Bill Bryson
Krótka historia prawie wszystkiego

ISBN: 978-83-65676-10-8

TYTUŁ ORYGINAŁU: A Short History of Nearly Everything

Copyright © 2003 by Bill Bryson
All rights reserved
Copyright © 2006, 2016 for the Polish translation
by Zysk i S-ka Wydawnictwo s.j., Poznań

Konsultacja naukowa (części V-VI): Prof. dr hab. Lilla Hryniewiecka

Ilustrował: Neil Gower
Projekt graficzny okładki: Krzysztof Kibart
www.designpartners.com
Opracowanie graficzne i techniczne:Barbara i Przemysław Kida

Wydanie I w tej edycji

Zysk i S-ka Wydawnictwo
ul. Wielka 10, 61-774 Poznań
tel. 61 853 27 51, 61 853 27 67, faks 61 852 63 26
Dział handlowy, tel./faks 61 855 06 90
sklep@zysk.com.pl www.zysk.com.pl

Wszelkie prawa zastrzeżone. Niniejszy plik jest objęty ochroną prawa autorskiego i zabezpieczony znakiem wodnym (watermark).

Uzyskany dostęp upoważnia wyłącznie do prywatnego użytku. Rozpowszechnianie całości lub fragmentu niniejszej publikacji w jakiejkolwiek postaci bez zgody właściciela praw jest zabronione.

Konwersję do wersji elektronicznej wykonano w systemie Zecer.

Dla Meghan i Chrisa. Witajcie

FIZYK LEO SZILARD OZNAJMIŁ KIEDYŚ
SWOJEMU KOLEDZE PO FACHU, HANSOWI BETHEMU,
ŻE CHCE PROWADZIĆ PAMIĘTNIK:
„NIE ZAMIERZAM GO PUBLIKOWAĆ. BĘDĘ JEDYNIE
ZAPISYWAŁ FAKTY, ABY INFORMOWAĆ O NICH BOGA”.
„NIE SĄDZISZ, ŻE BÓG ZNA FAKTY?”, SPYTAŁ BETHE.
„BÓG Z PEWNOŚCIĄ ZNA FAKTY, LECZ NIE ZNA
TEJ WERSJI FAKTÓW”.

HANS CHRISTIAN VON BAEYER,
TAMING THE ATOM

Podziękowania

Podziękowania

Rok 2003 zaczął się już na dobre, a ja siedzę nad wielostronicowym rękopisem, zawierającym serdeczne zachęty oraz taktowne uwagi Iana Tattersalla z American Museum of Natural History, który zwraca mi uwagę, inter alia, że Périgueux nie jest regionem produkcji wina, że w podziałach taksonomicznych stosowanie kursywy powyżej poziomu rodzaju i gatunku jest pomysłowe, lecz raczej nieortodoksyjne, że konsekwentnie, ale nieprawidłowo literuję Olorgesailie (miejsce, gdzie byłem całkiem niedawno), i dalej w tym samym tonie pisze na temat dwóch rozdziałów, które dotyczą jego dziedziny wiedzy — wczesnych ludzi.

Bóg jeden wie, ile jeszcze powodów do wstydu może się kryć na tych stronicach, lecz to, że jest ich o wiele setek mniej, zawdzięczam Ianowi Tattersallowi oraz tym wszystkim, których wymieniam poniżej. Nie wiem, w jaki sposób mógłbym podziękować ludziom, którzy pomogli mi przy pisaniu tej książki. Szczególne wyrazy wdzięczności kieruję do wszystkich, którzy wspaniałomyślnie, uprzejmie i z heroiczną cierpliwością odpowiadali na jedno proste, wciąż powtarzane pytanie: „Przepraszam, ale czy mógłbyś to jeszcze raz wyjaśnić?”. Są to:

W Anglii: David Caplin z Imperial College London; Richard Fortey, Len Ellis i Kathy Way z Natural History Museum; Martin Raff z University College London; Rosalind Harding z Institute of Biological Anthropology w Oksfordzie; dr Laurence Smaje, uprzednio z Wellcome Institute; oraz Keith Blackmore z „The Times”.

W Stanach Zjednoczonych: Ian Tattersall z American Museum of Natural History w Nowym Jorku; John Thorstensen, Mary K. Hudson i David Blanchflower z Dartmouth College w Hanover, New Hampshire; dr William Abdu i dr Bryan Marsh z Dartmouth-Hitchcock Medical Center w Lebanon, New Hampshire; Ray Anderson i Brian Witzke z Iowa Department of Natural Resources, Iowa City; Mike Voorhies z University of Nebraska oraz z Ashfall Fossil Beds State Park w pobliżu Orchard w Nebrasce; Chuck Offenburger z Buena Vista University w Storm Lake, Iowa; Ken Rancourt, dyrektor ds. badań, Mount Washington Observatory w Gorham, New Hampshire; Paul Doss, geolog z Yellowstone National Park, oraz jego żona, Heidi, także z Yellowstone National Park; Frank Asaro z University of California w Berkeley; Oliver Payne i Lynn Addison z National Geographic Society; James O. Farlow, Indiana-Purdue University; Roger L. Larson, profesor geofizyki morskiej, University of Rhode Island; Jeff Guinn z gazety „Star-Telegram” w Fort Worth; Jerry Kasten z Dallas, Teksas; oraz pracownicy Iowa Historical Society w Des Moines.

W Australii: wielebny Robert Evans z Hazelbrook z Nowej Połu-dniowej Walii; dr Jill Cainey, Australian Bureau of Meteorology; Alan Thorne i Victoria Bennett z Australian National University w Canberze; Louise Burke i John Hawley z Canberry; Anne Milne z „Sydney Morning Herald”; Ian Nowak, uprzednio z Geological Society of Western Australia; Thomas H. Rich z Museum Victoria; Tim Flannery, dyrektor South Australian Museum w Adelaide; Natalie Papworth i Alan MacFadyen z Royal Tasmanian Botanical Gardens w Hobart; oraz bardzo uczynny personel State Library of New South Wales w Sydney.

A poza tym: Sue Superville z centrum informacji w Museum of New Zealand w Wellington; oraz dr Emma Mbua, dr Koen Maes i Jillani Ngalla z Kenya National Museum w Nairobi.

Najszczersze wyrazy wdzięczności zechcą także przyjąć: Patrick Janson-Smith, Gerald Howard, Marianne Velmans, Alison Tulett, Gillian Somerscales, Larry Finlay, Steve Rubin, Jed Mattes, Carol Heaton, Charles Elliott, David Bryson, Felicity Bryson, Dan McLean, Nick Southern, Gerald Engelbretsen, Patrick Gallagher, Larry Ashmead, oraz wyjątkowy, zawsze pogodny personel Howe Library w Hanover, New Hampshire.

Przede wszystkim, i jak zawsze, najgłębsze wyrazy wdzięczności należą się mojej drogiej, cierpliwej, niezrównanej żonie, Cynthii.

Wstęp

Wstęp

Witaj. Gratulacje. Jestem zachwycony, że ci się udało. Wiem, że to nie było łatwe. Podejrzewam, że było trudniejsze, niż sądziłeś¹.

Przede wszystkim, abyś był tu i teraz, biliony błądzących atomów musiały w niezwykle wyszukany i wymagający niewiarygodnej koordynacji sposób połączyć się i stworzyć ciebie. Jest to tak szczególny i niepowtarzalny układ, że nigdy wcześniej nie był jeszcze testowany i będzie istniał tylko ten jeden raz. Przez wiele kolejnych lat (miejmy nadzieję) te maleńkie cząstki będą bez szemrania i w pełnej zgodzie wykonywać miliardy czynności, niezbędnych do utrzymania cię w jednym kawałku, pozwalając ci doświadczać tego niezwykle przyjemnego, aczkolwiek nie zawsze docenianego stanu zwanego istnieniem.

Niezbyt dobrze wiadomo, dlaczego atomy zadają sobie tyle trudu. Na poziomie atomowym bycie tobą nie stanowi przyjemności w żadnym sensie. Niezależnie od swoich wysiłków twoje atomy nie zwracają na ciebie najmniejszej uwagi — w istocie nie wiedzą nawet o twoim istnieniu. Nie wiedzą nawet o swoim istnieniu. To są w końcu całkowicie bezmyślne cząstki i same w sobie nie są żywymi istotami (to trochę niepokojące uczucie, gdy pomyślisz, że gdybyś złapał szczypce i zaczął wyjmować z siebie po kolei wszystkie atomy, wyprodukowałbyś bryłkę atomowego pyłu, w której nie ma ani jednej żywej cząstki, mimo że wszystko to niegdyś było tobą). Jednak przez cały okres istnienia ciebie twoje atomy będą realizować jeden nadrzędny cel: abyś ty był tobą.

Jest także zła wiadomość — atomy są kapryśne i ich czas zaangażowania jest niepokojąco krótki. Nawet długie ludzkie życie składa się zaledwie z 650 000 godzin. Gdy nadejdzie ten moment, twoje atomy — z dotychczas nieznanych przyczyn — wyłączą cię, a następnie spokojnie rozdzielą się i udadzą w różne strony, aby stać się częściami innych rzeczy. Dla ciebie to będzie koniec.

Tak czy inaczej, powinieneś się cieszyć, że to się w ogóle zdarza. Ogólnie rzecz biorąc, we wszechświecie to się nie zdarza, a przynajmniej nic nam o tym nie wiadomo. To bardzo dziwne, ponieważ atomy, które tak chętnie i sprawnie łączą się ze sobą, aby tworzyć żywe istoty na Ziemi, są dokładnie takimi samymi atomami jak atomy, które odmawiają tworzenia żywych istot gdzie indziej. Czymkolwiek jest życie na jakimkolwiek innym poziomie, na poziomie chemii jest niewiarygodnie proste: węgiel, wodór, tlen, azot, trochę wapnia, szczypta siarki, drobne ilości kilku innych pierwiastków — każdy składnik można znaleźć w pierwszej lepszej aptece — i to wszystko. Jedyna niezwykła rzecz na temat atomów, z których się składasz, to fakt, że się z nich składasz. To jest oczywiście cud życia.

Niezależnie od tego, czy atomy tworzą życie w innych zakątkach wszechświata, tworzą wiele innych rzeczy; w istocie tworzą wszystko inne. Bez nich nie byłoby wody, powietrza, skał, gwiazd, planet, odległych chmur gazu i pyłu, wirujących mgławic i tego wszystkiego, co sprawia, że wszechświat jest tak wyraziście materialny. Atomy są tak liczne i tak niezbędne, że łatwo przychodzi nam przeoczyć fakt, że w istocie mogłyby w ogóle nie istnieć. Nie znamy prawa, które każe wszechświatowi zapełnić się małymi cząstkami materii, stworzyć światło, grawitację oraz inne rzeczy, od których zależy nasze istnienie. Nawet sam wszechświat mógłby nie istnieć. W istocie niegdyś wszechświat nie istniał. Nie było atomów i nie było wszechświata, w którym mogłyby się błąkać. Nie było niczego — niczego nigdzie.

Zatem dzięki Bogu za atomy. Istnienie atomów oraz możliwość ich łączenia w tak interesujące układy stanowi jednak tylko część powodów, dzięki którym się tu znalazłeś. Aby być tu i teraz, w dwudziestym pierwszym wieku, żywy i dostatecznie inteligentny, aby to docenić, musisz być beneficjentem niezwykle sprzyjającego ciągu biologicznych przypadków. Przeżycie na Ziemi stanowi zaskakująco trudne zadanie. Z miliardów gatunków żywych istot, które żyły na naszej planecie od początku jej istnienia, większości — według niektórych ocen aż 99,99 procent — już tu nie ma. Jak widzisz, życie na Ziemi jest nie tylko krótkie, lecz także przerażająco ulotne. Zadziwiającą cechę naszej egzystencji stanowi fakt, że żyjemy na planecie, która doskonale podtrzymuje życie, lecz jeszcze lepiej je unicestwia.

Przeciętny ziemski gatunek istnieje tylko około 4 milionów lat, więc jeśli chcesz tu być przez miliardy lat, to musisz stać się równie elastyczny jak atomy, z których jesteś zbudowany. Musisz być gotowy do zmiany wszystkiego — kształtu, rozmiarów, koloru, przynależności gatunkowej — dosłownie wszystkiego, i to nie jeden raz, lecz wciąż od nowa. Łatwiej to powiedzieć, niż zrobić, ponieważ procesy, które rządzą tymi zmianami, są całkowicie przypadkowe. Aby przejść od „pierwotnych atomowych komórek protoplazmy” (jak ujęli to Gilbert i Sullivan) do obdarzonej świadomością, wyprostowanej, współczesnej istoty ludzkiej, musiałeś wielokrotnie mutować nowe cechy w precyzyjnie dobranych momentach, a wszystko to w ciągu niewiarygodnie długiego czasu. W ciągu ostatnich 3,8 miliarda lat naprzemiennie unikałeś tlenu, a następnie uzależniałeś się od niego, miałeś płetwy, kończyny, skrzydła, składałeś jaja, machałeś w powietrzu rozwidlonym językiem, miałeś łuski, futro, żyłeś pod ziemią, mieszkałeś na drzewie, byłeś wielki jak jeleń, byłeś mały jak mysz, miałeś jeszcze miliony różnych innych cech. Wystarczyłoby najmniejsze odchylenie od któregokolwiek z tych ewolucyjnych imperatywów, abyś obecnie zlizywał algi ze ścian w jaskiniach, wylegiwał się na skałach w towarzystwie setek innych morsów albo wydmuchiwał powietrze przez otwór na szczycie głowy, aby zanurkować na głębokość 20 metrów po kolejną porcję smakowitych robaków piaskowych.

Nie dość, że szczęśliwym zbiegiem okoliczności od początku trafiłeś na faworyzowaną linię ewolucyjną, to jeszcze miałeś niezwykle — można śmiało powiedzieć, że graniczącą z cudem — szczęśliwą rękę w doborze przodków. Weź pod uwagę to, że przez 3,8 miliarda lat, dłużej niż istnieją ziemskie góry, rzeki i morza, każdy z twoich przodków był dostatecznie atrakcyjny, aby znaleźć zdrowego, zdolnego do reprodukcji partnera lub partnerkę, po czym oboje mieli jeszcze dostatecznie dużo czasu i wystarczająco sprzyjające okoliczności, aby rzeczywiście dokonać reprodukcji. Ani jeden z twoich przodków nie został pożarty, nie utopił się, nie został przygnieciony, nie dostał po łbie, nie umarł z głodu, nie został zraniony w niesprzyjającym momencie lub w jakiś inny sposób powstrzymany od swego życiowego celu, jakim było dostarczenie maleńkiego ładunku materiału genetycznego właściwemu partnerowi we właściwym momencie, aby kontynuować jedyną możliwą sekwencję dziedzicznych kombinacji, której konsekwencją — ostateczną, zdumiewającą i jakże przemijającą — jesteś ty.

Ta książka jest o tym, jak do tego doszło — w szczególności, jak od bycia niczym nigdzie przeszliśmy do bycia czymś, a następnie, jak trochę tego czegoś przekształciło się w nas, a także o tym, co się działo równocześnie oraz później. To oczywiście dość ambitny plan i dlatego książka nosi tytuł Krótka historia prawie wszystkiego, mimo że w rzeczywistości nią nie jest. Nie może nią być. Lecz przy odrobinie szczęścia może przynajmniej zrobić takie wrażenie, zanim dojdziemy do końca.

Punktem wyjścia był szkolny podręcznik, z którego uczyłem się w czwartej lub piątej klasie szkoły podstawowej. Była to typowa dla lat pięćdziesiątych cegła — podniszczona, nieciekawa i ciężka. Moją uwagę nieodmiennie przyciągała — można powiedzieć, że wręcz mnie fascynowała — jedna z ilustracji, przedstawiająca przekrój wnętrza Ziemi, który powstałby, gdyby planetę przecięto do samego środka jakimś ogromnym nożem, a następnie usunięto kawałek reprezentujący około jednej czwartej całości.

Trudno uwierzyć, że wcześniej nie widziałem takiej ilustracji, lecz ewidentnie tak musiało być, ponieważ doskonale pamiętam ogarniające mnie uczucie fascynacji. Muszę uczciwie przyznać, że początkowo fascynacja owa wiązała się w mojej wyobraźni z obrazem strumieni samochodów pędzących po amerykańskich autostradach i znienacka spadających z krawędzi wysokiego na 4000 mil klifu, ciągnącego się od środkowych stanów USA po biegun północny. Stopniowo jednak moje zainteresowanie przeniosło się na geologiczny aspekt ilustracji, w szczególności na fakt, że Ziemia jest zbudowana z kilku warstw, a w samym środku znajduje się jądro z żelaza i niklu; podpis pod ilustracją informował, że jest ono gorące jak powierzchnia Słońca. Pamiętam moje niebotyczne zdumienie, z jakim zadawałem sobie pytanie: „Skąd oni to wiedzą?”.

Ani chwili nie wątpiłem w prawdziwość tej informacji. Do dzisiaj wierzę w oświadczenia naukowców. Ufam opiniom chirurgów, hydraulików i innych uprzywilejowanych osób posiadających dostęp do wiedzy tajemnej, lecz nigdy nie będę mógł pojąć, w jaki sposób ludzki umysł potrafi przeniknąć na głębokość 6000 kilometrów — gdzie nie sięga ani okiem, ani nawet promieniami X — i odkryć, co tam jest, jak bardzo to coś jest gorące i z czego jest zbudowane. Dla mnie to był cud i od tego czasu na takiej samej zasadzie kształtuje się moje nastawienie do nauki.

Tego samego dnia wziąłem tę książkę do domu i otworzyłem ją jeszcze przed obiadem — co spowodowało, że matka dotknęła mojego czoła i zapytała, jak się czuję — i zacząłem czytać od początku.

I oto, co się okazało. To wcale nie było interesujące. W rzeczywistości nie było nawet zrozumiałe. Przede wszystkim nie było tam odpowiedzi na żadne z pytań, które pod wpływem tej ilustracji musi sobie zadać każdy normalny, dociekliwy umysł: Jak doszło do tego, że w środku naszej planety mamy Słońce, i skąd oni wiedzą, że jest tam taki upał? Jeżeli w środku jest tak gorąco, to dlaczego grunt pod naszymi stopami nie parzy? Dlaczego całe wnętrze Ziemi nie stopi się od gorąca — a może właśnie tak jest? A gdy w końcu jądro się wypali, to czy jakaś część Ziemi zapadnie się w powstałą pustkę, zostawiając na powierzchni gigantyczny lej? I skąd to wiadomo? W jaki sposób oni to odkryli?

