W latach dwudziestych ubiegłego stulecia amerykański astronom Edwin Hubble dokonał kilku ważnych odkryć, przy czym jedno z nich szczególnie zapisało się w historii kosmologii jako przełomowe. […] Do roku 1923 nasz oficjalny obraz wszechświata obejmował tylko galaktykę w której żyjemy – Drogę Mleczną. Sądzono, że jest ona jedyną, a poza nią nie ma innych. W XVII i XVIII wieku astronomów interesowały głównie takie obiekty bliskiego otoczenia jak komety. Jasne plamy na niebie, tak zwane mgławice, przyciągały ich uwagę, ale raczej uznawane były za obiekty utrudniające obserwację tych najbardziej ciekawych wówczas, czyli komet. Oczywiste było, że plamy te posiadają różnego rodzaju strukturę – niektóre z obserwowanych były gromadami gwiazd, inne nieregularnymi chmurami gazu, a jeszcze inne eliptycznymi mgławicami, ale nie było sensownych przesłanek za tym, iż mogą to być inne galaktyki niż nasza. Aparatura tamtych czasów, nawet najlepsza, nie dawała możliwości rozbicia tych struktur na pojedyncze gwiazdy w celu szczegółowych pomiarów ich odległości od nas – konieczne było bowiem, aby rozpoznać tam podobne układy gwiazd do tych dobrze już znanych z “bliskiej okolicy”, aby móc porównać je i wysunąć pewne założenia na ich temat, a dopiero potem szacować dystans. Immanuel Kant, jako pierwszy, w jednej ze swoich rozpraw w roku 1755 zasugerował myśl, że mgławice te są galaktykami podobnymi do naszej. Ustalenie tego stało się możliwe dopiero po uruchomieniu stucalowego teleskopu w Mount Wilson, niedaleko Los Angeles, z którym to właśnie pracował Hubble. W roku 1923, w następstwie prowadzonych od kilku lat obserwacji, Hubble wykazał i tym samym potwierdził narastające w trakcie XIX wieku przypuszczenia, iż nasza Galaktyka nie jest jedyną we wszechświecie, jak wcześniej uznawano, ale jedną z bardzo wielu. Mgławice eliptyczne okazały się być odległymi, osobnymi Galaktykami.
Wikipedia.org
Moment przełomowy nastąpił jednak dopiero za kilka lat, w roku 1929, po tym jak Hubble, wraz z astronomem Miltonem Humasonem, pracował nad analizą przesunięcia ku czerwieni w widmie promieniowania odległych galaktyk. Wiedzieli oni, że przesunięcie to jest wynikiem tak zwanego efektu Dopplera, związanego z ruchem źródła promieniowania. Jasne więc stało się potem, zgodnie z obserwacjami, że większość obserwowanych galaktyk oddala się od nas, a tylko niektóre przybliżają.1 Co ważne, Hubble zauważył, że oddalają się tym szybciej, im dalej od nas się znajdują, a zależność tą określił przez wprowadzenie pewnej wielkości – stałej Hubble’a. To właśnie po sformułowaniu tego prawa, nazwanego później jego imieniem, w kosmologii nastała rewolucja.
Już na długo przed 1923 rokiem astronomowie umieli wychwycić przesunięcia w widmie promieniowania jasnych gwiazd i interpretować je jako dopplerowskie. W latach 1910 – 1920 Vesto Melvin Slipher, badając widma mgławic (tych, o których wówczas nie wiedziano jeszcze, że są osobnymi galaktykami) i porównując je z widmami od konkretnych atomów, potrafił stwierdzić w nich efekt Dopplera i na podstawie przesunięć wykazać, że mgławice te oddalają się od nas. Wielkość odkrycia Hubble’a nie polegała więc na udowodnieniu samego faktu ucieczki galaktyk. Konsekwencją całej tej historii stał się wniosek, który intuicyjnie łatwo się nasuwał – jeśli galaktyki oddalają się od siebie we wszystkich kierunkach (izotropowo) zgodnie z prawem Hubble’a, to bardzo prawdopodobne jest, że w przeszłości materia kosmiczna skupiona była w małym obszarze przestrzeni. Wcześniej, w 1922 roku, rosyjski matematyk Aleksander Friedman, stawiając pewne założenia, zasugerował istnienie rozwiązań równań ogólnej teorii względności Einsteina (OTW), z których wynika, że przestrzeń wraz z materią wszechświata musiała znajdować się w stanie początkowym o nieskończenie wielkiej gęstości i temperaturze oraz o nieskończenie małej objętości – w tak zwanej osobliwości, gdzie znane dziś prawa fizyki nie działają.2 Idąc dalej, potem nastąpiła “eksplozja” i całość zaczęła ekspandować w sposób dokładnie taki, jaki zaobserwował to Hubble – zgodnie z jego prawem.
