Tłumaczenie: Małgorzata Koraszewska

Złożoność kosmicznej ewolucji

Uważa się, że nasz wszechświat zaczął się Wielkim Wybuchem 10-15 miliardów lat temu. Jego złożoność w owym momencie i w chwilę potem była niemal zerowa. Dlaczego więc i w jaki sposób wzrastała kosmiczna złożoność? W istocie wzrasta ona w wykładniczym tempie. Wyjaśnienie można w ostatecznym rachunku prześledzić do tego, że wszechświat przez cały czas rozszerza się.

7.1 Mechanika kwantowa

Wszystkimi zjawiskami rządzą prawa mechaniki kwantowej. Teoria kwantowa jest zadziwiająco skuteczna w wyjaśnianiu olbrzymiego wachlarza obserwacji. Jest także bardzo sprzeczna z intuicją. Akceptujemy ją, ponieważ nie ma lepszej teorii do zrozumienia zjawisk naturalnych. W każdym razie nie ma powodu, dla którego prawa Natury nie miałyby być sprzeczne z ludzką intuicją. Nie ma w nas niczego specjalnego poza tym, że posiadamy inteligencję i świadomość. W historii kosmosu wyłoniliśmy się na scenie bardzo niedawno, podczas gdy prawa Natury były tam cały czas.

Mikroskop elektronowy dostarcza dobrego przykładu sprzecznego z intuicją zachowania cząstek elementarnych, takich jak elektrony. Rozważmy najpierw tradycyjny mikroskop optyczny, którego używamy do uzyskania powiększonego obrazu małych obiektów. Nie możemy obserwować obiektu w całkowitych ciemnościach, musimy więc rzucić na niego trochę światła. Obiekt rozprasza światło we wszystkich kierunkach. Wzór rozproszonego światła niesie informację o kształcie i innych własnościach obiektu. Soczewka mikroskopu przechwytuje część tego rozchodzącego się, rozproszonego światła. Soczewka wygina fale rozproszonego światła tak, że mogą one rekombinować lub „interferować" ze sobą i tworzyć obraz obiektu w tak zwanej „płaszczyźnie obrazu", umieszczonej między soczewką i jej punktem ogniskowym.

Załóżmy, że chcemy powiększać „zdolność rozdzielczą" mikroskopu optycznego. To jest, chcemy — kiedy dwie cząstki są umiejscowione bardzo blisko siebie — nadal widzieć je jako odrębne na obrazie dawanym przez mikroskop. Naturalnie, istotna staje się kwestia długości fal światła używanego do oświetlenia obiektu. Im mniejsza długość fali, tym większa moc rozdzielcza. Ale jak małą długość fali możemy użyć i nadal uzyskać obraz obiektu? Istnieje praktyczna granica. Przypuśćmy, że do oświetlenia obiektu chcemy użyć promieni rentgena zamiast widzialnego światła. Zarówno promienie rentgena, jak i widzialne światło są promieniowaniem elektromagnetycznym; różnią się tylko długością fal, przy czym promienie rentgena są zwykle 5 tysięcy razy krótsze niż te w widzialnej części spektrum elektromagnetycznego. Przedstawia to poważną trudność praktyczną. Nie jest możliwe (a przynajmniej nie jest łatwe) znalezienie soczewki, która może wystarczająco zakrzywiać promienie rentgena, by spotkały się, interferowały i stworzyły obraz. Łatwiej jest rozwiązać ten problem używając elektronów zamiast widzialnego promieniowania.

Tak, elektronów. Istnieje odwrotny związek między prędkością elektronu i skojarzoną z nim długością fali. Elektrony są naładowanymi cząstkami i możemy użyć pól elektrycznych, by przyspieszyć je do wysokich prędkości z odpowiednio krótką długością fali. Ale co z soczewką potrzebną do zakrzywienia elektronów prędkich, kiedy zostały rozproszone przez obiekt, który chcemy obejrzeć? Żaden problem; użyj po prostu pól elektrycznych do zakrzywiania. To wszystko istotnie dzieje się w mikroskopie elektronowym. Fakt, że mikroskop elektronowy jest realnością, jest dowodem, że ta linia rozumowania musi być poprawna.

Tak więc elektron w ruchu ma związaną z nim długość fali. Ale elektron jest także cząstką z określoną „masą spoczynkową". Ten dualizm fali-cząstki, choć sprzeczny z intuicją, jest ważną cechą teorii kwantowej. Podobnie, wiązka światła (w rzeczywistości, promieniowanie o każdej długości fal) nie jest tylko falą, ale ma także aspekt cząstkowy. Cząstki (lub kwanty) światła nazywane są fotonami. Co ciekawe, Einstein otrzymał Nagrodę Nobla nie za swoją pracę o teorii względności, ale za pracę, która potwierdziła cząstkową naturę promieniowania.

