie stały się udziałem Stephe-na Hawkinga dzięki Krótkiej historii czasu, nie da się porównać z niczym. Niestety, sukces ten miał jeden negatywny skutek: książka zwróciła na siebie uwagę filozofów i teologów i została poddana zbyt dokładnej analizie. Czy Einstein miał rację? Renesans badań nad grawitacją, jaki rozpoczął się w latach sześćdziesiątych, był po części związany z wprowadzeniem lepszych metod matematycznych, ale przyczyniły się do niego także odkrycia obserwacyjne. Po raz pierwszy astronomowie uświadomili sobie, że we Wszechświecie - nawet w naszej Galaktyce - Istnieją takie miejsca, gdzie zjawiska relatywistyczne mogłyby wywierać niezwykle skutki. Ożywienie, jakie panowało w tamtych 118 • PRZED POCZĄTKIEM czasach, dobrze podsumował Thomas Gold. W czasie poobied niego przemówienia na pierwszej wielkiej konferencji poświęco nej nowej dziedzinie, astrofizyce relatywistycznej, zorganizowa nej w Dallas w 1963 roku, powiedział: „(...] relatywiści wraz z ich skomplikowaną pracą nie są tylko wspaniałym ornamentem kultury, ale mogą rzeczywiście być użyteczni dla nauki! Wszy scy są zadowoleni: relatywiści, którzy czują się doceniani, astro fizycy, ponieważ poszerzyli swoją dziedzinę, [...] wszystko to jest bardzo miłe, miejmy więc nadzieję, że to prawda". Ogólna teoria względności ma tę zaletę, że oferuje konkretne przewidywania. Jakakolwiek niezgodna z nią obserwacja lub wynik eksperymentu byłby dla niej śmiertelny - teorii tej nie dałoby się dopasować poprzez niewielkie poprawki i dostroje nia. Dlatego warto wymyślać nowe testy. Odkrycie czarnych dziur otwiera drogę do sprawdzenia najbardziej niezwykłych wniosków z teorii Einsteina. Obiekty takie jak Cygnus X-1 i środki galaktyk to miejsca, gdzie nasz Wszechświat został podziurawiony poprzez akumula cję i zapadnięcie się olbrzymich mas do postaci, którą można do kładnie opisać za pomocą całkiem prostych wzorów (rozwiązanie Kerra równań Einsteina). Jak zauważył Roger Penrose: „To śmiesz ne, że najbardziej niezwykły i najmniej poznany obiekt astrofi zyczny, czarna dziura, jest jednocześnie obiektem, który potrafi my opisać za pomocą teorii w najbardziej kompletny sposób". Największe nadzieje na porównanie obserwacji z teorią grawi tacji wiąże się z bardzo masywnymi czarnymi dziurami. Czarna dziura o masie gwiazdy powstaje po osiągnięciu gęstości jądro wych, jej opis jest więc obciążony wszystkimi niepewnościaml, jakie niesie ze sobą fizyka wysokich energii. Natomiast czarne dziury w jądrach galaktyk, mimo że masa niektórych z nich wy nosi miliardy mas Słońca, mogą powstawać, mając gęstość nie większą od powietrza.6 Promieniowanie takich obiektów pochodzi od gorącego gazu, który, wirując, spada do głębokiej studni grawitacyjnej. Ma ono duże przesunięcie Dopplera oraz dodatkowe przesunięcie ku czerwieni związane z silną grawitacja. Pomiary tego promieniowania, zwłaszcza w zakresie rentgenowskim, mogą dostarczyć in- CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 119 formacji o przepływie materii w bliskim sąsiedztwie czarnej dziury i pomóc stwierdzić, czy „kształt przestrzeni" w jej pobliżu zgadza się z przewidywaniami Schwarzschllda i Kerra.7 Jeszcze głębsze tajemnice kryje w sobie wnętrze czarnej dziury. Warunki panujące na „powierzchniach" olbrzymich czarnych dziur, podobnych do tej w M87, nie są niebezpieczne. Gwiazda mogłaby wpaść pod horyzont, zanim zostanie rozerwana, a więc (w zasadzie) mógłby to uczynić również astronauta. Ciągle miałby on jeszcze przed sobą kilka godzin, albo nawet dni, na swobodne przeprowadzenie obserwacji, zanim niepokojąco zbliży się do centralnej osobliwości. Ale co się wtedy stanie? Jeśli czarna dziura nie obraca się i nie była niepokojona przez długi czas, siły pływowe rozciągną spadającego astronautę w kierunku radialnym. W bardziej realistycznej czarnej dziurze siły pływowe potrząsałyby nim coraz gwałtowniej - co doprowadziłoby do jego, jak się potocznie mówi, spaghettiflkacji. Bardziej spekulatywne rozważania mówią o przejściu do innej przestrzeni, a może nawet do nowego wszechświata inflacyjnego (patrz rozdział 14). Takie jest znaczenie czarnych dziur - wirów w środkach galaktyk i ich odpowiedników w małej skali, krążących wokół innych gwiazd w naszej Galaktyce - dla kosmologii. Spójny i niespójny postęp Ogólna teoria względności, czyli fizyka grawitacji, stanowi ciekawy przypadek dla badaczy historii nauki. Zasadniczy postęp pojęciowy, jaki dokonał się od lat sześćdziesiątych, można przypisać współpracy i wzajemnemu oddziaływaniu niewielkiej grupy uczonych. Niemal wszyscy wywodzili się z trzech szkól naukowych - pracujących pod kierunkiem Zeldowicza w Moskwie, Sclamy w Cambridge i Wheelera w Princeton. Co więcej, ich kontakty były prawie zawsze konstruktywne i miały charakter współpracy. (Wydana niedawno książka amerykańskiego teoretyka Kipa Thome'a Blade Holes and Timewtups, czyli Czarne dziwy i zmarszczki czasu, ukazuje ową grupę badaczy z jego perspektywy). Pod tym względem współpraca ta różniła się od innych 120 • PRZED POCZĄTKIEM badań, o których mowa w tej książce: postęp nauki zazwyczaj od bywa się w bardziej gwałtowny i mniej spójny sposób. Astronomowie są odkrywcami: przypadkowe znaleziska ciągle odgrywają rolę w ich pracy. Niewiele zjawisk udało się popraw nie przewidzieć, chociaż teoretycy często czują (a czasami na wet mówią): „Teraz widzę, że mogłem na to wpaść wcześniej". Większość odkryć była dla teoretyków zaskoczeniem i na po czątku wprawiała ich w zakłopotanie. Czasami obraz szybko się przejaśnia: pojawia się prawdopodobna interpretacja i osiąga się porozumienie. Czasem jednak bezowocnie próbujemy zin terpretować fragmentaryczne dane, podczas gdy rok czy dwa la ta później kolejne dowody pokazują, że wszystkie wcześniejsze pomysły lub (jeśli mamy szczęście) wszystkie z wyjątkiem jedne go były niewypałami. Na przykład w promieniowaniu mikrofalo wym szybko rozpoznano pozostałość wczesnego Wszechświata (rozdział 3), nie trwało też długo, zanim przyjęło się uważać pul- sary za wirujące gwiazdy neutronowe (rozdział 4). Nie wszystkie zjawiska udaje się szybko zaklasyfikować: cza sami zagadka musi czekać na rozwiązanie przez dziesięciolecia. Gdy przyjrzymy się na przykład badaniom nad kwazarami w cią gu 30 lat od ich odkrycia (rozdział 2), postęp wyda nam się przy gnębiająco powolny. Czasami z kolei mamy wrażenie, że dana dziedzina rozwija się bardzo szybko, ale tak naprawdę dzieje się to powoli, w serii zygzakowatych zmian zależnych od pojawiania się i znikania kolejnych mód. W pewnym sensie kwazary odkryto zbyt wcześnie. Gdyby na nie natrafiono już po stworzeniu pełnej teorii czarnych dziur i zaznajomieniu się z wydajnością grawitacyjnych źródeł energii na przykładzie pulsarów i zwartych źródeł promieniowania rent genowskiego, szybciej zrozumiano by, w jaki sposób naprawdę działają centralne siłownie kwazarów. Wiele niezwykłych pomysłów, które cieszyły się popularnością w początkowym okresie badań nad kwazarami, zupełnie zarzucono. Całkowite obalenie jakiejś koncepcji zdarza się jednak w astrofizyce rzadko: konkurencyjne wyjaśnienia istnieją przez długi czas. Cyn'k mógłby dowodzić, że trwają one tylko dzięki swoim zwolennikom, biegłym w zastępowaniu lub łataniu zepsutych czę- CZARNE DZIURY; BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 121 ści tak, aby stare, rozklekotane wehikuły nadawały się dojazdy. Takie podejście niekoniecznie jest uzasadnione i aby wyjaśnić, dlaczego, muszę zrobić krótką dygresję na temat metodologii. Mówi się nam, że nauka powstaje w następujący sposób: dane sugerują hipotezę, a ta z kolei podsuwa kolejne testy, w wyniku których początkowa hipoteza jest odrzucana lub doskonalona. Ta prosta procedura przystaje do rzeczywistości na przykład w fizyce cząstek, gdzie, nie tracąc niczego, można zredukować fundamentalne wielkości do kilku podstawowych stałych i równań. Inne nauki mają jednak do czynienia ze skomplikowanymi, nieredukowalnymi wielkościami i nie można oczekiwać, że jakikolwiek model teoretyczny będzie w stanie wyjaśnić każdy szczegół. W geofizyce na przykład koncepcje dryfu kontynentalnego i tektoniki płyt doprowadziły niewątpliwie do znacznego postępu, nie możemy jednak od nich oczekiwać wyjaśnienia kształtów Ameryki i Afryki. Próby zrozumienia zjawisk fizycznych powinny koncentrować się na tych własnościach danych, które rzeczywiście weryfikują najważniejsze hipotezy, i nie powinny się rozpraszać na próbach wyjaśnienia czegoś, co jest przypadkowe lub drugorzędne. Bardzo często nasz obraz jest rodzajem naszkicowanej szybko karykatury, chociaż możemy mleć nadzieję, że podobnie jak dobra karykatura, podkreśla on - a nie zaciemnia - istotę zjawiska. Epilog Po pionierskich osiągnięciach z czasów studenckich dotyczących tego, jak gwiazdy kończą swoje życie, Chandrasekhar (znany powszechnie jako Chandra) zainteresował się innymi tematami. Jego styl prowadzenia badań był niezwykły. Wybierał zagadnienie i zgłębiał je przez kilka lat. Następnie porządkował swoje przemyślenia w postaci książki i zaczynał zajmować się czymś innym. Jemu zawdzięczamy klasyczne teksty na temat struktury gwiazd, dynamiki układów gwiazdowych, mechaniki płynów i innych szczegółowych dziedzin. Do studiów nad czarnymi dziurami powrócił jednak w późniejszych latach życia. 122 • PRZED POCZĄTKIEM Początek lat siedemdziesiątych był okresem heroicznym w ba daniach czarnych dziur. Teoretycy odkryli, że jeśli Einstein miał rację, czarne dziury nie występują w zróżnicowanej postaci, ale są do siebie podobne i - jak w przypadku cząstek elementar nych - aby je opisać, wystarczy podać masę i moment pędu. Astronomowie zaczęli podejrzewać, że czarne dziury nie są tyl ko teoretycznymi ikonstrukcjaml, ale mogą rzeczywiście istnieć w naszym Wszechświecie. Wywarło to na Chandrze głębokie wrażenie, zarówno pod względem estetycznym, jak i naukowym. W wygłoszonym w 1975 roku wykładzie powiedział: Najbardziej wstrząsającym doświadczeniem w całym moim życiu naukowym było uświadomienie sobie, że dokładne roz wiązanie równań ogólnej teorii względności Einsteina, uzy skane przez nowozelandzkiego matematyka Roya Kerra, sta nowi dokładny opis niezliczonej liczby masywnych czarnych dziur, które zamieszkują Wszechświat. Ten „dreszcz w obliczu piękna", ten niewiarygodny fakt, że odkrycie dokonane w trak cie poszukiwań pięknej matematyki znajduje swoje odbicie w naturze, zmusza mnie do powiedzenia, iż piękno jest tym, na co ludzki umysł reaguje w najgłębszym stopniu. Chandra miał już ponad 60 lat, gdy zaczął zajmować się badaniami czarnych dziur. Lubił cytować odpowiedź wielkiego fizyka lorda Rayleigha na stwierdzenie Thomasa Huxleya, że: „Uczeni powyżej sześćdziesiątki czynią więcej złego niż dobrego". Raylelgh (mający wówczas 67 lat) odpowiedział: „Może tak być, jeśli uczony zajmuje się krytykowaniem pracy młodszych ko- legów, nie widzę jednak powodu, aby musiało tak być, jeśli zajmuje się sprawami, na których się zna". Tej właśnie reguły naj- widoczniej trzymał się Chandra. Nigdy w pełni nie zaznajomił się z metodami matematycznymi wprowadzonymi przez Rogera Penrose'a, które tak bardzo przyspieszyły rozwój tej dziedziny. Jego własny wkład polegał raczej na zastosowaniu bardziej kla- sycznych metod, którymi posługiwał się już w innych przypadkach. CZARNE DZIURY; BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 123 Wykorzystując metody, których tradycyjnie