Tytuł oryginału

13.8. THE QUEST TO FIND THE TRUE AGE OF THE UNIVERSE AND THE THEORY OF EVERYTHING

Copyright © 2015 John and Mary Gribbin

All rights reserved

Ilustracja na okładce

NASA/JPL-Caltech

Projekt okładki

Prószyński Media

Redaktor serii

Adrian Markowski

Redakcja

Anna Kaniewska

Korekta

Bronisława Dziedzic-Wesołowska

ISBN 978-83-8097-800-3

Warszawa 2016

Wydawca

Prószyński Media Sp. z o.o.

02-697 Warszawa, ul. Rzymowskiego 28

www.proszynski.pl

Podziękowania

Uniwersytet w Sussex zapewnił mi warunki do pracy, a z zatrudnionymi tam astronomami odbyłem wiele stymulujących dyskusji o różnorodnych aspektach astronomii. Virginia Trimble z Uniwersytetu Kalifornijskiego w Irvine pomagała mi prawidłowo naświetlić aspekty historyczne, a François Boucher z Instytutu Astrofizycznego w Paryżu informował mnie o najnowszych odkryciach sondy kosmicznej Planck. Jestem także wdzięczny Fundacji Alfreda C. Mungera za pomoc finansową.

Wstęp.

Najważniejszy fakt

Wszechświat rozpoczął swe istnienie. Początek tego wszystkiego, co widzimy wokół siebie – gwiazd, planet, galaktyk, ludzi – można ustalić, cofając się do określonego momentu, od którego minęło 13,8 miliarda lat. Za naszego życia została udzielona odpowiedź na „ostateczne” pytanie, które filozofom, teologom i uczonym sprawiało kłopot przez tysiąclecia. Pół wieku trwało, poczynając od odkrycia kosmicznego promieniowania tła w połowie lat sześćdziesiątych[1], nim hipoteza o skończonym wieku Wszechświata od statusu prawdopodobnej – lecz równie prawdopodobnej co ta, że jest wieczny i nieskończony – stała się wreszcie faktem naukowym. Wiek Wszechświata został zmierzony z wyjątkową precyzją dzięki obserwacji kosmosu w misjach takich jak ta o kryptonimie Planck. Jednak w sprawozdaniach o tym tryumfie nauki często pomija się fakt, że jest jeszcze drugi etap misji. Istnienie tego drugiego etapu sprawia, że odkrycie początku Wszechświata tak przykuwa uwagę.

Najważniejszą rzeczą dotyczącą nauki jest to, że teoria mikroświata – teoria kwantów – zgadza się dokładnie z teorią makroświata – kosmologią opartą na ogólnej teorii względności. Dzieje się tak, pomimo że obie teorie powstawały całkowicie niezależnie i nikomu dotąd nie udało się ich zunifikować w jeden pakiet, grawitację kwantową. Natomiast fakt, że oddzielnie dają „właściwe” rozwiązania tego samego zagadnienia, mówi nam, iż całość fizyki jest z gruntu poprawna, a wraz z nią cała działalność naukowa. To wszystko działa.

Ale co to za zagadnienie? Jak możemy się przekonać, że obie dają takie samo rozwiązanie? Dzięki temu, że wiek Wszechświata obliczony przez kosmologów na 13,8 miliarda lat jest odrobinę dłuższy niż wiek istniejących w nim gwiazd, obliczony przez astrofizyków. To tak ważne spostrzeżenie, że powinno się je obwieszczać całemu światu, a zamiast tego zostało przyjęte za pewnik. Mam zamiar przywrócić tu równowagę.

Ostatnie zdarzenia pokazały, w jaki sposób ta zgodność umknęła powszechnej uwagi. Zostałem sprowokowany do napisania tej książki, gdy w nagłówkach gazet latem 2013 roku znalazły się wiadomości o danych z obserwacji sondy Planck. Media trąbiły o tym, że „Wszechświat jest starszy, niż myśleliśmy”. Wywołało to gorzkie rozbawienie wśród kosmologów. Choć to prawda, dane te wskazują tylko, że szacowany wiek Wszechświata zwiększył się z 13,77 miliarda do na 13,82 miliarda lat, a ta różnica to mniej niż pół procent (później zredukowano to do 13,80 miliarda lat). Bardziej zdumiewające w tych danych jest jednak to, że znamy wiek Wszechświata z taką dokładnością. Pokolenie wstecz (nawet wtedy wiedzieliśmy, że Wszechświat miał początek) mogliśmy jedynie stwierdzić, że ma on od 10 do 20 miliardów lat. Precyzja nowych pomiarów to tylko połowa tego niezmiernie ważnego faktu, jeśli chodzi o fizykę, na której skupia się moja książka, jak i szerszy kontekst myśli ludzkiej. Rozważanie filozoficznych i teologicznych implikacji tego odkrycia pozostawiam innym.

Wiek najstarszych gwiazd wskazuje na to, że są odrobinę młodsze od Wszechświata. To nie robi wrażenia, ale wyobraźcie sobie, jak czuliby się uczeni, gdyby było odwrotnie – gdyby gwiazdy okazały się starsze niż sam Wszechświat! Wskazywałoby to, że jedna z ich umiłowanych teorii, fizyka kwantowa albo ogólna teoria względności, musi być błędna.

W istocie nie musimy się martwić tym, co czuliby uczeni, gdyby gwiazdy okazały się starsze od Wszechświata. Konsensus, jaki dopiero opisałem, pojawił się pod koniec drugiej wojny światowej, co przypadkowo oznacza, że nastąpiło to za mojego życia. A ja byłem nie tylko członkiem jednego z zespołów badających wiek Wszechświata, ale także znałem osobiście wielu ludzi mających związek z tymi wydarzeniami. Gdy byłem dzieckiem, astronomowie istotnie zorientowali się, że według ich oszacowań pierwsze gwiazdy powstały przed Wszechświatem. Była to jedna z podstaw modelu „stanu stacjonarnego”, według którego Wszechświat jest nieskończony w czasie i przestrzeni oraz w istocie niezmienny. Gdy wytłumaczę doniosłość rezultatów misji Planck oraz to, jak jawna sprzeczność z lat czterdziestych XX wieku teraz okazała się zgodną opinią, stanie się jasne, jak wielkie znaczenie ma ów konsensus. Cofnę się do „prehistorii” kosmologii i astrofizyki, do odkryć wieku XIX, które doprowadziły nas do zrozumienia natury gwiazd i Wszechświata, co stanie się zapowiedzią najważniejszego faktu.

