Kwintesencja niebios

Przez lata badań naukowcy bardzo pogłębili wiedzę o kosmosie, nadal jednak nie wiadomo, z czego składa się w istocie większość wszechświata.

Kwintesencja niebios

Starożytni filozofowie greccy sądzili, że świat składa się z czterech żywiołów: ziemi, powietrza, ognia i wody. Aby wyjaśnić niebiosa, wielu z nich uznawało jednak za niezbędne istnienie kwintesencji, czyli piątego elementu. Kwintesencja stanowiła część wszechświata, ale była dla ludzkości nieuchwytna.

Współcześnie fizycy stoją przed podobnym problemem. Otaczająca ich materia, która składa się z atomów, nie może, jak się wydaje, wyjaśnić, czym jest większość pozostałej części kosmosu. Energia i materia stanowią dwie strony tej samej monety, tak więc lista składników wszechświata musi uwzględniać je obie.

Ciemna materia stanowi jedną czwartą zawartości wszechświata
Ciemna materia stanowi jedną czwartą zawartości wszechświata

Najnowsze badania wskazują, że około dwóch trzecich całkowitej „gęstości energetycznej” przypada na jakąś postać niewidzialnej energii o nieznanym charakterze. Jeśli zaś chodzi o składniki posiadające masę, kwalifikowane jako materia, to nieodgadniona „ciemna materia” stanowi jedną czwartą zawartości wszechświata. Pozostałą część ludzkość postrzega jako normalną materię. Daleko jej jednak do normy. Każdy atom Ziemi, każda gwiazda widoczna na sklepieniu niebieskim, a także każdy fragment pyłu między i poza nimi stanowią łącznie niecałe 5 proc. składu wszechświata.

Fritz Zwicky
Fritz Zwicky
Idea, że we wszechświecie może znajdować się coś więcej niż znana masa atomowa gwiazd, planet i ludzi, zaczęła nabierać kształtu na początku lat 30. XX wieku, gdy astronom szwajcarski Fritz Zwicky zauważył coś dziwnego w zachowaniu galaktyk. Te skupione w gromadę poruszają się dużo szybciej, niż powinny, jeśli wziąć pod uwagę rozmiary ich pól grawitacyjnych, obliczanych na podstawie widzialnej materii. Holender Jan Oort zauważył to samo w odniesieniu do gwiazd bliższych Ziemi. Coś, i to coś w dużej ilości, generowało grawitację nie wytwarzając ani nie odbijając światła. Zwicky nazwał to ciemną materią. Szacował wówczas, że przekracza ona zwykłą materię dziesięciokrotnie.

Początkowo ludzie sądzili, że ciemna materia to zwykła materia pod postacią obiektów, które nie świecą – na przykład samotnych planet. Dogłębne badania mikrofalowego promieniowania tła, czyli przenikającego wszystko promieniowania pozostałego po Wielkim Wybuchu, wykazały, że ilość takiej normalnej materii mogącej powstać w jego wyniku, jest ograniczona. Limit ten jest zbyt niski, by wyjaśnić widoczną przewagę ciemnej materii, jeśli są nią po prostu nieoświetlone atomy.

Neutrina są zbyt lekkie, by zrównoważyć bilans
Neutrina są zbyt lekkie, by zrównoważyć bilans

Obecnie sądzi się, że „zimna ciemna materia”, jak się ją określa, składa się z czegoś, co nie oddziałuje zbytnio ze zwykłą materią, jeśli nie liczyć sił grawitacji. Dobrze znana jest jedna kategoria słabo oddziałujących cząstek – neutrina – ale są one jednak zbyt lekkie, by zrównoważyć bilans. Aby odróżnić od neutrinów to, czego szukają, naukowcy określają składniki zimnej ciemnej materii jako słabo oddziałujące masywne cząsteczki, czyli WIMP.