używano do badania modów drgań bębna lub ziemi i oceanów, analizował, w Jaki sposób zachowują się czarne dziury, gdy ich równowaga zostanie zaburzona. Sposób ten w pewnym sensie stanowi uzupełnienie metod wprowadzonych przez Penrose'a: stosując go, nie można opisać ogólnego przypadku kolapsu, który nie jest w szczególny sposób symetryczny, ale pozwala uzyskać ilościowy obraz tego, co dzieje się w przypadku zaburzenia czarnej dziury (na przykład przez mniejszy obiekt wpadający do niej lub krążący wokół niej po ciasnej orbicie). Metody te umożliwiają badanie czarnych dziur w podobny sposób jak sejsmolodzy poznają strukturę Ziemi, analizując różne mody drgań, które powstają w skorupie po trzęsieniu ziemi. Chandra wyróżniał się spośród innych uczonych pod względem Intelektualnego wigoru, który w połączeniu z samodyscypll-ną pozwalał mu przeprowadzać najbardziej skomplikowane obliczenia matematyczne bez wytchnienia i (co równie godne podziwu) bezbłędnie. Przypominam sobie, jak pierwszy raz słyszałem jego wykład na seminarium w Cambridge. Przedstawiał swoje obliczenia na slajdach, które zmieniał ze straszliwą prędkością, ponieważ każde równanie było zbyt długie, by zmieścić się na pojedynczym slajdzie, i rozciągało się na kilka. Swoje wystąpienie zakończył typową dla niego uwagą: „Możecie sądzić, że posłużyłem się młotkiem do rozbicia jaj, ale rozbiłem je". Matematyczna wirtuozeria Chandry jest szczególnie dobrze widoczna w jego mającym 650 stron traktacie The Mathematiccd. Theory ofBIack Holes [Matematyczna teoria czarnych dziw). W pewnym stustronicowym rozdziale obliczenia są tak skomplikowane, a tok rozumowania tak zwięzły, że Chandra dodał następujący przypis: Uproszczenia, których należy dokonać, aby przejść do na stępnego etapu [w tym rozdziale], są często bardzo skompli kowane i czasami wymagają 10, 20, a nawet 50 stron prze kształceń. Gdyby któryś z czytelników chciał się podjąć dokładnego przejrzenia całych obliczeń, wyprowadzenia auto ra (na 600 standardowych stronach i w 6 dodatkowych ze- 124 • PRZED POCZĄTKIEM szytach) zostały zdeponowane w Bibliotece Josepha Regen- steina na Uniwersytecie w Chicago. Chandrę i jego pracę otacza taka aura, że ten godny podziwu i zawiły tekst został sprzedany w kilku tysiącach egzemplarzy. Nie Jest to, oczywiście, sukces, jaki osiągnęła Krótka historia czasu Hawkinga, jeśli jednak chodzi o stosunek liczby sprzedanych egzemplarzy do faktycznie przeczytanych, książka ta prawdopodobnie wyprzedza dzieło Hawkinga. Każdy czytelnik, który przebrnie przez tę pracę, może zareagować podobnie, jak w XIX wieku uczony Willlam Whewell zareagował na matematykę w Prtncipia mathematica Newtona: „Czujemy się, jakbyśmy się znaleźli w starożytnej zbrojowni, w której broń ma gigantyczne rozmiary [...] zastanawiamy się, co za ludzie mogli posługiwać się tym orężem, podczas gdy my ledwo możemy go unieść". Chandra miał 72 lata, gdy ukazała się jego książka o czarnych dziurach. Większość podejrzewała, że będzie to ostatnia monografia uczonego - rzeczywiście spinała ona jego karierę pasującą do całości klamrą, traktując o obiektach, których istnienie zapowiadały jego studenckie dokonania w Cambridge sprzed dziesięcioleci (przyniosły mu one tyle samo uznania, ile 50 lat późniejszych zmagań naukowych). Tymczasem Chandra w niesłabnącym tempie publikował kolejne specjalistyczne artykuły. Pochłonęła go też nowa pasja. Przez całe życie fascynowały go postacie sięgające najwyższych szczytów twórczości, zarówno w nauce, jak i w sztuce, w związku z czym oddal się szczegółowym badaniom prac Newtona, co zostało zwieńczone dziełem Newton's Principiafor the Common Reader (Principia Newtona dla każdego], mającym blisko 600 stron i opublikowanym w 1995 roku. Chandra chciał, aby dzieło poświęcone Principiom było jego ostatnią książką. W wieku 84 lat postanowił zakończyć swoją niezwykle wytrwałą działalność naukową. Zawsze krytycznie się odnosił do starszych uczonych, którzy bazowali na swojej reputacji, i uznał, że całkowite zaprzestanie badań jest lepsze niż ryzyko obniżenia lotów. Powiedział swoim kolegom: „Jest czas na wszystko i czas na zakończenie wszystkiego". Zmarł w sierpniu CZARNE DZIURY: BRAMY DO NOWEJ FIZYKI • 125 1995 roku i w tym samym miesiącu ukazał się jego ostatni artykuł. Nigdy się nie dowiemy, czy rzeczywiście udałoby mu się porzucić ten surowy reżim i zerwać z nawykiem myślenia, uczenia się i pracy. Niektórzy uczeni przestają pracować naukowo, gdy się starzeją. Innych wciąż nurtuje pragnienie zrozumienia świata, ale nie czerpią już satysfakcji z rozwiązywania rutynowych problemów. Tacy ludzie stawiają sobie cele przekraczające ich możliwości, atakując (a nawet twierdząc, że rozwiązali) fundamentalne problemy, które przerastają ich rzeczywiste umiejętności, co często wprawia innych w zakłopotanie.8 Żadna z tych dróg nie stanowiła pokusy dla Chandry. ROZDZIAŁ 6 OBRAZ I SUBSTANCJA: GALAKTYKI I CIEMNA MATERIA Tak jak widoczne stworzenie potne jest układów gwiezdnych i planetarnych Światów, w podobny sposób nieskończony bezmiar jest nieograniczonym zbiorem stworzeń podobnych do znanego Wszechświata. THOMAS WRIGHT z Durham (1752) Jeden z najbardziej uderzających widoków z przestrzeni kosmicznej stanowi Ziemia nocą. Na pierwszy rzut oka nie widać na niej żadnych struktur. Później jednak zaczynamy wychwytywać pewne wyraźne cechy - światła wielkich miast, płonące szyby naftowe na Bliskim Wschodzie oraz poświatę z milionów pieców na drewno w hinduskich aglomeracjach - i w ten sposób rozróżniać znajome kształty kontynentów i ich linie brzegowe. Ale większość ciał na powierzchni naszej planety nie świeci i gdybyśmy musieli wyciągać o niej wnioski jedynie na podstawie tego obrazu, byłyby one w części błędne i niekompletne. Tak właśnie się dzieje, gdy spoglądamy w kosmos. Teleskopy optyczne ciągle są bardzo ważne i dostarczają więcej informacji niż jakakolwiek inna metoda obserwacyjna: gwiazdy promieniują większość swojej energii w postaci światła widzialnego, a at- mosfera Ziemi jest dla niego przezroczysta. Radioastronomia otwiera jednak inne okno na Wszechświat. Na radiowym niebie widać zupełnie inne obiekty niż te, które przeważają na fotografiach wykonanych w świetle widzialnym. Nie jest przypadkiem, że w wyniku ewolucji nasze oczy stały się wrażliwe na światło, które przeważa w promieniowaniu słonecznym. Istnieje jednak wiele innych rodzajów promieniowania (na przykład ultrafiolet i promieniowanie rentgenowskie), na które nasze oczy nie reagują i którego nie przepuszcza atmosfe- PRZED POCZĄTKIEM . 127 ra Ziemi. W tych Innych zakresach emitują promieniowanie pewne nietypowe obiekty. Na przykład przeprowadzone z przestrzeni kosmicznej obserwacje rentgenowskie (patrz rozdział 5) mla-fy kluczowe znaczenie w poszukiwaniach czarnych dziur. Nasz obraz nawet najlepiej znanych galaktyk zmienił się dramatycznie. Okazały się one 10 razy większe i masywniejsze, niż wcześniej sądziliśmy. Obiekty, które tradycyjni astronomowie obserwowali i nazywali galaktykami, są zaledwie osadem na olbrzymich rojach niewidocznych obiektów zupełnie nieznanej natury. Grawitacja tej ciemnej materii łączy galaktyki i kształtuje ich strukturę. Ten punkt widzenia pojawił się dzięki uzupełnieniu nowymi metodami tradycyjnych obserwacji astronomicznych. O tym, czym naprawdę są galaktyki, dowiadujemy się dzięki obserwacjom prowadzonym ze statków kosmicznych, a także eksperymentom wykonywanym na dnie głębokich szybów kopalń. Droga Mleczna i inne galaktyki Upłynęło już ponad 400 lat od chwili, gdy Kopernik pozbawił Ziemię uprzywilejowanej pozycji, którą przyznała jej kosmologia Ptolemeusza, i opisał ogólny wygląd Układu Słonecznego w postaci, jaką dzisiaj przyjmujemy. Świadomość, że wraz ze Słońcem nie zajmujemy wyróżnionej pozycji we Wszechświecie, rosła stopniowo i właściwie proces ten nie zakończył się do dziś. W XVIII wieku William Herschel opisywał Drogę Mleczną jako płaską, zbudowaną z gwiazd strukturę w kształcie dysku, w której zanurzone jest Słońce. W tym samym czasie wielki filozof Immanuel Kant dowodził, że niektóre mgławice są osobnymi systemami, a nie częściami Drogi Mlecznej, ale dopiero po roku 1920 uświadomiono sobie, że jest ona całkiem typową galaktyką podobną do setek milionów innych, które można zobaczyć za pomocą dużego teleskopu, i że stanowią one podstawowe cegiełki składające się na cały Wszechświat. Z tego, że niektóre gwiazdy (inne słońca) świecą na nocnym niebie słabo, wynika, iż w porównaniu z ich fizycznymi rozmia- 128 • PRZED POCZĄTKIEM raml dzielą je wielkie odległości. (Gdyby Słońce zmniejszyć do rozmiarów kostki cukru, najbliższe gwiazdy znalazłyby się w od- ległości tysięcy kilometrów). Ryzyko, że kiedykolwiek jakaś inna gwiazda zderzy się z naszym Słońcem lub zbliży się na tyle, by wyrzucić planety z Układu Słonecznego, jest zatem niezwykle małe. Słońce utrzymuje się na orbicie wokół środka Galaktyki dzięki przyciąganiu grawitacyjnemu. Porusza się ono z prędkością 250 kilometrów na sekundę i wykonuje jeden pełny obieg w ciągu 200 milionów lat (roku galaktycznego). Gdyby na Drogę Mleczną spojrzał odległy obserwator. Słońce znajdowałoby się w odległości równej około dwóm trzecim promienia widocznego dysku. Zoo galaktyk Galaktyki są dla astronomii tym, czym ekosystemy dla biologii. Każda galaktyka przechodzi skomplikowaną ewolucję wewnętrz- ną. Cykl życia pojedynczych gwiazd - organizmów w galaktycznym ekosystemie - można prześledzić od narodzin w gazowych obłokach do (czasami gwałtownej) śmierci. Atomy, z których się składamy, pochodzą z całej Drogi Mlecznej, a tylko nieliczne przywędrowały z innych galaktyk. Obłoki gazu międzygwiazdowego wciąż się zagęszczają, tworząc nowe gwiazdy. Kosmiczny Teleskop Hubble'a dostarczył nam wspaniałych obrazów Mgławicy Orzeł i innych obłoków ga-zowo-pyłowych, w których takie procesy zachodzą. Jasne, niebieskie gwiazdy (jak te, które tworzą Trapez w gwiazdozbiorze Oriona) spalają swoje paliwo jądrowe tak szybko, że żyją stosunkowo krótko, co świadczy o tym, iż powstawanie gwiazd jest procesem ciągłym. Kiedy gwiazdy te umierają, zwracają większość swojej materii do przestrzeni międzygwiazdowej. Podstawowy proces zachodzący w naszej Galaktyce ma więc postać cyklu: gaz skupia się, tworząc gwiazdy, a pewna jego część powraca później do ośrodka międzygwiazdowego poprzez wiatry gwiazdowe i wybuchy supernowych i dostarcza budulca dla nowych pokoleń gwiazd. OBRAZ i SUBSTANCJA • 129 Każdy atom węgla, azotu i tlenu w Układzie Słonecznym powstał w gwiazdach, które umarły, zanim powstało Słońce. Część materii, która tworzy gwiazdy, pozostaje jednak uwięziona na stałe w tym sensie, że wchodzi w skład gwiazd o małej masie i długim czasie życia lub zwartych pozostałości po supernowych. Tak jak my znajdujemy się w typowym miejscu w naszej Ga- laktyce, Droga Mleczna jest typową przedstawicielką powszechnie występującego rodzaju galaktyk.