Autor podręcznika pominął te kwestie milczeniem. W istocie przemilczał wszystko oprócz antyklin, synklin, uskoków i tym podobnych, jakby chciał ukryć wszelkie interesujące szczegóły, zostawiając wyłącznie te nudne i niezrozumiałe. W miarę upływu lat zacząłem nabierać podejrzeń, że nie był to odosobniony przypadek. Wydawało mi się, że wśród autorów podręczników panuje tajemnicza zmowa, której celem jest taki dobór materiału, aby tekst nawet w najmniejszym stopniu nie był ciekawy.

Obecnie jestem w pełni świadom, że wielu autorów literatury popularnonaukowej tworzy doskonałe, klarowne, interesujące teksty. Wystarczy wziąć pierwszą lepszą literę alfabetu i natychmiast przychodzi na myśl nie jedno, lecz kilka nazwisk — na przykład Timothy Ferris, Richard Fortey i Tim Flannery (nie wspominając już o nieziemskim, nieodżałowanym Richardzie Feynmanie) — lecz żaden z nich nie napisał żadnego z podręczników, z którymi kiedykolwiek miałem do czynienia. Zostały one napisane przez mężczyzn (nie było wśród nich ani jednej kobiety), którzy hołdowali interesującemu przekonaniu, że każda rzecz staje się prosta i zrozumiała, jeżeli tylko przedstawi się ją w postaci wzoru. Wydaje się, że kierowali się także zabawnym przesądem, zgodnie z którym amerykańscy uczniowie spędzają swój wolny czas na przeżuwaniu zestawów pytań umieszczonych pod koniec każdego rozdziału. W rezultacie wyrosłem w przekonaniu, że nauka jest niemożliwie nudna, aczkolwiek podejrzewałem, że wcale taka być nie musi. Szczerze mówiąc, pytanie, czy da się coś z tym zrobić, nie spędzało mi snu z powiek, i to również w znacznym stopniu przez długie lata decydowało o moim nastawieniu do nauki.

Dopiero znacznie później — sądzę, że było to jakieś cztery czy pięć lat temu — w trakcie długiego lotu nad Pacyfikiem, gapiąc się przez okno na skąpany w księżycowym świetle ocean, uświadomiłem sobie, że nie wiem niemal nic na temat jedynej planety, na której przyszło mi żyć. Nie miałem na przykład pojęcia, dlaczego oceany są słone, a Wielkie Jeziora nie. Nie wiedziałem, czy w miarę upływu czasu oceany stają się coraz bardziej słone czy mniej. I czy w ogóle powinienem przejmować się kwestią zasolenia oceanów (z przyjemnością mogę dodać, że aż do późnych lat siedemdziesiątych minionego wieku naukowcy także nie znali odpowiedzi na te pytania, lecz nie mówili o tym zbyt głośno).

Problem zasolenia oceanów stanowił oczywiście jedynie kroplę w morzu mojej ignorancji. Nie wiedziałem, czym jest proton albo proteina, nie odróżniałem kwarka od kwazaru, nie rozumiałem, w jaki sposób geolog — patrząc na ścianę kanionu — potrafi ocenić wiek skały. W gruncie rzeczy nie wiedziałem niemal nic. Ogarnęła mnie nieodparta chęć poznania i zrozumienia tych kwestii — choćby w niewielkim stopniu — a przede wszystkim zrozumienia, w jaki sposób ludzie potrafili to wszystko odkryć. Ze wszystkich zagadek nieodmiennie największe zdumienie budzi we mnie pytanie, w jaki sposób naukowcy znajdują odpowiedzi. Skąd ktoś w i e, ile Ziemia waży, jak stare są jej skały albo jak naprawdę jest w samym środku? Skąd wiedzą, kiedy i jak wszechświat się zaczął i jak wtedy wyglądał? Skąd wiedzą, co się dzieje w środku atomu? A w końcu — i to chyba jest najważniejsze pytanie — jak to jest, że naukowcy wiedzą niemal wszystko o wszystkim, ale nie potrafią przewidzieć trzęsienia ziemi ani doradzić nam, czy na mecz w przyszłą środę trzeba wziąć parasol?

Zdecydowałem się poświęcić część mojego życia — w sumie trwało to około trzech lat — na lekturę książek i czasopism oraz na poszukiwania obdarzonych świętą cierpliwością ekspertów, którzy będą gotowi udzielać odpowiedzi na setki niewiarygodnie głupich pytań. Chciałem się przekonać, czy jest możliwe zrozumienie i docenienie — może nawet z pewną dozą satysfakcji — wszystkich graniczących z cudami osiągnięć nauki na poziomie, który z jednej strony nie byłby zbyt techniczny i wymagający, a z drugiej nie byłby także całkowicie powierzchowny.

Taki zatem był mój pomysł oraz moja nadzieja, i o tym jest ta książka. Tak czy inaczej, mamy sporo materiału do omówienia w czasie nieco krótszym niż 650 000 godzin, więc zabierzmy się do roboty.

W celu uniknięcia powtórzeń w tłumaczeniu przyjęto całkowicie umowną konwencję, zgodnie z którą autor zwraca się do czytelnika płci męskiej (przyp. tłum.). [wróć]

Część I. ZAGUBIENI W KOSMOSIE

Część I

ZGUBIENI W KOSMOSIE

WSZYSTKIE KRĄŻĄ W TEJ SAMEJ PŁASZCZYŹNIE.
WSZYSTKIE PODĄŻAJĄ W TYM SAMYM KIERUNKU…
WIESZ, TO NIEMAL DOSKONAŁE. TO WSPANIAŁE.
TO NIESAMOWITE.

ASTRONOM GEOFFREY MARCY,
OPISUJĄCY UKŁAD SŁONECZNY

Rozdział 1. JAK ZBUDOWAĆ WSZECHŚWIAT

Rozdział 1

JAK ZBUDOWAĆ WSZECHŚWIAT

Nie sposób sobie wyobrazić, jak mały jest proton. Jest o wiele za mały, aby porównać go z jakimkolwiek rozmiarem pojmowalnym dla ludzkiego umysłu.

Proton jest niewielką częścią atomu, który sam w sobie jest oczywiście niezwykle mały. Protony są tak małe¹, że w małej kropce na literką „i” znajduje się około 500 000 000 000 protonów. Mniej więcej tyle samo sekund mieści pół miliona lat. Protony są niewyobrażalnie mikroskopowe i nawet to określenie jest eufemizmem.

Wyobraź sobie teraz, jeśli potrafisz (oczywiście nie potrafisz), że jeden z tych protonów zostanie zmniejszony do jednej miliardowej swoich zwykłych rozmiarów. W takim obszarze nawet zwykły proton byłby ogromny. A teraz wsadź do tego obszaru² około jednej uncji materii. Doskonale. Jesteś gotowy, aby stworzyć wszechświat.

Zakładam oczywiście, że masz zamiar stworzyć wszechświat inflacyjny. Jeżeli chciałbyś zbudować bardziej tradycyjny, standardowy wszechświat wielkiego wybuchu, będziesz potrzebował dodatkowych materiałów. W gruncie rzeczy będziesz musiał zgromadzić wszystko — każdy pyłek i każdą cząstkę materii między tu i teraz a krawędzią stworzenia — i zmieścić to w obszarze nieskończenie małym, tak małym, że nie ma on żadnych wymiarów. W osobliwości.

Tak czy inaczej, przygotuj się na prawdziwie wielki wybuch. Będziesz oczywiście chciał się gdzieś schronić, w jakimś bezpiecznym miejscu, aby spokojnie obserwować całe zjawisko. Niestety, nie ma żadnego bezpiecznego miejsca, ponieważ poza osobliwością nie ma w ogóle żadnego gdzieś. Gdy wszechświat zacznie się rozszerzać, nie będzie stopniowo zapełniał jakiejś wielkiej pustki. Jedyna przestrzeń, jaka istnieje, to ta, która powstaje wraz z wszechświatem.

Wyobrażenie osobliwości jako swego rodzaju ciężarnej kropki, wiszącej w ciemnej, nieograniczonej przestrzeni, jest dość powszechne, lecz błędne. Nie ma przestrzeni, nie ma ciemności. Osobliwość nie ma wokół siebie żadnego wokół. Nie ma dla niej przestrzeni, którą mogłaby zająć, miejsca, w którym mogłaby się znaleźć. Nie możemy nawet zapytać, jak długo tam była — czy pojawiła się całkiem niedawno, czy istniała zawsze, spokojnie czekając na właściwy moment. Dla osobliwości nie istnieje czas. Nie ma przeszłości, z której mogłaby się wyłonić.

W taki właśnie sposób, z niczego, powstaje nasz wszechświat.

W jednym oślepiającym impulsie, momencie chwały zbyt krótkim i zbyt raptownym, aby dało się go ująć w słowa, osobliwość przyjmuje rozmiary przestrzenne, kreując zarazem przestrzeń i czas. W pierwszej sekundzie (której wielu kosmologów poświęci swe kariery, dzieląc ją na swój użytek na coraz mniejsze części) powstaje grawitacja oraz inne siły, które rządzą fizyką. W ciągu minuty wszechświat osiąga rozmiary rzędu miliona miliardów mil i nadal szybko się powiększa. Jest trochę gorąco, około 10 miliardów stopni. Wystarczy, aby zaczęły się reakcje jądrowe, dzięki którym powstaną lekkie pierwiastki — głównie wodór i hel, z maleńką domieszką litu (jeden atom litu na 100 milionów pozostałych). W ciągu trzech minut powstało 98 procent materii, która istnieje lub kiedykolwiek będzie istnieć we wszechświecie. Mamy wszechświat. Piękny, pełen cudownych i obiecujących możliwości. Powstał w czasie nie dłuższym, niż potrzeba na zrobienie kanapki.

Nie jest do końca pewne, kiedy dokładnie to się stało. Kosmolodzy od wielu lat prowadzili spory, czy wszechświat powstał 10 czy może 20 miliardów lat temu. Obecnie wydaje się, że osiągamy konsensus na poziomie 13,7 miliarda lat³, aczkolwiek jest to niezwykle trudne do zmierzenia, jak zobaczymy w dalszej części. Bez wątpienia możemy jednak powiedzieć, że w pewnej chwili w bardzo odległej przeszłości, z nieznanych powodów, nastąpił moment znany nauce jako t = 0⁴. Zaistnieliśmy.

Jest wiele rzeczy, których nie wiemy, a wiele z tego, co wiemy, wiemy od bardzo niedawna, albo jeszcze niedawno mieliśmy na ten temat zupełnie odmienne poglądy. Nawet samo pojęcie wielkiego wybuchu jest stosunkowo nowe. Samą ideę wysunął w latach dwudziestych dwudziestego wieku Georges Lemaître, belgijski ksiądz i uczony, lecz dopiero w latach sześćdziesiątych nabrała ona życia, gdy dwaj młodzi radioastronomowie dokonali niezwykłego i całkiem nieoczekiwanego odkrycia.

Arno Penzias i Robert Wilson pracowali w owym czasie dla firmy Bell Laboratories. W 1965 roku próbowali uruchomić antenę do komunikacji satelitarnej w miejscowości Holmdel, w stanie New Jersey. Prawidłowe funkcjonowanie układu zakłócał im nieustający szum. Poszukiwanie przyczyn tego szumu zajęło im większą część roku, w ciągu którego odkryli między innymi, że szum jest niezwykle stabilny, nie wykazuje żadnych wahań dobowych ani sezonowych i wydaje się, że pochodzi zewsząd. Szum pochodził w jednakowym stopniu z każdego punktu nieba. Penzias i Wilson zrobili wszystko, co tylko przyszło im do głowy, aby wykryć i wyeliminować źródło szumu. Sprawdzili każdy układ elektryczny. Zmontowali od nowa wszystkie instrumenty, sprawdzili wszystkie obwody, poruszyli wszystkie przewody, odkurzyli wszystkie wtyczki i złączki. Wspięli się do czaszy anteny i zakleili taśmą wszystkie spoiny i nity. Odkryli w czaszy parę gołębi, które następnie odbyły daleką podróż pocztą kurierską na koszt firmy, a Penzias i Wilson ponownie wspięli się do wnętrza anteny i oczyścili ją⁵ z pozostawionego przez gołębie „białego materiału dielektrycznego”, jak ujęli to później w publikacji. Ich wysiłki nie przyniosły pożądanego rezultatu.

W tym samym czasie, w odległości zaledwie 50 kilometrów od Holmdel, w Princeton University grupa naukowców pod kierunkiem Roberta Dicke’a próbowała odkryć dokładnie to, czego Penzias i Wilson usiłowali się pozbyć. Pracowali oni nad ideą wysuniętą w latach czterdziestych przez pochodzącego z Rosji astrofizyka, George’a Gamowa: jeżeli spojrzysz dostatecznie głęboko w przestrzeń, powinieneś znaleźć ślady kosmicznego promieniowania tła, pozostałego po wielkim wybuchu. Gamow obliczył, że promieniowanie to powinno docierać do Ziemi w postaci mikrofal. W nieco późniejszej publikacji zasugerował nawet, że do wykrycia tego promieniowania mogłaby zostać użyta antena w Holmdel⁶. Ani Penzias i Wilson, ani Dicke, ani nikt inny w Princeton nie wiedział o tej ostatniej sugestii.

Szum, który odkryli Penzias i Wilson, był oczywiście efektem promieniowania, które postulował Gamow. Tym samym odkryli oni krawędź wszechświata⁷, a przynajmniej krawędź jego widocznej części, 90 miliardów bilionów mil stąd. Promieniowanie, które rejestrowała antena w Holmdel, składało się z pierwszych fotonów — najstarszego światła we wszechświecie — aczkolwiek czas i przestrzeń przekształciły je w mikrofale, dokładnie tak jak przewidywał Gamow. W książce Wszechświat inflacyjny Alan Guth podsuwa analogię, która może pomóc zobaczyć wszystko we właściwej perspektywie. Gdyby porównać spoglądanie w głąb wszechświata do oglądania ulicy z setnego piętra Empire State Building w Nowym Jorku i założyć, że setne piętro odpowiada chwili obecnej, a poziom ulicy wielkiemu wybuchowi, to w momencie dokonania odkrycia przez Penziasa i Wilsona najdalsze znane galaktyki były na poziomie sześćdziesiątego, a najdalsze znane obiekty — kwazary — na poziomie dwudziestego piętra. Odkrycie Penziasa i Wilsona rozszerzyło naszą perspektywę⁸ do mniej więcej centymetra od parteru.

Wciąż nieświadomi przyczyn uporczywego szumu Wilson i Penzias zadzwonili do Princeton i przedstawili Dicke’owi swój problem, mając nadzieję, że znajdzie jakieś rozwiązanie. Dicke natychmiast zdał sobie sprawę z sytuacji. „No cóż, chłopcy, wyprzedzono nas”, powiedział swoim kolegom po zakończonej rozmowie.

Niebawem w czasopiśmie „Astrophysical Journal” ukazały się dwa artykuły; w jednym z nich Penzias i Wilson opisali swoje zmagania z szumem, w drugim zespół Dicke’a wyjaśnił naturę i pochodzenie szumu. Wprawdzie Penzias i Wilson nie poszukiwali kosmicznego promieniowania tła, nie zdawali sobie sprawy z natury swego odkrycia, nie zinterpretowali go w żadnej publikacji, lecz w 1978 roku otrzymali Nagrodę Nobla. Badacze z Princeton musieli zadowolić się uznaniem ze strony środowiska naukowego. Dennis Overbye pisze w Lonely Hearts of the Cosmos, że Penzias i Wilson zrozumieli doniosłość swego odkrycia dopiero wtedy, gdy przeczytali o nim w „New York Timesie”.

Każdy z nas może osobiście doświadczyć działania kosmicznego promieniowania tła. Wystarczy przełączyć telewizor na jeden z kanałów, na których nie nadaje żadna stacja telewizyjna. Około 1 procenta widocznego na ekranie szumu⁹ ma swoje źródło w odwiecznej pozostałości wielkiego wybuchu. Gdy następnym razem będziesz narzekać, że w telewizji nie ma nic ciekawego, pamiętaj, że zawsze możesz oglądać narodziny wszechświata.

Wprawdzie wszyscy używają określenia „wielki wybuch”, lecz wiele książek przestrzega przed dosłownym rozumieniem tego zjawiska jako konwencjonalnej eksplozji. Była to raczej nagła ekspansja na ogromną skalę. A co było jej przyczyną?

Być może osobliwość stanowiła relikt poprzedniego wszechświata, który uległ kolapsowi. Według tej wersji nasz wszechświat stanowi tylko jeden etap w nieskończonym cyklu ekspandujących i zapadających się wszechświatów — niczym pęcherzyk w aparacie tlenowym. Inne hipotezy przypisują wielki wybuch tak zwanej „fałszywej próżni”, „polu skalarnemu” lub „energii próżni” — pewnego rodzaju niestabilności próżni czy raczej nicości, która istniała uprzednio. Wydaje się niemożliwe, że coś może powstać z nicości, lecz fakt, iż niegdyś była nicość, a obecnie jest wszechświat, stanowi ewidentny dowód, że jest to jednak możliwe. Istnieją także hipotezy, według których nasz wszechświat jest tylko częścią większego wszechświata lub wielu większych wszechświatów, o różnych wymiarach, w których wielkie wybuchy są na porządku dziennym. Być może przed wielkim wybuchem przestrzeń i czas miały zupełnie inną formę — dla nas zbyt trudną do wyobrażenia — a wielki wybuch stanowi pewnego rodzaju fazę przejściową od formy, której w żaden sposób nie jesteśmy w stanie pojąć, do formy, którą próbujemy zrozumieć. „To są pytania z pogranicza religii”¹⁰, powiedział w wywiadzie dla „New York Timesa” w 2001 roku dr Andrej Linde, kosmolog ze Stanford University.

Teoria wielkiego wybuchu nie dotyczy samego wybuchu, lecz mówi o tym, co zaszło później. Nawiasem mówiąc, później to nie jest właściwe słowo. Naukowcy sądzą, że z pomocą dość zaawansowanej matematyki oraz obserwacji i wyników eksperymentów w akceleratorach cząstek potrafią spojrzeć wstecz aż do 10–43 sekundy od momentu stworzenia, gdy wszechświat był wciąż tak mały, że zobaczenie go wymagałoby mikroskopu. Nie warto mdleć na widok każdej niezwykłej liczby, lecz od czasu do czasu warto się im przyjrzeć, choćby po to, aby uświadomić sobie ich niewiarygodną i niepojętą rozpiętość. Zatem 10–43 sekundy oznacza 0,0000000000000000000000000000000000000000001 część sekundy lub jedną dziesiątą z milionowej z bilionowej z bilionowej z bilionowej części sekundy¹¹¹².

