Od Wielkiego Wybuchu do inflacji. Krótka historia rozwoju kosmologii. Piszemy o rozszerzaniu się Wszechświata, różnych jego modelach i problemach z jakimi boryka się standardowa teoria kosmologiczna.

Część Pierwsza: Wielki Wybuch

Dopiero w ostatnich dziesięcioleciach kosmologia stała się nauką w pełnym tego słowa znaczeniu. Nauką, w której ścisłe przewidywania teorii mogły być porównane z dokładnie zmierzonymi danymi. Historia rozpoczyna się w 1929 roku kiedy to amerykański astronom Edwin Hubble odkrył, że materia we Wszechświecie jest zorganizowana w galaktyki, a one zdają się od siebie oddalać. Im większy dystans je dzieli, tym większa jest ich względna prędkość. Wszechświat rozszerza się.

Wnioskiem z tego odkrycia było, że Wszechświat miał początek. Mimo, że idea stworzenia dokonującego się w jakimś momencie przeszłości zawsze była raczej częścią religii, w tym momencie stała się po raz pierwszy tematem dyskusji naukowych. Czasami ważniejszym osiągnięciem od udzielenie odpowiedzi na jakieś pytanie jest dla uczonego samo sformułowanie tego pytania. Dzięki Hubble’owi dyskusja o początkach i ewolucji Wszechświata wyszła ze świata filozofii i mitologii i przeszła do nauki.

Przez wiele lat trudno było zdobyć wiedzę potrzebną do rozwiązania problemów kosmologicznych. Zaczęło się to zmieniać dopiero w latach 70-tych i 80-tych. Zdano sobie sprawę, że jeśli Wszechświat rzeczywiście miał swój początek w gorącym i gęstym stanie, to drogą do jego zrozumienia jest badanie wzajemnego oddziaływania cząstek o bardzo wysokich energiach. Materia o wysokiej temperaturze składa się ze składników, które poruszają się szybko i gwałtownie się ze sobą zderzają. Jeśli uda nam się odtworzyć te zderzenia w laboratorium, będziemy mogli zrozumieć jak działa Przyroda.

W ten sposób zdobyliśmy na przykład taką wiedzę: Kiedy Wszechświat miał około trzech minut, zderzenia były tak silne, że były w stanie rozerwać jądra atomowe. Oznacza to, że wcześniej żadne jądra nie mogły istnieć. Nawet gdyby powstały – uległyby natychmiastowemu zniszczeniu. Z drugiej strony – po upływie trzech minut gwałtowność zderzeń była już na tyle mała, że powstające jądra nie ulegały ponownemu rozpadowi. Stąd właśnie pochodził tytuł znanej książki Stevena Weinberga Pierwsze trzy minuty.

Część Druga: Związek fizyki cząstek elementarnych i astrofizyki

Dla kosmologów zawsze ważnym było pytanie w jaki sposób z pierwotnych cząstek elementarnych utworzyły się pierwiastki chemiczne. Pierwsza osobą, która wprowadziła pojęcie znane teraz jako Wielki Wybuch był rosyjski kosmolog George Gamow pracujący w American University w Waszyngtonie. Próbował on wyjaśnić powstanie wszystkich pierwiastków. Założył, że istnienie Wszechświata rozpoczęło się od gorącej i gęstej kuli wodoru i próbował używając młodej ówcześnie fizyki jądrowej udowodnić, że ta gorąca kula mogła dać początek wszystkim pierwiastkom jakie obserwujemy wokół nas. Nie miał racji (pierwiastki cięższe od litu tworzone są tylko w wyniku fuzji zachodzącej we wnętrzach gwiazd), ale był pierwszym który umieścił pojęcie Wielkiego Wybuchu na stole teoretyków.

Johns Hopkins University

Widmo powstałe z połączenia światła docierającego z ponad 200 tysięcy galaktyk. Sporządzono je na podstawie badań 2dF Galaxy Redshift Survey.

Johns Hopkins University

Linie pojawiające się we fragmencie „kosmicznego widma” zbudowanego ze światła ponad 200 tysięcy galaktyk. Intensywność linii wskazuje na obecność pierwiastka, któremu odpowiadają.

