Krauss Lawrence M. - Kosmologiczna antygrawitacja.pdf - świat nauki - joliet_

Kosmologiczna antygrawitacja

Lekcewaýona przez lata

sta¸a kosmologiczna Ð opisujca

niezwyk¸ posta energii w¸aæciw

samej przestrzeni Ð dostarcza jednego

z dwch moýliwych wyjaænieÄ zmian

w tempie rozszerzania si« Wszechæwiata

Lawrence M. Krauss

ge Orwell napisa¸ w 1946 roku: ãZobaczenie tego, co

znajduje si« tuý przed naszym nosem, wymaga cig¸ej

walki.Ó S¸owa te doskonale oddaj sytuacj« wsp¸czesnej kos-

mologii. Wszechæwiat otacza nas zewszd Ð jesteæmy jego cz«-

æci Ð a jednak naukowcy musz niekiedy niemal przenikn go

na wskroæ, aby zrozumie procesy, ktre doprowadzi¸y do na-

szego zaistnienia na Ziemi. I chociaý badacze wierz, ýe fun-

damentalne prawa przyrody s proste, to odkrycie ich jest zu-

pe¸nie inn spraw. Widniejce na niebie wskazwki mog by

nieuchwytne. Maksyma Orwella jest podwjnie prawdziwa

dla kosmologw zmagajcych si« z rezultatami najnowszych

obserwacji gwiazd wybuchajcych setki milionw lat æwietl-

nych od nas. Wbrew oczekiwaniom odkrywaj oni, ýe ekspan-

sja Wszechæwiata wcale nie zwalnia, a raczej przyspiesza.

Co najmniej od roku 1929 astronomowie wiedz, ýe obser-

wowalny Wszechæwiat si« rozszerza. Wwczas to Edwin P.

Hubble wykaza¸, ýe odleg¸e galaktyki oddalaj si« od nas, jak

gdyby ca¸y kosmos jednorodnie puch¸ we wszystkich kierun-

kach. Tym ruchom galaktyk przeciwdzia¸a ca¸kowita si¸a gra-

witacji gromad galaktyk, wszystkich ich planet, gwiazd oraz ga-

zu i py¸u. Nawet maleÄka si¸a grawitacji, ktr wywiera,

powiedzmy, spinacz biurowy, w jakimæ stopniu spowalnia

kosmiczn ekspansj«. Przed 10 laty zbieýnoæ teorii i obser-

wacji przemawia¸a za tym, ýe we Wszechæwiecie jest wystar-

czajco duýo spinaczy i innej materii, aby niemal ca¸kowicie,

cho nigdy do koÄca, zatrzyma t« ekspansj«. Pos¸ugujc si«

terminologi geometryczn, do ktrej przyj«cia zach«ci¸ ko-

smologw Albert Einstein, powiedzielibyæmy, ýe Wszechæwiat

wydawa¸ si« ãp¸askiÓ.

Wszechæwiat p¸aski jest przypadkiem poærednim pomi«dzy

dwiema innymi moýliwymi geometriami, ktre nosz nazw«

TZW. PUSTA PRZESTRZEÁ w rzeczywistoæci wype¸niona jest czst-

kami elementarnymi, ktre pojawiaj si« i znikaj zbyt szybko, aby

moýna je by¸o bezpoærednio wykry. Ich obecnoæ jest efektem dzia-

¸ania podstawowej zasady mechaniki kwantowej w po¸czeniu ze

szczegln teori wzgl«dnoæci: nic nie jest dok¸adne, nawet nicoæ.

Sumaryczna energia zwizana z tymi ãwirtualnymiÓ czstkami wy-

wiera¸aby, podobnie jak inne formy energii, si¸« grawitacyjn przy-

cigajc albo odpychajc Ð w zaleýnoæci od praw fizycznych, kt-

rych jeszcze nie uda¸o nam si« zrozumie. W skalach makrosko-

powych energia ta dzia¸a¸aby jak sta¸a kosmologiczna zaproponowa-

na przez Alberta Einsteina.

