Dla Felicii, Eliego i Adena
z wyrazami miłości
Prolog
Niezwykłe, nowe granice kosmologii
Wszystko, cokolwiek sądziliśmy niegdyś o Wszechświecie, okazało się
błędne. Zakładaliśmy, że większość materii w przestrzeni kosmicznej jest
zbudowana z atomów lub przynajmniej z jakiejś widzialnej substancji. Błąd!
Myśleliśmy, że rozszerzanie Wszechświata ulega spowolnieniu i że jego po-
większanie od momentu Wielkiego Wybuchu traci impet. Znów błąd! Myśle-
liśmy, że galaktyki są rozmieszczone stosunkowo równomiernie i że nie ma
dużych przestrzeni, które byłyby ich pozbawione. Było to przed odkryciem
olbrzymich pustych obszarów, co obaliło dotychczas żywione przekonanie,
a więc błąd po raz kolejny! Myśleliśmy, że istnieje tylko jeden wszechświat
(ang. universe). Nawiasem mówiąc, uni oznacza jeden. Podczas gdy nasza
wiedza na temat tego jednego pozostaje wciąż niepewna, niektórzy uczeni
próbują już dowodzić istnienia wieloświata – zbioru równoległych rzeczywi-
stości. Tak więc ostatecznie nawet angielski termin universe może okazać się
błędny.
Witamy w kosmologii XXI wieku, bardzo wyspecjalizowanej dziedzinie,
która nie obawia się przyznać, że przemożna część Wszechświata zbudowana
jest z czegoś, co pozostaje jak dotąd poza naszą możliwością pojmowania.
Ciemna materia, ciemna energia i niezmierzone puste obszary należą dziś
do tak szeroko dyskutowanych problemów kosmologicznych, że przypomina
to serial telewizyjny z lat dziewięćdziesiątych – Seinfeld – czyli wszystko
„o niczym”. Kiedy oprócz innych źródeł badane są gigantyczne luki w prze-
strzeni, podczas intensywnego przeczesywania nieba za pomocą teleskopów
naziemnych i orbitalnych, albo dokonywana jest szczegółowa analiza sygna-
łów radiowych – pozostałości po zaraniu dziejów – na radarowych ekranach
kosmologów widać dosłownie nicość.
Mówiąc ściśle, to coś nie jest „nicością” – nasza wiedza po prostu nie wy-
starcza, abyśmy mogli powiedzieć, co to jest. Zazwyczaj astronomowie sku-
piają się na czymś, co można bezpośrednio obserwować, to znaczy na gwiaz-
dach i planetach. Oceniają oni, że od czterech do pięciu procent Wszech-
świata stanowi materia konwencjonalna. Jednakże w opinii tych, którzy po-
dążają drogą najnowszych trendów, zwykła materia jest dwudziestowieczną
ramotą. Byliśmy tam, robiliśmy to, ale teraz chcemy się zająć zgłębianiem
wyrafinowanej zagadki niewidzialnej większości kosmosu.
Jako nauka zajmująca się całym fizycznym Wszechświatem kosmologia
dopasowuje swoje cele i zakres działania do napływu informacji na temat
przestrzeni kosmicznej. Dzięki nowoczesnej technice wyjaśniono znaczną
liczbę wielkich tajemnic, które niegdyś wprawiały w zakłopotanie filozofów
i naukowców. Wszystkie rodzaje kosmologicznych danych wskazują na pier-
wotną erę kosmosu zwaną Wielkim Wybuchem, kiedy panowało niewiary-
godne gorąco i niepojęta gęstość. Astronomowie ustalili przybliżony wiek
Wszechświata na 13,75 miliarda lat (plus minus około 100 milionów lat)
i odtworzyli szczegółowy obraz niektórych z jego wczesnych stadiów. Aktu-
alne modele oceniają średnicę obserwowalnego Wszechświata (tę część prze-
strzeni, dla której za pomocą odpowiednich instrumentów możemy zmierzyć
dochodzące stamtąd sygnały) na około 93 miliardów lat świetlnych. Jed-
nakże, jak na ironię, wydaje się, że im więcej wiemy o kosmosie, tym bar-
dziej zdajemy sobie sprawę z tego, jak wiele leży poza naszym zasięgiem.
Pięć stuleci temu dzielni europejscy podróżnicy wyruszali na wyprawy
pod żaglami, przekraczali dostrzegalne morskie horyzonty i nanosili na mapy
nieznane im dotychczas lądy. Dzisiaj astronomowie podejmują jeszcze am-
bitniejsze cele i dążą do zmierzenia kształtu, horyzontu i rozmiaru samego
Wszechświata łącznie z jego ogromnymi niewidocznymi obszarami. W tej
kosmicznej wyprawie kompasy, sekstansy i pergaminowe zwoje zastąpiły po-
tężne teleskopy, precyzyjne odbiorniki promieniowania mikrofalowego, wy-
rafinowane algorytmy komputerowe i zestaw innych narzędzi zdolnych
do przechwytywania fal świetlnych z całego widma. Wyłaniający się karto-
graficzny obraz Wszechświata jest budowany z niezwykle zawiłych zapisów
sygnałów świetlnych, nawet gdy próbujemy wnikać w sekrety ciemności. Na-
rodzinom tej nowej kosmologii towarzyszy bogactwo kolorów świateł, które
zbierane i analizowane przez naukę, rozjaśnią bezkresną noc.
Nasz świat otacza ciemność przerywana jedynie rozproszonymi punkci-
kami światła. Przywykliśmy do pustki i nie zrażamy się zadaniem gromadze-
nia informacji pochodzących z odległych obiektów, informacji, które prawie
niedostrzegalnie sygnalizują swoje przybycie każdej nocy. Umiejętność pro-
jektowania koncentrujących światło zwierciadeł i soczewek umożliwia mapo-
wanie takich części przestrzeni kosmicznej, z których sygnały docierają
do nas dosłownie po miliardach lat. Astronomia z łatwością radzi sobie teraz
z takimi wyzwaniami.
Mimo to stajemy się coraz bardziej świadomi faktu, że ciemność, opierając
się wszelkim próbom zrozumienia, budzi coraz większą konsternację. Pod-
czas gdy prawdziwą nicość, niepowodującą żadnych efektów, można zanie-
dbać, o tyle nie można traktować lekko niewidzialnej substancji, wywierają-
cej jakiś ukryty wpływ. Coraz dobitniej przekonujemy się, że pewne obser-
wowane zjawiska są wywoływane obecnością substancji, której nie możemy
zobaczyć. Droga Mleczna i inne galaktyki mające w swoich centrach super-
masywne czarne dziury są sterowane przez ciemną materię i rozpychane
przez ciemną energię. Istnieją trzy odrębne typy ukrytych oddziaływań,
a ostatnie dwa stanowią w sumie lwią część całej materii i energii Wszech-
świata.
Wiemy przynajmniej, z czego zbudowane są konwencjonalne czarne
dziury, które stanowią wysoce skompresowany stan materii powstający wów-
czas, gdy dochodzi do katastrofalnego kolapsu jądra masywnych gwiazd.
Wykazują się one tak intensywną grawitacją, że nic nie może wyrwać się
z ich uchwytu, nawet sygnały świetlne. Supermasywne czarne dziury – dużo
większe niż ich zwykła odmiana – uformowane z pozostałości wcześniej-
szych, bardziej masywnych generacji gwiazd, prawdopodobnie odegrały
główną rolę w procesie samoorganizowania się takich galaktyk jak Droga
Mleczna. Zatem, chociaż czarne dziury są tajemnicze, astronomowie skon-
struowali realne modele pokazujące sposób ich powstawania.
Nie możemy tego samego powiedzieć o ciemnej materii; nikt nie zna jej
prawdziwego składu. Astronomowie wnioskują o istnieniu ciemnej materii
na podstawie zachowania gwiazd, galaktyk i gromad galaktyk. Niewidoczna
substancja pociąga gwiazdy położone w zewnętrznych rejonach galaktyk,
zmuszając je do okrążania centrów galaktycznych dużo szybciej, niż czyni-
łyby to bez jej wpływu. Ponadto bez grawitacyjnego „kleju” pochodzącego
z niewidocznej substancji galaktyki nie byłyby zdolne do formowania gigan-
tycznych gromad, które odnajdujemy w przestworzach, takich jak gromada
Coma, gromada w Pannie i wiele innych. Ostatnie badania ciemnej materii
wokół gromad pokazują, że jej typowy kształt przypomina raczej wydłużone
cygaro, a nie symetryczną sferę. Naukowcy oceniają, że ciemna materia sta-
nowi w przybliżeniu 23 procent całej zawartości Wszechświata. Wciąż jed-
nak, mimo rozlicznych eksperymentów, jej istota pozostaje nieznana.
Nawet jeszcze większa część wszystkiego, co istnieje w obserwowanym
Wszechświecie, złożona jest z zupełnie innego, ale równie tajemniczego bytu
zwanego ciemną energią. W przeciwieństwie do niewidzialnego „kleju”
ciemnej materii ciemna energia wywołuje niewidzialną presję, powodując
wzajemne oddalanie się galaktyk. Wiedzieliśmy od końca lat dwudziestych,
że Wszechświat się rozszerza, ale dopiero w późnych latach dziewięćdziesią-
tych astronomowie odkryli, że ta kosmiczna ekspansja przyspiesza, a nie
zwalnia. Nikt nie zna przyczyn tego przyspieszenia. Możliwe, że jest to tylko
modyfikacja samego prawa grawitacji, a nie jakaś substancja. Astrofizyk Mi-
chael Turner stworzył termin „ciemna energia” dla odróżnienia od ciemnej
materii, a także w celu odzwierciedlenia nieuchwytnej natury obydwu rodza-
jów substancji. Astronomowie oszacowali, że ponad 72 procent wszystkiego,
co zawiera Wszechświat, stanowi ciemna energia. Wielkość udziału przypisa-
nego ciemnej materii i ciemnej energii oznacza, że mniej niż 5 procent
Wszechświata składa się ze zwykłej materii, której budulcem są atomy
i wszystko, co widzimy. Natura ciemnej materii i ciemnej energii to obecnie
dwie największe naukowe zagadki wymagające rozwiązania.
Ograniczenia wiedzy prowadzą do napięcia wywołanego niezaspokojeniem
naszej ciekawości. Chcielibyśmy zgłębić wszystko, co dotyczy rzeczywisto-
ści fizycznej i podobnie jak czytelnicy zdekompletowanej powieści, jesteśmy
zaniepokojeni rażącymi brakami. Wiele innych pytań dotyczących Wszech-
świata opiera się bieżącym próbom zrozumienia i stanowi wyzwanie dla dal-
szych poszukiwań, aż do uzyskania odpowiedzi. Czy był początek czasu?
Czy coś się zdarzyło przed Wielkim Wybuchem? Czy możliwa jest podróż
do przeszłości? Czy istnieją inne wszechświaty? Czy mogą istnieć inne wy-
miary pozostające poza naszą percepcją? Czy historia kosmosu będzie kiedy-
kolwiek zmierzała do końca? Jeśli tak, to co zajdzie w tej finalnej erze?
W ostatnich latach zyskała na popularności idea wieloświata, czyli zbioru
wszechświatów. Model gwałtownego powiększania na bardzo wczesnych
etapach Wszechświata, określany mianem inflacji, sugeruje w swoich niektó-
rych wersjach, że nasz Wszechświat otoczony jest przez inne wszech-
światy„bąblowe”. Mimo że koncepcja ta przypomina science fiction, ku na-
szemu zdumieniu okazuje się, że ostatnie odkrycia zdają się potwierdzać ideę
istnienia innych wszechświatów poza naszym.
W 2008 roku astronom Alexander Kashlinsky z Centrum Lotów Kosmicz-
nych imienia Goddarda należącego do NASA opublikował zdumiewające re-
zultaty szczegółowych badań ruchu gromad galaktyk. Wykorzystując dane
zebrane przez satelitę WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe –
sonda kosmiczna imienia Wilkinsona do badania niejednorodności promie-
niowania mikrofalowego), jego zespół wykrył, że setki gromad galaktyk pę-
dzą z prędkością milionów kilometrów na godzinę, kierując się w stronę wy-
cinka nieba pomiędzy gwiazdozbiorami Centaur i Vela. Badacze sugerują, że
ów „ciemny przepływ”, jak nazywają to zjawisko, jest wynikiem oddziaływa-
nia materii spoza obserwowanego Wszechświata i wpływa na znajdujące się
w nim gromady przez wzajemne przyciąganie grawitacyjne. Wydaje się, że
niewidoczne części Wszechświata „pociągają nas za rękaw”, próbując nam
dać do zrozumienia, że są tam obecne.
Statystyczna analiza mikrofalowego promieniowania tła (promieniowania
reliktowego) zapisanego przez WMAP i inne instrumenty potwierdziła rewo-
lucyjne znaczenie tego narzędzia dla astronomii. Ujawniła ona wiele osobli-
wości, a między innymi dziwny wzór uszeregowania fal nazywanych odbi-
ciem „osi zła”. Innym źródłem zamieszania było znalezienie kilku dużych
plam zimna. Są to rozległe wycinki nieba porównywalne wielkością do Księ-
życa w pełni, w których średnia temperatura promieniowania mikrofalowego
jest niższa niż w innych miejscach. Znaczenie tych zimnych plam nie jest ja-
sne. Podczas gdy jedni naukowcy pomijają je, uznając jedynie za fluktuacje
statystyczne, inni spekulują, że mogą one reprezentować blizny po oddziały-
waniach z innymi wszechświatami.
Jeżeli i to nie jest wystarczająco dziwne, to dodam, że na przeciwnym
krańcu widma promieniowania pojawia się inna kosmiczna tajemnica. O ile
WMAP mapował subtelne różnice promieniowania w zakresie niskoenerge-
tycznych mikrofal, o tyle inny wysłany w kosmos instrument, Kosmiczny Te-
leskop Promieniowania Gamma im. Fermiego, bada promieniowanie gamma,
najbardziej energetyczną formę światła. Zawsze kiedy dochodzi do katastro-
falnego wybuchu masywnej gwiazdy, co nazywamy eksplozją supernowej,
uwalnia się kolosalna ilość energii, większa od tej, jaką wyemitowało Słońce
od początku swego istnienia. Duża część tej energii występuje w postaci pro-
mieniowania gamma. Takie rozbłyski promieniowania gamma występują
w postaci punktów na tle słabej poświaty promieniowania gamma, znanej
jako mgła promieniowania gamma. Do niedawna astronomowie zakładali, że
owa mgła jest sumą wybuchów w odległych galaktykach, a także wynikiem
nieustannej działalności supermasywnych czarnych dziur w centrach galak-
tycznych, wysyłających wielkie ilości promieniowania podczas pochłaniania
materii. Jednakże rezultaty z teleskopu Fermiego, które pojawiły się w 2010
roku, wskazują, że znane źródła odpowiadają jedynie za 30 procent mgły pro-
mieniowania gamma. Dla pozostałych 70 procent brak wyjaśnienia, a osobli-
wość tę w doniesieniu nazwano „smokami”. Jakiż to rodzaj astralnych bestii
ukrywa się we mgle, ziejąc ogniem promieniowania gamma? Poza ciemną
materią, ciemną energią i ciemnym przepływem stanowi to kolejną wielką ta-
jemnicę kosmosu.
