Dzień, który nie miał wczoraj. Jak sięgnąć do początków wszechświata

Antykwariat, targ staroci, muzeum. Magia minionych czasów i dni, które przeminęły, zamknięta w tym, co po nich pozostało. Stare zdjęcia, przedmioty codziennego użytku, książki. Poruszając się wstecz na linii czasu, dotrzemy przez starożytność do figurki Wenus z Willendorfu, malowideł naskalnych z Lascaux, a nawet dalej, do czasów, gdy po świecie nie chodziły jeszcze człekokształtne małpy.

Przebiegamy dni, których nikt nie odliczał, a nawet takie, którym nie przyświecało Słońce. Opuszczając tereny badań historyków, antropologów i geografów, docieramy do świata astronomów i kosmologów. Na końcu tej wędrówki znajduje się początek – „dzień, który nie miał wczoraj”.

Żyjemy w czasach rozkwitu kosmologii – nauki o wszechświecie jako jednym wielkim układzie fizycznym. Nieustający strumień danych obserwacyjnych konfrontuje nasze matematyczne modele z rzeczywistością.

Wszechświat narodził się 13,8 mld lat temu w Wielkim Wybuchu. Od tego momentu przestrzeń ekspanduje, a galaktyki oddalają się od siebie. Artefaktów dnia pierwszego nie trzeba szukać w muzeach. Kawa, którą wypiliśmy dzisiaj rano, zawiera cząsteczki wody, a zatem i pierwotny wodór. Atom wodoru składa się z protonu i elektronu. Choć oba składniki połączyły się po raz pierwszy dopiero trzysta osiemdziesiąt tysięcy lat po Wielkim Wybuchu, to powstały już w pierwszych chwilach istnienia wszechświata.

Blisko dwie trzecie atomów znajdujących się w naszym ciele to właśnie pierwotny wodór, artefakt z początków istnienia wszechświata.

Mapa kosmicznego promieniowania tła

Lekkie pierwiastki, takie jak wodór, hel i lit, to nie jedyne pamiątki z wczesnego wszechświata. Albert Einstein wykazał, że w przyrodzie istnieje pewna uniwersalna prędkość, którą utożsamia się z prędkością światła w próżni. Skoro światło rozchodzi się ze skończoną prędkością, to odległe, świecące obiekty – takie jak gwiazdy – oglądamy takimi, jakimi były kiedyś.

Ta niezwykła cecha świata pozwala zaglądać w przeszłość nie tylko w przenośni, ale zupełnie dosłownie. Obserwacje odległych obiektów ukazują wszechświat takim, jakim był dawniej. Astronomowie stoją wśród badaczy przeszłości na pozycji uprzywilejowanej, gdyż nie muszą odczytywać minionych wydarzeń z zapisków historycznych, lecz mogą je najzwyczajniej w świecie sfotografować. Używając tej metody, można sięgnąć aż do 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu.

Wbrew powszechnej opinii, najstarszym zachowanym obrazem minionego świata nie jest fotografia „Widok z okna w Le Gras” Josepha Nicéphore’a Niépce’a z 1826 r., lecz wykonana współcześnie mapa kosmicznego promieniowania tła.

Promieniowanie tła to tzw. promieniowanie mikrofalowe. „Światło”, „fale radiowe” czy „promieniowanie mikrofalowe” to terminy techniczne określające różne rodzaje fal elektromagnetycznych. O promieniowaniu elektromagnetycznym możemy też mówić w języku mechaniki kwantowej, w ramach której fale te można utożsamić z cząstkami zwanymi fotonami. Różnica pomiędzy światłem a promieniowaniem mikrofalowym nie jest fundamentalna, lecz związana z energią przypisywanych im fotonów.

Początek wszechświata był wszędzie

Wielki Wybuch nie zaszedł gdzieś w przestrzeni kosmicznej. Wielki Wybuch był wszędzie. Skoro wszechświat ekspanduje, a przestrzeni przybywa, to gęstość materii wypełniającej wszechświat musiała być dawniej większa. Wczesny wszechświat przypominał gęstą zupę pierwotnej plazmy i nie był przezroczysty dla promieniowania. Dlatego nie możemy bezpośrednio podglądnąć, co tam się działo, tak jak nie da się spojrzeć na dno talerza wypełnionego żurkiem.