John Gribbin

1 czerwca 2015 roku

1 Książka Rhodriego Evansa The Cosmic Microwave Background: How It Changed Our Understanding of the Universe (Springer, 2015) jest najlepszym przewodnikiem po historii badań tego promieniowania.

Część 0

Prolog

2,712

Wyznaczenie temperatury Wszechświata

Pół wieku temu, w 1965 roku, amerykańscy astronomowie Arno Penzias i Robert Wilson ogłosili, że przypadkiem odkryli w zakresie radiowym słaby szum fal elektromagnetycznych pochodzący z całej otaczającej nas przestrzeni. Chociaż wówczas nie byli świadomi tego, że więcej niż dekadę wcześniej George Gamow i jego współpracownicy przewidzieli w modelu Wszechświata zwanym Wielkim Wybuchem takie „kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła”. Co dziwniejsze, Penzias i Wilson nie byli świadomi tego, że w 1965 roku inna grupa astronomów, kierowana przez Jima Peeblesa, wpadła także na taki pomysł (też nie wiedząc o pracy Gamowa i współpracowników) i budowała urządzenie do detekcji promieniowania. Gdy wiadomość o odkryciu dotarła do Peeblesa, ten szybko zorientował się, że to dowód na istnienie Wielkiego Wybuchu, lecz Penzias i Wilson w swej publikacji rozmyślnie powstrzymali się od takiego stwierdzenia, ponieważ faworyzowali konkurencyjny model wszechświata stacjonarnego. Pomimo to publikacja ta wyznacza moment, gdy idea Wielkiego Wybuchu stała się głównym paradygmatem kosmologii. Temperatura promieniowania tła wyznaczona obecnie na 2,712 K albo –270,288ºC, wskazuje, jak „na początku” gorący był Wszechświat, i stanowi przekonujący dowód na to, że początek jednak był.

Penzias i Wilson nie mieli pojęcia, jak ważne było ich odkrycie. W należących do American Telephone and Telegraph Company (AT&T) Laboratoriach Bella za pomocą specjalnie zaprojektowanej anteny zajmowali się badaniem globalnej komunikacji satelitarnej. Antena znajdowała się w Crawford Hill w New Jersey i dzięki mądrej polityce kierownictwa AT&T naukowcy z Laboratoriów Bella mogli dokonywać pomiarów ściśle naukowych jednocześnie z prowadzeniem badań nad telekomunikacją.

Laboratoria Bell Telephone powstały 1 stycznia 1925 roku jako filia naukowa AT&T. Już dwa lata później dwaj pracujący w nich naukowcy, Clinton Davisson i jego asystent Lester Germer, potwierdzili falową naturę elektronu, dla fizyki kwantowej kluczowy fakt. W rezultacie Davisson został w 1937 roku pierwszym naukowcem z tej instytucji, który otrzymał Nagrodę Nobla. I nie będzie ostatnim. To tu został wynaleziony tranzystor, za który John Bardeen, William Shockley i Walter Brattain otrzymali wspólnie Nagrodę Nobla w 1956 roku. We wczesnych latach sześćdziesiątych Laboratoria Bella zdobyły szerokie uznanie za wybitne wyniki naukowe i dlatego wielu młodych naukowców było bardzo zainteresowanych pracą tutaj.

Jednym z tych młodych naukowców był Arno Penzias. Urodził się w żydowskiej rodzinie w Monachium 23 kwietnia 1933 roku, tego samego dnia, w którym powstało gestapo. Jego ojciec był polskim Żydem (ale urodzonym w Niemczech), a matka Niemką. Był najstarszym dzieckiem w zamożnej rodzinie z klasy średniej. Burzliwe wydarzenia lat trzydziestych w Niemczech omijały go aż do 1938 roku, gdy naziści zaczęli przeprowadzać obławy na Żydów nieposiadających niemieckiego obywatelstwa i odsyłać ich do Polski. Polskie władze zaś, niechętne wobec Żydów, zamknęły granicę dla tego exodusu 1 listopada 1938 roku. Pociąg, którym podróżowała rodzina Penziasów, dotarł do granicy kilka godzin później i dlatego zostali odesłani z powrotem do Monachium, gdzie ojcu Arna dano sześć miesięcy na wyjazd z rodziną z Niemiec, w przeciwnym razie spotkają go poważne konsekwencje. Mając sześć lat, Arno musiał zaopiekować się swym młodszym bratem, gdy obaj zostali wysłani pociągiem do Anglii. Rodzice trochę później dostali wizy i uciekli przed wybuchem wojny. Pan Penzias był tak dalece przewidujący, że wiele miesięcy przedtem wykupił bilety do Nowego Jorku, rodzina więc wsiadła na pokład statku pasażerskiego w grudniu 1939 roku, spędzając Boże Narodzenie i Nowy Rok na jego pokładzie.

Chociaż pod względem finansowym życie uchodźcy w Ameryce było znacznie cięższe niż w Niemczech, to, jak wskazał sam Penzias w nocie autobiograficznej dla komitetu Nagrody Nobla: „było pewne, że będę studiować nauki ścisłe na studiach wyższych”. Jedynym możliwym wyborem był City College of New York, gdzie Arno spotkał swą przyszłą żonę, Anne. Gdy rodzina przybyła do Nowego Jorku, dzieci przyjęły imiona amerykańskie: Arno stał się Allenem, a jego brat Günter Jimem. Ponieważ Anne znała już jakiegoś Ala, zaczęła nazywać swego narzeczonego Arno, aby uniknąć pomyłki. Tak odzyskał z powrotem swe imię i począł podpisywać się jako Arno A. Penzias.

