[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.Który z modeli Friedmanna opisuje jednak nasz wszechświat? Czy wszechświat w końcu przestanie się rozszerzać i zacznie się kurczyć, czy też będzie stale się powiększał? Aby odpowiedzieć na to pyta­nie, musimy znać obecne tempo ekspansji i średnią gęstość materii we wszechświecie.Jeśli gęstość jest mniejsza niż pewna wartość krytyczna wyznaczona przez tempo ekspansji, to grawitacja jest zbyt słaba, aby powstrzymać ekspansję.Jeśli gęstość przekracza gęstość krytyczną, to grawitacja wyhamuje w pewnej chwili ekspansję i spowoduje zapadanie się wszechświata.Prędkość rozszerzania się wszechświata możemy wyznaczyć, wy­korzystując efekt Dopplera do pomiaru prędkości, z jakimi galaktyki oddalają się od nas.To potrafimy zrobić bardzo dokładnie.Ale odle­głości do galaktyk znamy raczej słabo, ponieważ możemy je mierzyć jedynie metodami pośrednimi.Wiemy zatem tylko, że wszechświat roz­szerza się o od 5% od 10% w ciągu każdego miliarda lat.Niestety, nasza wiedza dotycząca średniej gęstości materii we wszechświecie jest jeszcze skromniejsza.Jeśli dodamy do siebie masy wszystkich gwiazd widocznych w galaktykach, to w sumie otrzymamy gęstość mniejsząod jednej setnej gęstości potrzebnej do powstrzymania ekspansji — nawet jeśli przyjmiemy najniższe, zgodne z obserwacjami, tempo eks­pansji.Nasza Galaktyka jednak — podobnie jak i inne — musi za­wierać dużą ilość “ciemnej materii", której nie można zobaczyć bez­pośrednio, ale o której wiemy, że jest tam na pewno, ponieważ obser­wujemy jej oddziaływanie grawitacyjne na orbity gwiazd w galaktykach.Co więcej, ponieważ większość galaktyk należy do gromad, to w po­dobny sposób możemy wydedukować obecność jeszcze większej ilości ciemnej materii pomiędzy galaktykami, badając jej wpływ na ruch ga­laktyk.Po dodaniu ciemnej materii do masy gwiazd, nadal otrzymujemy tylko jedną dziesiątą gęstości potrzebnej do zatrzymania ekspansji.Nie możemy jednak wykluczyć istnienia materii jeszcze innego rodzaju, rozłożonej niemal równomiernie we wszechświecie, która mogłaby po­większyć średnią gęstość materii do wartości krytycznej, potrzebnej do zatrzymania ekspansji.Reasumując, według danych obserwacyjnych, jakimi dysponujemy obecnie, wszechświat będzie prawdopodobnie się rozszerzać, ale pewni możemy być tylko tego, że jeśli wszechświat ma się kiedyś zapaść, nie stanie się to wcześniej niż za kolejne 10 miliardów lat, ponieważ co najmniej tak długo już się rozszerza.Nie powinno to nas zresztą martwić nadmiernie: w tym czasie — jeżeli nie skolonizu­jemy obszarów poza Układem Słonecznym — ludzkość dawno już nie będzie istniała, gdyż zgaśnie wraz ze Słońcem!Zgodnie z wszystkimi modelami Friedmanna, w pewnej chwili w przeszłości (od 10 do 20 miliardów lat temu) odległość między ga­laktykami była zerowa.W tej chwili, zwanej wielkim wybuchem, gę­stość materii i krzywizna czasoprzestrzeni były nieskończone.Ponieważ jednak matematyka tak naprawdę nie radzi sobie z nieskończonymi li­czbami, oznacza to tylko, że z ogólnej teorii względności (na której oparte są rozwiązania Friedmanna) wynika istnienie takiej chwili w hi­storii wszechświata, w której nie można stosować tej teorii.Taki punkt matematycy nazywają osobliwością.W gruncie