Tabela 5.3.jpg

Hugh Ross
Stwórca i Kosmos [*]

ROZDZIAŁ PIĄTY
ODKRYCIA XXI WIEKU (dok.)

Pomiary materii egzotycznej

Jak już wspomniałem, gęstość masy Wszechświata ma dwa składniki: (1) zwykłej materii, to znaczy materii silnie oddziałującej z promieniowaniem – na przykład protony, neutrony i elektrony oraz (2) materii egzotycznej, to znaczy materii bardzo słabo oddziałującej z promieniowaniem – przykładem są neutrina. Z powodu jej silnego oddziaływania z promieniowaniem astronomowie stosunkowo łatwo wykrywają i mierzą ilość zwykłej materii we wszechświecie (patrz fragment „Gęstość protonów i neutronów” w rozdziale 5). Jednak egzotyczna cząstka materii, taka jak neutrino, może przelecieć przez 600 bilionów mil płynnej wody bez żadnego z nią oddziaływania. Ale każda materia, czy to zwykła, czy egzotyczna, ma własność przyciągania grawitacyjnego. Dlatego aby określić we wszechświecie całkowitą ilość materii, astronomowie mierzą zaburzenia grawitacyjne. Jeśli odejmiemy zmierzoną ilość zwykłej materii od całkowitej ilości materii, otrzymamy, ile materii egzotycznej znajduje się we wszechświecie.

Jak to przedstawiłem w drugim wydaniu tej książki, astronomowie w latach 90. opracowali osiem różnych metod pomiaru całkowitej ilości materii w kosmosie. [111] Wszystkie te metody dawały wzajemnie spójne wyniki, ale najbardziej wiarygodne okazały się metody soczewkowania grawitacyjnego, pomiary szybkości ekspansji kosmosu, wykrywanie rozproszonego gorącego gazu międzygalaktycznego oraz określenie początku formowania się gwiazd i galaktyk w historii wszechświata. Na podstawie dziewięciu najlepszych pomiarów opartych na tych metodach astronomowie ustalili, że całkowita ilość materii we wszechświecie stanowi około 29% gęstości krytycznej (maksymalnej gęstości masy, która nadal pozwalałaby wszechświatowi nieskończenie się rozszerzać). [112]

Później dodano nową metodę. Na spotkaniu Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego w czerwcu 2000 r. liczny zespół astronomów amerykańskich, australijskich i brytyjskich ogłosił, że z powodzeniem zmierzył przesunięcia ku czerwieni (patrz fragment „Prędkości przesunięcia ku czerwieni” we wcześniejszej części tego rozdziału) 106 585 galaktyk znajdujących się w polu o rozmiarach dwu stopni (jest to fragment nieba o szerokości około czterech kątowych średnic księżyca). [113] Każde przesunięcie ku czerwieni miało dwa składniki: jeden wywołany rozszerzaniem się wszechświata i drugi, znacznie mniejszy składnik, wynikający z indywidualnego ruchu galaktyki, będącego skutkiem przyciągania grawitacyjnego sąsiednich galaktyk. Prosta analiza statystyczna ruchów tych indywidualnych galaktyk pozwala ustalić całkowitą gęstość masy wszechświata. Wartość gęstości materii, która wynika z analizy tego zespołu, stanowi jedną trzecią gęstości krytycznej. [114] Wartość ta zgadza się, w granicach błędów pomiarowych, z poprzednimi pomiarami gęstości masy. Zgodna jest również z analizą prędkości względnych par galaktyk w pomiarach Mark III [115] oraz z wynikami szczegółowych symulacji formowania się galaktyk i powstawania gromad galaktyk. [116]

Dobrą wiadomością jest to, że Badanie Dwustopniowego Pola to dopiero początek. Do końca 2001 roku ten sam zespół pomierzy 250 000 galaktyk. W 2004 roku Sloan Digital Sky Survey zakończy pomiary przesunięcia ku czerwieni miliona innych galaktyk. Wtedy astronomowie zrealizują swoje pragnienie – przeprowadzą naprawdę dokładny pomiar gęstości masy kosmosu.

Dostępne obecnie pomiary gęstości masy nie pozostawiają jednak wątpliwości, że większość materii we wszechświecie ma egzotyczny charakter. Stosunek materii egzotycznej do zwykłej materii wynosi w przybliżeniu pięć do jednego. Właśnie taki stosunek jest potrzebny w scenariuszu Wielkiego Wybuchu, aby wyjaśnić obserwowane cechy populacji gwiazd i galaktyk.

