Rozdział 8: Kosmologiczne Implikacje

W poprzednich rozdziałach zobaczyliśmy, jak ogólna teoria względności Einsteina radykalnie zmieniła nasze pojęcia o przestrzeni, czasie i grawitacji. Teoria interpretuje grawitację nie jako siłę, ale jako objaw krzywizny czasoprzestrzeni, gdzie ta krzywizna jest spowodowana obecnością masy i energii. Równania pola Einsteina zapewniają matematyczny opis tego, jak geometria czasoprzestrzeni jest determinowana przez rozkład materii i energii.

Podczas gdy implikacje ogólnej teorii względności zostały spektakularnie potwierdzone w skali układu słonecznego, niektóre z jej najgłębszych konsekwencji wynikają, gdy rozważamy wszechświat jako całość. W tym rozdziale będziemy badać, jak ogólna teoria względności, stosowana do kosmologii, prowadzi do dramatycznego nowego obrazu dynamicznego, ewoluującego wszechświata. Zobaczymy, jak obserwacje Edwina Hubble'a we wczesnym XX wieku dostarczyły pierwszych dowodów na ekspansję wszechświata, a jak ten pomysł, połączony z ogólną teorią względności, stanowi podstawę modelu Wielkiego Wybuchu kosmologii. Spotkamy się także z jedną z największych tajemnic w nowoczesnej fizyce - naturą ciemnej energii, tajemniczej formy energii, która wydaje się powodować przyspieszenie rozszerzania się wszechświata.

Rosnący Wszechświat i Prawo Hubble'a

Historia nowoczesnej kosmologii rozpoczyna się we wczesnym XX wieku dzięki pracy amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a. Korzystając z teleskopu Hookera o średnicy 100 cali w Obserwatorium na Mount Wilson w Kalifornii, Hubble przeprowadził serię przełomowych obserwacji, które zmieniły nasze pojęcie o wszechświecie.

Jednym z kluczowych spostrzeżeń Hubble'a dotyczyło natury pewnych zamazanych plam światła na nocnym niebie, znanych jako "mgławice". Wielu astronomów wierzyło, że te mgławice są stosunkowo małymi, gazowymi strukturami w obrębie naszej Galaktyki Drogi Mlecznej. Jednak Hubble był w stanie rozdzielić poszczególne gwiazdy w niektórych z tych mgławic i, porównując ich pozorną jasność z jasnością podobnych gwiazd w Drodze Mlecznej, mógł oszacować ich odległość. Ku swojemu zdziwieniu odkrył, że te mgławice były tak naprawdę niezwykle odległe, daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Hubble odkrył, że wszechświat był znacznie większy, niż dotychczas sądzono, wypełniony niezliczonymi "wszechświatami wysp" - tym, co teraz nazywamy galaktykami.

Najważniejsze odkrycie Hubble'a nastąpiło jednak, gdy badał widma światła z tych odległych galaktyk. Odkrył, że linie widmowe znanych pierwiastków były systematycznie przesunięte w kierunku czerwonego końca widma, zjawisko znane jako przesunięcie ku czerwieni. Stopień tego przesunięcia zwiększał się wraz z odległością od galaktyki. Przypisuje się interpretację tego przesunięcia ku czerwieni jako przesunięcie Dopplera, spowodowane oddalaniem się galaktyki od nas. Im większe przesunięcie ku czerwieni, tym szybsza recesja galaktyki.

Obserwacje Hubble'a doprowadziły go do niezwykłego wniosku: wszechświat się rozszerza. Galaktyki nie są statyczne, ale oddalają się od siebie jak rodzynki w rosnącym cieście chlebowym. Ponadto, prędkość oddalania się galaktyki jest proporcjonalna do jej odległości od nas. Ta zależność jest znana jako prawo Hubble'a:

$$v = H_0 d$$

Tutaj, $v$ to prędkość recesji galaktyki, $d$ to jej odległość od nas, a $H_0$ to stała proporcjonalności znana jako stała Hubble'a. Wartość stałej Hubble'a jest miarą obecnego tempa ekspansji wszechświata.