ł Większość galaktyk można podzielić na układy dyskowe lub eliptyczne. W tych ostatnich gwiazdy nie tworzą dysku, lecz krążą po przypadkowych orbitach pod wpływem przyciągania grawitacyjnego innych gwiazd.2 „Tempo przemiany materii" nie jest takie samo we wszystkich galaktykach. Widoczne w niektórych galaktykach ramiona spiralne wyznaczają obszary, gdzie niezwykle szybko powstają nowe gwiazdy. Wydaje się, że ramiona są pewnego rodzaju trwałym układem fal w dysku, ciągle jednak nie ma satysfakcjonującego wyjaśnienia tego, co wzbudza i podtrzymuje taką falę. W galaktykach eliptycznych gaz uległ wyczerpaniu już dawno temu i po- wstaje tam niewiele gwiazd. Galaktyki w kształcie dysku nie zbliżyły się jeszcze do końcowego stanu, w którym praktycznie cały gaz byłby związany w gwiazdach o malej masie lub w pozostałościach po gwiazdach. Niektóre galaktyki uległy odkształceniu w wyniku przyciągania grawitacyjnego bliskiego sąsiada; są i takie, które zderzają się i łączą z inną pobliską galaktyką. Gdyby galaktykę dało się badać w laboratorium, moglibyśmy odkształcać ją i zaburzać na różne sposoby i przekonać się, jak się zachowuje: takie eksperymenty przeprowadza sama natura. Za pomocą komputerów naukowcy mogą, oczywiście, symulować spotkania galaktyk w coraz bardziej realistyczny sposób, ale to dzięki oddziałującym ze sobą galaktykom możemy porównywać takie symulacje z rzeczywistością. Dowiedzieliśmy się już, w Jaki sposób powstają gwiazdy, dlaczego świecą i jak ewoluują. Kwestia, dlaczego istnieją galaktyki, jest dużo bardziej skomplikowana niż ten sam problem w odniesieniu do gwiazd. Galaktyki pojawiły się we wcześniejszej i odległej epoce (patrz rozdział 7). Nie wiemy, które ich cechy 130 • PRZED POCZĄTKIEM można wyjaśnić za pomocą znanych obecnie praw, a które mają przyczyny sięgające najwcześniejszych chwil istnienia Wszech- świata - na galaktyki wywiera wpływ zarówno „genetyka", jak i środowisko. Najpierw jednak musimy się zmierzyć z głębszą tajemnicą. Okazuje się bowiem, że 90% masy każdej galaktyki wymyka się wyjaśnieniom. To, co widzimy, stanowi zaledwie 10% całkowitej substancji galaktyk. Cała reszta występuje w tajemniczej, ciemnej postaci. Nie zajdziemy daleko, jeśli nie dowiemy się czegoś więcej o tym dominującym składniku. Poszukiwania ciemnej materii Dziewiętnastowieczni astronomowie zauważyli, że planeta Uran zbacza z przewidzianej orbity. Urban Leverrier w Paryżu i John Couch Adams w Cambridge podejrzewali, że odchylenia te powoduje przyciąganie grawitacyjne innej planety, i posłużyli się prawami Newtona, aby obliczyć, gdzie na niebie powinna się znajdować ta planeta. Dzięki temu w 1846 roku Johann Galie z Obserwatorium Berlińskiego zaobserwował Neptuna - niestety, nie dokonali tego rodacy Adamsa, których ospałość jest ha- niebnym epizodem w historii brytyjskiej astronomii. (W Cambridge ciągle znajduje się teleskop, którego głównym tytułem do sławy jest to, że nie udało się za jego pomocą odkryć Neptuna). Tę samą w zasadzie metodę wykorzystuje się dzisiaj do wykry- wania obecności niewidocznych planet krążących wokół innych gwiazd (patrz rozdział l) i .ważenia" czarnych dziur poprzez śle- dzenie ruchu gwiazd krążących blisko wokół nich (patrz rozdział 5). Podobne metody, zastosowane na większą skalę, zmieniły nasze poglądy na to, z czego składa się Wszechświat. Wszystko, co obserwują astronomowie, okazało się niewielką i nietypową częścią tego, co istnieje. Dyski naszej Galaktyki i Wielkiej Mgławicy w Andromedzie zawierają oprócz gwiazd obłoki gazu. Gaz ten składa się głównie z wodoru. Atomy wodoru emitują promieniowanie o określonej długości fali w zakresie radiowym. Radloastronomowie mogą OBRAZ i SUBSTANCJA • 131 więc wykrywać te obłoki i (dzięki efektowi Dopplera) dowiadywać się, jak szybko się one poruszają. Niektóre obłoki znajdują się bardzo daleko - ich orbity sięgają poza zewnętrzną granicę wykrywalnego optycznie dysku. Gdyby położony tak daleko gaz odczuwał tylko przyciąganie grawitacyjne tego, co widzimy, powinien poruszać się wolniej, podobnie Jak Neptun i Pluton krążą wokół Słońca wolniej niż Ziemia. Tymczasem najbardziej odległy gaz porusza się tak samo szybko, jak gaz położony bliżej. Wynika stąd, że naszą Galaktykę otacza ciężkie, niewidoczne halo - gdyby Pluton poruszał się tak szybko jak Ziemia, podobnie doszlibyśmy do wniosku, że między orbitą Ziemi a orbitą Plutona musi się znajdować masywna, niewidoczna warstwa materii. Na jeszcze większych odległościach - obejmujących całe gromady galaktyk o średnicach kilku milionów lat świetlnych -sytuacja wygląda podobnie. W tym przypadku analogiczne rozumowanie przeprowadził już 60 lat temu Fritz Zwicky, szwąjcar-sko- amerykański fizyk, którego spekulacje na temat supernowych i gwiazd neutronowych przytaczaliśmy w rozdziale 4. Przypadkowe ruchy galaktyk wewnątrz gromady zmierzają do jej rozbicia. Tendencji tej przeciwdziała grawitacja, która, gdyby galaktyki nie poruszały się względem siebie, spowodowałaby ich skupienie się w środku gromady. Prędkości galaktyk (a przynaj- mniej ich składowa wzdłuż linii widzenia obserwatora) można zmierzyć dzięki efektowi Dopplera. Ku swojemu zaskoczeniu Zwicky odkrył, że galaktyki poruszają się tak szybko, iż gromady powinny się rozpadać - ich istnienie wymaga przyciągania grawitacyjnego czegoś dużo masywniej szego niż same galaktyki.3 Zwicky miał w rzeczywistości inny pomysł na zważenie gro- mad, który zastosowano naprawdę dopiero w latach dziewięćdziesiątych: określenie, w jakim stopniu zakrzywiają one światło. (Zakrzywienie promieni świetlnych odległych gwiazd przez grawitację Słońca, obserwowane w czasie zaćmienia całkowitego, dostarczyło słynnego i jednego z pierwszych potwierdzeń ogólnej teorii względności Einsteina). Zdjęcia gromad, zwłaszcza wykonane przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a, są wystarczająco ostre, aby można było na nich dostrzec olbrzymie ilości bardzo słabych galaktyk położonych dalej niż gromada. Niektóre z nich są 132 • PRZED POCZĄTKIEM zniekształcone i tworzą ciągi łuków, ponieważ gromada galaktyk działa jak olbrzymia soczewka, w której czynnikiem załamują cym światło Jest grawitacja. Ze sposobu odkształcenia i powięk szenia obrazów obiektów tlą możemy wnioskować o ilości ciem nej materii i Jej rozkładzie wewnątrz gromady. Z tych olbrzymich naturalnych soczewek korzystają również astronomowie zain teresowani ewolucją galaktyk, ponieważ dzięki soczewkom gra witacyjnym widoczne są odległe galaktyki, które w normalnych warunkach świeciłyby zbyt słabo, aby można Je było zobaczyć. Bez ciemnej materii gromady rozpadłyby się - a przede wszyst kim w ogóle by nie powstały. Ciemna materia wywiera dominujący wpływ grawitacyjny w kosmosie - wszystkie wielkoskalowe ruchy galaktyk są odpowiedzią na przyciąganie grawitacyjne. Uświadomienie sobie tego faktu zmienia obraz Wszechświata. Nie mamy jednak powodu czuć się zaskoczeni - ciemna materia może przybierać wiele postaci, a celem obserwatorów i teorety ków musi być zawężenie przedziału możliwości. Czym może być ciemna materia W późniejszych latach Zwicky propagował coś, co nazywał metodą morfologiczną - systematyczną procedurę służącą do wyczerpywania wszystkich wyobrażalnych możliwości. Bez takiego wsparcia twórczego myślenia mamy - wskutek ograniczoności naszej wyobraźni - skłonności do przeoczania wielu możliwości. Podejście morfologiczne jest na pewno potrzebne, gdy stajemy przed kłopotliwym problemem ciemnej materii. Oczywiste kandydatury z pewnością nie wyczerpują wszystkich możliwości. Małe, słabe gwiazdy są naturalnymi kandydatami na ciemną materię w galaktykach. Gwiazdy, które mają mniej niż 8% masy Słońca, nie rozgrzeją się do wystarczająco wysokiej temperatury, aby rozpocząć reakcje jądrowe, które powodują świecenie zwykłych gwiazd. Gwiazdy takie noszą nazwę brązowych karłów - określenie to wprowadziła Jill Tarter, amerykańska uczona, która jako jedna z pierwszych rozwijała ich teorię. Ilu takich obiektów możemy się spodziewać? Na razie teoria niewiele OBRAZ i SUBSTANCJA • 133 może nam powiedzieć. Proporcje liczby dużych i małych gwiazd, jakie powstają, określają tak skomplikowane procesy zachodzące w obłokach materii międzygwiazdowej, Jak te, które rządzą klimatem na Ziemi. Nawet najlepsze komputery nie pomogą nam stwierdzić, co się wtedy dzieje: procesy te trudno jest zbadać z tych samych powodów, dla których trudne jest przewidywanie pogody. Olbrzymia populacja brązowych karłów mogła powstać zaraz po ukształtowaniu się Galaktyki z pierwotnego gazu. Możliwe też, że Istnieje wiele obiektów o jeszcze mniejszych masach, bar- dziej podobnych do planet niż do gwiazd. Czy ciemną materię mogą tworzyć czarne dziury lub gwiazdy neutronowe - pozostałości wcześniejszych pokoleń ciężkich gwiazd, które dawno temu zakończyły swoje życie? Jest to jedna z możliwości, którą tak naprawdę można wykluczyć - a skrócenie listy kandydatów jest pewnego rodzaju postępem. Gwiazda, z której powstał taki zwarty obiekt, w czasie swego aktywnego życia produkowała węgiel, tlen i inne pierwiastki leżące dalej w układzie okresowym. Ten przetworzony materiał zostałby wyrzucony przez wiatry gwiazdowe lub wybuchy supernowych. Gdyby takich pozostałości było wystarczająco dużo, aby tworzyły ciemną materię w naszej Galaktyce, gwiazdy, z których powstały, musiałyby wytworzyć dużo więcej węgla, tlenu i żelaza, niż obserwujemy. Można jednak obejść ten wniosek: przypuśćmy, że wszystkie te ciężkie atomy wpadają do czarnych dziur, a nie są wyrzuca ne w trakcie wybuchu. Mogłoby się to zdarzyć tylko w przypad ku gwiazd o masie 100 razy większej niż Słońce. Takie superma- sywne gwiazdy nigdy by nie wybuchły. Po wyczerpaniu paliwa Jądrowego ich wewnętrzne ciśnienie gwałtownie by zmalało i za padłyby się do czarnej dziury, która połknęłaby całą przetwo rzoną materię. Nigdzie nie obserwujemy obecnie powstawania tak olbrzymich gwiazd. Pokolenie takich supermasywnych gwiazd mogło jednak Istnieć w odległej przeszłości, gdy nasza Galakty ka była młoda, i w takim przypadku ich pozostałości stanowiły by część ciemnej materii. Ciemna materia może więc występować w postaci masywnych czarnych dziur łub brązowych karłów. Są to najprostsze do po- 134 • PRZED POCZĄTKIEM myślenia ewentualności, które wymagają tylko niewielkiego odejścia (w kierunku większych lub mniejszych mas) od znanych gwiazd. Jeśli Jednak jesteśmy gotowi na dalej idące ekstrapolacje, znajdziemy inne możliwości - na przykład niewielkie, podobne do skał ciała lub bryły zamarzniętego wodoru. Zwicky (zgodnie ze swoją metodą morfologiczną) spekulował na temat „jądrowych gremlinów" - niewielkich bryłek materii gęstej jak gwiazda neutronowa. Wielki fizyk matematyczny z Princeton, Edward Witten, wysunął podobną hipotezę. Zaproponował Istnienie bryłek kwarkowych - skupisk materii uwięzionej w postaci gęstego, egzotycznego stanu, będącego pozostałością bardzo wczesnego Wszechświata. poszukiwanie zjawisk soczewkowania Masywne obiekty, nawet Jeśli są ciemne, zakrzywiają promienie światła przechodzące w ich pobliżu. Działają wtedy jak soczew- ki, wzmacniając obrazy odległych gwiazd dzięki skupianiu ich światła w naszym kierunku. Gdy ciemny obiekt (na przykład brązowy karzeł lub czarna dziura) przechodzi przez linię, wzdłuż której obserwujemy gwiazdę tła, jej jasność się zwiększa, osią- gając maksimum, gdy ciało to znajduje się najbliżej linii widzenia, a następnie stopniowo maleje. Gwiazda tła jaśnieje więc i ciemnieje w przewidywalny sposób. Obiekt soczewkujący musi się znaleźć bardzo blisko linii widzenia, więc zjawisko to nie zda- rza się zbyt często: gdyby nawet cała ciemna materia w nasze) Galaktyce składała się wyłącznie z brązowych karłów (a musia- łoby ich być wtedy kilka bilionów!), prawdopodobieństwo poja-śnienia którejkolwiek z gwiazd tła nie przekraczałoby jednej mi- lionowej. Aby zaobserwować pojaśnienie gwiazdy, trzeba