Arno i Anna pobrali się w 1954 roku, gdy on ukończył studia w City College. Po spędzeniu dwóch lat w Korpusie Łączności Armii USA Arno przeniósł się na Uniwersytet Kolumbii, gdzie pod kierunkiem Charlesa Townesa, laureata Nagrody Nobla w 1964 roku za badania nad maserami i laserami, w 1961 roku przygotował i obronił dysertację doktorską. Townes pracował w Laboratoriach Bella od 1939 do 1947 roku. I to właśnie on zarekomendował w 1961 roku Penziasa. Penzias zamierzał w dłuższej perspektywie zajmować się radioastronomią i planował wykorzystywać do pomiarów antenę tubową usytuowaną w Crawford Hill, ale w tym czasie była ona zarezerwowana do łączności z satelitami, głównie Telstarem (zaprojektowanym w Laboratoriach Bella i przygotowywanym do wystrzelenia w 1962 roku), dlatego początkowo zajął się innym projektem naukowym. Okazało się wkrótce, że antena tubowa nie jest wcale potrzebna do łączności z Telstarem i została przekazana do użytku radioastronomów w tym samym czasie, gdy drugi radioastronom, Robert Wilson, dołączył do Penziasa. Współpracę naukową obaj nawiązali na początku 1963 roku.

Wilson był trochę młodszy od Penziasa. Urodził się w Houston w Teksasie 10 stycznia 1936 roku. Jego ojciec pracował w przemyśle naftowym, przy wydobyciu, ale jego hobby była radioelektronika, co spowodowało, że Robert w dzieciństwie zdobył podstawowe wiadomości z elektroniki. Przeszedł cały cykl nauki szkolnej jako uczeń dobry, ale nie wybitny, a potem w 1953 roku wstąpił na Uniwersytet Rice’a, „osiągnąwszy zaledwie minimum wymagane do przyjęcia”, jak podał w autobiografii dla komitetu Nagrody Nobla. Z przyjemnością uczęszczał na wykłady i „w radosnym uniesieniu osiągał sukcesy”, co spowodowało, że studia ukończył z wyróżnieniem. W 1957 roku przeniósł się do Kalifornijskiego Instytutu Technologicznego (Caltech), aby zrobić doktorat z fizyki, lecz nie miał pomysłu, co chce badać. Tam trafił na wykłady Freda Hoyle’a z kosmologii, co spowodowało, że stał się entuzjastą modelu wszechświata stacjonarnego (więcej o nim później), ale co ważniejsze, skorzystał z sugestii Davida Dewhirsta (tak jak Hoyle profesora z Cambridge), aby zająć się radioastronomią. Zanim to uczynił, powrócił latem 1958 roku do Houston, gdzie ożenił się z Elizabeth Sawin.

Projekt naukowy Wilsona obejmował stworzenie radiomapy Drogi Mlecznej za pomocą nowo zbudowanego radioteleskopu w obserwatorium radiowym w Owens Valley. Praca ta była idealnym dla niego połączeniem elektroniki z fizyką. Dysertację ukończył w 1962 roku. Początkowo promotorem Wilsona był John Bolton, Australijczyk, który odegrał główną rolę przy budowie radioteleskopu, a kiedy Bolton powrócił do Australii, promotorem został Maarten Schmidt. Podczas pracy nad dysertacją Wilsonowi „spodobały się Laboratoria Bella” ze względu na wyprodukowaną w nich parę wzmacniaczy maserowych używanych w radioteleskopie w Owens Valley, a także ze względu na antenę tubową. Dołączył do zespołu z Crawford Hill w 1963 roku. Bardziej sensownym wyborem niż badania samodzielne wydała mu się praca nad wspólnym projektem razem z Arno Penziasem, jedynym radioastronomem w zespole. Współpraca wiązała się z wyrzeczeniami, gdy bowiem cięcia spowodowały ograniczenie finansowania radioastronomii w Crawford Hill do jednego pełnego etatu naukowego, obaj zgodzili się podzielić go na pół etatu dla radioastronomii i pół dla bardziej bezpośrednich praktycznych zastosowań. Działo się to jednak już po odkryciu, za które zdobyli Nagrodę Nobla.

Kształt anteny tubowej ma za zadanie minimalizować zakłócenia pochodzące z Ziemi i zapewnić najlepszy pomiar natężenia szumu w zakresie radiowym (podobnie jak światło, jest to część spektrum fal elektromagnetycznych) przychodzącego z różnych kierunków w przestrzeni. Pierwotnie chodziło o sztuczne satelity Ziemi, ale potem także i szum w zakresie fal radiowych pochodzący od takich obiektów jak gwiazdy i mgławice gazowe. Natężenie szumu radiowego wyraża się w jednostkach temperatury i ma to związek z temperaturą promieniowania ciała doskonale czarnego. Obiekty doskonale pochłaniające fale elektromagnetyczne (stąd czarne) są także, gdy się je podgrzeje, doskonałymi emiterami promieniowania (zob. rozdział 1) i stąd pojawiło się to przeczące intuicji określenie promieniującego obiektu. Własności promieniowania takiego obiektu zależą ściśle od jego temperatury.

Naukowcy mierzą temperaturę w kelwinach, oznaczanych K (bez znaku stopnia, o). Jeden stopień Celsjusza odpowiada jednemu kelwinowi, ale obie skale są tak przesunięte względem siebie, że 0 kelwinów, najniższa możliwa temperatura, odpowiada –273,15 stopnia Celsjusza. Temperatura Ziemi w przybliżeniu wynosi 300 K. Znakomita konstrukcja anteny tubowej pozwala na zredukowanie wpływu powierzchni Ziemi na radioteleskop do około 0,05 K. Aby należycie przedstawić zalety anteny, trzeba podkreślić, że Penzias i Wilson, zanim zaczęli obserwacje astronomiczne, zamierzali zbudować odbiornik, elektroniczną końcówkę teleskopu (radiometr), który byłby równie lub przynajmniej możliwie jak najbardziej czuły.