Masa neutrin

Dla astronomów wisienką na torcie ich egzotycznych pomiarów gęstości masy byłoby wykrycie jakichś konkretnych egzotycznych cząstek posiadających masę. Od ponad dekady fizycy uważają, że prawdopodobnie najłatwiejszym kandydatem byłyby neutrina. Wykrywanie neutrin nie stanowi problemu. Fizycy wykrywają je od 1956 roku. Problemem jest wykazanie, że neutrina mają masę i – jeśli to możliwe – dokładne zmierzenie masy neutrina.

Na pewnej konferencji fizyków we Włoszech w 1997 r. ogłoszono, że różne grupy badawcze niezależnie wyznaczyły masę neutrina. Mówiąc dokładniej, zaobserwowali oni oscylację neutrin, czyli spontaniczne przechodzenie z jednego zapachu na inny. [117] (Neutrina pojawiają się w trzech różnych odmianach czyli zapachach, mianowicie elektronowym, mionowych i taonowych).

Istnienie oscylacji wskazuje na masę. Neutrina mogą oscylować tylko wtedy, gdy mają masę.

Argument, że neutrina posiadają masę, stał się bardziej przekonujący, gdy dwa radykalnie różne typy detektorów dały ten sam wynik. Jednym z tych detektorów był zbiornik na wodę o pojemności 50 000 ton otoczony przez 13 400 fotodetektorów. Drugi to tysiąc ton falistego żelaza przeplatanego naładowanymi detektorami cząstek. [118] Dodatkowe dane pojawiły się w 1998 roku, kiedy to grupa korzystająca ze zbiornika wody o pojemności 50 000 ton potwierdziła oscylacje neutrin pochodzących z dwóch źródeł: neutrin słonecznych [119] i neutrin w ziemskiej atmosferze. [120]

Wyniki tych dwóch różnych eksperymentów z oscylacjami nazwano problemem „brakujących neutrin słonecznych”. Fizycy zajmujący się energią słoneczną rozumieją już, dlaczego ich detektory neutrin wykryły tylko jedną trzecią neutrin, jakie według ich obliczeń słoneczne „palenisko” jądrowe powinno wytwarzać. Ich detektory były dostrojone do wykrywania tylko jednego zapachu neutrina. „Brakujące” neutrina najwyraźniej zostały pominięte wskutek oscylacji. „Deficyt” neutrin okazał się w ogóle nie istnieć.

Ale oscylacje neutrin mówią tylko, że neutrina mają masę, a nie jaką mają masę. Ustalają jednak dolną granicę tej masy – co najmniej kilka miliardowych części masy elektronu – i mogą ujawnić różnice dotyczące masy między trzema zapachami neutrin.

Kilka laboratoriów badawczych próbuje dokonać bezpośrednich pomiarów masy neutrin, używając czegoś, co nazywa się eksperymentem „bezneutrinowego podwójnego rozpadu beta”. W 1997 roku współpracujący ze sobą rosyjscy i niemieccy uczeni ustalili, że masa neutrina nie może być większa niż 0,48 elektronowolta (czyli nieco mniej niż jedna milionowa masy elektronu). [121]

Górna granica masy neutrina jest prawie tysiąc razy większa niż dolna. Na szczęście w 1999 roku opracowano nowy eksperyment, który powinien pozwolić na dokładny pomiar masy neutrina. Jest to eksperyment rozpadu beta oparty na widmie emisyjnym pierwiastka renu. Włoski zespół badawczy wykazał, że widmo emisyjne rozpadu beta renu jest wystarczająco szczegółowe, aby zmierzyć masę neutrina. [122] W ciągu roku lub dwóch od publikacji tej książki [2002 r.] powinno być dostępne dość precyzyjne określenie tej masy.

Ale nawet obecnie dostępne limity masy neutrin mają znaczenie kosmologiczne. Neutrina były obficie produkowane podczas stworzenia w czasie Wielkiego Wybuchu i powstają podczas spalania gwiazd. Sam Wielki Wybuch generował około dziesięciu miliardów neutrin na każdy barion (proton lub neutron) istniejący we wszechświecie. Zatem neutrina stanowią co najmniej od 0,05% do 5% gęstości krytycznej.

