CZARNE DZIURY


Obiekty wytwarzające wokół siebie tak silne pole grawitacyjne, że nawet światło nie jest w stanie odlecieć z ich powierzchni, rozważał już w 1799 roku francuski matematyk i astronom Laplace. Bazując na newtonowskiej teorii grawitacji i korpuskularnej teorii światła mógł on prosto policzyć warunek jaki musi spełniać obiekt o masie M i promieniu R, przy którym tzw. prędkość ucieczki równa się prędkości światła c. Ze szkolnego wzoru: łatwo otrzymać (przyrównując = c ) graniczny promień obiektu o masie M:

Laplace nie używał jeszcze nazwy czarne dziury, Nie wiedział też nic o granicznej prędkości światła, którą wprowadziła później Teoria Względności. Dopiero równania Ogólnej Teorii Względności (OTW) dały zadawalający opis własności pola grawitacyjnego wokół masy kulistej. Opis ten w przypadku słabych pól grawitacyjnych daje rezultaty zbliżone do przewidywanych przez teorię Newtona. Istotne różnice pojawiają się dla silnych pól grawitacyjnych.


Cykl życia gwiazdy


Zanim zaczniemy rozmyślać o czarnych dziurach i rozumieć, dlaczego jesteśmy pewni ich istnienia, musimy dowiedzieć się. trochę o gwiazdach. Gwiazdy nie istnieją wiecznie. Rodzą się, świecą przez miliony lub miliardy lat, po czym giną. Czarna dziura to jedno z wcieleń, w jakie gwiazdy zamieniają się na stare lata. Jest to końcowy stan gwiazdy.

 

Narodziny gwiazdy

 

Wyobraźmy sobie olbrzymią chmurę gazu w przestrzeni kosmicznej. Tony, miliardy miliardów ton gazu. Istnieją teorie, które próbują wyjaśnić, dlaczego w jednej części wszechświata zgromadziło się więcej gazu (lub czegokolwiek innego) niż w innej. Niezależnie jednak od przyczyn, jest oczywiste, że takie zgęsz-czenia gazu nastąpiły.

Ten gaz to w większości wodór. Gazowy wodór, podobnie jak każdy rodzaj zwykłej materii we wszechświecie, składa się z atomów. Wszyscy widzieliśmy podręcznikowe rysunki atomów: jądro składające się z protonów i neutronów oraz krążące wokół niego elektrony. Rysunki te na ogół nie pokazują, jak wiele jest w atomie pustej przestrzeni. Będziemy mieli lepsze pojęcie o proporcjach atomu, jeżeli wyobrazimy sobie jądro jako piłkę baseballową, a elektrony jako oddalone o 3 mile (5 kilometrów) piłki do ping-ponga!

Atomy i inne cząstki w chmurze wodorowego gazu zbliżyły się do siebie na tyle, że zaczęły się nawzajem przyciągać i jeszcze bardziej przybliżać. To przyciąganie to oczywiście grawitacja, albo inaczej siła przyciągania grawitacyjnego. Doświadczamy jej stale na Ziemi, lecz niekiedy zapominamy, że działa ona także między najmniejszymi cząstkami oraz między olbrzymimi obiektami w przestrzeni kosmicznej.

W miarę jak grawitacja coraz bardziej przybliża do siebie cząstki gazu, zaczynają one na siebie wpadać. Gdy obiekty zbliżają się do siebie, przyciąganie grawitacyjne między nimi staje się silniejsze. To powoduje, że atomy jeszcze bardziej zbliżają się do siebie, poruszając się z coraz większymi prędkościami dzięki silniejszemu przyciąganiu grawitacyjnemu. Zderzenia następują coraz częściej i przy coraz większych prędkościach. Wszystko się ogrzewa.

Gdy gaz stanie się dostatecznie gorący, zaczyna się dziać coś nowego. Atomy wodoru już nie odbijają się od siebie. Ich jądra zaczynają się łączyć i tworzyć jądra helu.

Taka transformacja wodoru w hel nazywa się fuzją jądrową. Warunki panujące wśród atomów gazu powodują, że fuzja zachodzi na olbrzymią skalę. W istocie przypomina to kontrolowany wybuch bomby wodorowej, który uwalnia olbrzymią ilość ciepła. Gaz zapada się pod wpływem własnej grawitacji, tworząc gwiazdę. Energia uwalniana w procesie fuzji powoduje, że gwiazda świeci.

 

Dorosłe lata gwiazdy

 

Gwiazdy nie istnieją wiecznie, lecz istnieją bardzo długo, nie zmniejszając przy tym swoich rozmiarów. Dlaczego? Czy gwiazda nie powinna dalej się zmniejszać, podobnie jak chmura gazu, z której powstała? Czy atomy nie powinny nadal się przyciągać i zbliżać coraz bardziej do siebie? Oczywiście, że się przyciągają i coraz więcej ulega fuzji jądrowej, coraz więcej wodoru zamienia się w hel, hel zamienia się w cięższe pierwiastki i wydziela się coraz więcej ciepła.

Ciepło reakcji jądrowych zwiększa ciśnienie gazu. Ciśnienie to przeciwdziała grawitacji i zapobiega kolapsowi (zapadnięciu się) gwiazdy, podobnie jak ciśnienie wewnątrz balonu, które nadyma powłokę. Gumowe ściany balonu ciągną się nawzajem do środka, próbując się zbliżyć do siebie. Możemy się o tym łatwo przekonać, jeżeli wypuścimy z balonu powietrze. Jednak ciśnienie wewnątrz balonu nie pozwala ścianom się zbliżyć. Ciśnienie wewnątrz gwiazdy nie pozwoli jej się zapaść.

Przez pewien czas mamy równowagę w walce dwóch sił — ciśnienia wywołanego przez ciepło reakcji jądrowych z jednej strony i grawitacji z drugiej.