Większość z tego, co wiemy, albo sądzimy, że wiemy, na temat początkowej fazy istnienia wszechświata wiąże się z koncepcją tak zwanej teorii inflacyjnej, którą wysunął młody fizyk ze Stanford University (obecnie w MIT), Alan Guth. Miał wtedy 32 lata i — według jego własnej opinii — jego ówczesny dorobek¹³ był raczej niepozorny. Prawdopodobnie nie dokonałby swego wielkiego odkrycia, gdyby nie wysłuchał wykładu na temat wielkiego wybuchu, który wygłosił nie kto inny jak sam Robert Dicke. Wykład zainspirował Gutha do zajęcia się kosmologią¹⁴, a w szczególności narodzinami wszechświata.

W rezultacie powstała teoria inflacji, zgodnie z którą ułamek sekundy po swoich narodzinach wszechświat przeszedł fazę gwałtownej ekspansji, w czasie której nieustannie podwajał swoje rozmiary co 10–34 sekundy. Ta faza ekspansji, lub inflacji, trwała zaledwie 10–30 sekundy¹⁵ — czyli jedną milionową z milionowej z milionowej z milionowej z milionowej części sekundy — lecz w tym okresie rozmiary wszechświata uległy zmianie od czegoś, co mógłbyś zmieścić w dłoni, do czegoś 10 000 000 000 000 000 000 000 000 razy większego¹⁶. Teoria inflacji pozwala wyjaśnić, skąd się wzięły niejednorodności materii („zmarszczki i wiry”), dzięki którym nasz wszechświat jest taki, jaki jest. Bez nich nie byłoby skupisk materii, gwiazd, planet, lecz jedynie dryfujący gaz i wieczna ciemność.

Zgodnie z teorią Gutha grawitacja pojawiła się po jednej dziesiątej z milionowej z bilionowej z bilionowej z bilionowej części sekundy. Po kolejnym, równie krótkim ułamku sekundy, do grawitacji dołączył elektromagnetyzm oraz silne i słabe oddziaływania jądrowe — esencja fizyki. W chwilę później pojawiły się cząstki elementarne — esencja esencji — roje fotonów, protonów, elektronów, neutronów, z których każdy liczył między 1079 a 1089 cząstek, według standardowej wersji wielkiego wybuchu.

Takie liczby i zjawiska są oczywiście trudne do wyobrażenia. W jednym, brzemiennym w skutki momencie, zostaliśmy obdarzeni ogromnym — o średnicy co najmniej 100 miliardów lat świetlnych, lecz niewykluczone, że znacznie większej lub nawet nieskończonej — wszechświatem, doskonale przygotowanym do stworzenia gwiazd, galaktyk i innych złożonych układów¹⁷.

Jeszcze bardziej zadziwiający, przynajmniej z naszego punktu widzenia, jest fakt, że wszechświat okazał się wyjątkowo dobrze przygotowany dla nas. Gdyby był tylko troszkę inny — gdyby na przykład grawitacja była nieznacznie silniejsza lub słabsza, gdyby rozszerzał się trochę szybciej lub trochę wolniej — nie powstałyby stabilne izotopy pierwiastków, z których jesteśmy zbudowani my sami oraz ziemia, po której stąpamy. Gdyby grawitacja była silniejsza, wszechświat miałby inne wymiary oraz inną gęstość i zapadłby się jak źle postawiony namiot. Gdyby grawitacja była słabsza, nie doszłoby do powstania skupisk materii. Wszechświat na zawsze pozostałby pusty i nieciekawy.

Niektórzy eksperci sądzą, że to nadzwyczajne przystosowanie można dość prosto wytłumaczyć. Być może nasz wielki wybuch jest tylko jednym z wielu wielkich wybuchów. Być może jest jednym z bilionów bilionów wielkich wybuchów powtarzających się w przepastnej nieskończoności przestrzeni i czasu. A my istniejemy w tym konkretnym wcieleniu, ponieważ tylko w nim możemy istnieć. Jak ujął to Edward P. Tryon z Columbia University: „Na pytanie, dlaczego tak się stało, stawiam nieśmiało skromną hipotezę, że nasz wszechświat jest po prostu jedną z tych rzeczy, które od czasu do czasu się zdarzają”. Hipotezę Tryona następująco skomentował Guth: „Aczkolwiek stworzenie wszechświata może być bardzo mało prawdopodobne, Tryon zwrócił uwagę na to, że nikt nie policzył nieudanych prób”¹⁸.

Brytyjski uczony, popularyzator nauki, astronom królewski Martin Rees uważa, że istnieje wiele wszechświatów, być może nawet nieskończenie wiele. Każdy z nich ma inne cechy lub inną kombinację cech, a my po prostu żyjemy w tym wszechświecie, którego kombinacja cech pozwala nam istnieć. Rees odwołuje się do analogii ze sklepem z ubraniami¹⁹: „Nie ma nic dziwnego w tym, że w olbrzymim sklepie odzieżowym znajdziesz w końcu coś, co na ciebie pasuje. W olbrzymim zbiorze wszechświatów, rządzonych przez różne zestawy stałych fizycznych, w końcu znajdzie się taki, którego stałe fizyczne sprzyjają powstaniu i podtrzymaniu życia. My żyjemy w takim wszechświecie”.

Rees uważa, że naszym wszechświatem rządzi sześć liczb. Gdyby którakolwiek z nich była choć trochę inna, sprawy potoczyłyby się zupełnie inaczej. Istnienie wszechświata w takiej formie, jaką widzimy, wymaga na przykład, aby wodór był zamieniany w hel w ściśle określony sposób — w szczególności siedem tysięcznych masy wodoru musi zamieniać się w energię. Gdyby choć trochę zmniejszyć tę liczbę — na przykład z 0,007 do 0,006 — transformacja wodoru w hel byłaby niemożliwa i wszechświat składałby się z samego wodoru. Gdyby dla odmiany zwiększyć współczynnik — powiedzmy do 0,008 — tempo powstawania helu byłoby tak duże, że wodór dawno przestałby istnieć. W jednym i w drugim przypadku nieznaczna zmiana stałej fizycznej powoduje²⁰, że nie zaistniałby wszechświat w takiej postaci, jaką znamy i jakiej potrzebujemy.

W tym miejscu powinienem zaznaczyć, że jak dotąd wszystko jest w porządku. Na dłuższą metę może się okazać, że grawitacja jest jednak trochę zbyt silna²¹ i któregoś dnia zdoła zatrzymać i zawrócić ekspansję wszechświata, aż w końcu doprowadzi go do zapadnięcia się w kolejną osobliwość, po której cały proces może się powtórzyć. Równie dobrze może się jednak okazać, że grawitacja jest trochę zbyt słaba. W tym przypadku wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Cząstki materii będą się oddalać od siebie, oddziaływania między nimi będą coraz słabsze, wszechświat będzie coraz większy, coraz bardziej pusty i coraz bardziej pozbawiony wewnętrznego ruchu, aż w końcu stanie się martwy. Trzecia opcja jest taka, że grawitacja jest idealnie dostrojona — taką sytuację kosmolodzy określają terminem „gęstość krytyczna” — dzięki czemu wymiary wszechświata zawsze będą takie, jakie są, i ewolucja wszechświata będzie trwać wiecznie. Kosmolodzy niekiedy mówią w takim przypadku o „efekcie Złotowłosej” — wszystko jest takie, jakie być powinno. (Według bardziej oficjalnej terminologii powyższe trzy możliwe scenariusze są określane jako wszechświat zamknięty, otwarty i płaski).

Każdy z nas zadał sobie kiedyś pytanie: Co by się stało, gdybym pojechał na kraniec wszechświata i wystawił głowę na zewnątrz? Gdzie znalazłaby się moja głowa, skoro nie byłaby już wewnątrz wszechświata? Co zobaczyłbym na zewnątrz? Odpowiedź jest równie prosta, co rozczarowująca: nigdy nie dotrzesz do krańca wszechświata. Nie dlatego, że trwałoby to zbyt długo — aczkolwiek taka wycieczka musiałaby oczywiście trochę potrwać — lecz dlatego, że nawet gdybyś odważnie i niezmordowanie podróżował, poruszając się wciąż wzdłuż linii prostej, bynajmniej nie dotarłbyś do granicy, lecz wróciłbyś w to samo miejsce, z którego wyruszyłeś (co zapewne zniechęciłoby cię do podejmowania kolejnych prób). Zgodnie z teorią względności Einsteina (do której dojdziemy w dalszej części książki) wszechświat jest zakrzywiony. Nie powinniśmy wyobrażać sobie wszechświata jako dużego, rozszerzającego się bąbla, ponieważ przestrzeń jest zakrzywiona w taki sposób, że wszechświat jest skończony, lecz pozbawiony granic. Samo rozszerzanie się wszechświata także należy traktować ostrożnie. Jak pisze Steven Weinberg, laureat Nagrody Nobla, „układy słoneczne i galaktyki nie rozszerzają się, sama przestrzeń również się nie rozszerza”, lecz galaktyki oddalają się od siebie²². Wszystko to stanowi swego rodzaju wyzwanie dla intuicji. Biolog J.B.S. Haldane wypowiedział w tym kontekście swą słynną uwagę: „Wszechświat jest nie tylko dziwniejszy, niż sobie wyobrażamy, jest dziwniejszy, niż potrafimy sobie wyobrazić”.

Dla wyjaśnienia krzywizny wszechświata przywołuje się zwykle przykład płaszczaka, istoty żyjącej w dwuwymiarowym wszechświecie, w którym wszystko jest płaskie. Owa istota, która nigdy nie widziała sfery, zostaje przeniesiona na Ziemię. Wyruszając w podróż w poszukiwaniu krańca Ziemi, płaszczak nigdy nie znajdzie żadnego krańca, lecz w końcu wróci do miejsca, z którego wyruszył, co zapewne niepomiernie go zdziwi. Próbując wyjaśnić przyczyny i zrozumieć zakrzywienie przestrzeni, jesteśmy w takiej samej sytuacji jak nasz skonfundowany płaszczak, z tą różnicą, że naszą konfuzję wywołuje przestrzeń o większej liczbie wymiarów.

Podobnie jak nie istnieje kraniec wszechświata, nie istnieje również jego środek. Nie ma takiego miejsca, w którym mógłbyś stanąć i powiedzieć: „Tu się wszystko zaczęło. To jest środek wszystkiego”. Wszystko jest środkiem wszystkiego. W istocie nie wiemy tego z całą pewnością, ponieważ nie potrafimy tego matematycznie udowodnić. Naukowcy po prostu zakładają, że nie możemy być środkiem wszechświata²³ — cokolwiek to znaczy — i że wszystko wygląda tak samo z punktu widzenia każdego obserwatora w każdym punkcie wszechświata. Lecz nawet tego nie jesteśmy całkowicie pewni.

Z naszego punktu widzenia wszechświat sięga tak daleko, jak daleko dotarło światło od momentu stworzenia. Widoczny wszechświat — który widzimy, znamy i o którym możemy coś powiedzieć²⁴ — rozciąga się na milion milionów milionów milionów (czyli 1 000 000 000 000 000 000 000 000) mil. Lecz według większości teorii cały wszechświat — niekiedy zwany metawszechświatem — jest o wiele większy. Rees uważa, że rozmiary tego większego, niewidocznego wszechświata²⁵ byłyby zapisane nie „za pomocą tuzina ani nawet setki, lecz milionów cyfr”. Krótko mówiąc, zanim wystawimy głowę na jakieś nieokreślone zewnątrz, mamy przed sobą więcej, o wiele więcej przestrzeni, niż potrafimy sobie wyobrazić.

Przez długi czas teoria wielkiego wybuchu miała pewien istotny mankament, który stanowił poważny problem dla większości jej zwolenników: nie potrafiła wyjaśnić, skąd my się tu wzięliśmy. Wprawdzie 98 procent materii, która obecnie istnieje, powstało w wielkim wybuchu, ale składała się ona wyłącznie z lekkich pierwiastków: wodoru, helu i litu, o których wspominaliśmy już wcześniej. Ani jedna cięższa cząstka nie pojawiła się w gazowym tyglu stworzenia. Nie pojawiły się pierwiastki niezbędne dla naszego istnienia — węgiel, azot, tlen i cała reszta. Problem polega na tym, że do stworzenia tych pierwiastków niezbędne są takie temperatury i ciśnienia, jakie panowały podczas wielkiego wybuchu. Skoro jedyny jak dotąd wielki wybuch nie doprowadził do powstania tych pierwiastków, to skąd one się wzięły? Paradoksalnie, odpowiedź na to pytanie znalazł kosmolog, który był przeciwnikiem teorii wielkiego wybuchu i który stworzył termin „wielki wybuch” w przypływie sarkastycznego humoru, w celu zdeprecjonowania go.

Niebawem dojdziemy do pytania, jak się tutaj znaleźliśmy, lecz najpierw zajmiemy się sprecyzowaniem, gdzie dokładnie jest „tutaj”.

D. Bodanis, E = mc2. A Biography of the World’s Most Famous Equation, London 2000, s. 111. [wróć]

A. Guth, The Inflationary Universe. The Quest for a New Theory of Cosmic Origins, London 1997, s. 254. [wróć]

Cosmos Sits for Early Portrait, Gives Up Secrets, „New York Times”, 12 lutego 2003, s. 1; How Old Is the Universe?, „US News and World Report”, 18-25 sierpnia 1997, s. 34-36. [wróć]

A. Guth, op. cit., s. 86. [wróć]

L.M. Krauss, Rediscovering Creation, w: W.H. Shore (red.), Mysteries of Life and the Universe, San Diego 1992, s. 50. [wróć]

D. Overbye, Lonely Hearts of the Cosmos. The Scientific Quest for the Secret of the Universe, London 1991, s. 153. [wróć]

Echoes from the Big Bang, „Scientific American”, styczeń 2001, s. 38-43. [wróć]

A. Guth, op. cit., s. 101. [wróć]

J. Gribbin, In the Beginning. The Birth of the Living Universe, London 1994, s. 18. [wróć]

Before the Big Bang, There Was… What?, „New York Times”, 22 maja 2001, s. F1 [wróć]

Wzmianka o wykładniczym zapisie liczb. Bardzo duźe liczby są niewygodne w zapisie i jeszcze mniej wygodne przy czytaniu, więc naukowcy stosują skrótowy zapis wykorzystujący potęgi (czyli wielokrotności) liczby 10. W tej notacji na przykład liczba 10 000 000 000 jest zapisana jako 1010, a 6 500 000 jako 6,5 × 106. Zasada jest bardzo prosta i opiera się na wielokrotnościach liczby 10: 10 × 10 (czyli 100) staje się 102, 10 × 10 × 10 (czyli 1000) staje się 103 i tak dalej. Można w ten sposób wygodnie zapisać niemal dowolnie dużą liczbę. Mały wykładnik oznacza liczbę zer, które należy wstawić po dużej, głównej liczbie. Ujemne wykładniki dają w zasadzie lustrzane odbicie, umożliwiając zapis bardzo małych liczb: wykładnik oznacza liczbę zer, które należy umieścić po przecinku dziesiętnym, wliczając zero z lewej strony przecinka (10–4 oznacza więc 0,0001). Zasada jest bardzo piękna, lecz nieodmiennie wprawia mnie w zdumienie fakt, że ktoś potrafi natychmiast zinterpretować 1,4 × 109 km3 jako 1,4 miliarda kilometrów sześciennych; równie mocno dziwi mnie fakt, że pierwsza z powyższych form zapisu została użyta w książce przeznaczonej dla laika (skąd zaczerpnąłem ten przykład). Zakładając, że u wielu czytelników znajomość matematyki jest zbliżona do mojej, będę się starał nie nadużywać notacji wykładniczej, aczkolwiek w niektórych sytuacjach będzie to raczej nieuniknione, na przykład w rozdziale opisującym zjawiska na skalę kosmiczną. [wróć]

A. Lightman, First Birth, w: W.H. Shore (red.), op. cit., s. 13. [wróć]

D. Overbye, op. cit., s. 216. [wróć]

A. Guth, op. cit., s. 89. [wróć]

D. Overbye, op. cit., s. 242. [wróć]

The First Split Second, „New Scientist”, 31 marca 2001, s. 27-30. [wróć]

The First Stars in Universe, „Scientific American”, grudzień 2001, s. 64-71; Listen Closely… From Tiny Hum Came Big Bang, „New York Times”, 30 kwietnia 2001, s. 1. [wróć]

Cytowane w: A. Guth, op. cit., s. 14. [wróć]

Why Is There Life?, „Discover”, listopad 2000, s. 66. [wróć]

M. Rees, Just Six Numbers. The Deep Forces that Shape the Universe, London 2000, s. 147. [wróć]

Riddle of the Flat Universe, „Financial Times”, 1-2 lipca 2000; The World is Flat after All, „Economist”, 20 maja 2000, s. 97. [wróć]

S. Weinberg, Dreams of a Final Theory, London 1993, s. 26. [wróć]

S. Hawking, A Brief History of Time. From the Big Bang to Black Holes, London 1988, s. 47. [wróć]

Ibid., s. 13. [wróć]

M. Rees, op. cit., s. 147. [wróć]

Rozdział 2. WITAJ W UKŁADZIE SŁONECZNYM

Rozdział 2

WITAJ W UKŁADZIE SŁONECZNYM

Współcześni astronomowie potrafią dokonywać niesamowitych sztuczek. Gdyby ktoś zapalił zapałkę na Księżycu, potrafiliby ją dojrzeć. Na podstawie maleńkich wahań położeń odległych gwiazd¹ umieją wywnioskować rozmiary i kształt orbit, a nawet możliwości podtrzymania życia na planetach tak odległych, że potrzebowalibyśmy pół miliona lat, żeby tam dotrzeć. Ich radioteleskopy rejestrują tak słabe sygnały, że całkowita ilość energii spoza Układu Słonecznego, zebrana przez wszystkie radioteleskopy od początku ich działania (czyli od 1951 roku), wynosi „mniej niż energia pojedynczego płatka śniegu opadającego na ziemię”², jak ujął to Carl Sagan.

Krótko mówiąc, niewiele rzeczy we wszechświecie może ujść uwagi astronomów. Tym bardziej zadziwiający wydaje się fakt, że aż do 1978 roku nikt nie spostrzegł księżyca krążącego wokół Plutona. W lecie 1978 roku James Christy³, młody amerykański astronom z Lowell Observatory we Flagstaff, w Arizonie, spostrzegł coś dziwnego w trakcie rutynowej inspekcji fotograficznych obrazów Plutona — niewyraźną, słabo widoczną plamkę. Po konsultacji z kolegą z tego samego obserwatorium, Robertem Harringtonem, doszedł do wniosku, że plamka z całą pewnością nie jest Plutonem, a zatem musi być obrazem księżyca. I to nie byle jakiego księżyca — w proporcji do macierzystej planety jest to największy księżyc Układu Słonecznego.