Zastosowanie fizyki jądrowej do Wielkiego Wybuchu zmieniło sposób, w jaki uczeni myślą o ewolucji Kosmosu. Doszło do połączenia kosmologii z nauką o podstawach budowy materii. Działało to tak: Z teorii ekspansji Hubble’a obliczyć można jak często we wczesnym Wszechświecie dochodziło do zderzeń protonów. Z pomiarów wykonywanych w laboratoriach dowiedzieć się można jak często w wyniku takich zderzeń formowały się jądra atomowe. Przez połączenie tych dwóch nauk określić możemy jak wiele jąder każdego z pierwiastków powstało w czasie Wielkiego Wybuchu. Należało teraz zwrócić się do astronomii obserwacyjnej i sprawdzić jak wiele z tych atomów nadal jest we Wszechświecie. Współdziałanie astronomii i fizyki cząstek elementarnych doprowadziło do uzyskania niezwykłych wyników potwierdzających podstawową teorię. Wielu astronomów uważa, że ta zgoda pomiędzy przewidywaniami i pomiarami jest najsilniejszym dowodem przemawiającym za teorią Wielkiego Wybuchu.

Zrozumienie tworzenia się jąder doprowadziło do pojawienia się trudności. Jedną rzeczą było rozważanie pierwszych trzech minut istnienia naszego świata, lecz zupełnie inną było zrozumienie pierwszych ułamków sekundy jego historii. Im dalej cofamy się w czasie, tym z większymi energiami mamy do czynienia. Dopiero pod koniec lat 70-tych zdobyto wystarczająca wiedzę w dziedzinie fizyki cząstek elementarnych aby móc zrobić postęp w kosmologii.

Aby to zrozumieć, pamiętać należy że poznawanie struktury materii odbywa się przez badanie kolejnych poziomów jej istnienia. Wiemy, że cząsteczki składają się z atomów, a atomy mają jądra obiegane przez elektrony. Wiemy także, że jądra zbudowane są z czegoś, co nazywamy „cząstkami elementarnymi”. Są to protony i neutrony. Łączymy cząstki elementarne tworząc jądro, przyozdabiamy je elektronami aby stworzyć atomy i rozrzucamy wokół siebie całą materię Wszechświata.

Za każdym razem, gdy zgłębiamy następną warstwę w tej hierarchii, musimy zapłacić wyższą cenę, która jest energia jaką musimy dysponować. Użycie napięcia kilku woltów (czyli energii kilku elektronowoltów) pozbawia atomy elektronów. Tak działają neony i jarzeniówki oświetlające szkolne sale. Milionów woltów potrzeba aby dostać się do jądra atomowego. Stało się to możliwe dzięki akceleratorom, które zaczęły działać w latach 30-tych. Aby dostać się do wnętrza cząstki elementarnej, potrzebna jest jeszcze większa energia – dziesiątki miliardów elektronowoltów. Tak wielkie akceleratory powstały dopiero w latach 50-tych i 60-tych.

Do końca lat 60-tych udało się poukładać wszystkie elementy, które pozwoliły na wykonanie kroku naprzód. W tym czasie teoretycy tacy jak Steven Weinberg rozpoczęli budowanie teorii opisujących świat wysokich energii. To, co dzisiaj nazywamy Modelem Standardowym jest efektem powstających wtedy wczesnych teorii.

Część Trzecia: Problemy z Wielkim Wybuchem

Aby zrozumieć co stało się później, należy wiedzieć co nieco o stanie wiedzy kosmologów pod koniec lat 70-tych. Uczeni wiedzieli już o Wszechświecie na tyle dużo, aby zdać sobie sprawę z trzech fundamentalnych problemów jakie niesie ze sobą nowo powstająca teoria. Te problemy to: płaskość Wszechświata, antymateria i problem horyzontu.

Astronomy.com

W płaskim modelu Wszechświata dwie równoległe linie nigdy nie spotykają się (podobnie jak linie narysowane na kartce papieru).

Astronomy.com

W otwartym modelu Wszechświata dwie równoległe linie rozbiegają się (podobnie jak linie narysowane na powierzchni siodłowej).

Astronomy.com

W zamkniętym modelu Wszechświata dwie równoległe linie przecinają się (podobnie jak równoległe koła wielkie narysowane na powierzchni sfery).