Przygotujcie się więc na podróż w stronę kosmicznego horyzontu i jeszcze
dalej. Strzeżcie się dziwnych stworzeń czających się we mgle. Bądźcie go-
towi na spotkanie z siłami wystarczająco potężnymi, aby stworzyć całe
wszechświaty, i z niszczącymi energiami, zdolnymi do ich unicestwienia. Że-
glujcie z najwyższą ostrożnością wokół czarnych dziur, aby się nie dać wcią-
gnąć i aby się w nich nie pogrążyć.
Pamiętajmy, że w naszej podróży do serca kosmosu stoi za nami dziedzic-
two odważnych żeglarzy, takich jak Leif Erikson i Magellan, tradycja wiel-
kich podróżników polinezyjskich, żeglujących po Pacyfiku na swoich długich
łodziach, a także spuścizna odważnych wędrowców, którzy przez most Be-
ringa przedostali się do Ameryki Północnej, i wreszcie niespokojny duch
wszystkich tych poszukujących nowych lądów i przygód. Wprawdzie obec-
nie nie wysyłamy w tę podróż żywych ludzi, lecz podróżujemy dzięki na-
szym oczom, naszym przyrządom i naszej wyobraźni, ale kto wie, co będzie
w odległej przyszłości.
Jest to historia o kosmicznych smokach, bezdennych otchłaniach i lustrza-
nych światach wyposażonych w osie zła i hipotetyczne portale do ukrytych
rzeczywistości. Opowieść tę przenika ciemność – ciemna materia, ciemna
energia, ciemny przepływ – ale w istocie rzeczy jest ona kroniką opisującą,
jak odbieramy światło z najdalszych zakątków przestrzeni, rozbijamy je
na kalejdoskop barw i niewidzialnych częstotliwości i analizujemy siłami na-
szych intelektów. Z tych obrazów i teorii wyłania się opowieść jeszcze bar-
dziej ekscytująca niż bohaterskie przedwieczne sagi. A więc ruszajmy na na-
szą kosmiczną przygodę!
1
Jak daleko możemy zobaczyć?
Podróż na obrzeża znanego Wszechświata
Świeciła wysoko na niebie ożywiana wszystkimi myślami, nadziejami
i marzeniami ludzkiego, żądnego przygód umysłu. Tam poznałem ba-
daczy kosmosu, pionierów nauki gotowych teraz na ponowne zaatako-
wanie mroku i pokonanie nowych światów.
ALFRED NOYES, WATCHERS OF THE SKY
[Obserwatorzy nieba] (1922)
Współczesna nauka sugeruje, że przestrzeń kosmiczna jest nieskończona. Po-
miary astronomiczne dowiodły, że jej geometria jest płaska jak niemająca
granic płaszczyzna, tyle że w trzech wymiarach. To koncepcja naprawdę
trudna do pojęcia, ponieważ jeśli Wszechświat jest nieskończenie wielki, to
my jesteśmy nieskończenie mali.
Jednakże kiedy naukowcy opisują zawartość Wszechświata – mając na my-
śli gwiazdy, galaktyki i inne obiekty – mówią wówczas o poznawalnym
Wszechświecie, tym, który można obserwować. Możemy tylko przypusz-
czać, co znajduje się dalej. Nie możemy zajrzeć poza granicę obserwowal-
nego Wszechświata, niezależnie od tego, jak doskonałe będą nasze teleskopy
czy inne instrumenty, a więc nie wiemy, jaką reprezentuje on część właści-
wego fizycznego Wszechświata. Wprawdzie możemy spekulować, że prze-
strzeń rozciąga się w nieskończoność, ale nie możemy tego stwierdzić defini-
tywnie. A zatem jak wielki jest nasz obserwowalny Wszechświat, nasza en-
klawa ciemności i światła, poza którą nigdy nic nie zobaczymy? Naukowcy
szacują jego średnicę na 93 miliardy lat świetlnych. Ich możliwości dokony-
wania tak dalekosiężnych ustaleń wskazują na oszałamiający postęp w dzie-
dzinie pomiarów astronomicznych.
Patrząc w czas miniony
Kosmologia, nauka o Wszechświecie, wkroczyła w złoty wiek. Dzięki potęż-
nym teleskopom, czułym odbiornikom mikrofalowym, wyrafinowanym algo-
rytmom komputerowym i niezliczonym innym narzędziom do zbierania
i analizowania promieni światła badania kosmosu osiągnęły wyjątkową pre-
cyzję. Możliwe stało się rozciągnięcie wiedzy astronomicznej do niesłycha-
nych głębin kosmosu, a także w przeszłość dalej niż kiedykolwiek przedtem.
Ostatecznie nasza zdolność do widzenia krawędzi poznawalnego Wszech-
świata jest ograniczona tym, jak daleko naszymi obserwacjami możemy się-
gać wstecz, do czasu przeszłego.
Dzięki tej niezwykłej kolekcji danych możemy śledzić rozwój naszego
Wszechświata, cofając się w czasie i określając dokładnie jego wiek. Jakieś
13,75 miliarda lat temu wszystko, co nas otacza, od Ziemi po zewnętrzne gra-
nice obserwacji, ukazało się nagle w ognistym zjawisku znanym jako Wielki
Wybuch. Możliwość wypowiadania się tak autorytatywnie o czymś, co działo
się tak dawno temu, mówi o triumfie precyzji współczesnej kosmologii.
Spróbujmy ocenić rozmiar Wszechświata dostępnego dla naszych obserwa-
cji. W pierwszym przybliżeniu, dla uproszczenia, przyjmijmy, że był on sta-
tyczny od samego początku. Wyobraźmy sobie, że w momencie swoich naro-
dzin wystrzelił nagle, stając się tym, czym jest teraz. Odległość stąd
do krańca obserwowalnego Wszechświata byłaby równa jego wiekowi po-
mnożonemu przez prędkość światła. Światło pędzi w przestrzeni z prędkością
około 300 000 kilometrów na sekundę, nieco poniżej 10 bilionów kilometrów
na rok. Dla wygody astronomowie określają dystans, jaki światło przemierza
w ciągu roku, jako rok świetlny, czyli około 9,5 biliona kilometrów. Kiedy
spoglądamy na jakiś obiekt odległy o jeden rok świetlny, widzimy go właści-
wie takim, jakim był rok temu, pokonanie odległości jednego roku świetl-
nego zajęło bowiem światłu jeden rok. Kiedy spoglądamy na obiekt odległy
o sto lat świetlnych, widzimy go takim, jakim był przed naszym urodzeniem.
Kiedy patrzymy na kraniec znanego Wszechświata, nie widzimy go takim, ja-
kim jest obecnie, ale jaki był w erze powstawania. Dlatego w statycznym sce-
nariuszu najdalsze obiekty, które możemy zobaczyć, byłyby odległe o około
13,75 miliarda lat świetlnych (około 130 miliardów bilionów kilometrów),
ponieważ taki byłby dystans, jaki pokonałoby światło od początku czasu. Oto
rozmiar poznawalnego Wszechświata.
Biorąc jednak pod uwagę, że Wszechświat się rozszerza, jesteśmy w stanie
zobaczyć ciała położone jeszcze dalej. Dzieje się tak dlatego, że po wyemito-
waniu światła przez dany obiekt przestrzeń nadal rozszerzała się, przeciąga-
jąc ten obiekt coraz dalej od nas. Do czasu kiedy odbieramy sygnał, ekspan-
sja doprowadza do tego, że ciało, które wysłało światło, jest dużo bardziej
oddalone. Ponadto ekspansja przestrzeni ulega przyspieszeniu, pociągając
ciało jeszcze dalej. W konsekwencji rozmiar dostrzegalnego Wszechświata
jest dużo większy niż ten, jaki byłby, gdyby przestrzeń pozostawała w bezru-
chu.
Nie dalej niż w 2005 roku wybitny astrofizyk pracujący w Princeton – J.
Richard Gott III ze współpracownikami – wyliczył, że promień obserwowal-
nego Wszechświata wynosi w przybliżeniu 46,6 miliarda lat świetlnych1.
Jego średnica byłaby podwojeniem tej wartości, stąd 93 miliardy lat świetl-
nych. Żaden instrument, choćby nie wiem jak potężny, nie wychwyci sygna-
łów z większej odległości.
W porównaniu z hipotetycznym scenariuszem, zgodnie z którym dysponu-
jemy perfekcyjnymi instrumentami, zasięg teleskopów jest nieco bardziej
ograniczony. Teleskopy zbierają światło, które wędruje w przestrzeni po wy-
emitowaniu przez różne źródła. Według Gotta i jego współpracowników pro-
mień sfery zawierającej wszystkie potencjalnie wykrywalne źródła światła
wynosi 45,7 miliarda lat świetlnych. Przeprowadzili oni swoje obliczenia, co-
fając się w czasie do ery rekombinacji, by określić granice najdalszych źródeł
światła z tego okresu, który możemy teraz obserwować. Uwzględniając szyb-
kość ekspansji Wszechświata oraz inne dane kosmologiczne, ustalili, gdzie
źródła te znajdują się obecnie.
Era rekombinacji jest okresem, który nastąpił około 380 000 lat po Wielkim
Wybuchu, kiedy tworzyły się atomy, a światło zaczęło swobodnie przemiesz-
czać się w przestrzeni. Światło z tej ery jest najwcześniejszym, jakie możemy
wykryć. Wcześniej Wszechświat był nieprzezroczysty, co znaczy, że nie mo-
gło ono pokonywać wielkich odległości. Odbijało się tam i z powrotem po-
między elektronami, dodatnimi jonami (atomami pozbawionymi elektronów)
i innymi naładowanymi cząstkami. Tak więc różnica między dwiema warto-
ściami promienia obserwowalnego Wszechświata sprowadza się do tego, czy
kiedykolwiek będzie możliwe zapisanie nieświetlnych sygnałów z okresu
ciemności, pomiędzy Wielkim Wybuchem a erą rekombinacji. Jeśli uwzględ-
nimy tę możliwość, dostrzegalny Wszechświat będzie miał promień 46,6 mi-
liarda lat świetlnych. Gdy zaś weźmiemy pod uwagę tylko źródła światła,
przyjmiemy jego wartość wynoszącą 45,7 miliarda lat świetlnych.
Trudno wyobrazić sobie upływ czasu podczas ery ciemności, skoro wiemy,
że światło nie za bardzo przemieszczało się w przestrzeni. Dlatego też nie ma
wizualnych zapisów tego, co działo się przez owe 380 000 lat. Jeśli brak ru-
chu, trudno jest zobrazować czas. Jednakże tykającym zegarem tego okresu
było rozszerzanie się samej przestrzeni. Dzięki pomiarowi składu materii
Wszechświata i ogólnej teorii względności Einsteina, która posłużyła do usta-
lenia zmian prędkości ekspansji w czasie, współcześni uczeni potrafili okre-
ślić, ile czasu upłynęło pomiędzy Wielkim Wybuchem a erą rekombinacji,
kiedy to Wszechświat stał się wystarczająco chłodny, aby mogły powstać
atomy.
Dopiero gdy elektrony i jony uformowały się w obojętne atomy, Wszech-
świat stał się przezroczysty dla światła. Mogło ono zaprzestać odbijania się
od cząstki do cząstki i zaczęło się poruszać po liniach prostych. Uwolnione
fotony (cząstki światła) mogły swobodnie podróżować poprzez kosmos, prze-
mieszczając się z prędkością światła na olbrzymie odległości, co umożliwiło
później uczonym zmierzenie czasu za pomocą dzielenia odległości przez
prędkość. Część z tego światła dotarła do nas dzisiaj w postaci mikrofalo-
wego promieniowania tła – radiowego szumu przenikającego przestrzeń.
Ponieważ Wszechświat wciąż rósł od chwili swego poczęcia, Gott i współ-
pracownicy uwzględnili zmianę jego rozmiarów w czasie. Do określenia
tempa ekspansji i innych kosmicznych parametrów wykorzystali precyzyjne
wyniki dostarczone przez satelitę WMAP zaprojektowanego do gromadzenia
informacji o mikrofalowym promieniowaniu tła. Analiza danych z satelity
pozwoliła policzyć jednoznaczne wartości dla tak długo oczekiwanych para-
metrów jak wiek, kształt, prędkość rozszerzania i przyspieszania Wszech-
świata. Zanim uzyskano te informacje, rozmiary dostrzegalnego Wszech-
świata oceniane przez astronomów były szacowane daleko mniej precyzyjnie.
Dzięki uzyskanym danym badacze mogli wyliczyć zasięg znanego Wszech-
świata z dużo większą dozą pewności.
Gott i jego koledzy oszacowali w swojej publikacji, że dostrzegalny
Wszechświat jest domem dla około 170 miliardów galaktyk zawierających
łącznie około 60 tryliardów (60 miliardów bilionów = 60 × 1021) gwiazd.
Nowsze oceny są nawet wyższe – możliwe, że istnieje aż bilion galaktyk za-
wierających setki tryliardów gwiazd. Ogrom obserwowalnej przestrzeni jest
naprawdę poruszający. Jest wprost zdumiewające, że współczesne teleskopy
są w stanie sondować dużą część tego bezmiaru.
Podróż z centrum Wszechświata
Kiedy zastanawiamy się, co znajduje się na obrzeżach obserwowalnego
Wszechświata, możemy również być ciekawi, co znajduje się w jego cen-
trum. Dość powszechne jest przekonanie, że istnieje jakieś miejsce w prze-
strzeni kosmicznej, w którym nastąpił Wielki Wybuch. Takiego punktu jed-
nakże nie ma, ponieważ rozrastanie się kosmosu zachodzi równomiernie
w każdej części przestrzeni. Ekspansja będąca wynikiem Wielkiego Wybu-
chu oddala wszystkie punkty przestrzeni od punktów sąsiednich. Jeśli bę-
dziemy próbowali zrekonstruować tę ekspansję, cofając się w czasie, to
stwierdzimy, że wszystkie punkty coraz bardziej się do siebie zbliżają. Dla-
tego też nie ma takiego jednego miejsca we Wszechświecie, o którym jedno-
znacznie można powiedzieć, że to tam zdarzył się Wielki Wybuch.
