Tytuł oryginału
Astrophysics for People in a Hurry

Rozdziały na podstawie esejów Universe w magazynie „Natural History”. Rozdział 1:
marzec 1998 – wrzesień 2003; rozdział 2: listopad 2000; rozdział 3: październik 2003;
rozdział 4: czerwiec 1999; rozdział 5: czerwiec 2006; rozdział 6: październik 2002;
rozdział 7: lipiec–sierpień 2002; rozdział 8: marzec 1997; rozdział 9: grudzień 2003 – styczeń 2004;
rozdział 10: październik 2001; rozdział 11: luty 2006; rozdział 12: kwiecień 2007.

Copyright © 2017 by Neil deGrasse Tyson
All rights reserved.

First published in USA

W. W. Norton & Company, Inc., 500 Fifth Avenue, New York, NY 10110
www.wwnorton.com

W. W. Norton & Company Ltd., 15 Carlisle Street, London W1D 3BS

Copyright © for the Polish translation by Jeremi K. Ochab 2017

Redakcja
Tomasz Brzozowski, Maria Brzozowska

Skład i polska wersja okładki
Tomasz Brzozowski

Projekt oryginalnej okładki
Pete Garceau

Kierownictwo artystyczne
Ingsu Liu

Zdjęcia i grafika na okładce © iStock.com

Zdjęcie autora © Miller Mobley

Copyright © for this edition Insignis Media, Kraków 2017
Wszelkie prawa zastrzeżone.

ISBN 978-83-65743-69-5

Insignis Media
ul. Lubicz17D/21–22, 31-503 Kraków
tel. +48 (12) 636 01 90
biuro@insignis.pl, www.insignis.pl

facebook.com/Wydawnictwo.Insignis

twitter.com/insignis_media (@insignis_media)

instagram.com/insignis_media (@insignis_media)

Snapchat: insignis_media

Wszystkim tym, którzy są zbyt zajęci,
aby czytać opasłe książki,
a mimo to szukają furtki do kosmosu

*

Przedmowa

Ostatnimi laty nie ma tygodnia bez wiadomości o nowym kosmicznym odkryciu, które nie byłoby godne nagłówka na całą szerokość strony. Może i redakcje zaczęły interesować się wszechświatem, ale większa ilość poświęcanego mu miejsca prawdopodobnie wynika głównie z autentycznego rozbudzenia apetytu na naukę w społeczeństwie. Dowodów na to nie brakuje – od hitów telewizyjnych, które opierają się na nauce lub są nią przeniknięte, do odnoszących sukcesy filmów science fiction znanych producentów i reżyserów, i to z gwiazdorskimi obsadami. Gatunkiem samym w sobie stały się też ostatnio biografie filmowe ważnych naukowców. Coraz większą popularnością w świecie cieszą się również festiwale nauki, konwenty science fiction i naukowe programy dokumentalne.

Najbardziej dochodowy film wszech czasów został nakręcony przez słynnego reżysera, który akcję umieścił na planecie krążącej wokół odległej gwiazdy. Nie mniej sławna aktorka gra w nim astrobiolożkę. I choć w rankingu popularności w ostatnich latach wysoko wspięła się większość gałęzi nauki, to szczyt podium uparcie zajmuje astrofizyka. Myślę, że wiem dlaczego. Każdy z nas spoglądał kiedyś w nocne niebo, zastanawiając się: jaki to wszystko ma sens? Jak to działa? I jakie jest moje miejsce we wszechświecie?

Jeśli jesteś zbyt zajęty, żeby chłonąć wiedzę o kosmosie na zajęciach, z podręczników czy programów dokumentalnych, lecz mimo wszystko poszukujesz zwięzłego, a przy tym rzeczowego wprowadzenia w tę tematykę, oddaję w twe ręce Astrofizykę dla zabieganych. Z tą cienką książką zaczniesz płynnie poruszać się w meandrach wszystkich głównych teorii i odkryć, które nadały tor współczesnemu sposobowi myślenia o wszechświecie. Jeśli mój zamiar się powiódł, dzięki Astrofizyce dla zabieganych będziesz doskonale obyty w dziedzinie, w której się specjalizuję, i może nawet rozbudzisz w sobie chęć na coś więcej.

Świat nie ma obowiązku
być dla ciebie zrozumiałym.

NDT

1

Najwspanialsza opowieść, jaką kiedykolwiek opowiedziano

[…] ta całość wszystkiego […]
kiedy już raz na tory właściwe została pchnięta,
To utrzymała się na nich przez wielkich lat długi szereg.
Z nich wynika wszystko inne.

Lukrecjusz, O naturze rzeczy, ok. 50 r. p.n.e.[1]

Na początku, niemal czternaście miliardów lat temu, cała przestrzeń, cała materia i cała energia znanego nam świata zawierały się w objętości mniejszej niż jedna bilionowa część kropki stojącej na końcu tego zdania.

Było tam tak gorąco, że wszystkie oddziaływania podstawowe przyrody definiujące wszechświat były stopione w jedno, zunifikowane. Chociaż wciąż nie wiadomo, jak zaistniał ten mniejszy od czubka szpilki kosmos, wiemy, że się rozszerzał – i to gwałtownie. Dziś nazywamy to Wielkim Wybuchem.