albo bardzo długo czekać, albo (co brzmi bardziej optymistycznie) zwiększyć swoje szansę poprzez obserwacje niejednej, ale milionów gwiazd. Do niedawna przedsięwzięcie to wydawało się beznadziejne. Jednakże w 1993 roku grupa uczonych ze Stanów Zjednoczonych i Australii odnowiła zapomniany stuletni teleskop, wyposażając OBRAZ i SUBSTANCJA • 135 go w najnowsze detektory światła i sterowanie komputerowe. Francuscy uczeni w podobnym celu posłużyli się niewielkim te- leskopem w Chile. Obie te grupy w każdą pogodną noc śledziły kilka milionów gwiazd w małej pobliskiej galaktyce (odległej o około 150 tysięcy lat świetlnych), znanej jako Wielki Obłok Magellana. Polscy astronomowie, wykorzystując małe obserwa- torium w Chile, poszukiwali zjawisk soczewkowania w kierunku centrum Galaktyki, gdzie występuje duże zagęszczenie gwiazd. Wielu astronomów żyje z badania gwiazd pulsujących, rozbłyskujących i podwójnych. Obserwacje pozwalają wykryć wiele takich gwiazd. Ale dla tych, którzy poszukują dowodów soczewkowania grawitacyjnego, gwiazdy zmienne są zmorą. Problem polega na tym, aby wychwycić rzadkie przypadki pozornego pojaśnienia charakterystycznego dla zjawiska soczewkowania - symetryczny wzrost i spadek jasności bez zmiany barwy światła. Odkryto już kilka przekonujących przypadków soczewkowania, dokładnie takich, jakie mogłyby spowodować małe, słabe gwiazdy w halo naszej Galaktyki. Gdyby jednak było ich wystarczająco dużo, aby tworzyły całą masę halo, musielibyśmy zaobserwować co najmniej dwa razy więcej przypadków soczewkowania. Ciągle więc poszukuje się Innych kandydatów na ciemną materię. (Trudniej będzie odkryć lub wykluczyć masywne czarne dziury. Powodowałyby one podobne efekty soczewkowania, zachodziłyby one jednak rzadziej, a zarówno wzrost, jak i spadek jasności odbywałby się wolniej). Badacze, którzy stali na czele poszukiwań zjawisk soczewko wania, mieli na ogół niewielkie doświadczenie obserwacyjne. Zajmowali się fizyką cząstek lub byli astrofizykami teoretyka mi. Używane w tych obserwacjach teleskopy i urządzenia nie miały w sobie nic szczególnego, ale sama ilość danych zniechę cała astronomów, uprawiających tę dziedzinę w tradycyjny spo sób. Fizycy przyzwyczajeni do eksperymentów w akceleratorach cząstek, gdzie rejestruje się miliony przypadków zderzeń - z któ rych tylko kilka jest interesujących - są bardziej wytrwali, a teo retycy prawdopodobnie w ogóle nie zdają sobie sprawy z prak tycznych trudności. Niezależnie od ostatecznych wyników 136 • PRZED POCZĄTKIEM poszukiwań zjawisk soczewkowania optymizm badaczy znalazł już usprawiedliwienie. Monitorowanie milionów gwiazd i wyszu- kiwanie za pomocą komputerów tych, które w szczególny sposób zmieniają jasność. Jest rzeczywiście możliwe. Czy ciemną materią są cząstki pozostałe po Wielkim Wybuchu? W pewnym sensie bylibyśmy zawiedzeni, gdyby się okazało, że ciemna materia składa się tylko z gwiazd o małej masie i czar nych dziur. Fizycy z pewnością bardziej by się ucieszyli, gdyby chodziło o egzotyczne cząstki. Jedną z możliwości są neutrina. Cząstki te powstają wewnątrz bardzo gorących gwiazd, tworzy ły się też we wczesnym Wszechświecie. Neutrina pozostałe po Wielkim Wybuchu powinny być niemal tak liczne jak fotony: na każdy atom we Wszechświecie przypadałyby setki milionów neutrin. Ponieważ neutrina tak znacznie przewyższają atomy swoją liczebnością, mogłyby dominować grawitacyjnie, nawet gdyby masa neutrina wynosiła zaledwie jedną stumilionową te go, co masa atomu. Do lat osiemdziesiątych niemal wszyscy byli jednak przekonani, że neutrina są cząstkami o zerowej ma sie spoczynkowej. W takim przypadku poruszałyby się one z prędkością światła, niosąc energię, ale ich wpływ grawitacyj ny byłby zaniedbywalny. (Podobnie fotony pozostałe po wcze snym Wszechświecie, które obecnie wykrywamy jako mikrofa lowe promieniowanie tła, nie wywołują żadnych znaczących efektów grawitacyjnych). W 1979 roku Walentin Lubimow z Moskwy doniósł o zmie rzeniu masy neutrina. Jego eksperymentu nigdy nie udało się po wtórzyć i większość fizyków obecnie nie bierze go pod uwagę. Zachęcił on jednak kosmologów, aby bardziej poważnie rozwa żyli niezerową masę neutrina. Podobne odkrycie ogłosiła w 1995 roku grupa badawcza z Los Alamos (posługująca się innymi me todami), ale ono również było kontrowersyjne. Podpisany przez 39 autorów artykuł ukazał się w druku, lecz jeden członek grupy o odmiennych zapatrywaniach opublikował w tym samym OBRAZ i SUBSTANCJA • 137 numerze czasopisma inną analizę danych, dochodząc do przeciwnego wniosku! Obserwacje i eksperymenty, nawet jeśli okażą się nieprawdziwe, często mimo to wywierają wpływ na rozwój nauki, ponieważ zachęcają teoretyków do zbadania nowych ewentualności, które bez tego mogłyby zostać przeoczone. Pewnych wskazówek dotyczących masy neutrin dostarczyły również obserwacje pobliskiej supernowej w 1987 roku (patrz rozdział l). Nagłe zapadnięcie się jądra gwiazdy, zapoczątkowujące wybuch supernowej (l pozostawiające po sobie gwiazdę neutronową lub czarną dziurę), uwalnia olbrzymią ilość energii, która wydostaje się głównie pod postacią neutrin. W kolapsującym jądrze znajduje się około i O57 atomów. Na każdy atom przypada kilka powstających neutrin, więc supernowa wytwarza ich około i O58. Zwykle atomy są niemal przezroczyste dla neutrin i niemal wszystkie neutrina uderzające w Ziemię przechodzą przez nią na wylot. Nieliczne z nich udało się jednak wykryć za pomocą czułych instrumentów. W japońskim eksperymencie (Kamiokande), przeprowadzanym w głębokiej, podziemnej kopalni soli, zarejestrowano 11 zdarzeń, natomiast w amerykańskim eksperymencie (w kopalni cynku w Ohio) kolejne 8. Liczby te sprawiły astrofizykom satysfakcję, ponieważ dobrze pasowały do tego, co przewidują teorie supernowych. Eksperymenty te mówią nam również coś o masach neutrin. Gdyby masy te różniły się od zera, neutrina pochodzące z supernowej poruszałyby się nieco wolniej niż światło. Cząstki, które wykryto w 1987 roku, po przebyciu 170 tysięcy lat świetlnych, jakie dzielą nas od tej supernowej, dotarły do nas w kilkusekundowych odstępach czasu. Pozwoliło to wykluczyć masę tak dużą, jak to wynikało z oszacowań Lubimowa. Neutrina jednak ciągle jeszcze bierze się pod uwagę jako kandydatów na ciemną materię: jeden ich rodzaj, zwany neutrinem tau, powinien być masywniej szy niż neutrina pochodzące z supernowej. Ciemna materia ciągle więc może się składać z neutrin tau pozostałych z epoki młodego Wszechświata. O neutrinach wiemy, że Istnieją. Teoretycy cząstek dysponują jednak długą listą cząstek, które mogą istnieć i (jeśli tak jest) - stanowić pozostałość po wczesnych fazach Wielkiego Wybu- 138 • PRZED POCZĄTKIEM chu. Te hipotetyczne cząstki - ciężkie, ale obojętne elektrycznie - na ogól podobnie Jak neutrina bez problemu przenikałyby przez Ziemię. Niewielka ich ilość powinna jednak oddziaływać z atomami materii, przez którą przechodzą, uwalniając małą ilość ciepła lub powodując powstanie drgań, które można zmie rzyć w precyzyjnych eksperymentach. Aby wykryć te rzadkie zdarzenia - powiedzmy, jedno na dzień na każdy kilogram ma terii - eksperymentatorzy muszą zejść głęboko pod ziemię, zmniejszając w ten sposób tło pochodzące od innych rodzajów zdarzeń, w których mógłby zaginąć poszukiwany sygnał. Kilka grup fizyków podjęło to wyzwanie.4 Tylko wyjątkowy optymista założyłby się o wszystko, że w tych szczególnych, prowadzonych w szybach kopalni eksperymen tach uda się cokolwiek zarejestrować. Ale gra jest warta świecz ki. Pozytywny wynik nie tylko ujawniłby nowy rodzaj cząstki elementarnej, której nigdy nie bylibyśmy w stanie wytworzyć w ziemskich akceleratorach, ale powiedziałby nam również, z czego składa się 90% naszego Wszechświata - sukces ten moż na by porównać do odkrycia promieniowania tła przez Penziasa i Wilsona w latach sześćdziesiątych. Teorie ciemnej materii nie są już dowolne. Trwają poszuki wania różnych kandydatów. Eksperymenty z soczewkowaniem grawitacyjnym mogą ujawnić wystarczająco dużo słabych gwiazd lub czarnych dziur, a podziemne doświadczenia - nowy rodzaj cząstek, które wypełniają halo naszej galaktyki; albo przynaj mniej nałożyć ograniczenia na te możliwości. Nadzieję na szyb ki postęp ogranicza jednak to, że nasz Wszechświat składa się z obiektów, których masa może się zawierać między 10~33 gra ma (egzotyczne cząstki) a i O39 gramów (masywne czarne dziu ry) - niepewność jest więc większa niż 70 potęg 10. Astrofizyka nie zawsze jest dokładną nauką, ale rzadko ma do czynienia z tak dużą niepewnością. Nadzieje, że istnieje więcej niż jeden ważny składnik ciemnej materii, są do pewnego stopnia uzasadnione - może egzotyczne cząstki przenikają wielkie gromady i supergromady galaktyk, nawet jeśli poszczególne galaktyki związane są grawitacyjnie głównie dzięki brązowym karłom lub czarnym dziurom? OBRAZ i SUBSTANCJA • 139 A może daliśmy się oszukać? O obecności ciemnej materii świadczy przede wszystkim to, że zewnętrzny gaz i gwiazdy w galaktykach poruszają się zaska- kująco szybko. Materia ta uciekłaby z galaktyki, gdyby odczuwała tylko przyciąganie grawitacyjne jej widocznej części. Wycią- gając takie wnioski, posługujemy się standardową teorią grawitacji, która w tym przypadku sprowadza się do sformułowanego przez Newtona prawa proporcjonalności do odwrotności kwadratu odległości. Prawo to zostało bezpośrednio sprawdzone tylko wewnątrz naszego Układu Słonecznego, stosowanie go w skali setki milionów razy większej jest więc raczej kwestią wiary. (Na marginesie warto dodać, że niedawno przeprowadzono próby sprawdzenia tego prawa na bardzo małych odległościach. Wysunięto bowiem hipotezę, że na odległości poniżej kilku metrów może wchodzić w grę dodatkowa „piąta siła". W tym przy- padku bezpośrednie dowody doświadczalne są również skromne, ponieważ oddziaływanie grawitacyjne pomiędzy ciałami, jakie mogą zmieścić się w laboratorium, jest bardzo słabe). Czy inne prawo grawitacji dla dużych odległości mogłoby spowodować, że dodatkowa ciemna materia nie będzie potrzebna? Fizyk izraelski Mordehal Milgrom wysunął hipotezę, że prawo, zgodnie z którym siła zachowuje się jak (masa)/r2, staje się nieprawdziwe (i zaniża rzeczywistą siłę grawitacji), gdy oddziaływanie jest słabsze od pewnej określonej wartości. Propozycja ta, znana jako teoria MOND (akronim od ang. Modifted Newtonian Dynamics, czyli zmodyfikowana dynamika newtonowska), nie przeczy żadnym znanym eksperymentom ani obserwacjom, a pozwala Milgromowi zinterpretować większość danych bez odwoływania się do ciemnej materii. Milgrom wyświadczył nam przysługę, poważnie analizując, w jaki sposób można uniknąć hipotezy ciemnej materii. Zaproponował również testy: na przykład teoria MOND spowodowałaby pojawienie się pewnych prawidłowości w ruchach gwiazd w galaktyce. Nigdy by one nie powstały przy konwencjonalnych założeniach, ponieważ wymagałyby istnienia w niektórych obszarach ciemnej materii o ujemnej gęstości. Inne testy związane są 140 • PRZED POCZĄTKIEM z wpływem grawitacji na promienie świetlne. Konwencjonalne teorie przewidują, w jaki sposób masywne obiekty odchylają promienie światła, przy czym wkład do tego odchylenia pocho dzi zarówno od ciemnej. Jak i od świecącej materii. Przewidywa nia teorii MOND są w tej kwestii mniej określone, ponieważ zmo dyfikowana grawitacja może zwiększać zakrzywienie światła w innym stopniu niż siłę działającą na gwiazdy i