Krótka historia czasu. Стивен ХокингЧитать онлайн книгу.
kolorów; te brakujące kolory są różne dla różnych gwiazd. Wiemy, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania charakterystyczny zestaw kolorów, zatem porównując te układy barw z brakującymi kolorami w widmach gwiazd, możemy wyznaczyć pierwiastki obecne w atmosferach gwiazd.
W latach dwudziestych, kiedy astronomowie rozpoczęli badania widm gwiazd w odległych galaktykach, zauważyli coś bardzo osobliwego: w widmach tych gwiazd widać dokładnie te same układy kolorów, co w widmach gwiazd naszej Galaktyki, ale przesunięte w kierunku czerwonego krańca widma o taką samą względną wartość długości fali. Aby zrozumieć znaczenie tego spostrzeżenia, musimy najpierw zrozumieć efekt Dopplera. Jak już wiemy, światło widzialne to fale elektromagnetyczne. Częstość światła (liczba fal na sekundę) jest bardzo wysoka, od czterech do siedmiu setek milionów milionów fal na sekundę. Oko ludzkie rejestruje fale o odmiennych częstościach jako różne kolory: fale o najniższej częstości odpowiadają czerwonemu krańcowi widma, o najwyższej częstości – niebieskiemu. Wyobraźmy sobie teraz, że źródło światła o stałej częstości, na przykład gwiazda, znajduje się w stałej odległości od nas. Oczywiście, częstość odbieranych przez nas fal jest dokładnie taka sama, jak fal wysyłanych (grawitacyjne pole galaktyki jest zbyt słabe, by odegrać znaczącą rolę). Przypuśćmy teraz, że źródło zaczyna się przybliżać. Kiedy kolejny grzbiet fali opuszcza źródło, znajduje się ono już bliżej nas, zatem ten grzbiet fali dotrze do nas po krótszym czasie, niż wtedy gdy źródło było nieruchome. A zatem odstęp czasu między kolejnymi rejestrowanymi grzbietami fal jest krótszy, ich liczba na sekundę większa i częstość fali wyższa niż wówczas, gdy źródło nie zmieniało położenia względem nas. Podobnie, gdy źródło oddala się, częstość odbieranych fal obniża się. W wypadku fal świetlnych wynika stąd, że widmo gwiazd oddalających się od nas jest przesunięte w kierunku czerwonego krańca, widmo zaś gwiazd zbliżających się – w kierunku krańca niebieskiego. Ten związek między częstością a względną prędkością można obserwować w codziennej praktyce. Wystarczy przysłuchać się nadjeżdżającemu samochodowi: gdy zbliża się, dźwięk jego silnika jest wyższy (co odpowiada wyższej częstości fal dźwiękowych), niż gdy się oddala. Fale świetlne i radiowe zachowują się podobnie; policja wykorzystuje efekt Dopplera i mierzy prędkość samochodów, dokonując pomiaru częstości impulsów fal radiowych odbitych od nich.
Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk Hubble spędził kolejne lata, mierząc ich odległości i widma. W tym czasie większość astronomów sądziła, że galaktyki poruszają się zupełnie przypadkowo, oczekiwano zatem, że połowa widm będzie przesunięta w stronę czerwieni, a połowa w stronę niebieskiego krańca widma. Ku powszechnemu zdumieniu okazało się, że niemal wszystkie widma są przesunięte ku czerwieni: prawie wszystkie galaktyki oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zdumiewające było kolejne odkrycie Hubble’a, które ogłosił w 1929 roku: nawet wielkość przesunięcia widma ku czerwieni nie jest przypadkowa, lecz wprost proporcjonalna do odległości do galaktyki. Inaczej mówiąc, galaktyki oddalają się od nas tym szybciej, im większa jest odległość do nich! A to oznacza, że wszechświat nie jest statyczny, jak uważano przedtem, lecz rozszerza się: odległości między galaktykami stale rosną.