Dzięki ogólnej teorii względności, zaproponowanej przez Einsteina w 1916 roku, grawitację rozumiemy współcześnie jako wynik obecności materii i energii, które zakrzywiają tkankę otaczającej je przestrzeni i czasu. Odkryta w latach dwudziestych minionego wieku mechanika kwantowa pozwala nam natomiast opisywać wszystko, co małe: cząsteczki, atomy i cząstki subatomowe (wchodzące w skład atomów). Te dwa sposoby pojmowania świata formalnie są jednak nie do pogodzenia. Fizycy na wyścigi zaczęli więc szukać wspólnego opisu świata rzeczy małych i świata rzeczy ogromnych w ramach jednej spójnej teorii: kwantowej grawitacji. Chociaż nie dobiegliśmy jeszcze do mety, dokładnie wiemy, gdzie na drodze stoją trudne do pokonania przeszkody. Jedna z nich czeka w „erze Plancka” wczesnego wszechświata. Jest to okres pomiędzy t=0 a t=10−43 sekundy (jednej dziesięcio-bilionowo-biliardowo-biliardowej sekundy), licząc od samego początku, czyli zanim świat urósł do rozmiarów 10−35 metra (jednej stu-miliardowo-bilionowo-bilionowej części metra). Niemiecki fizyk Max Planck, którego nazwisko noszą te niewyobrażalnie małe wielkości, w 1900 roku zaproponował koncepcję skwantowanej energii i jest powszechnie uznawany za ojca mechaniki kwantowej.

Niezgodność grawitacji i mechaniki kwantowej obecnemu wszechświatowi w praktyce nie sprawia kłopotu. Astrofizycy stosują założenia i narzędzia ogólnej teorii względności i mechaniki kwantowej do problemów należących do bardzo odmiennych kategorii. Jednakże na początku – podczas ery Plancka – to, co duże, było małe, podejrzewamy więc, że pomiędzy tym dwojgiem musiało dojść do swego rodzaju ślubu pod przymusem. Niestety słowa przysięgi wypowiedziane podczas tej ceremonii nadal się nam wymykają – żadne (znane) prawa fizyki nie opisują wiarygodnie zachowania wszechświata w tamtym czasie.

Niemniej przypuszczamy, że nim minęła era Plancka, grawitacja oswobodziła się z pozostałych – wciąż zespolonych ze sobą – oddziaływań, osiągając niezależną tożsamość nieźle opisywaną przez nasze obecne teorie. W miarę jak wszechświat starzał się przez kolejne 10−35 sekundy, rozszerzał się dalej, rozrzedzając wszystkie skupiska energii i rozprzęgając zunifikowane oddziaływanie, rozłamane już wówczas na „elektrosłabe” i „jądrowe silne”. Jeszcze później oddziaływanie elektrosłabe rozdzieliło się na elektromagnetyczne i jądrowe słabe, obnażając cztery siły, które dziś dobrze znamy i kochamy: słabe – zawiadujące rozpadami radioaktywnymi, silne – spajające jądra atomowe, elektromagnetyczne – wiążące cząsteczki, i grawitacyjne – przyciągające do siebie wielkie bryły materii.

*

Od początku upłynęła bilionowa część sekundy.

*

Przez cały ten czas pomiędzy materią w postaci cząstek subatomowych i energią w postaci fotonów – bezmasowych nośników energii świetlnej, które w tej samej mierze są falami, co cząstkami – manifestował się nieustanny związek. Wszechświat był dostatecznie gorący, żeby cząstki światła – fotony – samoistnie zamieniały swoją energię w pary cząstek materii i antymaterii, które unicestwiając się (anihilując) praktycznie natychmiast, na powrót oddawały ją fotonom. Tak, antymateria istnieje naprawdę. To my ją odkryliśmy – nie pisarze science fiction. Te cudowne przeistoczenia są w pełni zadane najsłynniejszym równaniem Einsteina: E=mc2. Jest to dwukierunkowy przepis na to, jak wiele materii warta jest energia i jak wiele energii warta jest materia. To c2 jest prędkością światła podniesioną do kwadratu – olbrzymią liczbą, która, gdy przemnoży się przez nią masę, przypomina nam, ile energii rzeczywiście uzyskuje się w tej przemianie.

Nieco wcześniej, w trakcie rozstawania się sił elektrosłabych i silnych oraz niedługo po nim, wszechświat był kipiącą zupą kwarków, leptonów i ich antyrodzeństwa, a także bozonów – cząstek, które umożliwiały oddziaływania pomiędzy nimi. Uważa się, że żadnego przedstawiciela tych rodzin cząstek nie da się podzielić na nic mniejszego lub bardziej podstawowego. Każdy z nich ma za to kilka wariantów. Zwykły foton jest członkiem rodziny bozonów. Leptony najlepiej znane niefizykom to elektron i być może neutrino. Natomiast najbardziej swojskie kwarki to… na dobrą sprawę, nie ma takich. Każdemu z ich sześciu podgatunków przypisano abstrakcyjną nazwę, która nie ma żadnego faktycznego sensu filologicznego, filozoficznego czy pedagogicznego poza jednym – odróżnia jedne od drugich: górny i dolny, dziwny i powabny oraz niski i wysoki.

Bozony, nawiasem mówiąc, ochrzczone zostały od nazwiska hinduskiego naukowca Satyendry Natha Bosego. Słowo „lepton” wywodzi się od greckiego leptos, co znaczy „lekki” lub „mały”. Natomiast proweniencji literackiej „kwark” to nazwa będąca owocem znacznie większej inwencji twórczej. Fizyk Murray Gell-Mann, który w 1964 roku postulował istnienie kwarków – sądził wtedy zresztą, że ich rodzina ma jedynie trzech członków – jako wewnętrznych składników neutronów i protonów, wywiódł tę nazwę z pewnego wersu Finneganów trenu Jamesa Joyce’a o znamiennie nieuchwytnym sensie: „Niech kwarki trzy ma Mark!”[2]. Trzeba przyznać, że kwarki mają jedną zaletę: ich nazwy są proste – jest to coś, czego chemicy, biolodzy, a zwłaszcza geolodzy nie potrafią, jak się zdaje, osiągnąć, nazywając własne znaleziska.

