Zgodnie z modelem Friedmanna, opartym na jednorodnym rozkładzie materii, Wszechświat rozszerza się, a w odległej przeszłości nastąpiło wyjątkowe wydarzenie – początek, stan o zerowych wymiarach i nieskończonej gęstości. W tym tajemniczym momencie – osobliwości – stworzona została przestrzeń, czas i materia.

W osobliwości wszystkie zwykłe prawa fizyki przestają obowiązywać i fizyka milczy o tym, co było wcześniej. John Wheeler z Uniwersytetu Princeton nazwał sytuację, w której fundamentalna teoria fizyczna prowadzi do osobliwości, „największym kryzysem w fizyce”. Czy naprawdę znaleźliśmy granicę poznania lub czy osobliwość jest sygnałem alarmowym, że teoria matematyczna poszła za daleko, poza granice stosowalności? Jesteśmy coraz bliżsi odpowiedzi. Oczekujemy wyjaśnienia charakteru osobliwości, które może dokonać się dzięki falom grawitacyjnym emitowanym przez wybuchające gwiazdy. Również kwazary, silne jądra galaktyk, zawierają informacje zarówno o osobliwości, jak i wielkoskalowym rozmieszczeniu materii.


1. Jednorodny rozkład materii prowadzi do osobliwości

2. Czym jest osobliwość czarnej dziury?

3. Einstein wątpi w fizyczne istnienie osobliwości

4. Czy istnieje alternatywa dla osobliwości?

5. Protogwiazdy, zewnętrznie zapadające się obiekty, ciemne gwiazdy...

6. Astrofizyka relatywistyczna bada silną grawitację

7. Podwójny pulsar – idealne laboratorium grawitacji

8. Poszukiwanie fal grawitacyjnych w zapadających się gwiazdach

9. Dwie najbliższe supernowe - oznaki fal grawitacyjnych?

10. Zdradliwe rentgenowskie czarne dziury w gwiazdach podwójnych

11. Najlepszy kandydat znajduje się w Centrum Drogi Mlecznej

12. Supermasywne obiekty w jądrach innych galaktyk

13. Zbliżanie się do horyzontu...

14. ... może przynieść niespodzianki

15. Szybka zmienność kwazarów jako test teorii grawitacji

16. Kosmologia wymaga relatywistycznej i kwantowej teorii grawitacji

Fragment książki "Wszechświat. Poznawanie kosmicznego ładu.", wydanej przez
Wydawnictwo WAM

Książkę można kupić w księgarni Wydawnictwa: http://ksiazki.wydawnictwowam.pl/

1. Jednorodny rozkład materii prowadzi do osobliwości

W kosmologii Newtona gwiazdy były jednorodnie rozrzucone w nieskończonej przestrzeni. To naturalne, pozornie niewinne założenie, prowadziło do poważnych problemów, które poznaliśmy podczas zwiedzania paradoksalnego wszechświata Sir Izaaka i które pozbawiały nas uroku gwiaździstego nieba.

Model świata Friedmanna również przyjął jednorodny rozkład materii, lecz jest wolny od płonącego nieba z powodu niewielkiego wieku Wszechświata. Pojawia się jednak nowy paradoks. Galaktyki oddalają się od siebie, ponieważ w przeszłości istniał moment, kiedy znajdowały się „w jednym punkcie”, w osobliwości. Nieuniknione istnienie osobliwości w ogólnej teorii względności zostało wykazane w formie twierdzenia przez Rogera Penrose’a i Stephena Hawkinga w latach 1960. Nieskończone natężenie promieniowania ogrzewającego nieskończony klasyczny Wszechświat kieruje nas ku początkom wszechświata Friedmanna.

Lecz jak zbadać osobliwość Wielkiego Wybuchu, gdy jest ona jedyna i nieosiągalna? Ta k naprawdę osobliwość jest pewnym przewidywaniem nie tylko dla całego Wszechświata, lecz także dla wszystkich masywnych ciał o niewielkich rozmiarach: niezwykłe obszary w przestrzeni pojawiają się, gdy powstaje nieskończona krzywizna przestrzeni. Osobliwość czarnej dziury ma taki sam charakter jak osobliwość Wielkiego Wybuchu. Odkrycie czarnych dziur mogłoby wykazać ich wielkie kosmologiczne podobieństwo. Bez wątpienia obiekty kandydujące do roli czarnych dziur w naszej Drodze Mlecznej i odległe kwa-zary bardzo przyciągają naszą uwagę. Dzięki nim rozpostarły się nowe perspektywy badania fizyki w pobliżu osobliwości oraz badań nad charakterem grawitacji.

2. Czym jest osobliwość czarnej dziury?

Rozwiązaniem równań Einsteina są niezwykłe obiekty matematyczne, nazwane po raz pierwszy czarnymi dziurami przez Johna Wheelera w 1967 roku. Czarna dziura przypomina małą bramkę, klepkę w podłodze, przez którą materia może opuścić nasz Wszechświat, lecz nigdy do niego już nie wróci. Grawitacja na brzegu czarnej dziury jest tak duża, że nic, nawet światło, nie może się z niej wydostać. Małe czarne dziury (o masie mniejszej od góry, miliarda ton) ulegają kwantowemu wyparowaniu. Proces ten, przewidziany przez Stephena Hawkinga w 1974 roku, nie został jeszcze zweryfikowany doświadczalnie. W przypadku czarnych dziur o masach takich jak gwiazdy, wyparowanie trwałoby dłużej od wieku Wszechświata.

Granica czarnej dziury – horyzont – leży w obrębie tzw. promienia grawitacyjnego lub Schwarzschilda. Jego wartość zależy nie tylko od masy materii zawartej w czarnej dziurze. Wzór wyprowadził niemiecki astronom Karl Schwarz-schild, który rozwiązał równanie Einsteina dla pojedynczej masy punktowej spoczywającej w pustym Wszechświecie. Dokonał tego w ostatnim roku swego życia, gdy służył jako ochotnik na froncie wschodnim. Jego nazwisko znaczy „Czarna tarcza”, trafne określenie granicy czarnej dziury.

Gdyby ścisnąć ciało do rozmiarów mniejszych od promienia grawitacyjnego, wówczas prędkość ucieczki z powierzchni takiego ciała byłaby większa od prędkości światła. Na przykład: gdyby Słońce skurczyło się do rozmiarów kuli o promieniu mniejszym od 3 km, powstałaby czarna dziura*.

Wszystko, co spada na czarną dziurę, osiąga osobliwość i na zawsze zostaje stracone dla pozostałego Wszechświata. Istnieje jednak interesująca różnica między tym, co widzi obserwator zewnętrzny, a tym, czego doświadcza dzielny badacz spadający wraz z materią. Obserwator widzi, jak badacz ciągle zbliża się do horyzontu czarnej dziury, lecz nigdy go nie osiąga. Odczuwa on również grawitację, jak przedtem. W tym sensie czarne dziury są nigdy niekończącym się procesem.