Odkrycie Hubble'a o rosnącym wszechświecie było objawieniem. Obaliło długo utrzymywane przekonanie o statycznym, niezmiennym kosmosie i wprowadziło ideę, że wszechświat ma historię - ewoluował w ciągu czasu. To odkrycie oznaczało narodziny nowoczesnej kosmologii.

Model Wielkiego Wybuchu

Odkrycie rosnącego wszechświata natychmiast sugeruje głębokie pytanie: jeśli galaktyki oddalają się teraz, czy były one bliżej siebie w przeszłości? Ekstrapolując wstecz w czasie, wydaje się, że w pewnym momencie dalekiej przeszłości cała materia wszechświata skoncentrowałaby się w nieskończenie gęstym punkcie - singularytecie. Ten pomysł stanowi podstawę modelu Wielkiego Wybuchu kosmologii.

Zgodnie z modelem Wielkiego Wybuchu, wszechświat powstał około 13,8 miliarda lat temu w niezwykle gorącym, gęstym stanie. W tym początkowym momencie wszechświat był nieskończenie gęsty i nieskończenie gorący. Następnie się rozszerzał i szybko się ochładzał. W miarę jak to się działo, przechodził przez szereg przejść fazowych, podobnych do przechodzenia wody w parę pod wpływem podgrzewania i w lód pod wpływem chłodzenia. Te przejścia doprowadziły do powstania cząstek podstawowych i sił tak, jak je znamy.

W najwcześniejszych stadiach Wielkiego Wybuchu wszechświat był wrzącym kotłem energii. W miarę jak się rozszerzał i ochładzał, ta energia zaczęła skraplać się w materię - najpierw kwarki i elektrony, a następnie, w miarę dalszego ochładzania wszechświata, te kwarki łączyły się, tworząc protony i neutrony. Około 380 000 lat po Wielkim Wybuchu wszechświat wystygł wystarczająco, aby te protony i elektrony połączyły się, tworząc atomy, głównie wodór i hel. Ten okres, znany jako rekombinacja, oznaczał odłączenie się materii od promieniowania. Przed tym punktem fotony stale oddziaływały z naładowanymi cząstkami, sprawiając, że wszechświat był nieprzezroczysty. Po rekombinacji fotony mogły swobodnie podróżować, a wszechświat stał się przezroczysty. Poświatą tych pierwotnych fotonów można obserwować dzisiaj promieniowanie tła mikrofalowego kosmicznego (CMB). Zostało ono po raz pierwszy wykryte w 1965 roku przez Arno Penziasa i Roberta Wilsona. CMB to niemal jednolite tło promieniowania mikrofalowego wypełniające niebo. Ma termiczną charakterystykę ciała doskonale czarnego o temperaturze około 2,7 kelwina i stanowi uderzające potwierdzenie modelu Wielkiego Wybuchu. Nieznaczne nieregularności CMB, po raz pierwszy zmapowane szczegółowo przez satelitę COBE w latach 90. XX wieku, stanowią migawkę wszechświata we chwili rekombinacji i są nasionami, z których wszystkie przyszłe struktury kosmiczne - galaktyki, gwiazdy i planety - będą rosły pod wpływem grawitacji.

Model Wielkiego Wybuchu, oparty na obserwacji rozwijającego się wszechświata i istnieniu CMB, dostarcza niezwykle udanego opisu historii wszechświata. Wyjaśnia pochodzenie lekkich pierwiastków we wczesnym wszechświecie poprzez proces syntezy jądrowej Wielkiego Wybuchu i zapewnia ramy do zrozumienia powstawania struktur kosmicznych.

Jednakże, ten model nie jest pozbawiony problemów. Standardowy model Wielkiego Wybuchu opiera się na kilku wyspecyfikowanych warunkach początkowych - wczesny wszechświat musi być niezwykle jednorodny, z materią rozłożoną równomiernie w wysokim stopniu precyzji, i musi mieć bardzo konkretne tempo ekspansji. Odchylenia od tych warunków prowadziłyby do wszechświata bardzo różnego od tego, który obserwujemy. Ten problem warunków początkowych jest znany jako problem płaskości i problem horyzontu.