Odkrycie to jeszcze bardziej nadwątliło i tak już niepewny status Plutona jako planety. Obecność księżyca oznacza bowiem, że sam Pluton jest jeszcze mniejszy, niż uprzednio sądzono⁴ — mniejszy nawet od Merkurego. Aż siedem księżyców w Układzie Słonecznym, wliczając ziemski Księżyc, przewyższa Plutona rozmiarami.

Można sobie zadać dość oczywiste pytanie, dlaczego tak długo nikt nie zauważył księżyca w naszym własnym Układzie Słonecznym. Od powiedzialność rozkłada się na trzy czynniki: częściowo wiąże się z kwestią, w którą stronę astronomowie kierują swe instrumenty; częściowo z kwestią, do czego ich instrumenty są zaprojektowane; częściowo odpowiedzialny jest sam Pluton. Najważniejszy jest pierwszy z powyższych czynników. Jak mówi astronom Clark Chapman⁵: „Większość ludzi sądzi, że astronomowie wychodzą w nocy z domu, żeby przeglądać niebo. W rzeczywistości jest zupełnie inaczej. Prawie wszystkie teleskopy na świecie są zaprojektowane w celu obserwacji maleńkich fragmentów nieba w poszukiwaniu odległych galaktyk, kwazarów lub czarnych dziur. Jedyna sieć teleskopów przeznaczona do skanowania nieba została zaprojektowana i zbudowana przez armię”.

Rzeczywistość obserwacji astronomicznych jest dość odmienna od tego, do czego przyzwyczaiły nas artystyczne impresje i publikacje zamieszczane w mediach. Na fotografiach Christy’ego Plutona reprezentuje słabo widoczna, niewyraźna plamka, a obraz jego księżyca — maleńka, trudna do odróżnienia plamka obok plamki — w niczym nie przypomina romantycznie podświetlonych, ostro zarysowanych obrazków z „National Geographic”. Obraz był w istocie tak niewyraźny, że dopiero po siedmiu latach księżyc został ponownie zaobserwowany⁶, co ostatecznie potwierdziło jego istnienie.

Interesującym zbiegiem okoliczności odkrycie księżyca Plutona miało miejsce we Flagstaff, w Arizonie, w tym samym obserwatorium, w którym w 1930 roku odkryto samego Plutona, którego istnienie przewidywał Percival Lowell. Lowell pochodził z Bostonu, wywodził się z jednej z najstarszych i najbogatszych bostońskich rodzin (to właśnie o niej mówi słynne powiedzenie, w którym symbolami Bostonu są fasola i dorsz, Lowellowie rozmawiają wyłącznie z Cabotami, a Cabotowie wyłącznie z Bogiem), założył słynne obserwatorium, noszące dziś jego imię, lecz najlepiej jest pamiętany jako odkrywca kanałów na Marsie. Wierzył, że kanały owe zbudowali przedsiębiorczy Marsjanie, aby transportować wodę ze stref polarnych do urodzajnych, lecz suchych obszarów w pobliżu równika.

Równie mocno jak w przypadku kanałów na Marsie Lowell był przekonany, że poza orbitą Neptuna musi istnieć kolejna, nieznana planeta. Opierał swe przekonanie na odkrytych przez siebie nieregularnościach orbitalnych ruchów Urana i Neptuna. Ostatnie lata swego życia spędził na bezowocnych poszukiwaniach gazowego giganta, którego nazwał planetą X i którego istnienia był tak pewny jak kanałów na Marsie. Zmarł w 1916 roku, przynajmniej częściowo w wyniku wyczerpania związanego z niestrudzonymi poszukiwaniami planety X. Spadkobierców Lowella znacznie bardziej interesowały sprawy majątkowe, w wyniku czego kwestia istnienia planety X stopniowo popadła w zapomnienie. Dopiero w 1929 roku dyrekcja Lowell Observatory podjęła na nowo poszukiwania (częściowo w celu odwrócenia uwagi od historii z kanałami na Marsie, która tymczasem w znacznym stopniu nadwątliła reputację obserwatorium) i zatrudniła w tym celu pewnego młodego człowieka ze stanu Kansas, Clyde’a Tombaugh.

Tombaugh nie był zawodowym astronomem, lecz był bystry i pracowity. Ostatecznie, po roku cierpliwej pracy spostrzegł słabą plamkę światła na błyszczącym firmamencie⁷. Odkrycie Plutona przez Tombaugh graniczyło z cudem, ponieważ obserwacje ruchów Urana i Neptuna, na których Lowell opierał swoją hipotezę, okazały się całkowicie błędne. Tombaugh natychmiast się zorientował, że nowa planeta w niczym nie przypomina gazowego giganta, którego spodziewał się Lowell. Wszelkie zastrzeżenia co do charakteru nowej planety zostały jednak zignorowane. To była pierwsza planeta odkryta przez amerykańskiego astronoma i natychmiast dostała się na czołówki wszystkich gazet, wywołując ekstazę. Nikt nie zawracał sobie głowy faktem, że w rzeczywistości jest to jedynie spory kawałek lodu. Nazwa „Pluton” została wybrana między innymi ze względu na zbieżność pierwszych dwóch liter z inicjałami Percivala Lowella, którego pośmiertnie uznano za geniusza. Tombaugh został niemal całkowicie zapomniany i obecnie pamiętają o nim jedynie astronomowie planetarni.

Niektórzy astronomowie nadal sądzą, że planeta X istnieje⁸. Nie mają na myśli Plutona, a raczej coś bardziej zbliżonego do hipotezy Lowella — prawdziwego giganta, większego (może nawet dziesięciokrotnie) niż Jowisz, lecz jak dotąd niewidocznego, ponieważ dociera do niego tak mało światła słonecznego, że prawie nic nie odbija się w naszą stronę. Nie byłby to jednak obiekt w rodzaju Jowisza czy Saturna, lecz znacznie bardziej odległy — mówimy tu o odległościach rzędu 4,5 biliona mil — i bardziej przypominający niedoszłą gwiazdę niż konwencjonalną planetę. Hipoteza ta opiera się częściowo na wynikach obserwacji — większość gwiazd w kosmosie tworzy układy podwójne (dwie gwiazdy krążące wokół siebie nawzajem). Nasze samotne Słońce stanowi raczej wyjątek niż regułę.

Wróćmy do Plutona. Nikt nie zna jego dokładnych rozmiarów. Nie wiemy, z czego jest zrobiony. Nawet jego status planety nie jest całkiem pewny. Wielu astronomów uważa, że Pluton w ogóle nie jest planetą, a jedynie największym dotychczas zaobserwowanym obiektem w strefie kosmicznego gruzu, zwanej pasem Kuipera. Idea pasa Kuipera sięga 1930 roku i pochodzi od astronoma F.C. Leonarda⁹. Spopularyzował ją Gerard Kuiper, holenderski astronom pracujący w Ameryce. Pas Kuipera stanowi źródło tak zwanych krótkookresowych komet, które odwiedzają nas dość regularnie — najsłynniejszą z nich jest kometa Halleya. Niezmiernie rzadko widywane komety długookresowe (między innymi niedawno obserwowane komety Hale’a-Boppa oraz Hyakutake) pochodzą ze znacznie dalej położonego obłoku Oorta, o którym jeszcze będzie mowa.

W porównaniu z pozostałymi planetami Układu Słonecznego Pluton nie tylko jest karłem, lecz także pod wieloma innymi względami odbiega od planetarnej normy. Jego orbita jest na tyle nieregularna, że nikt nie potrafi precyzyjnie określić, gdzie będzie się znajdował za kolejne sto lat. Wszystkie planety krążą wokół Słońca mniej więcej w tej samej płaszczyźnie, względem której jedynie płaszczyzna orbity Plutona jest dość mocno odchylona — o około 17 stopni — jak krzywo nałożony kapelusz. Orbita jest także znacznie wydłużona, co powoduje, że przez długie okresy Pluton znajduje się bliżej Słońca (i zarazem Ziemi) niż Neptun. Przez większą część dziewiętnastego i dwudziestego stulecia Neptun był w istocie najdalej położoną planetą Układu Słonecznego. Dopiero całkiem niedawno, 11 lutego 1999 roku, Pluton powrócił na zewnętrzny pas ruchu¹⁰, na którym pozostanie przez kolejne 228 lat.

Nawet jeżeli zaliczymy Plutona do planet, to musimy się pogodzić z pewnymi niezwykłymi cechami tej planety. Pluton jest bardzo mały — jego masa odpowiada około ćwierci procenta masy Ziemi. Gdyby posadzić go na powierzchni Stanów Zjednoczonych, to nie zająłby nawet połowy. Wokół Słońca krążą cztery małe, kamienne planety wewnętrzne, cztery gazowe giganty zewnętrzne oraz jedna samotna bryła lodu. Co więcej, mamy powody sądzić, że niebawem zaczniemy odkrywać inne, może nawet większe bryły lodu w tej samej okolicy, w której krąży Pluton. Wtedy status Plutona stanie się naprawdę problematyczny. Po odkryciu księżyca Plutona w 2002 roku astronomowie zaczęli nieco uważniej przyglądać się tej części nieba i do grudnia tego roku odkryli nie mniej niż 600 dodatkowych Obiektów Transneptunowych¹¹ (zwanych także plutinami). Jeden z nich, nazwany Varuna, jest prawie tak duży jak księżyc Plutona. Astronomowie sądzą, że mogą istnieć miliardy takich obiektów, a jedyna trudność w ich zlokalizowaniu polega na tym, że większość z nich jest w zasadzie niewidoczna. Przeciętne albedo (czyli współczynnik odbicia światła) wynosi zaledwie 4 procent. Mniej więcej tyle samo światła odbija bryła węgla drzewnego¹² — nic dziwnego, że z odległości 6 miliardów kilometrów trudno ją dostrzec.

Ile to jest 6 miliardów kilometrów? Taką odległość trudno sobie bezpośrednio wyobrazić, spróbujmy więc — w celach edukacyjno-rozrywkowych — wybrać się w podróż w kosmos. Na początek nie będziemy się wypuszczać zbyt daleko — jedynie do granic Układu Słonecznego. Pozwoli nam to się przekonać, jak duży jest kosmos i jak małą jego część zajmujemy.

Na początek zła wiadomość — nie wrócimy do domu na kolację. Podróżując nawet z prędkością światła (300 000 kilometrów na sekundę), potrzebowalibyśmy siedmiu godzin, aby dotrzeć do Plutona. W rzeczywistości nie będziemy oczywiście podróżować z prędkością światła ani nawet z prędkością choćby zbliżoną do prędkości światła. Będziemy poruszać się z prędkością statku kosmicznego. To są znacznie stateczniejsze prędkości. Jak dotąd pod względem prędkości poruszania się palmę pierwszeństwa wśród obiektów stworzonych przez człowieka dzierżą statki „Voyager 1” i „Voyager 2”, które obecnie oddalają się od nas z prędkością 56 000 kilometrów na godzinę¹³.

Termin startu „Voyagerów” („Voyager 2” został wystrzelony w sierpniu, a „Voyager 1” we wrześniu 1977 roku) był związany z korzystnym ustawieniem Jowisza, Saturna, Urana i Neptuna — planetarną koincydencją, która zdarza się zaledwie raz na 175 lat. Start zaplanowano z tak dobranym wyprzedzeniem, aby oba statki mogły wykorzystać efekt „grawitacyjnej procy” w celu przyspieszenia lotu po kolejnych przejściach w pobliżu każdej z tych trzech planet. Wykorzystanie potężnej grawitacji gazowych gigantów pozwoliło na znaczne skrócenie lotu, ale i tak podróż do Urana trwała siedem lat, a przecięcie orbity Plutona nastąpiło po dwunastu latach od startu. W styczniu 2006 roku NASA wysłała statek „New Horizons” w kierunku Plutona. Wykorzystanie grawitacji Jowisza oraz pewnych konsekwencji postępu technologicznego pozwoli skrócić podróż do mniej więcej dziesięciu lat, aczkolwiek obawiam się, że podróż powrotna trwałaby znacznie dłużej. Tak czy inaczej, będzie to długa wyprawa.

Jedną z pierwszych myśli, które przychodzą do głowy, gdy rozważa się tego rodzaju przedsięwzięcia, jest konstatacja, że słowo „przestrzeń” stanowi wyjątkowo trafne określenie. Kosmos, ogólnie rzecz biorąc, jest ekstremalnie pusty i raczej mało urozmaicony. Nasz Układ Słoneczny może się wydawać wyjątkowo różnorodny i ożywiony, lecz wszystko, co się nań składa — Słońce, planety, księżyce, miliardy skał w pasie asteroid, komety oraz wszelki inny kosmiczny detrytus — wypełniają łącznie mniejszą objętość niż jedna bilionowa część dostępnej przestrzeni¹⁴. Żadna z map Układu Słonecznego, które oglądałeś w szkole, nawet w przybliżeniu nie zachowuje skali. Większość szkolnych map ukazuje planety jedna po drugiej w jednakowych odstępach — na wielu ilustracjach zewnętrzne planety rzucają cienie na siebie nawzajem — lecz jest to oszustwo; oszustwo konieczne, aby wszystkie planety zmieściły się na jednym kawałku papieru. W rzeczywistości Neptun nie znajduje się tylko trochę dalej niż Jowisz. Neptun krąży prawie sześć razy dalej od Słońca niż Jowisz, a ilość światła słonecznego, która dociera do Neptuna, stanowi zaledwie 3 procent światła padającego na Jowisza.

Odległości w Układzie Słonecznym są tak ogromne, że nie istnieje żaden praktyczny sposób narysowania go we właściwej skali, nawet gdyby cały podręcznik złożyć w harmonijkę. Gdyby tak dobrać skalę, aby Ziemia była przedstawiona w postaci ziarenka grochu, Jowisz znalazłby się w odległości ponad 300 metrów, a Pluton w odległości 2,5 kilometra (i miałby rozmiary bakterii, więc i tak byś go nie zobaczył). W tej samej skali Proxima Centauri, nasza najbliższa gwiazda, znalazłaby się w odległości 16 000 kilometrów. Nawet gdyby wszystko pomniejszyć do takich rozmiarów, że Jowisz miałby rozmiary kropki na końcu tego zdania, Pluton byłby nie większy od pojedynczej molekuły, a i tak wylądowałby 10 metrów od nas.

Układ Słoneczny jest naprawdę ogromny. Gdy dotrzemy do Plutona, będziemy tak daleko, że Słońce — nasze drogie, ciepłe, jasne, życiodajne Słońce — zmniejszy się do rozmiarów główki od szpilki i będzie tylko trochę jaśniejsze od najjaśniejszych gwiazd. Nic zatem dziwnego, że w tej bezmiernej pustce nawet całkiem duże obiekty — na przykład księżyc Plutona — umknęły naszej uwadze. Pod tym względem Pluton nie jest zresztą osamotniony. Przed wyprawą „Voyagerów” znane były dwa księżyce Neptuna — „Voyagery” odkryły kolejne sześć księżyców. Gdy chodziłem do szkoły, Układ Słoneczny liczył łącznie 30 księżyców. Obecnie znamy co najmniej 90¹⁵, z czego około jednej trzeciej odkryto w ciągu ostatniej dekady. W kontekście badań wszechświata jako całości warto sobie uświadomić, że nie wiemy jeszcze bardzo wielu rzeczy na temat Układu Słonecznego.

Kolejnym spostrzeżeniem, jakiego dokonamy, mijając Plutona, będzie fakt, że go mijamy. Jeżeli rzucisz okiem na plan podróży, przekonasz się, że podróżujemy do granic Układu Słonecznego. Pluton stanowi zwykle ostatni obiekt na szkolnych mapach, lecz w rzeczywistości nasz Układ nie kończy się bynajmniej na orbicie Plutona, nawet w przybliżeniu. Nie dotrzemy do prawdziwej granicy, dopóki nie miniemy obłoku Oorta, świata dryfujących komet, a na dotarcie do obłoku Oorta potrzebujemy… 10 tysięcy lat¹⁶. Orbita Plutona nie tylko nie jest granicą Układu Słonecznego — wbrew temu, co sugerują szkolne mapy nieba — lecz stanowi zaledwie jedną pięćdziesięciotysięczną część odległości do prawdziwej granicy.

Przy obecnym stanie technologii nie mamy oczywiście szans na taką podróż. Wyprawa na Księżyc, na odległość zaledwie 386 000 kilometrów, wciąż stanowi poważne wyzwanie. Propozycja załogowej wyprawy na Marsa, rezultat chwilowego zawrotu głowy prezydenta Busha, została po cichu odwołana i stopniowo popada w zapomnienie, ponieważ jej koszty zostały oszacowane na 450 miliardów dolarów, nie licząc zagrożenia życia członków załogi¹⁷ (ich DNA zostałoby zniszczone przez wysokoenergetyczne cząstki promieniowania słonecznego, przed którymi nie mogliby być skutecznie chronieni).

Opierając się na tym, co obecnie wiemy i umiemy, oraz na tym, co w granicach rozsądku potrafimy przewidywać, można uznać, że nie ma absolutnie żadnych szans, aby jakakolwiek ludzka istota mogła kiedykolwiek dotrzeć do granic Układu Słonecznego. To dla nas za daleko. Nawet za pomocą Teleskopu Hubble’a nie potrafimy zajrzeć w głąb obłoku Oorta¹⁸ i w istocie nie wiemy z całą pewnością, co tam jest. Jego istnienie jest dość prawdopodobne, lecz jak dotąd całkowicie hipotetyczne.

Obłok Oorta zaczyna się gdzieś daleko poza orbitą Plutona i rozciąga się na jakieś dwa lata świetlne. To niemal wszystko, co można z odrobiną pewności powiedzieć na jego temat. Podstawową miarą odległości w astronomii jest tak zwana jednostka astronomiczna, w skrócie AU (Astronomical Unit), równa odległości Ziemi od Słońca. Pluton znajduje się w odległości 40 AU od nas, obłok Oorta wypada w odległości około 50 000 AU. Krótko mówiąc, jest daleko.