Poczerwienienie grawitacyjne wywołane bliskością czarnej dziury rośnie bardzo szybko i po krótkim czasie każdy sygnał pochodzący od badacza staje się zbyt słaby, aby mógł zostać wykryty. Lecz co stanie się z samym badaczem? Zgodnie z teorią, po pewnym skończonym czasie wskazanym przez jego zegar przekroczy on promień Schwarzschilda i w tym momencie nie zauważy niczego szczególnego. Po wykonaniu jednak tego kroku jego los będzie bezpowrotnie absolutnie przesądzony. W mgnieniu oka ogromne siły pływowe rozerwą jego ciało na kawałki, które zostaną wchłonięte przez bezwzględne monstrum.



________________________

* Promień grawitacyjny wynosi Rg=2GM/c^2, gdzie M jest masą ciała. Dla masy Słońca R=2,95 km. Prędkość ucieczki wynosi v=(2GM/R)^1/2. Jeśli promień ciała Rc.

3. Einstein wątpi w fizyczne istnienie osobliwości

W roku 1939 Robert Oppenheimer oraz jego student George Volkoff, rosyjski emigrant, przewidzieli teoretycznie, że gwiazda neutronowa nie może być stabilna, jeśli jest bardziej masywna od Słońca. Według ogólnej teorii względności obiekty takie powinny nieuchronnie zapaść się i utworzyć czarne dziury. Później wykazano, że granica Oppenheimera-Volkoa dla masy gwiazdy neutronowej może wynosić 3 masy Słońca. Często stosowane jest kryterium, że jeśli masa zwartego obiektu jest większa od trzech mas słonecznych, to obiekt ten jest czarną dziurą.

Interesujące, że sam Einstein, ojciec ogólnej teorii względności, w 1939 roku napisał artykuł, w którym próbował wykazać, że osobliwość nie istnieje. Podał prosty argument, który praktycznie odwracał rozumowanie Johna Michella wskazujące na możliwość istnienia czarnych dziur. W roku 1784 Michell zauważył, że siła grawitacji wytworzona przez masę może być tak duża, że nawet światło nie mogłoby jej pokonać i po daremnych próbach musiałoby zawrócić.



Albert Einstein i Robert Oppenheimer w Princeton. W roku 1939 opublikowali oni dwa przeciwstawne poglądy na temat czarnych dziur. Oppenheimer obliczył, jak powstają czarne dziury. Einstein chciał wykazać, że czarne dziury nie mogą istnieć w fizycznej rzeczywistości.

Einstein badał przypadek, kiedy cząstka jest początkowo umieszczona na zewnątrz zwartego ciała o rozmiarach mniejszych od promienia Schwarzschil-da. W zasadzie zauważył, że prędkość spadku swobodnego przekraczałaby prędkość światła, gdyby cząstka zbliżyła się do powierzchni ciała, ponieważ końcowa prędkość zderzenia jest równa prędkości ucieczki. Ruch z prędkością większą od prędkości światła jest teoretycznie niedopuszczalny, Einstein doszedł więc do następującego wniosku: „Zasadniczym wynikiem tej analizy jest przejrzyste wyjaśnienie, dlaczego «osobliwości Schwarzschilda» nie mogą istnieć w fizycznej rzeczywistości”.

Współcześni studenci dziedzictwa Einsteina myślą, że „niechętny ojciec czarnych dziur” popełnił interesujący błąd koncepcyjny (nawet jego błędy – jeśli się zdarzały – były zawsze interesujące!). Zastanawiał się nad stacjonarnymi ciałami zwartymi, lecz pomijał niestacjonarną naturę samej przestrzeni, bez której czarna dziura jest ciągłym procesem zapadania się. W ogólnej teorii względności przestrzeń wewnątrz horyzontu płynie do osobliwości, a prędkość spadającego ciała względem strumienia przestrzeni nie przekracza prędkości światła. Jednak to, co uważano za przeoczenie w geometrycznej teorii grawitacji, było wspaniałym intuicyjnym przypuszczeniem w kwantowej teorii pola grawitacyjnego, w której nie ma pływającej przestrzeni!

Einstein nie był odosobniony w swoich wątpliwościach. Jeden z założycieli nowoczesnej astrofizyki, Sir Arthur Eddington, był głęboko zaniepokojony przewidywanym zapadaniem się do osobliwości. Intuicja podpowiadała mu, że w teorii brakowało czegoś istotnego. Do końca swojego życia uważał, że musi istnieć prawo fizyczne zapobiegające ostatecznemu zapadaniu się masywnych zwartych obiektów.

W latach 1970. na konferencji poświęconej Einsteinowi duński fizyk, Claus Møller, ponownie podjął temat istnienia osobliwości. W ogólnej teorii względności, jak i w innych teoriach fizycznych, istnieją matematyczne osobliwości jako rozwiązania równań. W fizyce jednak można zazwyczaj znaleźć powód zatrzymania się w skończonej odległości i ignorować widmo osobliwości. Møller zaproponował, by poszukiwać teorii grawitacji odtwarzającej wszystkie pozytywne cechy ogólnej teorii względności w słabym polu grawitacyjnym, ale która nie dopuszcza osobliwości.



4. Czy istnieje alternatywa dla osobliwości?

„Czy panowanie czarnych dziur się zakończyło?” Słowa te otworzyły numer „New Scientist” ze stycznia 2002 roku, prestiżowego cotygodniowego przeglądu rozwoju nauki. Odzwierciedlały nowe możliwości pokonania osobliwości czarnych dziur przez Pawła Mazura i Emila Mottola. Pierwsze teorie czarnych dziur pomijały efekty kwantowe, podczas gdy wymienieni fizycy uwzględnili kwantową strukturę próżni fizycznej i doszli do wniosku, że zamiast czarnych dziur Wszechświat może posiadać tzw. „gravastars”. Powinny to być niezwykłe ciała niebieskie, które przypominałyby czarne dziury, lecz byłyby pozbawione osobliwości i podtrzymywane przez podciśnienie próżni. Być może jest to sposób uniknięcia osobliwości w ogólnej teorii względności, lecz dyskusja dopiero się rozpoczyna.

Zupełnie inne rozumowanie, przeciwne istnieniu osobliwości, oferuje kwantowa teoria pola grawitacyjnego. W swoich wykładach Richard Feynman entuzjastycznie twierdził, że grawitacja nie jest „czymś tajemniczym”, lecz można ją traktować jak pole zawierające energię. Grawitacja jest prawdziwą siłą, koncepcja energii jest dobrze określona i utrwalona zgodnie z twierdzeniem Noether. Energia pola jest ważna dla kwantowej interpretacji grawitacji i „każdy wyemitowany grawiton unosi pewną energię”. A co z osobliwością? Zobaczmy, jak zachowanie energii określa granicę rozmiarów cząstki posiadającej masę.

