:.www.nemroth.prv.pl - Welcome in my Heaven.:

Najjaśniejsze ciała niebieskie, jakie możemy dostrzec na bezchmurnym niebie w bezksiężycową noc, to planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Widać również wiele gwiazd stałych, które są podobne do naszego Słońca, a tylko znacznie dalej od nas położone. Niektóre z nich w rzeczywistości zmieniają nieco swe położenie względem innych: nie są wcale stałe! Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy te znajdują się jednak względnie blisko nas. W miarę jak Ziemia okrąża Słońce, oglądamy je z różnych pozycji na tle gwiazd bardziej odległych. Jest to bardzo pomyślna okoliczność, pozwala nam bowiem bezpośrednio zmierzyć odległość do tych bliskich gwiazd: im bliżej nas gwiazda się znajduje, tym wyraźniejsza pozorna zmiana jej położenia. Najbliższa gwiazda, zwana Proxima Centauri, jest oddalona o cztery lata świetlne (jej światło potrzebuje czterech lat, aby dotrzeć do Ziemi), czyli o około 35 milionów milionów kilometrów. Większość gwiazd, które widać gołym okiem, znajduje się w odległości mniejszej niż kilkaset lat świetlnych od nas. Dla porównania, odległość do Słońca wynosi osiem minut świetlnych! Widoczne gwiazdy wydają się rozproszone po całym niebie, ale szczególnie wiele ich znajduje się w paśmie zwanym Drogą Mleczną. Już w 1750 roku niektórzy astronomowie twierdzili, że obecność Drogi Mlecznej można wytłumaczyć, zakładając, iż większość widzialnych gwiazd należy do układu przypominającego dysk; takie układy nazywamy dziś galaktykami spiralnymi. Parędziesiąt lat później astronom brytyjski Sir William Herschel potwierdził tę koncepcję, mierząc cierpliwie położenia i odległości wielkiej liczby gwiazd, jednak powszechnie przyjęto ją dopiero na początku naszego stulecia.

Współczesny obraz wszechświata zaczął kształtować się całkiem niedawno, w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble wykazał, że nasza Galaktyka nie jest jedyna we wszechświecie, lecz że w rzeczywistości istnieje bardzo wiele innych, oddzielonych od siebie ogromnymi obszarami pustej przestrzeni. Aby to udowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległość do innych galaktyk, położonych tak daleko, iż w odróżnieniu od pobliskich gwiazd nie zmieniają pozycji na niebie. Hubble był więc zmuszony do użycia metod pośrednich przy dokonywaniu swych pomiarów. Jasność obserwowana gwiazdy zależy od dwóch czynników: od natężenia światła, emitowanego przez gwiazdę (jej jasności), i od odległości od nas. Potrafimy zmierzyć jasność obserwowaną pobliskich gwiazd i odległość od nich, więc możemy wyznaczyć ich jasność. I odwrotnie, znając jasność gwiazd w odległej galaktyce, potrafimy wyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność obserwowaną. Hubble odkrył, że wszystkie gwiazdy pewnych typów, znajdujące się dostatecznie blisko, by można było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem. Wobec tego argumentował jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemy przyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju, i korzystając z tego założenia, jesteśmy w stanie obliczyć odległość do tej galaktyki. Jeżeli potrafimy to zrobić dla znacznej liczby gwiazd w jednej galaktyce i za każdym razem otrzymujemy tę samą odległość, możemy być pewni poprawności naszej oceny.

W ten sposób Hubble wyznaczył odległość do dziewięciu galaktyk. Dziś wiemy, że nasza Galaktyka jest tylko jedną z setek miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów, każda z nich zawiera zaś setki miliardów gwiazd. Rysunek 11 przedstawia spiralną galaktykę; tak mniej więcej widzi naszą Galaktykę ktoś żyjący w innej. Żyjemy w galaktyce o średnicy stu tysięcy lat świetlnych. Wykonuje ona powolne obroty: gwiazdy w jednym z ramion spirali okrążają centrum galaktyki raz na paręset milionów lat. Słońce jest przeciętną, żółtą gwiazdą w pobliżu wewnętrznego brzegu jednego z ramion spirali. Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy to wierzyliśmy, że Ziemia jest środkiem wszechświata.

Gwiazdy położone są tak daleko, że wydają się tylko punkcikami świetlnymi. Nie widzimy ich kształtu ani rozmiarów. Jak zatem możemy rozróżniać typy gwiazd? Badając większość gwiazd, potrafimy obserwować tylko jedną ich cechę charakterystyczną, mianowicie kolor ich światła.