Przypuśćmy jednak, że udało nam się dotrzeć do obłoku Oorta. Pierwsze, co zauważymy, to pustka i spokój. Jesteśmy bardzo, bardzo daleko od wszystkiego — nawet nasze Słońce nie jest już najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Grawitacja Słońca nadal wystarcza, aby utrzymać wszystkie te komety na ich orbitach, aczkolwiek jest już na tyle słaba, że komety dryfują statecznie, nie przekraczając prędkości 220 mil na godzinę¹⁹. Od czasu do czasu jedna z komet zostaje wytrącona ze swojej orbity przez jakieś grawitacyjne perturbacje, na przykład przez blisko położoną gwiazdę. W rezultacie kometa może zostać wyrzucona daleko w przestrzeń, aby już nigdy nie wrócić; niekiedy jednak zachodzi odmienny scenariusz — kometa trafia na wydłużoną orbitę wokółsłoneczną. Zazwyczaj w ciągu roku wewnętrzny obszar Układu Słonecznego odwiedzają trzy lub cztery takie długookresowe komety. Niekiedy tym zabłąkanym wędrowcom zdarza się trafić w coś twardego, na przykład w Ziemię. Dlatego tu jesteśmy — aby zobaczyć kometę, która właśnie zaczęła swą długą drogę w kierunku centrum Układu Słonecznego. Jej podróż zakończy się takim właśnie przypadkowym trafieniem, a przypadkowym celem będzie Manson w stanie Iowa. Zanim do tego dojdzie, upłynie jednak trochę czasu — co najmniej trzy lub cztery miliony lat — więc na razie ją opuścimy, aby powrócić w dalszej części naszej historii.

Więc tak wygląda Układ Słoneczny. A co jest dalej? No cóż, nic albo bardzo wiele, zależnie od punktu widzenia.

Najzwięźlej rzecz ujmując, nie ma tam nic. Najdoskonalsza ziemska próżnia, wytworzona za pomocą najdoskonalszej ludzkiej technologii, nie jest nawet w przybliżeniu tak pusta jak przestrzeń międzygwiezdna²⁰. Zanim natrafisz na cokolwiek innego, będziesz musiał pokonać całkiem spory kawałek tej pustki. Nasza najbliższa sąsiadka, Proxima Centauri²¹, jedna z trzech gwiazd tworzących potrójny układ zwany Alfa Centauri, znajduje się w odległości 4,3 roku świetlnego od nas. W skali całej galaktyki to maleńki kroczek, lecz w naszych ludzkich kategoriach to całkiem spory kawałek — 100 milionów razy dalej niż do Księżyca. Podróż na Proximę zajęłaby nam co najmniej 25 tysięcy lat. Nawet gdybyśmy tam dotarli, znaleźlibyśmy się w sąsiedztwie samotnej trójki gwiazd w środku ogromnej pustki. Dotarcie do następnego sąsiada, Syriusza, wymagałoby pokonania kolejnych 4,6 lat świetlnych. Podróżując w ten sposób, od gwiazdy do gwiazdy, poznalibyśmy zaledwie nasze najbliższe otoczenie, ale dotarcie choćby do centrum naszej Galaktyki trwałoby znacznie dłużej niż dotychczasowy czas istnienia gatunku ludzkiego.

Powiedzmy to raz jeszcze — przestrzeń jest ogromna. Przeciętna odległość między sąsiednimi gwiazdami²² wynosi ponad 30 milionów milionów kilometrów. To są fantastyczne odległości, nawet dla kogoś podróżującego z prędkością zbliżoną do prędkości światła. Jest oczywiście możliwe, że pozaziemskie istoty pokonują miliardy kilometrów, aby dla rozrywki formować uprawy roślin w postaci figur geometrycznych lub postraszyć kierowcę ciężarówki na pustej drodze w Arizonie (przecież u nich też muszą być nastolatki), lecz nie wydaje się to bardzo realne.

Statystycznie rzecz biorąc, prawdopodobieństwo istnienia innych istot myślących wydaje się jednak całkiem duże. Nikt nie wie, ile gwiazd liczy Droga Mleczna — według różnych oszacowań od 100 do 400 miliardów — a Droga Mleczna jest tylko jedną z około 140 miliardów galaktyk, z których wiele jest większych od naszej. Te ogromne liczby zainspirowały Franka Drake’a, astronoma z Cornell University, który w latach sześćdziesiątych sformułował słynne równanie służące do obliczania prawdopodobieństwa istnienia zaawansowanych form życia w kosmosie.

Równanie Drake’a jest prostym iloczynem kilku współczynników, z których każdy powstaje przez podzielenie dwóch liczb: na początku liczbę gwiazd w wybranej części wszechświata należy podzielić przez liczbę gwiazd, które posiadają układy planetarne; wynik trzeba następnie pomnożyć przez liczbę układów planetarnych, które teoretycznie mogłyby podtrzymać życie; następnie przez liczbę układów, w których z prostych form życia mogą wyewoluować formy inteligentne i tak dalej. Po każdym kolejnym współczynniku ostateczny wynik dramatycznie maleje, lecz nawet przy najbardziej konserwatywnych danych wejściowych liczba zaawansowanych cywilizacji w samej galaktyce Drogi Mlecznej idzie w miliony.

Cóż za interesująca, a nawet podniecająca myśl: jesteśmy tylko jedną z milionów zaawansowanych cywilizacji. Niestety, każda z nich okupuje swój kawałek przestrzeni, przestrzeń jest taka, jaka jest, i w rezultacie przeciętna odległość między dwiema sąsiadującymi cywilizacjami wynosi co najmniej 200 lat świetlnych. To może brzmieć całkiem niewinnie, ale w rzeczywistości stanowi dość istotną przeszkodę. Po pierwsze, nawet jeżeli nasi najbliżsi sąsiedzi wiedzą o naszym istnieniu i potrafią nas jakoś dojrzeć przez swoje teleskopy, bynajmniej nie widzą ani ciebie, ani mnie. Do ich teleskopów dociera światło, które opuściło Ziemię 200 lat temu. Właśnie oglądają rewolucję francuską, Thomasa Jeffersona, osobników paradujących w jedwabnych pończochach i pudrowanych perukach. Widzą ludzi, którzy nie wiedzą, co to jest atom, nie znają pojęcia genu, wytwarzają elektryczność przez pocieranie bursztynowego pręta o kawałek futra i uważają to za interesującą sztuczkę. Jeżeli nawet nasi sąsiedzi wyślą do nas jakąś wiadomość (jeżeli wyślą ją dzisiaj, to dotrze do nas za kolejne 200 lat), to zaczną ją zapewne od „mocium panie”, a następnie pogratulują nam sukcesów w rozwoju transportu (na widok rasowych koni ciągnących wytworny powóz) oraz oświetlenia (tłuszczem wielorybim). 200 lat świetlnych to zbyt duża odległość na jakąkolwiek sensowną komunikację.

Nawet jeżeli nie jesteśmy sami w kosmosie, raczej nie powinniśmy się spodziewać, że ktoś wpadnie po południu na herbatę. Carl Sagan oszacował, że liczba planet we wszechświecie wynosi około 10 miliardów bilionów. W żaden sposób nie umiem sobie wyobrazić takiej liczby, lecz równie trudny do wyobrażenia jest ogrom przestrzeni, w której te planety są rozrzucone. „Gdybyśmy losowo wybrali jakieś miejsce we wszechświecie²³, to szansa trafienia w pobliże którejś z tych planet byłaby mniejsza niż jedna na miliard bilionów bilionów” (czyli jedynka z 33 zerami). „Światy są niezwykle rzadkie”.

W takim razie powinniśmy chyba jednak się cieszyć, że w 1999 roku Międzynarodowa Unia Astronomiczna oficjalnie uznała Plutona za planetę. Wszechświat jest na tyle duży i przestronny, że nie musimy się obawiać, iż ktoś zablokuje nam wjazd do garażu.

Among Planets, „New Yorker”, 9 grudnia 1996, s. 84. [wróć]

C. Sagan, Cosmos, London 1980, s. 261. [wróć]

US Naval Observatory, informacja prasowa, 20th Anniversary of the Discovery of Pluto’s Moon Charon, 22 czerwca 1998. [wróć]

When Is a Planet Not a Planet?, „Atlantic Monthly”, luty 1998, s. 22-34. [wróć]

Cytowane w: „PBS Nova”, Doomsday Asteroid, program wyemitowany 29 kwietnia 1997. [wróć]

US Naval Observatory, informacja prasowa, 20th Anniversary of the Discovery of Pluto’s Moon Charon, 22 czerwca 1998. [wróć]

Publikacja Tombaugh, The Struggles to Find the Ninth Planet, strona internetowa NASA. [wróć]

X marks the spot, „Economist”, 16 października 1999, s. 83. [wróć]

Almost Planet X, „Nature”, 24 maja 2001, s. 423. [wróć]

Pluto Out in the Cold, „Economist”, 6 lutego 1999, s. 85. [wróć]

Seeing Double in the Kuiper Belt, „Nature”, 12 grudnia 2002, s. 618. [wróć]

Almost Planet X, „Nature”, 24 maja 2001, s. 423. [wróć]

„PBS NewsHour”, transkrypcja, 20 sierpnia 2002. [wróć]

Between the Planets, „Natural History”, październik 2001, s. 20. [wróć]

Many Moons, „New Scientist”, 17 marca 2001, s. 39; A Roadmap for Planet-Hunting, „Economist”, 8 kwietnia 2000, s. 87. [wróć]

C. Sagan i A. Druyan, Comet, London 1985, s. 198. [wróć]

Medicine on Mars, „New Yorker”, 14 lutego 2000, s. 39. [wróć]

Niekiedy zwany obłokiem Öpika-Oorta, od nazwisk estońskiego astronoma Ernsta Öpika, który pierwszy wysunął tę hipotezę w 1932 roku, oraz holenderskiego astronoma Jana Oorta, który 18 lat później ją rozwinął. [wróć]

C. Sagan i A. Druyan, op. cit., s. 195. [wróć]

P. Ball, H2O. A Biography of Water, London 1999, s. 15. [wróć]

. Guth, op. cit., s. 1; S. Hawking, A Brief History of Time…, s. 39. [wróć]

F. Dyson, Disturbing the Universe, London i New York 1979, s. 251. [wróć]

C. Sagan, Cosmos, s. 5. [wróć]

Rozdział 3. WSZECHŚWIAT WIELEBNEGO EVANSA

Rozdział 3

WSZECHŚWIAT WIELEBNEGO EVANSA

Gdy niebo jest czyste, a Księżyc nie świeci zbyt mocno, wielebny Robert Evans, osoba cicha i o pogodnym usposobieniu, wynosi pokaźny teleskop na taras swojego domu w Górach Błękitnych w Australii, około 80 kilometrów na zachód od Sydney. Spoglądając w teleskop, wielebny Evans patrzy w odległą przeszłość i poszukuje ginących gwiazd.

Spoglądanie w przeszłość jest oczywiście łatwe. Wystarczy rzucić okiem na nocne niebo, aby zobaczyć bardzo odległą przeszłość. Zobaczyć gwiazdy nie takie, jakie są dziś, lecz takie, jakie były wtedy, gdy opuściło je światło, które właśnie wpada do twoich oczu. Gwiazda Polarna, nasza wierna towarzyszka, może nadal tam być, lecz równie dobrze mogła się wypalić w styczniu zeszłego roku lub w styczniu 1854 roku, lub w dowolnym innym momencie od początków czternastego wieku, a wieść o jej losie jeszcze do nas nie dotarła. Jedyne, co możemy stwierdzić, to fakt, że 680 lat temu o tej porze roku jeszcze tam była. Gwiazdy rodzą się i giną; wielebny Evans potrafi spostrzec te momenty gwiezdnych pożegnań lepiej niż ktokolwiek inny na całym świecie.

W ciągu dnia Evans jest pastorem (obecnie częściowo na emeryturze) Uniting Church of Australia. Od czasu do czasu wypełnia liturgiczne obowiązki w zastępstwie aktualnego pastora swej parafii, a w wolnych chwilach zajmuje się historią dziewiętnastowiecznych ruchów religijnych. W nocy skromny pastor staje się astronomem, i to dość szczególnego rodzaju — łowcą supernowych.

Supernowa zdarza się wtedy, gdy bardzo duża gwiazda, znacznie większa od naszego Słońca, zapada się, w wyniku czego dochodzi do spektakularnej eksplozji, w której wydzielona zostaje energia ponad 100 miliardów słońc¹. Przez krótki czas supernowa świeci jaśniej niż wszystkie gwiazdy jej macierzystej galaktyki razem wzięte. „Jak bilion bomb wodorowych naraz”², mówi Evans. Gdyby wybuch supernowej zdarzył się w odległości nie większej niż 500 lat świetlnych od Ziemi, byłoby po nas — „impreza miałaby się ku końcowi”, jak ujął to Evans. Na szczęście wszechświat jest obszerny i supernowe są zazwyczaj zbyt daleko, aby wyrządzić nam krzywdę. W istocie większość z nich zdarza się tak niewiarygodnie daleko, że do nas dochodzi tylko mizerna poświata. Przeciętna supernowa jest widoczna mniej więcej przez miesiąc, a jedyne, co odróżnia ją od zwykłych gwiazd, to fakt, że znajduje się w miejscu, które jeszcze niedawno było ciemne i puste. To właśnie te okazjonalne, krótkotrwałe światła na niebie wyszukuje wielebny Evans.

Wyobraź sobie zwykły kuchenny stół, pokryty czarnym obrusem, na który ktoś szerokim gestem wysypał garść soli. Rozrzucone po całym stole ziarenka soli reprezentują gwiazdy jednej galaktyki. Wyobraź sobie teraz tysiąc pięćset takich stołów — ustawione w jednej linii utworzą szereg długi na trzy kilometry — i na każdym z nich losowo rozrzucone ziarenka soli. Jeżeli Bob Evans przejdzie się wzdłuż stołów i przyjrzy się im, a następnie ktoś podrzuci jedno ziarenko soli na któryś ze stołów, Evans potrafi je wskazać. To ziarenko soli reprezentuje supernową.

Talent Evansa jest tak niezwykły, że Oliver Sacks, w swojej książce Antropolog na Marsie, poświęcił mu cały ustęp w rozdziale dotyczącym autystycznych sawantów³, zastrzegając zarazem, że „nic nie wskazuje na to, że jest autystykiem”. Evans, który nigdy nie spotkał Sacksa, śmieje się na myśl, że miałby być osobnikiem autystycznym lub sawantem, lecz nie potrafi wyjaśnić, skąd bierze się jego zadziwiający talent.

„Wydaje się, że po prostu mam talent do pamiętania układów gwiazd”, powiedział z nutką usprawiedliwienia, gdy odwiedziłem jego i jego żonę Elaine w ich uroczym bungalowie na skraju cichej i spokojnej wioski Hazelbrook, gdzie kończą się rozrzucone przedmieścia Sydney i zaczyna się niezmierzona strefa australijskiego buszu. „W innych sprawach nie jestem szczególnie dobry — dodaje od razu. — Niezbyt dobrze zapamiętuję imiona”.

„Albo miejsca, gdzie odkłada swoje rzeczy”, dodaje z kuchni Elaine.

Evans przytaknął z uśmiechem i zapytał, czy chciałbym zobaczyć jego teleskop. Wyobrażałem sobie, że na tyłach domu znajduje się coś w rodzaju miniaturowej wersji obserwatorium Mount Wilson albo Palomar — z ruchomym dachem oraz mechanicznie obracanym stanowiskiem obserwacyjnym. Okazało się, że udajemy się do ciasnego schowka obok kuchni, gdzie Evans trzyma swoje książki i papiery, a jego teleskop — biały cylinder o rozmiarach zbliżonych do domowego bojlera — spoczywa w obrotowym uchwycie, wykonanym domowym sposobem ze sklejki. Gdy Evans zamierza obserwować niebo, wynosi wszystko (na raty — osobno uchwyt i osobno teleskop) na mały taras obok kuchni. Z tego miejsca, między krawędzią dachu a szczytami rosnących w pobliżu eukaliptusów, widzi kawałek nieba wielkości skrzynki na listy, ale w zupełności mu to wystarcza. Gdy niebo jest czyste, a Księżyc nie świeci zbyt mocno, wielebny Evans znajduje swoje supernowe.

Określenie „supernowa” wprowadził do astronomii, w latach trzydziestych dwudziestego wieku, ekscentryczny astrofizyk Fritz Zwicky. Urodzony w Bułgarii, wychowany w Szwajcarii, w latach dwudziestych przybył do California Institute of Technology (Caltech), gdzie natychmiast dał się poznać jako człowiek z jednej strony obdarzony błyskotliwym umysłem, lecz z drugiej strony — wyjątkowo trudnym charakterem. Nie robił wrażenia wyjątkowo bystrego, a wielu spośród jego kolegów uważało go za niewiele więcej niż „irytującego bufona”⁴. Fanatyk sprawności fizycznej, w każdej chwili był gotów wykonać pompkę na jednej ręce na podłodze stołówki Caltechu lub w jakimkolwiek innym publicznym miejscu, aby udowodnić swą sprawność każdemu, kto ośmieliłby się wątpić. Zachowywał się wyjątkowo agresywnie, do tego stopnia, że jego najbliższy współpracownik, znany astronom Walter Baade, nie zgadzał się przebywać sam na sam z Zwickym⁵. Zwicky między innymi oskarżał Baadego⁶ o nazizm (Baade był Niemcem, ale bynajmniej nie nazistą). Przynajmniej raz Zwicky zagroził, że zabije Baadego, jeżeli zobaczy go na kampusie Caltechu (Baade pracował wysoko w górach, w Mount Wilson Observatory).

Zwicky był jednak autorem kilku zaskakujących odkryć astronomicznych. Na początku lat trzydziestych zajął się problemem, który od dawna stanowił zagadkę dla astronomów: pojawianiem się tu i ówdzie na niebie błysków światła — nowych gwiazd. Mniej więcej w tym samym czasie w Anglii James Chadwick odkrył kolejną subatomową cząstkę, neutron. Zwicky zaczął się zastanawiać, czy istnieje jakiś związek między neutronem a zagadkowymi gwiazdami, i doszedł do wniosku, że gdy gwiazda się zapadnie i osiągnie gęstość materii porównywalną z gęstością jądra atomowego, powstanie niewyobrażalnie gęsty rdzeń. Atomy zostaną dosłownie zmiażdżone⁷, ich elektrony znajdą się w jądrach, tworząc neutrony. Powstanie gwiazda neutronowa. Wyobraź sobie milion potężnych, ciężkich kul armatnich stłoczonych wspólnie do rozmiarów pojedynczej kuli bilardowej, a i tak jeszcze masz daleko do celu. Rdzeń gwiazdy neutronowej jest tak gęsty, że jedna łyżka stołowa takiej materii waży 90 miliardów kilogramów. Jedna łyżka! Ale to jeszcze nie wszystko. Zwicky uświadomił sobie, że w wyniku takiego kolapsu pozostanie ogromna ilość energii — wystarczająca do największego fajerwerku w całym wszechświecie⁸. Zwicky nazwał te eksplozje supernowymi. Są to najpotężniejsze zjawiska od momentu stworzenia wszechświata.