Od czasu do czasu grawitacja zdaje się wygrywać. Gromadzący się helowy popiół może zdmuchnąć centralne palenisko gwiazdy. Jej rdzeń zaczyna się zapadać, ale zapadanie się rdzenia niebawem doprowadzi do wzrostu temperatury i gwiazda ponownie się zapala (tym razem fuzji ulega hel, zamieniając się w atomy węgla). W gwiazdach znacznie cięższych niż nasze Słońce gaśniecie i ponowne zapalenie może zajść kilka razy, gdy gwiazda zamienia swe atomy w coraz cięższe pierwiastki. Dwie rywalizujące ze sobą siły (grawitacja i ciśnienie reakcji jądrowych) są ściśle zrównoważone i ich rywalizacja może trwać bardzo długo. Gwiazda podobna do naszego Słońca żyje 10 lub 11 miliardów lat.

W końcu gra się kończy i zwycięża grawitacja. We wszechświecie obserwujemy między innymi, że grawitacja jest cierpliwa. Cierpliwość popłaca. Większość atomów wodoru zamienia się w atomy helu, niektóre atomy helu w atomy węgla, a w największych gwiazdach w atomy jeszcze cięższych pierwiastków. Gwieździe zaczyna brakować paliwa. Zachodzi coraz mniej reakcji jądrowych, wydziela się coraz mniej ciepła, ciśnienie staje się co-

raz słabsze i przestaje przeciwdziałać grawitacji. Po milionach lub nawet miliardach lat grawitacja wygrywa wojnę w przepychanie. Schładzająca się gwiazda zaczyna się kurczyć i zapadać.

 

Starość gwiazdy

 

Czy gwiazda po prostu się wypali? Co może ją powstrzymać? Możliwe są trzy sytuacje.

  1. Gwiazda może przestać się kurczyć i osiąść na stare lata jako biały karzeł, obiekt o średnicy kilku tysięcy kilometrów, nieco mniejszy od Ziemi, i o gęstości tysięcy ton na centymetr sześcienny. Wokół Syriusza, najjaśniejszej gwiazdy naszego nocnego nieba, krąży biały karzeł.

  2. Gwiazda może skurczyć się jeszcze bardziej, aż będzie miała zaledwie 20 mil (30 kilometrów) średnicy, po czym przestanie się kurczyć i stanie się gwiazdą neutronową, o niewiarygodnej gęstości milionów ton na centymetr sześcienny. Pul-sary są gwiazdami neutronowymi, które wirują z częstością wielu obrotów na sekundę i wysyłają regularne impulsy fal radiowych i innych rodzajów promieniowania.

  3. Gwiazda może kurczyć się tak długo, aż stanie się zaledwie punktem w przestrzeni, gdzie gęstość jest nieskończona; innymi słowy, stanie się czarną dziurą.

Po pierwsze, zbadajmy, dlaczego niektóre gwiazdy n i e kurczą się aż do fazy czarnej dziury. Co je powstrzymuje? Nie może to już być ciśnienie wywołane przez ciepło reakcji jądrowych, gdyż całe paliwo jądrowe zostało zużyte. Te gwiazdy są zimne.

Grawitacja próbująca dokonać kolapsu gwiazdy ma teraz innego przeciwnika — po tym, jak reakcje jądrowe ustąpiły pola. Tym przeciwnikiem jest coś, co nazywamy zakazem Pauliego lub zasadą wykluczania Pauliego.

Atomy nie są najmniejszymi obiektami we wszechświecie. Są one zbudowane ze znacznie mniejszych części składowych, zwanych cząstkami elementarnymi, oddzielonych przez znaczne obszary pustej przestrzeni. Wszystkie cząstki materii

— z których składają się atomy, my sami, gwiazdy — przestrzegają zakazu Pauliego.

A oto reguła: Dwie cząstki materii nie mogą zajmować dokładnie tego samego stanu kwantowego. Co to znaczy? To znaczy, że dwie identyczne cząstki — na przykład dwa elektrony, mające taką samą masę, spin i ładunek elektryczny — nie mogą znajdować się w tym samym położeniu oraz mieć takiej samej prędkości. Mówiąc prościej i w najbardziej przystępny sposób: Jeżeli takie dwie identyczne cząstki są bardzo blisko siebie, muszą mieć różne prędkości. A zatem nie będą długo blisko siebie.

Zakaz Pauliego brzmi dziwnie, lecz jest to tylko jedna z wielu dziwnych reguł, które odkrywamy w przyrodzie i dzięki którym wszechświat istnieje w takiej postaci, jaką uważamy za oczywistą. Zakaz Pauliego zapewnia, że cząstki utrzymują między sobą odpowiednią odległość. Zapewnia, że wewnątrz atomu będzie pusta przestrzeń. Bez tego zakazu nie istniałyby krzesła, ludzie i gwiazdy. Istniałaby „cząstkowa zupa".

Jest oczywiste, że gdy gwiazda się kurczy, cząstki zostają ciaśniej upakowane. Im ciaśniej są upakowane, tym silniejsze jest ich wzajemne przyciąganie grawitacyjne. Coraz trudniej jest im przestrzegać zakazu Pauliego, gdyż jeżeli są bardzo blisko siebie, muszą mieć różne prędkości. To powoduje, że oddalają się od siebie, przeciwdziałając w ten sposób grawitacji.

Czy grawitacja będzie w stanie ścisnąć cząstki tak bardzo, że zakaz Pauliego zostanie pokonany? W niektórych gwiazdach tak, w innych nie.