Na początku przyjrzyjmy się dobremu przykładowi z elektryczności. Pole elektryczne oznacza, że elektron nie może być dowolnie mały. Wokół elektronu istnieje pole elektryczne, którego całkowita energia na zewnątrz danego promienia ma określoną wartość dodatnią. Energia ta musi być mniejsza od energii spoczynkowej elektronu, ponieważ masa spoczynkowa obejmuje wszystko w elektronie, także jego pole elektryczne. Im mniejszy rozmiar elektronu, tym większa energia pola. Istnieje więc krytyczny rozmiar, zwany klasycznym promieniem elektronu, dla którego energia pola elektrycznego jest równa energii spoczynkowej. Gdyby elektron był mniejszy, wtedy pole miałoby energię większą od masy spoczynkowej, co prowadzi do sprzeczności*.

Łatwo powtórzyć powyższą argumentację dla masy grawitacyjnej pełniącej rolę ładunku elektrycznego. Gwiazda jest otoczona przez pole grawitacyjne. Jego energię można obliczyć ze wzoru podobnego do pola elektrycznego. Energia pola nie może przekraczać masy spoczynkowej, więc i w tym przypadku gwiazda musi mieć rozmiary większe od pewnego minimalnego promienia, który jest równy jednej czwartej promienia Schwarzschilda dla czarnej dziury.

A zatem kwantowa teoria pola grawitacyjnego zawiera fizyczny powód uniemożliwiający istnienie osobliwości. Zachowanie energii określa ograniczenie dla każdej gwiazdy: zapadnięcie się poniżej promienia grawitacyjnego wymagałoby energii większej od początkowej energii spoczynkowej gwiazdy. Kwantowe pole grawitacyjne nie wymaga istnienia czarnych dziur! W swojej książce Feynman nie rozważał nieuchronnych konsekwencji dodatniej energii pola, lecz uznał ją za fundamentalną wielkość fizyczną.


___________________

* W fizyce kwantowej występuje promień Comptona dla elektronu RC= h/mec = 2,4 × 10-10 cm, który jest większy od klasycznego promienia elektronu Re= e2/mec2 =2,8 × 10-13 cm

5. Protogwiazdy, zewnętrznie zapadające się obiekty, ciemne gwiazdy...

Tzw. gravastar Mazura i Mottola zbudowana jest z próżni fizycznej zanurzonej w bezpróżniowej skorupie. Materia spadająca na gravastar uderza w skorupę i emituje znacznie więcej energii niż mogłaby wytworzyć, gdyby spadała na czarną dziurę. Podobnie wyglądałyby obiekty zapadające się zewnętrznie, przewidziane przez indyjskiego fizyka Abhasa Mitrę. Analizował on fizyczne znaczenie czasoprzestrzeni wewnątrz horyzontu zdarzeń i doszedł do zaskakującego wniosku, że „sferyczne zapadanie się cieczy fizycznej w ogólnej teorii względności nie dopuszcza powstawania zamkniętych powierzchni”. Oznaczałoby to, że spadający badacz nigdy nie przekroczy żadnej zapadni, w przeciwieństwie do współczesnego rozumienia teorii czarnych dziur. Tak więc promień każdego zapadającego się ciała będzie większy od promienia grawitacyjnego. Te dwa przykłady pokazują, że nie wykluczone, iż nawet geometryczna grawitacja może tworzyć obiekty relatywistyczne o promieniach zbliżonych do horyzontu zdarzeń, lecz które nie są prawdziwymi czarnymi dziurami.

Ponadto, aby świat był bardziej interesujący nawet bez czarnych dziur, teoria pola przewiduje istnienie relatywistycznych ciemnych gwiazd, które są stabilne i bardzo małe, o promieniu zbliżonym do promienia Schwarzschilda. Ich istnienie można uzasadnić za pomocą ogólnych argumentów fizycznych, lecz ich szczegółowe właściwości pozostają nieznane. Gdyby istniały te ciemne obiekty, byłyby egzotyczną klasą ciał niebieskich, chociaż nie tak niezwykłą jak czarne dziury.

Wyróżniającą właściwością ciemnej gwiazdy jest to, że siła grawitacji na jej powierzchni nie tylko pozostaje skończona, ale maleje z rosnącą masą (maksymalne przyspieszenie gmax= c^4/GM, gdzie M jest masą gwiazdy). W czarnych dziurach o dowolnej masie siła grawitacji na promieniu Schwarzschilda jest zawsze nieskończona. Z powodu skończonej siły grawitacji ciemne gwiazdy mogą w zasadzie mieć masy większe od 3 mas Słońca, czyli granicy Oppenhei-mera-Volkoffa między gwiazdami neutronowymi i czarnymi dziurami.

Inną różnicą między ciemną gwiazdą a czarną dziurą jest to, że ta pierwsza nie posiada żadnego jednokierunkowego horyzontu, lecz powierzchnię materialną, a prędkość ucieczki jest mniejsza, choć niewiele, od prędkości światła. Światło wychodzące z ciemnej gwiazdy traci prawie całą swoją energię z powodu silnego poczerwienienia grawitacyjnego i gwiazda jest praktycznie niewidoczna. Jeśli jednak taka gwiazda przyciąga otaczający gaz, to duża część masy spoczynkowej gazu może być zamieniona na promieniowanie i wtedy byłaby bardzo jasna. Dzięki temu „zewnętrznie zapadające się obiekty” i „ciemne gwiazdy” stają się dalekimi kuzynami „gravastars”. Są konkurentami czarnych dziur podczas interpretacji obserwowanych zjawisk promieniowania o wysokiej energii. Teoretycy mogą dyskutować o istnieniu takich obiektów, lecz jedynie obserwacje mogą wykazać, które z nich występują w naturze.

6. Astrofizyka relatywistyczna bada silną grawitację

Astrofizyka relatywistyczna jest ekscytującą nową gałęzią astronomii, badającą ciała niebieskie, w których relatywistyczne efekty grawitacyjne są znacznie silniejsze niż w Układzie Słonecznym. Takie zjawiska relatywistyczne, jak precesja obracających się zwartych gwiazd i drgania dysków wokół nich, są identyczne w geometrycznej i kwantowej teorii grawitacji, lecz istnieją także zjawiska różne dla tych dwóch teorii. Najbardziej obiecujące testy silnej grawitacji pochodzą z badania następujących zjawisk astrofizycznych:

• ruch orbitalny pulsarów w układach podwójnych
• promieniowanie grawitacyjne powstające podczas grawitacyjnego zapadania się
• promieniowanie wysokiej energii z pulsarów rentgenowskich
• spektroskopia rentgenowska obiektów supermasywnych w jądrach galaktyk
• widmo promieniowania kwazarów gwałtownie zmieniających jasność

Nasze zrozumienie grawitacji i osobliwości będzie zasadniczo zależeć od tych obserwacji, które przyniosły już tak zadziwiające wyniki.