å WIAT N AUKI Marzec 1999 35

P owieæciopisarz i krytyk stosunkw spo¸ecznych Geor-

Rodzaje materii

zapadnie, koÄczc w ognistym ãWielkim

KresieÓ. Te trzy scenariusze zwizane

z geometri otwart, zamkni«t i p¸ask

s analogiczne do wystrzelenia rakiety

z pr«dkoæci wi«ksz, mniejsz lub do-

k¸adnie rwn pr«dkoæci ucieczki z Zie-

mi Ð pr«dkoæci koniecznej do przezwy-

ci«ýenia przycigania grawitacyjnego

naszej planety.

To, ýe ýyjemy w p¸askim Wszech-

æwiecie, w ktrym si¸y doskonale si«

rwnowaý, jest jednym z g¸wnych

przewidywaÄ standardowej teorii in-

flacyjnej. Postuluje ona istnienie we

wczesnej historii Wszechæwiata okresu

szybkiej ekspansji, co pozwala poradzi

sobie z kilkoma paradoksami w kon-

wencjonalnym sformu¸owaniu teorii

Wielkiego Wybuchu. Chociaý jasne jest,

ýe widoczne sk¸adniki kosmosu nie wy-

starczaj, aby uczyni Wszechæwiat p¸a-

skim, dynamika obiektw niebieskich

wskazuje, ýe znajduje si« tam o wiele

wi«cej materii, niý jej dostrzegamy.

Wi«kszoæ materia¸u znajdujcego si«

w galaktykach i ich skupiskach musi

by niewidoczna dla teleskopw. Po-

nad 10 lat temu zaproponowa¸em dla

tej tzw. ciemnej materii termin ãkwinte-

sencjaÓ, b«dcy zapoýyczeniem wpro-

wadzonej przez Arystotelesa nazwy dla

eteru Ð niewidocznego materia¸u, kt-

ry mia¸ rzekomo wype¸nia ca¸ prze-

strzeÄ [patrz: Lawrence M. Krauss,

ãDark Matter in the UniverseÓ; Scienti-

fic American , grudzieÄ 1986].

Wi«kszoæ dowodw przemawia jed-

nak obecnie za tym, ýe nawet ta niewi-

doczna materia nie wystarcza, aby Wszechæwiat by¸ p¸aski.

Prawdopodobnie nie jest on p¸aski, ale raczej otwarty Ð w ta-

kim razie naukowcy byliby zmuszeni do zmodyfikowania

lub odrzucenia teorii inflacyjnej [patrz: Martin A. Bucher i Da-

vid N. Spergel, ãInflacja we wszechæwiecie o ma¸ej g«stoæciÓ;

strona 42]. A moýe Wszechæwiat rzeczywiæcie jest p¸aski? Je-

æli tak, jego g¸wnymi sk¸adnikami nie s æwiecca materia,

ciemna materia ani promieniowanie. Musi si« on sk¸ada

przede wszystkim z jeszcze bardziej nieuchwytnej formy ener-

gii wype¸niajcej pust przestrzeÄ, takýe t«, ktra znajduje

si« tuý przed naszym nosem.

Rodzaj

Prawdopodobny

G¸wne

Przybliýony

sk¸ad

dowody

wk¸ad do

åwiecca

Zwyk¸a materia (z¸oýona

Obserwacje

0.01

materia

g¸wnie z protonw

teleskopowe

i neutronw) tworzca

gwiazdy, py¸ i gaz

Barionowa

Zwyk¸a materia æwiecca

Obliczenia dotyczce

0.05

ciemna materia zbyt s¸abo, aby da¸o si«

nukleosyntezy

j zaobserwowa,

w Wielkim Wybuchu

prawdopodobnie brzowe

oraz obserwowana

lub czarne kar¸y (masywne

obfitoæ deuteru

zwarte obiekty halo,

czyli MACHO)