W mniej masywnych gwiazdach mamy zatem nową wojnę: między grawitacją i zakazem Pauliego Zakaz Pauliego powstrzymuje zapadanie się gwiazdy, gdyż nie pozwala cząstkom zbliżyć się do siebie. Powstaje wtedy biały karzeł lub gwiazda neutronowa — obiekty małe, lecz nie tak małe jak czarna dziura.

W gwiazdach o większej masie grawitacja pokona zakaz Pauliego i gwiazda będzie dalej się kurczyć.

Pamiętajmy, że masa to nie to samo co rozmiary. Mały obiekt może mieć dużą masę. W obszarze działania ziemskiej grawitacji oznacza to, że mały obiekt może być ciężki, i wszyscy wiemy, że to się zdarza. Możemy powiedzieć, że masa jest miarą ilości materii w danym ciele (niezależnie od tego, jak gęsto materia ta jest upakowana) oraz miarą oporu, jaki ciało stawia próbom zmiany jego prędkości lub kierunku ruchu. Jest ważne, aby pamiętać, że kurcząca się gwiazda — biały karzeł, gwiazda neutronowa lub czarna dziura — może mieć taką samą masę, jaką miała, zanim zaczęła się kurczyć, mimo że stała się znacznie, znacznie mniejsza.

Bardzo masywna gwiazda będzie się kurczyć, aż stanie się czarną dziurą. Ale co to znaczy „bardzo" masywna?

Subrahmanyan Chandrasekhar obliczył pod koniec lat dwudziestych ubiegłego wieku, że jeżeli masa gwiazdy przekracz około półtorej masy naszego Słońca, to zakaz Pauliego nie będzie w stanie wytrwać w zmaganiach z grawitacją. Masę tę nazywamy granicą Chandrasekhara. Siła grawitacji w gwieździe o masie przekraczającej granicę Chandrasekhara pokon odpychanie elektronów wywołane przez zakaz Pauliego. Gwiaz-! da nie skończy jako biały karzeł, lecz będzie się dalej kurczyć.

Obecnie wiemy, że jeżeli masa gwiazdy (lub masa tego, co pozostanie po eksplozji gwiazdy) jest mniejsza niż dwie lub trzy< masy Słońca, to grawitacja nie zdoła pokonać odpychania wywołanego przez działający między neutronami zakaz Pauliego, mimo że zdołała pokonać odpychanie elektronów. Taka gwiaz-j da skurczy się do gwiazdy neutronowej. Gwiazdy bardziej masywne niż dwie lub trzy masy Słońca prawdopodobnie zapadnąj się do czarnej dziury.

Niektóre gwiazdy, które przekraczają te. granice., eksplodują j wyrzucają w przestrzeń czqść swojej materii. Taką eksplozje, nazywamy supernową. Po wybuchu supernowej gwiazda może nadal mieć zbyt dużo masy, aby stać się. czymkolwiek innym niż czarną dziurą. Supernowa może jednak uchronić gwiazdę przed zapadnięciem się w czarną dziurę. Jeżeli gwiazda straci dostatecznie dużo masy, to stanie się gwiazdą neutronową. W niektórych książkach można przeczytać, że gwiazda musi przejść przez fazę supernowej, aby być czarną dziurą, lecz większość ekspertów uważa obecnie, iż gwiazda, zwłaszcza niezwykle masywna gwiazda, może stać się czarną dziurą bez eksplozji.

Może wydawać się dziwne, że bardziej masywne gwiazdy kończą jako czarne dziury, natomiast mniej masywne — jako coś większego, białe karły lub gwiazdy neutronowe. Zdrowy rozsądek wskazuje, że powinno być na odwrót.

Trzeba jednak pamiętać, że to właśnie grawitacyjne przyciąganie cząstek materii powoduje, że gwiazda ulega kolapsowi. Im bardziej masywna gwiazda, tym więcej zawiera cząstek materii. Im więcej zawiera cząstek materii, tym silniejsze jest przyciąganie grawitacyjne. Im bardziej masywna gwiazda, tym silniejsza jest siła grawitacji — i tym większy problem dla zakazu Pau-liego.

Problem polega na tym, że coraz większa liczba cząstek zostaje upakowana blisko siebie. Muszą one znaleźć sobie coraz więcej różnych prędkości, tak aby żadne dwie blisko położone cząstki nie miały tej samej prędkości. W ten sposób średnia prędkość staje się coraz większa.

Istnieje jednak granica wzrostu prędkości — nieprzekraczalna, maksymalna prędkość ruchu. Równania Alberta Einsteina mówią, ze nic we wszechświecie nie może się poruszać z prędkością większą niż prędkość światła. Prędkość ta wynosi około 186 000 mil na sekundę (około 300 000 kilometrów na sekundę). Gdy grawitacja gwiazdy staje się tak duża, że cząstki materii mogłyby przestrzegać zakazu Pauliego tylko w taki sposób, że przekraczałyby prędkość światła (a tego nie mogą zrobić), zakaz Pauliego zostaje pokonany. Grawitacja ponownie wygrywa.

Los gwiazdy zostaje wtedy przypieczętowany. Grawitacja — ta sama siła, dzięki której gwiazda narodziła się miliony lub miliardy lat wcześniej — ostatecznie sięga po gwiazdę, czyfl z niej swą ofiarę. Zgniata całą olbrzymią masę gwiazdy do rl miarów naszego Słońca... następnie do rozmiarów Ziemi... rozmiarów miasta... twojego domu... ciebie... piłki... kulki... ki od szpilki... mikroba. Nic już nie jest w stanie powstrz kolapsu ani teraz, ani po powstaniu czarnej dziury. O czarnej dziurze można także myśleć nie jako o gwieźd lecz jako o tym, co się dzieje z czasoprzestrzenią wól gwiazdy, która kurczy się do nieskończonej gęstości.