W latach 80., gdy symulacje oparte na zimnej ciemnej materii coraz bardziej zgadzały się ze szczegółowymi mapami gromad galaktyk tworzonych przez astronomów, wydawało się, te dwa typy materii, ciemna i widzialna, wyczerpują cały skład wszechświata. Jednakże w 1990 roku badanie 2 mln galaktyk wykazało, że tak wcale nie jest. Choć materia przyciąga do siebie obiekty, coś innego je od siebie odpycha, i jest to coś tak potężnego, że stworzyło znaczną część wszechświata.

Historia rozważań nad tym, co też to może być, rozpoczęła się w 1915 roku, gdy Albert Einstein nadawał ostateczne szlify swojej ogólnej teorii względności. Problem polegał na tym, że jego teoria przewidywała wszechświat, którego rozmiar może się zmieniać – wbrew panującemu wówczas, i podzielnemu przez niego samego przekonaniu, że ma ona stałą rozciągłość.

Edwin Hubble
Edwin Hubble
Odpowiedź na pytanie, co może oznaczać taki rozciągliwy wszechświat, leżała w spostrzeżeniach poczynionych kilka lat wcześniej przez Vesto Sliphera, amerykańskiego astronoma, który mierzył prędkość i odległość między Ziemią i dalekimi galaktykami. Odkrył on, że galaktyki odleglejsze od Ziemi oddalają się szybciej. Edwin Hubble doszedł do takiego samego wniosku w 1929 roku.

Jednym z możliwych wyjaśnień było to, że tworzywo, z jakiego składa się wszechświat, samo się rozszerza. Einstein, gdy stanął oko w oko z niewygodną ideą, że wszechświat zmienia swoje rozmiary, wprowadził do swoich równań „stałą kosmologiczną”, oznaczaną grecką literą lambda, której wartość mogłaby uzasadnić statyczny charakter wszechświata. Wyniki Sliphera i Hubble’a sprawiły jednak, że zarzucił tę ideę. Jego równania przewidujące rozszerzający się wszechświat okazały się bowiem słuszne.

Po badaniach z 1990 roku pojawiły się jednak głosy, że należy odkurzyć lambdę, aby rozwiązać problem – nie poprzez utrzymanie stałości systemu, lecz poprzez odpychanie od siebie jego elementów. Głosy te odzywały się aż do 1999 roku, kiedy to dwie grupy astronomów badających najdalsze (a zatem najstarsze) widoczne supernowe odkryły, że dostrzeżona po raz pierwszy przez Sliphera i Hubble’a zależność między prędkością i odległością była inna w okresie młodości wszechświata.

Wszechświat nie tylko staje się coraz większy, ale też powiększa się coraz szybciej
Wszechświat nie tylko staje się coraz większy, ale też powiększa się coraz szybciej

Wydaje się, że po nadzwyczaj szybkim, ale krótkim okresie ekspansji na samym początku, znanym jako inflacja, rozszerzanie się przestrzeni osłabło do poziomu powolniejszego niż obecny. Potem zaś zaczęło ponownie przyśpieszać. Wszechświat nie tylko staje się coraz większy, ale też powiększa się coraz szybciej.

Wkrótce po tym odkryciu kosmolog Michael Turner nadał przyczynie tego zjawiska nazwę: ciemna energia. Jej skutki zostały ujęte i wyliczone w odświeżonej stałej kosmologicznej. Teraz lambda-CDM, która wiąże tą stałą z zimną ciemną materią (ang. cold dark matter), jest standardową teorią w kosmologii.

cold dark matter

Najlepszym podłożem testowym dla lambdy-CDM jest mikrofalowe promieniowanie tła, które kolejne teleskopy kosmiczne badają z coraz większą dokładnością. Nie jest ono jednolite na niebie, tylko pełne zmarszczek i gorących punktów. Te odchylenia od przeciętnej są nieznaczne – o kilkusettysięczną część stopnia – ale wiele mówiące.