Fala nie jest czymś, co można określić w kategoriach lokalizacji w punkcie w przestrzeni (inaczej niż cząstka). Fala ma charakter nielokalny z amplitudą i fazą w każdym punkcie przestrzeni. Prowadzi to do drugiego sprzecznego z intuicją aspektu mechaniki kwantowej: ponieważ cząstka ma także aspekt fali, może być wszędzie w przestrzeni (oczywiście, z różnym prawdopodobieństwem). Tak więc nie możemy z całą pewnością określić pozycji cząstki. Ten wniosek stanowi cios dla tradycyjnego poglądu na rzeczy (mechaniki klasycznej). Mechanika klasyczna może być deterministyczna, ale mechanika kwantowa nie może. W klasycznej (newtonowskiej) mechanice nie tylko można określić z nieskończoną precyzją pozycję i pęd cząstki, ale można także ustalić (dzięki równaniom ruchu) pozycję i pęd tej cząstki w dowolnym czasie w przyszłości i w przeszłości. Kwantowa nieoznaczoność jest przedmiotem wielu dyskusji filozoficznych. W mechanice kwantowej możemy mówić tylko w kategoriach prawdopodobieństwa, nie zaś pewności.

7.2 Zasada nieoznaczoności Heisenberga

Powróćmy do problemu konieczności rzucenia jakiegoś sondującego promieniowania (fotonów, elektronów lub czegokolwiek) na obiekt, żeby go zobaczyć. Kwant sondującego promieniowania ma pewien pęd i energię, a więc zakłóca to, co próbujemy obserwować, kiedy się od niego odbija. Jest to doprawdy niedobra sytuacja, ale całkowicie nieunikniona. Akt obserwacji obiektu zakłóca go.

A jak duże jest to zakłócenie? By odpowiedzieć na to pytanie, odejdźmy od mikroskopu i powiedzmy, że chcemy ustalić zarówno pozycję, jak i pęd obiektu. Jako prosty przypadek załóżmy, że obiekt jest w stanie spoczynku, a więc jego pęd wynosi zero. Akt uderzenia go choćby jednym kwantem (np. fotonem) nada mu pewien pęd i zakłóci także jego początkową pozycję. Załóżmy, że chcemy bardzo dokładnie określić tę pozycję. Wymagałoby to fotonu o bardzo małej długości fali. Ale taki foton ma więcej energii w porównaniu z fotonem o większej długości fali, a więc zakłócenie lub nieoznaczoność pędu będzie większa. Odwrotność także jest prawdą: jeśli próbujemy zredukować nieoznaczoność naszej wiedzy o pędzie przez użycie sondy o większej długości fali, zwiększy się nieoznaczoność pomiaru pozycji. Ta wymiana między nieoznaczonością pozycji i nieoznaczonością pędu jest elegancko uchwycona w słynnej zasadzie nieoznaczoności Heisenberga w mechanice kwantowej. Mówi ona, że istnieje dolna granica nieoznaczoności, przy której możemy określić zarówno pozycję, jak i pęd cząstki. Załóżmy, że niepewność pozycji wynosi Δx, a niepewność pędu Δp_x; iloczyn Δx ^. Δp_x musi zawsze być większy niż mała, ale niezerowa wartość uniwersalna. Niepewności pozycji i pędu oznaczają, że mogą zdarzyć się nieprzewidywalne fluktuacje kwantowe ich wartości w granicach wyznaczonych przez zasadę Heisenberga.

Nieoznaczoność mechaniki kwantowej staje się dominującym efektem tylko wtedy, kiedy mamy do czynienia z bardzo małymi rozmiarami i masami. Jeśli mamy do czynienia z ciężkimi obiektami, to normalnie będą one miały również duże rozmiary. Dlatego też bombardowanie ich kilkoma fotonami, by ustalić ich pozycję i pęd, nie spowoduje żadnych zakłóceń w wartościach tych parametrów. Jest to jeden z przykładów, jak mechanika kwantowa gładko zlewa się z mechaniką klasyczną, kiedy mamy do czynienia z makroskopowymi obiektami codziennego życia.