Kwarki to osobliwe stwory. W przeciwieństwie do protonów, posiadających ładunek elektryczny +1, i elektronów z ładunkiem –1, mają one ładunki ułamkowe, liczone w częściach trzecich. Nie da się też złapać kwarka samotnego – zawsze będzie kurczowo trzymał się towarzystwa sąsiadów. Co więcej, im bardziej odsuwa się kwarki od siebie, tym większa jest siła trzymająca je razem (dwa kwarki lub więcej) – jak gdyby spięte były jakiegoś rodzaju wewnątrzjądrową gumką recepturką. Gdy dostatecznie się je oddali, gumka pęka, a nagromadzona energia przyzywa równanie E=mc2, powodując wytworzenie w miejsce pęknięcia dwóch kolejnych kwarków, przez co wraca się do punktu wyjścia.

W erze kwarkowo-leptonowej gęstość wszechświata była wystarczająca, żeby przeciętna odległość pomiędzy niepołączonymi kwarkami była konkurencyjna wobec odległości ich spiętych gumką pobratymców. W takich warunkach niemożliwe było trwałe związanie się sąsiadujących kwarków, poruszały się więc pomiędzy sobą swobodnie, pomimo ich zbiorowego sprzęgnięcia. O odkryciu tego stanu materii – swoistej kwarkowej mikstury w kotle – po raz pierwszy doniósł w 2002 roku zespół fizyków z Brookhaven National Laboratory z Long Island w Nowym Jorku.

Istnieją mocne teoretyczne przesłanki wskazujące, że w bardzo wczesnym wszechświecie, być może podczas jednego z podziałów oddziaływań, pewne zdarzenie pozostawiło nam w spadku niezwykłą asymetrię dającą cząstkom materii liczebną przewagę nad antymaterią – w stosunku miliard plus jeden do miliarda. Ta mała różnica pogłowia była niemal niezauważalna przy ciągłej kreacji, anihilacji i ponownym stwarzaniu kwarków i antykwarków, elektronów i antyelektronów (szerzej znanych jako pozytony) oraz neutrin i antyneutrin. Taki nadkomplet miał mnóstwo okazji, by znaleźć kogoś, z kim mógłby się unicestwić, tak samo zresztą jak wszyscy pozostali.

Jednak do czasu. Gdy kosmos nadal rozszerzał się i ochładzał, rosnąc do rozmiarów większych od Układu Słonecznego, jego temperatura prędko spadła poniżej biliona kelwinów.

*

Od początku upłynęła milionowa część sekundy.

*

Taki letni wszechświat nie był już dość gorący ani gęsty, żeby kwarki w nim wrzały, pochwyciły więc swoich tanecznych partnerów i stworzyły nową rodzinę ciężkich cząstek zwanych hadronami (od greckiego hadros, co znaczy „gruby”). Przejście kwarkowo-hadronowe szybko zaowocowało pojawieniem się protonów i neutronów, jak również innych, mniej znanych ciężkich cząstek, złożonych z rozmaitych kombinacji kwarków. W Szwajcarii (zejdźmy na chwilę na Ziemię) europejskie konsorcjum fizyków cząstek elementarnych[3] korzysta z wielkiego akceleratora do zderzania ze sobą wiązek hadronów, usiłując odtworzyć właśnie takie warunki. To największe urządzenie na świecie całkiem adekwatnie nazywa się Wielkim Zderzaczem Hadronów (LHC, z ang. Large Hadron Collider).

Ta drobna asymetria pomiędzy materią a antymaterią, która namieszała w kwarkowo-leptonowej zupie, przeszła teraz na hadrony. Jednakże przyniosła ze sobą nadzwyczajne skutki.

Im bardziej wszechświat się ochładzał, tym bardziej spadała ilość energii dostępnej do samoistnego tworzenia się cząstek elementarnych. W erze hadronów otaczające je fotony nie mogły już powoływać się na równanie E=mc2, by kreować pary kwark–antykwark. Co więcej, fotony powstałe we wszystkich pozostałych anihilacjach utraciły energię na rzecz stale rosnącego wszechświata. Ich energia znalazła się poniżej progu, którego przekroczenie jest wymagane, żeby stworzyć parę hadron–antyhadron. Na każdy miliard anihilacji – i miliard pozostawionych w ślad za nimi fotonów – przeżył jeden hadron. Ostatecznie to te samotniki spijają całą śmietankę, służąc za pierwotne źródło materii tworzącej galaktyki, gwiazdy, planety i petunie.

Bez tego niezrównoważonego stosunku materii i antymaterii – miliard jeden do miliarda – cała masa we wszechświecie unicestwiłaby się, pozostawiając kosmos wypełniony fotonami i niczym poza nimi – oto ekstremalna wersja scenariusza pod tytułem „niech stanie się światłość”.

*

Upłynęła dotąd jedna sekunda.

*

Wszechświat rozrósł się wszerz na kilka lat świetlnych[4], czyli mniej więcej na odległość pomiędzy Słońcem a najbliższą sąsiadującą z nim gwiazdą. Mając miliard stopni, ciągle jest koszmarnie gorący – i wciąż może wytworzyć elektrony, które wraz ze swoimi antymaterialnymi odpowiednikami (pozytonami) nieustannie powstają i znikają. W tym stale rozszerzającym się i stygnącym wszechświecie ich dni (a w zasadzie sekundy) są jednak policzone. To, co stało się udziałem kwarków, a następnie hadronów, przytrafiło się też elektronom: w końcu ocalał tylko jeden elektron na miliard. Pozostałe uległy anihilacji ze swoimi kompanami, pozytonami w morzu fotonów.