Ponadto, standardowy model Wielkiego Wybuchu przewiduje istnienie pewnych egzotycznych cząstek, takich jak monopole magnetyczne, które nigdy nie zostały zaobserwowane. Jest to znane jako problem monopoli.

Te kwestie zostały rozwiązane w latach 80. XX wieku przez teorię inflacji kosmicznej. Według teorii inflacji, we bardzo wczesnym wszechświecie istniał okres ekstremalnie szybkiego wykładniczego rozszerzania napędzanego hipotetycznym polem nazywanym inflatonem. To szybkie rozszerzanie spłaszczyło początkowe nieregularności, prowadząc wszechświat do stanu płaskiego i jednorodnego. Rozcieńczyło również egzotyczne cząstki do nieobserwowalnych poziomów. Inflacja dostarcza eleganckiego rozwiązania problemów standardowego modelu Wielkiego Wybuchu i stała się integralną częścią współczesnej kosmologii, chociaż fizyczna natura pola inflatonu wciąż pozostaje tajemnicą.

Mroczna energia i przyspieszający się wszechświat

Pod koniec lat 90. XX wieku badanie odległych supernowych doprowadziło do zaskakującego odkrycia, które kolejny raz rewolucjonizowało nasze rozumienie kosmosu. Supernowe, eksplozje masywnych gwiazd, są niezwykle jasne i mogą być obserwowane na ogromne odległości kosmiczne. Pewien rodzaj supernowych, znanych jako Typ Ia, jest szczególnie przydatny dla kosmologii. Te supernowe występują, gdy biały karzeł w układzie podwójnym akrecjonuje masę od swojego towarzysza, co w końcu powoduje wywołanie wybuchu termojądrowego. Ponieważ warunki dla tego wybuchu są zawsze podobne, supernowe Typu Ia mają bardzo spójną jasność wewnętrzną. Porównując tę jasność wewnętrzną z ich jasnością widoczną, astronomowie mogą określić ich odległość. Służą one jako "świece standardowe" do pomiaru skali wszechświata.

W 1998 roku dwie niezależne zespoły astronomów, projekt Kosmologii Supernowych i Zespół Poszukiwań Supernowych High-Z, użyły supernowych Typu Ia do pomiaru historii ekspansji wszechświata. Spodziewali się, że odkryją, że ekspansja wszechświata zwalnia z powodu grawitacyjnej atrakcji materii. Zamiast tego znaleźli coś przeciwnego: ekspansja wszechświata przyspiesza.

Ten wynik był zaskakujący i nieoczekiwany. W standardowych modelach kosmologicznych wszechświat mógł się rozszerzać na zawsze, ale w coraz wolniejszym tempie, lub ostatecznie zawalić się w tak zwany "Wielki Krach", ale przyspieszającej się ekspansji nie brano pod uwagę. Jedynym sposobem wyjaśnienia tej przyspieszonej ekspansji w ramach ogólnej teorii względności było wprowadzenie nowej składowej wszechświata: mrocznej energii.

Mroczna energia to hipotetyczna forma energii, która przenika całą przestrzeń i wywiera negatywne ciśnienie. Według równań ogólnej teorii względności, ciśnienie materii i energii przyczynia się do efektu grawitacyjnego. Zwykła materia ma dodatnie ciśnienie, co powoduje jej skupianie się grawitacyjne. Mroczna energia, ze swoim ujemnym ciśnieniem, działa odwrotnie: powoduje przyspieszoną ekspansję wszechświata.

Najprostszym modelem mrocznej energii jest stała kosmologiczna, oznaczana grecką literą $\Lambda$. Stała kosmologiczna została pierwotnie wprowadzona przez Einsteina jako modyfikacja jego równań, aby umożliwić statyczny wszechświat. Później ją odrzucił po odkryciu przez Hubble'a rozwijającego się wszechświata, nazywając to swoim "największym błędem". Jednakże, w kontekście mrocznej energii, stała kosmologiczna odzyskała swoją pozycję. Może być interpretowana jako gęstość energii próżni.