Jednakże Wszechświat dostępny naszym obserwacjom ma naprawdę cen-
tralny punkt. Jak moglibyśmy go znaleźć? Czy jest w tym punkcie jakiś znak,
coś jak Monument Czterech Rogów, gdzie zbiegają się cztery stany: Arizona,
Nowy Meksyk, Kolorado i Utah? Czy to ruchliwy węzeł jak Piccadilly Cir-
cus w Londynie lub rzymskie Koloseum? A może jest to oddalone miejsce,
dokąd trudno dotrzeć, lecz które ma wielkie znaczenie ze względu na zbiega-
nie się linii rysowanych przez kartografów, jak, dajmy na to, biegun połu-
dniowy?
W gruncie rzeczy moglibyście stanąć w każdym z tych punktów i wykrzyk-
nąć: „Jestem w centrum obserwowalnego Wszechświata!” – i zawsze mieli-
byście rację. Z definicji każdy punkt widokowy w przestrzeni kosmicznej jest
centrum widocznego Wszechświata, ponieważ światło przybywa do tej loka-
lizacji jednakowo ze wszystkich kierunków. To tak, jakbyśmy byli w łodzi
na otwartym morzu i widzieli dookoła horyzont – gdziekolwiek łódź znajdzie
się w jakimś momencie, będzie ona środkiem okręgu wyznaczonego przez
horyzont. Zatem jeśli ustawicie teleskop na Times Square, na szczycie Mount
Everestu lub na czubku najwyższej góry Hawajów, Mauna Kea – każde
z tych miejsc będzie dla was centrum Wszechświata. (Jeśli już wybierać po-
między nimi, to Mauna Kea byłaby najlepsza z punktu widzenia astronomii,
jako że położona jest z dala od miejskich świateł, jest wysoka, a jednocześnie
można tam dojechać samochodem. Dlatego też właśnie na tej górze znajdują
się ważne obserwatoria).
Wszystko to zdaje się kwestią semantyki. Moglibyśmy dalej dociekać,
gdzie znajduje się centrum właściwego fizycznego Wszechświata, a nie tylko
tego obserwowalnego. I w tym wypadku naukowcy są przekonani, że nie ma
takiego punktu. Jego istnienie bowiem byłoby sprzeczne ze zdroworozsąd-
kową regułą astronomiczną – zasadą kopernikańską.
Zasada kopernikańska ekstrapoluje rewolucyjną koncepcję szesnastowiecz-
nego astronoma Mikołaja Kopernika – że Ziemia nie jest centrum wszyst-
kiego i że Słońce i planety nie krążą wokół niej – na cały Wszechświat. Sta-
nowi ona skuteczne narzędzie pozwalające na przeprowadzanie logicznej de-
dukcji dotyczącej właściwości innych obszarów Wszechświata dzięki założe-
niu, że nasza część przestrzeni nie wyróżnia się niczym specjalnym. Na przy-
kład rozkład galaktyk, które widzimy, powinien być z grubsza taki sam, jaki
mógłby zobaczyć obserwator w tym samym czasie z innego układu planetar-
nego w innej galaktyce odległej o miliard lat świetlnych. Wszechświat,
w którym każde jego miejsce wygląda bardzo podobnie, nazywamy wszech-
światem jednorodnym.
Dzięki obserwacjom teleskopowym prowadzonym we wszystkich kierun-
kach możemy wypowiedzieć nawet mocniejsze stwierdzenie. W największej
skali, pod każdym kątem widzenia, to, co widzimy, wygląda tak samo
pod względem rozmieszczenia materii. Nazywamy to izotropią. Jeśli wskutek
czystego zbiegu okoliczności znaleźlibyśmy się rzeczywiście we właściwym
centrum fizycznego Wszechświata, to moglibyśmy przypisać obserwowaną
izotropię naszej obecności w czymś w rodzaju węzła komunikacyjnego przy-
pominającego środek ronda, od którego ulice rozchodzą się promieniście
we wszystkich kierunkach. Jednakże jeśli zaakceptujemy wiedzę Kopernika
i przyjmiemy, że nie jesteśmy w centrum, to izotropia obecna tutaj będzie
świadczyła o izotropii wszędzie. W rezultacie mamy wyjątkowo mocne
twierdzenie dotyczące geometrii przestrzeni, bardzo pomocne w naszym ro-
zumieniu kosmologii. Wszechświat w swojej największej skali jest jedno-
rodny i izotropowy.
Zadziwiająca opowieść światła
To naprawdę nadzwyczajne, że z naszego skromnego punktu obserwacyj-
nego, jakim jest Ziemia, wiemy aż tyle o niezmierzonej przestrzeni wokół
nas. Przecież do tej pory załogowe misje kosmiczne osiągnęły tylko Księżyc,
mały kroczek w kosmicznej perspektywie (choć według nas był to wielki
skok!). Automatyczne sondy badają Układ Słoneczny, lecz nie przerzuciły
jak dotąd mostu nad ogromną przepaścią, jaka dzieli wyprawy okołosło-
neczne od podróży w domenę gwiazd. Nasze rzeczywiste osiągnięcia ledwie
muskają najdrobniejszy skrawek obserwowalnego Wszechświata.
Na szczęście, nieprzerwany deszcz cząstek światła (fotonów) docierający
do Ziemi roztacza przed nami morze informacji dotyczących kosmosu.
Dzięki temu, że teleskopy stają się coraz bardziej wyszukane, wyposażone
w kolosalne, precyzyjnie zamocowane zwierciadła i cyfrowe kamery wyso-
kiej rozdzielczości, potrafią one coraz efektywniej gromadzić napływ świetl-
nych informacji przekazywanych następnie do analizy.
Ale co może powiedzieć nam foton? Przede wszystkim porusza się on po li-
nii prostej ze stałą prędkością – prędkością światła – o ile nie natknie się
na materię. Światło może być emitowane lub absorbowane przez każdą nała-
dowaną elektrycznie substancję. Może to spowodować zmianę jego trasy
oraz obniżenie prędkości. Na przykład ujemnie naładowany elektron może
wyemitować foton, który zostanie następnie pochłonięty przez inny elektron.
Takie gierki stanowią część oddziaływania elektromagnetycznego – procesu,
w którym przenoszone są siły elektryczne i magnetyczne. Oto dlaczego świa-
tło nazywane jest falą elektromagnetyczną.
Inną właściwością światła jest jego jasność. Jasność obserwowana świecą-
cego obiektu takiego jak lampa uliczna czy gwiazda zależy od dwóch głów-
nych czynników. Jednym z nich jest jasność promieniowania lub inaczej moc
świecącego ciała, którą emituje dane źródło. Drugim czynnikiem jest odle-
głość między źródłem światła a obserwatorem. Czynnik odległości wyraża
się zależnością, którą opisuje prawo odwrotnych kwadratów. To, że czynnik
odległości rządzi się prawem odwrotnych kwadratów, oznacza, iż jeśli sta-
niemy dwa razy dalej od świecącej żarówki, wyda się ona czterokrotnie ciem-
niejsza. Kiedy można przyjąć, że centralnie ulokowana żarówka o mocy
100 watów oświetli pokój o średnicy około 10 metrów, to powiększenie tej
przestrzeni do średnicy 100 metrów (rozmiar stadionu) wymagałoby umiesz-
czenia w tym samym miejscu żarówki o mocy 10 000 watów dla osiągnięcia
takiego samego oświetlenia. Z kolei, jeżeli siedzielibyśmy na innym, tym ra-
zem ciemnym stadionie, i zauważylibyśmy słabo świecącą lampę, o której
wiedzielibyśmy, że emituje światło o dużej mocy, to doszlibyśmy do wnio-
sku, że znajdujemy się od niej bardzo daleko. Możemy nawet wykorzystać
naszą znajomość jej jasności, czyli rzeczywistej mocy, oraz jej widocznego
blasku do obliczenia odległości, jaka nas od niej dzieli.
Astronomowie wykorzystują relację między jasnością a obserwowanym
świeceniem obiektów o znanej mocy, zwanych świecami standardowymi.
Świece standardowe odgrywają ważną rolę, dają możliwość pomiaru wiel-
kich odległości. Zostały one wykorzystane do ustalenia ogromu Wszech-
świata i pomogły określić prędkość, z jaką postępuje jego ekspansja.
Wśród najstarszych i najczęściej używanych świec standardowych są
gwiazdy zwane cefeidami zmiennymi. Mrugają one z regularną częstością jak
lampki na bożonarodzeniowym drzewku. W 1908 roku Henrietta Leavitt,
pracująca w Obserwatorium Harwardzkim, dokonała w związku z cefeidami
wiekopomnego odkrycia, które zmieniło bieg historii astronomii. Sporządziła
mianowicie wykres częstości mrugania w odniesieniu do jasności grupy ce-
feid w Obłokach Magellana (o którym obecnie wiemy, że jest satelitarną ga-
laktyką Drogi Mlecznej) i wykryła wyraźną korelację. Im większą moc miała
zmienna gwiazda, tym wolniej mrugała. Było to tak, jakby żarówka o mocy
100 watów miała dłuższy cykl migotania niż ta o mocy 75 watów. Dzięki
skrupulatnym badaniom Leavitt ustaliła dla każdej cefeidy ścisły związek
między długością cyklu mrugania a jasnością, którą obserwowała. Wyliczoną
jasność promieniowania danej cefeidy można było następnie porównać z ja-
snością obserwowaną celem wyznaczenia jej odległości od Ziemi. Im słabsza
wydawała się jakaś cefeida o znanej jasności, tym dalej znajdowała się ona
od Ziemi. Dzięki zastosowaniu tej techniki cefeidy miały się okazać dokład-
nym przyrządem pomiarowym do wyznaczania odległości astronomicznych.
Aby nasz zestaw narzędziowy wzbogacić o dodatkowy instrument, po-
mówmy o jeszcze innej właściwości światła. Ma ono nie tylko prędkość i ja-
sność, lecz także kolor. Różne barwy związane są z cechą, którą nazywamy
częstotliwością lub liczbą cykli na sekundę. Fale elektromagnetyczne, prze-
mierzając przestrzeń, charakteryzują się różnymi szybkościami oscylacji.
Częstotliwość tych fal może wykazywać znaczne różnice, tworząc całą paletę
możliwości zwaną spektrum lub widmem elektromagnetycznym. Najbardziej
znana forma promieniowania elektromagnetycznego, światło widzialne, ma
zakres częstotliwości od około 400 bilionów do 750 bilionów herców (cykli
na sekundę). Nasze oczy odbierają te częstotliwości jako barwną tęczę roz-
ciągającą się od czerwieni, przy niższych częstotliwościach, do fioletu
na krańcu wysokich częstotliwości.
Jednakże oprócz tego, co mogą zobaczyć nasze oczy, istnieją jeszcze inne
rodzaje światła. Poniżej częstotliwości właściwej dla czerwieni występuje
promieniowanie podczerwone, które może być odbierane przez pewne typy
noktowizorów i niektóre kamery. Jeszcze niższe częstotliwości cechują mi-
krofale i fale radiowe używane w systemach łączności.
Przechodząc do częstotliwości powyżej fioletu, napotykamy ultrafiolet,
znany nam jako niewidzialna przyczyna opalenizny i oparzeń słonecznych.
Na samo zakończenie widma elektromagnetycznego występują promienie
gamma o ultrawysokiej częstotliwości.
Gdy patrzymy na świecący obiekt, taki jak na przykład lampa, może się
wydawać, że widzimy jeden kolor lub po prostu biel. Jeśli zaś umieścimy
z przodu pryzmat lub siatkę dyfrakcyjną (dwa rodzaje urządzeń optycznych,
które rozbijają światło na jego składowe częstotliwości), zobaczymy prawdo-
podobnie paski o różnych kolorach, każdy o właściwej sobie jasności. W wy-
padku pewnych rodzajów obiektów reprezentowane będą tylko niektóre ko-
lory – na przykład żółty i zielony, ale już nie niebieski.
Astronomowie dzięki liniom spektralnym uzyskują mnóstwo informacji
o strukturze gwiazd i innych wysyłających promieniowanie obiektów. Anali-
zując światło pochodzące z ciał niebieskich, badacze są w stanie ustalić
w nich właściwą procentową zawartość wodoru, helu i innych gazów. Każdy
pierwiastek ma swój charakterystyczny wzór spektralny, który go identyfi-
kuje. Wraz z odkryciem planet w innych układach przed astronomami stanęło
nowe zadanie – poznanie składu tych odległych światów i ich gwiazd.
Poza możliwością identyfikowania składu chemicznego, widma mają jesz-
cze inne ważne zastosowanie. Dzięki uwzględnieniu efektu Dopplera mogą
one także służyć jako dokładne szybkościomierze. Efekt Dopplera polega
na skróceniu mierzonej długości fali światła, którego źródło porusza się
ku obserwatorowi, i na wydłużeniu długości fali, jeśli źródło oddala się
od obserwatora. Długościami fal świetlnych nazywamy odległości pomiędzy
szczytami tych fal. Są one odwrotnie proporcjonalne do częstotliwości – im
krótsza fala, tym wyższa częstotliwość. Gdy źródło światła zbliża się, jego
fale ulegają „ściśnięciu”, przez co następuje skrócenie długości fali. Jego czę-
stotliwość przesuwa się wyżej, ku niebieskiej części widma. Naukowcy nazy-
wają ten efekt dopplerowskim przesunięciem do fioletu. Odwrotnie, kiedy
źródło się oddala, fale jego światła ulegają rozciągnięciu, długość fali rośnie,
natomiast jej częstość się obniża, przesuwając się w kierunku czerwonego
krańca widma – stąd dopplerowskie przesunięcie ku czerwieni. Dzięki po-
miarowi wielkości przesunięcia do fioletu lub ku czerwieni obserwator może
określić prędkość źródła światła poruszającego się odpowiednio w jego
stronę lub na zewnątrz od niego.
Powyższą metodę można zilustrować na przykładzie analogii do fal dźwię-
kowych. Przypuśćmy, że samochód policyjny pędzi do miejsca przestępstwa.
Wycie jego syreny ma podwyższone tony. Po aresztowaniu przestępcy, gdy
samochód odjeżdża, ton jego syreny się obniża. Jeśli posiadalibyśmy super-
czuły instrument do wykrywania położenia linii widmowych i wycelowali go
w stronę reflektorów samochodu, moglibyśmy wykryć przesunięcie w stronę
fioletu podczas zbliżania się pojazdu i przesunięcie ku czerwieni, gdy oddala
się z miejsca przestępstwa. Ponieważ światło jest o wiele, o wiele szybsze niż
dźwięk, efekt tego przesunięcia byłby o wiele, o wiele subtelniejszy i to jest
powód, dlaczego nasze oczy nie mogą tego zauważyć.