gaz. Dlaczego podejmujemy takie wysiłki, aby uniknąć postulowa nia istnienia ciemnej materii? Dlaczego cała oddziałująca grawi tacyjnie materia we Wszechświecie (lub jej większość) miałaby świecić? Ciemna materia może przyjmować wiele postaci i żadna z nich sama w sobie nie wydaje się nieprawdopodobna. Wyzwa nie polega na rozróżnieniu pomiędzy wieloma możliwościami i za wężeniu listy kandydatów. Jeśli kiedyś w przyszłości okaże się, że żadne poszukiwania ciemnej materii nie przyniosły rezultatu i wy eliminowane zostały wszystkie wiarygodne możliwości, prawdopo dobnie motywacja dla przyjęcia teorii MOND będzie silniejsza. Propozycja Milgroma wydaje się mało przekonująca jeszcze z innego powodu (w żargonie czasopism konsumenckich jest to nasz „najgorszy zakup"). Kwestionuje ona znakomity sukces fi zyki - teorię grawitacji Einsteina, która zawiera w sobie oraz rozszerza teorię Newtona i która przetrwała niezwykle dokładne sprawdziany. Milgrom ma świadomość, że teoria MOND znisz czyłaby spójność teorii Einsteina - nie byłoby to tylko niewielkie dopasowanie (lub dostrojenie), lecz cofnęłoby nas do etapu przed-newtonowskiego. Cena byłaby więc wysoka. Selekcja kandydatów Szczególnie interesujący byłby przypadek, gdyby ciemną materię udało się wyjaśnić za pomocą nieznanego na razie rodzaju cząstek, będących pozostałością po wczesnym Wszechświecie. Wtedy musielibyśmy spojrzeć na galaktyki, gwiazdy i na nas sa- mych z gorszej perspektywy. Kopernik usunął Ziemię z jej centralnej pozycji. Na początku tego stulecia Shapley i Hubbie po- zbawili nas uprzywilejowanej pozycji w przestrzeni kosmicznej. OBRAZ i SUBSTANCJA • 141 Teraz Jednak może trzeba będzie się pożegnać i z cząstkowym. szowinizmem: protony, neutrony i elektrony, z których składamy się my i cały astronomiczny świat, mogą się okazać rodzajem dodatku w kosmosie, w którym globalną dynamiką rządzą neutrina i inne egzotyczne cząstki. Olbrzymie galaktyki mogą być zaledwie kałużami atomów związanymi przez dziesięć razy silniej oddziałującą grawitacyjnie materię jakiegoś nieznanego i zupełnie innego rodzaju. Na razie nie wiemy, jakie rodzaje cząstek mogły powstać w najwcześniejszych fazach istnienia Wszechświata i jak wiele z nich przetrwało. Odpowiedź zależy od wciąż nie do końca poznanych praw obowiązujących w fizyce wysokich energii. Gdy je zgłębimy, powinniśmy umieć przewidzieć, jakie cząstki przetrwały z pierwszej milisekundy istnienia Wszechświata, z taką samą pewnością, z jaką teraz przewidujemy ilość helu powstałą w pierwszych trzech minutach (rozdział 3). Im więcej jest ciemnej materii, tym większemu spowolnieniu ulega kosmiczna ekspansja: jeśli Wszechświat zawiera jej wystarczająco dużo, jego rozszerzanie może się ostatecznie zatrzymać. Ciemna materia nie tylko kształtuje obecną strukturę naszego Wszechświata, ale także określa jego ostateczny los. Ciemna materia stanowi dominującą część galaktyk. Ich powstawanie, wygląd i sposób grupowania się zależą od zachowania się ciemnej materii w trakcie ekspansji Wszechświata. Możemy rozpatrywać różne składniki ciemnej materii, obliczać, do czego by doprowadziły, i sprawdzać, które przewidywania najbardziej przypominają to, co obserwujemy. Obliczenia takie, o których będzie mowa w następnym rozdziale, mogą dostarczyć pośrednich wskazówek o naturze ciemnej materii. Zwykłe atomy mogą stanowić mniej niż 10% masy Wszechświata: dynamika kosmosu zmieniłaby się tylko nieznacznie, gdyby wcale ich tu nie było. Atomy są jednak koniecznym warunkiem naszego istnienia. Bez nich Wszechświat nie zawierałby gwiazd, nie zachodziłyby w nim reakcje chemiczne i nie pojawiałaby się złożoność (albo byłoby jej bardzo mało). Atomy mogą stanowić pewnego rodzaju dodatek, ale bez nich Wszechświat byłby martwy. ROZDZIAŁ 7 OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR KOSMICZNYCH Ucieczka z malej, ciasnej klatki naszego Wszechświata; ciasnej mimo rozleftwh i niewyobrażalnych rozmiarów przestrzeni kosmicznej astronomów; ciasnej, ponieważ jest ona tylko ciągłym rozszerzeniem, ponurym ciągiem dalszym, bez żadnego znaczenia. D. H. LAWRENCE Wyposażenie Astronomia była pierwszą „profesjonalną" nauką (może obok medycyny), mimo że zawsze cieszyła się ogromnym zaintereso- waniem amatorów. Z pewnością była pierwszą nauką, która posłużyła się dużym i drogim sprzętem. Osiemnastowieczne tele- skopy Willlama Herschela - masywne i skomplikowane konstrukcje - różniły się od skromnego sprzętu, jakiego używali Lavoisier i Cavendish, których laboratoria zmieściłyby się na stole kuchennym. Astronomia z pewnością jako pierwsza stała się wielką nauką. W XVI wieku projekt Tychona de Brahe stworzenia katalogu gwiazd był tak hojnie wspierany finansowo przez duńskiego monarchę, że astronom ten mógł zbudować na wyspie Hven obserwatorium wielkości katedry (z którego, niestety, nic nie pozostało). Osiemnastowieczne wyprawy na Pacyfik w celu przeprowadzenia obserwacji przejścia Wenus przed tarczą sło- neczną (i wyznaczenia dzięki temu rozmiarów Układu Słonecznego) były jak na owe czasy kosztownymi przedsięwzięciami. Posługując się w XVIII wieku prawami Newtona jako jedyną podstawą teoretyczną, astronomowie potrafili stworzyć dokładne almanachy, które podawały pozycje planet na sferze niebieskiej. Gwiezdny firmament uważano wtedy za niezmienne tło dla ruchów ciał Układu Słonecznego. Pomysł, że gwiazdy się po- PRZED POCZĄTKIEM • 143 ruszają, pochodzi z XVIII wieku: zaobserwowano wówczas nie wielkie względne przemieszczenia gwiazd. Uświadomiono sobie, że niektóre gwiazdy krążą wokół Innych, tworząc układy po dwójne, co potwierdzało prawdziwość praw Newtona także w sto sunku do odległych ciał niebieskich. Niemniej Słońce i gwiazdy ciągle były tematami fantastycznych spekulacji. (Herschel, po mimo swoich zaawansowanych badań ruchów gwiazd i ich roz kładu w przestrzeni, sądził, że Słońce może być zamieszkane). Zastosowanie kliszy fotograficznej w XIX wieku znacznie przy spieszyło rozwój astronomii: słabe obiekty, niewidoczne podczas obserwacji przez teleskop, ukazywały się na fotografiach wyko nywanych przy długiej ekspozycji w pełnej krasie. Piękne, roz świetlone zdjęcia znane z książek i plakatów wprowadzają w błąd. Światło galaktyk, na które składa się przede wszystkim światło wielkiej liczby gwiazd, jest niewiele jaśniejsze od poświaty noc nego nieba i można je wykryć dopiero przy długich ekspozy cjach. Rozszczepienie światła za pomocą spektrometru na bar wy składowe pozwala stwierdzić, z czego składają się ciała niebieskie - odkrycie to, dokonane również w XIX stuleciu, da ło początek astrofizyce. W XX wieku stopniowo ulepszano metody obserwacyjne i bu dowano teleskopy o coraz większej powierzchni zbierającej świa tło. Do lat osiemdziesiątych istniał Już ponad tuzin teleskopów, których lustra miały średnice przekraczające 4 metry. Dzięki postępowi technicznemu konstruowano coraz lepsze instrumen ty, mające coraz większą czułość i wydajność.l Najpewniejszy sposób wykrywania słabych obiektów polega na wykorzystaniu olbrzymich luster, które mogą zbierać więcej światła. Pierwszym instrumentem nowej generacji jest Teleskop Kecka na Mauna Kea na Hawajach, ukończony w 1994 roku. Ma on lustro o średnicy 10 metrów (w rzeczywistości jest to mo zaika składająca się z 36 sześciokątnych elementów) i skupia 4 razy więcej światła niż wcześniejsze teleskopy; słabe obiekty są więc w nim lepiej widoczne.2 Obecnie obok tego teleskopu stoi już drugi teleskop Kecka, a w budowie jest kilka kolejnych - z lustrami o średnicy od 8 do 10 metrów. Niemniej Keck i wy przedził wszystkie pozostałe o kilka lat. 144 • PRZED POCZĄTKIEM Kosmiczny Teleskop Hubble'a, krążący po orbicie ponad zama zującą i zniekształcającą obraz atmosferą, pod pewnymi względami ciągle jest jedynym w swoim rodzaju Instrumentem - głównie dzię ki ostrym zdjęciom, jakich dostarcza. Jego wpływ na rozwój astro nomii byłby jednak jeszcze większy, gdyby został umieszczony na orbicie zgodnie z planem na początku lat osiemdziesiątych, za nim w teleskopach naziemnych dokonał się tak duży postęp. Z po wodu opóźnień w programie lotów kosmicznych NASA (po części spowodowanych katastrofą ChaUengeraw 1986 roku) już w chwi li wystrzelenia jego detektory światła były o 10 lat przestarzałe. Po umieszczeniu teleskopu na orbicie okazało się, że obrazy, jakie przesyła, są rozmazane w wyniku złego zamontowania zwierciadła głównego. Eksperci od zarządzania mogliby się wiele nauczyć na błędach tego projektu, nad którym prace ciągnęły się latami, zbyt często zmieniano personel, a w efekcie rozmyła się odpowiedzial ność i nikt nie dysponował wystarczającą ilością wiedzy, władzy i zaangażowania, aby nadzorować wszystkie aspekty pracy. W późniejszym czasie prom kosmiczny wyniósł na orbitę gru pę astronautów, którzy wymienili uszkodzone części i naprawi li optykę Teleskopu Hubble'a. Misję tę przedstawiano jako tryumf kosmicznych lotów załogowych: astronauci bezbłędnie wypeł nili swoje skomplikowane zadania. Gdyby jednak podstawowym kryterium były względy ekonomiczne, lepszym rozwiązaniem mogłoby się okazać porzucenie pechowego teleskopu i wystrze lenie jego unowocześnionej kopii. Teleskop byłby dużo tańszy, a jego wystrzelenie nie odwlekłoby się tak bardzo, gdyby od po czątku jego realizacja odbywała się niezależnie od programu załogowych lotów kosmicznych (i budowy promów kosmicznych). Według Riccarda Glacconiego (który, jak pisaliśmy w rozdziale 4, zajmował się astronomią w zakresie rentgenowskim, a następnie został pierwszym dyrektorem Instytutu Naukowego Teleskopu Kosmicznego, odpowiedzialnym za kierowanie instrumentem na orbicie) za to, co wydano na jeden teleskop, można było zbudować 7 podobnych teleskopów kosmicznych i umieścić je na orbicie za pomocą kolejnych rakiet. Jednak nawet w tym przypadku każdy teleskop kosmiczny kosztowałby kilka razy więcej niż największy teleskop naziemny. OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 145 Równolegle do postępu w dziedzinie Instrumentów rozwijała się informatyka. W ciągu mniej niż sekundy komputer może wy- konać więcej obliczeń niż dziesięć tysięcy ludzi w całym swoim życiu. Takie eksperymenty numeryczne otwierają przed nami nowe perspektywy. Potrafimy obliczyć szczegółowe wnioski wynikające z różnych teorii i przekonać się, które założenia pro- wadzą do wyników najlepiej pasujących do coraz dokładniejszych obserwacji, jakich dostarczają nam obecnie teleskopy. Rozbieżności pomiędzy rzeczywistym Wszechświatem a jego teoretycznymi modelami mówią nam, które z naszych założeń są błędne, i (jeśli mamy szczęście) prowadzą do lepszego zrozumienia rzeczywistości. Trzy problemy z galaktykami Istnieją trzy podstawowe problemy dotyczące galaktyk. Po pierwsze, musimy spytać, dlaczego w ogóle istnieją takie obiekty. Dlaczego te skupiska gwiazd i gazu są najbardziej widocznymi jednostkami wielkoskalowej struktury w kosmosie? Galaktyki mają charakterystyczne rozmiary, chociaż (jak w przypadku gwiazd) obserwujemy duży rozrzut wokół ich średniej wartości. Czy istnieją jakieś prawa fizyczne, które pozwoliłyby nam wyróżnić rozmiary galaktyk, podobnie jak dzięki pracom Eddingtona i Chan-drasekhara udało się nam zrozumieć naturalną skalę wielkości gwiazd? Do pewnego stopnia galaktyki muszą być określone przez kosmologię - nie mogłyby powstać, gdyby warunki początkowe rozszerzającego się Wszechświata nie zezwalały na skupianie się odpowiednio