Reklama

Wszechświat i jego człowiek

Wszechświat i jego człowiek

17.03.2020
Czyta się kilka minut
Czy to, że istniejemy, mówi nam coś na temat praw przyrody? Fizycy od pół wieku toczą mniej lub bardziej poważne spory o tzw. zasadę antropiczną.
Aula Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu, kompozycja Stefana Knappa „Mikołaj Kopernik”, 1973 r. PIOTR KOZURNO / WIKIPEDIA.ORG
K

Kraków, 12 września 1973 r., ostatni dzień wielkiej konferencji kosmologicznej zorganizowanej przez Międzynarodową Unię Astronomiczną z okazji 500. rocznicy urodzin Mikołaja Kopernika. Brandon Carter, zdolny postdoc z Cambridge, wcale nie miał wygłaszać wykładu, ale wrobił go w to John Wheeler. Ów wybitny fizyk (i były szef Cartera) dwa dni wcześniej nawiązał do jego wyników podczas plenarnej dyskusji po jednej z prelekcji, stwierdzając – z typowym dla siebie dramatycznym zacięciem – iż wyniki te „stawiają pytanie, czy człowiek nie jest uwikłany w strukturę Wszechświata w znacznie istotniejszym stopniu, niż to sobie wcześniej wyobrażano”. Po takiej zapowiedzi Carter nie mógł się wykręcić.

Przygotowany naprędce referat postulował przyjęcie w kosmologii nowej metodologicznej reguły – nazwanej „zasadą antropiczną” (ZA) – w myśl której każdy proponowany model Wszechświata powinien uwzględniać fakt, że my, ludzie (gr. anthropoi), istniejemy. Brzmi dość rozsądnie, by nie rzec: banalnie. O co więc całe zamieszanie?

Kosmiczne koincydencje

Aby zrozumieć, o co chodziło Carterowi, cofnijmy się do przełomu lat 20. i 30. ubiegłego wieku. Fizycy i astronomowie zaczęli wtedy zauważać w kosmologii pewne intrygujące „liczbowe zbiegi okoliczności”. Jeden z nich dotyczy dwóch rodzajów sił między protonami i elektronami: grawitacyjnej i elektrostatycznej. Stosunek pierwszej do drugiej wynosi około 1:10<sup>40</sup> (jedynka, po której następuje 40 zer). Okazało się, że liczba 10<sup>40</sup> odnosi się także do wieku Wszechświata, wynikającego z rodzącej się właśnie teorii Wielkiego Wybuchu (wyrażonego w pewnych naturalnych jednostkach). Niewyjaśniona zbieżność tak ogromnych liczb nie dawała spokoju Paulowi Diracowi, jednemu z twórców mechaniki kwantowej. Wysunął on hipotezę, że musi między nimi istnieć ścisły związek. Zaproponował wzór, z którego zdawało się wynikać, że „stała” grawitacji wprowadzona przez Newtona w jego słynnym równaniu w istocie wcale nie jest stała, lecz maleje wraz ze starzeniem się Wszechświata. Według Diraca grawitacja miała z czasem bardzo powoli słabnąć.

Niebawem okazało się, że tego typu efekt przeczy zgromadzonym danym. Na rozwiązanie zagadki trapiącej Diraca trzeba było czekać aż do lat 60., kiedy amerykański astrofizyk Robert Dicke zwrócił uwagę na pewien oczywisty, lecz ignorowany dotąd czynnik uwikłany we wszystkie obserwacje astronomiczne: możliwość istnienia obserwatora.

„Jak dobrze wiadomo, węgiel jest niezbędny, by wyprodukować fizyka” – pisał Dicke. Tymczasem początkowo kosmos zawierał niemal wyłącznie wodór i hel. Musiało upłynąć wiele czasu, nim w wyniku reakcji termojądrowych we wnętrzach gwiazd pojawiły się cięższe pierwiastki (takie jak węgiel), które następnie wskutek eksplozji tych gwiazd „rozpyliły się” w przestrzeni międzygwiezdnej i weszły w skład formujących się planet, a potem ich ewentualnych mieszkańców. Analizując ówczesne modele powstawania i ewolucji gwiazd, Dicke był w stanie z grubsza oszacować, jak wiele czasu musiało w tym celu upłynąć. Jednocześnie zauważył, że kosmos zdatny do życia nie może też być zbyt stary – musi bowiem wciąż zawierać wystarczająco dużo pierwotnego wodoru i helu, by nowe gwiazdy powstawały i świeciły, napędzając planetarną biochemię.

Okazuje się, że obliczone przez Dickego „życiodajne” okienko kosmicznej historii jest stosunkowo wąskie i wiąże się ze stałą grawitacji Newtona dokładnie takim wzorem, jak podany przez Diraca. Wzór ten nie wyraża więc jakiegoś wiecznego prawa przyrody – nie był prawdziwy dawniej i nie będzie prawdziwy kiedyś. Wówczas jednak nie było/będzie nikogo, by to stwierdzić.