Z kolei jeśli przestępca uciekałby kradzionym samochodem, policja mo-
głaby użyć radaru, aby zmierzyć jego prędkość. Policyjny radar wysyła sy-
gnały w stronę samochodu czy innych poruszających się obiektów, odbiera
odbite powracające fale i mierzy różnicę między ich częstotliwością a często-
tliwością fal wysłanych. To porównanie pozwala ustalić prędkość piratów
drogowych i niekiedy może być wykorzystane jako dowód przeciwko nim.
Astronomowie wykorzystują podobne metody do oceny ruchu gwiazd i in-
nych ciał w stosunku do Ziemi. Pewnym ograniczeniem metody Dopplera
jest fakt, że określa ona prędkość do nas lub od nas, ale już nie w innych kie-
runkach. Dlatego jeśli gwiazda porusza się wyłącznie wzdłuż drogi prostopa-
dłej do kierunku obserwacji astronomów, to nie mogą oni zmierzyć jej pręd-
kości przy użyciu techniki dopplerowskiej.
W 1915 roku astronom Vesto Slipher opublikował zbiór danych dotyczą-
cych dopplerowskich przesunięć obiektów zwanych mgławicami, takich jak
mgławica w Andromedzie oraz różne inne obiekty spiralne i eliptyczne. Gro-
madził on te dane przez trzy poprzednie lata, rozpoczynając od spektralnych
obserwacji Andromedy w 1912 roku. W owym czasie nauka miała dopiero
wykryć istnienie innych galaktyk poza Drogą Mleczną. Społeczność astrono-
mów nie była wtedy przekonana, czy te mgławice składają się z między-
gwiezdnych obłoków gazowych w obrębie Drogi Mlecznej, czy też są to nie-
zależne „wszechświaty wyspowe”. Rozszalały się gwałtowne spory na temat
ich odległości, rozmiaru i znaczenia. Odpowiedzi na te pytania miał nieba-
wem udzielić amerykański astronom Edwin Hubble.
Hubble a rozszerzający się Wszechświat
Hubble był człowiekiem pełnym sprzeczności. Urodził się w 1889 roku w ro-
dzinie należącej do niższej klasy średniej, zamieszkałej w rolniczej osadzie
Marshfield (Missouri), nazywanej też „Szczytem Ozarków”2. Stał się żarli-
wym anglofilem, gdy otrzymał stypendium Rhodesa oferujące mu pobyt
w Oksfordzie. Przez całe życie palił fajkę, był miłośnikiem tweedowych ma-
rynarek, posługiwał się wytwornym angielskim akcentem, który niektórzy
z jego kolegów uważali za pompatyczny. Jednakże w jego badaniach nie było
nic pretensjonalnego. Każdy detal, który opublikował, był solidnie udoku-
mentowany i ostrożny – poparty skrupulatnie zebranymi danymi z obserwacji
astronomicznych.
W 1919 roku wybitny amerykański astronom George Ellery Hale zaprosił
Hubble’a do kierowania nowo skonstruowanym teleskopem Hookera w Ob-
serwatorium Mount Wilson. Dzięki swojemu 254-centymetrowemu zwiercia-
dłu był to w owym czasie największy teleskop na świecie. Obserwatorium
umiejscowione w górskim paśmie San Gabriel w południowej Kalifornii od-
znaczało się wspaniałą widocznością nocnego nieba, zanim pobliskie Los
Angeles rozjarzyło się światłami elektrycznymi. Hubble po mistrzowsku
skierował instrument na cefeidy w galaktyce Andromedy, wykorzystując te
gwiazdy zmienne w roli świec standardowych do pomiaru ich odległości
od Ziemi. Dzięki temu wykazał, że Andromeda znajduje się daleko poza gra-
nicami Drogi Mlecznej. Na podstawie widocznej średnicy Andromedy osza-
cował jej rzeczywistą wielkość i doszedł do wniosku, że jest ona niezależną
galaktyką, podobnie jak Droga Mleczna, pełną gwiazd. Wkrótce nadano jej
nazwę galaktyka Andromedy zamiast dawnego określenia: mgławica w An-
dromedzie. Stosując metodę cefeid, Hubble ustalił odległości do innych tak
zwanych mgławic i wykazał, że wiele z nich to także galaktyki.
Gdy w 1924 roku Hubble opublikował swoje odkrycie, nasze pojęcie o roz-
miarach i zawartości Wszechświata już na zawsze zostało zmienione.
Od tego momentu wiedzieliśmy już, że Droga Mleczna jest jedynie kropelką
w morzu kosmosu, a nasz Układ Słoneczny niczym więcej jak tylko pyłkiem
w tej kropelce. Znaczenie człowieka w tym całościowym ujęciu skurczyło się
jak kostka lodu w gorącej kadzi. Zostaliśmy skazani na pokorę dzięki ogrom-
nej pracy dumnego astronoma.
Gdy okazało się, że Wszechświat rozciąga się znacznie, znacznie dalej poza
granice Drogi Mlecznej, Hubble wziął swoje wyniki uzyskane z cefeid, wy-
korzystał je do sporządzenia wykresu w relacji do przesunięć dopplerowskich
uzyskanych przez Sliphera i zauważył wówczas uderzający wzór. Z wyjąt-
kiem stosunkowo bliskich, sąsiednich galaktyk, takich jak galaktyka Andro-
medy, wszystkie galaktyki z odległej przestrzeni charakteryzowały się prze-
sunięciem światła ku czerwieni, a przesunięcie to wzrastało wraz z odległo-
ścią. Hubble naniósł teraz na wykres prędkości tych galaktyk w odniesieniu
do ich odległości i wykreślił skośną linię łączącą te punkty. Swoje odkrycie
Hubble opublikował w 1929 roku, a jego wnioski bezbłędnie wskazywały, że
im dalej od nas jest położona jakaś galaktyka, tym szybciej oddala się od na-
szej. Ponieważ absurdalna byłaby myśl, że nasza galaktyka jest czymś w ro-
dzaju pariasa, uczony domyślił się że, z wyjątkiem najbliższych sąsiadów,
wszystkie galaktyki w przestrzeni kosmicznej oddalają się od siebie nawza-
jem. Zjawisko to nazywamy teraz ekspansją Hubble’a, a zależność prędkości
od odległości – prawem Hubble’a. Tempo ucieczki galaktyk w jakimś okre-
ślonym czasie nazywamy stałą Hubble’a, co jest niezbyt trafnym terminem,
jako że zmienia się ona w kolejnych erach kosmicznych.
Zniesienie kosmicznego jaja
Jeszcze zanim Hubble sformułował swoje prawo ucieczki galaktyk, kilku teo-
retyków nosiło się z ideą ekspansji Wszechświata. Wyprowadzali oni swoje
domysły z genialnej ogólnej teorii względności Alberta Einsteina, opubliko-
wanej w 1915 roku. Ogólna teoria względności jest takim sposobem rozumie-
nia grawitacji, w którym materia i energia zawarta w jakimś obszarze prze-
strzeni powodują odkształcenie jego geometrii: skrzywienie, pofalowanie
i wygięcie na wiele różnych kształtów. Im bardziej zawiły jest rozkład mate-
rii, tym bardziej wyboista staje się struktura takiego sektora. W konsekwencji
każdy obiekt przemieszczający się przez to miejsce może być odchylany
przez napotkane bryły materii. Jak to zwięźle ujął znakomity teoretyk John
Wheeler (w książce napisanej ze swoimi byłymi studentami – Charlesem Mi-
snerem i Kipem Thorne’em) – „Przestrzeń mówi materii, jak się poruszać.
Materia mówi przestrzeni, jak się zakrzywiać”3.
Aby zobrazować teorię Einsteina, wyobraźmy sobie przestrzeń jako miękki
materac. Rozrzućmy niewielkie kamyki na jego powierzchni, a pod każdym
z nich powstanie małe zagłębienie. Rzućmy teraz duży kamień, co wywoła
wyraźne ugięcie. Odpowiednio ciężki głaz może nawet rozerwać materiał.
Wszędzie tam, gdzie występują zagłębienia, dojdzie do tego, że inne obiekty
poruszające się po powierzchni będą się przemieszczać po zmienionych tra-
sach. Kulki, mimo że wypuszczone początkowo wzdłuż prostej linii na pła-
skiej części materaca, kiedy osiągną zniekształcony teren, zaczną się poru-
szać po zakrzywionych trajektoriach. Dzieje się tak dlatego, że najkrótszą
możliwą drogę w zniekształconym regionie stanowi linia krzywa, a nie pro-
sta.
Podobnie ogólna teoria względności nakazuje, aby obiekty poruszające się
w przestrzeni i próbujące podążać możliwie najkrótszą trasą biegły drogami
zakrzywianymi zgodnie z rozmieszczeniem materii i energii. Jeśli kiedykol-
wiek dziwiliście się, dlaczego planety krążą po orbitach eliptycznych wokół
Słońca, to teraz wiecie: są to najprostsze linie, po których mogą się one poru-
szać w studni grawitacyjnej wytworzonej przez masę słoneczną.
W 1922 roku rosyjski matematyk Aleksander Friedmann rozwiązał einste-
inowskie równania ogólnej teorii względności dla Wszechświata jako całości.
Wybrał on trzy geometrie możliwe dla izotropowego, jednorodnego wszech-
świata – płaską, hipersferyczną i hiperboloidalną. Wszechświaty płaskie od-
powiadają standardowej geometrii euklidesowej, w której proste równoległe
nigdy się nie spotykają i ciągną się w nieskończoność. Stanowi ona trójwy-
miarowy odpowiednik płaszczyzny. Hipersfera jest uogólnieniem sfery
w wyższym wymiarze. O ile sfera (kula) ma dwuwymiarową powierzchnię
zewnętrzną, jak na przykład powierzchnia Ziemi, o tyle hipersfera ma trójwy-
miarową powierzchnię zewnętrzną, która zagina się dookoła i łączy sama
ze sobą. Podobnie hiperboloida lub kształt siodłowaty jest trójwymiarową
płaszczyzną – odpowiednikiem hiperboli w wyższych wymiarach.
Ze względu na ich formy hipersfery określa się jako „zamknięte”, a hiperbo-
loidy jako „otwarte”.
Prawa geometrii umożliwiają precyzyjne rozróżnienie pomiędzy tymi
trzema odmiennymi możliwościami. W płaskich wszechświatach obowiązuje
znana zasada, że proste równoległe stale zachowują między sobą tę samą od-
ległość, nigdy się do siebie nie zbliżając ani oddalając. Natomiast gdyby
wszechświat miał kształt hipersfery, linie równoległe zawsze by się spoty-
kały, jak ziemskie południki zbiegające się na biegunie północnym i połu-
dniowym. Wreszcie gdyby miał geometrię hiperboloidalną, linie rozchodzi-
łyby się jak skrzydełka ściśniętego wachlarza. Opisując te geometrie w steno-
graficznym skrócie, można powiedzieć, że geometria płaska ma krzywiznę
zerową, zamknięta geometria hipersferyczna ma krzywiznę dodatnią,
a otwarta geometria hiperboloidalna – ujemną.
Friedmann włączył wszystkie trzy geometrie do einsteinowskich równań
ogólnej teorii względności. Znalezione przez niego rozwiązania wskazywały,
że we wszystkich wypadkach przestrzeń będzie się rozszerzała, począwszy
od punktu. Nie zauważył jednak jednej istotnej różnicy. Podczas gdy geome-
tria płaska i otwarta ekspandowałyby bez końca, zamknięta geometria rosłaby
przez pewien czas, po czym po zatrzymaniu nastąpiłoby odwrócenie kursu
i kontrakcja, czyli kurczenie się aż do punktu. Ten trzeci przypadek przypo-
minałby wielowymiarową wersję balonu, który rósłby podczas napełniania
powietrzem, a następnie kurczyłby się w miarę jego wypuszczania.
Te trzy scenariusze mają bezpośredni związek z parametrem zwanym
omega. Omega jest stosunkiem gęstości materii we Wszechświecie do pew-
nej krytycznej wartości, którą można łatwo wyliczyć. Omega może być więk-
sza, mniejsza lub równa 1. Przypadek otwartego wszechświata, w którym
omega jest mniejsza niż 1, odpowiada kosmosowi o zaniżonej gęstości mate-
rii; jej ilość jest niewystarczająca, aby doszło do odwrócenia kierunku
i kontrakcji. W sytuacji wszechświata zamkniętego, przy wartości omegi
większej niż 1, mamy do czynienia z kosmosem supergęstym. Pod ciężarem
własnej grawitacji taki wszechświat w końcu powstrzymałby swoją ekspansję
i począłby się kurczyć, co doprowadziłoby do miażdżącego finału, który zy-
skał miano Wielkiej Zapaści. W końcu wszechświat płaski z omegą równą
1 ekspandowałby bez końca, choć wiecznie zbliżałby się do granicy, od któ-
rej mógłby rozpocząć się kolaps – jak coraz bardziej zmęczony biegacz, który
wciąż się jednak nie poddaje. Scenariusz ostatniego stadium płaskiego
i otwartego wszechświata został obrazowo określony jako Wielki Skowyt.
Jednakże podejście Friedmanna było jak najdalsze od myśli o wizualizacji
rzeczywistego przebiegu powstania i śmierci fizycznego Wszechświata. Był
on zainteresowany takimi scenariuszami wyłącznie jako modelami matema-
tycznymi niekoniecznie będącymi odbiciem natury. Niemniej jego praca oka-
zała się niezwykle ważna. Modele te bowiem stały się standardowymi obra-
zami większości jednorodnych typów kosmicznej ewolucji, wyprowadzonych
z ogólnej teorii względności bez stałej kosmologicznej. Niestety, Friedmann
zmarł w 1925 roku w wieku 37 lat, zanim jego idee stały się powszechnie
znane.
O wiele sławniejszym orędownikiem rozszerzającego się Wszechświata był
belgijski matematyk i ksiądz Georges Lemaître. Pracując niezależnie, nie
znając wniosków Friedmanna, Lemaître w 1927 roku całkiem podobnie roz-
wiązał einsteinowskie równania ogólnej teorii względności i zademonstrował,
w jaki sposób przestrzeń może powiększać swój rozmiar. Po opublikowania
przez Hubble’a wyników badań Lemaître zaczął udoskonalać teorię opisującą
rozszerzanie Wszechświata, aby zastosować ją do naukowego opisu aktu kre-
acji. Wyobrażał sobie, że kosmos rozpoczął swoje istnienie jako „pierwotny
atom” – niesamowicie skondensowany obiekt zawierający całą materię –
obiekt, który nazywał także „kosmicznym jajem”. Rozerwało się ono
w wielkiej eksplozji, uwalniając materiał, z którego powstały galaktyki
i wszystko to, co dzisiaj widzimy. Ucieczka galaktyk jest – jak wywniosko-
wał Lemaître – trwającą wciąż spuścizną po pierwotnym wybuchu.
