Sesja S1A

Granice Wszechświata

Marek Demiański Instytut Fizyki Teoretycznej, Uniwersytet Warszawski W ciągu ostatnich kilkudziesięciu lat dramatycznie zmieniły się nasze wyobrażenia o rozmiarach i ewolucji Wszechświata. Jeszcze na początku XX wieku istniały dwa konkurencyjne modele Wszechświata. Wyobrażano sobie, że albo gwiazdy zajmują skończoną objętość i tworzą ogromne skupisko - Drogę Mleczną, a poza granicami Drogi Mlecznej jest nieskończona statyczna pusta przestrzeń, albo cały nieskończony Wszechświat jest wypełniony gwiazdami, które się nie poruszają. Ta druga możliwość nie cieszyła się dużą popularnością, gdyż prowadziła do kilku paradoksów. Już Newton i Bentley w XVII wieku zauważyli, że gwiazdy rozłożone w nieskończonym Wszechświecie powinny się poruszać pod wpływem wzajemnych oddziaływań grawitacyjnych. W roku 1685 w traktacie O systemach świata Newton zaproponował sposób na wyjście z tej trudnej sytuacji i rozważał jednorodny rozkład gwiazd, przyjmując, że odległości między gwiazdami są bardzo duże. Inny problem, z jakim borykał się ten model, jest związany z bardzo prostym i na pierwszy rzut oka trywialnym pytaniem: dlaczego w nocy jest ciemno? W nieskończonej statycznej przestrzeni jednorodnie wypełnionej gwiazdami obserwując niebo w dowolnym kierunku powinniśmy odbierać promieniowanie wysyłane z powierzchni jakiejś gwiazdy, najczęściej bardzo odległej, i wobec tego w nocy powinno być bardzo jasno, a przecież nie jest. Z tym problemem borykali się najwięksi astronomowie i fizycy przez ponad sto lat.

Po ostatecznym sformułowaniu ogólnej teorii względności w 1916 roku Albert Einstein postanowił zbudować model Wszechświata zgodny z nową relatywistyczną teorią grawitacji. Aby uniknąć problemów związanych z nieskończonym Wszechświatem, Einstein przyjął, że Wszechświat jest skończony, dokładniej, że jest to trójwymiarowa sfera jednorodnie wypełniona gwiazdami, a od astronomów przejął przekonanie o statyczności Wszechświata. Gdy okazało się, że równania nowej teorii grawitacji nie dopuszczają w takim przypadku statycznych rozwiązań, zmodyfikował równania wprowadzając tak zwaną stałą kosmologiczną.

Zasadniczy przełom w badaniu Wszechświata nastąpił, gdy korzystając z coraz to większych teleskopów astronomowie odkryli inne galaktyki. Od dawna astronomowie wiedzieli, że na niebie występują nie tylko gwiazdy, ale również mgławice, które utożsamiano ze świecącymi obłokami gazu. Szczególną klasę mgławic stanowiły mgławice spiralne, które wyglądają jak gazowe wiry i stąd ich nazwa. Gdy na początku XX wieku zaczęto badać mgławice spiralne, okazało się, że poruszają się one z bardzo dużymi prędkościami, przy czym w przeważającej większości oddalają się od nas, co spowodowało, że stały się obiektami jeszcze bardziej interesującymi. W 1923 roku Edwin Hubble, korzystając z największego wówczas teleskopu, wypatrzył gwiazdy w mgławicy spiralnej w Andromedzie. Wkrótce zauważył gwiazdy w innych mgławicach spiralnych.

Następnym wielkim wyzwaniem było wyznaczenie odległości do mgławic. Wkrótce w kilku mgławicach spiralnych Hubble zidentyfikował cefeidy. Cefeidy są to gwiazdy zmienne, dla których empirycznie stwierdzono, że okres zmian ich jasności jest proporcjonalny do ich jasności absolutnej. Znając okres zmian jasności cefeidy, co łatwo jest wyznaczyć obserwacyjnie, można wyznaczyć jej jasność absolutną (L), a znając z obserwacji jej jasność pozorną można wyznaczyć odległość (d) do cefeidy, gdyż jasność pozorna jest proporcjonalna do L/d². Okazało się, że mgławice spiralne znajdują się daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Na przykład, odległość do Mgławicy Andromedy wynosi 730 kpc = 2,4 miliona lat świetlnych. W ten sposób Hubble odkrył świat galaktyk.