Model lambda-CDM redukuje wszechświat do równania o sześciu prostych składowych. Gdy zostaną one zestawione tak, by pogodzić teorię z obserwacjami – takimi jak zdumiewająco dokładne pomiary mikrofalowego promieniowania tła pobrane przez europejski teleskop kosmiczny Planck – równanie elegancko opisuje szeroki zakres zjawisk. Prognozy modelu są najbardziej zgodne z obrazem Plancka, gdy przepis na wszechświat zawiera 68,3 proc. ciemnej energii (nieco mniej od pierwotnych szacunków), 26,8 proc. ciemnej materii, 4,6 proc. znanej materii oraz 0,3 proc neutrinów.

Wiedza o ilości tych składników na pewno jest potrzebna, ale czym one konkretnie są? Względność wymaga, by ciemna materia zaginała promienie światła, skoro ma masę. Może to wywołać zjawisko nazywane soczewkowaniem grawitacyjnym. W związku z tym astronomowie zdobyli wprawę w rozpoznawaniu wizerunków odległych obiektów ze zwykłej materii, które zostały po drodze zniekształcone przez ciemną materię. Odkryli w ten sposób kosmiczną sieć. Po wszechświecie rozrzucone są wielkie bryły i długie smugi ciemnej materii, ciągnącej za sobą w postaci galaktyk materię atomową.

Po wszechświecie rozrzucone są wielkie bryły i długie smugi ciemnej materii, ciągnącej za sobą w postaci galaktyk materię atomową
Po wszechświecie rozrzucone są wielkie bryły i długie smugi ciemnej materii, ciągnącej za sobą w postaci galaktyk materię atomową

Znalezieniu słabo oddziałujących masywnych cząstek, z których te smugi przypuszczalnie się składają, służą trzy rodzaje eksperymentów. Najbardziej bezpośrednie usiłują uchwycić je wprost. Słabe oddziaływanie to nie to samo co brak oddziaływania, tak więc cząstki WIMP powinny czasem zderzać się z atomami, przekazując przy tym odrobinę energii. Głęboko pod ziemią stworzono laboratoria z kilkunastoma maszynami polującymi na cząstki WIMP, aby spróbować zmierzyć maleńkie ślady ciepła, światła lub dźwięku powstające w wyniku takich zderzeń.

Inny sposób polega na przyglądaniu się, co pozostawia za sobą ciemna materia. Wiele teorii zakłada, że cząstki WIMP to swoje własne antycząstki – inaczej ciemna antymateria – a kiedy materia i antymateria się spotykają, niszczą się nawzajem w rozbłysku światła. Ponieważ jest dużo ciemnej materii, to unicestwianie powinno się odbywać w wielu miejscach, tworząc pióropusze światła szczególnego koloru. Astronomowie wypatrują ich w miejscach, gdzie – jak podejrzewają – ciemna materia może być najgęstsza, takich jak środek galaktyk, w tym Drogi Mlecznej.

Można też stworzyć cząstki WIMP w laboratorium. Wymaga to zderzenia cząstek najwyższej z możliwych energii. To z kolei wiedzie do Wielkiego Zderzacza Hadronów w Szwajcarii. Istnieje prawdopodobieństwo, że zostaną tam stworzone niewielkie ilości ciemnej materii w zupie cząstek, którą użytkownicy maszyny chcą rozbełtać.

Wielki Zderzacz Hadronów w Szwajcarii
Wielki Zderzacz Hadronów w Szwajcarii

Jeszcze trudniej będzie uchwycić ciemną energię, gdyż teoretycy sądzą, że nie przejawia się ona w postaci żadnej cząstki, jaką można by stworzyć lub zaobserwować. Przypuszcza się, że jest rozmieszczona równomiernie, powinna zatem przenikać ziemskie laboratoria. Jest jednak słaba. Wysiłki wkładane w dostrzeżenie jej wpływu na tradycyjnym urządzeniu mierniczym nazywanym wagą skręceń spełzły na niczym. Taki sam los spotkał eksperymenty z wykorzystaniem wymyślnego źródła neutronów, które miały wykrywać nieprawidłowości grawitacyjne w odległościach liczących mikrony. Wydaje się, że wyjaśnienie charakteru ciemnej energii nastąpi tak samo jak jej odkrycie: poprzez obserwację nieba.