Około 380 tys. lat po Wielkim Wybuchu (to niewiele w porównaniu do wieku wszechświata!) wszechświat rozszerzył się na tyle, że stał się przezroczysty i odtąd fotony mogły podróżować prawie swobodnie. Ten okres w historii wszechświata określa się mianem epoki rekombinacji lub ostatniego rozproszenia.

Współczesna fizyka odrzuciła pojęcie przestrzeni absolutnej, którą wyobrazić sobie możemy jako wielką, pustą scenę, na której rozgrywa się akcja wszechświata. Dlatego o naszym miejscu we wszechświecie mówimy tylko w sposób przybliżony. Fotony uwolnione podczas rekombinacji z naszej okolicy rozbiegły się we wszystkie strony i docierają obecnie do bardzo odległych zakątków wszechświata. Analogicznie, fotony uwolnione podczas rekombinacji w odległych obszarach docierają teraz do nas ze wszystkich możliwych kierunków.

W każdej sekundzie przylatują nowe fotony. Zostały one uwolnione w podobnym czasie jak te, które obserwowaliśmy chwilę wcześniej, lecz w nieznacznie większej odległości. Nieustannie oświetla nas mikrofalowy poblask, pozostałość po czasach, gdy wszechświat był znacznie bardziej gęsty i gorący.

Energię fotonów można powiązać z temperaturą. W chwili, gdy zostały one uwolnione, temperatura wszechświata była mniej więcej dwukrotnie niższa niż temperatura powierzchni Słońca. Od tego czasu, energia fotonów zmniejszyła się ponad tysiąckrotnie. Stało się to wskutek ich podróży przez ekspandującą przestrzeń, a efekt ten określa się mianem kosmologicznego przesunięcia ku czerwieni – fale elektromagnetyczne odpowiadające fotonom zostały rozciągnięte (im krótsza długość fali, tym foton ma większą energię).

Fotonów promieniowania tła nie można obecnie dostrzec gołym okiem – ich zakres energii odpowiada niewidocznym dla nas mikrofalom.

Wszechświat prześwietlony

Fotony promieniowania tła docierają do nas ze wszystkich kierunków. Najłatwiej zaobserwować je w przestrzeni kosmicznej, gdy w obserwacjach nie przeszkadza Ziemia i jej atmosfera. Można nawet pokusić się o wykonanie mapy temperatury promieniowania tła całej sfery niebieskiej. Podobnie jak to się robi w przypadku powierzchni Ziemi, taką mapę można zrzutować na kartkę i przedstawić jako dwuwymiarowy płaski obraz, kolorując na przykład miejsca zimniejsze jako niebieskie, a gorętsze jako czerwone.

Temperatura promieniowania tła jest bardzo jednorodna, więc w pierwszym przybliżeniu otrzymamy zwyczajną jednokolorową plamę. Jeśli jednak temperaturę promieniowania tła zmierzymy bardzo dokładnie, uwzględniając różnice rzędu tysięcznych procenta, i przypiszemy różne kolory nawet tak drobnym zmianom, to obraz, który otrzymamy, stanie się niesamowicie ciekawy. Zobaczymy struktury o różnej wielkości.

Struktury te określa się mianem anizotropii promieniowania tła (słowo „anizotropia” oznacza zależności od kierunku). Istnieją dwie główne przyczyny powstawania anizotropii. Po pierwsze, kosmiczna plazma w chwili, gdy fotony promieniowania tła zostały uwolnione, nie była jednorodna. Przypuszcza się, że zalążkiem pierwotnych niejednorodności były fluktuacje kwantowe – fundamentalne zjawisko wynikające z praw fizyki rządzących światem w najmniejszej skali.