Mniej więcej w tym czasie na każdy proton przypada jeden „zakrzepły” w swym bycie elektron. W miarę stygnięcia kosmosu, którego temperatura zeszła już poniżej stu milionów stopni, protony spajają się ze sobą oraz z neutronami, przybierając postać jąder atomowych. Wykluwa się wszechświat, w którym dziewięćdziesiąt procent materii to jądra wodoru, a dziesięć procent – jądra helu oraz śladowe ilości deuteru („ciężkiego” wodoru), trytu (jeszcze cięższego wodoru) oraz litu.

*

Od początku upłynęły już dwie minuty.

*

Przez następne 380 000 lat w naszej cząsteczkowej zupie działo się będzie niezbyt wiele. Przez te tysiąclecia utrzymywała się wystarczająco wysoka temperatura, żeby elektrony mogły swobodnie włóczyć się pośród fotonów i w ramach oddziaływania z nimi odbijać je w tę i z powrotem.

Kres tej wolności przyszedł nagle – gdy temperatura wszechświata spadła poniżej 3000 kelwinów (czyli około połowy temperatury powierzchni Słońca) i wszystkie swobodne elektrony przyłączyły się do jąder. Mariaż ten skąpał w świetle widzialnym cały świat, pozostawiając na niebie niezatarty ślad zawierający zapis rozmieszczenia wszelkiej materii, jaka istniała w tamtej chwili. Tak ukończone zostało formowanie się cząstek i atomów pierwotnego wszechświata.

*

Ciąg dalszy dostępny w wersji pełnej.

[1] Tłum. Grzegorz Żurek; ostatni wers za angielskim przekładem Ronalda E. Lathama z 1951 roku.

[2] Tłum. Krzysztof Bartnicki.

[3] Europejska Organizacja Badań Jądrowych, lepiej znana pod akronimiczną nazwą CERN.

[4] Rok świetlny to odległość, jaką przemierza światło w jeden ziemski rok – blisko dziesięć bilionów kilometrów.

2

Na Ziemi jako i w niebie

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

3

Niech stanie się światłość

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

4

Między galaktykami

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

5

Ciemna materia

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

6

Ciemna energia

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

7

Układ z kosmosem

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

8

O byciu krągłym

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

9

Niewidzialne światło

Więc się dziw, człowieku!
Bo – mój Horacjo – więcej jest na niebie
I ziemi dziwów, niżeli się naszym
Śni filozofom.

Hamlet, akt I, scena V[1]

Do roku 1800 słowo „światło” – no, może oprócz światła rozumu – odnosiło się wyłącznie do światła widzialnego. Jednak na początku owego roku angielski astronom William Herschel zaobserwował nagrzewanie się przedmiotów, które mogło być spowodowane jedynie światłem w jakiejś postaci niewidzialnej dla ludzkiego oka. Jako znakomity uczony, który odkrył już Uran w 1781 roku, Herschel zajmował się teraz badaniem związku pomiędzy światłem słonecznym, barwami i ciepłem. Zaczął od umieszczenia pryzmatu na drodze promieni słonecznych. Nie było to nic nowego. Sir Isaac Newton zrobił to samo jeszcze w XVII wieku, co pozwoliło mu nazwać znane nam siedem kolorów widma widzialnego: czerwony, pomarańczowy, żółty, zielony, niebieski, granatowy i fioletowy. (Tak, rzeczywiście można je zapamiętać dzięki zdaniu: czemu patrzysz żabko zielona na głupiego fanfarona[2]). Herschel był jednak wystarczająco dociekliwy, żeby zadać sobie pytanie, jaką każda z barw może mieć temperaturę. Umieścił więc termometry w różnych miejscach tęczowego widma i wykazał, jak zresztą podejrzewał, że rejestrują one różne temperatury dla różnych kolorów[3].

Dobrze przeprowadzone doświadczenia wymagają tak zwanego pomiaru kontrolnego, czyli takiego, w którym nie spodziewamy się zobaczyć żadnego efektu; służy on do porównania, czy nie mierzymy czegoś, czego nie ma. Na przykład: jeśli zastanawiasz się, jak piwo działa na tulipana, to hoduj też drugiego, bliźniaczego, ale podlewaj go wodą. Jeśli obie rośliny zwiędną – jeśli obie zabiłeś – nie można winić alkoholu. Na tym polega wartość próbki kontrolnej. Herschel o tym wiedział, umieścił więc dodatkowo termometr poza widmem, przy kolorze czerwonym, spodziewając się, że w trakcie eksperymentu pokaże on temperaturę nie większą niż temperatura pomieszczenia. Stało się jednak coś innego. Termometr kontrolny pokazał temperaturę jeszcze wyższą niż umieszczony w kolorze czerwonym.

Herschel napisał:

Wnioskuję, że pełna czerwień ciągle nie osiągała maksimum ciepła, które być może leży nawet nieco poza widzialnym załamaniem. W takim wypadku ciepło promieniowania przynajmniej częściowo, jeśli nie głównie, składa się, niech mi będzie wolno tak to wyrazić, ze światła niewidzialnego; co znaczy – z promieni pochodzących ze Słońca, które taki mają pęd, że wzrok niezdolny jest ich zobaczyć[4].

Ożeż w mordę!

Herschel przypadkowo odkrył światło podczerwone, zupełnie nową część widma znajdującą się tuż pod kolorem czerwonym, o czym doniósł w pierwszym z czterech artykułów na ten temat.

