[ Pobierz całość w formacie PDF ]
.W teorii względności nie istnieje żaden jedynyabsolutny czas, każdy obserwator ma swoją własną miarę czasu, uzależnioną odswego 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 szczególnateoria względności.Ciała poruszają się, siły przyciągają lub odpychają, ale czas iprzestrzeń tylko niezmiennie trwają.Zupełnie inny pogląd na czas i przestrzeń zawiera ogólna teoria względności.Czasi przestrzeń są tu dynamicznymi wielkościami: poruszające się ciała i oddziałujące siływpływają na krzywiznę czasoprzestrzeni - aż kolei krzywizna czasoprzestrzeni wpływana ruch ciał i działanie sił.Przestrzeń i czas nie tylko wpływają na wszystkie zdarzeniawe wszechświecie, ale też i zależą od nich.Podobnie jak nie sposób mówić owydarzeniach we wszechświecie, pomijając pojęcia czasu i przestrzeni, tak teżbezsensowne jest rozważanie czasu i przestrzeni poza wszechświatem.Nowe rozumienie czasu i przestrzeni zrewolucjonizowało naszą wizjęwszechświata.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 sweistnienie w określonym czasie w przyszłości.Ta rewolucja stanowi temat następnegorozdziału.Wiele lat póz
niej w tym właśnie punkcie rozpocząłem swoje badania wdziedzinie fizyki teoretycznej.Roger Penrose i ja pokazaliśmy, iż z ogólnej teoriiwzględności Einsteina wynika, że wszechświat musiał mieć początek i zapewne musimieć również koniec.Rozdział 3ROZSZERZAJ
CY SI
WSZECHZ
WIATNajjaśniejsze ciała niebieskie, jakie możemy dostrzec na bezchmurnym niebie wbezksiężycową noc, to planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn.Widać również wielegwiazd stałych, które są podobne do naszego Słońca, a tylko znacznie dalej od naspołożone.Niektóre z nich w rzeczywistości zmieniają nieco swe położenie względeminnych: nie są wcale stałe! Dzieje się tak, ponieważ gwiazdy te znajdują się jednakwzględnie blisko nas.W miarę jak Ziemia okrąża Słońce, oglądamy je z różnychpozycji na tle gwiazd bardziej odległych.Jest to bardzo pomyślna okoliczność,pozwala nam bowiem bezpośrednio zmierzyć odległość do tych bliskich gwiazd: imbliżej nas gwiazda się znajduje, tym wyraz
niejsza pozorna zmiana jej położenia.Najbliższa gwiazda, zwana Proxima Centauri, jest oddalona o cztery lata świetlne (jejświatło potrzebuje czterech lat, aby dotrzeć do Ziemi), czyli o około 35 milionówmilionów kilometrów.Większość gwiazd, które widać gołym okiem, znajduje się wodległości mniejszej niż kilkaset lat świetlnych od nas.Dla porównania, odległość doSłońca wynosi osiem minut świetlnych! Widoczne gwiazdy wydają się rozproszone pocałym niebie, ale szczególnie wiele ich znajduje się w paśmie zwanym Drogą Mleczną.Już w 1750 roku niektórzy astronomowie twierdzili, że obecność Drogi Mlecznejmożna wytłumaczyć, zakładając, iż większość widzialnych gwiazd należy do układuprzypominającego dysk; takie układy nazywamy dziś galaktykami spiralnymi.Parędziesiąt lat póz
niej astronom brytyjski Sir William Herschel potwierdził tękoncepcję, mierząc cierpliwie położenia i odległości wielkiej liczby gwiazd, jednakpowszechnie przyjęto ją dopiero na początku naszego stulecia.Współczesny obraz wszechświata zaczął kształtować się całkiem niedawno, w1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble wykazał, że nasza Galaktykanie jest jedyna we wszechświecie, lecz że w rzeczywistości istnieje bardzo wieleinnych, oddzielonych od siebie ogromnymi obszarami pustej przestrzeni.Aby toudowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległość do innych galaktyk, położonych takdaleko, iż w odróżnieniu od pobliskich gwiazd nie zmieniają pozycji na niebie.Hubblebył 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 zmierzyćjasność obserwowaną pobliskich gwiazd i odległość od nich, więc możemy wyznaczyćich jasność.I odwrotnie, znając jasność gwiazd w odległej galaktyce, potrafimywyznaczyć odległość do tej galaktyki, mierząc ich jasność obserwowaną.Hubbleodkrył, że wszystkie gwiazdy pewnych typów, znajdujące się dostatecznie blisko, bymożna było wyznaczyć ich jasność, promieniują z takim samym natężeniem.Wobectego - argumentował - jeśli tylko znajdziemy w innej galaktyce takie gwiazdy, możemyprzyjąć, że mają one taką samą jasność jak pobliskie gwiazdy tegoż rodzaju, ikorzystając z tego założenia, jesteśmy w stanie obliczyć odległość do tej galaktyki [ Pobierz całość w formacie PDF ]