Już Newton odkrył, że gdy światło słoneczne przechodzi przez trójgraniasty kawałek szkła, zwany pryzmatem, to rozszczepia się na poszczególne kolory składowe (widmo światła), podobnie jak tęcza. Ogniskując teleskop na określonej gwieździe lub galaktyce, można w podobny sposób wyznaczyć widmo światła tej gwiazdy lub galaktyki. Różne gwiazdy mają różne widma, ale względna jasność poszczególnych kolorów jest zawsze taka, jakiej należałoby się spodziewać w świetle przedmiotu rozgrzanego do czerwoności. (W rzeczywistości, światło emitowane przez rozgrzany, nieprzezroczysty przedmiot ma charakterystyczne widmo, które zależy tylko od temperatury; widmo takie nazywamy termicznym lub widmem ciała doskonale czarnego). Oznacza to, że potrafimy wyznaczać temperaturę gwiazdy na podstawie widma jej światła. Co więcej, okazuje się, iż w widmach gwiazd brakuje pewnych charakterystycznych kolorów; te brakujące kolory są różne dla różnych gwiazd. Wiemy, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania charakterystyczny zestaw kolorów, zatem porównując te układy barw z brakującymi kolorami w widmach gwiazd, możemy wyznaczyć pierwiastki obecne w atmosferach gwiazd.
W latach dwudziestych, kiedy astronomowie rozpoczęli badania widm gwiazd w odległych galaktykach, zauważyli coś bardzo osobliwego: w widmach tych gwiazd widać dokładnie te same układy kolorów, co w widmach gwiazd naszej Galaktyki, ale przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma o taką samą względną wartość długości fali. Aby zrozumieć znaczenie tego spostrzeżenia, musimy najpierw zrozumieć efekt Dopplera. Jak już wiemy, światło widzialne to fale elektromagnetyczne. Częstość światła (liczba fal na sekundę) jest bardzo wysoka, od czterech do siedmiu setek milionów milionów fal na sekundę. Oko ludzkie rejestruje fale o odmiennych częstościach jako różne kolory: fale o najniższej częstości odpowiadają czerwonemu krańcowi widma, o najwyższej częstości niebieskiemu. Wyobraźmy sobie teraz, że źródło światła o stałej częstości, na przykład gwiazda, znajduje się w stałej odległości od nas. Oczywiście, częstość odbieranych przez nas fal jest dokładnie taka sama, jak fal wysyłanych (grawitacyjne pole galaktyki jest zbyt słabe, by odegrać znaczącą rolę). Przypuśćmy teraz, że źródło zaczyna się przybliżać. Kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza źródło, znajduje się ono już bliżej nas, zatem ten grzbiet fali dotrze do nas po krótszym czasie, niż wtedy gdy źródło było nieruchome. A zatem odstęp czasu między kolejnymi rejestrowanymi grzbietami fal jest krótszy, ich liczba na sekundę większa i częstość fali wyższa niż wówczas, gdy źródło nie zmieniało położenia względem nas. Podobnie, gdy źródło oddala się, częstość odbieranych fal obniża się. W wypadku fal świetlnych wynika stąd, że widmo gwiazd oddalających się od nas jest przesunięte w kierunku czerwonego krańca, zaś widmo gwiazd zbliżających się w kierunku krańca niebieskiego. Ten związek między częstością a względną prędkością można obserwować w codziennej praktyce. Wystarczy przysłuchać się nadjeżdżającemu samochodowi: gdy zbliża się, dźwięk jego silnika jest wyższy (co odpowiada wyższej częstości fal dźwiękowych), niż gdy się oddala. Fale świetlne i radiowe zachowują się podobnie; policja wykorzystuje efekt Dopplera i mierzy prędkość samochodów, dokonując pomiaru częstości impulsów fal radiowych odbitych od nich.

Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk Hubble spędził kolejne lata, mierząc ich odległości i widma. W tym czasie większość astronomów sądziła, że galaktyki poruszają się zupełnie przypadkowo, oczekiwano zatem, że połowa widm będzie przesunięta w stronę czerwieni, a połowa w stronę niebieskiego krańca widma. Ku powszechnemu zdumieniu okazało się, że niemal wszystkie widma są przesunięte ku czerwieni: prawie wszystkie galaktyki oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zdumiewające było kolejne odkrycie Hubble'a, które ogłosił w 1929 roku: nawet wielkość przesunięcia widma ku czerwieni nie jest przypadkowa, lecz wprost proporcjonalna do odległości do galaktyki. Inaczej mówiąc, galaktyki oddalają się od nas tym szybciej, im większa jest odległość do nich! A to oznacza, że wszechświat nie jest statyczny, jak uważano przedtem, lecz rozszerza się: odległości między galaktykami stale rosną.