Rewelacja Herschela była astronomicznym odpowiednikiem odkrycia „wielu drobnych animakuł poruszających się z gracją”[5] Antoniego van Leeuwenhoeka w drobince wody z jeziora. Leeuwenhoek odkrył organizmy jednokomórkowe – cały biologiczny wszechświat. Herschel odkrył nowe pasmo światła. Jedno i drugie kryło się tuż przed naszymi oczyma.

Inni badacze natychmiast podjęli poszukiwania tam, gdzie skończył je Herschel. W 1801 roku niemiecki fizyk i aptekarz Johann Wilhelm Ritter odkrył jeszcze jedno pasmo niewidzialnego światła. Jednak zamiast termometrów usypał małe kupki czułego na światło chlorku srebra w miejscu każdej barwy światła widzialnego, jak również w ciemnym obszarze obok fioletowego końca spektrum. I rzeczywiście: kupka w nieoświetlonym miejscu ściemniała bardziej niż ta usypana w plamie fioletu. Co mieści się więc za fioletem? Nadfiolet, dziś bardziej znany jako promieniowanie UV (ang. ultraviolet).

Zapełniając całe widmo elektromagnetyczne od najniższych do najwyższych energii i częstotliwości, mamy w kolejności: fale radiowe, mikrofale, podczerwień, czemu patrzysz żabko zielona na głupiego fanfarona, nadfiolet, promieniowanie rentgenowskie oraz promienie gamma. Współczesna cywilizacja zmyślnie eksploatuje każde z tych pasm w niezliczonych zastosowaniach domowych i przemysłowych, co sprawia, że są nam wszystkim dobrze znane.

*

Po odkryciu podczerwieni i ultrafioletu sposób obserwowania nieba wcale nie zmienił się z nocy na noc. Pierwszy teleskop zaprojektowany do wykrywania niewidzialnych części widma elektromagnetycznego zbudowano dopiero po stu trzydziestu latach – na długo po odkryciu fal radiowych, promieni rentgenowskich, promieni gamma i po tym, jak niemiecki fizyk Heinrich Hertz pokazał, że jedyną różnicą pomiędzy rozmaitymi rodzajami światła jest tak naprawdę częstotliwość jego fal.

W zasadzie to jemu należy przypisać spostrzeżenie, że w ogóle istnieje coś takiego jak widmo elektromagnetyczne. Na jego cześć jednostka częstotliwości – liczba drgań na sekundę – wszystkiego, co wibruje, łącznie z dźwiękiem, została nazwana hercem.

Z niezrozumiałych względów astrofizykom zajęło chwilę powiązanie nowo odkrytych, niewidzialnych zakresów światła z pomysłem zbudowania teleskopu, który mógłby spoglądać na kosmiczne źródła promieni w tychże zakresach. Z pewnością swój udział miało w tym zapóźnienie technik detekcji. Jednak przynajmniej za część winy odpowiada nieposkromiona pycha – jakżeby wszechświat miał wysyłać ku nam światło, którego nie widzą nasze cudowne oczy? Przez ponad trzysta lat, od Galileusza do czasów Edwina Hubble’a, budowa teleskopu oznaczała tylko jedno: stworzenie instrumentu, który wyłapuje światło widzialne, zwiększając możliwości danego nam przez biologię wzroku.

Teleskop to tylko narzędzie potęgujące nasze zmysły i pozwalające lepiej zaznajomić się z odległymi miejscami. Im większy, tym bardziej przyćmione obiekty możemy dostrzec przy jego pomocy; im doskonalszy kształt jego luster, tym ostrzejszy daje obraz; im czulsze ma detektory, tym skuteczniejsze są obserwacje. Jednak w każdym wypadku wszystkie okruchy informacji, które teleskop dostarcza astrofizykom, przybywają na Ziemię w wiązce światła.

Wydarzenia astronomiczne nie ograniczają się jednak do tego, co wygodne dla ludzkiej siatkówki. Zwykle emitowane są w nich mniejsze lub większe ilości światła równocześnie w wielu zakresach częstotliwości. Zatem bez teleskopów i ich detektorów zdolnych rejestrować pełne widmo fal elektromagnetycznych astrofizycy pozostaliby w błogiej nieświadomości i nie mieliby pojęcia o wielu niewyobrażalnych wydarzeniach rozgrywających się we wszechświecie.

Weźmy eksplodującą gwiazdę – supernową. Jest to w kosmosie częste i bardzo wysokoenergetyczne zjawisko, które generuje kolosalne ilości promieniowania rentgenowskiego. Czasami eksplozjom towarzyszą rozbłyski promieni gamma i ultrafioletu, nigdy nie brakuje też światła widzialnego. Długo po ochłodzeniu się wybuchowych gazów, rozproszeniu się fal uderzeniowych i wygaśnięciu światła widzialnego pozostałość po supernowej nadal świeci w podczerwieni i rozsyła impulsy fal radiowych. To stąd biorą się pulsary, najbardziej niezawodne zegarki wszechświata.

Większość gwiezdnych eksplozji ma miejsce w odległych galaktykach, ale jeśli doszłoby do wybuchu gwiazdy z Drogi Mlecznej, jej przedśmiertne drgawki byłyby dostatecznie jasne, żeby każdy mógł je zobaczyć – nawet bez teleskopu. Nikt na Ziemi nie zobaczył jednak niewidzialnego promieniowania gamma i rentgenowskiego z ostatnich dwóch supernowych, widowisk, których areną była nasza Galaktyka – jednego w 1572, a drugiego w 1604 roku – chociaż istnieje wiele zapisków dotyczących ich niezwykłego światła widzialnego.