Czarne dziury prawie widoczne


Dwa obserwatoria satelitarne, Chandra oraz Kosmiczny Teleskop Hubble'a (HST), nieomalże unaoczniły czarne dziury, która prawdopodobnie są składnikami gwiazd podwójnych. Chandra dokonał tego, obserwując tuzin tzw. gwiazd podwójnych rentgenowskich, HST zaś - badając promieniowanie ultrafioletowe układu Cygnus X-1.

 

Wiele gwiazd we Wszechświecie wiąże się w pary. Obiegają się wówczas wzajemnie i nie zawsze ewoluują w zbliżonym tempie. Zdarza się w końcu, że jedna z nich osiąga niemal ostatni etap gwiezdnej ewolucji - staje się białym karłem, gwiazdą neutronową lub nawet czarną dziurą - podczas gdy druga jest wciąż typową gwiazdą. W układach podwójnych, w których dwie gwiazdy krążą blisko siebie, dochodzi do wymiany materii między nimi. Bywa tak, że z typowej, ale dużej (rozdętej) gwiazdy taki zwarty obiekt, jak gwiazda neutronowa, wyszarpuje gaz. Ale promień gwiazdy neutronowej (czy gwiezdnej czarnej dziury) jest bardzo niewielki - cóż znaczy 10 kilometrów wobec promienia Słońca - więc materii opadającej na tak zwarty obiekt nie jest łatwo weń trafić: biegnie ona ku niemu, mija go, ale zawraca pod wpływem jego grawitacji... Powstaje w końcu spirala, która przekształca się ostatecznie w dysk materii, otaczający gwiazdę neutronową (lub czarną dziurę). To w ten sposób materia normalnej gwiazdy spływa na swego zwartego towarzysza - przemieszczając się stopniowo poprzez dysk po spirali, od jego brzegu ku powierzchni gwiazdy neutronowej. Dysk taki astronomowie nazywają akrecyjnym.

 

Materia ścierająca się w dysku akrecyjnym rozgrzewa się do tak dużej temperatury, że emituje bardzo energetyczne promieniowanie, również rentgenowskie. Jego rozbłyski są szczególnie intensywne, gdy materia uderza w powierzchnię gwiazdy neutronowej. Co się jednak dzieje z gazem, gdy w centrum dysku akrecyjnego tkwi nie gwiazda, lecz czarna dziura? Przecież musi do niej wpaść, zniknąć w jej otchłani bez śladu, przekraczając horyzont zdarzeń, czyli granicę (ale nie powierzchnię w sensie materialnym), spoza której nic się nie może wydostać - ani materia, ani promieniowanie. Odpowiedź brzmi: strumień energetycznego promieniowania powinien być znacznie mniej obfity.


Dwa rodzaje gwiazd rentgenowskich: z dyskiem akrecyjnym wokół gwiazdy neutronowej i wokół czarnej dziury. W tym drugim przypadku należałoby się spodziewać mniejszego strumienia promieniowania rentgenowskiego z centrum dysku w spokojniejszej fazie życia układu. Rys. wg Chandra Press Room.

 

Zespół uczonych pod kierunkiem Michaela Garcii z Harwardzko-Smithsoniańskiego Centrum Astrofizycznego zbadał promieniowanie rentgenowskie takich układów (biorąc pod uwagę wcześniejsze obserwacje oraz wykonane za pomocą Chandry) i stwierdził, że z tuzina gwiazd podwójnych rentgenowskich 6 emituje znacząco mniej promieni X. A zatem można przypuszczać, że mamy w tych wypadkach do czynienia z czarnymi dziurami, obieganymi przez normalne gwiazdy.

Uczeni prowadzący obserwacje za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble'a postanowili się skupić na jednym układzie i na innym aspekcie zjawiska wpadania materii do czarnej dziury. Wybrali rentgenowski układ podwójny Cygnus X-1 (czyli pierwsze odkryte źródło promieni X w gwiazdozbiorze Łabędzia). Od dawna wiadomo, że jedno z ciał układu jest gwiazdą nadolbrzymem o masie 30 razy większej od Słońca, natomiast drugie - niewidocznym obiektem o masie około 6 mas Słońca. Okres obiegu obu składników wynosi niecałe 6 dni. Astronomowie wykorzystali HST do obserwacji promieniowania ultrafioletowego układu. I odkryli dwa przypadki "zamierających impulsów", odpowiadające zjawisku opadania strzępu materii po spirali do czarnej dziury.

Gdyby w centrum dysku akrecyjnego nie było czarnej dziury, kryjącej się za horyzontem zdarzeń, obserwowalibyśmy pojaśnienie materii, która uderza w powierzchnię np. gwiazdy neutronowej. Jeśli jednak strzęp materii, świecący w ultrafiolecie, zmierza ku horyzontowi zdarzeń, powinien w końcu zniknąć z pola widzenia ultrafioletowych detektorów na skutek zwiększenia długości fali w potężnym polu grawitacyjnym czarnej dziury. Po prostu ultrafiolet przestałby być ultrafioletem. Powinny temu dodatkowo towarzyszyć pulsacje, związane ze spiralnym ruchem wokół centrum dysku.

Pierwszy z zaobserwowanych przypadków składał się z sześciu zanikających impulsów promieniowania ultrafioletowego, drugi - z siedmiu. Zanim znikły one z pola widzenia, pojawiały się co 0,2 sekundy. A udało się je wyłowić spośród miliarda danych obserwacyjnych, zarejestrowanych przez HST między czerwcem i sierpniem 1992 r. Późno? Ale za to jaki wynik!

Czarna dziura, dysk akrecyjny wokół niej i materia odrywana od niego przez przemożne pole grawitacyjne czarnej dziury. Rys.wg STScI/NASA.