Wzmacniacze użyte w odbiorniku (podobne do tych, jakie Wilson stosował w Kalifornii) były chłodzone do temperatury 4,2 K za pomocą ciekłego helu i Penzias opracował „zimne obciążenie”, chłodzone ciekłym helem w temperaturze około 5 K, do kalibracji układu. Przełączając antenę z obserwacji zimnego obciążenia na obserwację nieba, badacze mogli mierzyć pozorną temperaturę Wszechświata (szacowaną na zero K), a potem uwzględniać w pomiarze znane czynniki, takie jak zakłócenia z atmosfery znajdującej się nad radiometrem. To, co pozostawało, jak myśleli, byłoby szumem własnym anteny, który jakoś mogliby wyeliminować (choćby za pomocą jej polerowania). Oczywiście mieli nadzieję, że nie pozostaną żadne szumy resztkowe, że teleskop nie będzie miał wad ukrytych i że będą mogli czegoś dokonać w radioastronomii.

Właściwie coś podobnego już przedtem wykonali inżynierowie, używając mniej dokładnej technologii i bez owego niezwykle ważnego „zimnego obciążenia”, którzy zbudowali tę antenę i chcieli się dowiedzieć, czy jest wystarczająco czuła, aby sprostać zadaniu, do czego została zaprojektowana. Jeden z nich, Ed Ohm, opublikował ich rezultaty w „Bell System Technical Journal” w 1961 roku. W artykule tym informował, że gdy teleskop skierowano ku niebu, zmierzona temperatura wyniosła 22,2 K, z błędem wynoszącym plus minus 2,2 K, co oznaczało, że rzeczywista temperatura mieści się w granicach od 20 do 24,4 K. W obliczeniach jego zespołu szum pochodzący od atmosfery, ciepła szczątkowego radiometru i tym podobnych czynników wynosił 18,9 K, plus minus 3 K, co oznaczało, że mieścił się w granicy od 15,9 do 21,9 K. Biorąc wartość środkową każdego przedziału za rzeczywistą temperaturę i odejmując jedną wartość od drugiej, otrzymujemy temperaturę nieba równą 3,2 K. Jednak oba te zakresy liczbowe cechował w zasadzie ten sam przedział nieoznaczoności, dlatego Ohm doszedł do wniosku, że „najbardziej prawdopodobną minimalną temperaturą układu” będzie 21±1 K. Gdy Penzias i Wilson udoskonalili swój układ, błędy się zmniejszyły, wzrósł zaś rozziew między oczekiwanymi wynikami pomiaru i rzeczywistymi pomiarami. Wkrótce stało się jasne, że ich antena wychwytuje promieniowanie przynajmniej o 2 K gorętsze, niż mogli to wyjaśnić.

Obaj naukowcy próbowali uczynić wszystko, co w ich mocy, aby usunąć wszelkie źródła szumów w antenie, łącznie ze sprzątaniem odchodów gniazdujących w niej gołębi i przyklejeniem taśmy aluminiowej na wszystkie nitowane złącza, ale to nic nie zmieniło. Tajemnica „nadmiernej temperatury szumowej anteny” męczyła ich przez cały 1964 rok, narażając na utratę finansowania całego programu radioastronomii. Mieli jednak wciąż czas na zajmowanie się innymi zagadnieniami i w grudniu 1964 roku Penzias na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Krzewienia Nauki (American Association for the Advancement of Science) w Waszyngtonie poznał kolegę radioastronoma z Massachusetts Institute of Technology (MIT), Bernarda Burke’a. Trzy miesiące później, podczas rozmowy telefonicznej o czymś zupełnie innym, Penzias wspomniał Burke’owi o problemach z nieustannym szumem pochodzącym z anteny. Burke powiedział mu, że zespół Jima Peeblesa i Roberta Dicke’a z Uniwersytetu Princeton (położonego tylko pół godziny jazdy samochodem od Crawford Hill) pracuje nad projektem, który mógł mieć jakiś związek z tym problemem. Po omówieniu tego z Wilsonem Penzias zadzwonił do Dicke’a, który właśnie w tym czasie miał spotkanie ze swymi kolegami – Peeblesem i dwoma asystentami, Peterem Rollem i Davidem Wilkinsonem. Dicke uważnie słuchał tego, co Penzias miał do powiedzenia, od czasu do czasu robiąc uwagi. Gdy odłożył słuchawkę, odwrócił się do kolegów i powiedział: „Chłopaki, oni nas prześcignęli”[2].

Penzias i Wilson nie wiedzieli, że zespół z Princeton badał powstanie Wszechświata z bardzo gorącego i bardzo gęstego stanu, którego pozostałością było zimne promieniowanie tła, szum w zakresie częstości radiowych. Zespół z Princeton budował w tym czasie mały radioteleskop w celu detekcji tego szumu. Następnego dnia Dicke z kolegami odbyli wycieczkę, aby spotkać się z Penziasem i Wilsonem i obejrzeć ich radioteleskop. Szybko przekonali się, że badacze z Laboratoriów Bella odkryli właśnie to „reliktowe” promieniowanie i że owa „nadmierna” temperatura nie ma nic wspólnego z samą anteną, lecz w istocie jest temperaturą całego ogromu Wszechświata. Jednak Penzias i Wilson nie byli tego tak pewni, zwłaszcza że ich faworytem był model stanu stacjonarnego, w którym Wszechświat, w swej największej skali, był w istocie wieczny i niezmienny. Mimo to odczuli ulgę, że ich pomiary będą mieć jakiekolwiek wyjaśnienie naukowe.

Cóż to było za wyjaśnienie? Najzwięźlej mówiąc, pogląd Dicke’a można przedstawić tak: „Wielki Wybuch, ale nie taki, o jakim wiemy”. Dicke, który urodził się w 1916 roku, należał do starszej generacji niż Penzias, Wilson i młodsi koledzy z Princeton. Podczas drugiej wojny światowej pracował nad rozwojem radaru i stworzył instrument zwany radiometrem Dicke’a, badający właśnie ten rodzaj promieniowania mikrofalowego, które przyciągnęło uwagę Penziasa i Wilsona. Istotnie, w 1946 roku, gdy używał tego instrumentu do badania promieniowania z ziemskiej atmosfery, stwierdził, że każdy „szum” pochodzący dokładnie z góry (to znaczy z przestrzeni kosmicznej) musi odpowiadać temperaturze niższej od 20 K. W tym czasie jednak nie myślał o kosmologii i do 1965 roku całkowicie zapomniał o tym, że kiedyś taki pomiar wykonał. Promieniowaniem tła zainteresował się ponownie ze względu na zagadkę pochodzenia pierwiastków chemicznych – powracającego tematu w różnych wątkach badań naukowych opisywanych na łamach tej książki.