Niebarionowa

Egzotyczne czstki, takie jak Grawitacja widocznej

0.3

ciemna materia ãaksjonyÓ, masywne neutrina materii jest

lub s¸abo oddzia¸ujce

niewystarczajca

masywne czstki (WIMP-y)

do wyjaænienia

orbitalnych pr«dkoæci

gwiazd wewntrz

galaktyk i galaktyk

wewntrz gromad

Kosmologiczna Sta¸a kosmologiczna

Promieniowanie t¸a

0.6

ãciemna materiaÓ (energia pustej przestrzeni)

sugeruje, ýe kosmos

jest p¸aski, ale materii

barionowej

i niebarionowej

jest zbyt ma¸o,

aby w¸aænie taki by¸

WSZECHåWIAT ZAWIERA MILIARDY GALAKTYK, z ktrych kaýda wype¸niona jest

rwnie zawrotn liczb gwiazd. Wydaje si« jednak, ýe wi«kszoæ stanowi ãciemna mate-

riaÓ, ale jej toýsamoæ cigle jest dla nas niepewna. Jeæli istnienie sta¸ej kosmologicznej

zostanie potwierdzone, mog¸aby ona dzia¸a w wielkich skalach jako jeszcze bardziej

egzotyczna posta ciemnej materii. Wielkoæ zwana omeg (

Wszechæwiata ãotwartegoÓ i ãzamkni«tegoÓ. W kosmosie, w kt-

rym materia rzeczywiæcie toczy walk« ze skierowanym na ze-

wntrz impetem Wielkiego Wybuchu, przypadek Wszechæwia-

ta otwartego odpowiada zwyci«stwu ekspansji: Wszechæwiat

b«dzie si« rozszerza¸ wiecznie. W przypadku Wszechæwiata

zamkni«tego zwyci«ýy grawitacja i ten w koÄcu ponownie si«

Fatalne przyciganie

LIST EINSTEINA, zatrudnionego wwczas w Pruskiej Akademii

Nauk w Berlinie, do niemieckiego matematyka Hermanna Weyla,

w ktrym przyznaje on, ýe Wszechæwiat o niezmiennych rozmiarach

by¸by podatny na ekspansj« lub zapadanie si«: ãWe Wszechæwie-

cie De Sittera dwa rýne swobodne i niestabilne punkty oddalaj

si« od siebie w przyspieszonym tempie. Jeæli nie istnieje æwiat

quasi-statyczny, to precz z cz¸onem kosmologicznym!Ó

Idea takiej energii ma d¸ug i burzliw histori«, ktra roz-

pocz«¸a si« z chwil ukoÄczenia przez Einsteina prac nad ogl-

n teori wzgl«dnoæci, ponad 10 lat przed tym, zanim Hubble

w przekonujcy sposb wykaza¸, ýe Wszechæwiat si« rozsze-

rza. Wiýc ze sob przestrzeÄ, czas i materi«, teoria wzgl«d-

noæci obiecywa¸a coæ, co wczeæniej wydawa¸o si« niemoýliwe:

naukowe zrozumienie nie tylko dynamiki obiektw znajduj-

cych si« we Wszechæwiecie, ale takýe samego Wszechæwiata.

By¸ tylko jeden problem. W przeciwieÄstwie do innych od-

dzia¸ywaÄ podstawowych, ktrym podlega materia, grawi-

tacja zawsze przyciga i nigdy nie odpycha. Bezlitosne przy-

ciganie grawitacyjne materii mog¸oby w koÄcu spowodowa

zapadni«cie si« Wszechæwiata. Einstein sdzi¸, ýe Wszech-

æwiat jest statyczny i stabilny, doda¸ wi«c do swoich rwnaÄ

36 å WIAT N AUKI Marzec 1999

åwiecc

) jest stosunkiem g«stoæci

materii lub energii do g«stoæci koniecznej, aby Wszechæwiat by¸ p¸aski.

dodatkowy wyraz, tzw. cz¸on kosmo-

logiczny, ktry mg¸ ustabilizowa

Wszechæwiat, wytwarzajc w ca¸ej

przestrzeni now si¸« o duýym zasi«-

gu. Gdyby jego wartoæ by¸a dodat-

nia, cz¸on ten odpowiada¸by sile od-

pychajcej Ð rodzajowi antygrawitacji,

ktra mog¸aby przeciwdzia¸a ci«ýa-

rowi Wszechæwiata.