 

Tunele czasoprzestrzenne


Naukowcy ukrywają swoje prawdziwe zainteresowania, używając terminów, takich jak "zamknięte krzywe czasowe", które oznaczają po prostu podróże w czasie. Tak twierdzi słynny współczesny fizyk Stephen Hawking, piastujący katedrę na Uniwersytecie Cambridge, którą wcześniej zajmowali m.in. Isaac Newton i Paul Dirac. A jednak poważne prace nad podróżami w czasie wyszły w ostatnich kilku latach z "konspiracji". Ukazują się w renomowanych czasopismach naukowych, m.in. w "Physical Review", "Physical Review Leters". A wśród fizyków toczy się poważna debata, czy dwie teorie, które w tej chwili z powodzeniem opisują nasz Wszechświat - teoria względności i mechanika kwantowa, dopuszczają istnienie "zamkniętych krzywych czasowych" (ang. closed timelike curves (mocne słowo)). Wędrówka wzdłuż takiej krzywej prowadziłaby podróżnika w to samo miejsce w przestrzeni i czasie, tak jakby Philas Fogg po 80 dniach podróży dookoła Ziemi wrócił do Londynu dokładnie w tym samym czasie, w którym wyruszył.



Einstein zaniepokojony


Mało kto wie, że na problem możliwości istnienia maszyny czasu natknął się już sam Albert Einstein. Jego bliski przyjaciel i współpracownik, matematyk Kurt Godel, zabawiał się rozwiązywaniem równań teorii grawitacji Einsteina w różnych dziwnych przypadkach. Np. w 1949 r. rozważał Wszechświat, który cały powoli obraca się. Okazało się, że takie światy dopuszczają wędrówki w czasie. W "Reviews of Modern Physic" pisał: "Udając się w okrężną podróż w statku kosmicznym po wystarczająco szerokiej krzywej można w tych światach docierać do dowolnych obszarów przeszłości, teraźniejszości i przyszłości, tam i z powrotem". Michio Kaku w książce "Hiperprzestrzeń" pisze, że Einstein zburzył naszą wiarę w czas absolutny, niezależny od przestrzeni i materii. Czas Einsteina przypomina potężną rzekę płynącą przed siebie, często meandrującą przez doliny i równiny. "Obecność materii i energii może chwilowo zmienić bieg rzeki, ale w ogólnych zarysach jej kierunek jest ustalony: nigdy nagle nie urywa się ani nie zawraca. Tymczasem Godel udowodnił, że rzekę czasu można łagodnie zawrócić. W końcu w rzekach mogą tworzyć się wiry. Choć rzeka płynie do przodu, na jej brzegach często powstają zatoki, gdzie woda płynie ruchem okrężnym" - dodaje Michio Kaku. Z obserwacji astronomicznych wynika jednak, że choć Wszechświat się rozszerza, to jednak wcale się nie obraca. Dlatego pętle czasowe Godla zaniepokoiły Einsteina, ale w końcu zostały zignorowane, gdy okazało się, że na pewno nie dotyczą naszego świata. Ale ziarnko niepewności zostało zasiane. Tym bardziej że równania Einsteina są trudne do rozwikłanie, a ich konsekwencję już nieraz zaskakiwały fizyków. Np. wynikała z nich możliwość istnienia tak niezwykłych tworów jak czarne dziury, w których czeluściach ginie bezpowrotnie materia i światło (ich istnienie potwierdzono na 99 proc.). W latach 60. fizycy znaleźli mnóstwo innych zadziwiających rozwiązań równań Einsteina, opisujących np. czarne dziury - które tak jak w obracającym się wszechświecie Godla - umożliwiały poruszanie się wstecz w czasie. "Można znaleźć rozwiązanie równań pola, opisujące praktycznie dowolnie dziwne zachowanie" - pisał w 1976 r. w "Physical Review Letters" Frank Tipler z Uniwersytetu Tulane`a w Nowym Orleanie. Można jednak postawić pytanie, czy byty których istnienia nie zabraniają obowiązujące prawa natury, muszą istnieć w rzeczywistości ?


Skok w przyszłość


Równie dziwnym efektem teorii Einsteina, Choć już zakorzenionym w świadomości fizyków i którego istnienie potwierdzono eksperymentalnie, jest możliwość podróży w przyszłość. W poruszającym pojeździe czas biegnie wolniej. Podróż z prędkością bliską świetlnej do środka naszej galaktyki i z powrotem (choćby po to, by przekonać się, czy faktycznie, jak przypuszczają astronomowie, tkwi tam olbrzymia czarna dziura), trwała by dla załogi tylko kilka lat, ale na Ziemi upłynęło by w tym czasie kilkadziesiąt tysięcy lat. Szybko poruszający się podróżnicy po prostu dokonują skoku w przyszłość. Taki efekt, zwany dylatacją czasu, został potwierdzony tysiące razy w ziemskich laboratoriach. Czas życia np. mionów - cząsteczek elementarnych, które normalnie szybko giną i rozpadają się - bardzo się wydłuża, gdy zostaną rozpędzone do ogromnych prędkości w akceleratorze. Jak mawiał prof. Andrzej Szymacha, sceptyków, którzy nie wierzą w dylatację czasu, powinno przekonać to, że w doskonałej zgodności z teorią Einsteina od lat działają akceleratory, na których budowę wydaje się miliardy dolarów.