Do połowy lat czterdziestych było już jasne, jak wyjaśnię w rozdziale 1, że większość widzialnej materii we Wszechświecie występuje w postaci wodoru i helu. Około 75 procent zawartości jasnych gwiazd i galaktyk to wodór, jakieś 24 procent stanowi hel, a ostatni 1 procent to wszystko pozostałe, razem z tym, z czego zbudowana jest Ziemia i nasze ciała. Wodór jest pierwiastkiem o najprostszej budowie. Każdy jego atom składa się z pojedynczego protonu i towarzyszącego mu pojedynczego elektronu. Przyjmując, że tak wygląda najprostsza cegiełka materii, astrofizycy zadawali sobie pytanie, skąd się wzięła cała reszta.

Pionierem, który próbował stosować idee kosmologiczne do obliczenia tego, jak powstały pozostałe pierwiastki, był George Gamow, emigrant ze Związku Radzieckiego pracujący na Uniwersytecie George’a Washingtona w Waszyngtonie. Gamow był jednym z pierwszych fizyków, którzy opierając się na nowych faktach świadczących o rozszerzaniu się Wszechświata (zob. rozdział 6), w pełni opowiedzieli się za ideą, że powstał on z ogromnie gorącego i gęstego stanu, znanego teraz jako Wielki Wybuch. Przypuszczał, że Wszechświat mógł powstać jako gorący, gęsty gaz neutronów. Te neutralne cząstki są niestabilne i szybko rozpadają się na pojedyncze protony i elektrony, stwarzając możliwość pojawienia się wodoru. Jeśli podczas Wielkiego Wybuchu było na tyle gorąco i gęsto, to protony (jądra wodoru) mogły utworzyć jądra deuteru (ciężki wodór) w procesie znanym jako synteza jądrowa, a podczas dalszych zderzeń wiązać się w jądra helu, z których każde zbudowane jest z dwóch protonów i dwóch neutronów. Gamow dał swojemu magistrantowi, Ralphowi Alpherowi, zadanie obliczenia wydajności takiego procesu i obaj stwierdzili, że chociaż w ten sposób łatwo uzyskać hel, to trudno utworzyć cięższe pierwiastki, zanim ustanie reakcja syntezy termonuklearnej, gdy ostygnie Wszechświat. Niespeszony tym Gamow, człowiek żywiący niezachwianą wiarę w swe zdolności, stwierdził, że ich teoria wyjaśnia, skąd wzięło się 99 procent widzialnej części Wszechświata, a reszta to tylko mały szczegół, którym mogą zająć się inni.

Artykuł na ten temat, stanowiący podstawę doktoratu Alphera, został opublikowany w „Physical Review” w 1948 roku. Gamow, nieuleczalny żartowniś, dodał w nagłówku nazwisko Hansa Bethego jako współautora (bez jego wiedzy), tak aby pierwsze litery nazwisk autorów były pierwszymi literami greckiego alfabetu (alfa, beta, gamma). Alpher nie był zachwycony tym zmniejszeniem rangi swego pierwszego ważnego osiągnięcia naukowego, ale nie miał tu wiele do powiedzenia. Do dziś ta praca znana jest jako „alfa, beta, gamma”. Przynajmniej jednak jego nazwisko pojawia się na pierwszym miejscu. Był to milowy krok w kosmologii, bo pokazywał, że idea Wielkiego Wybuchu może być bardzo produktywnie wykorzystana w obliczeniach fizycznych. Mimo to zagadnienie powstania pierwiastków cięższych od wodoru i helu pozostało wciąż nierozwiązane.

Zagadka pochodzenia pierwiastków (nukleosynteza) była jednym z powodów tego, że Hermann Bondi, Tommy Gold i Fred Hoyle stworzyli, także w 1948 roku, alternatywny wobec Wielkiego Wybuchu model, zwany stanem stacjonarnym Wszechświata. Główny pomysł zawierał się w tym, że chociaż Wszechświat się rozszerza i wyspy utworzone z gwiazd zwane galaktykami oddalają się od siebie nawzajem, to nie rozszerza się on z niezwykle gorącego i gęstego stanu od określonego czasu, lecz zawsze wygląda mniej więcej tak samo. Gdy się rozszerza, nowa materia, w formie atomów wodoru, powstaje pomiędzy galaktykami w tworzących się nowych gwiazdach i galaktykach. Nukleosynteza zachodzi zatem wewnątrz gwiazd. To znacznie wolniejszy proces niż ten rodzaj nukleosyntezy przewidywanej przez Gamowa i współpracowników, ale ponieważ model stanu stacjonarnego mówi, że Wszechświat jest wieczny, czas nie stanowi tu problemu. I jak dowiemy się niedługo, to właśnie Hoyle walnie przyczynił się do wyjaśnienia nukleosyntezy zachodzącej w gwiazdach i w pewnym okresie pod koniec lat pięćdziesiątych miał sposobność wykazać, że pomysł Wielkiego Wybuchu był niepotrzebny (nawiasem mówiąc, to on ukuł nazwę „Wielki Wybuch” podczas audycji w BBC). Okazało się jednak, że chociaż nukleosynteza zachodząca w gwiazdach istotnie może wyjaśnić pochodzenie jednego procentu helu, to nie tłumaczy genezy całej jego reszty we Wszechświecie. Aby wyjaśnić pochodzenie całej materii w widocznej części Wszechświata, trzeba zarówno nukleosyntezy w gwiazdach, jak i pierwotnej nukleosyntezy. Ale z tym wybiegamy już zanadto przed naszą opowieść.