CZYTAJ TAKŻE: Spór o rozumienie - rozmawiają ks. Michał Heller, Bartosz Brożek i Jerzy Stelmach


Może wydawać się zaskakujące, że przed Dickem prawie żaden kosmolog nie wpadł na to, by samo istnienie węgla, gwiazd i nas samych potraktować jako niezaprzeczalny fakt przyrodniczy, który nie tylko pozwala zrozumieć wcześniejsze obserwacje, ale może wręcz posłużyć do przewidywania nowych efektów fizycznych. Napisałem „prawie nikt”, albowiem trzeba wspomnieć o Fredzie Hoyle’u. Ten wybitny (i kontrowersyjny) kosmolog w 1953 r. zauważył, iż ówczesna wiedza o jądrze atomu węgla-12 – to, jakie konfiguracje może przyjmować jego 6 protonów i 6 neutronów – rozmija się z modelami reakcji termojądrowych w gwiazdach, podczas których ów pierwiastek miał powstawać. A skoro niewątpliwie powstaje (wszak jest wszędzie dookoła), to w naszej wiedzy czegoś ewidentnie brakuje. Hoyle wydedukował, że musi istnieć nieznany, wzbudzony stan jądra atomu węgla, i dość dokładnie obliczył nawet energię tego stanu. Zachęceni przez niego doświadczalnicy niebawem potwierdzili jego przewidywania w laboratorium.

Dwie zasady Cartera

Zarówno wyjaśnienie zagadki Diraca przez Dickego, jak i błyskotliwa predykcja Hoyle’a zdobyły w świecie nauki powszechne uznanie. A jednak to dopiero Brandon Carter, w obliczu kolejnych numerycznych koincydencji odkrywanych przez kosmologów, dostrzegł siłę tkwiącą w ich argumentacji. Taki sposób rozumowania nazwał „antropicznym” i podniósł go do rangi zasady. Wyróżnił przy tym dwie jej odmiany: słabą i silną.

Słaba ZA to po prostu morał z historii o Diracu i Dickem. Według Cartera należy „uwzględniać fakt, że nasze umiejscowienie we Wszechświecie jest z konieczności wyróżnione w takim stopniu, w jakim umożliwia nasze istnienie jako obserwatorów”. Choć od czasów Kopernika uczeni przywykli do tego, że Ziemia jest tylko jedną z miliardów planet w jednej z miliardów galaktyk, to nie jest też tak, że znajdujemy się zupełnie „byle gdzie” i „byle kiedy”. To, że żyjemy, nakłada silny efekt selekcji na owo „gdzie” i „kiedy” w ewoluującym Kosmosie.

Silna ZA różni się od słabej tym, że odnosi się nie tyle do „naszego umiejscowienia we Wszechświecie”, ile do Wszechświata jako takiego. Ponownie oddajmy głos Carterowi: „Wszechświat (a zatem i fundamentalne parametry, od których zależy) musi być taki, by na pewnym etapie dopuszczać pojawienie się w nim obserwatorów. Parafrazując Kartezjusza: cogito ergo mundus talis est (myślę, więc świat jest taki, jaki jest)”. Podkreślmy, że słówko „musi” nie oznacza tu celowości, lecz czysto logiczne wynikanie (jak w zdaniu „X jest żoną, więc X musi być kobietą”). Innymi słowy, jeśli jakaś teoria fizyczna – np. model jądra atomu węgla – kłóci się z faktem istnienia obserwatorów (nas), to musi być błędna. Trzeba ją poprawić – jak zrobił to Hoyle – albo odrzucić jako obaloną. Jeśli tak na nią patrzeć, silna ZA nie wydaje się wykraczać poza zwykłą metodologię nauk empirycznych.

Nasze położenie w czasie i przestrzeni nie jest więc do końca przypadkowe. W myśl słabej ZA jest ono wyróżnione w obrębie Wszechświata. A według silnej ZA w obrębie... no właśnie, czego?

Inne wszechświaty

Carter był doskonale świadomy problemów z interpretacją silnej ZA. Dlatego w swoim wykładzie ilustrował ją za pomocą czysto formalnego pojęcia „zbioru wszechświatów” – modeli kosmologicznych o wszystkich możliwych wartościach parametrów. Nie twierdził, że modele te opisują realnie istniejące „inne kosmosy”. Niemniej zakończył swój wykład stwierdzeniem, że jeśli silna ZA okaże się przydatna, a przewidzianych przez nią efektów nie uda się wyjaśnić w inny sposób, to trzeba będzie na poważnie rozważyć taką możliwość.

