Krótka historia czasu. Стивен Хокинг

teorię względności ugięcie światła z bardzo dużą dokładnością.

      Kolejną konsekwencją ogólnej teorii względności jest stwierdzenie, że czas powinien płynąć wolniej w pobliżu ciał o dużej masie, takich jak Ziemia. Wynika to z istnienia związku między energią światła i jego częstością (liczbą fal światła na sekundę): im większa energia, tym większa częstość. W miarę jak światło wędruje w górę w polu grawitacyjnym Ziemi, jego energia maleje, a zatem maleje też jego częstość (co oznacza wydłużanie się przedziału czasu między kolejnymi grzbietami fal). Komuś obserwującemu Ziemię z góry wydawałoby się, że wszystko na jej powierzchni dzieje się wolniej. Istnienie tego efektu sprawdzono w 1962 roku za pomocą pary bardzo dokładnych zegarów zamontowanych na dole i na szczycie wieży ciśnień. Dolny zegar chodził wolniej, dokładnie potwierdzając przewidywania ogólnej teorii względności. Różnica szybkości zegarów na różnych wysokościach ma obecnie spore znaczenie praktyczne, ponieważ współczesne systemy nawigacyjne posługują się sygnałami z satelitów. Obliczając pozycje statku bez uwzględnienia teorii względności, otrzymalibyśmy wynik różniący się od prawdziwego o parę mil!

      Prawa ruchu Newtona pogrzebały ideę absolutnej przestrzeni. Teoria względności wyeliminowała absolutny czas. Rozważmy sytuację pary bliźniaków. Przypuśćmy, że jeden z nich spędza życie na szczycie góry, a drugi na poziomie morza. Pierwszy starzeje się szybciej, dlatego przy ponownym spotkaniu braci bliźniaków jeden z nich będzie starszy. W opisanym przypadku różnica wieku byłaby bardzo mała, ale stałaby się o wiele większa, gdyby jeden z bliźniaków wyruszył w długą podróż statkiem kosmicznym poruszającym się z prędkością bliską prędkości światła. Wracając na Ziemię, byłby o wiele młodszy od swego brata, który pozostał na naszej planecie. Ten efekt znany jest jako paradoks bliźniąt, ale jest to paradoks tylko dla ludzi myślących w kategoriach absolutnego czasu. W teorii względności nie istnieje żaden jedyny absolutny czas, każdy obserwator ma swoją własną miarę czasu, uzależnioną od swego położenia i ruchu.

      Przed rokiem 1915 przestrzeń i czas uważane były za niezmienną arenę zdarzeń, która w żaden sposób od tych zdarzeń nie zależała. Twierdzi tak nawet szczególna teoria względności. Ciała poruszają się, siły przyciągają lub odpychają, ale czas i przestrzeń tylko niezmiennie trwają.

      Zupełnie inny pogląd na czas i przestrzeń zawiera ogólna teoria względności. Czas i przestrzeń są tu dynamicznymi wielkościami: poruszające się ciała i oddziałujące siły wpływają na krzywiznę czasoprzestrzeni – a z kolei krzywizna czasoprzestrzeni wpływa na ruch ciał i działanie sił. Przestrzeń i czas nie tylko wpływają na wszystkie zdarzenia we wszechświecie, ale też i zależą od nich. Podobnie jak nie sposób mówić o wydarzeniach we wszechświecie, pomijając pojęcia czasu i przestrzeni, tak też bezsensowne jest rozważanie czasu i przestrzeni poza wszechświatem.

      Nowe rozumienie czasu i przestrzeni zrewolucjonizowało naszą wizję wszechświata. Stara idea wszechświata niezmiennego, mogącego istnieć wiecznie, ustąpiła miejsca nowej koncepcji dynamicznego, rozszerzającego się wszechświata, który przypuszczalnie powstał w określonej chwili w przeszłości i może skończyć swe istnienie w określonym czasie w przyszłości. Ta rewolucja stanowi temat następnego rozdziału. Wiele lat później w tym właśnie punkcie rozpocząłem swoje badania w dziedzinie fizyki teoretycznej. Roger Penrose i ja pokazaliśmy, iż z ogólnej teorii względności Einsteina wynika, że wszechświat musiał mieć początek i zapewne musi mieć również koniec.