Sens i doniosłość odkrycia Hubble zawarte były w fakcie, iż obserwacyjnie potwierdził on naturę ekspansji materii w eksplodującym wszechświecie, co teoretycznie przewidział wcześniej Friedman.3 Najprawdopodobniej wszechświat miał swój początek w osobliwości zwanej “wielkim wybuchem”. Co było wcześniej – nikt nie wie.
1. Wielkością charakterystyczną promieniowania elektromagnetycznego (fal elektromagnetycznych) jest częstość – ilość fal docierających od źródła do detektora w jednostce czasu (np. w jednej sekundzie). Biorąc pod uwagę, że prędkość takiego promieniowania w danym ośrodku (np. w próżni) jest stała i równa prędkości światła, można wykazać ścisłą relację pomiędzy częstością fali a jej długością – wyższa częstość odpowiada krótszej fali i na odwrót. Jeżeli źródło (np. daleka galaktyka) emituje promieniowanie elektromagnetyczne, to detektor tego promieniowania rejestruje je, tworząc jego widmo – zbiór śladów tworzących obraz, z których każdy odpowiada konkretnej wartości częstości. Światło widzialne jest częścią takiego widma, przy czym niskie częstości (dłuższe fale) odpowiadają kolorowi czerwonemu, natomiast wraz z wyższymi częstościami (krótszymi falami) kolor przechodzi – kolejno – w odcienie pomarańczowe, żółte, zielone, niebieskie, aż do fioletowego krańca widma. Wyobraźmy sobie teraz, że odległa galaktyka, będąca w stałej odległości od nas wysyła w naszym kierunku światło o stałej częstości. Po kilku milionach lat dociera ono do ziemi, a detektor zlicza kolejne fale w równych odstępach czasu, do chwili gdy coś się zmienia. Galaktyka zaczyna się oddalać. Teraz, kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza swoje źródło, ma do pokonania dłuższa drogę, zatem dociera do detektora odpowiednio spóźniony. Odstępy czasu pomiędzy kolejnymi rejestrowanymi grzbietami fal stają się dłuższe, niż w sytuacji, gdy galaktyka nie oddalała się. W rezultacie częstość światła jest niższa, a kolor przesunięty ku czerwieni. Jest to tak zwany efekt Dopplera.
2. Friedman matematycznie założył w swojej pracy z 1922 roku, że przestrzeń świata jest zawsze prostopadła do osi czasu, oraz, że jej krzywizna jest taka sama w każdym punkcie i może zmieniać się w czasie. W uproszczeniu: wszechświat widziany z jednego punktu jest jednakowy w każdym kierunku i to samo można stwierdzić oglądając go z każdego innego miejsca. Ponadto, nie musi on być statyczny, co w owym czasie było rewolucją kosmologiczną.
3. Friedman nie był jedynym w tamtych latach teoretykiem, który omówił rozwiązania równań ogólnej teorii względności, a wraz z nimi model kosmologiczny wszechświata. Choć Friedman wcześniej rozważał rozwiązania z których wyłania się obraz rozszerzającego się wszechświata mającego swój początek w osobliwości, to za pierwszego, który przyjmował możliwość powstania wszechświata na skutek wielkiego wybuchu, uważany jest katolicki ksiądz z Belgii Georges Lemaitre. Stan osobliwości nazywał on pierwotnym atomem. Początkowo niechętnie przyjmowano jego poglądy naukowe, uważając, że kierowane są religią. Podobnie Friedman – praktycznie nie znany był na zachodzie, do czasu, gdy w 1935 roku amerykański fizyk Howard Robertson i brytyjski matematyk Arthur Walker znaleźli podobne rozwiązania równań Einsteina.
Fragment szerszej pracy własnego autorstwa
Marcin Gibas
Bibliografia:
Steven Weinberg. “Pierwsze Trzy Minuty. Współczesny obraz początku Wszechświata.” ISKRY Warszawa 1980. (str. 35 – 42)
Stephen Hawking. “Krótka Historia Czasu”. Wydanie poszerzone i uaktualnione. Zysk i S-ka Wydawnictwo s.c., Poznań 1996. (str. 46 – 62)
Stephen Hawking. “Wszechświat w skorupce orzecha”. Zysk i S-ka Wydawnictwo s.j., Poznań 2002. (str. 73 – 77)
Michał Heller. “Ewolucja kosmosu i kosmologii”. Wydanie II. Państwowe Wydawnictwo Naukowe, Warszawa 1985.