Dicke nie był zachwycony pomysłem, że cała materia Wszechświata mogłaby powstać podczas Wielkiego Wybuchu w ułamku sekundy. Nie podobała mu się także koncepcja, że materia nieustannie powstaje w przestrzeni międzygalaktycznej. Był jednak trzeci, alternatywny model, zwany wszechświatem cyklicznym. W tym modelu ilość materii pozostaje taka sama, ale po fazie ekspansji następuje faza kolapsu prowadząca do gorącego i gęstego stanu, jak w Wielkim Wybuchu, z którego wszechświat odradza się, niczym Feniks, w następnym cyklu[3].

W latach pięćdziesiątych wiedziano już, że istnieją dwie populacje gwiazd w galaktykach takich jak nasza Droga Mleczna. Gwiazdy populacji II to gwiazdy stare, które zawierają względnie mało pierwiastków ciężkich (dla astronomów wszystkie pierwiastki cięższe od helu są „metalami”). Zbudowane są prawie w całości z wodoru i helu. Gwiazdy populacji I są młode i zawierają względnie dużo pierwiastków ciężkich (metali). Nasuwa się zatem wniosek, że gwiazdy młodsze powstają z materiału przetworzonego z poprzednich generacji gwiazd, wzbogaconego (lub zanieczyszczonego) metalami – co stanowi namacalny dowód nukleosyntezy zachodzącej w gwiazdach. Model cykliczny (oscylacyjny) będzie poprawny, z czego zdał sobie sprawę Dicke, tylko jeśli faza gęsta będzie dostatecznie gorąca, aby umożliwić „posprzątanie” wszechświata przez rozbijanie z powrotem tych wszystkich metali na wodór i hel. To naprowadziło go na pomysł, że Wszechświat, jaki widzimy wokół siebie, rzeczywiście rozszerzył się z gorącego i gęstego stanu, nawet jeśli nie był to jedyny w swoim rodzaju Wielki Wybuch. Kiedyś w 1964 roku zasugerował Jimowi Peeblesowi, który kończył wówczas pisanie pracy doktorskiej, że mógłby obliczyć temperaturę, w jakiej zachodzi to zjawisko, i obecną temperaturę powstałego promieniowania resztkowego. Pobieżne obliczenia Peeblesa wskazywały, że teraz Wszechświat powinien być zanurzony w oceanie promieniowania mikrofalowego o temperaturze mniejszej niż 10 K. Roll z Wilkinsonem właśnie zamierzali odkryć to promieniowanie, gdy zadzwonił Penzias.

Rezultatem spotkania obu zespołów była jednoczesna publikacja w 1965 roku dwóch artykułów w lipcowym wydaniu „Astrophysical Journal”. Praca autorstwa Dicke’a, Peeblesa, Rolla i Wilkinsona ukazała się pierwsza, przedstawiając teorię promieniowania resztkowego pochodzącego z gorącego wczesnego Wszechświata; potem następowała praca Penziasa i Wilsona o prozaicznym tytule Pomiar nadmiernej temperatury szumowej anteny przy 4080 megacyklach na sekundę. Nie było w niej wzmianki o możliwym znaczeniu tego odkrycia poza następującym zdaniem: „Możliwa interpretacja obserwowanej temperatury szumowej anteny jest podana przez Dicke’a, Peeblesa, Rolla i Wilkinsona w towarzyszącym artykule z tego samego numeru”. Nie byli jeszcze gotowi do porzucenia modelu stanu stacjonarnego! „Myśleliśmy – powiedział Wilson w swym wykładzie noblowskim – że nasz pomiar jest niezależny od teorii i mógłby bez niej się obejść”. W istocie, jak twierdzi Dicke: „Penzias i Wilson nie mieli wcale zamiaru pisać publikacji aż do chwili, gdy powiedzieliśmy im, że my zamierzamy to zrobić”[4]. W 1978 roku Penzias i Wilson zostali laureatami Nagrody Nobla po przeprowadzeniu wielu pomiarów przy różnych częstościach przez wiele zespołów astronomów, które potwierdziły, że to, co odkryli, rzeczywiście było pozostałością promieniowania z samego Wielkiego Wybuchu, o temperaturze wynoszącej obecnie 2,712 K. Sugerowano, że Penzias i Wilson zadowoliliby się tylko wzmianką o ich odkryciu dodaną do artykułu Dicke’a, Peeblesa, Rolla i Wilkinsona, z ich nazwiskami jako autorów na pozycji piątej i szóstej[5]. Jeśliby tak się stało, Nagrodę Nobla przyznano by Dicke’owi. Ale za bardzo go nie żałujcie, w tej opowieści są jeszcze inni kandydaci, którym warto współczuć.

Ralph Alpher po ukończeniu pracy doktorskiej nie przestał myśleć o Wielkim Wybuchu. W tym czasie pracował już z innym protegowanym Gamowa, Robertem Hermanem, nad inną ideą Gamowa. Gamow miał talent (czasami doprowadzający kolegów do szału) czynienia bardzo istotnych spostrzeżeń opartych na pobieżnym, a czasami zupełnie błędnym rozumowaniu. W 1948 roku przyszedł mu do głowy pomysł, który Penzias określił jako „błędny w każdym szczególe”, lecz zawierający głęboką prawdę[6]. Zdał sobie sprawę, że Wielki Wybuch musiał być gorący, aby zadziałała synteza termojądrowa, ale nie nazbyt gorący, bo wysokoenergetyczne fotony (cząstki światła) mogłyby rozbijać jądra helu już w momencie ich powstawania. To nakładało ograniczenie do około miliarda kelwinów (10^9 K) na koniec fazy kuli ognistej, w której powstawał hel, bez względu na to, jakie warunki panowały we wcześniejszych fazach. Alpher i Herman zajęli się tym pomysłem i dopracowali go, czyniąc poprawnym w każdym szczególe, i rozszerzyli, wykonując obliczenia, które wskazywały, że promieniowanie szczątkowe tej kuli ognistej o temperaturze kilku kelwinów powinno wciąż wypełniać Wszechświat. Ten rezultat został opublikowany w 1948 roku w formie krótkiego doniesienia do jednego z najbardziej poczytnych czasopism naukowych, „Nature”[7]. Wniosek końcowy autorów brzmiał: „obliczona obecna temperatura Wszechświata powinna wynosić około 5 K”.