Odkrycie, że wszechświat się rozszerza, było jedną z wielkich rewolucji intelektualnych dwudziestego wieku. Znając już rozwiązanie zagadki, łatwo się dziwić, że nikt nie wpadł na nie wcześniej. Newton i inni uczeni powinni byli zdawać sobie sprawę, że statyczny wszechświat szybko zacząłby zapadać się pod działaniem grawitacji. Przypuśćmy jednak, że wszechświat rozszerza się. Jeśli tempo ekspansji byłoby niewielkie, to siła ciążenia wkrótce powstrzymałaby rozszerzanie się wszechświata, a następnie spowodowałaby jego kurczenie się. Gdyby jednak tempo ekspansji było większe niż pewna krytyczna wielkość, to grawitacja nigdy nie byłaby zdolna do powstrzymania ekspansji i wszechświat rozszerzałby się już zawsze. Przypomina to odpalenie rakiety z powierzchni Ziemi. Jeśli prędkość rakiety jest dość niewielka, to ciążenie zatrzymuje rakietę i powoduje jej spadek na Ziemię. Jeśli jednak prędkość rakiety jest większa niż pewna prędkość krytyczna (około 11 km/s), to grawitacja nie może jej zatrzymać i rakieta oddala się w przestrzeń kosmiczną na zawsze. Takie zachowanie się wszechświata można było wydedukować z teorii Newtona w dowolnej chwili w XIX, XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku, jednak wiara w statyczny wszechświat przetrwała aż do początków XX stulecia. Nawet Einstein wierzył weń tak mocno, że już po sformułowaniu ogólnej teorii względności zdecydował się zmodyfikować ją przez dodanie tak zwanej stałej kosmologicznej, wyłącznie po to, by pogodzić istnienie statycznego wszechświata z tą teorią. W ten sposób wprowadził on nową antygrawitacyjną" siłę, która, w odróżnieniu od wszystkich innych sił, nie jest związana z żadnym konkretnym źródłem, lecz wynika niejako ze struktury samej czasoprzestrzeni. Twierdził, że czasoprzestrzeń obdarzona jest tendencją do rozszerzania się, która może dokładnie zrównoważyć przyciąganie materii znajdującej się we wszechświecie, J w rezultacie wszechświat pozostaje statyczny. Jak się zdaje, tylko jeden uczony gotów był zaakceptować teorie względności ze wszystkimi jej konsekwencjami. W czasie gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu uniknięcia wynikającego z teorii wniosku, że wszechświat statyczny nie jest, rosyjski fizyk i matematyk, Aleksander Friedmann, spróbował wyjaśnić ów rezultat.

Friedmann poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące struktury wszechświata: że wszechświat wygląda tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy, i że byłoby to prawdą również wówczas, gdybyśmy obserwowali go z innego miejsca. Na podstawie tylko tych dwóch założeń Friedmann wykazał, iż nie powinniśmy spodziewać się statycznego wszechświata. Już w 1922 roku, parę lat przed odkryciem Hubble'a, Friedmann przewidział dokładnie, co Hubble powinien zaobserwować!

Założenie, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, jest bezspornie fałszywe. Na przykład, gwiazdy w naszej Galaktyce tworzą na niebie wyraźne pasmo światła zwane Drogą Mleczną. Jeśli jednak będziemy brać pod uwagę tylko odległe galaktyki, to stwierdzimy, że ich liczba jest taka sama w każdym kierunku. Zatem wszechświat rzeczywiście wygląda jednakowo w każdym kierunku, pod warunkiem, że nie zwracamy uwagi na szczegóły o wymiarach charakterystycznych mniejszych od średniej odległości między galaktykami. Przez długi czas uważano, że jest to dostateczne uzasadnienie dla założeń Friedmanna, pozwalające je przyjmować jako z grubsza poprawny opis rzeczywistego wszechświata. Jednak stosunkowo niedawno, dzięki szczęśliwemu trafowi, odkryto, iż założenia Friedmanna opisują wszechświat wyjątkowo dokładnie.

W 1965 roku dwaj amerykańscy fizycy: Arno Penzias i Robert Wilson, pracujący w laboratorium firmy telefonicznej Bell w New Jersey, wypróbowywali bardzo czuły detektor mikrofalowy. (Mikrofale to fale podobne do światła, ale o częstości tylko 10 miliardów fal na sekundę). Penzias i Wilson mieli poważny kłopot, ponieważ ich detektor rejestrował więcej szumu, niż powinien. Szum ten nie pochodził z żadnego określonego kierunku. Penzias i Wilson starali się znaleźć wszystkie możliwe źródła szumu, na przykład odkryli ptasie odchody w antenie, ale po jakimś czasie stwierdzili, że wszystko jest w porządku. Wiedzieli również, że wszelkie szumy pochodzące z atmosfery powinny być słabsze, kiedy detektor był skierowany pionowo do góry, niż gdy nie był, ponieważ sygnały odbierane z kierunku tuż nad horyzontem przechodzą przez znacznie grubszą warstwę powietrza niż wtedy, gdy docierają do odbiornika pionowo. Dodatkowy szum był natomiast jednakowo silny, niezależnie od kierunku odbioru, musiał zatem pochodzić spoza atmosfery. Szum był taki sam niezależnie od pory dnia i pory roku, mimo że Ziemia obraca się wokół swej osi i krąży dookoła Słońca, musiał więc pochodzić spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza naszej Galaktyki, gdyż inaczej zmieniałby się wraz ze zmianą kierunku osi Ziemi. Obecnie wiemy, iż promieniowanie powodujące szum przebyło niemal cały obserwowalny wszechświat, a skoro wydaje się jednakowe, niezależnie od kierunku, to i wszechświat musi być taki sam w każdym kierunku jeśli tylko rozpatrujemy to w dostatecznie dużej skali. Późniejsze pomiary wykazały, że niezależnie od kierunku obserwacji natężenie szumu jest takie samo, z dokładnością do jednej dziesięciotysięcznej sygnału. Penzias i Wilson niechcący odkryli wyjątkowo dokładne potwierdzenie pierwszego założenia Friedmanna.