7. Podwójny pulsar – idealne laboratorium grawitacji

Wielki teleskop w Arecibo, o średnicy czaszy wynoszącej 300 m, umożliwia astronomom bardzo dokładny pomiar czasów słabych pulsów pochodzących od odległych pulsarów, szybko obracających się gwiazd neutronowych o silnym polu magnetycznym. Szczególnie interesujące są pulsary krążące wokół siebie w układach podwójnych, które umożliwiają testowanie teorii grawitacji w warunkach nieistniejących w Układzie Słonecznym.

Słynny pulsar PSR1913+16 (którego odkrycie przyniosło Nagrodę Nobla Russellowi Hulse i Josephowi Taylorowi w 1993 roku) zawiera dwie gwiazdy neutronowe o masach równych masie Słońca, krążące wokół siebie z wielką prędkością 500 km/s. Relatywistyczne efekty grawitacyjne znane z okolic Słońca można teraz mierzyć ze znacznie większą dokładnością w ruchu orbitalnym tego układu podwójnego. Małe przesunięcie peryhelium Merkurego (43 sekundy łuku na stulecie) tutaj wynosiłoby 4 stopnie na rok!

Niezwykle dokładne obserwacje z teleskopu w Arecibo wykazały, że rozmiary orbity z czasem powoli maleją. Przyczyną jest promieniowanie grawitacyjne wytworzone przez ogromne przyspieszenie obiegających się wzajemnie gwiazd neutronowych. Tempo kurczenia się orbity jest dobrze przewidywane przez ogólną teorię względności. Nadal jednak obserwuje się nieco „zbyt” szybkie kurczenie się orbity Wydaje się, że układ podwójny emituje o 1% więcej fal grawitacyjnych niż przewiduje to ogólna teoria względności. Dalsze obserwacje określą prawdziwą ewentualną nadwyżkę. Nawiasem mówiąc, kwantowa teoria pola grawitacyjnego przewiduje nadwyżkę 0,7 procenta w postaci skalarnych fal grawitacyjnych. Część obserwowanej nadwyżki można wyjaśnić obrotem Drogi Mlecznej, lecz niedokładna znajomość odległości pulsara (od około 3 do 8 kiloparseków) uniemożliwia precyzyjne oszacowanie tego źródła błędu. Odległości astronomiczne są nieustannym problemem! Spodziewamy się dokładnego wyznaczenia odległości w ciągu najbliższej dekady, kiedy zostanie wystrzelony satelita astrometryczny GAIA.

8. Poszukiwanie fal grawitacyjnych w zapadających się gwiazdach

W roku 1905 w swojej pracy o szczególnej teorii względności Henri Poincaré zauważył, że jeśli grawitacja jest zjawiskiem relatywistycznym tak jak elektromagnetyzm, to powinny istnieć fale grawitacyjne rozchodzące się z prędkością światła. Dziesięć lat później Einstein wykazał, że ogólna teoria względności przewiduje takie poruszające się pofalowanie materii.

Wytwarzanie fal elektromagnetycznych jest łatwe. Wystarczy potrząsnąć elektronem - zmiany pola elektrycznego wokół niego będą rozchodzić się w przestrzeni jako fale elektromagnetyczne. Wytwarzanie fal grawitacyjnych nie jest już tak łatwe. Przyspieszenie masywnego ciała powoduje emisję fal jako zaburzeń pola grawitacyjnego. Problem polega na tym, że fale te są bardzo słabe. Tylko bardzo gwałtowne zjawiska kosmiczne, takie jak wybuchające gwiazdy, mogą wytworzyć dużą energię fal grawitacyjnych, która umożliwia ich wykrycie.

Pomysł wykrywania fal grawitacyjnych za pomocą dużych masywnych walców zaproponował w 1960 roku Joseph Weber, który przez wiele lat był samotnym i nieustępliwym pionierem poszukiwań fal grawitacyjnych. Jego metoda jest w zasadzie prosta. Fala grawitacyjna zmienia odległość między dwoma punktami materialnymi, przez które przechodzi, wywołując drżenie metalowego pręta lub jego uderzenia przypominające odgłos dzwonu. W praktyce oczekiwane przesunięcia są tak małe (powiedzmy 10-13 cm), że nawet bardzo niewielkie zaburzenie (np. odległy ruch uliczny) bez trudu tłumi słaby sygnał*.

Obecnie znamy dwa rodzaje anten grawitacyjnych nowej generacji. Jednym z nich jest metalowy pręt, podobny do oryginalnego detektora Webera, lecz utrzymywany w temperaturze 1 K. W ciągu kilku tygodni temperatura ta może zostać obniżona do kilku tysięcznych K. Bardzo czułe detektory prętowe Allegro w Luizjanie i Explorer w Genewie ważą po 1,5 tony, zbudowane są z aluminium lub niklu i umieszczone w termostacie niskotemperaturowym.

W antenie drugiego typu laser mierzy odległość między dwoma zawieszonymi masami próbnymi (zwierciadłami). Antena LIGO (Laser Interferome-tric Gravitational Wave Observatory – Laserowe Interferometryczne Obserwatorium Fal Grawitacyjnych) w USA składa się z dwóch detektorów tego typu oddalonych o 1000 km – fala grawitacyjna przechodząca przez Ziemię powinna być wykryta w obu miejscach. Lasery mierzą przesunięcia zwierciadeł poruszanych przez fale grawitacyjne. Podobne obserwatorium grawitacyjne – VIRGO – będzie pracować we Włoszech.



Widok z lotu ptaka na obserwatorium grawitacyjne LIGO w Livingston. Antena obserwatorium składa się z dwóch długich rur próżniowych (na zdjęciu widocznych z lewej strony i u góry), ciągnących się ponad cztery kilometry od centralnej stacji narożnej (zdjęcie otrzymane z LIGO).

Ostatnie badania kwantowej teorii pola przewidują istnienie wielu nowych cząstek, jakich jeszcze nie obserwowano w laboratoriach. A dokładnie, oddziaływanie grawitacyjne powinno zachodzić za pośrednictwem dwóch rodzajów cząstek (lub pól): cząstek tensorowych – odpowiadających zwykłym falom grawitacyjnym i cząstek skalarnych – przenoszących siłę odpychającą. Ruch orbitalny w ciasnych podwójnych układach gwiazdowych wytwarza zwykłe tensorowe fale przewidziane zarówno przez ogólną teorię względności, jak i przez teorię pola grawitacyjnego. W tym przypadku fale skalarne stanowią jedynie niewielki dodatek do promieniowania. Jednakże ogólna teoria względności wyklucza promieniowanie grawitacyjne sferycznie pulsujących gwiazd, podczas gdy teoria pola przewiduje emisję fal skalarnych. Nowe anteny mogą wykrywać tak fale tensorowe, jak i skalarne, i mogą zrewolucjonizować naszą wiedzę o grawitacji, np. promieniowanie skalarne jest zabronione w klasycznej ogólnej teorii względności.