Zakres długości fal (lub częstotliwości) składających się na dane pasmo silnie warunkuje budowę aparatury używanej do ich wykrywania. Dlatego nie istnieje jedna uniwersalna kombinacja teleskopu i detektora, pozwalająca równocześnie rejestrować wszystkie własności wybuchów. Obejście tego problemu jest proste: należy zebrać możliwie najwięcej obserwacji danego obiektu, być może uzyskanych także przez innych naukowców, z wielu pasm. Następnie należy przypisać widzialne kolory niewidzialnym, interesującym nas zakresom fal, tworząc w ten sposób jeden wielopasmowy metaobraz. Dokładnie coś takiego widział Geordi La Forge z serialu telewizyjnego Star Trek. Następne pokolenie. Z tak potężnym wzrokiem nic nas nie ominie.

Dopiero po wskazaniu pasma, w które chce się zainwestować swoje astrofizyczne uczucia, można zacząć myśleć o rozmiarze zwierciadła, materiałach niezbędnych do jego budowy, o jego kształcie i powierzchni i o typie detektora. Na przykład długość fali promieni rentgenowskich jest niezwykle mała. Jeśli chce się je rejestrować, lustro koniecznie musi być supergładkie; w przeciwnym wypadku niedoskonałości powierzchni zniekształcą obraz. Jeśli nastawiamy się na wyłapywanie długich fal radiowych, to lustro można by wykonać z ręcznie splecionej gęstej siatki ogrodzeniowej – nieregularności drutu byłyby o wiele mniejsze niż długość poszukiwanej fali. Oczywiście chcemy widzieć mnóstwo szczegółów – dysponować wysoką rozdzielczością – zatem zwierciadło powinno być tak duże, jak tylko nas na to stać. Ostatecznie więc teleskop musi być o wiele, wiele szerszy niż długość fali światła, którą chcemy zarejestrować. W żadnej innej sytuacji nie jest to tak ewidentne jak przy budowie radioteleskopu.

*

Radioteleskopy, najwcześniej zbudowane teleskopy światła niewidzialnego, są niezwykłym podgatunkiem obserwatoriów. Amerykański inżynier Karl G. Jansky zbudował pierwszy działający radioteleskop między 1929 a 1930 rokiem. Urządzenie przypominało trochę ruchomy stelaż do nawadniania pól, tyle że na polu bez upraw. Wykonany z szeregu wysokich prostokątnych metalowych ram, przymocowanych do skrzyżowanych drewnianych zastrzałów ustawionych na drewnianym podeście, teleskop Jansky’ego obracał się w miejscu jak karuzela na kołach zbudowana z części zamiennych forda T. Jansky dostroił swoje trzydziestometrowe ustrojstwo do fal długości około piętnastu metrów, co odpowiada częstotliwości 20,5 megaherca[6]. Celem Jansky’ego – zleconym przez jego pracodawcę, Bell Telephone Laboratories – było zbadanie wszelkich szumów pochodzących z ziemskich źródeł fal radiowych, które mogłyby zakłócać telekomunikację naziemną. W dużej mierze było to zadanie podobne do tego, które trzydzieści pięć lat później Bell Labs wyznaczył Penziasowi i Wilsonowi; mieli oni znaleźć źródło mikrofalowych szumów w odbiorniku, co – jak dowiedzieliśmy się z rozdziału trzeciego – doprowadziło do odkrycia promieniowania reliktowego.

Poświęcając kilka lat na pedantyczne śledzenie czasu i miejsca emisji statycznego szumu rejestrowanego przez jego prowizoryczną antenę, Jansky odkrył, że fale radiowe pochodzą nie tylko z miejscowych burz i innych znanych ziemskich źródeł, ale także ze środka Drogi Mlecznej. Był to obszar nieba omiatany polem widzenia teleskopu co 23 godziny i 56 minut. Czas ten pozostawał w idealnej zgodzie z okresem obrotu kuli ziemskiej; po jego upływie centrum Galaktyki za każdym razem znajdowało się na niebie pod tym samym kątem i na tej samej wysokości w stosunku do radioteleskopu. Karl Jansky opublikował swoje wyniki w artykule pod tytułem Elektryczne zakłócenia najwyraźniej pochodzenia pozaziemskiego[7].

Obserwacja ta uważana jest za narodziny radioastronomii, choć w tej dziedzinie nauki zabrakło samego Jansky’ego. Firma Bell Labs przydzieliła mu inne zadania, uniemożliwiając w ten sposób dalszą pracę nad plonami własnego doniosłego odkrycia. Kilka lat później przedsiębiorczy Amerykanin Grote Reber z Wheaton w stanie Illinois zbudował w swoim ogródku radioteleskop z talerzem dziewięciometrowej szerokości. W 1938 roku Reber, nie pracując na niczyje zlecenie, potwierdził odkrycie Jansky’ego i spędził kolejne pięć lat na tworzeniu niskorozdzielczych map radiowych nieba.

Teleskop Rebera, choć wówczas jedyny w swoim rodzaju, był jak na dzisiejsze standardy mały i prymitywny. Nowoczesne radioteleskopy to zupełnie inna sprawa. Nieograniczone ogródkami, mogą być absolutnie przeogromne. MK1, który zaczął działać w 1957 roku, był pierwszym istnie kolosalnym radioteleskopem – jego pojedynczy sterowalny 76-metrowy talerz z litej stali stanął w Obserwatorium Jodrell Bank pod Manchesterem w Anglii. Kilka miesięcy po włączeniu się MK1 do gry Związek Radziecki wystrzelił Sputnika 1, a talerz z Jodrell Bank nagle stał się tylko aparatem śledzącym małą kupkę sprzętu na orbicie – co uczyniło go poprzednikiem dzisiejszej sieci Deep Space Network, śledzącej sondy kosmiczne.