Dopóki Hubble nie dokonał odkrycia kosmicznej ekspansji, Einstein z nie-
chęcią odnosił się do scenariuszy rozszerzającego się wszechświata. Był on
raczej przekonany do wszechświata stabilnego. Chociaż już wcześniej rozwi-
nął dynamiczną teorię grawitacji, miał nadzieję, że całościowy efekt materii
Tytuł oryginału EDGE OF THE UNIVERSE A VOYAGE TO THE COSMIC HORIZON AND BEYOND Copyright © 2012 by Paul Halpern All rights reserved Projekt serii Prószyński Media Opracowanie graficzne okładki Zbigniew Larwa Zdjęcie na okładce Fot. NASA Redaktor serii Adrian Markowski Redakcja Anna Kaniewska Korekta Andrzej Massé ISBN 978-83-7961-792-0 Warszawa 2014 Wydawca Prószyński Media Sp. z o.o. 02-697 Warszawa, ul. Rzymowskiego 28 www.proszynski.pl
Dla Felicii, Eliego i Adena z wyrazami miłości
Prolog Niezwykłe, nowe granice kosmologii Wszystko, cokolwiek sądziliśmy niegdyś o Wszechświecie, okazało się błędne. Zakładaliśmy, że większość materii w przestrzeni kosmicznej jest zbudowana z atomów lub przynajmniej z jakiejś widzialnej substancji. Błąd! Myśleliśmy, że rozszerzanie Wszechświata ulega spowolnieniu i że jego po- większanie od momentu Wielkiego Wybuchu traci impet. Znów błąd! Myśle- liśmy, że galaktyki są rozmieszczone stosunkowo równomiernie i że nie ma dużych przestrzeni, które byłyby ich pozbawione. Było to przed odkryciem olbrzymich pustych obszarów, co obaliło dotychczas żywione przekonanie, a więc błąd po raz kolejny! Myśleliśmy, że istnieje tylko jeden wszechświat (ang. universe). Nawiasem mówiąc, uni oznacza jeden. Podczas gdy nasza wiedza na temat tego jednego pozostaje wciąż niepewna, niektórzy uczeni próbują już dowodzić istnienia wieloświata – zbioru równoległych rzeczywi- stości. Tak więc ostatecznie nawet angielski termin universe może okazać się błędny. Witamy w kosmologii XXI wieku, bardzo wyspecjalizowanej dziedzinie, która nie obawia się przyznać, że przemożna część Wszechświata zbudowana jest z czegoś, co pozostaje jak dotąd poza naszą możliwością pojmowania. Ciemna materia, ciemna energia i niezmierzone puste obszary należą dziś do tak szeroko dyskutowanych problemów kosmologicznych, że przypomina to serial telewizyjny z lat dziewięćdziesiątych – Seinfeld – czyli wszystko „o niczym”. Kiedy oprócz innych źródeł badane są gigantyczne luki w prze- strzeni, podczas intensywnego przeczesywania nieba za pomocą teleskopów naziemnych i orbitalnych, albo dokonywana jest szczegółowa analiza sygna- łów radiowych – pozostałości po zaraniu dziejów – na radarowych ekranach kosmologów widać dosłownie nicość. Mówiąc ściśle, to coś nie jest „nicością” – nasza wiedza po prostu nie wy-
starcza, abyśmy mogli powiedzieć, co to jest. Zazwyczaj astronomowie sku- piają się na czymś, co można bezpośrednio obserwować, to znaczy na gwiaz- dach i planetach. Oceniają oni, że od czterech do pięciu procent Wszech- świata stanowi materia konwencjonalna. Jednakże w opinii tych, którzy po- dążają drogą najnowszych trendów, zwykła materia jest dwudziestowieczną ramotą. Byliśmy tam, robiliśmy to, ale teraz chcemy się zająć zgłębianiem wyrafinowanej zagadki niewidzialnej większości kosmosu. Jako nauka zajmująca się całym fizycznym Wszechświatem kosmologia dopasowuje swoje cele i zakres działania do napływu informacji na temat przestrzeni kosmicznej. Dzięki nowoczesnej technice wyjaśniono znaczną liczbę wielkich tajemnic, które niegdyś wprawiały w zakłopotanie filozofów i naukowców. Wszystkie rodzaje kosmologicznych danych wskazują na pier- wotną erę kosmosu zwaną Wielkim Wybuchem, kiedy panowało niewiary- godne gorąco i niepojęta gęstość. Astronomowie ustalili przybliżony wiek Wszechświata na 13,75 miliarda lat (plus minus około 100 milionów lat) i odtworzyli szczegółowy obraz niektórych z jego wczesnych stadiów. Aktu- alne modele oceniają średnicę obserwowalnego Wszechświata (tę część prze- strzeni, dla której za pomocą odpowiednich instrumentów możemy zmierzyć dochodzące stamtąd sygnały) na około 93 miliardów lat świetlnych. Jed- nakże, jak na ironię, wydaje się, że im więcej wiemy o kosmosie, tym bar- dziej zdajemy sobie sprawę z tego, jak wiele leży poza naszym zasięgiem. Pięć stuleci temu dzielni europejscy podróżnicy wyruszali na wyprawy pod żaglami, przekraczali dostrzegalne morskie horyzonty i nanosili na mapy nieznane im dotychczas lądy. Dzisiaj astronomowie podejmują jeszcze am- bitniejsze cele i dążą do zmierzenia kształtu, horyzontu i rozmiaru samego Wszechświata łącznie z jego ogromnymi niewidocznymi obszarami. W tej kosmicznej wyprawie kompasy, sekstansy i pergaminowe zwoje zastąpiły po- tężne teleskopy, precyzyjne odbiorniki promieniowania mikrofalowego, wy- rafinowane algorytmy komputerowe i zestaw innych narzędzi zdolnych do przechwytywania fal świetlnych z całego widma. Wyłaniający się karto- graficzny obraz Wszechświata jest budowany z niezwykle zawiłych zapisów sygnałów świetlnych, nawet gdy próbujemy wnikać w sekrety ciemności. Na- rodzinom tej nowej kosmologii towarzyszy bogactwo kolorów świateł, które zbierane i analizowane przez naukę, rozjaśnią bezkresną noc. Nasz świat otacza ciemność przerywana jedynie rozproszonymi punkci- kami światła. Przywykliśmy do pustki i nie zrażamy się zadaniem gromadze-
nia informacji pochodzących z odległych obiektów, informacji, które prawie niedostrzegalnie sygnalizują swoje przybycie każdej nocy. Umiejętność pro- jektowania koncentrujących światło zwierciadeł i soczewek umożliwia mapo- wanie takich części przestrzeni kosmicznej, z których sygnały docierają do nas dosłownie po miliardach lat. Astronomia z łatwością radzi sobie teraz z takimi wyzwaniami. Mimo to stajemy się coraz bardziej świadomi faktu, że ciemność, opierając się wszelkim próbom zrozumienia, budzi coraz większą konsternację. Pod- czas gdy prawdziwą nicość, niepowodującą żadnych efektów, można zanie- dbać, o tyle nie można traktować lekko niewidzialnej substancji, wywierają- cej jakiś ukryty wpływ. Coraz dobitniej przekonujemy się, że pewne obser- wowane zjawiska są wywoływane obecnością substancji, której nie możemy zobaczyć. Droga Mleczna i inne galaktyki mające w swoich centrach super- masywne czarne dziury są sterowane przez ciemną materię i rozpychane przez ciemną energię. Istnieją trzy odrębne typy ukrytych oddziaływań, a ostatnie dwa stanowią w sumie lwią część całej materii i energii Wszech- świata. Wiemy przynajmniej, z czego zbudowane są konwencjonalne czarne dziury, które stanowią wysoce skompresowany stan materii powstający wów- czas, gdy dochodzi do katastrofalnego kolapsu jądra masywnych gwiazd. Wykazują się one tak intensywną grawitacją, że nic nie może wyrwać się z ich uchwytu, nawet sygnały świetlne. Supermasywne czarne dziury – dużo większe niż ich zwykła odmiana – uformowane z pozostałości wcześniej- szych, bardziej masywnych generacji gwiazd, prawdopodobnie odegrały główną rolę w procesie samoorganizowania się takich galaktyk jak Droga Mleczna. Zatem, chociaż czarne dziury są tajemnicze, astronomowie skon- struowali realne modele pokazujące sposób ich powstawania. Nie możemy tego samego powiedzieć o ciemnej materii; nikt nie zna jej prawdziwego składu. Astronomowie wnioskują o istnieniu ciemnej materii na podstawie zachowania gwiazd, galaktyk i gromad galaktyk. Niewidoczna substancja pociąga gwiazdy położone w zewnętrznych rejonach galaktyk, zmuszając je do okrążania centrów galaktycznych dużo szybciej, niż czyni- łyby to bez jej wpływu. Ponadto bez grawitacyjnego „kleju” pochodzącego z niewidocznej substancji galaktyki nie byłyby zdolne do formowania gigan- tycznych gromad, które odnajdujemy w przestworzach, takich jak gromada Coma, gromada w Pannie i wiele innych. Ostatnie badania ciemnej materii
wokół gromad pokazują, że jej typowy kształt przypomina raczej wydłużone cygaro, a nie symetryczną sferę. Naukowcy oceniają, że ciemna materia sta- nowi w przybliżeniu 23 procent całej zawartości Wszechświata. Wciąż jed- nak, mimo rozlicznych eksperymentów, jej istota pozostaje nieznana. Nawet jeszcze większa część wszystkiego, co istnieje w obserwowanym Wszechświecie, złożona jest z zupełnie innego, ale równie tajemniczego bytu zwanego ciemną energią. W przeciwieństwie do niewidzialnego „kleju” ciemnej materii ciemna energia wywołuje niewidzialną presję, powodując wzajemne oddalanie się galaktyk. Wiedzieliśmy od końca lat dwudziestych, że Wszechświat się rozszerza, ale dopiero w późnych latach dziewięćdziesią- tych astronomowie odkryli, że ta kosmiczna ekspansja przyspiesza, a nie zwalnia. Nikt nie zna przyczyn tego przyspieszenia. Możliwe, że jest to tylko modyfikacja samego prawa grawitacji, a nie jakaś substancja. Astrofizyk Mi- chael Turner stworzył termin „ciemna energia” dla odróżnienia od ciemnej materii, a także w celu odzwierciedlenia nieuchwytnej natury obydwu rodza- jów substancji. Astronomowie oszacowali, że ponad 72 procent wszystkiego, co zawiera Wszechświat, stanowi ciemna energia. Wielkość udziału przypisa- nego ciemnej materii i ciemnej energii oznacza, że mniej niż 5 procent Wszechświata składa się ze zwykłej materii, której budulcem są atomy i wszystko, co widzimy. Natura ciemnej materii i ciemnej energii to obecnie dwie największe naukowe zagadki wymagające rozwiązania. Ograniczenia wiedzy prowadzą do napięcia wywołanego niezaspokojeniem naszej ciekawości. Chcielibyśmy zgłębić wszystko, co dotyczy rzeczywisto- ści fizycznej i podobnie jak czytelnicy zdekompletowanej powieści, jesteśmy zaniepokojeni rażącymi brakami. Wiele innych pytań dotyczących Wszech- świata opiera się bieżącym próbom zrozumienia i stanowi wyzwanie dla dal- szych poszukiwań, aż do uzyskania odpowiedzi. Czy był początek czasu? Czy coś się zdarzyło przed Wielkim Wybuchem? Czy możliwa jest podróż do przeszłości? Czy istnieją inne wszechświaty? Czy mogą istnieć inne wy- miary pozostające poza naszą percepcją? Czy historia kosmosu będzie kiedy- kolwiek zmierzała do końca? Jeśli tak, to co zajdzie w tej finalnej erze? W ostatnich latach zyskała na popularności idea wieloświata, czyli zbioru wszechświatów. Model gwałtownego powiększania na bardzo wczesnych etapach Wszechświata, określany mianem inflacji, sugeruje w swoich niektó- rych wersjach, że nasz Wszechświat otoczony jest przez inne wszech- światy„bąblowe”. Mimo że koncepcja ta przypomina science fiction, ku na-
szemu zdumieniu okazuje się, że ostatnie odkrycia zdają się potwierdzać ideę istnienia innych wszechświatów poza naszym. W 2008 roku astronom Alexander Kashlinsky z Centrum Lotów Kosmicz- nych imienia Goddarda należącego do NASA opublikował zdumiewające re- zultaty szczegółowych badań ruchu gromad galaktyk. Wykorzystując dane zebrane przez satelitę WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe – sonda kosmiczna imienia Wilkinsona do badania niejednorodności promie- niowania mikrofalowego), jego zespół wykrył, że setki gromad galaktyk pę- dzą z prędkością milionów kilometrów na godzinę, kierując się w stronę wy- cinka nieba pomiędzy gwiazdozbiorami Centaur i Vela. Badacze sugerują, że ów „ciemny przepływ”, jak nazywają to zjawisko, jest wynikiem oddziaływa- nia materii spoza obserwowanego Wszechświata i wpływa na znajdujące się w nim gromady przez wzajemne przyciąganie grawitacyjne. Wydaje się, że niewidoczne części Wszechświata „pociągają nas za rękaw”, próbując nam dać do zrozumienia, że są tam obecne. Statystyczna analiza mikrofalowego promieniowania tła (promieniowania reliktowego) zapisanego przez WMAP i inne instrumenty potwierdziła rewo- lucyjne znaczenie tego narzędzia dla astronomii. Ujawniła ona wiele osobli- wości, a między innymi dziwny wzór uszeregowania fal nazywanych odbi- ciem „osi zła”. Innym źródłem zamieszania było znalezienie kilku dużych plam zimna. Są to rozległe wycinki nieba porównywalne wielkością do Księ- życa w pełni, w których średnia temperatura promieniowania mikrofalowego jest niższa niż w innych miejscach. Znaczenie tych zimnych plam nie jest ja- sne. Podczas gdy jedni naukowcy pomijają je, uznając jedynie za fluktuacje statystyczne, inni spekulują, że mogą one reprezentować blizny po oddziały- waniach z innymi wszechświatami. Jeżeli i to nie jest wystarczająco dziwne, to dodam, że na przeciwnym krańcu widma promieniowania pojawia się inna kosmiczna tajemnica. O ile WMAP mapował subtelne różnice promieniowania w zakresie niskoenerge- tycznych mikrofal, o tyle inny wysłany w kosmos instrument, Kosmiczny Te- leskop Promieniowania Gamma im. Fermiego, bada promieniowanie gamma, najbardziej energetyczną formę światła. Zawsze kiedy dochodzi do katastro- falnego wybuchu masywnej gwiazdy, co nazywamy eksplozją supernowej, uwalnia się kolosalna ilość energii, większa od tej, jaką wyemitowało Słońce od początku swego istnienia. Duża część tej energii występuje w postaci pro- mieniowania gamma. Takie rozbłyski promieniowania gamma występują
w postaci punktów na tle słabej poświaty promieniowania gamma, znanej jako mgła promieniowania gamma. Do niedawna astronomowie zakładali, że owa mgła jest sumą wybuchów w odległych galaktykach, a także wynikiem nieustannej działalności supermasywnych czarnych dziur w centrach galak- tycznych, wysyłających wielkie ilości promieniowania podczas pochłaniania materii. Jednakże rezultaty z teleskopu Fermiego, które pojawiły się w 2010 roku, wskazują, że znane źródła odpowiadają jedynie za 30 procent mgły pro- mieniowania gamma. Dla pozostałych 70 procent brak wyjaśnienia, a osobli- wość tę w doniesieniu nazwano „smokami”. Jakiż to rodzaj astralnych bestii ukrywa się we mgle, ziejąc ogniem promieniowania gamma? Poza ciemną materią, ciemną energią i ciemnym przepływem stanowi to kolejną wielką ta- jemnicę kosmosu. Przygotujcie się więc na podróż w stronę kosmicznego horyzontu i jeszcze dalej. Strzeżcie się dziwnych stworzeń czających się we mgle. Bądźcie go- towi na spotkanie z siłami wystarczająco potężnymi, aby stworzyć całe wszechświaty, i z niszczącymi energiami, zdolnymi do ich unicestwienia. Że- glujcie z najwyższą ostrożnością wokół czarnych dziur, aby się nie dać wcią- gnąć i aby się w nich nie pogrążyć. Pamiętajmy, że w naszej podróży do serca kosmosu stoi za nami dziedzic- two odważnych żeglarzy, takich jak Leif Erikson i Magellan, tradycja wiel- kich podróżników polinezyjskich, żeglujących po Pacyfiku na swoich długich łodziach, a także spuścizna odważnych wędrowców, którzy przez most Be- ringa przedostali się do Ameryki Północnej, i wreszcie niespokojny duch wszystkich tych poszukujących nowych lądów i przygód. Wprawdzie obec- nie nie wysyłamy w tę podróż żywych ludzi, lecz podróżujemy dzięki na- szym oczom, naszym przyrządom i naszej wyobraźni, ale kto wie, co będzie w odległej przyszłości. Jest to historia o kosmicznych smokach, bezdennych otchłaniach i lustrza- nych światach wyposażonych w osie zła i hipotetyczne portale do ukrytych rzeczywistości. Opowieść tę przenika ciemność – ciemna materia, ciemna energia, ciemny przepływ – ale w istocie rzeczy jest ona kroniką opisującą, jak odbieramy światło z najdalszych zakątków przestrzeni, rozbijamy je na kalejdoskop barw i niewidzialnych częstotliwości i analizujemy siłami na- szych intelektów. Z tych obrazów i teorii wyłania się opowieść jeszcze bar- dziej ekscytująca niż bohaterskie przedwieczne sagi. A więc ruszajmy na na- szą kosmiczną przygodę!