Odkrycie, że wszechświat się rozszerza, było jedną z wielkich rewolucji intelektualnych dwudziestego wieku. Znając już rozwiązanie zagadki, łatwo się dziwić, że nikt nie wpadł na nie wcześniej. Newton i inni uczeni powinni byli zdawać sobie sprawę, że statyczny wszechświat szybko zacząłby zapadać się pod działaniem grawitacji. Przypuśćmy jednak, że wszechświat rozszerza się. Jeśli tempo ekspansji byłoby niewielkie, to siła ciążenia wkrótce powstrzymałaby rozszerzanie się wszechświata, a następnie spowodowałaby jego kurczenie się. Gdyby jednak tempo ekspansji było większe niż pewna krytyczna wielkość, to grawitacja nigdy nie byłaby zdolna do powstrzymania ekspansji i wszechświat rozszerzałby się już zawsze. Przypomina to odpalenie rakiety z powierzchni Ziemi. Jeśli prędkość rakiety jest dość niewielka, to ciążenie zatrzymuje rakietę i powoduje jej spadek na Ziemię. Jeśli jednak prędkość rakiety jest większa niż pewna prędkość krytyczna (około 11 km/s), to grawitacja nie może jej zatrzymać i rakieta oddala się w przestrzeń kosmiczną na zawsze. Takie zachowanie się wszechświata można było wydedukować z teorii Newtona w dowolnej chwili w XIX, XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku, jednak wiara w statyczny wszechświat przetrwała aż do początków XX stulecia. Nawet Einstein wierzył weń tak mocno, że już po sformułowaniu ogólnej teorii względności zdecydował się zmodyfikować ją przez dodanie tak zwanej stałej kosmologicznej, wyłącznie po to, by pogodzić istnienie statycznego wszechświata z tą teorią. W ten sposób wprowadził on nową „antygrawitacyjną” siłę, która, w odróżnieniu od wszystkich innych sił, nie jest związana z żadnym konkretnym źródłem, lecz wynika niejako ze struktury samej czasoprzestrzeni. Twierdził, że czasoprzestrzeń obdarzona jest tendencją do rozszerzania się, która może dokładnie zrównoważyć przyciąganie materii znajdującej się we wszechświecie, i w rezultacie wszechświat pozostaje statyczny. Jak się zdaje, tylko jeden uczony gotów był zaakceptować teorię względności ze wszystkimi jej konsekwencjami. W czasie gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu uniknięcia wynikającego z teorii wniosku, że wszechświat statyczny nie jest, rosyjski fizyk i matematyk, Aleksander Friedmann, spróbował wyjaśnić ów rezultat.
Friedmann poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące struktury wszechświata: że wszechświat wygląda tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy, i że byłoby to prawdą również wówczas, gdybyśmy obserwowali go z innego miejsca. Na podstawie tylko tych dwóch założeń Friedmann wykazał, iż nie powinniśmy spodziewać się statycznego wszechświata. Już w 1922 roku, parę lat przed odkryciem Hubble’a, Friedmann przewidział dokładnie, co Hubble powinien zaobserwować!
Założenie, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, jest bezspornie fałszywe. Na przykład, gwiazdy w naszej Galaktyce tworzą na niebie wyraźne pasmo światła zwane Drogą Mleczną. Jeśli jednak będziemy brać pod uwagę tylko odległe galaktyki, to stwierdzimy, że ich liczba jest taka sama w każdym kierunku. Zatem wszechświat rzeczywiście wygląda jednakowo w każdym kierunku, pod warunkiem, że nie zwracamy uwagi na szczegóły o wymiarach charakterystycznych mniejszych od średniej odległości między galaktykami. Przez długi czas uważano, że jest to dostateczne uzasadnienie dla założeń Friedmanna, pozwalające je przyjmować jako z grubsza poprawny opis rzeczywistego wszechświata. Jednak stosunkowo niedawno, dzięki szczęśliwemu trafowi, odkryto, iż założenia Friedmanna opisują wszechświat wyjątkowo dokładnie.
Конец ознакомительного фрагмента.
Текст предоставлен ООО «ЛитРес».
Прочитайте эту книгу целиком, купив полную легальную версию на ЛитРес.
Безопасно оплатить книгу можно банковской картой Visa, MasterCard, Maestro, со счета мобильного телефона, с платежного терминала, в салоне МТС или Связной, через PayPal, WebMoney, Яндекс.Деньги, QIWI Кошелек, бонусными картами или другим удобным Вам способом.