Ta sugestia często przypisywana jest samemu Gamowowi, ale to błąd. Jak twierdzą Alpher i Herman: „chociaż nasz dobry przyjaciel i kolega Gamow początkowo nie wierzył, że nasze przewidywanie temperatury 5 K ma jakiś sens, pożytek czy że uda się je zaobserwować, upłynęło kilka lat i zaczął je traktować poważnie, a wkrótce pisał o nim w swych wielu publikacjach”[8]. Gamow był także wielkim popularyzatorem nauki i wspominał o odkryciu w swych książkach, doprowadzając do szeroko rozpowszechnionego poglądu, że on to wymyślił – to przykład, jak wskazują Alpher i Herman, działania efektu św. Mateusza[9]. Na przykład w książce The Creation of the Universe (Powstanie Wszechświata, 1952) pisał: „wyznaczyliśmy Tobecne = 50 stopni w skali absolutnej”. Jest to przeszacowanie oparte na typowym dla Gamowa arytmetycznym przestawieniu, ale wciąż jest to coś, co naukowo ukierunkowanego czytelnika powinno poważnie zastanowić. I jest czymś zdumiewającym, że Dicke i jego koledzy do 1964 roku nic nie wiedzieli o pracy Alphera i Hermana, tym bardziej że Dicke już w latach czterdziestych posługiwał się aparaturą mikrofalową. Gdyby przeczytał pracę Alphera i Hermana, to nawet używając technologii tamtego okresu (i odpowiedniego dostrojenia), byłby w stanie odkryć mikrofalowe promieniowanie tła, a Alpher i Herman uzyskaliby należne im uznanie. Jeszcze dziwniejsze jest to, że zarówno Wilson, jak i Wilkinson twierdzili, że zainteresowali się nauką pod wpływem książek Gamowa, lecz opowieść o promieniowaniu tła została przez nich jakoś niezauważona[10].

Oczywiście, Gamow, Alpher i Herman byli bardzo zdenerwowani, gdy odkrycie trafiło na nagłówki gazet bez żadnej wzmianki o nich – po raz pierwszy zobaczyli to w formie wiadomości z pierwszej strony „The New York Timesa”. Wzajemne oskarżenia wynikłe z tego faktu zostały bardzo dobrze opisane przez Johna Mathera i Johna Boslough, dwóch późniejszych badaczy zaangażowanych w kosmiczne promieniowanie tła, i nie ma powodu, aby o tym teraz się rozwodzić[11]. Wszakże o paru innych utraconych okazjach warto wspomnieć.

Jak już wyjaśniłem w mojej książce W poszukiwaniu Wielkiego Wybuchu, ciąg utraconych okazji do wyjaśnienia promieniowania tła ma początek we wczesnych latach czterdziestych i wiąże się z badaniem widm światła gwiazd, które przedarło się przez obłoki materii międzygwiezdnej, mieszaniny gazu i pyłu. Mechanizm absorpcji tego światła, pozostawiający linie widmowe, może dać informację o temperaturze obłoków, a dzięki badaniu szczególnego mechanizmu związanego z cząsteczkami dwucyjanu Andrew McKellar z Obserwatorium Astrofizycznego Dominion w Kanadzie stwierdził, że obłoki te mają temperaturę między 2 i 3 K. Ten rezultat był dobrze znany astronomom, ale nikt nie zdawał sobie sprawy, że obłoki utrzymywały się w tej temperaturze dzięki temu, iż były skąpane w promieniowaniu tła, tak jakby znajdowały się w bardzo zimnej kuchence mikrofalowej.

Moja ulubiona opowieść o tym, jak ludzie, którzy powinni wiedzieć więcej niż inni, przegapili swoje szanse, obejmuje Freda Hoyle’a i George’a Gamowa. Hoyle w 1956 roku odwiedził Uniwersytet Kalifornijski w La Jolla, gdzie z krótką wizytą gościł także Gamow, który tam jeździł sobie białym cadillakiem (typowym dlań pojazdem). W tym czasie Gamow, główny propagator modelu Wielkiego Wybuchu, głosił pogląd, że Wszechświat jest zanurzony w oceanie promieniowania o temperaturze 5 K, a Hoyle, główny wyznawca modelu stanu stacjonarnego, twierdził, że takie promieniowanie nie powinno istnieć. Obaj mieli o czym rozmawiać. Hoyle opowiada o tym w artykule z 1981 roku w „New Scientist”:

Bywały czasy, gdy wychodziliśmy z  George’em podyskutować sobie razem. Pamiętam, jak pewnego razu George woził mnie swoim białym cadillakiem i dowodził, że we Wszechświecie musi istnieć mikrofalowe promieniowanie tła, i przypominam sobie, jak ja mu dowodziłem, że we Wszechświecie nie może istnieć mikrofalowe promieniowanie tła o tak wysokiej temperaturze, jak chciał on, ponieważ z obserwacji rodników CH i CN prowadzonych przez Andrew McKellara wynikała górna granica 3 K dla każdego typu tła. Czy to ze względu na komfort cadillaca, czy też dlatego, że George upierał się przy temperaturze wyższej niż 3 K, a ja opowiadałem się za zerem K, obaj nie wykorzystaliśmy tej szansy […] Za me grzechy powtórnie ją utraciłem w ten sam sposób podczas dyskusji z Bobem Dickiem podczas 20. letniej szkoły teorii względności w Varennie w 1961 roku. W sprawie mikrofalowego promieniowania tła ewidentnie nie miałem „skłonności do jego odkrycia”[12].

Nikt inny też ich nie miał poza Penziasem i Wilsonem! I wygląda na to, że tak naprawdę to Gamow sam siebie powinien obwiniać o to, że zespół z Laboratoriów Bella zgarnął całą sławę.