Niestety, w cigu pi«ciu lat Einstein

odrzuci¸ to prowizoryczne rozwiza-

nie, nazywajc je ãnajwi«ksz pomy¸-

kÓ swego ýycia. Stabilnoæ wprowa-

dzona przez ten cz¸on okaza¸a si«

iluzoryczna i co waýniejsze, zacz«to

gromadzi dowody na to, ýe Wszech-

æwiat si« rozszerza. Juý w 1923 roku

w liæcie do matematyka Hermanna

Weyla Einstein pisa¸, ýe ãjeæli nie ist-

nieje æwiat quasi-statyczny, to precz

z cz¸onem kosmologicznym!Ó Wyda-

wa¸o si«, ýe podobnie jak wczeæniej eter

poj«cie to trafi na æmietnik historii.

Fizycy woleli radzi sobie bez takiej

ingerencji. W oglnej teorii wzgl«d-

noæci rd¸em si¸ grawitacyjnych (nie-

zaleýnie od tego, czy przycigajcych,

czy odpychajcych) jest energia. Ma-

teria stanowi po prostu jedn z jej

postaci. Jednak cz¸on kosmologiczny

Einsteina to coæ innego. Energia z nim

zwizana nie zaleýy od po¸oýenia ani

czasu Ð std okreælenie ãsta¸a kosmologicznaÓ. Si¸a wywo¸ana

przez t« sta¸ dzia¸a nawet w sytuacji ca¸kowitego braku ma-

terii lub promieniowania. A zatem jej rd¸em musi by nie-

zwyk¸a energia zawarta w pustej przestrzeni. Sta¸a kosmolo-

giczna, podobnie jak eter, nadaje pustce niemal metafizyczne

znaczenie. Wraz z jej odrzuceniem przyroda znowu staje si«

zrozumia¸a.

Czy aby na pewno? W latach trzydziestych zwiastuny sta-

¸ej kosmologicznej pojawi¸y si« w zupe¸nie innym kontekæcie:

jako efekt wysi¸kw po¸czenia praw mechaniki kwantowej

ze szczegln teori wzgl«dnoæci Einsteina. Fizycy Paul A.

M. Dirac, a pniej Richard Feynman, Julian S. Schwinger

i Shinichiro Tomonaga wykazali, ýe pusta przestrzeÄ jest bar-

dziej skomplikowana, niý ktokolwiek sobie to wczeæniej wy-

obraýa¸. Okaza¸o si«, ýe czstki elementarne mog sponta-

nicznie wy¸ania si« z nicoæci i ponownie znika, jeæli istniej

przez czas tak krtki, ýe nie da si« ich bezpoærednio zmie-

rzy. Te tzw. wirtualne czstki wydaj si« rwnie niepraw-

dopodobne jak anio¸owie taÄczcy na ostrzu szpilki. Istnieje

jednak pewna rýnica. Owe niewidoczne czstki wytwarza-

j mierzalne efekty, takie jak zmiany poziomw energetycz-

nych atomw i si¸y dzia¸ajce mi«dzy blisko siebie umiesz-

czonymi metalowymi p¸ytami. Teoria czstek wirtualnych

zgadza si« z obserwacjami do dziesi«ciu miejsc dziesi«tnych.

(Natomiast anio¸y zazwyczaj nie wywieraj widocznego wp¸y-

wu ani na atomy, ani na metalowe p¸yty.) Czy nam si« to po-

doba, czy nie, pusta przestrzeÄ wcale nie jest pusta.