Mniej więcej w tym samym czasie dwaj amerykańscy fizycy z pobliskiego Uniwersytetu w Princeton, Bob Dicke i Jim Peebles, również zainteresowali się mikrofalami. Badali oni hipotezę wysuniętą przez Georga Gamowa (niegdyś studenta Friedmanna), że wszechświat był kiedyś bardzo gorący i gęsty, wypełniony promieniowaniem o bardzo wysokiej temperaturze. Dicke i Peebles twierdzili, że promieniowanie to powinno być wciąż jeszcze widoczne, ponieważ światło z odległych części wszechświata dopiero teraz dociera do Ziemi. Rozszerzanie się wszechświata powoduje jednak, iż ma obecnie postać mikrofal. Kiedy Dicke i Peebles rozpoczęli przygotowania do poszukiwań tego promieniowania, dowiedzieli się o tym Penzias i Wilson i uświadomili sobie, że to oni właśnie już je odnaleźli. W 1978 roku Penziasowi i Wilsonowi przyznano za ich odkrycie Nagrodę Nobla (co wydaje się decyzją trochę krzywdzącą Dicke'a i Peeblesa, nie mówiąc już o Gamowie!).

Na pierwszy rzut oka wszystkie doświadczalne dowody, wskazujące na niezależność wyglądu wszechświata od wyboru kierunku, sugerują również, że znajdujemy się w wyróżnionym miejscu we wszechświecie. W szczególności, może się wydawać, że skoro wszystkie obserwowane galaktyki oddalają się od nas, to musimy znajdować się w środku wszechświata. Istnieje jednak inne wyjaśnienie tego faktu: wszechświat może wyglądać zupełnie tak samo, gdy obserwuje się go z innej galaktyki. To jest drugie założenie Friedmanna. Nie mamy obecnie żadnych danych naukowych przemawiających za lub przeciw niemu. Wierzymy w nie, gdyż dyktuje to nam skromność: byłoby bardzo dziwne, gdyby wszechświat wyglądał tak samo w każdym kierunku wokół nas, ale nie wokół innych punktów we wszechświecie! W modelu Friedmanna wszystkie galaktyki oddalają się od siebie. Przypomina to równomierne nadmuchiwanie cętkowanego balonu: w miarę powiększania się balonu odległość między dwiema dowolnymi cętkami wzrasta, ale żadna z nich nie może być uznana za centrum procesu ekspansji. Co więcej, im większa odległość między cętkami, tym szybciej oddalają się od siebie. Podobnie w modelu Friedmanna prędkość oddalania się dwóch galaktyk jest proporcjonalna do odległości między nimi. Model Friedmanna przewiduje zatem, że przesunięcie światła galaktyki ku czerwieni powinno być proporcjonalne do jej odległości od nas, dokładnie tak, jak zaobserwował Hubble. Mimo tego sukcesu praca Friedmanna pozostała w zasadzie nie znana na Zachodzie aż do roku 1935, kiedy to amerykański fizyk Howard Robertson i brytyjski matematyk Arthur Walker odkryli podobne modele w odpowiedzi na odkrycie przez Hubble'a jednorodnej ekspansji wszechświata.

Chociaż Friedmann znalazł tylko jeden model wszechświata zgodny ze swoimi założeniami, w rzeczywistości istnieją trzy takie modele. Pierwszy (znaleziony przez Friedmanna) opisuje wszechświat, który rozszerza się tak wolno, że grawitacja jest w stanie zwolnić, a następnie zatrzymać ekspansję. Wówczas galaktyki zaczynają zbliżać się do siebie i wszechświat kurczy się. Na rysunku 12 pokazana została zmiana odległości między galaktykami w takim modelu. Zerowa początkowo odległość wzrasta do maksimum i ponownie maleje do zera. Zgodnie z drugim modelem wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacyjne przyciąganie nie jest w stanie wyhamować ekspansji, może ją tylko nieco zwolnić. Zmiany odległości między galaktykami w takim modelu pokazano na rysunku 13. Początkowo odległość jest równa zeru, a w końcu galaktyki oddalają się od siebie ze stałą prędkością. Istnieje wreszcie model trzeci, według którego wszechświat rozszerza się z minimalną prędkością, jaka jest potrzebna, aby uniknąć skurczenia się. "W tym wypadku zerowa początkowo szybkość, z jaką galaktyki oddalają się od siebie, zmniejsza się stale, choć nigdy nie spada dokładnie do zera.