Koniecznością stają się bardzo czułe instrumenty. W ciągu 40-letniej historii poszukiwań fal grawitacyjnych były tylko dwie możliwe obserwacje, które można powiązać z falami grawitacyjnymi. Zdarzenia te były wybuchami supernowych SN1987A i SN1993J. Dzięki nowym detektorom można oczekiwać mniej więcej raz w miesiącu wykrycia sygnałów wybuchów supernowych z nieodległych wielkich gromad galaktyk, takich jak Virgo. Wkrótce po zauważeniu takich wybuchów powinniśmy rozpocząć rutynową detekcję.


________________

* Bezwymiarowa amplituda fal grawitacyjnych h=Dl/L, gdzie D /jest zmianą długości anteny L spowodowaną przez falę grawitacyjną. Sygnał h odbierany na Ziemi zależy od odległości r wybuchającej gwiazdy, wyemitowanej energii promienistej £gw, częstotliwości fali v0 i czasu trwania sygnału t, a więc h= 1,4 × 10^-20 (1 Mpc/r)(E/1Mc^2)^1/2 (1 kHz/v0) (1s/t)^1/2.


9. Dwie najbliższe supernowe - oznaki fal grawitacyjnych?

W naszej satelickiej galaktyce - Wielkim Obłoku Magellana - w 1987 roku wybuchła supernowa oznaczona symbolem SN1987A. Oddalona o 50 kiloparse-ków, była najbliższą supernową w czasach współczesnych. Na szczęście działała już wtedy w Rzymie antena grawitacyjna Geograv. Jej aluminiowy pręt o wadze 2300 kg, utrzymywany w temperaturze pokojowej, został skonstruowany przez Edoardo Amaldiego, ucznia Enrico Fermiego. Antena wykryła silny sygnał jednocześnie z dotarciem neutrin do podziemnego obserwatorium neutrinowego pod masywem Mount Blanc. Neutrina powstają podczas wybuchów supernowych i powinny dotrzeć do Ziemi z falami grawitacyjnymi w tym samym czasie.

Było jednak coś dziwnego w tym sygnale. Był to krótki (milisekundowy) impuls fal grawitacyjnych, a więc masa wybuchającej gwiazdy musiała być fantastycznie duża, większa od 100 mas słonecznych. Stare fotografie Wielkiego Obłoku Magellana wykazały, że w miejscu eksplozji znajdowała się gwiazda o masie około 20 mas słonecznych. Ta rozbieżność spowodowała, że astronomowie z rezerwą podeszli do sygnału z anteny Geograv, traktując go jako zjawisko przypadkowe, nie wyjaśnione i nie związane z wybuchem supernowej.

Później, w 1993 roku, wybuchła supernowa w galaktyce M81 w odległości 3 megaparseków, druga najbliższa supernowa po SN1987A. W tamtym czasie działały już dwa detektory prętowe, Allegro i Explorer, w temperaturze kilku K. Dane sugerowały że odebrano sygnał z SN1993J. Lecz jego natężenie, przeliczone dla krótkiego impulsu, znów wymagało eksplozji bardzo masywnej gwiazdy, o masie około 1000 mas słonecznych. Czy te zdarzenia są zbieżne z wybuchami dwóch najbliższych supernowych w ostatnich dwudziestu latach, czy też mówią nam coś o fizyce grawitacji?

Pozwólmy sobie na niekonwencjonalne spojrzenie na wybuchy supernowych. Być może impuls promieniowania grawitacyjnego z zapadającej się masywnej gwiazdy składa się z długiego oscylującego sygnału trwającego około 1 sekundy zamiast milisekund, czyli porównywalnego z czasem sygnału neutrin. Sygnały zarejestrowane przez Geograv, Allegro i Explorer byłyby więc naprawdę detekcją fal grawitacyjnych z supernowych SN1987A i SN1993J. Wybuchająca gwiazda o masie 20 mas słonecznych straciłaby 10% swojej masy na skutek promieniowania grawitacyjnego, co wystarczyłoby do wyjaśnienia obserwowanych sygnałów*. Przyszłe detektory umożliwią poznanie właściwości impulsu grawitacyjnego, ostatniego tchnienia umierającej gwiazdy.



______________

Pasmo częstotliwości długiego sygnału oscylującego (t =1 s) jest około 1000 razy mniejsze niż dla krótkiego sygnału (t =0,001 s). To zmniejsza masę 1000 M dla krótkiego sygnału do około 1 M dla długiego sygnału.

10. Zdradliwe rentgenowskie czarne dziury w gwiazdach podwójnych

Gdy spoglądamy na rozgwieżdżone nocne niebo, trudno uwierzyć, że wiele gwiazd jest w rzeczywistości układami podwójnymi, których składniki obiegają się wzajemnie. Dla astronomów, którzy mogą za pomocą teleskopów i spektroskopów zobaczyć je i pomierzyć, gwiazdy podwójne są czymś jak najbardziej realnym - są dla nas praktycznie jedynym źródłem informacji o masach gwiazd! Mają również zasadnicze znaczenie w poszukiwaniu czarnych dziur. Wiele gwiazd podwójnych zawiera niewidzialny masywny obiekt o małych rozmiarach oraz typową gwiazdę. Układy takie są wykrywane dzięki silnemu promieniowaniu rentgenowskiemu, które jest emitowane przez dysk akrecyjny otaczający ciemne ciało. Dysk tworzy się, kiedy niewielki masywny obiekt przyciąga materię sąsiedniej gwiazdy. Gazowy dysk staje się bardzo gorący na skutek silnej grawitacji obiektu centralnego i zaczyna emitować fotony promieniowania X.

W jaki sposób astronomowie badają podwójne gwiazdy rentgenowskie? Na przykład: pewien układ podwójny w gwiazdozbiorze Łabędzia (łac. Cy-gnus) składa się ze zwykłej gwiazdy o masie około 20 mas słonecznych i drugiego składnika. Te n ostatni jest zakryty gęstymi obłokami gazowymi, które emitują promieniowanie rentgenowskie (stąd oznaczenie Cygnus X-1) i nie może być obserwowany bezpośrednio. Wzajemny ruch orbitalny tych gwiazd zdradzają linie widmowe przesuwające się okresowo na skutek zjawiska Dopplera. Na podstawie takich obserwacji, korzystając z mechaniki newtonowskiej, można wyznaczyć masy gwiazd, ponieważ gwiazdy te poruszają się raczej powoli, nie relatywistycznie.

Obserwacje podwójnych układów rentgenowskich wykazały niewątpliwie, że istnieją ciemne, niewielkie obiekty o masach przekraczających masę Słońca, granicę Oppenheimera-Volkoffa. W naszej Drodze Mlecznej odkryto kilkanaście takich kandydatur na czarne dziury o masach od 4 do 20 mas słonecznych. W innych galaktykach odkryto kilka niewielkich relatywistycznych gwiazd o masach do 100 mas słonecznych. Orbitalne obserwatorium rentgenowskie Chandra odkryło nawet w centralnym obszarze niezwykłej galaktyki M82 obiekt o masie 700 mas słonecznych. Wydaje się, że ciemne zwarte obiekty istnieją, ale czy są to czarne dziury? Jak potwierdzić tożsamość kandydatów?