FLUKTUACJE

PRîûNI

PüYTY CASIMIRA

DEMONSTRACJA EFEKTU CASIMIRA to jeden

ze sposobw, w jaki fizycy potwierdzili teori«, ýe

przestrzeÄ wype¸niona jest ulotnymi ãczstkami

wirtualnymiÓ. Efekt Casimira polega na powstaniu

si¸ pomi«dzy metalowymi obiektami Ð na przy-

k¸ad si¸y przycigajcej mi«dzy rwnoleg¸ymi p¸y-

tami metalowymi (powyýej). Mwic oglnie,

skoÄczony odst«p pomi«dzy p¸ytami zapobiega

pojawieniu si« w tej przestrzeni wirtualnych cz-

stek wi«kszych od pewnej d¸ugoæci fali. A zatem

na zewntrz p¸yt istnieje wi«cej czstek niý mi«dzy

nimi i ta nierwnowaga popycha p¸yty ku sobie

(z prawej) . Efekt Casimira wyranie zaleýy od

kszta¸tu p¸yt, co pozwala fizykom odrýni go od

innych si¸ przyrody.

k¸adnie tak samo jak energia zwiza-

na ze sta¸ kosmologiczn. By¸ jed-

nak pewien powaýny problem. Teo-

ria kwantowa przewiduje ca¸e widmo

wirtualnych czstek obejmujce

wszelkie moýliwe d¸ugoæci fal. Gdy

fizycy dodaj wszystkie efekty, ca¸-

kowita energia okazuje si« nieskoÄ-

czona. Nawet jeæli pomin efekty

kwantowe mniejsze niý pewna d¸u-

goæ fali Ð w przypadku ktrych mo-

ýe ujawnia si« wp¸yw s¸abo pozna-

nych efektw kwantowej grawitacji

Ð obliczona energia prýni jest oko¸o

120 rz«dw wielkoæci wi«ksza niý

energia zawarta w ca¸ej materii

Wszechæwiata.

Jakie by¸yby skutki wprowadzenia

takiej olbrzymiej sta¸ej kosmologicz-

nej? Pos¸ugujc si« maksym Orwel-

la jako wskazwk, ¸atwo moýemy na¸oýy na t« wartoæ

ograniczenie obserwacyjne. Wycignij r«k« i spjrz na koÄce

palcw. Gdyby sta¸a by¸a tak wielka, jak to naiwnie sugeru-

je teoria kwantowa, przestrzeÄ pomi«dzy oczami a r«k roz-

szerza¸aby si« tak szybko, ýe æwiat¸o biegnce od twojej r«ki

nigdy nie dotar¸oby do oczu. Prba zobaczenia tego, co znaj-

duje si« tuý przed naszym nosem, by¸aby (moýna rzec) nie-

ustann walk, ktr zawsze byæmy przegrywali. Fakt, ýe

w ogle coæ widzimy, oznacza, ýe energia pustej przestrzeni

nie moýe by duýa. A to, ýe widzimy nie tylko koÄce w¸a-

snych palcw, ale takýe odleg¸e obszary Wszechæwiata, nak¸a-

da jeszcze silniejsze ograniczenie na sta¸ kosmologiczn: nie-

mal 120 rz«dw wielkoæci mniejsze niý wyýej wspomniane

oszacowanie. Ta rozbieýnoæ mi«dzy teori a obserwacj jest

najbardziej niepokojc iloæciow zagadk w dzisiejszej fizy-

ce [patrz: Larry Abbott, ãThe Mystery of the Cosmological

ConstantÓ; Scientific American , maj 1988].