Warto zwrócić uwagę na ważną cechę pierwszego modelu Friedmanna taki wszechświat jest przestrzennie skończony, mimo że przestrzeń nie ma granic. Grawitacja jest dostatecznie silna, by zakrzywić przestrzeń do tego stopnia, że przypomina ona powierzchnię Ziemi. Jeśli podróżujemy wciąż w jednym określonym kierunku po powierzchni Ziemi, nigdzie nie natkniemy się na nieprzekraczalną barierę lub brzeg, z którego można spaść, lecz w końcu powrócimy do punktu wyjścia. W pierwszym modelu Friedmanna przestrzeń ma dokładnie taki charakter, choć ma ona trzy, a nie dwa wymiary.

Czwarty wymiar czas ma również ograniczoną długość, ale należy go porównać raczej do odcinka, którego końcami, czyli granicami, są początek i koniec wszechświata. Zobaczymy później, że łącząc teorię względności z zasadą nieoznaczoności mechaniki kwantowej, można zbudować teorię, w której i przestrzeń, i czas nie mają żadnych brzegów ani granic.

Idea obejścia całego wszechświata i powrotu do punktu wyjścia przydaje się autorom książek fantastycznonaukowych, ale nie ma w zasadzie praktycznego znaczenia, łatwo bowiem można wykazać, że wszechświat ponownie skurczy się do punktu, nim ktokolwiek zdoła ukończyć taką podróż. Aby wrócić do punktu wyjścia przed końcem wszechświata, należałoby podróżować z prędkością większą od prędkości światła, a to jest niemożliwe!

Według pierwszego modelu Friedmanna, w którym wszechświat początkowo rozszerza się, a następnie kurczy, przestrzeń zakrzywia się podobnie jak powierzchnia Ziemi. Ma zatem skończoną wielkość. W drugim modelu, opisującym wiecznie rozszerzający się wszechświat, przestrzeń jest zakrzywiona w inny sposób, przypomina raczej powierzchnię siodła. W tym wypadku przestrzeń jest nieskończona. Wreszcie według trzeciego modelu, w którym wszechświat rozszerza się w krytycznym tempie, przestrzeń jest płaska (a zatem także nieskończona).

Który z modeli Friedmanna opisuje jednak nasz wszechświat? Czy wszechświat w końcu przestanie się rozszerzać i zacznie się kurczyć, czy też będzie stale się powiększał? Aby odpowiedzieć na to pytanie, musimy znać obecne tempo ekspansji i średnią gęstość materii we wszechświecie. Jeśli gęstość jest mniejsza niż pewna wartość krytyczna wyznaczona przez tempo ekspansji, to grawitacja jest zbyt słaba, aby powstrzymać ekspansję. Jeśli gęstość przekracza gęstość krytyczną, to grawitacja wyhamuje w pewnej chwili ekspansję i spowoduje zapadanie się wszechświata.

Prędkość rozszerzania się wszechświata możemy wyznaczyć, wykorzystując efekt Dopplera do pomiaru prędkości, z jakimi galaktyki oddalają się od nas. To potrafimy zrobić bardzo dokładnie. Ale odległości do galaktyk znamy raczej słabo, ponieważ możemy je mierzyć jedynie metodami pośrednimi. Wiemy zatem tylko, że wszechświat rozszerza się o od 5% od 10% w ciągu każdego miliarda lat. Niestety, nasza wiedza dotycząca średniej gęstości materii we wszechświecie jest jeszcze skromniejsza. Jeśli dodamy do siebie masy wszystkich gwiazd widocznych w galaktykach, to w sumie otrzymamy gęstość mniejszą

od jednej setnej gęstości potrzebnej do powstrzymania ekspansji nawet jeśli przyjmiemy najniższe, zgodne z obserwacjami, tempo ekspansji. Nasza Galaktyka jednak podobnie jak i inne musi zawierać dużą ilość ciemnej materii", której nie można zobaczyć bezpośrednio, ale o której wiemy, że jest tam na pewno, ponieważ obserwujemy jej oddziaływanie grawitacyjne na orbity gwiazd w galaktykach. Co więcej, ponieważ większość galaktyk należy do gromad, to w podobny sposób możemy wydedukować obecność jeszcze większej ilości ciemnej materii pomiędzy galaktykami, badając jej wpływ na ruch galaktyk. Po dodaniu ciemnej materii do masy gwiazd, nadal otrzymujemy tylko jedną dziesiątą gęstości potrzebnej do zatrzymania ekspansji. Nie możemy jednak wykluczyć istnienia materii jeszcze innego rodzaju, rozłożonej niemal równomiernie we wszechświecie, która mogłaby powiększyć średnią gęstość materii do wartości krytycznej, potrzebnej do zatrzymania ekspansji. Reasumując, według danych obserwacyjnych, jakimi dysponujemy obecnie, wszechświat będzie prawdopodobnie się rozszerzać, ale pewni możemy być tylko tego, że jeśli wszechświat ma się kiedyś zapaść, nie stanie się to wcześniej niż za kolejne 10 miliardów lat, ponieważ co najmniej tak długo już się rozszerza. Nie powinno to nas zresztą martwić nadmiernie: w tym czasie jeżeli nie skolonizujemy obszarów poza Układem Słonecznym ludzkość dawno już nie będzie istniała, gdyż zgaśnie wraz ze Słońcem!