dużych obłoków gazu. Musi jednak istnieć coś, co określa, gdzie w hierarchii masy kończą się pojedyncze galaktyki, a zaczynają gromady galaktyk. Na przykład Gromada w Warkoczu Bereniki zawiera około 1000 oddzielnych galaktyk, z których każda ma około 1011 gwiazd. Ale dlaczego nie jest to raczej olbrzymie, bezkształtne skupisko 1014 gwiazd? Musimy także wziąć pod uwagę kłopotliwy fakt, o którym była mowa w poprzednim rozdziale, że większość masy galaktyk, może nawet 90%, pozostaje ukryta - masa ta nie znajduje się 146 • PRZED POCZĄTKIEM w gwiazdach ani w gazie, który widzimy, ale występuje w pewnej nieznanej, ciemnej postaci. Nigdy w pełni nie zrozumiemy galaktyk, jeśli nie poznamy dominującej formy materii, której grawitacja je wiąże. Po trzecie, niektóre galaktyki zawierają coś więcej niż tylko gwiazdy, gaz i ciemną materię: większa część ich energii pochodzi ze środka, prawdopodobnie z masywnej czarnej dziury. Te aktywne jądra galaktyk stwarzają kolejne problemy. Dlaczego niektóre galaktyki rozbłyskują i uwalniają olbrzymie ilości promieniowania, co zmienia je w kwazary i radiogalaktyki? (patrz rozdziały 2 i 5). Zalążki galaktyk Grawitacja powoduje, że jednorodny Wszechświat jest niestabilny. Uświadamiał to sobie już Newton, przynajmniej jeśli chodzi o statyczny Wszechświat. W liście do Richarda Bentleya, współczesnego mu filologa klasycznego i zwierzchnika Trinity College, Newton pisał: Wydaje mi się, że gdyby materia naszego Słońca i planet, i ca ła materia we Wszechświecie były równomiernie rozłożone w całych niebiosach i każda cząstka wywierałaby siłę grawi tacyjną na wszystkie pozostałe, i [...] gdyby materia była rów nomiernie rozłożona w nieskończonej przestrzeni, nigdy nie skupiłaby się w pojedynczą masę, ale część jej stworzyłaby Jedną masę, a inna część inną, tak że powstałaby nieskoń czona liczba wielkich mas rozproszonych w olbrzymich odleg łościach od siebie w całej nieskończonej przestrzeni. W ten sposób mogło powstać Słońce i gwiazdy stałe [...] W rozszerzającym się Wszechświecie grawitacja robi w zasadzie to samo, co wyobrażał sobie Newton. Każdy obszar nieco gęstszy od średniej ulega większemu spowolnieniu w wyniku dodatkowej siły przyciągania. Rozszerza się on coraz wolniej w stosunku do przeciętnego obszaru i wzrasta jego kontrast gęstości. (Gdy wy- OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 147 rzucimy w górę dwie piłki z nieco różnymi prędkościami, Ich tory mogą początkowo różnić się w niezauważalnie małym stop- niu. Wolniejsza piłka zatrzyma się jednak i zacznie spadać w chwili, gdy szybsza będzie się ciągle poruszała w górę). Wszechświat, który zaczął się rozszerzać jako całkowicie gładki i jednorodny, pozostałby taki nawet przez 10 miliardów lat. Byłby zimny i nudny - nie zawierałby galaktyk, a więc i gwiazd, żadnych pierwiastków chemicznych, złożoności, a już na pewno ludzi. Wystarczy jednak, aby początkowe odchylenia od jednorodności byty bardzo małe: w trakcie ekspansji kontrasty gęstości ulegają wzmocnieniu, więc nawet nieznaczne „zmarszczki" na niemal pozbawionej jakichkolwiek cech kuli ogniste] mogą przekształcić się w wyraźne struktury. We wczesnych, gęstych etapach cały nasz Wszechświat był znacznie gęstszy niż poszczególne galaktyki dzisiaj. Galaktyki nie mogły wtedy, oczywiście, istnieć Jako oddzielne obiekty: ich zalążki byłyby zaledwie obszarami o nieco większej gęstości, których późniejsza ekspansja uległa spowolnieniu, a następnie została całkowicie zatrzymana przez dodatkową grawitację. Podobnie jak poszczególne galaktyki, gromady i supergroma-dy są wynikiem działania przyciągania grawitacyjnego. Nowo powstałe galaktyki nie zapełniały przestrzeni całkowicie jedno-rodnie - w niektórych miejscach było ich nieco więcej niż w innych. W trakcie ekspansji wszystkie objętości zawierające dodatkową masę odczuwałyby dodatkowe spowolnienie, więc galaktyki znajdujące się w tych objętościach byłyby ułożone wyraźnie gęściej niż średnia. W konkretnym układzie galaktyk na naszym niebie nie ma nic fundamentalnego. Rzetelna teoria powinna Jednak wyjaśniać statystyczne własności galaktyk i ich rozkładu. Podobnie oceano-graf ma nadzieję wytłumaczyć statystykę fal na oceanie - ich średnie własności - a nie wzór grzbietów fal, jakie znalazły się na zdjęciu pewnego szczególnego miejsca w określonym czasie. Chcielibyśmy, aby nasze obecne kosmiczne środowisko dało się wyjaśnić za pomocą jakiejś prostej i naturalnej hipotezy dotyczącej wczesnego Wszechświata. Czy galaktyki (oraz gromady i supergromady) rzeczywiście powstały z początkowych za- 148 • PRZED POCZĄTKIEM burzeń-fluktuacji, które (jak opiszemy w rozdziale 10) Istniały już wtedy, gdy nasz Wszechświat był nie większy od piłki golfowej? Wszechświaty w komputerze Obszar wystarczająco duży, aby być dobrą próbką naszego Wszechświata, zawiera kilka tysięcy galaktyk - czyli i O72 atomów (niewykluczone, że wraz z Jeszcze większą ilością cząstek Jakie gokolwiek rodzaju, które tworzą ciemną materię). Oczywiście, żaden możliwy do pomyślenia komputer nie jest w stanie symu lować wszystkich szczegółów w małej skali. Na szczęście, gdy Interesują nas globalne własności galaktyk i ich ruchu, wystar cza symulacja gruboziarnista. Kilka tysięcy punktów wystarcza, aby twarz na fotografii w ga zecie była rozpoznawalna. Możemy się więc czegoś dowiedzieć nawet z drastycznie uproszczonych obliczeń, w których galakty ce odpowiada 10 tysięcy punktów. Cały symulowany obszar mo że wtedy zawierać w sumie i O8 punktów. Komputery są wystar czająco dobre, aby śledzić tyle cząstek i obliczać siłę grawitacyjną wywieraną na każdą z nich przez wszystkie pozostałe. Gdyby wszystkie punkty tworzyły początkowo całkowicie re gularny wzór, ich ewolucja byłaby bardzo prosta: wszystkie od daliłyby się wzajemnie od siebie, tak jak w jednorodnych mo delowych wszechświatach, które badali Friedman i Lemaitre. Przypuśćmy jednak, że na początku symulacji cząstki nie są rozłożone całkowicie jednorodnie. Obszary o gęstości zaledwie o 1% większej od średniej doświadczyłyby dodatkowego spowol nienia. Do czasu, gdy rozmiary Wszechświata zwiększą się stu- krotnie, ta większa gęstość wyniesie nie l, ale 100%. Do tej chwili obszary takie przestałyby się już rozszerzać i zapadłyby się, tworząc galaktyki, gromady i supergromady. Otaczający je Wszechświat rozszerzałby się nadal, a obszary o gęstości mniej szej od średniej stałyby się „pustkami". Ostateczny wynik zależy oczywiście od rodzaju początkowych zaburzeń - od tego, czy modelowane obszary składają się z (powiedzmy) 10 obszarów o nieco podwyższonej gęstości, z których OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 149 każdy zawiera 10 milionów cząstek, czy też z 10 tysięcy takich obszarów o 10 tysiącach cząstek. W pierwszym przypadku po- wstałoby 10 dużych struktur o rozmiarach gromady galaktyk, natomiast w drugim 10 tysięcy małych galaktyk.3 Te zaburzenia lub zmarszczki musiały powstać bardzo wcześnie, zanim Wszechświat „dowiedział się" o galaktykach i gromadach: wówczas w tych rozmiarach nie było nic szczególnego (ani w jakichkolwiek innych, które w naszym obecnym Wszechświecie wydają się wyróżnione). Najprostsza hipoteza przyjmuje, że we wczesnym Wszechświecie żadna skala nie była wyróżniona i fluktuacje wywierały taki sam wpływ grawitacyjny w każdej skali. Ogólne argumenty przemawiające za takimi niezależnymi od skali fluktuacjami wysunęli na początku lat siedemdziesiątych brytyjski kosmolog Edward Hamson i Jaków Zeldowicz. Obecne teorie inflacyjnego Wszechświata (chociaż ciągle speku-latywne) sugerują, że fluktuacje te rzeczywiście miały postać Harrisona- Zeldowicza lub zbliżoną do niej. Czy tak prosty przepis na wczesny Wszechświat zgadza się z całym zespołem skomplikowanych struktur, które pojawiły się 10 miliardów lat później? Na to właśnie pytanie próbujemy odpowiedzieć za pomocą symulacji komputerowych. Pudełko zimnej czy gorącej ciemnej materii? Typowa część naszego Wszechświata jest jak rozszerzające się pudło. Na początku panują tam niemal jednorodne warunki, a pudełko jest małe i gęste. Następnie grawitacja powoduje wzrost kontrastu gęstości niewielkich początkowych zaburzeń, pozwalając na powstawanie struktur, gdy pudło się rozszerza. Czy jakieś naturalne założenia co do początkowych zaburzeń (oraz ciemnej materii) mogą wyjaśnić pojawienie się galaktyk, gromad i supergromad przed upływem 10 miliardów lat? „Kosmolodzy doświadczalni" posługują się najszybszymi komputerami do badania ewolucji różnych modelowych wszechświatów. Wyniki pokazuje się potem w postaci filmów przyspieszonych 1015 razy, tak że cala ewolucja trwa kilka minut. Interesującym 150 • PRZED POCZĄTKIEM pytaniem Jest oczywiście to, które warunki początkowe prowadzą do powstania w symulacjach wszechświata najbardziej po- dobnego do rzeczywistego. Gdy dane są skąpe, naj rozsądniej jest testować najpierw proste i dobrze określone założenia. Byłoby niezwykłe, gdybyśmy od razu trafili w dziesiątkę. Obserwatorzy lubią Jednak mieć określony szablon, który porównują ze swoimi danymi (zwłaszcza jeśli mogą go odrzucić). Teoretycy natomiast nabierają wprawy, w jaki sposób należy dopasować założenia, aby wyniki lepiej przystawały do obserwacji. Z tego punktu widzenia moja praca skupiała się na jednej szczególnej hipotezie: że w naszym obecnym Wszechświecie dominująca grawitacyjnie materia, ciemna materia, składa się z cząstek pozostałych po gęstych, wczesnych fazach Istnienia Wszechświata. Każda z tych cząstek może ważyć nawet tyle, co atom, ale oddziałują one tak słabo - i w efekcie są tak małe - że każda z nich odczuwałaby tylko sumaryczny wpływ grawitacyjny wszystkich pozostałych, a nigdy nie zderzałaby się z innymi cząstkami.4 Cząstki te poruszałyby się przypadkowo z małymi prędkościami, podobnie jak atomy gazu w niskiej temperaturze. Hipoteza ta stała się znana jako scenariusz z zimną ciemną materią (CDM - od ang. Cold Dark Matter}. Zgodnie z nim struktura kosmiczna powstaje hierarchicznie: materia gromadzi się najpierw w skali subgalaktycznej, tworząc obiekty, które następnie łączą się w twory o masie galaktyki, a potem skupiają się w jeszcze większej skali. Inną możliwością jest przyjęcie, że ciemna materia składa się z neutrin. Nie ma w tym nic hipotetycznego: wiemy, że neutrina istnieją, i potrafimy obliczyć, jak wiele ich przetrwało po Wielkim Wybuchu. Mogą one mieć niewielką masę, może ona też być równa zeru - tego jeszcze nie wiemy (patrz rozdział 6). Neutrina we wczesnym Wszechświecie miały duże przypadkowe prędkości, podobnie jak atomy w gorącym gazie - dzięki temu określa się je jako gorącą ciemną materię (HDM - od ang. Hot Dark Matter). W takim scenariuszu zaburzenia w małej skali ulegają wymazaniu (w przeciwieństwie do CDM), ponieważ neutrina pochodzące zarówno z gęstszych, jak i rzadszych od śred- OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 151 niej obszarów poruszają się wystarczająco szybko, aby zmieniać miejsce i wygładzić jakiekolwiek początkowe zaburzenia w skali mniejszej niż supergromada. Jako pierwsze powstają więc olbrzymie struktury o rozmiarach supergromad, które następnie ulegają fragmentacji, tworząc układy o masie galaktyki. Innymi słowy, w scenariuszu HDM struktury powstają „z góry na dół", w przeciwieństwie do CDM, w którym formują się hierarchicznie „z dołu do góry". Powstające w wyniku symulacji wszechświaty wyglądają więc na końcu zupełnie