1 Jak daleko możemy zobaczyć? Podróż na obrzeża znanego Wszechświata Świeciła wysoko na niebie ożywiana wszystkimi myślami, nadziejami i marzeniami ludzkiego, żądnego przygód umysłu. Tam poznałem ba- daczy kosmosu, pionierów nauki gotowych teraz na ponowne zaatako- wanie mroku i pokonanie nowych światów. ALFRED NOYES, WATCHERS OF THE SKY [Obserwatorzy nieba] (1922) Współczesna nauka sugeruje, że przestrzeń kosmiczna jest nieskończona. Po- miary astronomiczne dowiodły, że jej geometria jest płaska jak niemająca granic płaszczyzna, tyle że w trzech wymiarach. To koncepcja naprawdę trudna do pojęcia, ponieważ jeśli Wszechświat jest nieskończenie wielki, to my jesteśmy nieskończenie mali. Jednakże kiedy naukowcy opisują zawartość Wszechświata – mając na my- śli gwiazdy, galaktyki i inne obiekty – mówią wówczas o poznawalnym Wszechświecie, tym, który można obserwować. Możemy tylko przypusz- czać, co znajduje się dalej. Nie możemy zajrzeć poza granicę obserwowal- nego Wszechświata, niezależnie od tego, jak doskonałe będą nasze teleskopy czy inne instrumenty, a więc nie wiemy, jaką reprezentuje on część właści- wego fizycznego Wszechświata. Wprawdzie możemy spekulować, że prze- strzeń rozciąga się w nieskończoność, ale nie możemy tego stwierdzić defini- tywnie. A zatem jak wielki jest nasz obserwowalny Wszechświat, nasza en- klawa ciemności i światła, poza którą nigdy nic nie zobaczymy? Naukowcy
szacują jego średnicę na 93 miliardy lat świetlnych. Ich możliwości dokony- wania tak dalekosiężnych ustaleń wskazują na oszałamiający postęp w dzie- dzinie pomiarów astronomicznych. Patrząc w czas miniony Kosmologia, nauka o Wszechświecie, wkroczyła w złoty wiek. Dzięki potęż- nym teleskopom, czułym odbiornikom mikrofalowym, wyrafinowanym algo- rytmom komputerowym i niezliczonym innym narzędziom do zbierania i analizowania promieni światła badania kosmosu osiągnęły wyjątkową pre- cyzję. Możliwe stało się rozciągnięcie wiedzy astronomicznej do niesłycha- nych głębin kosmosu, a także w przeszłość dalej niż kiedykolwiek przedtem. Ostatecznie nasza zdolność do widzenia krawędzi poznawalnego Wszech- świata jest ograniczona tym, jak daleko naszymi obserwacjami możemy się- gać wstecz, do czasu przeszłego. Dzięki tej niezwykłej kolekcji danych możemy śledzić rozwój naszego Wszechświata, cofając się w czasie i określając dokładnie jego wiek. Jakieś 13,75 miliarda lat temu wszystko, co nas otacza, od Ziemi po zewnętrzne gra- nice obserwacji, ukazało się nagle w ognistym zjawisku znanym jako Wielki Wybuch. Możliwość wypowiadania się tak autorytatywnie o czymś, co działo się tak dawno temu, mówi o triumfie precyzji współczesnej kosmologii. Spróbujmy ocenić rozmiar Wszechświata dostępnego dla naszych obserwa- cji. W pierwszym przybliżeniu, dla uproszczenia, przyjmijmy, że był on sta- tyczny od samego początku. Wyobraźmy sobie, że w momencie swoich naro- dzin wystrzelił nagle, stając się tym, czym jest teraz. Odległość stąd do krańca obserwowalnego Wszechświata byłaby równa jego wiekowi po- mnożonemu przez prędkość światła. Światło pędzi w przestrzeni z prędkością około 300 000 kilometrów na sekundę, nieco poniżej 10 bilionów kilometrów na rok. Dla wygody astronomowie określają dystans, jaki światło przemierza w ciągu roku, jako rok świetlny, czyli około 9,5 biliona kilometrów. Kiedy spoglądamy na jakiś obiekt odległy o jeden rok świetlny, widzimy go właści- wie takim, jakim był rok temu, pokonanie odległości jednego roku świetl- nego zajęło bowiem światłu jeden rok. Kiedy spoglądamy na obiekt odległy o sto lat świetlnych, widzimy go takim, jakim był przed naszym urodzeniem.
Kiedy patrzymy na kraniec znanego Wszechświata, nie widzimy go takim, ja- kim jest obecnie, ale jaki był w erze powstawania. Dlatego w statycznym sce- nariuszu najdalsze obiekty, które możemy zobaczyć, byłyby odległe o około 13,75 miliarda lat świetlnych (około 130 miliardów bilionów kilometrów), ponieważ taki byłby dystans, jaki pokonałoby światło od początku czasu. Oto rozmiar poznawalnego Wszechświata. Biorąc jednak pod uwagę, że Wszechświat się rozszerza, jesteśmy w stanie zobaczyć ciała położone jeszcze dalej. Dzieje się tak dlatego, że po wyemito- waniu światła przez dany obiekt przestrzeń nadal rozszerzała się, przeciąga- jąc ten obiekt coraz dalej od nas. Do czasu kiedy odbieramy sygnał, ekspan- sja doprowadza do tego, że ciało, które wysłało światło, jest dużo bardziej oddalone. Ponadto ekspansja przestrzeni ulega przyspieszeniu, pociągając ciało jeszcze dalej. W konsekwencji rozmiar dostrzegalnego Wszechświata jest dużo większy niż ten, jaki byłby, gdyby przestrzeń pozostawała w bezru- chu. Nie dalej niż w 2005 roku wybitny astrofizyk pracujący w Princeton – J. Richard Gott III ze współpracownikami – wyliczył, że promień obserwowal- nego Wszechświata wynosi w przybliżeniu 46,6 miliarda lat świetlnych1. Jego średnica byłaby podwojeniem tej wartości, stąd 93 miliardy lat świetl- nych. Żaden instrument, choćby nie wiem jak potężny, nie wychwyci sygna- łów z większej odległości. W porównaniu z hipotetycznym scenariuszem, zgodnie z którym dysponu- jemy perfekcyjnymi instrumentami, zasięg teleskopów jest nieco bardziej ograniczony. Teleskopy zbierają światło, które wędruje w przestrzeni po wy- emitowaniu przez różne źródła. Według Gotta i jego współpracowników pro- mień sfery zawierającej wszystkie potencjalnie wykrywalne źródła światła wynosi 45,7 miliarda lat świetlnych. Przeprowadzili oni swoje obliczenia, co- fając się w czasie do ery rekombinacji, by określić granice najdalszych źródeł światła z tego okresu, który możemy teraz obserwować. Uwzględniając szyb- kość ekspansji Wszechświata oraz inne dane kosmologiczne, ustalili, gdzie źródła te znajdują się obecnie. Era rekombinacji jest okresem, który nastąpił około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu, kiedy tworzyły się atomy, a światło zaczęło swobodnie przemiesz- czać się w przestrzeni. Światło z tej ery jest najwcześniejszym, jakie możemy wykryć. Wcześniej Wszechświat był nieprzezroczysty, co znaczy, że nie mo-
gło ono pokonywać wielkich odległości. Odbijało się tam i z powrotem po- między elektronami, dodatnimi jonami (atomami pozbawionymi elektronów) i innymi naładowanymi cząstkami. Tak więc różnica między dwiema warto- ściami promienia obserwowalnego Wszechświata sprowadza się do tego, czy kiedykolwiek będzie możliwe zapisanie nieświetlnych sygnałów z okresu ciemności, pomiędzy Wielkim Wybuchem a erą rekombinacji. Jeśli uwzględ- nimy tę możliwość, dostrzegalny Wszechświat będzie miał promień 46,6 mi- liarda lat świetlnych. Gdy zaś weźmiemy pod uwagę tylko źródła światła, przyjmiemy jego wartość wynoszącą 45,7 miliarda lat świetlnych. Trudno wyobrazić sobie upływ czasu podczas ery ciemności, skoro wiemy, że światło nie za bardzo przemieszczało się w przestrzeni. Dlatego też nie ma wizualnych zapisów tego, co działo się przez owe 380 000 lat. Jeśli brak ru- chu, trudno jest zobrazować czas. Jednakże tykającym zegarem tego okresu było rozszerzanie się samej przestrzeni. Dzięki pomiarowi składu materii Wszechświata i ogólnej teorii względności Einsteina, która posłużyła do usta- lenia zmian prędkości ekspansji w czasie, współcześni uczeni potrafili okre- ślić, ile czasu upłynęło pomiędzy Wielkim Wybuchem a erą rekombinacji, kiedy to Wszechświat stał się wystarczająco chłodny, aby mogły powstać atomy. Dopiero gdy elektrony i jony uformowały się w obojętne atomy, Wszech- świat stał się przezroczysty dla światła. Mogło ono zaprzestać odbijania się od cząstki do cząstki i zaczęło się poruszać po liniach prostych. Uwolnione fotony (cząstki światła) mogły swobodnie podróżować poprzez kosmos, prze- mieszczając się z prędkością światła na olbrzymie odległości, co umożliwiło później uczonym zmierzenie czasu za pomocą dzielenia odległości przez prędkość. Część z tego światła dotarła do nas dzisiaj w postaci mikrofalo- wego promieniowania tła – radiowego szumu przenikającego przestrzeń. Ponieważ Wszechświat wciąż rósł od chwili swego poczęcia, Gott i współ- pracownicy uwzględnili zmianę jego rozmiarów w czasie. Do określenia tempa ekspansji i innych kosmicznych parametrów wykorzystali precyzyjne wyniki dostarczone przez satelitę WMAP zaprojektowanego do gromadzenia informacji o mikrofalowym promieniowaniu tła. Analiza danych z satelity pozwoliła policzyć jednoznaczne wartości dla tak długo oczekiwanych para- metrów jak wiek, kształt, prędkość rozszerzania i przyspieszania Wszech- świata. Zanim uzyskano te informacje, rozmiary dostrzegalnego Wszech- świata oceniane przez astronomów były szacowane daleko mniej precyzyjnie.