Najważniejsze jest więc to, że astronomowie nie tylko wykazali istnienie egzotycznej materii w kosmosie, ale zidentyfikowali również cząstkę, która stanowi niewielką część tej egzotycznej materii. I ten niewielki udział jest zgodny z najlepszymi istniejącymi modelami kosmologicznymi. Modele te przewidują, że większość egzotycznej materii powinna być „zimna”, a tylko niewielka część „ciepła” lub „gorąca”. Gorąca egzotyczna materia składa się z cząstek poruszających się z prędkością bliską prędkości światła. Takie cząstki zazwyczaj mają masy znacznie poniżej masy protonu. Zimne egzotyczne cząstki posiadające masę poruszają się z małymi prędkościami. Zazwyczaj ich masy znacznie przekraczają masę protonu. W związku z tym znacznie trudniej je wykryć. Niemniej jednak przeprowadzane są eksperymenty, które mogą je znaleźć. [123]

Tabela 5.3: Kandydaci na materię egzotyczną
Wymienieni poniżej kandydaci mogą brać udział w ustanowieniu tej części masy wszechświata, jaka nie oddziałuje silnie z promieniowaniem (uwaga: 10-5 = 0,00001, a 106 = 1 000 000).
(patrz załącznik)

Teologiczna reakcja na kosmologię Wielkiego Wybuchu

Chociaż argument na rzecz Wielkiego Wybuchu, czyli transcendentnego stworzenia wszechświata, opiera się na przekonujących – niektórzy mogliby powiedzieć przytłaczających – danych empirycznych, to teoria ta wciąż ma swoich krytyków. Część odpowiedzialności za ten sceptycyzm można przypisać luce komunikacyjnej między naukowcami a resztą świata. Niektóre fakty są tak nowe, że większość ludzi jeszcze o nich nie słyszała. A niektóre, w tym te starsze, są tak techniczne, że niewiele osób jest w stanie zrozumieć ich znaczenie. Nadal istnieje potrzeba lepszej edukacji i jaśniejszej komunikacji. Właśnie to jest motywem wydania tej książki.

Luki w komunikacji i edukacji wyjaśniają jednak tylko część wspomnianego sceptycyzmu. W grę wchodzą również kwestie duchowe. Nieliczni astronomowie, którzy wciąż sprzeciwiają się teorii Wielkiego Wybuchu, sprzeciwiają się jej otwarcie nie na gruncie naukowym, ale z powodów osobistych, teologicznych. W mojej pierwszej książce, The Fingerprint of God, opowiadałem historię wczesnej reakcji astronomów na odkrycia, które potwierdziły początek kosmosu, a tym samym istnienie Tego, Który Wszechświat Zapoczątkował. [124] Niektórzy z tych astronomów otwarcie przyznali, że traktują ideę Wielkiego Wybuchu jako „filozoficznie odrażającą”. Przez całe dziesięciolecia wymyślali jedną kosmiczną hipotezę za drugą w daremnej próbie obejścia oczywistych faktów. Kiedy w końcu wszystkie ich hipotezy nie przeszły pomyślnie testów obserwacyjnych, wielu z tych astronomów uznało, pewnie niechętnie, prawdziwość teorii Wielkiego Wybuchu.

Dziś tylko garstka astronomów wciąż broni się przed teorią Wielkiego Wybuchu. Ich opór opiera się jednak nie na tym, co można przetestować obserwacyjnie i eksperymentalnie, ale raczej na tym, czego w ten sposób nigdy nie będzie można przetestować. Choć ich artykuły ukazują się w czasopismach naukowych, zajmują się raczej metafizyką niż fizyką, teologią (a dokładniej antyteologią), a nie nauką przyrodniczą. Tej metafizycznej gimnastyce w przebraniu nauki poświęcam rozdziały 6, 7, 8, 11 i 12. W rozdziałach 9 i 10 opiszę nowe, mocne dane empiryczne wspierające to, że PRZYCZYNA Wszechświata wykracza poza masę, energię i dziesięć wymiarów czasoprzestrzeni związanych z masą i energią. W rozdziałach 13-17 przyjrzę się temu, jak na podstawie nowych odkryć naukowych można wskazać wiele osobistych cech PRZYCZYNY Wszechświata. Zobaczymy, że nowa nauka ujawnia nie tylko istnienie jakiegoś boga, ale precyzuje dokładnie jakiego rodzaju Bóg stworzył wszechświat.