W dniu 15 stycznia 1934 roku w czasopiśmie „Physical Review” ukazał się niezwykle krótki abstrakt publikacji, którą Zwicky i Baade zaprezentowali miesiąc wcześniej na Stanford University. Mimo swej niezwykłej zwięzłości — jeden akapit o 24 linijkach — abstrakt posiadał ogromny ładunek nowości: zawierał pierwsze odwołanie do supernowych i do gwiazd neutronowych; przekonująco wyjaśniał mechanizm ich powstawania; trafnie przewidywał skalę wybuchu; na koniec, jako dodatkowa premia, łączył wybuchy supernowych z tajemniczym zjawiskiem — produkcją tak zwanych promieni kosmicznych, które uprzednio odkryto we wszechświecie. To były rewolucyjne idee. Istnienie gwiazd neutronowych zostało potwierdzone dopiero 34 lata później. Koncepcja promieni kosmicznych, aczkolwiek uważana za dość prawdopodobną, nie została jeszcze zweryfikowana⁹. Według opinii Kipa S. Thorne’a, astrofizyka z Caltechu, abstrakt Zwicky’ego i Baadego był „jednym z najbardziej profetycznych dokumentów w historii fizyki i astronomii”¹⁰.

To brzmi niewiarygodnie, ale Zwicky miał bardzo słabe pojęcie o mechanizmach rządzących wszystkimi tymi zjawiskami. Zdaniem Thorne’a „nie rozumiał praw fizyki w wystarczającym stopniu, aby móc uzasadnić swoje idee”¹¹. Specjalność Zwicky’ego stanowiły wielkie idee. Matematyczne uzasadnienia zostawiał innym — głównie Baademu.

Zwicky był również pierwszym astronomem, który odkrył, że we wszechświecie nie ma wystarczającej ilości widocznej materii potrzebnej do utrzymania galaktyk w całości, a zatem musi istnieć jakieś inne źródło grawitacyjnego oddziaływania, które obecnie nazywamy ciemną materią. Jedno ze zjawisk, które Zwicky przeoczył, stanowi możliwość skurczenia się gwiazdy neutronowej do tak wysokiej gęstości, że nawet światło nie zdoła pokonać jej potężnej grawitacji i uciec. Powstaje wtedy czarna dziura. Większość kolegów Zwicky’ego traktowała go z taką niechęcią, że jego idee nie miały niemal żadnych szans przebicia. Gdy pięć lat później wielki Robert Oppenheimer opublikował przełomowy artykuł na temat gwiazd neutronowych, ani słowem nie wspomniał o pracach Zwicky’ego, mimo że ten pracował nad tym samym zagadnieniem przez całe lata w tym samym budynku na drugim końcu korytarza. Jego koncepcje dotyczące ciemnej materii pozostawały niemal całkowicie zapomniane przez prawie cztery dekady¹². Możemy tylko mieć nadzieję, że w tym czasie wykonał odpowiednią liczbę pompek.

Zadziwiająco mały kawałek wszechświata jest widoczny dla naszych oczu, gdy uniesiemy je ku niebu. Nieuzbrojonym okiem można dostrzec z Ziemi zaledwie około 6000 gwiazd¹³, a z tego tylko około 2000 z dowolnie wybranego, ale określonego miejsca na globie. Za pomocą lornetki można powiększyć tę liczbę od 2000 do 50 000, a przy użyciu małego, dwucalowego teleskopu — do około 300 000. Korzystając z szesnastocalowego teleskopu, takiego, jaki ma Evans, liczy się już nie pojedyncze gwiazdy, lecz całe galaktyki. Evans szacuje, że ze swojego tarasu może zobaczyć od 50 000 do 100 000 galaktyk, z których każda zawiera dziesiątki miliardów gwiazd. Te liczby budzą respekt, lecz nawet w tak dużej próbce supernowe są niezwykle rzadkie. Gwiazda żyje miliardy lat, lecz ginie raz i szybko. Tylko niewielki ułamek ginących gwiazd eksploduje; większość gaśnie spokojnie, jak obozowe ognisko wczesnym rankiem. W przeciętnej galaktyce, liczącej około 100 miliardów gwiazd, supernowa zdarza się średnio raz na 200 do 300 lat. W tym kontekście poszukiwanie supernowej przypomina spoglądanie przez teleskop z tarasu widokowego Empire State Building i przeszukiwanie okien wokół Manhattanu w nadziei zobaczenia świeczki zapalonej na torcie z okazji dwudziestych pierwszych urodzin.

Gdy nikomu nieznany pastor Evans zwrócił się do społeczności astronomów z pytaniem, czy mają jakieś mapy nieba przydatne do poszukiwania supernowych, nikt nie potraktował go poważnie. W owym czasie Evans dysponował dziesięciocalowym teleskopem — to doskonały sprzęt dla amatora, lecz raczej niewystarczający do poważnych obserwacji kosmologicznych — za pomocą którego zamierzał poszukiwać jednego z najrzadziej obserwowanych zjawisk we wszechświecie. W całej historii astronomii, zanim Evans zaczął swoje obserwacje w 1980 roku, odkryto mniej niż 60 supernowych. Gdy odwiedziłem go w sierpniu 2001 roku, miał na liczniku 34 kolejne supernowe; trzydziestą piątą odkrył trzy miesiące później, a trzydziestą szóstą na początku 2003 roku.

Trzeba jednak przyznać, że pod pewnymi względami Evans miał przewagę. Większa część ludzkiej populacji mieszka na półkuli północnej, więc także większość obserwatorów przeszukuje niebo po północnej stronie Ziemi. Evans miał spory kawałek nieba praktycznie na wyłączność, zwłaszcza na początku. Miał też oczywiście swoją niewiarygodną pamięć wzrokową. Wielkie teleskopy mają, rzecz jasna, sporą przewagę, ale są nieporęczne w użyciu — sporo czasu traci się na manewrowanie i ustawianie urządzenia w odpowiedniej pozycji. Evans może obracać swój szesnastocalowy teleskop niemal równie szybko, jak artylerzysta obraca działkiem strzelniczym, poświęcając nie więcej niż kilka sekund na zmianę punktu obserwacji. W rezultacie w ciągu jednej nocy może obejrzeć 400 galaktyk, natomiast obserwator przy dużym, profesjonalnym teleskopie będzie miał szczęście, jeżeli zobaczy 50 czy 60.

Średnio rzecz biorąc, poszukiwanie supernowych stanowi bezowocne zajęcie. Od 1980 do 1996 roku Evans znajdował średnio dwie supernowe rocznie — niezbyt sowita nagroda za setki bezsennych nocy. Raz udało mu się odkryć trzy w ciągu piętnastu dni. Kiedy indziej przez trzy kolejne lata nie znalazł żadnej.

„Brak odkryć też ma pewną wartość — mówi Evans. — Kosmolodzy mogą na tej podstawie szacować tempo ewolucji galaktyk. To jeden z tych rzadkich obszarów, gdzie brak dowodów jest dowodem”.

Na stoliku obok teleskopu znajdowały się stosy fotografii i publikacji związanych z jego zainteresowaniami. Jeżeli kiedykolwiek przeglądałeś popularnonaukowe czasopisma astronomiczne (w pewnym wieku prawie każdy z nas interesował się astronomią i miał z nimi do czynienia), to z pewnością wiesz, że na ogół są one bogate w fotografie odległych mgławic i innych kosmicznych obiektów — pełnych gracji, światła i koloru. Robocze zdjęcia Evansa są zupełnie odmienne — czarno-białe, zamazane fotografie małych punktów otoczonych przez równie zamazane świetliste halo. Na jednej z nich widniała ławica gwiazd, wśród których kryła się mało widoczna plamka światła. Musiałem przysunąć zdjęcie prawie do samego nosa, żeby ją dojrzeć. Evans wyjaśnił mi, że ta gwiazda leży w gwiazdozbiorze Fornax (Piec), w galaktyce NGC1365. (Litery NGC stanowią skrót od określenia New General Catalogue. Niegdyś był to opasły katalog gwiazd, zajmujący spory kawałek biurka; nie muszę chyba dodawać, że dzisiaj istnieje w postaci bazy danych). Przez 60 milionów lat światło — świadek spektakularnej śmierci gwiazdy — podróżowało wytrwale przez bezmiar przestrzeni, aż pewnej sierpniowej nocy 2001 roku dotarło do Ziemi i ukryty wśród eukaliptusów Robert Evans spostrzegł maleńką, delikatną plamkę na nocnym niebie.

„Odczuwam pewnego rodzaju satysfakcję, gdy światło podróżujące przez miliony lat dociera do Ziemi akurat w momencie, gdy ktoś patrzy na ten konkretny kawałek nieba — mówi Evans. — Wydaje się słuszne, że zjawisko o takiej skali ma swego świadka”.

Obserwacje supernowych przynoszą oczywiście znacznie więcej pożytku niż tylko poczucie estetycznej satysfakcji. Istnieje kilka typów supernowych (jeden z nich został odkryty przez Evansa), z których jeden, typ Ia, ma szczególne znaczenie w astronomii, ponieważ zawsze eksploduje w taki sam sposób, z taką samą masą krytyczną. Dzięki temu te supernowe mogą być wykorzystane jako „świece standardowe”, umożliwiające pomiary względnej jasności (a zatem także względnych odległości) innych gwiazd, co między innymi pozwala szacować tempo ekspansji wszechświata.

W 1987 roku Saul Perlmutter z Lawrence Berkeley Laboratory w Ka lifornii doszedł do wniosku, że potrzebuje więcej supernowych typu Ia, niż dają wizualne poszukiwania, i wymyślił bardziej systematyczną metodę ich znajdowania¹⁴. W tym celu sprzągł wyspecjalizowany układ komputerowy z zestawem cyfrowych kamer, zwanych kamerami CCD (charge coupled device), podłączonych do teleskopów. System Perlmuttera pozwolił zautomatyzować poszukiwania supernowych. Teleskopy wykonują tysiące fotografii nieba, a komputery wyszukują jasne plamki — ślady wybuchów supernowych. W ciągu pięciu lat Perlmutter i jego koledzy z Berkeley znaleźli 42 supernowe. Obecnie nawet amatorzy stosują kamery CCD do poszukiwań. „Mając kamerę CCD, możesz wycelować teleskop w niebo i iść oglądać telewizję — mówi z nutką rezygnacji Evans. — To przestaje być zabawne”.

Zapytałem go, czy nie odczuwa pokusy użycia tej nowej technologii. „Och, nie, za bardzo lubię moją własną metodę. Poza tym — kiwnął głową w kierunku zdjęcia swojej najnowszej supernowej i uśmiechnął się — od czasu do czasu potrafię pokonać nawet kamerę CCD”.

Zadałem sobie dość oczywiste pytanie: Co by było, gdyby w pobliżu nas eksplodowała supernowa? Nasza najbliższa sąsiadka, Alfa Centauri, znajduje się 4,3 roku świetlnego od nas. Wyobrażałem sobie, że gdyby wybuchła, mielibyśmy 4,3 roku na oglądanie skutków tego wspaniałego zjawiska, rozszerzających się na całe niebo. Jak wyglądałoby nasze życie, gdybyśmy mieli cztery lata i cztery miesiące na obserwowanie zwiastuna nieuniknionej zagłady, wiedząc, że gdy już ostatecznie nadejdzie, nic nie zdoła nas uratować? Czy ludzie nadal chodziliby do pracy? Czy rolnicy nadal uprawialiby ziemię? Czy nadal dostarczaliby swoje produkty do sklepów?

Wiele tygodni później, po powrocie do New Hampshire, gdzie obecnie mieszkam, zadałem te pytania Johnowi Thorstensenowi, astronomowi z Dartmouth College. „Och, nie — zaśmiał się. — Wieści o takim zdarzeniu podróżują z prędkością światła, lecz z taką samą prędkością przemieszczają się siły destrukcji¹⁵, więc dowiedziałbyś się o wybuchu i zginąłbyś w tym samym momencie. Ale nie obawiaj się, nam to nie grozi”.

Aby wybuch supernowej stanowił zagrożenie dla życia na Ziemi, musiałby mieć miejsce „absurdalnie blisko — tłumaczył John — prawdopodobnie w odległości nie większej niż dziesięć lat świetlnych. Zagrożenie stanowią różne rodzaje promieniowania — promienie kosmiczne i tak dalej”. Między innymi wywołałyby one wspaniałe zorze polarne, błyszczące kurtyny widmowego światła, wypełniające całe widoczne niebo. Pomijając aspekty estetyczne, takie promieniowanie potrafiłoby również zniszczyć magnetosferę, obszar pola magnetycznego, które chroni nas przed promieniami kosmicznymi i innymi zagrożeniami. Bez magnetosfery każdy plażowicz bardzo szybko znalazłby się w sytuacji przegrzanej pizzy.

Zdaniem Thorstensena nie musimy się obawiać, że w naszym zakątku Galaktyki trafi się coś takiego, ponieważ tylko niektóre gwiazdy kończą swój żywot jako supernowe. Kandydatka musi być dziesięć do dwudziestu razy masywniejsza od Słońca, a „w naszym bliskim sąsiedztwie nie ma tak ciężkiej gwiazdy. Wszechświat jest miłosiernie obszerny”. Najbliższą prawdopodobną kandydatką jest Betelgeuse, która od wielu lat zdradza objawy interesujących niestabilności, lecz Betelgeuse znajduje się w bezpiecznej odległości 50 000 lat świetlnych od nas.

W całej spisanej historii ludzkości tylko pół tuzina supernowych znalazło się na tyle blisko, że były widoczne z Ziemi gołym okiem¹⁶. W 1054 roku nastąpił wybuch, po którym powstała mgławica Krab. W 1604 roku pojawiła się gwiazda, która przez trzy tygodnie była widoczna w biały dzień. Najnowsza supernowa pojawiła się w 1987 roku, w obszarze znanym jako Wielki Obłok Magellana, w południowej części nieba. Była bardzo słabo widoczna, ponieważ znajdowała się w odległości 169 000 lat świetlnych.

Supernowe są jednak istotne z naszego, ludzkiego punktu widzenia, i to w dość szczególny sposób. Gdyby nie one, nie byłoby nas tutaj. Przypomnij sobie kosmologiczną zagadkę, wspomnianą na końcu rozdziału 1 — w wielkim wybuchu powstały wyłącznie lekkie pierwiastki. Wszystkie ciężkie izotopy pojawiły się później, lecz przez długi czas nikt nie potrafił wyjaśnić, jak powstały. Problem polegał na tym, że potrzebny jest bardzo gorący tygiel — gorętszy nawet niż wnętrza najgorętszych gwiazd — aby mogły powstać węgiel, żelazo oraz inne pierwiastki, bez których człowiek byłby niepokojąco bezcielesny. Rozwiązanie stanowiły supernowe, a odkrycie to zawdzięczamy pewnemu angielskiemu kosmologowi, niemal równie ekscentrycznemu jak Fritz Zwicky.

Fred Hoyle pochodził z Yorkshire. Gdy zmarł w 2001 roku, nekrolog w „Nature” scharakteryzował go jako „kontrowersyjnego kosmologa”¹⁷, naukowca „przez większą część życia uwikłanego w rozmaite kontrowersje”, który „sygnował swoim nazwiskiem różne brednie”. Hoyle między innymi twierdził, nie mając na to dowodów¹⁸, że archeopteryks w londyńskim Natural History Museum stanowi fałszerstwo, podobne do mistyfikacji z Piltdown; paleontolodzy z muzeum przez wiele dni nie robili nic oprócz odbierania telefonów od dziennikarzy z całego świata. Hoyle był przekonany, że nie tylko życie na Ziemi pojawiło się z kosmosu, lecz również wiele epidemii, takich jak grypa i dżuma, pochodziło z przestrzeni kosmicznej. W pewnym momencie zasugerował nawet, że kształt ludzkiego nosa, z nozdrzami skierowanymi w dół, wyewoluował po to, aby utrudnić kosmicznym patogenom wnikanie do organizmu¹⁹.

To właśnie Hoyle stworzył określenie „wielki wybuch”. W 1952 roku użył go w audycji radiowej, w intencji zdyskredytowania tej teorii, gdyż sam był zwolennikiem koncepcji stanu stacjonarnego, według której wszechświat nieustannie się rozszerza, a równolegle z jego rozszerzaniem nieustannie powstaje nowa materia²⁰. Hoyle zawsze podkreślał, że na gruncie znanych praw fizyki w żaden sposób nie potrafimy wyjaśnić, dlaczego wszystko miałoby być skupione w jednym punkcie, aby nagle i gwałtownie zacząć się rozszerzać. W pewnym momencie Hoyle zdał sobie sprawę, że wewnątrz zapadającej się gwiazdy temperatura powinna gwałtownie rosnąć, osiągając ponad 100 milionów stopni²¹ — wystarczająco dużo, aby w procesie zwanym nukleosyntezą mogły powstawać ciężkie pierwiastki. W 1957 roku Hoyle, wraz z trójką współpracowników, opublikował artykuł, w którym wyjaśniony został mechanizm powstawania ciężkich pierwiastków w trakcie wybuchu supernowej. Za to odkrycie jeden ze współautorów, W.A. Fowler, otrzymał w 1983 roku Nagrodę Nobla. Wielu naukowców uważa, że pominięcie Hoyle’a przyniosło wstyd komitetowi noblowskiemu.

Zgodnie z teorią Hoyle’a eksplodująca gwiazda wytwarza wystarczająco dużo ciepła, aby mogły powstać wszystkie ciężkie pierwiastki, które następnie zostają wyrzucone w przestrzeń i tworzą gazowe chmury zwane materią międzygwiezdną. Z czasem chmury te mogą się zagęszczać i tworzyć nowe układy słoneczne. W ten sposób można było wreszcie zacząć wysuwać prawdopodobne scenariusze powstania Słońca, jego planet, a także nas samych. Według obecnego stanu wiedzy wyglądało to mniej więcej tak.