Dziwny świat grawitacji


Nie trzeba wcale się rozpędzać, żeby spowolnić bieg czasu. W polu grawitacyjnym zegar tyka wolniej niż w przestrzeni pozbawionej ciążenia. "Komuś obserwującemu Ziemię z góry wydawałoby się, że wszystko na jej powierzchni dzieje się wolniej" - pisał Stephen Hawking w swej "Krótkiej historii czasu". Istnienie takiego efektu sprawdzono w 1962 r. za pomocą pary bardzo dokładnych zegarów, zamontowanych na dole i na szczycie wieży ciśnień. To zjawisko ma spore znaczenie praktyczne, bo np. współczesne systemy nawigacyjne posługują się sygnałami z satelitów. Obliczając pozycję statku bez uwzględnienia różnicy czasów na różnych wysokościach, pomylilibyśmy się o dobrych kilka kilometrów. Spowolnienie biegu czasu jest tym większe, im większa jest siła ciążenia. Na powierzchni nie musimy się nim przejmować w codziennym życiu, np. regulując zegarki w zależności od piętra na którym żyjemy lub pracujemy. Ale w pobliżu bardzo ciężkich obiektów kosmicznych - np. czarnych dziur - z czasem mogą się dziać rzeczy zadziwiające.


Fizycy wkraczają na teren fantastów


Gdy uczeni zaczęli poważnie myśleć nad podróżami nie tylko w przyszłość, ale i również w przeszłość, weszli na teren okupowany dotąd przez science fiction. Za przełomową datę uważa się rok 1988. Trzech fizyków - Kip Thorne i Michael Morris z California Institute of Technology oraz Ulvi Yurtsever z Uniwersytetu Stanu Michigan - zaproponowali po raz pierwszy na łamach "Physical Review Letters" budowę wehikułu czasu. Redakcja ani recenzenci tego czasopisma nie odrzucili tekstu, ponieważ pomysł oparto na poważnych i poprawnych wyliczeniach wynikających wprost z teorii grawitacji Einsteina. Fizycy ci wymyślili obiekt, który po polsku nosi nazwę tunelu w czasoprzestrzeni (ang. wormholes, czyli tuneliki drążone przez robaki np. w jabłku). Wkraczając w jeden z jego wylotów w określonym miejscu i czasie podróżnik mógłby wyjść drugim końcem w zupełnie innym miejscu (np. skracając sobie drogę do najjaśniejszej na niebie gwiazdy Syriusza, odległej o 8,7 lat świetlnych).

 

Poważnie o gumie


Jak takie tunele są możliwe? Nie obędzie się bez krótkiego przedstawienia teorii grawitacji, ale bez jej równań matematycznych, bo parafrazując słowa Hawkinga - każde równanie, które umieściłbym w tekście, zmniejszyłoby liczbę jego czytelników o połowę. Teoria grawitacji Einsteina w jednym zdaniu genialnie streścił prof. Alan Guth z Massachusetts Institute of Technology - "przestrzeń mówi materii, jak ma się poruszać , a materia mówi przestrzeni, jak ma się zakrzywiać". Wyobraźmy sobie Wszechświat jako naciągniętą płachtę gumy. Gdy położymy na niej kulę (czyli gwiazdę w tym uprostszczonym świecie), ona zagłębi się w gumie tym bardziej, im jest cięższa ("materia mówi przestrzeni jak się ma zakrzywiać"). Wyobraźmy sobie teraz, że druga lżejsza kula porusza się po gumowej płachcie. Gdy trafi na zagłębienie, które wyrzeźbiła ciężka kula, stoczy się do jego wnętrza (to właśnie przejaw siły grawitacji, czyli "zakrzywiona przestrzeń mówi materii, jak ma się poruszać"). Według teorii Einsteina nasz wszechświat jest skonstruowany w podobny sposób, tyle że ma więcej wymiarów - trzy przestrzenne i jeden czasowy. Czas i przestrzeń są plastyczne, a rękę rzeźbiarza, który je formuje, reprezentuje materia i energia. "Ogólna teoria względności Einsteina stwarza możliwości zakrzywienia czasoprzestrzeni i stworzenia drogi na skróty między miejscami, które się chce odwiedzić" napisał Stephen Hawking w przedmowie książki "Fizyka podróży międzygwiezdnych". "Takie zakrzywienie czasoprzestrzeni może być w przyszłości wykonalne. Jak do tej pory nie prowadzono w tej dziedzinie poważnych badań, po części, jak sądzę, dlatego że przypomina to fantastykę naukową. Można sobie jednak wyobrazić krzyk, jaki podniosłaby opinia publiczna w obronie pieniędzy podatników, gdyby ogłoszono, że rządowe agendy wspierają badania nad podróżami w czasie" - dodaje. Hawking ma zapewne rację, bo przecież zaledwie kilka lat temu amerykańska agencja kosmiczna NASA zaprzestała finansowania programu SETI, który miał na celu poszukiwanie sygnałów od pozaziemskich cywilizacji (również "niepoważny" pomysł jak podróże w czasie). Odtąd SETI wspierają fundusze prywatne.


Jak ciągnąć pianino po dywanie?