inaczej w tych dwóch scenariuszach. Gdyby jeden z nich znacznie bardziej niż drugi przypominał rzeczywisty Wszechświat, powinno to stanowić wskazówkę, czym naprawdę jest ciemna materia. Niestety, przeprowadzenie takiego porównania nie jest proste. Symulacje te w godny zaufania sposób przewidują obecne grupowanie się ciemnej materii - neutrin (HDM) w jednym przypadku, a cząstek CDM w drugim. Dysponujemy jednak tylko pośrednimi wskazówkami co do rzeczywistego rozkładu ciemnej materii w naszym Wszechświecie. Dużo więcej wiemy, oczywiście, o jasnej materii - składającej się ze zwykłych atomów - może ona jednak być mylącym tropem: galaktyki mogą na przykład znajdować się przede wszystkim w największych skupiskach ciemnej materii, podobnie jak piana na najwyższych falach oceanu. Co przemawia za zimną ciemną materią Wzory galaktyk na niebie przypominają siatkę włókien. Jednak oko ludzkie zbyt łatwo wydobywa takie wzory, nawet jeśli nie mają one znaczenia (dla naszych odległych przodków czasami lepiej było widzieć tygrysy tam, gdzie ich nie było, niż przeoczyć jednego rzeczywistego!). Astronomowie reagują raczej na wzory niż na psychologiczne testy plam. Aby ilościowo opisać skupia- nie się materii, potrzebują pomocy statystyków. Już teraz wydaje się, że symulacje z dominacją neutrin (HDM) dają mniej inte- resującą i mniej przypominającą rzeczywisty układ galaktyk strukturę niż modele z CDM. 152 • PRZED POCZĄTKIEM Symulacja, która rzeczywiście przypomina Wszechświat, po winna odtwarzać grupowanie się materii w obecnej epoce. Musi jed nak spełniać coś jeszcze: pasować do danych ze wszystkich po przednich epok, które możemy badać, obserwując obiekty o dużym przesunięciu ku czerwieni. Przy takich przesunięciach ku czer wieni (czyli w odległej przeszłości) gromady galaktyk są mniej wi doczne. Zgadza się to dobrze z symulacjami CDM, w których du że gromady powstają dość późno w wyniku łączenia się mniejszych. '. Gdyby odległości między galaktykami były 5 razy mniejsze, | niemal stykałyby się one (a przynajmniej ich zewnętrzne halo) ze j sobą. Sugeruje to, że protogalaktykl przestały się rozszerzać i oddzieliły się od siebie, gdy Wszechświat miał około miliarda lat. Poszukiwanie obiektów o jeszcze większym przesunięciu ku czerwieni nie jest tylko kwestią bicia rekordu: znalezienie w peł ni ukształtowanych galaktyk bardzo wcześnie w kosmicznej hi storii zapędziłoby teoretyków w kozi róg. Nawet w modelu CDM musi upłynąć około miliarda lat, zanim powstaną pierwsze galak tyki. Alternatywna teoria HDM, zgodnie z którą ciemna materia składa się z neutrin o małych masach, przewiduje, że galaktyki pojawiają się później niż w modelu CDM, a więc już ma kłopoty. Większe teleskopy niekoniecznie muszą pozwolić nam na od krycie jeszcze odleglejszych galaktyk niż te, które znamy (mimo że dostarczą lepszych obrazów galaktyk, które dotąd zaobser wowano). Jeśli udało nam się już odkryć pierwsze galaktyki. Ja kie powstały, spoglądanie jeszcze dalej (l cofanie się jeszcze bar dziej w przeszłość) oznaczałoby tylko badanie pozbawionej jakichkolwiek cech przedgalaktycznej epoki ciemności. Ciągle nie ma zgody co do tego, czy jakakolwiek prosta hipo teza dotycząca ciemnej materii (neutrina? zimne cząstki? a mo że ich mieszanka?) wyjaśni wszystkie szczeble struktury w na szym rzeczywistym Wszechświecie. Największe struktury: nowa liczba kosmiczna Supergromady są tylko kilka razy gęstsze niż typowy obszar przestrzeni i ciągle zagęszczają się w porównaniu 2 rozszeraają- OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 153 cym się Wszechświatem. Z drugiej strony, układy Istniejące w małej skali - poszczególne galaktyki i małe grupy galaktyk -są dużo bardziej zwarte i osiągnęły równowagę dawno temu: upłynęło już wystarczająco dużo czasu, aby skomplikowana we- wnętrzna ewolucja wymazała jakikolwiek widoczny ślad sposobu ich powstawania. Największe struktury kosmiczne zachowują najbardziej bezpośrednie dowody swojego powstania, a więc najbardziej bezpośrednio wiążą się z fundamentalnymi pytaniami dotyczącymi bardzo wczesnego Wszechświata. Pod względem grawitacyjnym nawet największe supergroma-dy są tylko niewielkimi fluktuacjami w zasadniczo gładkim Wszechświecie. Istnieje naturalny sposób opisu, jak silnie dana struktura Jest związana grawitacyjnie - czy jest to gwiazda, galaktyka czy gromada galaktyk. Otóż możemy zapytać, jaka część jej całkowitej energii masy spoczynkowej (mc2) byłaby potrzebna, aby ją rozerwać. W przypadku gromad i supergromad odpowiedź brzmi: niemal jedna stutysięczna, czyli 10"5. Ponieważ ta ważna liczba ma tak małą wartość, grawitacja w galaktykach i gromadach jest w rzeczywistości dość słaba. Do badania, jak powstają te struktury i jak zmieniają się ich wewnętrzne ruchy, wystarcza w pełni teoria newtonowska, co znacznie upraszcza symulacje komputerowe. Mała wartość tej liczby oznacza również, że możemy pełnoprawnie traktować obserwowalny Wszechświat jako w przybliżeniu jednorodny, tak jak uznalibyśmy za gładką i okrągłą sferę, na której fale i zmarszczki miałyby wysokość równą zaledwie 1/100 000 jej promienia. Liczba ta nie zmienia się w czasie - jest taka sama dla obszaru nieco gęstszego od średniej we wczesnym Wszechświecie i dla gromady (lub supergroma-dy), którą w końcu się staje. Charakteryzuje ona „chropowatość" wczesnego Wszechświata. Liczbę tę oznaczymy jako Q.5 Fluktuacje promieniowania tlą Niektóre galaktyki i kwazary obserwujemy tak daleko, że ich światło opuściło je wtedy, gdy Wszechświat był 10 razy młodszy niż obecnie. Tradycyjna astronomia nie może jednak sięgnąć 154 • PRZED POCZĄTKIEM dalej wstecz w czasie niż do ery, gdy obiekty takie powstały i oświetliły Wszechświat. Jeśli rzeczywiście struktury kosmicz ne pojawiły się w wyniku niestabilności grawitacyjnej, ich przod kowie musieli istnieć już wcześniej -jako obszary o gęstości nie co większej od średniej, rozszerzające się nieco wolniej niż inne. Powinny one odcisnąć ślad w mikrofalowym promieniowaniu tła, będącym pozostałością po wczesnym Wszechświecie. Nasz Wszechświat był na początku gęsty i nieprzezroczysty jak świecący gaz wewnątrz gwiazdy. Kwanty promieniowania (fotony) wielokrotnie rozpraszały się na elektronach. Jednakże po upływie mniej więcej pól miliona lat ekspansji temperatura spadła do 3000 stopni - zrobiło się więc nieco chłodniej niż na powierzchni Słońca. Elektrony poruszały się wtedy na tyle wol no, że mogły je pochwycić protony, tworząc atomy wodoru. Elek trony przestały wówczas rozpraszać fotony i Wszechświat stał się przezroczysty. Pierwotna mgła uniosła się i od tego czasu aż do obecnej chwili fotony podróżują bez przeszkód. Mikrofalowe promieniowanie tła docierające do naszych ra dioteleskopów pochodzi z powierzchni ostatniego rozproszenia, położonej dalej niż najdalsze kwazary. Niesie ono informację o epoce dużo dawniejszej niż czas powstania jakichkolwiek kwa- zarów i galaktyk. Powierzchnia ta - zwana czasami kosmiczną fotosferą, przez analogię do powierzchni Słońca, noszącej mia no fotosfery - leży w odległości odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni równemu 1000. Jest to wartość czynnika, o który roz szerzył się Wszechświat i wydłużyła długość fali promieniowania, ochładzając się od 3000 stopni do obecnej temperatury niecałych 3 stopni powyżej zera absolutnego. Promieniowanie pochodzące z obszaru powierzchni ostatnie go rozproszenia, który później stał się gromadą galaktyk, docie ra do nas nieco chłodniejsze niż z innych obszarów tej powierzch ni, ponieważ wydostając się spod wpływu grawitacji gęstszego obszaru, traci energię (i doświadcza niewielkiego dodatkowego przesunięcia ku czerwieni). Spadek temperatury promieniowa nia powinien wynosić około 1/100 000 - a więc być równy niewielkiej, wspomnianej wcześniej liczbie Q, która jest miarą nieregu-lamości Wszechświata. Zmierzenie tej zmiany temperatury było OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 155 wielkim wyzwaniem dla eksperymentatorów na Ziemi: cale kosmiczne promieniowanie tła o temperaturze nieco poniżej 3 kel- winów stanowi zaledwie około 1% emisji Ziemi (której temperatura powierzchniowa wynosi około 300 stopni powyżej absolutnego zera), a poszukiwany efekt jest Jeszcze 100 tysięcy razy mniejszy. W roku 1980 jednak eksperymenty przeprowadzane z Ziemi mogły już wykrywać na niebie różnicę temperatury zaledwie 1/10 000. Nie znaleziono Jednak nic poza jednorodnością. W radzieckim eksperymencie, zwanym RELICT, aby uniknąć wpływu atmosfery, wystrzelono satelitę, który przejrzał całe niebo z jeszcze większą dokładnością, ale nie znalazł żadnych niejed-norodności. Rosjanie nie mieli szczęścia, ponieważ okazało się, że wystarczyło niewielkie ulepszenie aparatury, żeby uzyskać pozytywne wyniki. COBE i później Satelitę NASA, zwanego COBE (od ang. Cosmfc Background Explo-rer- badacz kosmicznego [promieniowania] tła), zaprojektowano do pomiarów różnic temperatury mniejszych niż 0,00001 i udało się takie różnice zmierzyć. Wykrycie słabego śladu nieregularnego pola grawitacyjnego we wczesnym Wszechświecie było tryumfem techniki: zalicza się ono do wielkich odkryć, chociaż istnienie tych fluktuacji nikogo nie zaskoczyło. O wiele większą niespodziankę (wszyscy bylibyśmy naprawdę zdezorientowani) stanowiłoby niewykrycie fluktuacji na poziomie czułości COBE. Jeszcze bardziej jednorodny wczesny Wszechświat trudno byłoby pogodzić z gromadami i supergromadami galaktyk, które dzisiaj widzimy wokół nas: kontrasty gęstości musiałyby rosnąć szybciej, niż to się dzieje pod wpływem grawitacji, i teoretycy zostaliby zmuszeni do odwołania się do jakiegoś dodatkowego niegrawitacyjnego mechanizmu. Nazajutrz po ogłoszeniu odkrycia, w kwietniu 1992 roku, ze zdziwieniem przeczytałem na pierwszej stronie brytyjskiego dziennika szczegółowy opis znaczenia uzyskanych wyników, opatrzony nagłówkiem wielkości transparentu: JAK ZACZĄŁ SIĘ 156 • PRZED POCZĄTKIEM WSZECHŚWIAT. Eksperymentatorzy zwołali konferencję praso wą i wydali oświadczenie, w którym sponsorowani przez NASA uczeni wychwalali pomiary, używając tak przesadnych okre śleń, jak: „Święty Graal", „Spoglądanie w twarz Bogu" i tak da lej. Nawet Stephen Hawking (który nie jest uzależniony od dota cji NASA) uznał te wyniki za „największe odkrycie tego stulecia, jeśli nie wszech czasów". Gdy zainteresowanie mediów przekroczy pewien poziom, kar mi się samo sobą i narasta. Wyolbrzymianie i zniekształcanie odkryć w nagłówkach gazet nie jest niczym nowym: Einstein też był ich ofiarą. Jednak w przypadku COBE sami badacze zapocząt kowali wrzawę, a media po prostu powtórzyły słowo w słowo to, co powiedzieli specjaliści. Niestety, czasami dziennikarze powinni podchodzić do stwierdzeń uczonych z takim samym sceptycyzmem, z jakim zazwyczaj traktują wypowiedzi polityków. Nauka rzadko dostarcza sensacyjnych wiadomości. Uczeni nie powinni narzekać bardziej niż pisarze i kompozytorzy, że rezultaty ich pracy nie trafiają na pierwsze strony gazet. Ważne nowe idee i odkrycia często kształtują się stopniowo dzięki zbiorowemu wysiłkowi wielu ludzi. Dziennikarskie doniesienia o nauce, ograniczające się do dokonań wartych nagłośnienia - nowych wyników, których treść można łatwo przekazać - muszą tworzyć zniekształcony obraz. Stałoby się tak nawet wówczas, gdyby tematy byty dobierane optymalnie: niektórzy uczeni (a także instytucje) dużo skuteczniej niż inni nagłaśniają i promują