Zgodnie z wszystkimi modelami Friedmanna, w pewnej chwili w przeszłości (od 10 do 20 miliardów lat temu) odległość między galaktykami była zerowa. W tej chwili, zwanej wielkim wybuchem, gęstość materii i krzywizna czasoprzestrzeni były nieskończone. Ponieważ jednak matematyka tak naprawdę nie radzi sobie z nieskończonymi liczbami, oznacza to tylko, że z ogólnej teorii względności (na której oparte są rozwiązania Friedmanna) wynika istnienie takiej chwili w historii wszechświata, w której nie można stosować tej teorii. Taki punkt matematycy nazywają osobliwością. W gruncie rzeczy wszystkie nasze teorie zakładają, iż czasoprzestrzeń jest gładka i prawie płaska, zatem teorie te nie radzą sobie z opisem wielkiego wybuchu, kiedy krzywizna czasoprzestrzeni jest nieskończona. Wynika stąd, że jeśli nawet istniały jakieś zdarzenia przed wielkim wybuchem, to i tak nie można ich wykorzystać do przewidzenia tego, co nastąpiło później, ponieważ możliwość przewidywania została zniszczona przez wielki wybuch. Podobnie, nawet wiedząc, co zdarzyło się po wielkim wybuchu, nie możemy stwierdzić, co zdarzyło się przedtem. Zdarzenia sprzed wielkiego wybuchu nie mają dla nas żadnego znaczenia, a zatem nie mogą pełnić żadnej roli w jakimkolwiek naukowym modelu wszechświata. Dlatego powinniśmy pozbyć się ich z naszego modelu i po prostu powiedzieć, że czas rozpoczął się wraz z wielkim wybuchem.

Wielu ludzi nie lubi koncepcji początku czasu, prawdopodobnie dlatego, że trąci ona boską interwencją. (Z drugiej strony, Kościół katolicki w 1951 roku oficjalnie uznał model wielkiego wybuchu za zgodny z Biblią). Dlatego wielu fizyków próbowało uniknąć wniosku, że wszechświat rozpoczął się od wielkiego wybuchu. Największą popularność zdobyła teoria stanu stacjonarnego, przedstawiona w 1948 roku przez dwóch uciekinierów z okupowanej przez faszystów Austrii: Her-manna Bondiego i Thomasa Golda, wspólnie z Brytyjczykiem, Fredem Hoyle'em, który w trakcie wojny współpracował z nimi nad ulepszeniem radarów. Punktem wyjścia było założenie, iż w miarę jak galaktyki oddalają się od siebie, w pustych obszarach stale powstają nowe, zbudowane z nowej, ciągle tworzonej materii. Taki wszechświat wyglądałby jednakowo z każdego punktu i w każdej chwili. Teoria stanu stacjonarnego wymagała odpowiedniej zmiany teorii względności, by możliwe stało się ciągłe tworzenie materii, ale wymagane tempo jej powstawania było tak małe (około jednej cząstki na kilometr sześcienny na rok), że proponowany proces nie był sprzeczny z wynikami doświadczalnymi. Była to oceniając według kryteriów przedstawionych w pierwszym rozdziale dobra teoria naukowa prosta i prowadząca do dobrze określonych wniosków, nadających się do eksperymentalnego sprawdzenia. Z teorii stanu stacjonarnego wynika, że liczba galaktyk lub podobnych obiektów na jednostkę objętości powinna być taka sama zawsze i wszędzie we wszechświecie. Na przełomie lat pięćdziesiątych i sześćdziesiątych grupa astronomów z Cambridge, kierowana przez Martina Ryle'a (który w trakcie wojny również pracował z Hoyle'em, Bondim i Goldem nad radarami), dokonała przeglądu dalekich źródeł radiowych. Zespół z Cambridge wykazał, że większość tych źródeł musi leżeć poza naszą Galaktyką (wiele z nich można zidentyfikować z innymi galaktykami), oraz że słabe źródła są znacznie liczniejsze niż silne. Słabe źródło przyjęto za bardzo odległe, a silne za względnie bliskie. Okazało się, że w naszym otoczeniu jest mniej typowych źródeł na jednostkę objętości niż w bardzo odległych regionach wszechświata. Oznaczało to, że albo znajdujemy się w środku ogromnego obszaru we wszechświecie, w którym źródła radiowe są mniej liczne niż gdzie indziej, albo źródła były liczniejsze w przeszłości, kiedy wysyłały fale radiowe, które dziś do nas docierają. Oba wyjaśnienia zaprzeczały teorii stanu stacjonarnego. Co więcej, odkrycie przez Penziasa i Wilsona w 1965 roku promieniowania mikrofalowego również przemawia za tym, że w przeszłości wszechświat był znacznie bardziej gęsty niż obecnie. Z tych powodów teorię stanu stacjonarnego musiano odrzucić.