Około 4,6 miliarda lat temu w miejscu, gdzie obecnie leży nasz Układ Słoneczny, znajdował się ogromny kłąb gazu i pyłu, rozciągający się na przestrzeni 24 miliardów kilometrów, który stopniowo zaczął się zagęszczać. Prawie cała jego masa — 99,9 procent²² — ostatecznie utworzyła Słońce. Wśród pozostałych resztek materii od czasu do czasu trafiały się pary mikroskopijnych cząstek, krążących na tyle blisko siebie, że siły elektrostatycznego przyciągania powodowały ich połączenie. W miarę upływu czasu takie połączenia stawały się coraz częstsze i w taki sposób narodziła się także i nasza planeta. Zderzające się ziarna pyłu tworzyły coraz większe ciała, aż w końcu niektóre z nich stały się na tyle duże, że zmieniły status ze zwykłych brył materii na planetozymale. Wszystkie krążące wokół świeżo powstałego Słońca obiekty nieustannie się spotykały, zderzały, rozpadały, łączyły w nieskończonym tańcu, lecz stopniowo z tego chaotycznego korowodu wyłaniali się zwycięzcy, którzy opanowali i zdominowali sąsiedztwo swoich orbit.

Wszystko to działo się w stosunkowo krótkim czasie. Astronomowie sądzą, że wzrost od maleńkiego ziarenka pyłu do początkującej planetki o średnicy kilkuset kilometrów trwał zaledwie kilkadziesiąt tysięcy lat. Ziemia w zasadzie ukształtowała się w ciągu 200 milionów lat, być może nawet mniej²³, aczkolwiek była wciąż jeszcze stopiona i wystawiona na nieustanne bombardowanie przez krążące wokół mniejsze obiekty.

Mniej więcej w tym momencie, około 4,4 miliarda lat temu, w Ziemię trafił obiekt o rozmiarach Marsa, wybijając w przestrzeń ogromną ilość materii, z której w ciągu zaledwie kilku tygodni powstał najbliższy towarzysz Ziemi — Księżyc. Po roku z bezkształtnej bryły Księżyca uformowała się kulista skała, która od tego czasu wiernie towarzyszy naszej planecie. Prawdopodobnie większość materii Księżyca pochodzi z wierzchniej skorupy Ziemi, a nie z jej jądra²⁴, i dlatego bryła Księżyca zawiera tak mało żelaza, w przeciwieństwie do Ziemi. Ten scenariusz niemal zawsze jest prezentowany jako względnie nowa teoria, lecz w rzeczywistości po raz pierwszy został sformułowany przez Reginalda Daly’ego z Harvard University²⁵. Jedyna nowa rzecz związana z tą teorią to to, że obecnie stała się względnie popularna.

Gdy Ziemia osiągnęła jedną trzecią swych ostatecznych rozmiarów, wokół niej zaczęła się tworzyć atmosfera, początkowo składająca się głównie z dwutlenku węgla, azotu, metanu i siarki. Zapewne niewielu z nas chciałoby oddychać czymś takim, lecz to właśnie w tej atmosferze powstało życie. Dwutlenek węgla jest jednym z najbardziej wydajnych gazów cieplarnianych, co miało tę dobrą stronę, że Słońce świeciło wtedy znacznie słabiej niż dziś. Gdyby nie efekt cieplarniany, Ziemia mogłaby zamarznąć na zawsze²⁶ i życie nie miałoby szans uchwycić przyczółka. Jednak jakaś mała torebka chemikaliów zebrała się w sobie i… ruszyliśmy w drogę.

Przez kolejne 500 milionów lat młoda Ziemia była nieustannie bombardowana przez komety, meteory i inne kosmiczne śmieci, które stopniowo wypełniły oceany wodą i dostarczyły niezbędnych komponentów do uformowania i rozwoju życia. Było to wyjątkowo trudne do przetrwania środowisko, lecz w jakiś sposób życie dało sobie radę.

Cztery miliardy lat później ludzie zaczęli się zastanawiać, jak się to wszystko zaczęło. To będzie temat dalszej części tej historii.

T. Ferris, The Whole Shebang. A State of the Universe(s) Report, London 1998, s. 37. [wróć]

R. Evans, wywiad, Hazelbrook, Australia, 2 września 2001. [wróć]

O. Sacks, An Anthropologist on Mars. Seven Paradoxical Tales, London 1996, s. 189 [wróć]

. K.S. Thorne, Black Holes and Time Warps. Einstein’s Outrangeous Legacy, London 1994, s. 164. [wróć]

T. Ferris, op. cit., s. 125. [wróć]

D. Overbye, op. cit., s. 18. [wróć]

8Twinkle, Twinkle, Neutron Star, „Nature”*, 7 listopada 2002, s. 31. [wróć]

K.S. Thorne, op. cit., s. 171. [wróć]

Ibid., s. 174 [wróć]

Ibid., s. 174 [wróć]

Ibid., s. 175 [wróć]

D. Overbye, op. cit., s. 18. [wróć]

E. Harrison, Darkness at Night. A Riddle of the Universe, Cambridge 1987, s. 3. [wróć]

BBC Horizon”, From Here to Infinity, transkrypcja programu dokumentalnego wyemitowanego 28 lutego 1999. [wróć]

J. Thorstensen, wywiad, Hanover, NH, 5 grudnia 2001. [wróć]

Notatka od Evansa, 3 grudnia 2002. [wróć]

Fred Hoyle (1915-2001), „Nature”, 17 września 2001, s. 270. [wróć]

Hoyle bez wątpienia miał skłonność do wymyślania i uporczywego forsowania mniej popularnych rozwiązań, ale nie był aż tak szalony, żeby wysuwać twierdzenia bez żadnych dowodów. Jego sugestia dotycząca fałszywości archeopteryksa była oparta na analizie porównawczej odcisków piór i rzeczywiście wywołała kontrowersje, które nie zostały jeszcze całkowicie rozstrzygnięte (przyp. tłum.). [wróć]

J. Gribbin i J. Cherfas, The First Chimpanzee. In Search of Human Origins, London 2001, s. 190. [wróć]

M. Rees, op. cit., s. 75. [wróć]

D. Bodanis, E = mc2, s. 187. [wróć]

. I. Asimov, Atom. Journey Across the Subatomic Cosmos, New York 1991, s. 294. [wróć]

W.K. Stevens, The Change in the Weather. People, Weather, and the Science of Climate, New York 1999, s. 6. [wróć]

Suplement, Firebirth, „New Scientist”, 7 sierpnia 1999. [wróć]

J.L. Powell, Night Comes to the Cretaceous. Dinosaur Extinction and the Transformation of Modern Geology, New York 1998, s. 38. [wróć]

S. Drury, Stepping Stones. The Making of our Home World, Oxford 1999, s. 144. [wróć]

Część II. ROZMIARY ZIEMI

Część II

ROZMIARY ZIEMI

NATURA I PRAWA NATURY SKRYTE BYŁY
W NOCNEJ CIEMNOŚCI; BÓG RZEKŁ:
NIECH BĘDZIE NEWTON!
I WSZYSTKO STAŁO SIĘ ŚWIATŁEM.

ALEXANDER POPE,
EPITAPH: INTENDED FOR SIR ISAAC NEWTON

Rozdział 4. MIARA RZECZY

Rozdział 4

MIARA RZECZY

Niewiele ekspedycji naukowych w historii zachodniej cywilizacji miało równie niepomyślny przebieg jak wyprawa do Peru pod auspicjami Francuskiej Akademii Nauk w 1735 roku. Grupa uczonych i awanturników, pod dowództwem hydrologa Pierre’a Bouguera oraz żołnierza matematyka Charles’a Marie de La Condamine’a, wyruszyła w Andy w celu wykonania pomiarów triangulacyjnych.

W owym czasie ludzie nauki zaczęli zadawać sobie coraz bardziej precyzyjne i szczegółowe pytania na temat naszej planety. Chcieli poznać jej wiek, rozmiary, masę, pochodzenie, jej miejsce w przestrzeni. Zadanie francuskiej ekspedycji polegało na wykonaniu pomiaru odległości odpowiadającej jednemu stopniowi szerokości geograficznej (czyli 1/360 obwodu planety) wzdłuż południka, co pozwoliłoby obliczyć całkowity obwód Ziemi. Pomiar miał być wykonany wzdłuż linii łączącej dwie miejscowości położone w Andach i oddalone mniej więcej o 320 kilometrów: Yarouqui koło Quito oraz okolice Cuenca w obecnym Ekwadorze¹.

Niemal od początku sprawy toczyły się dość niepomyślnie, niekiedy wręcz dramatycznie. W Quito uczestnicy wyprawy w jakiś sposób sprowokowali lokalnych mieszkańców i w rezultacie nieporozumień zostali obrzuceni kamieniami i wypędzeni z miasta przez rozjuszony tłum. Wkrótce potem lekarz wyprawy został zamordowany w bójce o kobietę. Botanik oszalał. Kilka osób zmarło na malarię lub zginęło w wypadkach. Trzeci pod względem starszeństwa członek kierownictwa wyprawy, Jean Godin, uległ wdziękom trzynastoletniej dziewczynki i nie dał się nakłonić do powrotu.

W pewnym momencie wyprawa była zmuszona wstrzymać prace na osiem miesięcy, podczas gdy La Condamine musiał pojechać do Limy, aby uzyskać zgodę władz na dalsze prace. W rezultacie sporów i nieporozumień wewnątrz grupy La Condamine i Bouguer przestali się do siebie odzywać i przestali razem pracować. Niemal wszędzie członkowie wyprawy spotykali się z podejrzeniami lokalnych władz, którym trudno było uwierzyć, że grupa francuskich uczonych wybrała się na drugą stronę globu tylko po to, aby go zmierzyć. To nie wyglądało na sensowny powód ani wtedy, ani dzisiaj, dwa i pół wieku po tych wydarzeniach. Dlaczego Francuzi nie robili swoich pomiarów we Francji, oszczędzając sobie trudów i niebezpieczeństw wyprawy w Andy?

Odpowiedź w pewnym stopniu wynika z faktu, że osiemnastowieczni uczeni, a Francuzi w szczególności, rzadko wybierali proste rozwiązanie, jeżeli istniała jakaś absurdalnie skomplikowana alternatywa. Częściowo odpowiedzialny był praktyczny problem, na który po raz pierwszy natknął się angielski astronom Edmond Halley wiele lat wcześniej — znacznie wcześniej niż Bouguer i La Condamine zaczęli marzyć o wyprawie do Ameryki Południowej, nie mówiąc już o przesłankach tej decyzji.

Edmond Halley był pod wieloma względami wyjątkową i barwną postacią siedemnastowiecznej nauki. W ciągu swej długiej i owocnej kariery² był kapitanem statku, kartografem, profesorem geometrii na University of Oxford, zastępcą nadzorcy Mennicy Królewskiej, astronomem królewskim, wynalazcą pełnomorskiego dzwonu nurkowego. Pisał autorytatywne teksty na temat magnetyzmu, prądów morskich i ruchów planet, a także o skutkach używania opium. Opracował koncepcję mapy pogody, stworzył tabelę umieralności dla firm ubezpieczeniowych, zaproponował sposób pomiaru wieku Ziemi oraz jej odległości od Słońca, a nawet stworzył praktyczną metodę przechowywania ryb. Jedną z rzeczy, których n i e zrobił, było odkrycie komety noszącej obecnie jego imię. Halley jedynie zauważył, że kometa zaobserwowana w 1682 roku, między innymi przez niego samego, jest tym samym ciałem, które wcześniej było widziane w latach 1456, 1531 i 1607. Dopiero w 1758 roku, szesnaście lat po śmierci Halleya, komecie nadano nazwę.

Mimo tych wszystkich osiągnięć największy wkład Halleya w naukę polega prawdopodobnie na tym, że w pewnym momencie wziął udział w zakładzie, którego stronami byli oprócz niego jeszcze dwaj inni prominentni przedstawiciele nauki owych czasów. Adwersarzami Halleya byli Robert Hooke, zapewne najlepiej pamiętany jako pierwszy uczony, który opisał komórkę, oraz sir Christopher Wren, obecnie niemal wyłącznie pamiętany jako architekt, aczkolwiek był on przede wszystkim astronomem. W 1683 roku Halley, Hooke i Wren spotkali się w Londynie na obiedzie. Rozmowa zeszła na aktualny wówczas temat ruchów planet. Wiedziano już wtedy, że orbity planet mają kształt elipsy — „konkretnej i precyzyjnie określonej krzywej”³, według słów Richarda Feynmana — lecz nikt nie wiedział dlaczego. Wren zaoferował hojną nagrodę w wysokości 40 szylingów (odpowiednik kilkutygodniowej pensji) dla odkrywcy rozwiązania.

Hooke, człowiek znany z przypisywania sobie idei, które niekoniecznie były jego własne, stwierdził, iż znalazł już rozwiązanie⁴, lecz odmówił podzielenia się nim, wysuwając równie interesujący, co odkrywczy argument, że ujawnienie rozwiązania pozbawiłoby innych badaczy satysfakcji wynikającej z samodzielnego poszukiwania. Zamierzał „przez pewien czas nie ujawniać swego wyniku, aby inni mogli w pełni docenić jego wartość”. Nie mamy żadnych dowodów, że Hooke próbował rozwiązać problem kształtu orbit planetarnych, ani tym bardziej że naprawdę znalazł rozwiązanie. Wiadomo natomiast, że Halley bardzo poważnie podszedł do zagadnienia, do tego stopnia, że rok później udał się do Cambridge z nadzieją uzyskania pomocy ze strony tamtejszego profesora matematyki, Isaaca Newtona.

Isaac Newton, ikona nowoczesnej nauki, był bez wątpienia wyjątkową osobowością, nawet jak na ówczesne czasy. Błyskotliwy ponad wszelką miarę, lecz zarazem ponury samotnik; drażliwy w stopniu graniczącym z paranoją; znany ze skłonności do całkowitego wyłączania zewnętrznych bodźców i popadania w głęboką zadumę (miał jakoby przesiadywać w nocnej koszuli na brzegu łóżka do późnego popołudnia pod wpływem nagłej myśli, która przyszła mu do głowy tuż po przebudzeniu); zdolny do najbardziej niewiarygodnych dziwactw. Zbudował w Cambridge własne laboratorium, w którym oprócz epokowych odkryć wykonywał także szokujące eksperymenty, na przykład wbił szpikulec — długą igłę używaną do szycia skóry — do własnej gałki ocznej i obracał ją dookoła „między okiem i kością⁵, tak blisko dna oka, jak potrafiłem”, aby się przekonać, co z tego wyniknie. Przedziwnym cudem nic złego nie wyniknęło z tego eksperymentu, w każdym razie nic trwałego. Przy innej okazji wpatrywał się w Słońce tak długo, jak zdołał wytrzymać, aby sprawdzić, jaki efekt wywrze ta tortura na narządy wzroku. Ponownie uniknął trwałych uszkodzeń, choć musiał spędzić kilka dni w zaciemnionym pokoju, zanim ból oczu przestał mu doskwierać.

Pod osobowością dziwaka krył się jednak umysł geniusza najwyższej próby, aczkolwiek nawet największe osiągnięcia Newtona otoczone są aurą osobliwości. Jeszcze jako student Newton — niezadowolony z ograniczeń ówczesnej matematyki — wynalazł nową gałąź tej dziedziny, rachunek różniczkowy, po czym wstrzymywał się z opublikowaniem swego odkrycia przez dwadzieścia siedem lat⁶. W identyczny sposób postąpił ze swymi odkryciami w dziedzinie optyki, które zrewolucjonizowały nasze zrozumienie natury światła. Stworzył podwaliny spektroskopii, po czym przez trzy dekady niczego nie ujawnił.

Mimo swej niezwykłej błyskotliwości Newton tylko część swoich zainteresowań lokował w dziedzinie, którą dziś określilibyśmy jako naukę. Przynajmniej połowę swego aktywnego życia poświęcił alchemii oraz kwestiom religii, które traktował równie poważnie, a może nawet bardziej poważnie niż wszystko inne. Był antytrynitarzem — sekretnym zwolennikiem niebezpiecznie heretyckiej sekty arian, którzy odrzucali dogmat Trójcy Świętej (jak na ironię, Newton był członkiem college’u Świętej Trójcy w Cambridge). Spędzał całe dnie na studiowaniu planu zaginionej świątyni króla Salomona w Jerozolimie (przy okazji nauczył się hebrajskiego, aby móc studiować teks ty w oryginale), wierząc, że znajdzie tam matematyczny klucz do dat powtórnego przyjścia Chrystusa oraz końca świata. Równie silne było jego zaangażowanie w alchemię. W 1936 roku ekonomista John Maynard Keynes nabył na aukcji zbiór rękopisów Newtona i ze zdumieniem odkrył, że nie dotyczyły one optyki ani ruchów planet, lecz przemiany pospolitych metali w metale szlachetne. W 1970 roku wykonano analizę kosmyka włosów Newtona. Okazało się, że włosy zawierały rtęć, pierwiastek, którym interesują się wyłącznie alchemicy, kapelusznicy oraz producenci termometrów. Stężenie rtęci czterdziestokrotnie przekraczało naturalny poziom, co może tłumaczyć, dlaczego Newton zapominał rano wstać z łóżka.

Możemy tylko zgadywać, czego spodziewał się Halley, gdy złożył w Cambridge niezapowiedzianą wizytę w sierpniu 1684 roku, lecz dzięki jednemu z późniejszych zwolenników Newtona, Abrahamowi DeMoivre’owi, posiadamy zapis jednego z najbardziej przełomowych spotkań w historii nauki:

W 1684 roku doktor Halley przybył do Cambridge [i] po pewnym czasie zapytał, co sądzi o krzywej, jaką zakreślają planety, zakładając, że siła przyciągania Słońca jest proporcjonalna do odwrotności kwadratu odległości.

Halley był przekonany, że wyjaśnienie musi być związane z matematycznym prawem odwrotnych kwadratów, chociaż nie bardzo wiedział jak.

Sir Isaac natychmiast stwierdził, że to będzie [elipsa]. Doktor, zaskoczony i zachwycony, zapytał, skąd to wiadomo. „No cóż — odparł — policzyłem to”, na co doktor Halley bez dalszej zwłoki poprosił o te obliczenia. Sir Isaac przejrzał swe papiery, lecz nie mógł znaleźć obliczeń.

Halley nie zadowolił się tą zdumiewającą reakcją — było to niczym historia o kimś, kto odkrył lekarstwo na raka, lecz nie może sobie przypomnieć, gdzie odłożył recepturę. Naciskany przez Halleya Newton zgodził się powtórzyć obliczenia i opublikować je. Nie tylko dotrzymał słowa, lecz uczynił znacznie więcej. W ciągu dwóch lat intensywnej pracy napisał swe arcydzieło: Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, czyli Zasady matematyczne filozofii przyrody, powszechnie znane jako Principia.