Łatwiej jest dowieść, że coś może istnieć, niż w praktyce to coś skonstruować. Michio Kaku porównuje wykonanie tunelu czasoprzestrzennego i potem podróż przez jego wnętrze do przyciągania pianina stojącego na dywanie. Jeśli jesteśmy dostatecznie silni, a podłoga odpowiednio śliska, możemy chwycić pianino na lasso i ciągnąć, aż dywan zacznie się pod nim zwijać. Jeśli pociągniemy dość mocno, stół zbliży się do nas, a odległość między stołem a nami "zniknie", przekształcając się w masę pofałdowanego dywanu. Wtedy przeskoczymy po prostu przez "zakrzywienie dywanu". Słowem, prawie w cale nie poruszyliśmy się - to przestrzeń między nami i stołem się skurczyła, a my po prostu przekroczyliśmy tą zmniejszoną odległość. Brzmi to zachęcająco, ale po wyliczeniu okazuje się jednak, że aby podobne do "ciągnięcia lassem pianina" sfałdować przestrzeń pomiędzy nami i najbliższą Słońcu gwiazdą potrzeba niewyobrażalnej ilości energii, której ludzkość nie zdołałaby zgromadzić w ciągu najbliższego stulecia (potrzeba energii, bo to ona "mówi" czasoprzestrzeni, jak się ma "pofałdować"). Po drugie do budowy tuneli w czasoprzestrzeni potrzeba by nietypowego budulca, którego na razie nie ma na rynku. Chodzi o dziwną, egzotyczną materię, która zamiast przyciągać, będzie odpychać otaczające ciała. Chodzi o to, że znana nam materia, która charakteryzuje się grawitacyjnym przyciąganiem, potrafi - mówiąc w uproszczeniu - zakrzywiać przestrzeń tylko w jedną stronę (przypomnijmy sobie porównanie czasoprzestrzeni do płachty z gumy: kule z normalnej materii mogą zrobić tylko "zagłębienie" w gumie, a nie ma sposobu, żeby zrobić "górkę"). Takiej egzotycznej, odpychającej materii jeszcze nie odkryto, choć niektórzy fizycy sądzą, że ona istnieje, a może istniała tuż po Wielkim Wybuchu. Do jej odkrycia mogą się przyczynić Polacy, ponieważ polski astronom Bogdan Paczyński zaproponował niedawno metodę, jak poszukiwać niewidocznych, czarnych obiektów kosmicznych. Dwa lata temu polscy astronomowie zaobserwowali w ten sposób nietypowy sygnał, podobny do sygnału, jaki dałaby gwiazda zbudowana z tej dziwnej, odpychającej materii. Ale okazało się, że nie były to wrota do tunelu czasoprzestrzennego, ale coś równie egzotycznego: dwie czarne dziury, okrążające się wzajemnie.


Surfing na fali czasoprzestrzennej


W 1994 roku Miguel Alcubierre z Uniwersytetu Walii zaproponował inną metodę podróży w czasoprzestrzeni, nie wymagającą konstruowania tuneli. Alcubierre odkrył, że prawa fizyki nie nakładają ograniczenia na prędkość deformowania czasoprzestrzeni. W płaskiej, nie zakrzywionej przestrzeni zabroniona jest jazda z prędkościami ponadświetlnymi, ale to zmienia się, gdy mamy do czynienia z zakrzywioną przestrzenią. Przestrzeń pomiędzy dwoma punktami może się jak guma rozszerzać, a wtedy te dwa punkty, w innym wypadku nie ruchome, poruszają się względem siebie. Statek kosmiczny pomysłu Alcubierr`a jest otoczony bąblem zakrzywionej czasoprzestrzeni. Przed statkiem czasoprzestrzeń się kurczy, a za statkiem - rozszerza. Można sobie w uproszczeniu wyobrazić, że statek surfuje na czasoprzestrzennej fali. W środku bąbla czasoprzestrzeń jest płaska, czyli załoga znajduje się bezpiecznie w zerowej grawitacji. Sam bąbel może się poruszać z prędkością nieograniczoną - pisze Paul Parsons w "Science". A w tym roku A.E. Everett w "Physical Review" wykazał, że w ten sposób nie tylko można połykać w mgnieniu oka ogromne przestrzenie, można się również cofnąć w czasie.


Na logikę nie możliwe


A przecież wydaje się, że podróże w czasie zaprzeczają zdrowemu rozsądkowi. Paradoksy z tym związane były i są pożywką wielu powieści science fiction. Np. wsiadamy do maszyny czasu, cofamy się w czasie i sprawiamy, że nasi rodzice w ogóle się nie narodzili. Likwidujemy w ten sposób przyczynę naszego istnienia. Żeby pogodzić podróżowanie w czasie z logiką, chwytano się różnych sposobów. Hugh Everett w 1957 roku wysunął hipotezę, że istnieje wiele światów. To znaczy, że gdybyśmy cofnęli się w czasie, trafilibyśmy do jakiegoś innego, równoległego świata. Ta koncepcja zakłada, że w każdej chwili teraźniejszość rozwarstwia się na wiele wszechświatów, w których zaczynają się i dzieją wszystkie możliwe do rozpoczęcia w tej chwile historie (podobnie jak z drzewa wyrastają gałęzie, a z gałęzi mniejsze gałązki itd.). Inni spekulują, że są jakieś zasady, jeszcze nieznane, które przeszkodzą podróżującemu w czasie na zmianę okoliczności, które mogą wpłynąć na jego przyszłość. Każdy by się zmartwił, gdyby wrócił z przeszłości i zastał swoje mieszkanie wynajęte, firmę zbankrutowaną, przyjaciół zmienionych we wrogów. Natomiast Stephen Hawking twierdzi, że muszą istnieć takie prawa fizyki, które będą w ogóle zakazywały cofania się w czasie, ponieważ gdyby to było możliwe, "dziś przeżywalibyśmy inwazję hord turystów z przyszłości". Być może już istniejące prawa mechaniki kwantowej zabraniają podróży w przeszłość, ale nikt tego nie wie na pewno. Nie wykluczone, że wszystkie rozwiązania równań Einsteina, które okazują się tunelami w czasoprzestrzeni i sugerują możliwość podroży w czasie, są nie stabilne. To znaczy, że najmniejsze zaburzenie, takie jak np. obecność astronauty w tunelu, może tak zmienić rozwiązanie, że tunel zamknie się. Przede wszystkim trzeba jednak dodać, że we wszystkich opisywanych konstrukcjach w grę wchodzą tak wielkie ilości energii, że dochodzimy do granic stosowalności teorii Einsteina. Ogromne ilości energii potrzebne, żeby zakrzywić czas w pętlę, powodują, że równania Einsteina przestają wtedy obowiązywać. Nie znamy jeszcze praw fizyki, które opowiedziałyby, co się dzieje np. w samym środku czarnej dziury. Dlatego wydaje się, że trzeba poczekać na sformułowanie bardziej ogólnej teorii natury - kwantowej teorii grawitacji - żeby odpowiedzieć na pytanie, czy istnienie tuneli w czasoprzestrzeni i podróży w przeszłość jest możliwe. Wielu fizyków zgadza się z Hawkingiem, guru współczesnej fizyki, że mechanika kwantowa może usunąć osobliwości przewidziane w ramach teorii grawitacji Einsteina. Podobnie jak np. okazało się, że zapadanie się materii w czarną dziurę nie jest nieodwracalne, bo - jak właśnie wykazał Hawking - czarne dziury z czasem powinny "wyparować".