Inną próbę uniknięcia konkluzji, że wielki wybuch musiał mieć miejsce, a więc że czas miał początek, podjęli w 1963 roku dwaj uczeni rosyjscy: Eugeniusz Lifszyc i Izaak Chałatnikow. Wysunęli oni hipotezę, że wielki wybuch jest, być może, tylko szczególną własnością modeli Friedmanna opisujących rzeczywisty wszechświat jedynie w przybliżeniu. W modelu Friedmanna wszystkie galaktyki oddalają się wzdłuż linii prostych, zatem nie ma w tym nic dziwnego, że pierwotnie znajdowały się w jednym miejscu. Jednak w rzeczywistym wszechświecie galaktyki nie oddalają się tak po prostu jedne od drugich, lecz mają również niewielkie prędkości w kierunkach poprzecznych do kierunku oddalania się. W rzeczywistości zatem nie musiały one nigdy znajdować się wszystkie w jednym miejscu, a tylko bardzo blisko siebie. Być może obecny rozszerzający się wszechświat wywodzi się nie z osobliwości wielkiego wybuchu, a z wcześniejszej fazy kurczenia się: gdy wszechświat skurczył się w poprzednim cyklu, niektóre z istniejących wtedy cząstek mogły uniknąć zderzeń, minąć się w momencie maksymalnego skurczenia się wszechświata, a następnie, oddalając się od siebie, rozpocząć obecną fazę ekspansji. Jak zatem możemy stwierdzić, czy rzeczywisty wszechświat rozpoczął się od wielkiego wybuchu? Lifszyc i Chałatnikow zbadali modele wszechświata z grubsza przypominające model Friedmanna, ale uwzględniające drobne nieregularności i przypadkowe prędkości rzeczywistych galaktyk. Wykazali oni, że również takie modele mogły rozpocząć się od wielkiego wybuchu, mimo że galaktyki nie oddalają się tu od siebie po liniach prostych, ale twierdzili, że jest to możliwe tylko dla zupełnie wyjątkowych modeli, w których prędkości galaktyk zostały specjalnie dobrane. A zatem argumentowali dalej Lifszyc i Chałatnikow skoro istnieje nieskończenie więcej modeli podobnych do modelu Friedmanna bez początkowej osobliwości niż modeli z osobliwością, to nie ma powodu sądzić, że w rzeczywistości wielki wybuch miał miejsce. Później jednak zrozumieli oni, że istnieje znacznie bardziej ogólna klasa modeli podobnych do modelu Friedmanna i posiadających osobliwość, w których galaktyki wcale nie muszą poruszać się ze specjalnie wybranymi prędkościami. Wobec tego, w 1970 roku, wycofali swe poprzednie twierdzenia.

Praca Lifszyca i Chałatnikowa była niezwykle ważna, ponieważ wykazali oni, że jeśli ogólna teoria względności jest prawdziwa, to wszechświat mógł rozpocząć się od osobliwości, od wielkiego wybuchu. Nie rozstrzygnięte pozostało jednak zasadnicze pytanie, czy wszechświat musiał rozpocząć się od wielkiego wybuchu, początku czasu? Odpowiedź na to pytanie poznaliśmy dzięki zupełnie innemu podejściu do zagadnienia, wprowadzonemu przez brytyjskiego fizyka i matematyka, Rogera Penrose'a, w 1965 roku. Wykorzystując zachowanie stożków świetlnych w ogólnej teorii względności oraz fakt, że siła grawitacji działa zawsze przyciągające, Penrose udowodnił, że zapadająca się pod działaniem własnego pola grawitacyjnego gwiazda jest uwięziona w obszarze, którego powierzchnia maleje do zera, a zatem znika również objętość tego obszaru. Cała materia gwiazdy zostaje ściśnięta w obszarze o zerowej objętości, a więc gęstość materii i krzywizna czasoprzestrzeni stają się nieskończone. Innymi słowy, pojawia się osobliwość w obszarze czasoprzestrzeni zwanym czarną dziurą.

Na pierwszy rzut oka rezultat Penrose'a odnosi się wyłącznie do gwiazd; nie wydaje się, aby w jakikolwiek sposób odpowiadał na pytanie, czy w całym wszechświecie zaistniała osobliwość typu wielkiego wybuchu w przeszłości. Kiedy Penrose ogłosił swoje twierdzenie, byłem doktorantem i desperacko poszukiwałem tematu rozprawy doktorskiej. Dwa lata wcześniej okazało się, że zachorowałem na ALS, powszechnie znane jako choroba Lou Gehriga lub stwardnienie zanikowe boczne; powiedziano mi wtedy, iż mam przed sobą dwa, trzy lata życia. W tych okolicznościach robienie doktoratu nie wydawało się zbyt sensowne nie liczyłem na to, że będę żył jeszcze tak długo, by móc go uzyskać. Minęły jednak dwa lata, a mój stan specjalnie się nie pogorszył. Wszystko raczej mi się udawało i zaręczyłem się z bardzo miłą dziewczyną, Jane Wilde. Aby móc się ożenić, musiałem znaleźć pracę, a żeby dostać pracę, musiałem zrobić doktorat.