W historii cywilizacji tylko kilka razy zdarzyło się, że ludzki umysł dokonał odkrycia tak przenikliwego i tak nieoczekiwanego, iż nie sposób zdecydować, co było bardziej zdumiewające — samo odkrycie czy proces myślowy, który do niego doprowadził. Publikacja Principiów stanowiła jeden z takich momentów. Niemal z dnia na dzień Newton stał się sławny. Do końca życia spływały nań zaszczyty i honory; był między innymi pierwszym Anglikiem, który za osiągnięcia naukowe otrzymał tytuł szlachecki. Nawet wielki niemiecki matematyk, Gottfried von Leibniz⁷, z którym Newton prowadził długi zażarty spór o pierwszeństwo odkrycia rachunku różniczkowego, uważał, że wkład Newtona do matematyki był nie mniejszy niż wszystkie uprzednie odkrycia matematyczne razem wzięte. „Bliżej bogów żaden śmiertelnik nie zaszedł”, napisał Halley, a odczucia te podzielali niemal wszyscy jemu współcześni oraz niezliczone rzesze późniejszych uczonych.

Principia zostały wprawdzie określone jako „jedna z najtrudniejszych książek wszech czasów”⁸ (Newton celowo uczynił ją trudną, aby uniknąć zawracania głowy ze strony „ignorantów”), lecz w istocie tekst stanowił drogowskaz dla tych, którzy chcieli i potrafili iść jego śladem. Newton nie tylko wyjaśnił i podał matematyczne podstawy orbit ciał niebieskich, lecz także zidentyfikował siłę przyciągania, która jest odpowiedzialna za ruchy planet — grawitację. Nagle okazało się, że każdy ruch we wszechświecie można sensownie wytłumaczyć.

Trzy newtonowskie prawa ruchu (każde ciało porusza się wzdłuż linii prostej, dopóki jakaś siła nie zmusi go do zmiany prędkości lub kierunku ruchu; ciało przyspiesza w kierunku, w którym jest popychane; każda akcja spotyka się równą i przeciwnie skierowaną reakcją) oraz uniwersalne prawo grawitacji (każdy obiekt we wszechświecie przyciąga każdy inny obiekt) stanowiły cztery główne zagadnienia Principiów. Może ci się to nie wydawać prawdopodobne, lecz w tej chwili przyciągasz wszystko, co znajduje się wokół ciebie — ściany, sufit, lampę, kota — za sprawą swego niewielkiego (w istocie bardzo małego) pola grawitacyjnego, które rozciąga się na wszystkie strony wokół ciebie. Wszystkie te obiekty również działają na ciebie. Newton odkrył, że siła przyciągania dwóch ciał jest, jak ujął to Feynman, „proporcjonalna do masy każdego z nich i odwrotnie proporcjonalna do kwadratu odległości między nimi”⁹. Inaczej mówiąc, jeżeli podwoisz odległość między nimi, siła przyciągania zmniejszy się czterokrotnie. Można to wyrazić za pomocą wzoru

który dla większości z nas jest oczywiście całkowicie pozbawiony praktycznego pożytku, ale możemy przynajmniej podziwiać jego matematyczną elegancję. Kilka operacji mnożenia, proste dzielenie i… bingo — gdziekolwiek jesteś, znasz swoją grawitacyjną sytuację. Było to pierwsze uniwersalne prawo przyrody odkryte przez ludzki umysł i między innymi z tego powodu Newtona otacza tak powszechny szacunek.

Publikacja Principiów nie obyła się bez przeszkód. Gdy praca była niemal ukończona, rozgorzał spór między Newtonem i Hookiem o pierwszeństwo odkrycia prawa odwrotnych kwadratów. Newton odmówił wydania trzeciego tomu, bez którego publikacja pierwszych dwóch wydawała się mało sensowna. Tylko niezwykle energiczne, i zarazem dyplomatyczne, działania Halleya, hojnie szafującego pochlebstwami, pozwoliły mu wydrzeć końcowy tom z rąk kapryśnego profesora.

Na tym bynajmniej nie skończyły się kłopoty Halleya. Royal Society zobowiązało się opublikować pracę, lecz w ostatniej chwili wycofało swoje poparcie, powołując się na trudności finansowe. Rok wcześniej Royal Society sfinansowało kosztowną pozycję, zatytułowaną The History of Fishes, która okazała się kompletnym niewypałem. Istniały obawy, że książka o czysto matematycznych zagadnieniach również nie zawojuje rynku. Halley opublikował Principia na własny koszt, mimo że jego sytuacja finansowa bynajmniej nie była różowa. (Newton, jak zwykle, nie dał ani grosza¹⁰). Krótko przedtem przyjął stanowisko asystenta sekretarza w Royal Society, lecz został poinformowany, że zamiast umówionej pensji w wysokości 50 funtów rocznie będzie otrzymywał równowartość w naturze — w postaci egzemplarzy The History of Fishes¹¹.

Prawa Newtona wyjaśniały tak wiele różnych zjawisk — prądy morskie, ruchy planet, trajektorie pocisków armatnich, przyczyny, dla których nie spadamy w kosmos, lecz pozostajemy na Ziemi, mimo że powierzchnia planety wiruje z prędkością setek kilometrów na godzinę¹², wytwarzając potężną siłę odśrodkową — że upłynęło sporo czasu, nim wszystkie konsekwencje utrwaliły się w powszechnej świadomości. Jedna z owych zasad jednakże niemal natychmiast wywołała ogromne kontrowersje.

Była to sugestia, że Ziemia nie jest ciałem dokładnie kulistym. Zgodnie z teorią Newtona siła odśrodkowa, wywołana wirowym ruchem Ziemi, powinna spowodować nieznaczne spłaszczenie planety na biegunach oraz równie niewielkie wybrzuszenie na równiku. Między innymi oznaczało to, że odległość odpowiadająca jednemu stopniowi szerokości geograficznej we Włoszech nie jest dokładnie taka sama jak w Szkocji. W szczególności odległość ta zmniejsza się w miarę oddalania się od bieguna. To nie była dobra wiadomość dla tych kartografów, którzy swoje pomiary rozmiarów planety opierali na założeniu, że jest ona idealną kulą — czyli w praktyce dla wszystkich.

Przez ponad pół wieku próbowano dokładnie zmierzyć Ziemię. Jedną z pierwszych prób podjął angielski matematyk Richard Norwood. W młodości Norwood próbował zbić fortunę na wydobyciu pereł z dna morza. Na podstawie projektu Halleya zbudował dzwon nurkowy, z którym udał się na Bermudy. Przedsięwzięcie nie przyniosło jednak oczekiwanych zysków, ponieważ dzwon nie działał zgodnie z oczekiwaniami, a na Bermudach nie ma pereł, lecz Norwood nie należał do ludzi, którzy łatwo ulegają zniechęceniu. Na początku siedemnastego stulecia Bermudy miały złą sławę wśród kapitanów statków jako trudny do osiągnięcia cel podróży, ponieważ ówczesne techniki nawigacyjne były zbyt niedokładne, aby za ich pomocą dało się precyzyjnie zlokalizować archipelag, którego rozmiary są mikroskopijne w porównaniu z ogromem oceanu. Długość jednej mili morskiej nie była wtedy jeszcze sprecyzowana. Nawet najdrobniejszy błąd w obliczeniach nawigacyjnych ulegał powiększeniu w trakcie trawersowania oceanu i w rezultacie trafienie w cel wielkości Bermudów często stanowiło zadanie przekraczające możliwości ówczesnych nawigatorów. Norwood, którego pierwszą miłością była trygonometria, chciał wprowadzić do nawigacji nieco matematycznego rygoru i w tym celu zdecydował się zacząć od wyznaczenia odległości odpowiadającej jednemu stopniowi szerokości geograficznej.

Zaczynając od murów wieży Tower w Londynie, Norwood spędził dwa pracowite lata, maszerując 335 kilometrów w kierunku północnym, w stronę Yorku, i mierząc dystans za pomocą wielokrotnie rozciąganego łańcucha. Cały czas musiał przy tym dokonywać precyzyjnych poprawek, aby uwzględnić nierówności terenu. Na koniec zamierzał dokonać pomiaru wysokości Słońca w Yorku o tej samej porze dnia i o tej samej porze roku co pomiar wykonany uprzednio w Londynie. W ten sposób zamierzał wyznaczyć długość jednego stopnia, a zatem również cały obwód Ziemi. Było to niemal absurdalnie ambitne przedsięwzięcie, ponieważ nawet bardzo niewielki błąd o drobny ułamek stopnia spowodowałby zmianę końcowego wyniku o wiele mil. Ostatecznie jednak Norwood z dumą ogłosił, że wynik jest dokładny „co do joty”¹³; ściśle rzecz biorąc, wynik był dokładny do około 600 jardów. Długość jednego stopnia wyniosła według Norwooda 110,72 kilometra.

W 1637 roku ukazało się arcydzieło Norwooda, The Seaman’s Practice, i natychmiast stało się bestsellerem. W sumie wydrukowano 17 wydań; 25 lat po śmierci Norwooda książka wciąż była w obiegu. Norwood powrócił na Bermudy wraz z całą rodziną, gdzie odniósł spore sukcesy jako plantator, a wszystkie wolne chwile poświęcał swej pierwszej miłości, trygonometrii. Przeżył tam 38 lat, których jednak, na skutek splotu niefortunnych okoliczności, nie można uznać za szczęśliwe. W czasie podróży z Anglii na Bermudy dwaj młodzi synowie Norwooda zostali umieszczeni w kabinie wraz z wielebnym Nathanielem White’em i zdołali do tego stopnia zgorszyć czcigodnego sługę Bożego, że spędził on niemal całą swą zawodową karierę na próbach prześladowania Norwooda i jego rodziny.

Do życiowych niepowodzeń Norwooda przyczyniły się również jego dwie córki, a raczej ich mężowie. Jeden z nich, być może pod wpływem pastora White’a, nieustannie składał przeciw Norwoodowi pozwy w sądzie, zmuszając go do częstych podróży przez całe Bermudy na posiedzenia sądu. W latach pięćdziesiątych siedemnastego wieku na Bermudach zaczęły się procesy czarownic i Norwood przeżył ostatnie lata swego życia w nieustannej obawie, że jego publikacje, za sprawą tajemniczych symboli trygonometrycznych, zostaną uznane za dowód współdziałania z diabłem, a ich autor podzieli los nieszczęsnych ofiar procesów stosujących mniej wyrafinowane środki komunikacji z zaświatami. Niewiele wiemy o ostatnich latach życia Norwooda i trudno ocenić, czy i do jakiego stopnia zasłużył sobie na taki los.

W tym czasie w dziedzinie określania rozmiarów Ziemi pałeczkę przejęli Francuzi. Astronom Jean Picard opracował niezwykle skomplikowaną metodę triangulacji, wymagającą użycia kwadrantów, zegarów wahadłowych, teleskopów zenitalnych i lunet (w celu wykonywania obserwacji księżyców Jowisza). W 1669 roku, po dwóch latach wytężonej pracy polegającej głównie na triangulacji sporego obszaru Francji, Picard ogłosił dokładniejszy pomiar długości jednego stopnia — 110,46 kilometra. Dla Francuzów był to powód do dumy; okazało się jednak, że przedwczesnej, ponieważ pomiar wykonany przez Picarda był oparty na założeniu idealnej kulistości Ziemi… które Newton zakwestionował.

Po śmierci Picarda sytuacja skomplikowała się jeszcze bardziej, gdy dwaj astronomowie, Giovanni i Jacques Cassini (ojciec i syn), powtórzyli pomiary Picarda na większym obszarze i uzyskali wynik, który sugerował, że Ziemia nie jest spłaszczona na biegunach, lecz na równiku. Był to rezultat dokładnie odwrotny, niż przewidywała teoria Newtona. To właśnie te sprzeczności skłoniły Akademię Nauk do zorganizowania wyprawy Bouguera i La Condamine’a do Ameryki Południowej w celu wykonania nowych pomiarów.

Wybór padł na Andy, ponieważ potrzebne były pomiary w pobliżu równika, aby sprawdzić, czy naprawdę istnieje różnica sferyczności na równiku i na biegunach. Poza tym pomysłodawcy wyprawy sądzili, że w górach będzie lepsza widoczność. W rzeczywistości szczyty Andów w Peru były nieustannie schowane w chmurach i uczestnicy ekspedycji musieli całymi tygodniami czekać na krótkotrwałe okresy dobrej widoczności. Na dodatek poruszali się po obszarze, który stanowi jeden z najbardziej niedostępnych terenów na Ziemi. Peruwiańczycy używają określenia muy accidentado — „wielce niebezpieczny” — które w najmniejszym stopniu nie jest przesadne. Francuzi musieli wspinać się na niedostępne szczyty, pokonywać dzikie rzeki, przedzierać się przez dżunglę, wędrować przez skaliste pustynie, niezbadane i pozbawione jakichkolwiek źródeł zaopatrzenia, stawiając czoło upałowi oraz innym przeciwnościom. Bouguer i La Condamine byli jednak wytrwali i kontynuowali wyprawę przez dziewięć i pół roku. Tuż przed zakończeniem wyprawy dotarła do nich wiadomość, że inny francuski zespół wykonał analogiczne pomiary w Skandynawii (gdzie również występowały trudne warunki terenowe w postaci licznych moczarów w lecie oraz łamiącego się lodu w zimie) i stwierdził, że jeden stopień szerokości geograficznej jest rzeczywiście dłuższy w pobliżu bieguna, dokładnie tak, jak przewidywał Newton. Ziemia jest o 43 kilometry grubsza wzdłuż równika niż wzdłuż południka¹⁴.

Bouguer i La Condamine spędzili niemal całą dekadę, próbując uzyskać wynik, którego od początku właściwie nie chcieli przyjąć do wiadomości, aby w końcu się dowiedzieć, że nie byli pierwsi. Chcąc nie chcąc, dokończyli pomiary, które potwierdziły rezultat pierwszego zespołu, po czym, wciąż nie odzywając się do siebie, wrócili na wybrzeże i wyruszyli osobnymi statkami do domu.

Zgodnie z jeszcze jedną hipotezą, sformułowaną przez Netwona w Principiach, wisząca pionowo lina, umieszczona w pobliżu góry, nie będzie w rzeczywistości zwisać idealnie pionowo, lecz będzie nieznacznie odchylona w kierunku góry, ponieważ oprócz działania grawitacji ziemskiej lina będzie również przyciągana przez samą górę. Nie była to jedynie ciekawostka. Dokładny pomiar odchylenia liny połączony z równie dokładnym pomiarem masy góry powinien umożliwić obliczenie uniwersalnej stałej grawitacji — oznaczonej symbolem G — a wraz z nią także i masy całej Ziemi.

Bouguer i La Condamine próbowali wykonać takie pomiary na szczycie Chimborazo w Peru, lecz zostali pokonani przez trudności techniczne i nieporozumienia między uczestnikami wyprawy. Dopiero 30 lat później ideę pomiaru podjęto w Anglii za sprawą astronoma królewskiego, Nevila Maskelyne’a. W książce Davy Sobel W poszukiwaniu długości geograficznej Maskelyne został przedstawiony jako osobnik raczej mało błyskotliwy i niezbyt przyjaźnie nastawiony wobec osiągnięć genialnego zegarmistrza Johna Harrisona. Być może tak było w istocie, lecz w książce nie ma ani jednej wzmianki o niewątpliwych osiągnięciach Maskelyne’a, między innymi o opracowanej przezeń skutecznej metodzie pomiaru masy Ziemi.

Triangulacja, metoda zastosowana przez francuskich badaczy, stanowiła popularną technikę opartą na geometrycznym twierdzeniu, zgodnie z którym wystarczy znać długość jednego boku trójkąta oraz dwa kąty, aby móc obliczyć wszystkie boki i kąty. Przypuśćmy dla przykładu, że zechcemy (ty i ja) metodą triangulacji zmierzyć odległość od Ziemi do Księżyca. W tym celu musimy najpierw oddalić się od siebie na pewną odległość, więc ty udajesz się do Paryża, a ja do Moskwy i każdy z nas w tym samym momencie musi spojrzeć na Księżyc. Wyobraź sobie teraz trójkąt, którego boki łączą te trzy punkty: ciebie, mnie i Księżyc. Wystarczy zmierzyć długość linii bazowej (to jest odległość z Paryża do Moskwy) oraz dwa kąty przyleg łe do linii bazowej, czyli kąty między linią bazową a kierunkiem, pod jakim każdy z nas widzi Księżyc. Suma trzech kątów wewnętrznych trójkąta zawsze wynosi 180 stopni, więc znając dwa z nich, możemy natychmiast obliczyć trzeci. Znając z kolei dokładny kształt trójkąta (czyli wszystkie trzy kąty) oraz długość jednego boku, można natychmiast wyliczyć długości pozostałych boków. Taką właśnie metodę pomiaru odległości Księżyca zastosował 150 lat p.n.e. grecki astronom Hipparch z Nikai. Triangulacyjne pomiary odległości na powierzchni Ziemi opierają się na tej samej zasadzie, z tą różnicą, że trójkąt nie wystaje oczywiście w przestrzeń, lecz wszystkie trzy boki leżą na mapie. Mierząc długość jednego stopnia na południku, kartografowie konstruują łańcuch trójkątów, ułożonych jeden na drugim wzdłuż mierzonej odległości. [wróć]

C. Sagan, Comet, s. 52. [wróć]

R.P. Feynman, Six Easy Pieces, London 1998, s. 90. [wróć]

D. Gjertsen, The Classics of Science. A Study of Twelve Enduring Scientific Works, New York 1984, s. 219. [wróć]

Cytowane w: T. Ferris, Coming of Age in the Milky Way, London 2003, s. 106. [wróć]

W. i A. Durant, The Age of Louis XIV, New York 1963, s. 538. [wróć]

Ibid., s. 546. [wróć]

W.H. Cropper, Great Physicists. The Life and Times of Leading Physicsts from Galileo to Hawking, Oxford 2002, s. 31. [wróć]

R.P. Feynman, op. cit., London 1998, s. 69. [wróć]

N. Calder, The Comet is Coming! The Feverish Legacy of Mr Halley, London 1980, s. 39. [wróć]

L. Jardine, Ingenious Pursuits. Building the Scientific Revolution, London 1999, s. 36. [wróć]

Prędkość wirowania zależy od położenia geograficznego. Liniowa prędkość powierzchni Ziemi zmienia się od nieco więcej niż 1600 kilometrów na godzinę na równiku do zera na biegunach. W Londynie wynosi około 998 kilometrów na godzinę. [wróć]

J.N. Wilford, The Mapmakers, London 1981, s. 98. [wróć]

I. Asimov, Exploring the Earth and the Cosmos. The Growth and Future of Human Knowledge, London 1984, s. 86. [wróć]

Zapraszamy do zakupu pełnej wersji książki