W roku 1974 Stephen Hawking i Kip Thorne, obaj dobrze znani ze swoich teoretycznych prac o czarnych dziurach, założyli się, czy Cygnus X-1 zawiera czarną dziurę. Jeśli składnikiem tego układu podwójnego jest czarna dziura, zakład wygra Thorne. W roku 1990 Hawking ostatecznie przyznał, że zwycięzcą jest Thorne. Lecz być może zakład powinien pozostać nierozstrzygnięty! Przede wszystkim dlatego, że nawet jeśli zwarty obiekt ma dużą masę, niekoniecznie musi być czarną dziurą. Pomiar masy jest dopiero połową sukcesu.

Aby wykazać, że taki obiekt jest czarną dziurą, a nie ciemną gwiazdą, trzeba udowodnić, że jest faktycznie „bramą w jedną stronę”, nie posiada twardej powierzchni (co mógłby sprawdzić spadający obserwator...) i jedynie wchłania materię z otoczenia, a więc innymi słowy, posiada horyzont. Najbardziej bezpośrednim sposobem wykazania, że osobliwości istnieją, są obserwacje procesu formowania horyzontu czarnej dziury. Według obecnej teorii zapadania grawitacyjnego prowadzącego do czarnej dziury, musi istnieć pojedynczy impuls fal grawitacyjnych (trwający około milisekundy). W przypadku ciemnej gwiazdy (według teorii pola) sygnał grawitacyjny powinien składać się z wielu impulsów w znacznie dłuższym czasie, porównywalnym z długością impulsu neutrin (około 1 sekundy).

11. Najlepszy kandydat znajduje się w Centrum Drogi Mlecznej

Oprócz gwiazd relatywistycznych o masach z przedziału od jednej do 100 mas słonecznych rentgenowskich układów podwójnych oraz bardziej masywnych zwartych źródeł promieniowania X – do 1000 mas słonecznych, istnieją dowody, że jądra galaktyk kryją znacznie bardziej masywne obiekty relatywistyczne.

Najbliższe jądro galaktyki znajduje się w centrum Drogi Mlecznej w kierunku gwiazdozbioru Strzelca (łac. Sagittarius). Oddalone od nas o 8 kiloparseków, jest ukryte pod grubą warstwą pyłu. Lecz dokładne badania tego obszaru Kosmosu, zarówno przez teleskopy naziemne, jak i orbitalne, wykazały niezwykle interesujące zjawiska w promieniu kilku parseków od centrum. Ruchy gwiazd zdradzają obecność ciemnego zwartego obiektu o masie około 2,6 milionów mas słonecznych. Jest on obecnie uznawany za najlepszego kandydata na supermasywną czarną dziurę. Supermasa, pokrywająca się z radioźródłem Sagittarius A, jest otoczona gromadą gwiazd, dyskiem pyłowym i gorącym gazem.

Z masą centralną związanych jest wiele zjawisk astrofizycznych, takich jak wyrzucanie strumieni materii i promieniowanie gazu. Mogą one ujawnić wpływ silnej grawitacji, a nawet horyzont czarnej dziury, tym samym umożliwić weryfikację głównych przewidywań ogólnej teorii względności (zob. niżej).


12. Supermasywne obiekty w jądrach innych galaktyk

Droga Mleczna nie jest odosobniona. Dzięki wysokiej rozdzielczości Teleskopu Kosmicznego Hubble’a astronomowie mogli zmierzyć ruchy gwiazd w pobliżu centrów kilkudziesięciu innych galaktyk. W celu wyjaśnienia obserwowanych prędkości należy przyjąć, że zarówno galaktyki spiralne, jak i eliptyczne posiadają w swoim środku bardzo małe supermasywne obiekty, nadające prędkość gwiazdom. Te masywne obiekty, o masie sięgającej miliardów mas słonecznych, są obecnie uznawane za ważne elementy budowy galaktyk. Mogą to być czarne dziury.

Gdy galaktyka macierzysta dostarcza supermasywnej czarnej dziurze gaz i gwiazdy, wówczas czarna dziura staje się bardzo wydajną maszyną wytwarzającą energię, widoczną jako aktywne jądra galaktyk, takie jak kwazary. Jej moc odpowiada przemianie masy spoczynkowej Słońca w fotony w ciągu roku, czyli jest równoważna ilości energii wypromieniowanej przez 1000 zwykłych galaktyk (z których każda liczy 100 miliardów gwiazd...). Kwazary wykazują szybką zmienność jasności, co jest możliwe tylko wtedy, gdy mają małe rozmiary. Te, które mają jasność większą od 1000 galaktyk, ogromną masę równą milionom mas słonecznych i rozmiary mniejsze od Układu Słonecznego, zadziwiają nawet najbardziej sceptycznych astronomów.

Sądzi się nawet, że niektóre jądra galaktyk zawierają dwa lub więcej super-masywnych obiektów obiegających się wzajemnie. Na jakiej podstawie można oczekiwać, że w jądrze galaktyki jest więcej supermasywnych obiektów? Galaktyki tworzą grupy i gromady, w których się poruszają. Od czasu do czasu zbliżają się do siebie i w rezultacie takie prawie zderzające się galaktyki wykazują tendencję do połączenia się w jedną całość. Taki połączony obiekt jest galaktyką nowej generacji, zawierającą w centrum supermasywne obiekty galaktyk macierzystych. Wielokrotne supermasy w jądrach galaktyk powinny być zjawiskiem powszechnym, chociaż nie przejawia się to tak burzliwie jak w aktywnych jądrach galaktyk podobnych do kwazarów.

Promienie takich obiektów są porównywalne z promieniem Schwarzschil-da, są więc one obiecującymi kandydatami na czarne dziury. Z masą jednego miliarda mas słonecznych, ich promień powinien wynosić 3 miliardy kilometrów, czyli mniej więcej tyle, ile odległość Urana od Słońca. Niemniej jednak, w przypadku kandydatów na czarne dziury o masach równych masie Słońca, potrzebne są niezależne informacje o naturze ich powierzchni i innych właściwościach, zanim będzie można powiedzieć, że są to naprawdę czarne dziury.

13. Zbliżanie się do horyzontu...

Obserwacje dysków akrecyjnych umożliwiają badanie obszaru zbliżonego do domniemanego horyzontu. Obserwacje orbitalne zarejestrowały zmienne w czasie promieniowanie pochodzące z wewnętrznych części tychże dysków. Do oceny, jak blisko centrum powstaje ta emisja, można wykorzystać związek przyczynowy. Promień jest mniejszy od czasu potrzebnego do dwukrotnego zwiększenia jasności pomnożonego przez prędkość światła, ponieważ części bardziej od siebie oddalone nie mogłyby „maszerować krok w krok”. Aby osiągnąć wewnętrzny brzeg dysku akrecyjnego – najbliższą stabilną orbitę wokół czarnej dziury o promieniu Schwarzschilda – musimy potrafić zmierzyć interwały czasowe krótsze od milisekundy.