Problem płaskości Wszechświata

Jednym z pytań jakie można postawić przy omawianiu ekspansji odkrytej przez Hubble’a jest to, czy ono kiedykolwiek się zakończy. Odpowiedź zależy od ilości materii znajdującej się we Wszechświecie. Rozważmy odległą galaktykę oddalająca się od Ziemi. Jeśli we Wszechświecie jest wystarczająco dużo materii, wtedy siły grawitacji działające na nią spowolnią jej ruch, zatrzymają i ostatecznie zmuszą do ruchu w naszych kierunku. Wszechświat z wystarczającą ilością materii nazywamy zamkniętym. Może jednak zdarzyć się, że w przestrzeni kosmicznej nie ma dość materii aby zatrzymać ekspansję. Galaktyki będą się wiecznie oddalać. Taki wszechświat nazywamy otwartym. Stadium przejściowe to wszechświat płaski, w którym jest akurat taka ilość materii, która pozwoli na zatrzymanie rozszerzania po nieskończenie długim czasie. Gęstość takiego wszechświata nosi nazwę gęstości krytycznej.

Obecnie obserwujemy, że gęstość Wszechświata jest bardzo zbliżona do gęstości krytycznej, a to oznacza że musiały one być bliskie sobie aż od czasu Wielkiego Wybuchu. To zupełnie jak ołówek balansujący na czubku. Jeśli teraz jest w stanie równowagi, oznacza to że musiał w nim być od czasu umieszczenia go w takiej pozycji. Problem płaskości to pytanie dlaczego Wszechświat powstał dokładnie z taka masą i gęstością.

Problem antymaterii

Dla każdej cząstki istniejącej w przyrodzie możliwe jest znalezienie antycząstki – obiektu o tej samej masie ale przeciwnym ładunku elektrycznym (antycząstką elektronu dla przykładu jest pozyton o identycznej jak elektron masie ale o ładunku dodatnim). Kiedy cząstka spotka się ze swoją antycząstką obie anihilują (znikają), a w ich miejsce pojawia się energia odpowiadająca ich łącznej masie. Prawa natury zdają się wskazywać, że pomiędzy cząstkami i antycząstkami nie ma żadnej istotnej różnicy.

Z drugiej strony wiemy, że Wszechświat w którym żyjemy jest złożony prawie wyłącznie z materii, a niewielkie ilości antymaterii pochodzą z zachodzących w Kosmosie zderzeń cząstek. Pytanie brzmi: Jeśli rzeczywiście materia i antymateria są sobie równe, to czemu Wszechświat zbudowany jest tylko z tej pierwszej?

Problem horyzontu

Obserwując Kosmos widzimy promieniowanie mikrofalowe docierające do nas ze wszystkich stron. Odpowiada ono świeceniu ciała o temperaturze 2,74 kelwina. Jednym z najciekawszych odkryć dotyczących tego mikrofalowego promieniowania tła jest to, że jest ono jednorodne i izotropowe z dokładnością do 1/10 procenta. Ze wszystkich stron dociera ono takie samo. To znad Bieguna Północnego ma taką samą temperaturę jak to znad Bieguna Południowego. Problem brzmi: Aby różne obszary Kosmosu miały dokładnie taką samą temperaturę, kiedyś w historii musiały pozostawać w kontakcie. To jak napełnienie wanny zimną wodą, a potem dolewanie do niej gorącej. Musi upłynąć chwila zanim temperatura w całej wannie wyrówna się. Jeśli tak właśnie spojrzymy na Wszechświat i uświadomimy sobie że ciepło nie może poruszać się szybciej niż światło, dojdziemy do wniosku że odległe obszary położone po przeciwnych stronach nieba nigdy nie mogły znaleźć się w równowadze. W języku ogólnej teorii względności powiedzieć można, że Północny i Południowy Biegun znajdowały się zawsze poza swoimi horyzontami. To, że ich temperatury są takie same jest zaskoczeniem podobnym do tego, które odczulibyśmy stwierdzając, że temperatura w całej w wannie błyskawicznie się wyrównała. Problem jednorodności i izotropii promieniowania reliktowego znany jest jako problem horyzontu.

BOOMERANG

Mapa różnic w temperaturze kosmicznego promieniowania tła zarejstrowana w 2000 roku przez projekt BOOMERANG. Kolory odpowiadają zmianom temperatury w zakresie około 800 mikrokelwinów.

BOOMERANG

Trzy piki zarejestrowane w widmie mikrofalowego promieniowania tła. Czarne kółka odpowiadają danym pomiarowym, a linie – przewidywaniom teoretycznym.