Historia potoczyła się jednak inaczej. Wielu badaczy, zainspirowanych ideą Cartera, przyjrzało się całej znanej fizyce pod kątem „dostosowania do życia”. Czy gdyby któreś ze znanych praw przyrody były inne, niż są, albo któreś parametry fizyczne miały inne wartości, niż mają, to wciąż byłoby możliwe powstanie galaktyk/gwiazd/życia/cywilizacji technicznej?

Choć trudno tu o kategoryczną odpowiedź (o czym za chwilę), to wydaje się, że nasz Wszechświat pod wieloma względami rzeczywiście jest „precyzyjnie dostrojony” (więcej w ramce) – zgodnie z silną ZA. Nic zatem dziwnego, że wkrótce pojawiły się nowe ujęcia i interpretacje tej zasady, z których większość jest, delikatnie mówiąc, wysoce spekulatywna. Obecnie zdecydowaną faworytką wśród nich jest tzw. hipoteza wieloświata.

Wieloświat (multiverse) to zasadniczo Carterowski „zbiór wszechświatów”, który awansowano do realnego istnienia. Choć fizycy wypracowali przynajmniej kilka nierównoważnych sposobów rozumienia tego pojęcia, łączy je wizja naszego Wszechświata jako jednego z wielu kosmosów, będących z definicji poza zasięgiem naszych obserwacji. W owych „wszechświatach równoległych” stałe fizyczne mogą mieć zupełnie inne wartości, a w konsekwencji przytłaczająca większość z nich jest zupełnie niezdatna do powstania życia. Z tego punktu widzenia nie jest niczym zaskakującym ani tajemniczym, że nasz Kosmos wydaje się „precyzyjnie dostrojony” – stanowi bowiem oazę (zapewne nie jedyną) na jałowej metakosmicznej pustyni.

Choć powyższa idea brzmi jak science fiction, spekulacje na temat wieloświata wpisują się w niektóre współczesne teorie fizyczne, takie jak teoria inflacji (czyli przyspieszonej ekspansji bardzo młodego Wszechświata) czy teoria strun.

Dodatnia stała

Mimo upływu niemal półwiecza wizja Cartera jak dotąd się nie ziściła. Choć uczeni odkryli przejawy „precyzyjnego dostrojenia” w wielu obszarach fizyki fundamentalnej, nie dokonywali predykcji (jak Hoyle), a jedynie znacznie mniej spektakularnych retrodykcji – podawali antropiczne uzasadnienia niektórych uprzednio znanych faktów. Z jednym wyjątkiem.

W 1997 r. Steven Weinberg – fizyk-noblista, a przy tym początkowo zagorzały krytyk ZA – wraz z dwoma współpracownikami oszacowali wartość tzw. stałej kosmologicznej (zobacz: ramka). Wychodząc z pewnej wersji hipotezy wieloświata, wyliczyli, iż wartość tej stałej w naszym Wszechświecie powinna być nieznacznie dodatnia, wbrew powszechnemu wówczas przekonaniu, że wynosi zero. Co ciekawe, ich artykuł bazował na wcześniejszych pracach Weinberga, które pisał m.in. z zamiarem wykazania bezużyteczności ZA w formułowaniu przewidywań kosmologicznych. Gdy rok później odkryto przyspieszającą ekspansję Wszechświata i na tej podstawie po raz pierwszy dokładnie zmierzono wartość stałej kosmologicznej, okazała się ona dość blisko odpowiadać wynikowi Weinberga i jego kolegów.


CZYTAJ TAKŻE: Łukasz Lamża o „Śnie o teorii ostatecznej” Stevena Weinberga: Miał być świetlistą wizją teorii wszystkiego. Z każdą kolejną stroną wizja ta zaczyna się jednak rozmywać...


Wielu uczonym to pojedyncze trafne przewidywanie nie wystarczy, aby uznać silną ZA i wieloświat za element naukowego obrazu świata. Uczeni ci zarzucają tym koncepcjom – nie bez słuszności – niewielką moc wyjaśniającą oraz zasadniczą niefalsyfikowalność (co oznacza, że nie są one podatne na żaden test empiryczny). Zauważają, że nawet jeśli zgodzimy się z tym, iż jakiś parametr fizyczny ma taką, a nie inną wartość, bo w przeciwnym razie by nas nie było, to wciąż może istnieć głębsze wyjaśnienie nieuciekające się ani do mglistej „możliwości istnienia obserwatorów”, ani do mnożenia wszechświatów ponad potrzebę. Wreszcie, licznych krytyków ma sama realność „precyzyjnego dostrojenia” stałych fizycznych. Część z nich przekonuje, że przyszłe teorie mogą w ogóle nie zawierać tylu swobodnych parametrów – część z nich może okazać się zbędna niczym epicykle w astronomii po Keplerze i Newtonie. Inni zauważają, że zbyt mało wiemy o możliwych formach życia, by orzekać o jego niemożliwości w hipotetycznych światach rządzących się alternatywną fizyką i chemią.