Najprostszym wnioskiem by¸oby stwierdzenie, ýe jakieæ nie

znane na razie prawo fizyczne powoduje znikanie sta¸ej kosmo-

logicznej. Chociaý teoretycy bardzo chcieliby si« pozby tej

sta¸ej, to jednak rýne obserwacje astronomiczne Ð wieku

Wszechæwiata, g«stoæci materii i natury kosmicznych struk-

tur Ð niezaleýnie æwiadcz, ýe nie b«dzie to ¸atwe.

Wyznaczenie wieku Wszechæwiata jest jednym z wielu od

dawna nie rozwizanych problemw wsp¸czesnej kosmo-

logii. Mierzc pr«dkoæci galaktyk, astronomowie potrafi ob-

liczy, ile czasu potrzebowa¸y one, aby znale si« w obecnej

konfiguracji, przy za¸oýeniu, ýe wszystkie by¸y kiedyæ w tym

samym miejscu. W pierwszym przybliýeniu moýna za-

niedba spowalnianie wywo¸ane grawitacj. Wszechæwiat

rozszerza¸by si« wwczas ze sta¸ pr«dkoæci i ten okres rw-

na¸by si« po prostu stosunkowi odleg¸oæci mi«dzy galakty-

kami do ich wzgl«dnej pr«dkoæci, ktr mierzymy Ð tzn. by¸-

by odwrotnoæci s¸ynnej sta¸ej HubbleÕa. Im wyýsza jej

Wirtualna rzeczywistoæ

Czy jeæli wirtualne czstki mog zmienia w¸asnoæci ato-

mw, to mog mie rwnieý wp¸yw na ekspansj« Wszech-

æwiata? W 1967 roku rosyjski astrofizyk Jakow B. Zeldowicz

wykaza¸, ýe energia czstek wirtualnych powinna dzia¸a do-

å WIAT N AUKI Marzec 1999 37

wartoæ, tym wi«ksze tempo rozszerzania si« Wszechæwiata,

a wi«c tym jest on m¸odszy.

Pierwsze dokonane przez HubbleÕa oszacowanie nazwa-

nej od jego nazwiska sta¸ej da¸o prawie 500 km/s/Mpc Ð co

oznacza¸oby, ýe dwie galaktyki odleg¸e od siebie o 1 Mpc

(oko¸o 3 mln lat æwietlnych) oddalaj si« od siebie ærednio

z pr«dkoæci 500 km/s. Taka wartoæ prowadzi do wyzna-

czenia wieku Wszechæwiata na jakieæ 2 mld lat, co stoi w ra-

ýcej sprzecznoæci ze znanym wiekiem Ziemi, ktry wynosi

oko¸o 4 mld lat. Gdy uwzgl«dnimy przyciganie grawitacyj-

ne materii, z analizy wynika, ýe m¸odsze obiekty kosmiczne

porusza¸y si« szybciej i na znalezienie si« w obecnych po¸oýe-

niach potrzebowa¸y jeszcze mniej czasu niý gdyby ich pr«d-

koæ by¸a sta¸a. Ta poprawka zmniejsza oszacowanie wieku

Wszechæwiata o jedn trzeci, niestety, jeszcze powi«kszajc

t« rozbieýnoæ.

W cigu ubieg¸ych 70 lat astronomowie poprawili oszaco-

wanie tempa ekspansji, ale rozbieýnoæ mi«dzy obliczonym

wiekiem Wszechæwiata a wiekiem istniejcych w nim obiek-

tw pozosta¸a. W cigu ostatniego dziesi«ciolecia wraz

z umieszczeniem na orbicie Kosmicznego Teleskopu HubbleÕa oraz

rozwojem nowych technik obserwacyjnych niezgodne ze so-

b pomiary sta¸ej HubbleÕa zaczynaj si« w koÄcu zbiega.

