Jaki jest wszechświat, w którym żyjemy? Jak powstał, jaka jest jego struktura i jaki go czeka los? Ludzie od zawsze zadają sobie te pytania. Początkowo zagadnienia te były czystymi spekulacjami, lecz postęp w dziedzinie obserwacji astronomicznych, szczególnie w ostatnich dekadach, umożliwił nam dokład[-]ne poznanie budowy i ewolucji kosmosu. Dzisiejszy obraz wszechświata jest zaskakujący i daleki od dawnych wyobrażeń.
POLECAMY
Einstein w błędzie?
Współczesna kosmologia narodziła się w roku 1917. Nie nastąpiło to jednak w wyniku jakiegoś spektakularnego odkrycia astronomicznego, przełom miał wymiar czysto teoretyczny: zaproponowano wtedy pierwszy model kosmologiczny zgodny z ogólną teorią względności. Autorem modelu był sam twórca teorii względności, najsłynniejszy fizyk XX wieku – Albert Einstein. Ogłoszona przez niego w 1915 roku ogólna teoria względności (OTW) jest najlepszym znanym nam opisem oddziaływania grawitacyjnego i uogólnia znane od XVII wieku prawo ciążenia powszechnego Izaaka Newtona. W skali kosmosu grawitacja jest siłą dominującą, a pozostałe trzy oddziaływania fundamental[-]ne – elektromagnetyczne oraz jądrowe silne i słabe – można pominąć w rozważaniach. Wszechświat opisujemy zatem w oparciu o teorię grawitacji, a każdy jego fizyczny model bazuje na OTW. Dlatego też prawa rządzące budową i ewolucją wszechświata wyprowadzamy z podstawowych dla tej teorii równań Einsteina, wiążących rozkład mas i energii w kosmosie z geometrią czasoprzestrzeni. Ze względu na ich matematyczną złożoność, znalezienie rozwiązań tych równań jest w ogólnym przypadku bardzo trudne albo wręcz niemożliwe (dla wtajemniczonych: jest to układ 10 równań różniczkowych), dlatego opisując konkretny układ fizyczny, należy poczynić pewne upraszczające (lecz uzasadnione) założenia. W kosmologii najważniejszym takim założeniem jest zasada kopernikańska, która mówi, że nasze położenie, jako obserwatorów, nie jest w żaden sposób wyróżnione – oczywiście statystycznie rzecz biorąc, wszak znajdujemy się na planecie, a nie w pustej przestrzeni, krążymy wokół konkretnej gwiazdy w określonej galaktyce itd. Zasada ta, gdy proponował ją Einstein, była wyłącznie postulatem, ale dziś w dużej mierze jest potwierdzona obserwacyjnie, przynajmniej w naszym „kosmicznym sąsiedztwie”, czyli w obszarze o średnicy jakichś kilkuset milionów lat świetlnych.
Hubble rozszerza świat
Model Einsteina, choć przełomowy, miał jednak pewną właściwość, która wkrótce okazała się niezgodna z rzeczywistością: był statyczny, czyli de facto niezmienny w czasie. Swoboda w przyjęciu takiego założenia wynikała z tego, że 93 lata temu za cały wszechświat uważano wyłącznie naszą Galaktykę. Nie tylko nie wiedziano, że jest ona jedną spośród miliardów jej podobnych, ale nawet nie znano jej rozmiarów! Dopiero w 1924 roku Edwin Hubble jako pierwszy pokazał, że Mgławica Andromedy znajduje się w odległości niemalże miliona lat świetlnych (dziś wiemy, że Galaktyka Andromedy jest ponaddwukrotnie dalej niż szacował Hubble), a więc nie może należeć do układu gwiazd Drogi Mlecznej.
Co ciekawe, Einstein poczynił jeszcze jedno założenie, którego znaczenie doceniliśmy dopiero niedawno.
Dla uzyskania statycznej konfiguracji „gwiazd” (dziś wiemy, że galaktyk), konieczne było uwzględnienie w równaniach pewnej dodatkowej stałej, zwanej obecnie – jakżeby inaczej – kosmologiczną. Jej fizyczna interpretacja do dziś nastręcza sporo trudności. Gdyby „tłumaczyć” tę kosmologiczną stałą na znane nam pojęcia, oznaczałaby ona istnienie w całym wszechświecie swego rodzaju odpychającej siły czy też substancji o ujemnym ciś[-]nieniu. Wartość tej stałej była całkowicie nieznana, więc Einstein dobrał ją tak, by w skali kosmicznej równoważyła wzajemną grawitację „gwiazd”, która to grawitacja w teorii względności zachowuje się tak jak w klasycznej teorii Newtona, czyli działa wyłącznie przyciągająco. Wkrótce jednak Aleksander Friedman i (niezależnie) Georges Lemaître pokazali, że ogólniejszym rozwiązaniem równań Einsteina w kontekście kosmologii jest konfiguracja, w której wszystkie galaktyki albo się do siebie wzajemnie zbliżają, albo oddalają, i to nawet jeśli stała kosmologiczna ma wartość równą 0 – jest to tzw. model Friedmana-Lemaître’a. W roku 1929 Hubble – po wieloletnim zbieraniu danych – ogłosił, że zdecydowana większość galaktyk nie tylko oddala się od nas, ale każda z nich ma tym większą prędkość względem nas, im dalej od nas się znajduje (proporcjonalny związek prędkości ucieczki galaktyk z ich odległo...
Pozostałe 80% artykułu dostępne jest tylko dla Prenumeratorów.