7.3 Nasz wszechświat

Istnieją konkurujące teorie o pochodzeniu naszego wszechświata i o tym, czy rzeczywiście ma on początek i koniec. W latach 1920. Edwin Hubble dokonał kluczowej obserwacji, że wszechświat rozszerza się. Oznaczało to, że jeśli wyobrazimy sobie odwrócenie czasu, musiał być moment, kiedy cała zawartość wszechświata była w jednym miejscu, tak zwana "osobliwość". W tym momencie zdarzył się tak zwany Wielki Wybuch i od tego czasu wszechświat się rozszerza. Teorię Wielkiego Wybuchu zaproponował w 1930 r. Georges Lemaître i rozwinęli ją inni fizycy, zwłaszcza George Gamow. Teoria ta implikuje, że wszechświat miał określony początek i ma skończony wiek.

Fred Hoyle, Hermann Bondi, Thomas Gold i Jayant Narlikar w 1948 r. sformułowali alternatywną teorię „Stanu Stacjonarnego" wszechświata. Teoria ta implikuje nieskończony wiek wszechświata, bez żadnego „początku". Naukowcy z Bell Labs, Arno Penzias i Robert Wilson odkryli w 1965 r. kosmiczne promieniowanie reliktowe, które przewidział Gamow jako konsekwencję modelu Wielkiego Wybuchu. Zaobserwowanie tego promieniowania, pozostałości wczesnego wszechświata, wymierzyło cios w model Stanu Stacjonarnego wszechświata. Nie powiedziano jednak jeszcze ostatniego słowa o tym, co jest poprawnym modelem wszechświata. Model Stanu Stacjonarnego wszechświata ma wiele walorów.

Dwoma filarami współczesnej fizyki są teoria kwantowa i ogólna teoria względności. Mechanika kwantowa odnosi niezwykłe sukcesy w rozumieniu fizyki bardzo małych obiektów (jak elektrony), a ogólna teoria względności zajmuje się bardzo dużymi odległościami i masami, dla których grawitacja staje się dominująca interakcją. Isaac Newton pierwszy zrozumiał grawitację jak siłę przyciągania między ciałami, która zależy od ich masy i odległości między nimi. Ogólna teoria względności Einsteina rozszerzyła teorię Newtona. Ta nowa teoria traktowała grawitację raczej jak odkształcenie przestrzeni niż jak siłę między ciałami.

Moment Wielkiego Wybuchu był osobliwością, ponieważ dotyczył bardzo małego wymiaru i bardzo dużych sił grawitacyjnych. Tak więc dobra teoria wyjaśniająca ten scenariusz musi połączyć mechanikę kwantową z ogólną teorią względności. Innym słowy, potrzebujemy teorii grawitacji kwantowej. Taka teoria ciągle nam umyka, chociaż nastąpił znaczny postęp dzięki pracom Stephena Hawkinga i innych. Jak argumentowali Hawking i Penrose, ogólna teoria względności Einsteina jest tylko niepełną teorią. Nie potrafi powiedzieć nam jak zaczął się wszechświat, ponieważ przewiduje, że wszystkie teorie fizyczne, włącznie z nią samą, załamują się na początku wszechświata.

Hawking wysunął ideę „wszechświata bez granic", jak omawiał w niefachowym języku w swojej słynnej książce Wszechświat w skorupce orzecha. W trójwymiarowej przestrzeni powierzchnia kuli jest dobrym przykładem „wszechświata" bez granic z punktu widzenia istoty ograniczonej tylko do powierzchni kuli; nie ma żadnego początku ani końca powierzchni kuli. Jak pisze Hawking: „Jest, być może, ironią, że zmieniwszy zdanie, próbuję teraz przekonać innych fizyków, iż w rzeczywistości nie było żadnej osobliwości na początku wszechświata — jak zobaczymy później, może ona zniknąć, kiedy bierze się pod uwagę efekty kwantowe". W modelu Hartle-Hawkinga wszechświat jest skończony, ale nie ma żadnej granicy w urojonym czasie. Urojony czas jest czasem realnym pomnożonym przez pierwiastek kwadratowy z minus jeden ((-1)^1/2). Faktycznie niewyobrażalne.

Zobacz komentarze (10)..

Wyślij tekst mailem..

Wersja do druku    PDF    MS Word

Vinod K. Wadhawan Induski emerytowany fizyk atomowy, współwydawca portalu PHASE TRANSITIONS, publicysta, autor wielu książek.  Strona www autora  Liczba tekstów na portalu: 16  Pokaż inne teksty autora  Najnowszy tekst autora: Złożoność wyjaśniona. Część 15