Wendy L. Freedman z Carnegie Observatories wraz z kole-

gami uzyska¸a wartoæ 73 km/s/Mpc (przy czym najbardziej

prawdopodobny zakres wartoæci zaleýnie od b¸«du doæwiad-

czalnego wynosi od 65 do 81) [patrz: Wendy L. Freedman,

ãSzybkoæ rozszerzania si« i rozmiary WszechæwiataÓ; åwiat

Nauki , styczeÄ 1993]. Te wyniki nak¸adaj grne ograniczenie

na wiek p¸askiego Wszechæwiata wynoszce oko¸o 10 mld lat.

nadian Institute of Theoretical Astrophysics, Pierrem De-

marque z Yale University i Peterem J. Kernanem z Case We-

stern Reserve University Ð ponownie wyznaczyliæmy wiek

gromad kulistych. Przeprowadziliæmy symulacje cykli ýycio-

wych 3 mln rýnych gwiazd, ktrych w¸asnoæci obejmowa¸y

ca¸y zakres istniejcych niepewnoæci, a nast«pnie porwnali-

æmy nasze modelowe gwiazdy z tymi, ktre obserwuje si«

w gromadach kulistych. Stwierdziliæmy, ýe najstarsze z nich

mog liczy najwyýej 12.5 mld lat, co nadal pozostawa¸o

w sprzecznoæci z wiekiem p¸askiego Wszechæwiata, w kt-

rym dominuje materia.

Jednak dwa lata temu satelita Hipparcos , wystrzelony przez

Europejsk Agencj« Kosmiczn w celu pomiaru po¸oýeÄ po-

nad 100 tys. najbliýszych nam gwiazd, zmieni¸ oszacowania

odleg¸oæci do nich i poærednio takýe do gromad kulistych. Te

nowe odleg¸oæci mia¸y wp¸yw na oszacowania jasnoæci gwiazd

i zmusi¸y nas do ponownego przeprowadzenia analizy, po-

niewaý jasnoæ okreæla tempo, w jakim gwiazdy zuýywaj pa-

liwo, a wi«c takýe czas ich ýycia. Obecnie wydaje si«, ýe groma-

dy kuliste w granicach b¸«dw obserwacyjnych mog¸yby mie

zaledwie 10 mld lat, co zgadza si« z wiekiem Wszechæwiata

obliczonym na podstawie rozwaýaÄ kosmologicznych.

Ten niewielki przedzia¸ zgodnoæci nie jest do koÄca satys-

fakcjonujcy, poniewaý wymaga, aby oba oszacowania wie-

ku przyjmowa¸y wartoæci w pobliýu granicy ich dopuszczal-

nego zakresu. Jedyne, co nam pozostaje, to podwaýy

za¸oýenie, ýe ýyjemy w p¸askim Wszechæwiecie zdominowa-

nym przez materi«. Niýsza g«stoæ materii oznaczajca

Wszechæwiat otwarty o mniejszym spowolnieniu ekspansji

z¸agodzi¸aby nieco t« rozbieýnoæ. Jednak nawet w tym przy-

padku jedynym sposobem, aby podnieæ wiek Wszechæwia-

ta do wartoæci wi«kszej niý 12.5 mld lat, jest rozwaýenie mode-

lu, w ktrym dominuje nie materia, lecz sta¸a kosmologiczna.

Zwizana z ni si¸a odpychajca spowodowa¸aby z up¸ywem

czasu przyspieszenie ekspansji HubbleÕa. Galaktyki oddala-

¸yby si« od siebie wolniej, niý to czyni dzisiaj, i potrzebowa-

¸yby na osigni«cie obecnych po¸oýeÄ d¸uýszego czasu, a wi«c

Wszechæwiat by¸by starszy.

Obecne oszacowania wieku s dosy niepewne. Ostatnio

zadrýa¸y jednak takýe inne filary obserwacyjnej kosmologii.

W miar« jak astronomowie badali coraz wi«ksze obszary

kosmosu, coraz dok¸adniej potrafili okreæla jego zawartoæ.

Dziæ jesteæmy przekonani, ýe ca¸kowita iloæ materii nie wy-

starcza, aby Wszechæwiat uzna za p¸aski.