Największy na świecie radioteleskop, ukończony w 2016 roku, to Sferyczny Teleskop o Pięciusetmetrowej Aperturze, w skrócie FAST[8]. Zbudowany został w prowincji Kuejczou w Chinach, a jego pole powierzchni jest równe prawie trzydziestu boiskom piłkarskim. Gdyby kiedyś zadzwonili do nas kosmici, pierwsi słuchawkę podnieśliby Chińczycy.

*

Innego typu radioteleskopem jest interferometr składający się z szeregów jednakowych anten talerzowych elektronicznie zsynchronizowanych i rozmieszczonych na dużej połaci niezamieszkanych terenów. Rezultatem jego działania jest wysokorozdzielczy spójny obraz obiektów kosmicznych emitujących fale radiowe. Chociaż „kingsajz” był niepisanym mottem teleskopów na długo, zanim firmy fastfoodowe wymyśliły slogany o zestawach powiększonych, radiointerferometry stanowią odrębną klasę olbrzymów. Jeden z nich – bardzo duży kompleks anten radiowych pod Socorro w stanie Nowy Meksyk – ma dwadzieścia siedem dwudziestopięciometrowych talerzy ustawionych na szynach przecinających 35 kilometrów pustynnej niziny i oficjalnie nazywany jest Bardzo Dużym Kompleksem (ang. Very Large Array). Obserwatorium to ma tak kosmiczną atmosferę, że pojawiło się w tle filmów 2010. Odyseja kosmiczna (1984), Kontakt (1997) i Transformers (2007). Istnieje również Sieć Interferometrii Międzykontynentalnej (ang. Very Long Baseline Array) składająca się z dziesięciu dwudziestopięciometrowych anten i rozciągająca się na odległość 8000 kilometrów, od Hawajów po Wyspy Dziewicze, dzięki czemu osiąga największą rozdzielczość spośród wszystkich radioteleskopów na świecie.

W stosunkowo nowym w interferometrii zakresie mikrofalowym działa 66-antenowy zespół ALMA (Atacama Large Millimeter Array), usytuowany głęboko w Andach w północnym Chile. Nastrojona na długości fal od ułamków milimetra do kilku milimetrów ALMA pozwala astrofizykom rejestrować w wysokiej rozdzielczości kosmiczne zdarzenia niewidoczne w innych pasmach, takie jak struktury zapadających się obłoków gazowych, które przekształcają się w wylęgarnie gwiazd. ALMA nieprzypadkowo znajduje się w jednym z najbardziej jałowych środowisk na Ziemi – pięć kilometrów nad poziomem morza i wysoko ponad najwilgotniejszymi chmurami. Woda umożliwia co prawda podgrzewanie w mikrofalówce, ale przeszkadza astrofizykom – para wodna w ziemskiej atmosferze tłumi dziewiczy sygnał mikrofalowy z całej Galaktyki i spoza niej. Te dwa zjawiska są oczywiście powiązane – woda jest podstawowym składnikiem jedzenia, a kuchenki mikrofalowe podgrzewają przede wszystkim właśnie ją. Trudno o lepszy dowód na to, że woda pochłania mikrofale. Jeśli zatem obserwacje obiektów kosmicznych mają być czyste, trzeba zminimalizować ilość pary wodnej pomiędzy teleskopem a wszechświatem tak, jak zrobiła to ALMA.

*

Na skraju widma elektromagnetycznego od strony ultrakrótkich długości fal znajdują się wysokoczęstotliwościowe i wysokoenergetyczne promienie gamma o długościach mierzonych w pikometrach[9]. Odkryte w 1900 roku nie zostały wypatrzone z kosmosu dopóty, dopóki w 1961 roku nie umieszczono na pokładzie Explorera XI (satelity NASA) nowego rodzaju teleskopu.

Każdy, kto naoglądał się filmów science fiction, wie, że promieniowanie gamma jest szkodliwe. Można pod jego wpływem stać się zielonym mięśniakiem, a z nadgarstków mogą zacząć nam wytryskiwać pajęcze nici. Jednak promieniowanie to trudno jest również okiełznać – przechodzi przez zwykłe soczewki i zwierciadła. Jak zatem można je obserwować? Wnętrzności teleskopu Explorer XI zawierały urządzenie zwane scyntylatorem, które na promienie gamma reaguje emisją naładowanych cząstek. Pomiar ich energii pozwala stwierdzić, jaki rodzaj wysokoenergetycznego światła doprowadził do ich uwolnienia.

Dwa lata po uruchomieniu Explorera XI Związek Radziecki, Wielka Brytania oraz Stany Zjednoczone podpisały układ o zakazie prób broni nuklearnej pod wodą, w atmosferze i w przestrzeni kosmicznej, gdzie odpady promieniotwórcze mogłyby rozprzestrzenić się i skazić miejsca poza granicami danego kraju. Było to jednak podczas zimnej wojny, kiedy nikt nikomu nie ufał. Zgodnie z wojskową dyrektywą „ufaj, ale sprawdzaj” USA wyniosły zespół nowych satelitów o nazwie Velas, żeby wypatrywać błysków promieni gamma, które powstałyby w wyniku radzieckich testów jądrowych. Satelity rzeczywiście wykrywały takie błyski, niemal codziennie, ale nie były one sprawką Rosji. Pochodziły z głębi kosmosu i jak później wykazano, były biletami wizytowymi sporadycznych, odległych, gigantycznych eksplozji gwiezdnych z całego wszechświata. Zwiastowały one narodziny astrofizyki promieni gamma, nowej gałęzi badań w mojej dziedzinie.