Do roku 1964 nawet Hoyle zaczynał mieć wątpliwości co do modelu stanu stacjonarnego, przynajmniej do jego najprostszej postaci. Gdy okazało się, że na jego podstawie nie można otrzymać wymaganej ilości helu we wnętrzach gwiazd, zaczął badać możliwość tworzenia go gdzie indziej, nie w pojedynczym Wielkim Wybuchu, ale podczas ciągu „małych wybuchów” rozproszonych we Wszechświecie. Z młodszym kolegą Rogerem Taylerem przeprowadzali obliczenia serii takich zdarzeń, z których wynikało, że towarzyszy im powstanie morza promieniowania tła – Hoyle, oczywiście, wiedział o pracy Alphera i Hermana, lecz doszedł do tych samych wniosków innymi metodami. W jakiś dziwny sposób, nawet w 1964 roku, nie powiązał tego z obserwacjami McKellara. Hoyle z Taylerem do pierwszego szkicu artykułu włączyli przewidywanie występowania kosmicznego promieniowania tła, ale Hoyle wyrzucił je tuż przed publikacją, chociaż Tayler, jak sam wspominał mi znacznie później, chciał je zachować.

Tymczasem w sadze o odkryciu (albo nieodkryciu) mikrofalowego promieniowania tła miejscem, w którym całkowicie przegapiono szansę na jego dokonanie, okazał się Związek Radziecki. Podczas intensywnych badań przeprowadzonych w ciągu kilku miesięcy i opublikowanych w 1964 roku tamtejsi badacze zebrali w całość wszystkie szczegóły tej zagadki oprócz jednego. Jakow Borysowicz Zeldowicz, jeden z wybitnych uczonych owej ery, wykonał obliczenia podobne do tych, jakie robił zespół Gamowa, i doszedł do wniosku, tak jak i oni, że Wszechświat zaczął się od Wielkiego Wybuchu, który pozostawił po sobie promieniowanie reliktowe o temperaturze kilku kelwinów. Zeldowicz wiedział nawet o artykule Ohma w „Bell System Technical Journal”, ale, jak później się przekonamy, źle zrozumiał wnioski Ohma. Nie tak szeroko znany astronom Jurij Smirnow obliczył, że temperatura promieniowania tła powinna zawierać się w granicach od 1 do 30 K. Opierając się na tych obliczeniach, Andriej Doroszkiewicz i Igor Nowikow napisali pracę, w której wskazywali, że najlepszą anteną mogącą wychwycić takie promieniowanie była ta w Crawford Hill. Powodem tego, że żaden z Rosjan nie zdał sobie sprawy, iż Ohm już odkrył owo promieniowanie, był zapewne fakt, że coś opuszczono podczas przekładu tekstu. W jego pracy była mowa o tym, że pomiar temperatury nieba wynosił 3 K. Ohm miał na myśli to, że po odjęciu wszystkich możliwych źródeł szumu pozostała mu temperatura tła 3 K. Zbiegiem okoliczności wpływ atmosfery na antenę, jeden z czynników, który odjął Ohm, wynosił też 3 K. Rosjanie byli przekonani, że Ohm zmierzył właśnie tę temperaturę, a więc odjęli ją znowu i nic im nie zostało. Obecnie takie nieporozumienie szybko by wyjaśniono pocztą elektroniczną, ale komunikacja między sowieckimi i amerykańskimi uczonymi we wczesnych latach sześćdziesiątych była bardzo ograniczona.

Pomimo tych wszystkich falstartów i nieporozumień mikrofalowe promieniowanie tła zostało jednak odkryte. Przez lata badano je w coraz większych szczegółach i niektóre owoce tych badań będą opisane w części drugiej. Istotne jest to, że promieniowanie o temperaturze 2,712 K wskazuje, iż Wszechświat, jaki znamy, miał swój początek jakiś skończony czas temu. Kiedy? Tu opowieść naprawdę się zaczyna.

CIĄG DALSZY DOSTĘPNY W PEŁNEJ, PŁATNEJ WERSJI

PEŁNY SPIS TREŚCI:

Podziękowania

Wstęp. Najważniejszy fakt

Część 0. Prolog

2,712. Wyznaczenie temperatury Wszechświata

Część I. Skąd znamy wiek gwiazd?

rozdział 1. 2,898. Prehistoria: Widma i natura gwiazd

rozdział 2. 0,008. W centrum Słońca

rozdział 3. 7,65. Powstawanie „metali”

rozdział 4. 13,2. Wiek gwiazd

Część II. Skąd znamy wiek Wszechświata?

rozdział 5. 31,415. Prehistoria: Galaktyki i cały Wszechświat

rozdział 6. 575. Odkrycie rozszerzającego się Wszechświata

rozdział 7. 75. Mierzenie wzrokiem kosmicznego sufletu

rozdział 8. 13,8. Przeglądy nieba i satelity

Glosariusz

Źródła i dalsza lektura

Ilustracje

2 Zob. M. Chown, Afterglow of Creation, Arrow, Londyn 1993.

3 Oscylujący wszechświat Dicke’a w rzeczywistości był trochę bardziej skomplikowany niż to, co opisujemy tutaj, ale ponieważ ta idea okazała się błędna, nie będę zagłębiał się w szczegóły.

4 Zob. M. Chown, op. cit.

5 Ta sugestia pochodzi albo od Penziasa, albo od Wilsona, ale źródło gdzieś mi się zawieruszyło.

6 Wykład noblowski.

7 Listopad 1948 roku.

8 Zob. R. Alpher, R. Herman, Genesis of the Big Bang, Oxford University Press, Oksford 2001.

9 „Albowiem wszelkiemu, który ma, będzie dane, i obfitować będzie, a temu, który nie ma, i to, co się zda mieć, będzie odebrane” (Mt 25,29, Biblia Wujka).

10 Zob. M. Chown, op. cit.

11 Zob. J. Mather, J. Boslough, The Very First Light, Basic Books, Nowy Jork 1996.

12 Reprint z kolekcji Observing the Universe, redagowanej przez Nigela Henbesta, Blackwell, Oksford 1984.

Spis treści

Podziękowania

Wstęp. Najważniejszy fakt

Część 0. Prolog

2,712. Wyznaczenie temperatury Wszechświata