Przypisy:
[*] Oryginał: Hugh Ross, Ph.D., The Creator and the Cosmos, NavPress, Bringing Truth to Life, third expanded edition, Colorado Springs, Colorado 2001, s. 63–67. Z jęz. ang. tłum. Kazimierz Jodkowski.
[111] Hugh Ross, The Creator and the Cosmos, 2nd ed., NavPress, Colorado Springs, CO 1995, s. 35–47.
[112] S. Perlmutter et al., „Measurements of Ω and ∧...”, s. 565–586; Lewis, Ellingson, Morris, and Carlberg, „X-Ray Mass Estimates...”, s. 587–608; Mohr, Mathiesen, E. Evrard, „Properties of the Intracluster Medium...”, s. 627–649; Bahcall et al., „The Mass-To-Light Function...”, s. 1–9; Nagamine, Cen, and Ostriker, „Luminosity Density...”, s. 25–36; Weinberg et al., „Closing in on ΩM...”, s. 563–568; Nevalainen, Markevitch, and Forman, „The Baryonic and Dark Matter Distribution...”, s. 1–9; Alcaniz and Lima, „New Limits...”, L87–L90; Donahue and Voit, „Ωm from the Temperature-Redshift...”, L37–L40; Asantha R. Cooray, „An Upper Limit on Ωm Using Lensed Arcs”, Astrophysical Journal 1999, vol. 524, s. 504–509; Masashi Chiba and Yuzuru Yoshii, „New Limits on a Cosmological Constant from Statistics of Gravitational Lensing”, Astrophysical Journal 1999, vol. 510, s. 42–53; Stephano Borgani, Piero Rosati, Paolo Tozzi, and Colin Norman, „Cosmological Constraints from the ROSAT Deep Cluster Survery”, Astrophysical Journal 1999, vol. 517, s. 40–53; Neta A. Bahcall and Xiaohui Fan, „The Most Distant Clusters: Determining Ω and σ8”, Astrophysical Journal 1998, vol. 504, s. 1–6; James Robinson and Joseph Silk, „Star Formation As a Cosmological Probe”, Astrophysical Journal 2000, vol. 539, s. 89–97; Esther M. Hu, Richard G. McMahon, and Lennox L. Cowie, „An Extremely Luminous Galaxy at z = 5.74”, Astrophysical Journal Letters 1999, vol. 522, L9–L12; B.F. Roukema and G.A. Mamon, „Tangential Large Scale Structure as a Standard Ruler: Curvature Parameters from Quasars”, Astronomy and Astrophysics 2000, vol. 358, s. 395–408; B. Novosyadlyj et al., „Cosmological Parameters from Large Scale Structure Observations”, Astronomy and Astrophysics 2000, vol. 356, s. 418–434; P. Valageas, „Weak Gravitational Lensing Effects on the Determination of Ωm and Ω∧ from SneIa”, Astronomy and Astrophysics 2000, vol. 354, s. 767–786; J.F. Macias-Perez et al., „Gravitational Lensing Statistics with Extragalactic Surveys”, Astronomy and Astrophysics 2000, vol. 353, s. 419–426; David M. Wittman et al., „Detection of Weak Gravitational Lensing Distortions of Distant Galaxies by Cosmic Dark Matter at Large Scales”, Nature 2000, vol. 405, s. 143–148.
[113] Karl Glazebrook, „The 2dFGRS – Galaxy Properties and Evolution”, American Astronomical Society Meeting May 2000, vol. 196, #56.06; R. Bennett, „Survey Confirms Composition of the Cosmos”, Science News 2000, vol. 157, s. 374.
[114] Glazebrook, “The 2dFGRS...”; R. Bennett, „Survey Confirms Composition of the Cosmos”, Science News 2000, vol. 157, s. 374.
[115] R. Juszkiewicz et al., „Evidence for a Low-Density Universe from the Relative Velocities of Galaxies”, Science 2000, vol. 287, s. 109–112.
[116] F.R. Pearce et al., „A Simulation of Galaxy Formation and Clustering”, Astrophysical Journal Letters 1999, vol. 521, L99–L102; Wesley N. Colley et al., „Topology from the Simulated Sloan Digital Sky Survey”, Astrophysical Journal 2000, vol. 529, s. 795–810.
[117] Andrew Watson, „Case for Neutrino Mass Gathers Weight”, Science 1997, vol. 277, s. 30–31.
[118] Watson, „Case for Neutrino...”, s. 31.
[119] Dennis Normile, „Heavy News on Solar Neutrinos”, Science 1998, vol. 280, s. 1839.
[120] Dennis Normile, „Weighing In on Neutrino Mass”, Science 1998, vol. 280, s. 1689–1690.
[121] Dennis Normile, „New Experiments Step Up Hunt for Neutrino Mass”, Science 1997, vol. 276, s. 1795.
[122] F. Gatti et al., „Detection of Environmental Fine Structure in the Low-Energy b-Decay Spectrum of 187Re”, Nature 1997, vol. 397, s.137–139.
[123] Ron Cowen, „Votes Cast For and Against the WIMP Factor”, Science News 2000, vol. 157, s. 135.
[124] Hugh Ross, The Fingerprint of God, 2nd ed., s. 39–138.