Drugie źródło anizotropii stanowi oddziaływanie fotonów promieniowania tła z wszechświatem, z tym, co napotkały one na swojej drodze. Mapa promieniowania tła przypomina zdjęcie rentgenowskie złamanej nogi, tyle że zamiast nogi prześwietlony został cały, dostępny obserwacjom w falach elektromagnetycznych, wszechświat. Nietrudno domyślić się, że taka mapa jest najcenniejszym źródłem informacji o nim.

Gdy patrzymy na zwykłą mapę Ziemi, najbardziej interesują nas szczegóły: ciekawe zatoczki, miasta czy pasma górskie. Mapę promieniowania tła analizuje się inaczej. Najcenniejsza informacja zawarta jest w statystycznych właściwościach anizotropii. Jak duże są obszary o odmiennej niż średnia temperaturze? Jak intensywność anizotropii zależy od ich rozmiarów?

Stała Hubble’a: jak prędko rozszerza się wszechświat?

Początki modelu kosmologicznego sięgają lat 20. XX w. Matematyczny model wszechświata skonstruowano w ramach teorii grawitacji Einsteina. Przed Einsteinem czas i przestrzeń uważano za nieruchomą, bierną scenę, na której dzieją się zjawiska fizyczne. W teorii Einsteina czas i przestrzeń to coś zmiennego i dynamicznego, oddziałującego z zanurzonymi w nich obiektami według precyzyjnie określonego zestawu równań. Językiem tej teorii można opisać zakrzywienie czasu i przestrzeni spowodowane przez Słońce, ale też przestrzeń całego wszechświata i jej ewolucję.

Wbrew oczekiwaniom Einsteina, jego matematyczna teoria pozostawiła pewną swobodę: wolne parametry, których wartość należy oszacować na podstawie obserwacji. Jeśli poznamy te parametry, to będziemy mogli przewidzieć dalszą ewolucję wszechświata oraz sprawdzić, co poza świecącą materią wypełnia wszechświat.

Głównym zadaniem kosmologii obserwacyjnej jest wyznaczenie wartości tych parametrów. Najważniejszym z nich jest tzw. stała Hubble’a, która określa, jak prędko, w chwili obecnej, rozszerza się wszechświat.

Parametry kosmologiczne odczytuje się z obserwacji astronomicznych, które określają wielkoskalową ewolucję wszechświata. Przykładowo, obserwując pewną klasę eksplozji gwiazd – supernowe typu Ia – można dowiedzieć się, jak prędko oddalają się od nas inne galaktyki, a tym samym wyznaczyć stałą Hubble’a. Metoda ta opiera się na uniwersalności wybuchu supernowych typu Ia – potrafimy oszacować ich absolutną jasność. 

Porównując tę jasność z jasnością obserwowaną, możemy oszacować odległość (tzw. odległość jasnościową). Mierząc niezależnie przesunięcie ku czerwieni dla każdej supernowej typu Ia, otrzymujemy parę liczb – odległość jasnościową i przesunięcie ku czerwieni. Relacja pomiędzy nimi, odczytana z wielu supernowych na różnych odległościach, porównana z przewidywaniami modelu, pozwala wyznaczyć stałą Hubble’a.

Inny sposób na wyznaczenie stałej Hubble’a i pozostałych parametrów kosmologicznych wykorzystuje analizę anizotropii promieniowania tła. W tym przypadku analiza jest nielokalna (wynik zależy od historii ewolucji wszechświata od epoki rekombinacji do chwili obecnej) i bardziej złożona, chociaż sama idea pomiaru jest podobna jak w przypadku supernowych – porównujemy obserwowane anizotropie promieniowania tła z matematycznymi przewidywaniami, dopasowując wolne parametry, tak aby uzyskać zgodność. W ten sposób odczytujemy wartość parametrów kosmologicznych, w tym stałej Hubble’a.

Nierozwiązana zagadka współczesnej kosmologii

Mapa promieniowania tła pozwala nam stwierdzić, czy nasza wiedza o wszechświecie odpowiada rzeczywistości. Badamy zgodność przewidywań teoretycznych z obserwacjami, testując w ten sposób teorię grawitacji Einsteina i skonstruowany w jej ramach model kosmologiczny. Choć standardowy model kosmologiczny wykazuje pewną elastyczność (wolne parametry), to zakres, w jakim możemy dopasowywać go do tego, co widzimy w kosmosie, jest bardzo ograniczony. Jest rzeczą niezwykłą, iż model, którego podstawy powstały sto lat temu, do dzisiaj broni się całkiem nieźle. Pomimo to na tej doskonałej konstrukcji pojawiają się pewne rysy.