Obecny standardowy model kosmologii, znany jako model $\Lambda$CDM (zimna ciemna materia z kosmologiczną stałą), obejmuje zarówno mroczną energię w postaci $\Lambda$, jak i ciemną materię, niewidoczną formę materii oddziałującą tylko za pośrednictwem grawitacji, aby wyjaśnić obserwowaną strukturę i ewolucję wszechświata. W tym modelu, mroczna energia stanowi około 68% całkowitej gęstości energetycznej wszechświata, podczas gdy ciemna materia odpowiada około 27%. Zwykła materia, wszystko to, co możemy zobaczyć i dotknąć, stanowi mniej niż 5% wszechświata. Podczas gdy model $\Lambda$CDM doskonale wyjaśnia szeroki zakres obserwacji kosmologicznych, fizyczna natura energii ciemnej pozostaje jedną z najgłębszych tajemnic fizyki. Obserwowana wartość stałej kosmologicznej jest wielokrotnie mniejsza od wartości przewidywanej przez kwantową teorię pola, co prowadzi do sprzeczności znanej jako problem stałej kosmologicznej. Zapropowane zostały alternatywne modele energii ciemnej, takie jak kwintesencja, która proponuje dynamiczne, ewoluujące pole energii ciemnej, ale ich rozróżnienie obserwacyjne stanowi wyzwanie.

Odkrycie energii ciemnej ma głębokie implikacje dla ostatecznego losu wszechświata. Wszechświat rządzony przez materię ostatecznie zwolniłby i zaczął się kurczyć, prowadząc do Wielkiego Kolapsu. Jednak w wszechświecie z stałą kosmologiczną, ekspansja będzie nadal przyspieszać, prowadząc do "Wielkiego Zamarznięcia". W tym scenariuszu galaktyki będą się tak szybko oddalać od siebie, że światło z jednej nie dotrze do drugiej. Wszechświat stanie się zimny, ciemny i pusty.

Wnioski

Zastosowanie ogólnej teorii względności w kosmologii doprowadziło do głębokiej transformacji naszego rozumienia wszechświata. Statyczny, wieczny kosmos Newtona został zastąpiony przez dynamiczny, ewoluujący wszechświat, który rozpoczął się w gorącym Wielkim Wybuchu i stale się rozszerzał i chłodził. Odkrycie rozszerzającego się wszechświata, mikrofalowego tła kosmicznego i energii ciemnej ukazało obraz wszechświata bardziej dziwnego i cudownego, niż mogliśmy sobie wyobrazić.

Jednak ten obraz jest daleki od kompletności. Dalszy charakter ciemnej materii i energii ciemnej, które razem stanowią 95% wszechświata, pozostaje nieznany. Fizyka bardzo wczesnego wszechświata, gdzie znaczenie nabierają efekty kwantowe, nadal jest słabo zrozumiana. A ostateczny los wszechświata, czy będzie się rozszerzać na zawsze, czy ostatecznie zapadnie się w siebie, nadal jest otwartym pytaniem.

Aby odpowiedzieć na te pytania, będą potrzebne nowe obserwacje i nowe teoretyczne spostrzeżenia. Nadchodzące badania kosmologiczne, takie jak Teleskop Syntetycznego Obrazu Dużej Skali (LSST) i satelita Euclid, będą mapować strukturę wszechświata z niespotykaną precyzją, dostarczając nowych testów ogólnej teorii względności i nowych ograniczeń na naturę energii ciemnej. Obserwatoria fal grawitacyjnych, takie jak LIGO i Virgo, otworzą nowy wgląd w wczesny wszechświat i fizykę czarnych dziur. Natomiast rozwinięcia teoretyczne, jak teoria strun i pętlowa grawitacja kwantowa, mogą zapewnić ramy do zjednoczenia ogólnej teorii względności z mechaniką kwantową - kluczowy krok w kierunku pełnej teorii grawitacji kwantowej.

Sto lat po rewolucyjnej teorii Einsteina badanie wszechświata nadal jest jednym z najbardziej ekscytujących i dynamicznych obszarów nauki. W miarę jak będziemy nadal badać implikacje ogólnej teorii względności dla kosmologii, możemy spodziewać się wielu niespodzianek i odkryć w nadchodzących latach. Historia wszechświata, od Wielkiego Wybuchu do odległej przyszłości, wciąż jest pisana.