Dzięki uzyskanym danym badacze mogli wyliczyć zasięg znanego Wszech- świata z dużo większą dozą pewności. Gott i jego koledzy oszacowali w swojej publikacji, że dostrzegalny Wszechświat jest domem dla około 170 miliardów galaktyk zawierających łącznie około 60 tryliardów (60 miliardów bilionów = 60 × 1021) gwiazd. Nowsze oceny są nawet wyższe – możliwe, że istnieje aż bilion galaktyk za- wierających setki tryliardów gwiazd. Ogrom obserwowalnej przestrzeni jest naprawdę poruszający. Jest wprost zdumiewające, że współczesne teleskopy są w stanie sondować dużą część tego bezmiaru. Podróż z centrum Wszechświata Kiedy zastanawiamy się, co znajduje się na obrzeżach obserwowalnego Wszechświata, możemy również być ciekawi, co znajduje się w jego cen- trum. Dość powszechne jest przekonanie, że istnieje jakieś miejsce w prze- strzeni kosmicznej, w którym nastąpił Wielki Wybuch. Takiego punktu jed- nakże nie ma, ponieważ rozrastanie się kosmosu zachodzi równomiernie w każdej części przestrzeni. Ekspansja będąca wynikiem Wielkiego Wybu- chu oddala wszystkie punkty przestrzeni od punktów sąsiednich. Jeśli bę- dziemy próbowali zrekonstruować tę ekspansję, cofając się w czasie, to stwierdzimy, że wszystkie punkty coraz bardziej się do siebie zbliżają. Dla- tego też nie ma takiego jednego miejsca we Wszechświecie, o którym jedno- znacznie można powiedzieć, że to tam zdarzył się Wielki Wybuch. Jednakże Wszechświat dostępny naszym obserwacjom ma naprawdę cen- tralny punkt. Jak moglibyśmy go znaleźć? Czy jest w tym punkcie jakiś znak, coś jak Monument Czterech Rogów, gdzie zbiegają się cztery stany: Arizona, Nowy Meksyk, Kolorado i Utah? Czy to ruchliwy węzeł jak Piccadilly Cir- cus w Londynie lub rzymskie Koloseum? A może jest to oddalone miejsce, dokąd trudno dotrzeć, lecz które ma wielkie znaczenie ze względu na zbiega- nie się linii rysowanych przez kartografów, jak, dajmy na to, biegun połu- dniowy? W gruncie rzeczy moglibyście stanąć w każdym z tych punktów i wykrzyk- nąć: „Jestem w centrum obserwowalnego Wszechświata!” – i zawsze mieli- byście rację. Z definicji każdy punkt widokowy w przestrzeni kosmicznej jest
centrum widocznego Wszechświata, ponieważ światło przybywa do tej loka- lizacji jednakowo ze wszystkich kierunków. To tak, jakbyśmy byli w łodzi na otwartym morzu i widzieli dookoła horyzont – gdziekolwiek łódź znajdzie się w jakimś momencie, będzie ona środkiem okręgu wyznaczonego przez horyzont. Zatem jeśli ustawicie teleskop na Times Square, na szczycie Mount Everestu lub na czubku najwyższej góry Hawajów, Mauna Kea – każde z tych miejsc będzie dla was centrum Wszechświata. (Jeśli już wybierać po- między nimi, to Mauna Kea byłaby najlepsza z punktu widzenia astronomii, jako że położona jest z dala od miejskich świateł, jest wysoka, a jednocześnie można tam dojechać samochodem. Dlatego też właśnie na tej górze znajdują się ważne obserwatoria). Wszystko to zdaje się kwestią semantyki. Moglibyśmy dalej dociekać, gdzie znajduje się centrum właściwego fizycznego Wszechświata, a nie tylko tego obserwowalnego. I w tym wypadku naukowcy są przekonani, że nie ma takiego punktu. Jego istnienie bowiem byłoby sprzeczne ze zdroworozsąd- kową regułą astronomiczną – zasadą kopernikańską. Zasada kopernikańska ekstrapoluje rewolucyjną koncepcję szesnastowiecz- nego astronoma Mikołaja Kopernika – że Ziemia nie jest centrum wszyst- kiego i że Słońce i planety nie krążą wokół niej – na cały Wszechświat. Sta- nowi ona skuteczne narzędzie pozwalające na przeprowadzanie logicznej de- dukcji dotyczącej właściwości innych obszarów Wszechświata dzięki założe- niu, że nasza część przestrzeni nie wyróżnia się niczym specjalnym. Na przy- kład rozkład galaktyk, które widzimy, powinien być z grubsza taki sam, jaki mógłby zobaczyć obserwator w tym samym czasie z innego układu planetar- nego w innej galaktyce odległej o miliard lat świetlnych. Wszechświat, w którym każde jego miejsce wygląda bardzo podobnie, nazywamy wszech- światem jednorodnym. Dzięki obserwacjom teleskopowym prowadzonym we wszystkich kierun- kach możemy wypowiedzieć nawet mocniejsze stwierdzenie. W największej skali, pod każdym kątem widzenia, to, co widzimy, wygląda tak samo pod względem rozmieszczenia materii. Nazywamy to izotropią. Jeśli wskutek czystego zbiegu okoliczności znaleźlibyśmy się rzeczywiście we właściwym centrum fizycznego Wszechświata, to moglibyśmy przypisać obserwowaną izotropię naszej obecności w czymś w rodzaju węzła komunikacyjnego przy- pominającego środek ronda, od którego ulice rozchodzą się promieniście we wszystkich kierunkach. Jednakże jeśli zaakceptujemy wiedzę Kopernika
i przyjmiemy, że nie jesteśmy w centrum, to izotropia obecna tutaj będzie świadczyła o izotropii wszędzie. W rezultacie mamy wyjątkowo mocne twierdzenie dotyczące geometrii przestrzeni, bardzo pomocne w naszym ro- zumieniu kosmologii. Wszechświat w swojej największej skali jest jedno- rodny i izotropowy. Zadziwiająca opowieść światła To naprawdę nadzwyczajne, że z naszego skromnego punktu obserwacyj- nego, jakim jest Ziemia, wiemy aż tyle o niezmierzonej przestrzeni wokół nas. Przecież do tej pory załogowe misje kosmiczne osiągnęły tylko Księżyc, mały kroczek w kosmicznej perspektywie (choć według nas był to wielki skok!). Automatyczne sondy badają Układ Słoneczny, lecz nie przerzuciły jak dotąd mostu nad ogromną przepaścią, jaka dzieli wyprawy okołosło- neczne od podróży w domenę gwiazd. Nasze rzeczywiste osiągnięcia ledwie muskają najdrobniejszy skrawek obserwowalnego Wszechświata. Na szczęście, nieprzerwany deszcz cząstek światła (fotonów) docierający do Ziemi roztacza przed nami morze informacji dotyczących kosmosu. Dzięki temu, że teleskopy stają się coraz bardziej wyszukane, wyposażone w kolosalne, precyzyjnie zamocowane zwierciadła i cyfrowe kamery wyso- kiej rozdzielczości, potrafią one coraz efektywniej gromadzić napływ świetl- nych informacji przekazywanych następnie do analizy. Ale co może powiedzieć nam foton? Przede wszystkim porusza się on po li- nii prostej ze stałą prędkością – prędkością światła – o ile nie natknie się na materię. Światło może być emitowane lub absorbowane przez każdą nała- dowaną elektrycznie substancję. Może to spowodować zmianę jego trasy oraz obniżenie prędkości. Na przykład ujemnie naładowany elektron może wyemitować foton, który zostanie następnie pochłonięty przez inny elektron. Takie gierki stanowią część oddziaływania elektromagnetycznego – procesu, w którym przenoszone są siły elektryczne i magnetyczne. Oto dlaczego świa- tło nazywane jest falą elektromagnetyczną. Inną właściwością światła jest jego jasność. Jasność obserwowana świecą- cego obiektu takiego jak lampa uliczna czy gwiazda zależy od dwóch głów- nych czynników. Jednym z nich jest jasność promieniowania lub inaczej moc
świecącego ciała, którą emituje dane źródło. Drugim czynnikiem jest odle- głość między źródłem światła a obserwatorem. Czynnik odległości wyraża się zależnością, którą opisuje prawo odwrotnych kwadratów. To, że czynnik odległości rządzi się prawem odwrotnych kwadratów, oznacza, iż jeśli sta- niemy dwa razy dalej od świecącej żarówki, wyda się ona czterokrotnie ciem- niejsza. Kiedy można przyjąć, że centralnie ulokowana żarówka o mocy 100 watów oświetli pokój o średnicy około 10 metrów, to powiększenie tej przestrzeni do średnicy 100 metrów (rozmiar stadionu) wymagałoby umiesz- czenia w tym samym miejscu żarówki o mocy 10 000 watów dla osiągnięcia takiego samego oświetlenia. Z kolei, jeżeli siedzielibyśmy na innym, tym ra- zem ciemnym stadionie, i zauważylibyśmy słabo świecącą lampę, o której wiedzielibyśmy, że emituje światło o dużej mocy, to doszlibyśmy do wnio- sku, że znajdujemy się od niej bardzo daleko. Możemy nawet wykorzystać naszą znajomość jej jasności, czyli rzeczywistej mocy, oraz jej widocznego blasku do obliczenia odległości, jaka nas od niej dzieli. Astronomowie wykorzystują relację między jasnością a obserwowanym świeceniem obiektów o znanej mocy, zwanych świecami standardowymi. Świece standardowe odgrywają ważną rolę, dają możliwość pomiaru wiel- kich odległości. Zostały one wykorzystane do ustalenia ogromu Wszech- świata i pomogły określić prędkość, z jaką postępuje jego ekspansja. Wśród najstarszych i najczęściej używanych świec standardowych są gwiazdy zwane cefeidami zmiennymi. Mrugają one z regularną częstością jak lampki na bożonarodzeniowym drzewku. W 1908 roku Henrietta Leavitt, pracująca w Obserwatorium Harwardzkim, dokonała w związku z cefeidami wiekopomnego odkrycia, które zmieniło bieg historii astronomii. Sporządziła mianowicie wykres częstości mrugania w odniesieniu do jasności grupy ce- feid w Obłokach Magellana (o którym obecnie wiemy, że jest satelitarną ga- laktyką Drogi Mlecznej) i wykryła wyraźną korelację. Im większą moc miała zmienna gwiazda, tym wolniej mrugała. Było to tak, jakby żarówka o mocy 100 watów miała dłuższy cykl migotania niż ta o mocy 75 watów. Dzięki skrupulatnym badaniom Leavitt ustaliła dla każdej cefeidy ścisły związek między długością cyklu mrugania a jasnością, którą obserwowała. Wyliczoną jasność promieniowania danej cefeidy można było następnie porównać z ja- snością obserwowaną celem wyznaczenia jej odległości od Ziemi. Im słabsza wydawała się jakaś cefeida o znanej jasności, tym dalej znajdowała się ona od Ziemi. Dzięki zastosowaniu tej techniki cefeidy miały się okazać dokład-
nym przyrządem pomiarowym do wyznaczania odległości astronomicznych. Aby nasz zestaw narzędziowy wzbogacić o dodatkowy instrument, po- mówmy o jeszcze innej właściwości światła. Ma ono nie tylko prędkość i ja- sność, lecz także kolor. Różne barwy związane są z cechą, którą nazywamy częstotliwością lub liczbą cykli na sekundę. Fale elektromagnetyczne, prze- mierzając przestrzeń, charakteryzują się różnymi szybkościami oscylacji. Częstotliwość tych fal może wykazywać znaczne różnice, tworząc całą paletę możliwości zwaną spektrum lub widmem elektromagnetycznym. Najbardziej znana forma promieniowania elektromagnetycznego, światło widzialne, ma zakres częstotliwości od około 400 bilionów do 750 bilionów herców (cykli na sekundę). Nasze oczy odbierają te częstotliwości jako barwną tęczę roz- ciągającą się od czerwieni, przy niższych częstotliwościach, do fioletu na krańcu wysokich częstotliwości. Jednakże oprócz tego, co mogą zobaczyć nasze oczy, istnieją jeszcze inne rodzaje światła. Poniżej częstotliwości właściwej dla czerwieni występuje promieniowanie podczerwone, które może być odbierane przez pewne typy noktowizorów i niektóre kamery. Jeszcze niższe częstotliwości cechują mi- krofale i fale radiowe używane w systemach łączności. Przechodząc do częstotliwości powyżej fioletu, napotykamy ultrafiolet, znany nam jako niewidzialna przyczyna opalenizny i oparzeń słonecznych. Na samo zakończenie widma elektromagnetycznego występują promienie gamma o ultrawysokiej częstotliwości. Gdy patrzymy na świecący obiekt, taki jak na przykład lampa, może się wydawać, że widzimy jeden kolor lub po prostu biel. Jeśli zaś umieścimy z przodu pryzmat lub siatkę dyfrakcyjną (dwa rodzaje urządzeń optycznych, które rozbijają światło na jego składowe częstotliwości), zobaczymy prawdo- podobnie paski o różnych kolorach, każdy o właściwej sobie jasności. W wy- padku pewnych rodzajów obiektów reprezentowane będą tylko niektóre ko- lory – na przykład żółty i zielony, ale już nie niebieski. Astronomowie dzięki liniom spektralnym uzyskują mnóstwo informacji o strukturze gwiazd i innych wysyłających promieniowanie obiektów. Anali- zując światło pochodzące z ciał niebieskich, badacze są w stanie ustalić w nich właściwą procentową zawartość wodoru, helu i innych gazów. Każdy pierwiastek ma swój charakterystyczny wzór spektralny, który go identyfi- kuje. Wraz z odkryciem planet w innych układach przed astronomami stanęło nowe zadanie – poznanie składu tych odległych światów i ich gwiazd.