swoje badania. Całościowy obraz Satelita COBE zbierał dane przez 4 lata i sporządził mapę temperatury promieniowania tła na całym niebie. W każdej chwili ob- serwacji zbierał dane z obszaru nieba o średnicy 7 stopni kątowych, nie rejestrował więc mniejszych szczegółów. COBE zbadał jednak zaburzenia we wszystkich skalach kątowych od 7 do 90 stopni. Fluktuacje temperatury były mniej więcej takie same w całym tym zakresie - ze wzrostem skali Wszechświat nie stawał się ani mniej, ani bardziej gładki. Stephena Hawkinga OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 157 ogarnął tak duży entuzjazm, ponieważ niektóre bardzo obiecujące hipotezy (Wszechświat inflacyjny, o którym będzie mowa w rozdziale 10) przewidują, że takie właśnie zaburzenia mogły powstać wtedy, gdy nasz Wszechświat miał mniej niż 10~36 sekun- dy. Hawking był przekonany, że COBE dostarcza nam wiedzy o kwantowych narodzinach Wszechświata. Największe supergromady galaktyk mają rozmiary kilkuset milionów lat świetlnych - są to olbrzymie odległości, ale ciągle 100 razy mniejsze od obserwowalnego Wszechświata. Jeśli poprzednik takiej struktury znajdował się na powierzchni ostatniego rozproszenia, mógł zajmować kąt zaledwie jednego stopnia. COBE badał więc skale jeszcze większe niż supergromady galaktyk. Gęstsze od średniej obszary w tej większej skali nie skupiły się jeszcze w widocznym stopniu, ponieważ ich dodatkowa energia grawitacyjna (zaledwie i O"5 energii ich masy spoczynkowej) nie może współzawodniczyć z energią kinetyczną ekspansji, która dla większych układów odgrywa ważniejszą rolę. Urządzenia umieszczone na szczytach gór, w balonach i na biegunie południowym zmierzyły do chwili obecnej fluktuacje temperatury w skali kątowej rzędu stopnia i mniejszej. Nie mogą one stworzyć mapy całego nieba, tak jak satelita, ale osiągają tę samą czułość znacznie mniejszym kosztem. Na początku przyszłego tysiąclecia dwa nowe eksperymenty przeprowadzone w przestrzeni kosmicznej -jeden dotowany przez NASA, a drugi przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA) - pozwolą sporządzić niezwykle szczegółową mapę fluktuacji na całym niebie. W ten sposób prawdopodobnie będziemy mogli sprawdzić, które z naszych obecnych wyobrażeń (i czy w ogóle jakieś) na temat powstawania galaktyk są prawdziwe. Wczesny Wszechświat był tak gładki, jak gładki jest ocean. Istnieje dobrze zdefiniowana średnia krzywizna, a na niej znajdują się fale i zmarszczki. Spoglądając na ocean z lotu ptaka, zobaczymy najpierw tylko gładką powierzchnię, nie Ucząc łagodnej, globalnej krzywizny Ziemi. Gdy zaczynamy przyglądać się dokładniej, dostrzegamy fale. Kolejne niewielkie wyostrzenie obrazu pozwala przyjrzeć się falom szczegółowo. Jaka jest statystyka wysokości fal? Czy dłuższe fale są wyższe niż krótsze? Taką 154 • PRZED POCZĄTKIEM dalej wstecz w czasie niż do ery, gdy obiekty takie powstały i oświetliły Wszechświat. Jeśli rzeczywiście struktury kosmicz ne pojawiły się w wyniku niestabilności grawitacyjnej, ich przod kowie musieli istnieć już wcześniej -jako obszary o gęstości nie co większej od średniej, rozszerzające się nieco wolniej niż inne. Powinny one odcisnąć ślad w mikrofalowym promieniowaniu tła, będącym pozostałością po wczesnym Wszechświecie. Nasz Wszechświat był na początku gęsty i nieprzezroczysty jak świecący gaz wewnątrz gwiazdy. Kwanty promieniowania (fotony) wielokrotnie rozpraszały się na elektronach. Jednakże po upływie mniej więcej pół miliona lat ekspansji temperatura spadła do 3000 stopni - zrobiło się więc nieco chłodniej niż na powierzchni Słońca. Elektrony poruszały się wtedy na tyle wol no, że mogły je pochwycić protony, tworząc atomy wodoru. Elek trony przestały wówczas rozpraszać fotony i Wszechświat stał się przezroczysty. Pierwotna mgła uniosła się i od tego czasu aż do obecnej chwili fotony podróżują bez przeszkód. Mikrofalowe promieniowanie tła docierające do naszych ra dioteleskopów pochodzi z powierzchni ostatniego rozproszenia, położonej dalej niż najdalsze kwazary. Niesie ono informację o epoce dużo dawniejszej niż czas powstania jakichkolwiek kwa- zarów i galaktyk. Powierzchnia ta - zwana czasami kosmiczną fotosferą, przez analogię do powierzchni Słońca, noszącej mia no fotosfery - leży w odległości odpowiadającej przesunięciu ku czerwieni równemu 1000. Jest to wartość czynnika, o który roz szerzył się Wszechświat i wydłużyła długość fali promieniowania, ochładzając się od 3000 stopni do obecne] temperatury niecałych 3 stopni powyżej zera absolutnego. Promieniowanie pochodzące z obszaru powierzchni ostatnie go rozproszenia, który później stał się gromadą galaktyk, docie ra do nas nieco chłodniejsze niż z innych obszarów tej powierzch ni, ponieważ wydostając się spod wpływu grawitacji gęstszego obszaru, traci energię (i doświadcza niewielkiego dodatkowego przesunięcia ku czerwieni). Spadek temperatury promieniowania powinien wynosić około 1/100 000 - a więc być równy niewielkiej, wspomnianej wcześniej liczbie Q, która jest miarą nieregu-lamości Wszechświata. Zmierzenie tej zmiany temperatury było OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 155 wielkim wyzwaniem dla eksperymentatorów na Ziemi: całe kosmiczne promieniowanie tlą o temperaturze nieco poniżej 3 kel- winów stanowi zaledwie około 1% emisji Ziemi (której temperatura powierzchniowa wynosi okolo 300 stopni powyżej absolutnego zera), a poszukiwany efekt jest jeszcze 100 tysięcy razy mniejszy. W roku 1980 jednak eksperymenty przeprowadzane z Ziemi mogły już wykrywać na niebie różnicę temperatury zaledwie 1/10 000. Nie znaleziono jednak nic poza jednorodnością. W radzieckim eksperymencie, zwanym RELICT, aby uniknąć wpływu atmosfery, wystrzelono satelitę, który przejrzał całe niebo z jeszcze większą dokładnością, ale nie znalazł żadnych niejed-norodności. Rosjanie nie mieli szczęścia, ponieważ okazało się, że wystarczyło niewielkie ulepszenie aparatury, żeby uzyskać pozytywne wyniki. COBE i później Satelitę NASA, zwanego COBE (od ang. Cosmic Bcickground Explo-rer- badacz kosmicznego [promieniowania] tła), zaprojektowano do pomiarów różnic temperatury mniejszych niż 0,00001 i udało się takie różnice zmierzyć. Wykrycie słabego śladu nieregularnego pola grawitacyjnego we wczesnym Wszechświecie było tryumfem techniki: zalicza się ono do wielkich odkryć, chociaż istnienie tych fluktuacji nikogo nie zaskoczyło. O wiele większą niespodziankę (wszyscy bylibyśmy naprawdę zdezorientowani) stanowiłoby niewykrycie fluktuacji na poziomie czułości COBE. Jeszcze bardziej jednorodny wczesny Wszechświat trudno byłoby pogodzić z gromadami i supergromadami galaktyk, które dzisiaj widzimy wokół nas: kontrasty gęstości musiałyby rosnąć szybciej, niż to się dzieje pod wpływem grawitacji, i teoretycy zostaliby zmuszeni do odwołania się do jakiegoś dodatkowego niegrawitacyjnego mechanizmu. Nazajutrz po ogłoszeniu odkrycia, w kwietniu 1992 roku, ze zdziwieniem przeczytałem na pierwszej strome brytyjskiego dziennika szczegółowy opis znaczenia uzyskanych wyników, opatrzony nagłówkiem wielkości transparentu: JAK ZACZĄŁ SIĘ 156 • PRZED POCZĄTKIEM WSZECHŚWIAT. Eksperymentatorzy zwołali konferencję prasową i wydali oświadczenie, w którym sponsorowani przez NASA uczeni wychwalali pomiary, używając tak przesadnych określeń, Jak: „Święty Graal", „Spoglądanie w twarz Bogu" i tak dalej. Nawet Stephen Hawking (który nie jest uzależniony od dotacji NASA) uznał te wyniki za „największe odkrycie tego stulecia, jeśli nie wszech czasów". Gdy zainteresowanie mediów przekroczy pewien poziom, karmi się samo sobą i narasta. Wyolbrzymianie i zniekształcanie odkryć w nagłówkach gazet nie Jest niczym nowym: Einstein też był ich ofiarą. Jednak w przypadku COBE sami badacze zapoczątkowali wrzawę, a media po prostu powtórzyły słowo w słowo to, co powiedzieli specjaliści. Niestety, czasami dziennikarze powinni podchodzić do stwierdzeń uczonych z takim samym sceptycyzmem, z jakim zazwyczaj traktują wypowiedzi polityków. Nauka rzadko dostarcza sensacyjnych wiadomości. Uczeni nie powinni narzekać bardziej niż pisarze i kompozytorzy, że rezultaty ich pracy nie trafiają na pierwsze strony gazet. Ważne nowe idee i odkrycia często kształtują się stopniowo dzięki zbiorowemu wysiłkowi wielu ludzi. Dziennikarskie doniesienia o nauce, ograniczające się do dokonań wartych nagłośnienia - nowych wyników, których treść można łatwo przekazać - muszą tworzyć zniekształcony obraz. Stałoby się tak nawet wówczas, gdyby tematy były dobierane optymalnie: niektórzy uczeni (a także Instytucje) dużo skuteczniej niż inni nagłaśniają i promują swoje badania. Całościowy obraz Satelita COBE zbierał dane przez 4 lata i sporządził mapę temperatury promieniowania tła na całym niebie. W każdej chwili ob- serwacji zbierał dane z obszaru nieba o średnicy 7 stopni kątowych, nie rejestrował więc mniejszych szczegółów. COBE zbadał jednak zaburzenia we wszystkich skalach kątowych od 7 do 90 stopni. Fluktuacje temperatury były mniej więcej takie same w całym tym zakresie - ze wzrostem skali Wszechświat nie stawał się ani mniej, ani bardziej gładki. Stephena Hawkinga OD PIERWOTNYCH ZABURZEŃ DO STRUKTUR... • 157 ogarnął tak duży entuzjazm, ponieważ niektóre bardzo obiecujące hipotezy (Wszechświat Inflacyjny, o którym będzie mowa w rozdziale 10) przewidują, że takie właśnie zaburzenia mogfy powstać wtedy, gdy nasz Wszechświat miał mniej niż 10~36 sekun- dy. Hawking był przekonany, że COBE dostarcza nam wiedzy o kwantowych narodzinach Wszechświata. Największe supergromady galaktyk mają rozmiary kilkuset milionów lat świetlnych - są to olbrzymie odległości, ale ciągle 100 razy mniejsze od obserwowalnego Wszechświata. Jeśli poprzednik takiej struktury znajdował się na powierzchni ostatniego rozproszenia, mógł zajmować kąt zaledwie jednego stopnia. COBE badał więc skale jeszcze większe niż supergromady galaktyk. Gęstsze od średniej obszary w tej większej skali nie skupiły się jeszcze w widocznym stopniu, ponieważ ich dodatkowa energia grawitacyjna (zaledwie i O"5 energii ich masy spoczynkowej) nie może współzawodniczyć z energią kinetyczną ekspansji, która dla większych układów odgrywa ważniejszą rolę. Urządzenia umieszczone na szczytach gór, w balonach i na biegunie południowym zmierzyły do chwili obecnej fluktuacje temperatury w skali kątowej rzędu stopnia i mniejszej. Nie mogą one stworzyć mapy całego nieba, tak jak satelita, ale osiągają tę samą czułość znacznie mniejszym kosztem. Na początku przyszłego tysiąclecia dwa nowe eksperymenty przeprowadzone w przestrzeni kosmicznej -jeden dotowany przez NASA, a drugi przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA) - pozwolą sporządzić niezwykle szczegółową mapę fluktuacji na całym niebie. W ten sposób prawdopodobnie będziemy mogli sprawdzić, które z naszych obecnych wyobrażeń (i czy w ogóle jakieś) na temat powstawania galaktyk są prawdziwe. Wczesny Wszechświat był tak gładki, jak gładki jest ocean. Istnieje dobrze zdefiniowana średnia krzywizna, a na niej znajdują się fale i zmarszczki. Spoglądając na ocean z lotu ptaka, zobaczymy najpierw tylko gładką powierzchnię, nie licząc łagodnej, globalnej krzywizny Ziemi. Gdy zaczynamy przyglądać się dokładniej, dostrzegamy fale. Kolejne niewielkie wyostrzenie obrazu pozwala przyjrzeć się falom szczegółowo. Jaka jest statystyka wysokości fal? Czy dłuższe fale są wyższe niż krótsze? Taką 158 • PRZED POCZĄT