Jeszcze kilkanaście lat temu wartość stałej Hubble’a (prędkości ekspansji wszechświata) wyznaczona za pomocą supernowych (z tzw. lokalnego wszechświata) wydawała się zgodna z wartością stałej Hubble’a oszacowaną z pomiarów anizotropii promieniowania tła (tzw. wczesny wszechświat). W miarę jak napływały nowe dane obserwacyjne, precyzja pomiarów rosła.

Obecnie obydwie wartości (73 km/s/Mpc – supernowe; oraz 67,4 km/s/Mpc – promieniowanie tła; gdzie Mpc oznacza astronomiczną jednostkę odległości) przestały się zgadzać ze sobą w ramach oszacowanych błędów. To jedna z najważniejszych nierozwiązanych zagadek współczesnej kosmologii. Tych dwóch różnych liczb, jeśli zostały oszacowane poprawnie, nie da się pogodzić w ramach standardowego modelu kosmologicznego.

Być może źle interpretujemy obserwacje supernowych. Możliwe jest również, iż model kosmologiczny wymaga znacznej zmiany albo teoria grawitacji Einsteina, w ramach której skonstruowano model kosmologiczny, zawodzi na olbrzymich odległościach. 

Obecnie wszystkie trzy możliwości pozostają aktualne, chociaż żadna nie wydaje się dostatecznie przekonująca. Problemy tego typu nie martwią jednak kosmologów. Wręcz przeciwnie, historia fizyki pokazuje, że niezgodności pomiędzy teorią a eksperymentami czy też obserwacjami są zapowiedzią nadchodzących rewolucji, a często i kluczem do lepszego zrozumienia świata. Żyjemy w fascynujących czasach!

Jedna sekunda po Wielkim Wybuchu. Jak tam sięgnąć?

Czy epoka rekombinacji to ostateczna granica, przez którą nie można spojrzeć dalej? Okazuje się, że nie, jeśli słowo „spojrzeć” zinterpretujemy nieco szerzej.

Mapa promieniowania tła, oprócz informacji o temperaturze docierającego do nas promieniowania, zawiera dodatkową informację o jego polaryzacji. Gdy oglądamy świat przez okulary polaryzacyjne, to szczegóły tego, co widzimy (odbicia), zależą od kąta pochylenia głowy. Analogicznie, polaryzacja promieniowania tła zawiera zarówno informację o tym, co promieniowanie napotkało, podróżując przez wszechświat, jak i o stanie wszechświata w chwili, gdy zostało ono wyemitowane.

Fale grawitacyjne (zaburzenia czasu i przestrzeni, powstające w masywnych, kosmicznych katastrofach – np. zderzeniach gwiazd czy czarnych dziur) mogą poruszać się prawie swobodnie nawet w bardzo gęstym wszechświecie. To właśnie one w erze rekombinacji mogły wpływać na polaryzację promieniowania tła.

W ten przemyślny sposób, badając polaryzację promieniowania tła, możemy dowiedzieć się czegoś o wszechświecie, gdy był on jeszcze nieprzezroczysty dla promieniowania. Do dziś nie udało się odkryć takich pierwotnych fal grawitacyjnych, a pomiary polaryzacji promieniowania tła pozostają zgodne z hipotezą, iż tych fal we wczesnym wszechświecie nie było. Ale fizycy nadal ich szukają.

Inny sposób sięgnięcia poza erę rekombinacji polega na wykorzystaniu neutrin. Nasze rozważania dotyczące fotonów można powtórzyć dla innych cząstek zwanych neutrinami – one również wędrują przez wszechświat prawie z prędkością światła, i to jeszcze dłużej od fotonów. Mapa sfery niebieskiej w promieniowaniu tła neutrin pozwoliłaby sięgnąć aż do około 1 sekundy po Wielkim Wybuchu.