      Rozdział 3

      Rozszerzający się wszechświat

      NAJJAŚNIEJSZE CIAŁA NIEBIESKIE, JAKIE MOŻEMY dostrzec na bezchmurnym niebie w bezksiężycową noc, to planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Widać również wiele gwiazd stałych, które są podobne do naszego Słońca, a tylko znacznie dalej od nas położone. Niektóre z nich w rzeczywistości zmieniają nieco swe położenie względem innych: nie są wcale stałe! Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy te znajdują się jednak względnie blisko nas. W miarę jak Ziemia okrąża Słońce, oglądamy je z różnych pozycji na tle gwiazd bardziej odległych. Jest to bardzo pomyślna okoliczność, pozwala nam bowiem bezpośrednio zmierzyć odległość do tych bliskich gwiazd: im bliżej nas gwiazda się znajduje, tym wyraźniejsza pozorna zmiana jej położenia. Najbliższa gwiazda, zwana Proxima Centauri, jest oddalona o cztery lata świetlne (jej światło potrzebuje czterech lat, aby dotrzeć do Ziemi), czyli o około 35 milionów milionów kilometrów. Większość gwiazd, które widać gołym okiem, znajduje się w odległości mniejszej niż kilkaset lat świetlnych od nas. Dla porównania, odległość do Słońca wynosi osiem minut świetlnych! Widoczne gwiazdy wydają się rozproszone po całym niebie, ale szczególnie wiele ich znajduje się w paśmie zwanym Drogą Mleczną. Już w 1750 roku niektórzy astronomowie twierdzili, że obecność Drogi Mlecznej można wytłumaczyć, zakładając, iż większość widzialnych gwiazd należy do układu przypominającego dysk; takie układy nazywamy dziś galatykami spiralnymi. Parędziesiąt lat później astronom brytyjski sir William Herschel potwierdził tę koncepcję, mierząc cierpliwie położenia i odległości wielkiej liczby gwiazd, jednak powszechnie przyjęto ją dopiero na początku naszego stulecia.

      Współczesny obraz wszechświata zaczął kształtować się całkiem niedawno, w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble wykazał, że nasza Galaktyka nie jest jedyna we wszechświecie, lecz że w rzeczywistości istnieje bardzo wiele innych, oddzielonych od siebie ogromnymi obszarami pustej przestrzeni. Aby to udowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległość do innych galaktyk, położonych tak daleko, iż w odróżnieniu od pobliskich gwiazd nie zmieniają pozycji na niebie. Hubble był więc zmuszony do użycia metod pośrednich przy dokonywaniu swych pomiarów. Jasność obserwowana gwiazdy zależy od dwóch czynników: od natężenia światła, emitowanego przez gwiazdę (jej jasności), i od odległości od nas. Potrafimy zmierzyć jasność obserwowaną pobliskich gwiazd i odległość od nich, więc możemy wyznaczyć ich jasność. I odwrotnie, znając jasność gwiazd w odległej galaktyce, potrafimy wyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność obserwowaną. Hubble odkrył, że wszystkie gwiazdy pewnych typów, znajdujące się dostatecznie blisko, by można było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem. Wobec tego – argumentował – jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemy przyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju, i korzystając z tego założenia, jesteśmy w stanie obliczyć odległość do tej galaktyki. Jeżeli potrafimy to zrobić dla znacznej liczby gwiazd w jednej galaktyce i za każdym razem otrzymujemy tę samą odległość, możemy być pewni poprawności naszej oceny.

      W ten sposób Hubble wyznaczył odległość do dziewięciu galaktyk. Dziś wiemy, że nasza Galaktyka jest tylko jedną z setek miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów, każda z nich zawiera zaś setki miliardów gwiazd. Rysunek 11 przedstawia spiralną galaktykę; tak mniej więcej widzi naszą Galaktykę ktoś żyjący w innej. Żyjemy w galaktyce o średnicy stu tysięcy lat świetlnych. Wykonuje ona powolne obroty: gwiazdy w jednym z ramion spirali okrążają centrum galaktyki raz na paręset milionów lat. Słońce jest przeciętną, żółtą gwiazdą w pobliżu wewnętrznego brzegu jednego z ramion spirali. Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy to wierzyliśmy, że Ziemia jest środkiem wszechświata.

      Rysunek 11

      Gwiazdy położone są tak daleko, że wydają się tylko punkcikami świetlnymi. Nie widzimy ich kształtu ani rozmiarów. Jak zatem możemy rozróżniać typy gwiazd? Badając większość gwiazd, potrafimy obserwować tylko jedną ich cechę charakterystyczną, mianowicie kolor ich światła. Już Newton odkrył, że gdy światło