Nawet jeśli zasada antropiczna ostatecznie nie trafi do podręczników fizyki i kosmologii, to faktem jest, iż owo banalne, metodologiczne zalecenie Cartera stało się źródłem gorących dyskusji i śmiałych spekulacji na styku fizyki, kosmologii, biologii, filozofii, a nawet teologii. Można się z nimi zgadzać lub nie, ale tak właśnie wygląda nauka in statu nascendi.

Musi – inaczej by jej nie było. ©


PRECYZYJNE DOSTROJENIE

Brytyjski astronom Martin Rees wymienia sześć najważniejszych „precyzyjnie dostrojonych” (fine-tuned) liczb opisujących nasz Wszechświat, które gdyby miały inne wartości, to najpewniej nie powstałyby galaktyki, gwiazdy, planety i życie.

N ≈ 1036 – tyle razy słabsza jest siła przyciągania grawitacyjnego między dwoma protonami od siły ich elektrostatycznego odpychania. Gdyby grawitacja nie była aż tak słaba, Wszechświat wyglądałby zupełnie inaczej i raczej nie mogłyby w nim powstawać żadne złożone struktury.

ε ≈ 0,7% – taki procent masy zamienia się w energię podczas transmutacji 4 jąder wodoru w jądro helu-4, co przekłada się bezpośrednio na efektywność reakcji termojądrowych we wnętrzach gwiazd. Gdyby ten procent był nieco mniejszy, reakcje te by nie zachodziły i wodór byłby jedynym pierwiastkiem w kosmosie. Gdyby był większy, niemal cały wodór „spaliłby się” tuż po Wielkim Wybuchu.

Ω ≈ 1 – wyraża średnią gęstość materii (zwykłej i ciemnej) oraz energii (w tym ciemnej) we Wszechświecie w wielokrotnościach tzw. gęstości krytycznej. Gdyby Wszechświat był nieco gęstszy, szybko zapadłby się w sobie pod wpływem własnej grawitacji. Gdyby był nieco rzadszy, rozszerzałby się zbyt szybko i wszelkie zalążki galaktyk i gwiazd „rozpierzchałyby się” w pęczniejącej przestrzeni.

Λ ≈ 3 · 10-122 – to stała kosmologiczna wyrażona w tzw. układzie jednostek Plancka. Opisuje wpływ tajemniczej ciemnej energii na rozszerzanie się Wszechświata. Gdyby była większa, efekt byłby taki, jak w przypadku Ω mniejszej od 1 – ekspansja zachodziłaby zbyt szybko, aby mogły powstać stabilne galaktyki.

Q ≈ 1 : 100 000 – tyle wynosiły względne zagęszczenia i rozrzedzenia materii i energii w bardzo wczesnym Wszechświecie. Pod wpływem własnej grawitacji zagęszczenia te zapadały się, tworząc pierwsze galaktyki. Gdyby więc ich nie było, kosmos byłby do dziś wypełniony jednorodnym, rzadkim obłokiem wodoru i helu. Z kolei gdyby pierwotne niejednorodności były większe, wszelkie skupiska materii już dawno zmieniłyby się w czarne dziury.

D = 3 – to liczba wymiarów przestrzennych. Wszechświat o mniejszej liczbie wymiarów byłby „zbyt ciasny” dla tak skomplikowanych układów fizycznych jak organizmy żywe. Z kolei w większej liczbie wymiarów orbity planet, a także orbitale elektronowe byłyby niestabilne. ©


ZOBACZ WIĘCEJ: Wielkie Pytania na nowo - serwis specjalny

Ten materiał jest bezpłatny, bo Fundacja Tygodnika Powszechnego troszczy się o promowanie czytelnictwa i niezależnych mediów. Wspierając ją, pomagasz zapewnić "Tygodnikowi" suwerenność, warunek rzetelnego i niezależnego dziennikarstwa. Przekaż swój datek:

Dodaj komentarz

Usługodawca nie ponosi odpowiedzialności za treści zamieszczane przez Użytkowników w ramach komentarzy do Materiałów udostępnianych przez Usługodawcę.

Zapoznaj się z Regułami forum

Jeśli widzisz komentarz naruszający prawo lub dobre obyczaje, zgłoś go klikając w link "Zgłoś naruszenie" pod komentarzem.

Zaloguj się albo zarejestruj aby dodać komentarz

© Wszelkie prawa w tym prawa autorów i wydawcy zastrzeżone. Jakiekolwiek dalsze rozpowszechnianie artykułów i innych części czasopisma bez zgody wydawcy zabronione [nota wydawnicza]. Jeśli na końcu artykułu znajduje się znak ℗, wówczas istnieje możliwość przedruku po zakupieniu licencji od Wydawcy [kontakt z Wydawcą]