Niestety, główna zaleta tych cząstek (mogą poruszać się prawie swobodnie w bardzo gęstym materiale) jest również ich wadą: bardzo trudno jest je zaobserwować. Mapa neutrinowego promieniowania tła pozostaje więc kwestią bardzo odległej przyszłości.

To nie oznacza, że obecnie nie mamy możliwości potwierdzenia, co działo się przed epoką rekombinacji. Pozostały przecież artefakty dnia bez wczoraj: niektóre z atomów naszych ciał. Obfitość pierwiastków danego typu wynika bezpośrednio z ewolucji wszechświata, która miała miejsce na długo przed tym, gdy stał się on przezroczysty dla promieniowania. Choć ciężkie pierwiastki, które znajdują się w naszych ciałach, takie jak węgiel i tlen, powstały w inny sposób (w gwiazdach) o wiele później, to pierwotnym paliwem pozostają te, których fundamentalne składniki zaistniały w najwcześniejszych chwilach historii wszechświata.

Materia naszych ciał przebyła długą drogę – od dnia, który nie miał wczoraj, przez bezmiar czasu i wnętrza umierających gwiazd, do dnia obecnego, gdy stała się gotowa, aby zapytać o początek.

Zakłócenia warte Nobla

W 1931 r. ojciec współczesnej kosmologii, Georges Lemaître, przewidział istnienie obserwowalnych pozostałości po Wielkim Wybuchu. Lemaître miał na myśli raczej inne cząstki niż fotony. 

W 1946 r. grupa Roberta Dicke wykonała pomiary poziomu „szumu kosmicznego”, ale nie były to jeszcze poszukiwania promieniowania o charakterze kosmologicznym. Ustalono, że jeśli taki „szum” istnieje, to posiada temperaturę nie wyższą niż 20 K (20 kelwinów, czyli -253,15 st. Celsjusza). 

W 1948 r. Ralph Alpher i Robert Herman (z pomocą George’a Gamowa) wyraźnie wskazali, że powinno istnieć kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła, i oszacowali jego temperaturę na ok. 5 K. 

James Peebles – laureat Nagrody Nobla z 2019 r. – będąc członkiem zespołu Dickego w Princeton, niezależnie od zespołu Gamowa oszacował temperaturę promieniowania tła na około 10 K. W roku 1964 zespół Dickego rozpoczął budowę instrumentu mającego wykryć ten sygnał, ale zanim osiągnięto sukces, szczęście uśmiechnęło się do kogoś innego – astronomów Arno Penziasa i Roberta Wilsona. Stało się to w 1965 r. Nie poszukiwali oni promieniowania tła, lecz prowadzili inne obserwacje astronomiczne. Przeszkadzał im szum nieznanego pochodzenia.

Astronomowie podejrzewali parę gołębi, które uwiły sobie gniazdo i zanieczyszczały antenę. Jednak pomimo oczyszczenia anteny, szum o temperaturze 3 K pozostał. Podczas przypadkowej rozmowy telefonicznej Penzias dowiedział się, że fizycy z Princeton poszukują dokładnie takiego sygnału. Odkrycie Penziasa i Wilsona zostało uhonorowane w 1978 r. Nagrodą Nobla.

Jeśli promieniowanie odkryte przez Penziasa i Wilsona przedstawilibyśmy na kolorowym rysunku, to przedstawiałoby ono jednokolorową plamę. Kolejne misje kosmiczne, między innymi COBE (1989-1993), WMAP (2001-2010), Planck (2009-2013), i obserwacje naziemne pozwoliły ujawnić drobne anizotropie temperatury.

Precyzyjne obserwacje anizotropii promieniowania tła i jego polaryzacji trwają nadal. Jedną z czołowych badaczek w tej dziedzinie jest Hiranya Peiris z Uniwersytetu w Cambridge, która brała udział m.in. w pracach zespołu WMAP i Planck. O obecnych badaniach kosmicznego promieniowania tła prof. Peiris opowie podczas Copernicus Festival.