W celu dostrzeżenia horyzontu czarnej dziury w centrum Drogi Mlecznej astronomowie zaproponowali obserwacje możliwe do wykonania w najbliższej przyszłości. Można opracować mapę radiową radioźródła Sagittarius A przy użyciu technik obrazowania VLBI w zakresie mikrofalowym o zdolności rozdzielczej około 1 mikrosekundy łuku*. Otaczający gaz jest przezroczysty na tak krótkich falach radiowych i umożliwia obserwacje promieniującego gazu aż do horyzontu czarnej dziury Obliczenia wykonane przez Heino Falcke’a, Fulvia Melii i Erica Agolę wykazały że możliwe byłoby dostrzeżenie „cienia” horyzontu czarnej dziury na tle świecącego gazu. Byłaby to naprawdę ciemna plama w środku obrazu radiowego. Przewiduje się, że rozmiary kątowe cienia byłyby pięciokrotnie większe od promienia grawitacyjnego. Byłyby więc znacznie większe od promienia czarnej dziury dzięki silnemu relatywistycznemu zakrzywieniu promieni światła.

Eksperyment ten mógłby zweryfikować różne alternatywy dotyczące ciemnej materii w centrum galaktyki. Na przykład: astronomowie zaproponowali, że taki niewielki obiekt mógłby składać się z fermionów lub bozonów albo zimnej ciemnej materii. W ogólnej teorii względności promienie, a więc cienie takich mas, powinny być większe od promienia grawitacyjnego. Jednak w przypadku ciemnej gwiazdy oczekuje się, że jej cień byłby mniejszy od promienia czarnej dziury o tej samej masie. Wynika to z tego, że promień może być równy 1/4 promienia czarnej dziury (ale nie mniejszy).



_________________

* Dla masy czarnej dziury Mbh=2,6 10^6 M promień grawitacyjny r=2GM/c^2 = 7,8 10^11 cm, co odpowiada 10 promieniom Słońca (około jednej dziesiątej promienia orbity Merkurego). W odległości 8 kiloparseków kątowe rozmiary promienia Schwarzschilda wynoszą (r/d) 206285 = 6 mikrosekund łuku = 6 10^6 sekundy łuku.


14. ... może przynieść niespodzianki

Jeśli tylko w sąsiedztwie czarnej dziury znajdzie się gaz (pochodzący na przykład od gwiazdy będącej drugim składnikiem układu podwójnego), to powinien powstać dysk akrecyjny i silna emisja promieniowania rentgenowskiego. Istnieją jednak niezwykłe układy podwójne zwane nowymi rentgenowskimi. Ich głównym składnikiem jest ciemny niewielki obiekt o masie równej 10 masom słonecznym, a drugim składnikiem jest zwykła, świecąca gwiazda podobna do Słońca. W układach tych po silnych rozbłyskach rentgenowskich następują okresy spokoju. Jeśli w fazie spokoju promieniowanie pochodzi z dysku akrecyjnego, trudno zrozumieć, dlaczego ich jasność jest tak mała bez założenia, że energia jest pochłaniana przez czarną dziurę! Teoria adwekcji zaproponowana przez Ramesha Narayana i jego zespół z Centrum Astrofizyki w Cambridge (USA) próbuje opisać, jakie procesy tam zachodzą. Mówiąc krótko, według tej teorii energia cieplna nagromadzona w protonach nie może być przekazana lżejszym elektronom, od których pochodzi obserwowane promieniowanie rentgenowskie. Ta k więc energia nie jest wypromieniowana na zewnątrz, lecz jest pochłaniana przez czarną dziurę. Paradoks – dlaczego układ z czarną dziurą nie promieniuje! – wydaje się zatem prowadzić do wykazania istnienia zapadni, horyzontu.

Powstaje jednak poważny problem z przepływem do wewnątrz (adwekcja), gdy w dysku akrecyjnym istnieje pole magnetyczne. Giennadij Bisnowatyj-Kogan z Centrum Astrokosmicznego w Moskwie i Richard Lovelace z Cornell Uni-versity wykazali, że wydajność promienista każdego przepływu gorącego gazu z polem magnetycznym nie może być niższa od 1/4 wartości przewidywanej przez teorię zwykłych dysków akrecyjnych. Wydaje się więc, że potrzebne jest inne wyjaśnienie niż adwekcja w celu zrozumienia stanu spokoju nowych rentgenowskich. Faktycznie, Stanley Robertson i Darryl Leiter zasugerowali, że obiekty te mają powierzchnię i pola magnetyczne, co wyjaśniałoby obserwowane właściwości kandydatów na czarne dziury.

Gdy spojrzymy poza Drogę Mleczną, natrafimy na galaktykę Seyferta MCG--6-30-15, która odgrywa ważną rolę w obserwacjach silnych efektów grawitacyjnych w pobliżu domniemanego horyzontu obiektu supermasywnego. Europejski satelita rentgenowski XMM-Newton („MM” oznacza w języku angielskim multiple mirror – „zwierciadło wielokrotne”) zaobserwował, dzięki dobrej rozdzielczości spektralnej, linię widmową żelaza pochodzącą z wewnętrznego brzegu dysku akrecyjnego wokół supermasywnego obiektu w jądrze tej aktywnej galaktyki. Aby wyjaśnić obserwowany kształt linii żelaza, wewnętrzny brzeg dysku akrecyjnego musiałby leżeć w nieoczekiwanie małej odległości od obiektu centralnego wynoszącej 0,6 promienia Słońca.

Tę robiącą wrażenie obserwację opisano na pierwszej stronie dziennika „In-ternational Herald Tribune” w październiku 2000 roku tego samego dnia, w którym wyniki zaprezentowano społeczności naukowej. Nagłówek był bardzo trafny: Jasne świecenie może zmienić ciemną reputację czarnych dziur... Teoretycznie minimalna odległość, z której może pochodzić promieniowanie rentgenowskie, wynosi 3 Rg (ostatnia stabilna orbita materii wokół czarnej dziury). W przypadku mniejszych odległości materia zostałaby natychmiast wchłonięta przez czarną dziurę bez emisji promieniowania. Zatrważające, że obserwowany wewnętrzny brzeg dysku akrecyjnego leży wewnątrz horyzontu czarnej dziury. Nie jest to możliwe dla statycznej czarnej dziury. Lecz istnieje furtka. Bardzo szybko obracająca się (z prędkością zbliżoną do prędkości światła) „czarna dziura Kerra” może mieć promień 0,5 Rg.