Sześć lat później Hubble dokonał kolejnego wielkiego odkrycia. Gdy zebrał informacje o odległościach i prędkościach ucieczki dla kilkunastu galaktyk, odłożył je na wykresie i stwierdził, że prędkość ucieczki galaktyk jest proporcjonalna do ich odległości. Współczynnik proporcjonalności w tej zależności nosi nazwę stałej Hubble'a. Okazało się, że Wszechświat, ten największy obiekt, który możemy obserwować i poznawać, zmienia się - ewoluuje. Trudno przypuszczać, że nasza Galaktyka jest w jakikolwiek sposób wyróżniona i z punktu widzenia obserwatora znajdującego się w innej galaktyce Wszechświat też się rozszerza. Zasada Kopernikańska zastosowana do świata galaktyk prowadzi do wniosku, że Wszechświat jest jednorodny.

Jeszcze zanim Hubble odkrył rozszerzanie się Wszechświata, radziecki matematyk i meteorolog Aleksander Friedmann, korzystając z równań Einsteina wykazał, że Wszechświat jednorodnie wypełniony materią musi się zmieniać. Z rozważań Friedmanna wynika, że Wszechświat musiał mieć początek. Wiek Wszechświata zależy od stałej Hubble'a i średniej gęstości materii we Wszechświecie. Te dwa podstawowe parametry określające model kosmologiczny okazały się bardzo trudne do wyznaczenia. Dopiero w ostatnich pięciu latach dokładność pomiarów wzrosła na tyle, że można poważnie traktować wartości tych parametrów, podawane przez astronomów. Stała Hubble'a wynosi H₀ =65+-2km/s Mpc, (ro)_materii = 2 × 10^{- 30} g/cm³, (Omega)_m = (ro)_materii × 8 (pi) G/3H₀² = 0,3. Przy okazji najnowszych pomiarów stałej Hubble'a okazało się, że stała kosmologiczna jest najprawdopodobniej różna od zera i jej wkład do średniej gęstości energii we Wszechświecie wynosi (Omega)_(Lambda) = (Lambda) c²/3H₀² = 0,7, co sprawia, że obecnie Wszechświat rozszerza się coraz szybciej. Ze zmierzonych wartości stałej Hubble'a i średniej gęstości materii wynika, że Wszechświat ma 14,3 miliarda lat.

Od czasu odkrycia przez Hubble'a prostego związku łączącego prędkość ucieczki galaktyki z jej odległością, astronomowie zajmujący się badaniem galaktyk rywalizują w znajdowaniu jak najdalszych obiektów we Wszechświecie. Prostym miernikiem prędkości oddalania się galaktyki jest przesunięcie linii widmowych. Do pomiaru prędkości oddalania się galaktyk wprowadzono tak zwany parametr przesunięcia ku czerwieni z = ((lambda)_obs - (lambda)_lab)/(lambda)_lab, gdzie (lambda)_obs to obserwowana długość fali linii widmowej, a (lambda)_lab to laboratoryjnie wyznaczona długość fali odpowiadająca tej samej linii widmowej. Dla najdalszej znanej galaktyki z = 6,68, co oznacza, że galaktyka ta oddala się od nas z prędkością v = 0,9666 c (!) i znajduje się w odległości 0,64 odległości do kosmologicznego horyzontu. Na przebycie tej drogi sygnał świetlny potrzebuje 10,5 miliarda lat. Astronomowie znaleźli już dwa obiekty, które najprawdopodobniej znajdują się jeszcze dalej. Badania tych obiektów trwają.