Jest na to kilka metod. Najprostsza polega na coraz dokładniejszym mierzeniu odległości między supernowymi i galaktykami o różnym wieku i tworzeniu w ten sposób bardziej szczegółowego wykresu wzajemnych oddziaływań między dążeniem ciemnej energii do rozszerzania wszechświata i materii – to jego kurczenia.

Bardziej wyszukane metody mogą doprowadzić do uzyskania dalszych informacji z tych samych danych. We wczesnym stadium istnienia wszechświata światło i materia napierały na siebie nawzajem, tworząc fale ciśnienia. Gdy wczesny wszechświat się rozszerzał, materia była rozrzucona wzdłuż tak zwanych barionowych oscylacji akustycznych: gęściej na szczycie fal i rzadziej w zagłębieniach. Rozkład śladów oscylacji w sposobie rozmieszczenia materii w różnych odległościach od Ziemi powinien ujawnić więcej informacji o historii wpływu ciemnej energii.

Trzeci sposób, który może ukazać tę historię, to skoncentrowanie się na słabym soczewkowaniu grawitacyjnym. Światło jest zakrzywiane nie tylko przez odrębne kawały masy w pojedynczych galaktykach, lecz także przez gigantyczną strukturę tego, co otacza galaktyki. Lepsze teleskopy będą w stanie zmierzyć maleńkie zmiany w soczewkowaniu powodowane przez ciemną energię wraz z upływem czasu.

Soczewkowanie grawitacyjne
Soczewkowanie grawitacyjne

Póki co brakuje jednak danych, by potwierdzić lub obalić różne przypuszczenia, co zostawia szerokie pole do popisu teoretykom. Najbardziej wiarogodne idee zakładają podstawową stałą fizyczną – być może samą stałą kosmologiczną – przyjmującą różne wartości w czasie lub przestrzeni. Na razie wydaje się, że skutki ciemnej energii stały się odczuwalne dopiero w ciągu ostatnich 6 mld lat. Byłoby zatem łatwo ustalić stałą kosmologiczną zależną od czasu.

Na tej idei zasadza się teoria o czymś, co kilku fizyków sprytnie nazwa kwintesencją. Ale wszystkie takie korekty natrafiają na ten sam problem: jeśli uwzględnić ciemność, zmodyfikowana teoria nie wyjaśnia niektórych innych zjawisk.

Pozbycie się ciemności to szczytny cel. W gruncie rzeczy od tego zależy ostateczny los wszechświata. Ilość i charakter ciemnej energii oraz to, czy jej właściwości zmieniają się zależnie od wieku i rozmiaru wszechświata, przesądzą o tym, która z trzech przyszłości nas czeka.

W pierwszej wszechświat wiecznie i spokojnie się rozszerza. W bardziej dramatycznej wersji rozszerzenie może przyśpieszyć, gdy oddziaływanie ciemnej energii weźmie górę nad wszystkim innym. Wszechświat rozrzedziłby się wtedy i przestał istnieć w ”Wielkim Rozdarciu”. Materia może też ostatnie przeważyć nad ciemną energią – grawitacja spowolniłaby wtedy i odwróciła rozszerzanie się, kończąc wszystko „Wielkim Zmiażdżeniem”.

W epoce, gdy wygląda na to, że wielka część nauki została już zrozumiana, ta niepewność może wydawać się żenująca. Ale wcale tak nie jest. Każdy fizyk powie, że to szansa i rubież. Jeśli tak na to spojrzeć, do odkrycia pozostaje jeszcze 95 proc. wszechświata – można powiedzieć zasadnicza jego część.

ciekawe.onet.pl

Dodaj komentarz

Twój adres email nie zostanie opublikowany. Pola, których wypełnienie jest wymagane, są oznaczone symbolem *