W 1994 roku NASA wykryło teleskopem kosmicznym Comptona (ang. Compton Gamma Ray Observatory) coś równie niespodziewanego jak odkrycia satelitów Velas: częste błyski gamma tuż przy powierzchni Ziemi. Nazwano je, całkiem sensownie, ziemskimi rozbłyskami promieni gamma. Czyżby chodziło o oznaki nuklearnej zagłady? Nie, co jasno wynika z faktu, że czytasz teraz to zdanie. Nie wszystkie wybuchy promieni gamma są równie śmiercionośne, nie wszystkie też pochodzą z kosmosu. W tym wypadku przynajmniej pięćdziesiąt takich rozbłysków dziennie emitują wierzchołki chmur burzowych zaledwie ułamek sekundy przed uderzeniem zwykłych piorunów. Ich pochodzenie wciąż jest nieco zagadkowe, ale z najlepszego wyjaśnienia wynika, że w tych wyładowaniach elektrycznych swobodne elektrony przyspieszają niemal do prędkości światła, a następnie uderzają w jądra atomów atmosfery, wytwarzając promienie gamma.

*

Dziś teleskopy operują w każdej niewidzialnej części widma, niektóre z Ziemi, ale większość z kosmosu, gdzie ich pole widzenia nie jest przesłonięte pochłaniającą promieniowanie ziemską atmosferą. Możemy teraz dokonywać obserwacji, poczynając od niskich częstotliwości fal radiowych o odległości pomiędzy ich kolejnymi grzbietami rzędu kilkudziesięciu metrów, a kończąc na promieniowaniu gamma o wysokich częstotliwościach i nie większych niż biliardowa część metra długościach fal. Ta bogata paleta „świateł” zapewnia niekończący się szereg astrofizycznych odkryć. Ile gazu czai się w galaktykach pomiędzy gwiazdami? Najlepiej odpowiedzą radioteleskopy. Nie byłoby ani wiedzy o promieniowaniu reliktowym, ani prawdziwego zrozumienia Wielkiego Wybuchu bez teleskopów mikrofalowych. A gdyby tak zerknąć na wylęgarnie gwiazd głęboko w galaktycznych obłokach gazowych? Trzeba skorzystać z teleskopów podczerwieni. A co z emisją z okolic zwykłych czarnych dziur i supermasywnych czarnych dziur w centrum galaktyki? Do tego najlepiej nadają się teleskopy ultrafioletu i promieni rentgenowskich. To może obejrzymy wysokoenergetyczny wybuch gwiazdy olbrzyma, której masa równa się masie czterdziestu Słońc? Na seans zaprasza teleskop promieni gamma.

Przebyliśmy długą drogę od czasów doświadczeń Herschela z promieniami światła, których „wzrok niezdolny jest zobaczyć”. Dały nam one narzędzie, by poznawać wszechświat takim, jakim jest, a nie takim, jakim się tylko zdaje. Herschel byłby dumny. Nasz ogląd kosmosu stał się pełny dopiero po zobaczeniu niewidzialnego: olśniewająco bogatego zbioru obiektów i zjawisk w przestrzeni i w czasie, o których mogą od teraz śnić nasi filozofowie.

[1] Tłum. Anna Staniewska.

[2] W języku angielskim podane przez Newtona kolory – red, orange, yellow, green, blue, indigo, violet – zapamiętać można dzięki przypominającej imię i nazwisko frazie Roy G. Biv (przyp. tłum.).

[3] Dopiero od połowy XIX wieku, kiedy to w zagadnieniach astronomicznych zaczęto stosować spektrometry fizyków, astronomowie stali się astrofizykami. W 1895 roku ukazał się pierwszy numer renomowanego czasopisma „Astrophysical Journal”, którego podtytuł brzmiał: „Międzynarodowy przegląd spektroskopii i fizyki astronomicznej”.

[4] William Herschel, Experiments on Solar and on the Terrestrial Rays that Occasion Heat, „Philosophical Transactions of the Royal Astronomical Society”, 1800, s. 17.

[5] Antonie van Leeuwenhoek, list do Towarzystwa Królewskiego w Londynie, 10 października 1676 roku (za: Robynne Chutkan, Dobre bakterie, tłum. D. Rossowski, M. Rozwarzewska).

[6] Każda fala spełnia proste równanie: prędkość = częstotliwość × długość fali. Jeśli przy stałej prędkości zwiększy się długość fali, to jej częstotliwość zmaleje, i na odwrót. Mnożąc te dwie wielkości, otrzymuje się za każdym razem tę samą prędkość fali. Zależność tę spełniają światło, dźwięk, a nawet kibice biorący udział w meksykańskiej fali – jest ona prawdziwa dla wszystkich poruszających się fal.

[7] Karl Jansky, Electrical Disturbances Apparently of Extraterrestrial Origin, „Proceedings of the Institute for Radio Engineers”, 21, no. 10 (1933), s. 1387.

[8] Czyli „szybki”, akronim ang. Five-hundred meter Aperture Spherical radio Telescope. Polski skrót zapewne powinien brzmieć: wielka SToPA (przyp. tłum.).

[9] „Piko” to przedrostek oznaczający jedną bilionową.

10

Między planetami

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

11

Egzoplaneta Ziemia

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

12

Refleksje nad perspektywą kosmiczną

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

Podziękowania

Rozdział dostępny w wersji pełnej.

O Autorze

Rozdział dostępny w wersji pełnej.