Poza możliwością identyfikowania składu chemicznego, widma mają jesz- cze inne ważne zastosowanie. Dzięki uwzględnieniu efektu Dopplera mogą one także służyć jako dokładne szybkościomierze. Efekt Dopplera polega na skróceniu mierzonej długości fali światła, którego źródło porusza się ku obserwatorowi, i na wydłużeniu długości fali, jeśli źródło oddala się od obserwatora. Długościami fal świetlnych nazywamy odległości pomiędzy szczytami tych fal. Są one odwrotnie proporcjonalne do częstotliwości – im krótsza fala, tym wyższa częstotliwość. Gdy źródło światła zbliża się, jego fale ulegają „ściśnięciu”, przez co następuje skrócenie długości fali. Jego czę- stotliwość przesuwa się wyżej, ku niebieskiej części widma. Naukowcy nazy- wają ten efekt dopplerowskim przesunięciem do fioletu. Odwrotnie, kiedy źródło się oddala, fale jego światła ulegają rozciągnięciu, długość fali rośnie, natomiast jej częstość się obniża, przesuwając się w kierunku czerwonego krańca widma – stąd dopplerowskie przesunięcie ku czerwieni. Dzięki po- miarowi wielkości przesunięcia do fioletu lub ku czerwieni obserwator może określić prędkość źródła światła poruszającego się odpowiednio w jego stronę lub na zewnątrz od niego. Powyższą metodę można zilustrować na przykładzie analogii do fal dźwię- kowych. Przypuśćmy, że samochód policyjny pędzi do miejsca przestępstwa. Wycie jego syreny ma podwyższone tony. Po aresztowaniu przestępcy, gdy samochód odjeżdża, ton jego syreny się obniża. Jeśli posiadalibyśmy super- czuły instrument do wykrywania położenia linii widmowych i wycelowali go w stronę reflektorów samochodu, moglibyśmy wykryć przesunięcie w stronę fioletu podczas zbliżania się pojazdu i przesunięcie ku czerwieni, gdy oddala się z miejsca przestępstwa. Ponieważ światło jest o wiele, o wiele szybsze niż dźwięk, efekt tego przesunięcia byłby o wiele, o wiele subtelniejszy i to jest powód, dlaczego nasze oczy nie mogą tego zauważyć. Z kolei jeśli przestępca uciekałby kradzionym samochodem, policja mo- głaby użyć radaru, aby zmierzyć jego prędkość. Policyjny radar wysyła sy- gnały w stronę samochodu czy innych poruszających się obiektów, odbiera odbite powracające fale i mierzy różnicę między ich częstotliwością a często- tliwością fal wysłanych. To porównanie pozwala ustalić prędkość piratów drogowych i niekiedy może być wykorzystane jako dowód przeciwko nim. Astronomowie wykorzystują podobne metody do oceny ruchu gwiazd i in- nych ciał w stosunku do Ziemi. Pewnym ograniczeniem metody Dopplera jest fakt, że określa ona prędkość do nas lub od nas, ale już nie w innych kie-
runkach. Dlatego jeśli gwiazda porusza się wyłącznie wzdłuż drogi prostopa- dłej do kierunku obserwacji astronomów, to nie mogą oni zmierzyć jej pręd- kości przy użyciu techniki dopplerowskiej. W 1915 roku astronom Vesto Slipher opublikował zbiór danych dotyczą- cych dopplerowskich przesunięć obiektów zwanych mgławicami, takich jak mgławica w Andromedzie oraz różne inne obiekty spiralne i eliptyczne. Gro- madził on te dane przez trzy poprzednie lata, rozpoczynając od spektralnych obserwacji Andromedy w 1912 roku. W owym czasie nauka miała dopiero wykryć istnienie innych galaktyk poza Drogą Mleczną. Społeczność astrono- mów nie była wtedy przekonana, czy te mgławice składają się z między- gwiezdnych obłoków gazowych w obrębie Drogi Mlecznej, czy też są to nie- zależne „wszechświaty wyspowe”. Rozszalały się gwałtowne spory na temat ich odległości, rozmiaru i znaczenia. Odpowiedzi na te pytania miał nieba- wem udzielić amerykański astronom Edwin Hubble. Hubble a rozszerzający się Wszechświat Hubble był człowiekiem pełnym sprzeczności. Urodził się w 1889 roku w ro- dzinie należącej do niższej klasy średniej, zamieszkałej w rolniczej osadzie Marshfield (Missouri), nazywanej też „Szczytem Ozarków”2. Stał się żarli- wym anglofilem, gdy otrzymał stypendium Rhodesa oferujące mu pobyt w Oksfordzie. Przez całe życie palił fajkę, był miłośnikiem tweedowych ma- rynarek, posługiwał się wytwornym angielskim akcentem, który niektórzy z jego kolegów uważali za pompatyczny. Jednakże w jego badaniach nie było nic pretensjonalnego. Każdy detal, który opublikował, był solidnie udoku- mentowany i ostrożny – poparty skrupulatnie zebranymi danymi z obserwacji astronomicznych. W 1919 roku wybitny amerykański astronom George Ellery Hale zaprosił Hubble’a do kierowania nowo skonstruowanym teleskopem Hookera w Ob- serwatorium Mount Wilson. Dzięki swojemu 254-centymetrowemu zwiercia- dłu był to w owym czasie największy teleskop na świecie. Obserwatorium umiejscowione w górskim paśmie San Gabriel w południowej Kalifornii od- znaczało się wspaniałą widocznością nocnego nieba, zanim pobliskie Los Angeles rozjarzyło się światłami elektrycznymi. Hubble po mistrzowsku
skierował instrument na cefeidy w galaktyce Andromedy, wykorzystując te gwiazdy zmienne w roli świec standardowych do pomiaru ich odległości od Ziemi. Dzięki temu wykazał, że Andromeda znajduje się daleko poza gra- nicami Drogi Mlecznej. Na podstawie widocznej średnicy Andromedy osza- cował jej rzeczywistą wielkość i doszedł do wniosku, że jest ona niezależną galaktyką, podobnie jak Droga Mleczna, pełną gwiazd. Wkrótce nadano jej nazwę galaktyka Andromedy zamiast dawnego określenia: mgławica w An- dromedzie. Stosując metodę cefeid, Hubble ustalił odległości do innych tak zwanych mgławic i wykazał, że wiele z nich to także galaktyki. Gdy w 1924 roku Hubble opublikował swoje odkrycie, nasze pojęcie o roz- miarach i zawartości Wszechświata już na zawsze zostało zmienione. Od tego momentu wiedzieliśmy już, że Droga Mleczna jest jedynie kropelką w morzu kosmosu, a nasz Układ Słoneczny niczym więcej jak tylko pyłkiem w tej kropelce. Znaczenie człowieka w tym całościowym ujęciu skurczyło się jak kostka lodu w gorącej kadzi. Zostaliśmy skazani na pokorę dzięki ogrom- nej pracy dumnego astronoma. Gdy okazało się, że Wszechświat rozciąga się znacznie, znacznie dalej poza granice Drogi Mlecznej, Hubble wziął swoje wyniki uzyskane z cefeid, wy- korzystał je do sporządzenia wykresu w relacji do przesunięć dopplerowskich uzyskanych przez Sliphera i zauważył wówczas uderzający wzór. Z wyjąt- kiem stosunkowo bliskich, sąsiednich galaktyk, takich jak galaktyka Andro- medy, wszystkie galaktyki z odległej przestrzeni charakteryzowały się prze- sunięciem światła ku czerwieni, a przesunięcie to wzrastało wraz z odległo- ścią. Hubble naniósł teraz na wykres prędkości tych galaktyk w odniesieniu do ich odległości i wykreślił skośną linię łączącą te punkty. Swoje odkrycie Hubble opublikował w 1929 roku, a jego wnioski bezbłędnie wskazywały, że im dalej od nas jest położona jakaś galaktyka, tym szybciej oddala się od na- szej. Ponieważ absurdalna byłaby myśl, że nasza galaktyka jest czymś w ro- dzaju pariasa, uczony domyślił się że, z wyjątkiem najbliższych sąsiadów, wszystkie galaktyki w przestrzeni kosmicznej oddalają się od siebie nawza- jem. Zjawisko to nazywamy teraz ekspansją Hubble’a, a zależność prędkości od odległości – prawem Hubble’a. Tempo ucieczki galaktyk w jakimś okre- ślonym czasie nazywamy stałą Hubble’a, co jest niezbyt trafnym terminem, jako że zmienia się ona w kolejnych erach kosmicznych.
Zniesienie kosmicznego jaja Jeszcze zanim Hubble sformułował swoje prawo ucieczki galaktyk, kilku teo- retyków nosiło się z ideą ekspansji Wszechświata. Wyprowadzali oni swoje domysły z genialnej ogólnej teorii względności Alberta Einsteina, opubliko- wanej w 1915 roku. Ogólna teoria względności jest takim sposobem rozumie- nia grawitacji, w którym materia i energia zawarta w jakimś obszarze prze- strzeni powodują odkształcenie jego geometrii: skrzywienie, pofalowanie i wygięcie na wiele różnych kształtów. Im bardziej zawiły jest rozkład mate- rii, tym bardziej wyboista staje się struktura takiego sektora. W konsekwencji każdy obiekt przemieszczający się przez to miejsce może być odchylany przez napotkane bryły materii. Jak to zwięźle ujął znakomity teoretyk John Wheeler (w książce napisanej ze swoimi byłymi studentami – Charlesem Mi- snerem i Kipem Thorne’em) – „Przestrzeń mówi materii, jak się poruszać. Materia mówi przestrzeni, jak się zakrzywiać”3. Aby zobrazować teorię Einsteina, wyobraźmy sobie przestrzeń jako miękki materac. Rozrzućmy niewielkie kamyki na jego powierzchni, a pod każdym z nich powstanie małe zagłębienie. Rzućmy teraz duży kamień, co wywoła wyraźne ugięcie. Odpowiednio ciężki głaz może nawet rozerwać materiał. Wszędzie tam, gdzie występują zagłębienia, dojdzie do tego, że inne obiekty poruszające się po powierzchni będą się przemieszczać po zmienionych tra- sach. Kulki, mimo że wypuszczone początkowo wzdłuż prostej linii na pła- skiej części materaca, kiedy osiągną zniekształcony teren, zaczną się poru- szać po zakrzywionych trajektoriach. Dzieje się tak dlatego, że najkrótszą możliwą drogę w zniekształconym regionie stanowi linia krzywa, a nie pro- sta. Podobnie ogólna teoria względności nakazuje, aby obiekty poruszające się w przestrzeni i próbujące podążać możliwie najkrótszą trasą biegły drogami zakrzywianymi zgodnie z rozmieszczeniem materii i energii. Jeśli kiedykol- wiek dziwiliście się, dlaczego planety krążą po orbitach eliptycznych wokół Słońca, to teraz wiecie: są to najprostsze linie, po których mogą się one poru- szać w studni grawitacyjnej wytworzonej przez masę słoneczną. W 1922 roku rosyjski matematyk Aleksander Friedmann rozwiązał einste- inowskie równania ogólnej teorii względności dla Wszechświata jako całości. Wybrał on trzy geometrie możliwe dla izotropowego, jednorodnego wszech-
świata – płaską, hipersferyczną i hiperboloidalną. Wszechświaty płaskie od- powiadają standardowej geometrii euklidesowej, w której proste równoległe nigdy się nie spotykają i ciągną się w nieskończoność. Stanowi ona trójwy- miarowy odpowiednik płaszczyzny. Hipersfera jest uogólnieniem sfery w wyższym wymiarze. O ile sfera (kula) ma dwuwymiarową powierzchnię zewnętrzną, jak na przykład powierzchnia Ziemi, o tyle hipersfera ma trójwy- miarową powierzchnię zewnętrzną, która zagina się dookoła i łączy sama ze sobą. Podobnie hiperboloida lub kształt siodłowaty jest trójwymiarową płaszczyzną – odpowiednikiem hiperboli w wyższych wymiarach. Ze względu na ich formy hipersfery określa się jako „zamknięte”, a hiperbo- loidy jako „otwarte”. Prawa geometrii umożliwiają precyzyjne rozróżnienie pomiędzy tymi trzema odmiennymi możliwościami. W płaskich wszechświatach obowiązuje znana zasada, że proste równoległe stale zachowują między sobą tę samą od- ległość, nigdy się do siebie nie zbliżając ani oddalając. Natomiast gdyby wszechświat miał kształt hipersfery, linie równoległe zawsze by się spoty- kały, jak ziemskie południki zbiegające się na biegunie północnym i połu- dniowym. Wreszcie gdyby miał geometrię hiperboloidalną, linie rozchodzi- łyby się jak skrzydełka ściśniętego wachlarza. Opisując te geometrie w steno- graficznym skrócie, można powiedzieć, że geometria płaska ma krzywiznę zerową, zamknięta geometria hipersferyczna ma krzywiznę dodatnią, a otwarta geometria hiperboloidalna – ujemną. Friedmann włączył wszystkie trzy geometrie do einsteinowskich równań ogólnej teorii względności. Znalezione przez niego rozwiązania wskazywały, że we wszystkich wypadkach przestrzeń będzie się rozszerzała, począwszy od punktu. Nie zauważył jednak jednej istotnej różnicy. Podczas gdy geome- tria płaska i otwarta ekspandowałyby bez końca, zamknięta geometria rosłaby przez pewien czas, po czym po zatrzymaniu nastąpiłoby odwrócenie kursu i kontrakcja, czyli kurczenie się aż do punktu. Ten trzeci przypadek przypo- minałby wielowymiarową wersję balonu, który rósłby podczas napełniania powietrzem, a następnie kurczyłby się w miarę jego wypuszczania. Te trzy scenariusze mają bezpośredni związek z parametrem zwanym omega. Omega jest stosunkiem gęstości materii we Wszechświecie do pew- nej krytycznej wartości, którą można łatwo wyliczyć. Omega może być więk- sza, mniejsza lub równa 1. Przypadek otwartego wszechświata, w którym omega jest mniejsza niż 1, odpowiada kosmosowi o zaniżonej gęstości mate-
rii; jej ilość jest niewystarczająca, aby doszło do odwrócenia kierunku i kontrakcji. W sytuacji wszechświata zamkniętego, przy wartości omegi większej niż 1, mamy do czynienia z kosmosem supergęstym. Pod ciężarem własnej grawitacji taki wszechświat w końcu powstrzymałby swoją ekspansję i począłby się kurczyć, co doprowadziłoby do miażdżącego finału, który zy- skał miano Wielkiej Zapaści. W końcu wszechświat płaski z omegą równą 1 ekspandowałby bez końca, choć wiecznie zbliżałby się do granicy, od któ- rej mógłby rozpocząć się kolaps – jak coraz bardziej zmęczony biegacz, który wciąż się jednak nie poddaje. Scenariusz ostatniego stadium płaskiego i otwartego wszechświata został obrazowo określony jako Wielki Skowyt. Jednakże podejście Friedmanna było jak najdalsze od myśli o wizualizacji rzeczywistego przebiegu powstania i śmierci fizycznego Wszechświata. Był on zainteresowany takimi scenariuszami wyłącznie jako modelami matema- tycznymi niekoniecznie będącymi odbiciem natury. Niemniej jego praca oka- zała się niezwykle ważna. Modele te bowiem stały się standardowymi obra- zami większości jednorodnych typów kosmicznej ewolucji, wyprowadzonych z ogólnej teorii względności bez stałej kosmologicznej. Niestety, Friedmann zmarł w 1925 roku w wieku 37 lat, zanim jego idee stały się powszechnie znane. O wiele sławniejszym orędownikiem rozszerzającego się Wszechświata był belgijski matematyk i ksiądz Georges Lemaître. Pracując niezależnie, nie znając wniosków Friedmanna, Lemaître w 1927 roku całkiem podobnie roz- wiązał einsteinowskie równania ogólnej teorii względności i zademonstrował, w jaki sposób przestrzeń może powiększać swój rozmiar. Po opublikowania przez Hubble’a wyników badań Lemaître zaczął udoskonalać teorię opisującą rozszerzanie Wszechświata, aby zastosować ją do naukowego opisu aktu kre- acji. Wyobrażał sobie, że kosmos rozpoczął swoje istnienie jako „pierwotny atom” – niesamowicie skondensowany obiekt zawierający całą materię – obiekt, który nazywał także „kosmicznym jajem”. Rozerwało się ono w wielkiej eksplozji, uwalniając materiał, z którego powstały galaktyki i wszystko to, co dzisiaj widzimy. Ucieczka galaktyk jest – jak wywniosko- wał Lemaître – trwającą wciąż spuścizną po pierwotnym wybuchu. Dopóki Hubble nie dokonał odkrycia kosmicznej ekspansji, Einstein z nie- chęcią odnosił się do scenariuszy rozszerzającego się wszechświata. Był on raczej przekonany do wszechświata stabilnego. Chociaż już wcześniej rozwi- nął dynamiczną teorię grawitacji, miał nadzieję, że całościowy efekt materii