Nadal pozostaje jednak jeszcze inny problem. Koncentracja promieniowania rentgenowskiego w stronę malejącego promienia jest zbyt duża, aby mogła być wyjaśniona przez jakikolwiek model dysku akrecyjnego. W jaki sposób może zachodzić tak silna emisja energii tak blisko horyzontu nawet dla bardzo szybko obracającej się czarnej dziury? Niezależnie od rozwiązania tej zagadki, astronomowie pukają obecnie do drzwi (zapadni) prowadzących do wnętrza supermasywnych zwartych obiektów.

15. Szybka zmienność kwazarów jako test teorii grawitacji

Słynny zmienny kwazar OJ287, słaby obiekt 15. wielkości, podobny do gwiazdy, leży w gwiazdozbiorze Raka. Jego regularna zmienność z okresem około 12 lat została potwierdzona w 1996 roku przez międzynarodowy zespół badawczy koordynowany przez Leo Takala z Obserwatorium Tuorla. Ten rytm zmian został wykryty na podstawie starszych danych analizowanych przez Aimo Sil-lanpää i współpracowników.

Regularna zmienność jasności sugeruje, że obraca się coś wielkiego. Model układu OJ287 pokazano na Rys. 9.3. Składa się z dwóch czarnych dziur – ciężkiej i lekkiej, chociaż obie są supermasywne. Lżejsza czarna dziura okrąża cięższą i w ciągu 12-letniego okresu orbitalnego przechodzi przez dysk akrecyjny cięższej czarnej dziury, powodując silny rozbłysk obserwowany na Ziemi. Mauri Valtonen i Harry Lehto zaproponowali nawet, że długoterminowe obserwacje takich systemów można wykorzystać do weryfikacji przewidywań ogólnej teorii względności dotyczących ewolucji orbit masywnych układów podwójnych*.


16. Kosmologia wymaga relatywistycznej i kwantowej teorii grawitacji

Dobry model kosmologiczny musi spełniać wiele wymagań, z których do dwóch najważniejszych należy oparcie na relatywistycznej i kwantowej teorii grawitacji. Przestawmy krótko ten punkt.

W ziemskich laboratoriach jest całkiem naturalne traktować przestrzeń okołoziemską jak pusty Kosmos. Fizycy mogą nawet zapomnieć, że istnieje zewnętrzny Wszechświat wokół laboratorium. Dla astronomii gwiazdowej pustka rozpoczyna się na zewnątrz Drogi Mlecznej. W astronomii pozagalaktycz-nej nie ma jednak luksusu pomijania otaczającej przestrzeni: nie ma pustej przestrzeni poza Wszechświatem galaktyk. Świat galaktyk nie ma granic.

Wynika z tego ważna konsekwencja dla fizyki grawitacji Wszechświata. Przypomnijmy, że zwykłe ciała niebieskie (np. galaktyki) mają słabe pola grawitacyjne – tzn. energia potencjalna pola grawitacyjnego jest znacznie mniejsza od masy spoczynkowej grawitującego ciała. Lecz wyobraźmy sobie, że galaktyki wypełniają przestrzeń jednorodnie. Wówczas masa wszystkich galaktyk zawartych w kuli wokół Drogi Mlecznej wzrasta jak odległość do potęgi trzeciej. Dlatego w pewnej odległości energia potencjalna osiągnie ogromną wartość relatywistyczną Mc2. Odległość ta określa kulistą część Wszechświata, którą można uznać za nową klasę obiektów – Hubbleoid, do której cała grawitacja newtonowska nie ma zastosowania. Jego promień niewiele różni się od odległości Hubble’a. Jeśli gęstość Kosmosu jest równa krytycznej gęstości wszechświata Friedmanna, wówczas te dwie miary odległości stają się tym samym i oznaczają początek „głębokiego Wszechświata”** .

Wielkość Hubbleoidu jest równa jego promieniowi grawitacyjnemu. Jest to więc obiekt relatywistyczny i dlatego musimy posługiwać się modelami jednorodnymi w relatywistycznej teorii grawitacji. Z przykrością trzeba stwierdzić, że to znacznie utrudnia fizykę relatywistyczną – jak podał fiński kosmolog Tapa-ni Perko za Richardem Bentleyem, „większość duchownych i laików została zmuszona do porzucenia kosmologii ze względu na rachunek tensorowy”.

Ale co się dzieje w przypadku, gdy masa kuli nie rośnie z sześcianem promienia, lecz wolniej, wprost proporcjonalnie do odległości? Wielkość Hubble-oidu rośnie wówczas do nieskończoności i tylko wtedy teoria grawitacji Newtona obowiązywałaby w całym Wszechświecie. Każde jednorodne tło, takie jak fotony, neutrina lub energia fizycznej próżni, powodowałoby, że taki klasyczny model świata przestawałby obowiązywać. W każdym razie teoria Newtona nie może wyjaśnić efektów relatywistycznych nawet w naszym Układzie Słonecznym i nie może być uważana za podstawę współczesnej kosmologii.

Ogólna teoria względności jest głównym czynnikiem, na którym oparte są wspaniałe modele Friedmanna i triumf teorii Wielkiego Wybuchu. Jednak sam wybuch jest zagadką ze swoją osobliwością. Wymaganie dotyczące kwantowej teorii grawitacji pojawia się, gdy spojrzymy daleko w przeszłość do czasów, kiedy wielkość całego obserwowanego Wszechświata była mniejsza od tak zwanej długości Plancka równej 10-33 cm. Długość ta jest częścią kwantowej przyrody, tak więc ogólna teoria względności powinna być zastąpiona przez kwantową teorię grawitacji, byśmy mogli powiedzieć coś o rzeczach zbliżonych do osobliwości.

***

Trudno wyobrazić sobie coś bardziej intrygującego od osobliwości, z której powstał cały Wszechświat i w której może zniknąć cała materia. Osobliwości nie są fantastyką naukową, lecz poważną sprawą leżącą na granicach rozwoju nauki. Pomimo to ich realne istnienie jest nadal sprawą otwartą. Dzięki nowej technologii wyczuwa się nadzieję, że wkrótce obserwacje udowodnią istnienie i charakter osobliwości. Fale grawitacyjne, odkryte przez anteny grawitacyjne następnej generacji wraz z badaniami światła emitowanego przez gwiazdy podwójne i kwazary za pomocą radioteleskopów, teleskopów optycznych i rentgenowskich, przybliżą nam zagadkową naturę grawitacji – siły tworzącej ład kosmiczny.



______________

* OJ287 nie jest jedynym regularnie zmiennym aktywnym jądrem galaktyk. Astronomowie z St. Petersburga, Michaił Babadzianjanc i Jelena Bełokon, mąż i żona, badają aktywne galaktyki od lat 1980. Odkryli trzy inne obiekty, które zwiększają jasność co 10 lat: 3C273 („pierwszy kwazar”), 3C120 i 3C390.3.

** Dla jednorodnego rozkładu materii masa zawarta w kuli o promieniu R jest równa M(R)~R^3. Tak więc potencjał grawitacyjny O~M/R~R^2. Odległość, dla której potencjał osiąga wartość c^2 jest promieniem grawitacyjnym Hubbleoidu R~GM/c^2.