 

 

Grawitacja jest cierpliwa


To nie perspektywa zbudowania elektrowni lub popisywania się wiedzą o czarnych dziurach pociąga niektóre z największych umysłów naszej epoki. Najważniejszy powód stanowi nadzieja na odkrycie czegoś, co przybliży odpowiedź na pytanie, dlaczego i jak działa wszechświat, na znalezienie jakiegoś klucza prowadzącego do odkrycia „głębokich, radosnych tajemnic", wyjaśniającego w prosty sposób każdy szczegół. Czarna dziura jest przecież doskonałym laboratorium do rozwiązywania zagadek wszechświata, ponieważ w tak widoczny sposób demonstruje działanie grawitacji.

To właśnie badania czarnych dziur w latach sześćdziesiątych ubiegłego wieku doprowadziły fizyków do konkluzji, że wszechświat zaczął się jako osobliwość, w której gęstość i krzywizna czasoprzestrzeni były nieskończone, oraz że eksplodował (w tak zwanym wielkim wybuchu) i zaczął się rozszerzać. Byłby to pewnego rodzaju „kolaps do czarnej dziury puszczony wstecz w czasie". Czarne dziury pomagają nam zrozumieć proces powszechnej ekspansji — jak szybko mogła następować, jak gładko, w jaki sposób mogły powstać nieregularności i grudki, które później stały się gwiazdami, planetami i galaktykami. Wyobraź sobie lejek Wheelera działający w przeciwną stronę: wszystko, co ma się stać tobą i mną, grupą galaktyk i twoim telewizorem, wyłania się z pierwotnej osobliwości. Czarne dziury pomagają nam zrozumieć proces powszechnego kolapsu. Wszechświat mógł się zacząć jako osobliwość i będzie mógł zawsze się rozszerzać, lecz może się także zdarzyć, że zaczął się jako osobliwość i obecnie się rozszerza, a kiedyś zawróci i zacznie się kurczyć z powrotem do osobliwości. Możliwe, że czasoprzestrzeń jest pozbawiona granic i osobliwości, podobnie jak nie ma ich powierzchnia piłki lub Ziemi (lecz w większej liczbie wymiarów niż piłka).

Jeżeli wszechświat ma się kiedyś skurczyć, to musi istnieć i działać siła, która powstrzyma ekspansję i dokona zamknięcia. Tą siłą jest oczywiście grawitacja. Z tego, co wiemy, działa ona wszędzie we wszechświecie. Każdy fragment materii we wszechświecie, od cząstek subatomowych po gromady galaktyk, odczuwa grawitacyjne przyciąganie każdego innego fragmentu. Czy to wszystko razem tworzy dostatecznie silne przyciąganie, aby zakończyć ekspansję? Czy cała materia zacznie kiedyś się zbliżać podobnie jak atomy gazu, z których powstaje gwiazda?

Grawitacja jest naszym dobrym znajomym. Dla większości z nas stanowiła prawdopodobnie pierwsze zetknięcie z nauką, gdy otarliśmy sobie kolana lub gdy nasza porcja lodów spadła na podłogę, zamiast posłusznie pozostać na łyżeczce. Wszyscy nauczyliśmy się współżyć z grawitacją, wiemy, jak sobie z nią radzić i kiedy należy iść na ustępstwa. Nauczyliśmy się także pokonywać ją w samolotach i statkach kosmicznych. Nikomu wprawdzie nie udało się dotychczas wykryć fali grawitacyjnej ani grawitonu, nadal pracujemy nad zadowalającą kwantową teorią grawitacji, lecz rozumiemy — przynajmniej od siedemnastego wieku, od czasów Isaaca Newtona — w jaki sposób grawitacja działa w mniej lub bardziej normalnych warunkach.

Grawitacja jest rzeczywiście powszechna i zarazem niezbędna dla naszego istnienia. Jest także najsłabszą z podstawowych sił przyrody. Nie oznacza to jednak, że jest taką łagodną bestią. Nauczyliśmy się od czarnych dziur, że w skali astrofizycznej grawitacja potrafi zmobilizować się w takim stopniu, że pokonuje wszystkie inne siły. Ściśnij materię dostatecznie mocno, a uwolnisz potwora, który zniszczy wszystkie szczegóły gwiazdy lub systemu — wszystko oprócz masy, momentu pędu i ładunku. Jeżeli nastąpi ostateczny koniec wszystkiego — wielki kolaps — jeżeli wszechświat rzeczywiście stanie się osobliwością o nieskończonej gęstości i nieskończonym zakrzywieniu czasoprzestrzeni, to nawet te trzy wielkości z pewnością stracą wszelkie znaczenie. W wojnie, jaką w uniwersalnej skali toczy grawitacja, stawki są wysokie. Gra będzie trwać długo i na razie nie musimy się martwić o wynik. Masa, która tworzy nasze ciała, będzie uczestniczyć w kolapsie, jeżeli do niego dojdzie, lecz ty, ja i nasz świat będzie wtedy niezwykle odległy w czasie i daleko stąd. Grawitacja jest cierpliwa.