rzeczy wszystkie nasze teorie zakładają, iż czasoprzestrzeń jest gładka i prawie płaska, zatem teorie te nie radzą sobie z opisem wielkiego wybuchu, kiedy krzywizna czasoprzestrzeni jest nieskończona.Wynika stąd, że jeśli nawet istniały jakieś zdarzenia przed wielkim wybuchem, to i tak nie można ich wy­korzystać do przewidzenia tego, co nastąpiło później, ponieważ możli­wość przewidywania została zniszczona przez wielki wybuch.Podob­nie, nawet wiedząc, co zdarzyło się po wielkim wybuchu, nie możemy stwierdzić, co zdarzyło się przedtem.Zdarzenia sprzed wielkiego wybuchu nie mają dla nas żadnego znaczenia, a zatem nie mogą pełnić żadnej roli w jakimkolwiek naukowym modelu wszechświata.Dlatego powinniśmy pozbyć się ich z naszego modelu i po prostu powiedzieć, że czas rozpoczął się wraz z wielkim wybuchem.Wielu ludzi nie lubi koncepcji początku czasu, prawdopodobnie dla­tego, że trąci ona boską interwencją.(Z drugiej strony, Kościół katolicki w 1951 roku oficjalnie uznał model wielkiego wybuchu za zgodny z Biblią).Dlatego wielu fizyków próbowało uniknąć wniosku, że wszechświat rozpoczął się od wielkiego wybuchu.Największą popu­larność zdobyła teoria stanu stacjonarnego, przedstawiona w 1948 roku przez dwóch uciekinierów z okupowanej przez faszystów Austrii: Her-manna Bondiego i Thomasa Golda, wspólnie z Brytyjczykiem, Fredem Hoyle'em, który w trakcie wojny współpracował z nimi nad ulepsze­niem radarów.Punktem wyjścia było założenie, iż w miarę jak galaktyki oddalają się od siebie, w pustych obszarach stale powstają nowe, zbu­dowane z nowej, ciągle tworzonej materii.Taki wszechświat wyglądał­by jednakowo z każdego punktu i w każdej chwili.Teoria stanu sta­cjonarnego wymagała odpowiedniej zmiany teorii względności, by możliwe stało się ciągłe tworzenie materii, ale wymagane tempo jej powstawania było tak małe (około jednej cząstki na kilometr sześcien­ny na rok), że proponowany proces nie był sprzeczny z wynikami do­świadczalnymi.Była to — oceniając według kryteriów przedstawionych w pierwszym rozdziale — dobra teoria naukowa — prosta i prowadzą­ca do dobrze określonych wniosków, nadających się do eksperymen­talnego sprawdzenia.Z teorii stanu stacjonarnego wynika, że liczba galaktyk lub podobnych obiektów na jednostkę objętości powinna być taka sama zawsze i wszędzie we wszechświecie.Na przełomie lat pięć­dziesiątych i sześćdziesiątych grupa astronomów z Cambridge, kiero­wana przez Martina Ryle'a (który w trakcie wojny również pracował z Hoyle'em, Bondim i Goldem nad radarami), dokonała przeglądu da­lekich źródeł radiowych.Zespół z Cambridge wykazał, że większość tych źródeł musi leżeć poza naszą Galaktyką (wiele z nich można zi­dentyfikować z innymi galaktykami), oraz że słabe źródła są znacznie liczniejsze niż silne.Słabe źródło przyjęto za bardzo odległe, a silne za względnie bliskie.Okazało się, że w naszym otoczeniu jest mniej typowych źródeł na jednostkę objętości niż w bardzo odległych regio­nach wszechświata.Oznaczało to, że albo znajdujemy się w środku ogromnego obszaru we wszechświecie, w którym źródła radiowe są mniej liczne niż gdzie indziej, albo źródła były liczniejsze w przeszłości, kiedy wysyłały fale radiowe, które dziś do nas docierają [ Pobierz całość w formacie PDF ]