W 1965 roku przeczytałem o twierdzeniu Penrose'a, zgodnie z którym każde ciało zapadające się grawitacyjnie musi w końcu utworzyć osobliwość. Wkrótce zdałem sobie sprawę, że jeśli odwrócić kierunek upływu czasu w twierdzeniu Penrose'a, to zapadanie zmieni się w ekspansję, a założenia twierdzenia pozostaną nadal spełnione, jeżeli obecny wszechświat jest z grubsza podobny do modelu Friedmanna w dużych skalach. Zgodnie z twierdzeniem Penrose'a zapadające się ciało musi

zakończyć ewolucję na osobliwości; z tego samego rozumowania, po odwróceniu kierunku czasu, wynika, że każdy rozszerzający się wszechświat, podobny do modelu Friedmanna, musiał rozpocząć się od osobliwości. Z pewnych przyczyn natury technicznej twierdzenie Penrose'a wymagało, by przestrzeń wszechświata była nieskończona. Wobec tego mogłem jedynie udowodnić istnienie osobliwości początkowej we wszechświecie, który rozszerza się dostatecznie szybko, by uniknąć ponownego skurczenia się (ponieważ wyłącznie takie modele Friedmanna są nieskończone w przestrzeni).

W ciągu następnych paru lat rozwinąłem nowe matematyczne metody pozwalające usunąć to i inne techniczne ograniczenia z twierdzeń wykazujących istnienie osobliwości. Ostateczny rezultat zawiera praca napisana wspólnie z Penrose'em w 1970 roku, w której udowodniliśmy wreszcie, że osobliwość typu wielkiego wybuchu musiała mieć miejsce, jeśli tylko poprawna jest ogólna teoria względności, a wszechświat zawiera tyle materii, ile jej widzimy. Nasza praca napotkała początkowo ostry sprzeciw, między innymi ze strony Rosjan, wiernych swojemu marksistowskiemu determinizmowi, a także ze strony tych, którzy uważali, iż cała koncepcja osobliwości jest odrażająca i psuje piękno teorii Einsteina. Nie można jednak w istocie rzeczy spierać się z twierdzeniem matematycznym. W końcu zatem nasza praca została powszechnie zaakceptowana i dziś niemal wszyscy przyjmują, że wszechświat rozpoczął się od osobliwości typu wielkiego wybuchu. Być może na ironię zakrawa fakt, że ja z kolei zmieniłem zdanie i próbuję przekonać moich kolegów, iż w rzeczywistości nie było żadnej osobliwości w chwili powstawania wszechświata jak zobaczymy później, osobliwość znika, jeśli uwzględnia się efekty kwantowe.

Widzieliśmy w tym rozdziale, jak w krótkim czasie zmieniły się uformowane przez tysiąclecia poglądy człowieka na budowę wszechświata. Odkrycie przez Hubble'a ekspansji wszechświata oraz zrozumienie znikomej roli Ziemi w jego ogromie były tylko początkiem procesu przemian. W miarę powiększania się zbioru obserwacyjnych i teoretycznych argumentów stawało się coraz bardziej oczywiste, że wszechświat miał początek w czasie, aż wreszcie w 1970 roku zostało to udowodnione przez Penrose'a i mnie samego, na podstawie ogólnej teorii względności Einsteina. Dowód ten wykazał niekompletność ogólnej teorii względności: nie może ona wyjaśnić, jak powstał wszechświat, ponieważ wynika z niej, iż wszystkie fizyczne teorie, wraz z nią samą, załamują się w początku wszechświata. Ale ogólna teoria względności jest tylko teorią cząstkową, a zatem twierdzenia o osobliwościach w istocie mówią nam jedynie tyle, że musiał być taki okres w historii wczesnego wszechświata, kiedy był on tak mały, że w jego zachowaniu nie można ignorować efektów kwantowych opisywanych przez mechanikę kwantową, drugą wielką teorię cząstkową dwudziestego wieku. Na początku lat siedemdziesiątych zostaliśmy zatem zmuszeni do dokonania istotnej zmiany w naszych pracach nad zrozumieniem wszechświata przejścia od teorii zjawisk dziejących się w ogromnych skalach do teorii zjawisk mikroskopowych. Tę teorię, mechanikę kwantową, opiszę w następnym rozdziale, zanim przejdziemy do omawiania prób połączenia tych dwóch teorii cząstkowych w jedną, kwantową teorię grawitacji.