Przeprowadzenie spisu zawartoæci Wszechæwiata wymaga

przede wszystkim obliczeÄ dotyczcych syntezy pierwiast-

kw w Wielkim Wybuchu. Lekkie pierwiastki Ð wodr, hel

i ich rzadsze izotopy, takie jak deuter Ð powsta¸y we wcze-

snym Wszechæwiecie w iloæci zaleýnej od liczby dost«pnych

protonw i neutronw, sk¸adnikw zwyk¸ej materii. A zatem,

porwnujc cz«stoæ wyst«powania rýnych izotopw, astro-

nomowie mog wnioskowa o ca¸kowitej iloæci zwyk¸ej mate-

rii powsta¸ej w Wielkim Wybuchu. (Mog¸a oczywiæcie istnie

takýe inna materia, nie sk¸adajca si« z protonw i neutronw.)

Wielki krok naprzd w obserwacjach zwizanych z tymi

zagadnieniami nastpi¸ w 1996 roku, kiedy David R. Tytler

i Scott Burles z University of California w San Diego wraz ze

wsp¸pracownikami zmierzyli pierwotn obfitoæ deuteru,

badajc absorpcj« æwiat¸a kwazarw przez mi«dzygalaktycz-

ne ob¸oki wodoru. Poniewaý ob¸oki te nigdy nie zawiera¸y

gwiazd, obecny w nich deuter mg¸ powsta tylko w Wielkim

Wybuchu. Z pomiarw Tytlera i Burlesa wynika, ýe ærednia

g«stoæ zwyk¸ej materii wynosi 4Ð7% iloæci potrzebnej, aby

Wszechæwiat by¸ p¸aski.

Astronomowie badali rwnieý g«stoæ materii, obserwu-

jc najwi«ksze zwizane grawitacyjnie obiekty we Wszech-

Kryzys wieku

Czy jest to wystarczajco duýa wartoæ? Wszystko zaleýy

od tego, ile lat licz najstarsze obiekty, ktrych wiek potrafi

wyznaczy astronomowie. Jednymi z najbardziej s«dziwych

obiektw w naszej Galaktyce s gwiazdy obserwowane w g«-

stych skupiskach, znanych jako gromady kuliste. Niektre

z tych skupisk znajduj si« w zewn«trznych cz«æciach naszej

Galaktyki, sdzi si« wi«c, ýe powsta¸y one, zanim uformowa-

¸a si« reszta Drogi Mlecznej. Oszacowania ich wieku oparte

na obliczeniach szybkoæci spalania przez gwiazdy paliwa j-

drowego prowadzi¸y zazwyczaj do wartoæci 15Ð20 mld lat.

Obiekty takie wydawa¸y si« wi«c starsze niý sam Wszechæwiat.

Aby stwierdzi, czy za kryzys wieku odpowiedzialny jest

jakiæ b¸d kosmologii, czy teý modelowania ewolucji gwiazd,

w 1995 roku wraz z kolegami Ð Brianem C. Chaboyerem z Ca-

Podsumowanie otrzymanych wartoæci

na g«stoæ kosmicznej materii

Obserwacja

N materii

Wiek Wszechæwiata

< 1

G«stoæ protonw i neutronw

0.3Ð0.6

Skupiska galaktyk

0.3Ð0.5

Ewolucja galaktyk

0.3Ð0.5

Kosmiczne promieniowanie t¸a

Supernowe typu Ia

0.2Ð0.5

mniej wi«cej si« ze sob

zgadzaj. Chociaý kaýdy pomiar spotyka si« z krytyk, wi«kszoæ

astronomw zgadza si« obecnie, ýe sama materia nie moýe da war-

toæci

rwnej 1. Mog jednak wnieæ do niej wk¸ad takýe inne

formy energii, takie jak sta¸a kosmologiczna.

38 å WIAT N AUKI Marzec 1999

POMIARY WKüADU MATERII do

Krauss Lawrence M. - Kosmologiczna antygrawitacja.pdf

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: