ZDJ¢CIE DA

VID EMMITE

J

eszcze w latach siedemdziesiàtych kosmologia by∏a dzie-
dzinà pe∏nà spekulacji, a jej baza obserwacyjna wyglà-
da∏a nader skromnie. Jednak w ostatnich dwóch dzie-
si´cioleciach nowe obserwacje i prace teoretyczne

zmieni∏y jej oblicze wprost nie do poznania. Sta∏a si´ Êcis∏à,
iloÊciowà ga∏´zià astrofizyki z silnà podbudowà teoretycznà,
opartà na licznych danych. Model Wielkiego Wybuchu, wed∏ug
którego prawie 14 mld lat temu WszechÊwiat zaczà∏ si´ roz-
szerzaç ze stanu o ekstremalnie wysokiej g´stoÊci i tempera-
turze, objaÊnia ruchy galaktyk, obfitoÊç wyst´powania wodo-
ru i helu oraz w∏asnoÊci mikrofalowego promieniowania t∏a
(nazywanego te˝ promieniowaniem reliktowym).

Kosmolodzy Êwi´cà obecnie kolejny triumf: wiemy ju˝, w ja-

ki sposób powsta∏y struktury obserwowane dziÊ we Wszech-
Êwiecie. Obraz wielkoskalowego rozmieszczenia galaktyk,
otrzymany dzi´ki kartograficznym przeglàdom nieba, takim
jak nieukoƒczony jeszcze Sloan Digital Sky Survey (SDSS),
doskonale zgadza si´ z przewidywaniami teoretycznymi. Dys-
ponujemy spójnym modelem, który opisuje narastanie pierwot-
nych fluktuacji g´stoÊci materii i energii oraz stopniowy roz-
wój dzisiejszej struktury kosmosu.

Struktur´ t´ obserwujemy we wszystkich skalach. Gwiaz-

dy nie sà w przestrzeni kosmicznej rozmieszczone równo-
miernie – grupujà si´ w galaktyki (nasze S∏oƒce to jedna z kil-
kuset miliardów gwiazd nale˝àcych do galaktyki zwanej Drogà
Mlecznà, która ma kszta∏t silnie sp∏aszczonego dysku o Êred-
nicy 100 tys. lat Êwietlnych). Najbli˝sza du˝a galaktyka jest
od nas odleg∏a o oko∏o 2 mln lat Êwietlnych. W zasi´gu na-
szych teleskopów znajduje si´ co najmniej kilkadziesiàt miliar-
dów takich obiektów. Tak˝e i one nie sà we WszechÊwiecie
rozmieszczone równomiernie, lecz grupujà si´ w gromadach
o Êrednicy kilku milionów lat Êwietlnych (du˝a gromada za-
wiera ponad 1000 galaktyk; szacuje si´, ˝e galaktyki skupio-
ne w gromadach stanowià od 5 do 10% ca∏ej populacji).

Do niedawna wi´kszoÊç astronomów uwa˝a∏a, ˝e najwi´k-

szymi spójnymi strukturami, jakie istniejà we WszechÊwiecie,
sà w∏aÊnie gromady galaktyk. Podczas gdy gwiazdy nale˝à do
galaktyk, a wiele galaktyk nale˝y do gromad, same gromady
zdawa∏y si´ nie wykazywaç tendencji do tworzenia „gromad
wy˝szego rz´du”. Zgadza∏o si´ to z przyj´tym jeszcze przez
Einsteina za∏o˝eniem upraszczajàcym, które znakomicie u∏at-
wia∏o konstruowanie modeli kosmologicznych. Tworzàc pierw-
szy taki model, wielki uczony przyjà∏, ˝e WszechÊwiat jest jed-
norodny (tzn. materia i energia sà w nim rozmieszczone rów-
nomiernie) i izotropowy (tzn. ˝aden kierunek nie jest w nim
w jakikolwiek sposób wyró˝niony). Za∏o˝enie to, nazwane
przez niego zasadà kosmologicznà, le˝y u podstaw wszystkich
nowoczesnych naukowych modeli WszechÊwiata.

Odkrycie struktur wielkoskalowych

SPRAWDZENIE

, czy zasada kosmologiczna jest spe∏niona w ska-

lach wi´kszych ni˝ rozmiary gromad galaktyk, wymaga swo-
istej „percepcji odleg∏oÊci”. Patrzàc na nocne niebo przez te-
leskop, widzimy gwiazdy, planety i galaktyki. Bez dodatkowej
informacji nie potrafimy jednak stwierdziç, które z nich sà
ma∏e i bliskie, a które du˝e, lecz dalekie. Na szcz´Êcie w wie-
lu przypadkach mo˝na zdobyç takà informacj´ dzi´ki szcze-
gó∏owym badaniom interesujàcych nas obiektów. W przypad-
ku galaktyk kluczowy jest fakt, ˝e ˝yjemy w rozszerzajàcym si´
WszechÊwiecie.

Galaktyki oddalajà si´ od siebie i im wi´ksza jest odleg∏oÊç

mi´dzy nimi, tym wi´ksza jest ich wzgl´dna pr´dkoÊç. W
widmie galaktyki ruch ten manifestuje si´ jako przesuni´cie
ku czerwieni (redshift). Energia fotonów docierajàcych
do nas z danej galaktyki zmniejsza si´ o czynnik, który zale-
˝y od odleg∏oÊci dzielàcej nas od galaktyki (roÊnie przy tym d∏u-
goÊç fali obserwowanego Êwiat∏a, co odpowiada jego poczer-
wienieniu). Odkrywszy t´ zale˝noÊç, naukowcy wykorzystujà

34

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2004

RAPORT SPECJALNY

Najnowsze mapy WszechÊwiata ukazujà bogactwo kosmicznych struktur
i umo˝liwiajà odtworzenie ich ewolucji

Michael A. Strauss

G¸¢BIAJÑC

PLANY STWORZENIA

Z

MATERIA nie jest we WszechÊwiecie rozmieszczona losowo:
galaktyki uk∏adajà si´ w spójne struktury o rozmiarach od 10 mln
do oko∏o 1 mld lat Êwietlnych. Istnienie tych struktur, a tak˝e
istnienie samych galaktyk oraz znajdujàcych si´ w nich gwiazd
i planet zawdzi´czamy „porzàdkujàcemu” dzia∏aniu grawitacji.

jà jako kosmiczny dalmierz: mierzà poczerwienienie obserwo-
wanej galaktyki i „przeliczajà je” na odleg∏oÊç.

Pod koniec lat siedemdziesiàtych szybki post´p w techno-

logii teleskopów i detektorów promieniowania umo˝liwi∏
przeprowadzenie pomiarów poczerwienienia dla wielu ga-
laktyk i sporzàdzenie pierwszych trójwymiarowych map
kosmosu. B´dàc studentem, przeczyta∏em w Scientific Ame-
rican artyku∏, w którym opisano szczegó∏y tych map [patrz:
Stephen A. Gregory i Laird A. Thompson „Superclusters and
Voids in the Distribution of Galaxies”; Scientific American,
marzec 1982]. Z danych, którymi dysponowali autorzy, wyni-
ka∏o, ˝e galaktyki grupujà si´ w struktury du˝o wi´ksze od
pojedynczych gromad i ˝e sà one od siebie pooddzielane ol-
brzymimi, niemal pustymi obszarami o Êrednicy wielu dziesià-
tek milionów lat Êwietlnych. Wszystko to zdawa∏o si´ podwa-
˝aç zasad´ kosmologicznà. By∏em zafascynowany. Mo˝liwoÊç
dokonywania dalszych odkryç kosmograficznych i poznawa-
nia struktury WszechÊwiata wyda∏a mi si´ tak pociàgajàca,
˝e postanowi∏em poÊwi´ciç si´ pracy naukowej.

W 1986 roku Valérie de Lapparent, Margaret J. Geller i John

Huchra z Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA)
opublikowali map´ rozmieszczenia 1100 galaktyk zbadanych
podczas przeglàdu nieba, którym ostatecznie obj´to a˝ 18 tys.
tych obiektów. Przeglàd ujawni∏ bogactwo i wszechobecnoÊç
wielkich struktur. Stwierdzono, ˝e w wielkich skalach zawar-
toÊç WszechÊwiata przypomina pian´: galaktyki grupujà si´
w cienkich warstwach (tzw. Êcianach), rozdzielajàcych ol-
brzymie, prawie puste obszary (tzw. pustki). Najwi´ksza z od-
krytych struktur, nazwana Wielkà Âcianà, ciàgn´∏a si´ nie-
przerwanie przez 700 mln lat Êwietlnych. Poniewa˝ jej koƒce
znajdowa∏y si´ poza granicami badanego obszaru, jej ca∏ko-
wita d∏ugoÊç musia∏a byç jeszcze wi´ksza.

Istnienie Wielkiej Âciany i niepewnoÊç dotyczàca jej roz-

miarów wzmog∏y podejrzenia, ˝e teoretyczna podstawa mo-
delu rozszerzajàcego si´ WszechÊwiata, jakà jest zasada kos-
mologiczna, mo˝e byç b∏´dna. Czy struktury utworzone
z galaktyk mogà mieç dowolnie du˝e rozmiary? JeÊli tak, to
WszechÊwiat nie jest jednorodny nawet w najwi´kszych ska-
lach! Czy˝by zatem Einstein si´ myli∏? By∏o jasne, ˝e aby uzy-
skaç odpowiedê na te pytania, trzeba zbadaç obszary znacz-
nie wi´ksze ni˝ ten, który obj´to przeglàdem CfA.

Paradygmat Wielkiego Wybuchu stwierdza, ˝e struktury

obserwowane obecnie w rozmieszczeniu galaktyk rozwin´∏y
si´ z zaburzeƒ g´stoÊci materii i energii we wczesnym Wszech-
Êwiecie. Precyzyjne pomiary temperatury promieniowania
reliktowego dowodzà, ˝e owe poczàtkowe zaburzenia by∏y
niezwykle ma∏e: typowa ró˝nica g´stoÊci dwóch dowolnie
wybranych obszarów wynosi∏a zaledwie 0.001% [patrz:
Wayne Hu i Martin White „Kosmiczna symfonia”, strona 24].
Z up∏ywem czasu ulega∏y jednak wzmocnieniu: pod wp∏y-
wem grawitacji materia przemieszcza∏a si´ z obszarów
o zmniejszonej g´stoÊci do obszarów, w których g´stoÊç by∏a
nieco wi´ksza od Êredniej. Ten samonap´dzajàcy si´ proces no-
si nazw´ niestabilnoÊci grawitacyjnej. W wyniku jego dzia∏a-
nia pierwotne zag´szczenia przekszta∏ci∏y si´ w galaktyki
i z∏o˝one z nich struktury wielkoskalowe, a pierwotne obsza-
ry o obni˝onej g´stoÊci – w pustki.

Goràca czy zimna?

MNIEJ WI

¢CEJ W TYM SAMYM CZASIE

, w którym skompletowano

pierwsze katalogi galaktyk ze zmierzonymi przesuni´ciami
ku czerwieni, teoria rozwoju struktury WszechÊwiata napotka-
∏a powa˝nà trudnoÊç. Okaza∏o si´, ˝e Êwiecàca materia, któ-
rà obserwujemy w galaktykach (tj. gwiazdy i gaz), to jedynie
niewielki u∏amek (oko∏o 2%) zawartoÊci WszechÊwiata.
Pozosta∏à, „ciemnà” materi´ mo˝emy wykrywaç tylko poÊred-
nio, poprzez jej oddzia∏ywanie grawitacyjne na materi´ Êwie-
càcà. Ciemna materia sta∏a si´ przedmiotem intensywnych
dociekaƒ. Okaza∏o si´, ˝e z punktu widzenia teorii mo˝e
ona wyst´powaç w dwóch postaciach: „goràcej” i „zimnej”.
W∏asnoÊci tych postaci mia∏y kluczowe znaczenie dla ewolu-
cji struktury WszechÊwiata.

W scenariuszu zimnej ciemnej materii, przedstawionym

przez P. Jamesa E. Peeblesa z Princeton University i jego
wspó∏pracowników, jako pierwsze powstajà obiekty wzgl´d-
nie ma∏e (takie jak galaktyki, a nawet cz´Êci galaktyk) i dopie-
ro z up∏ywem czasu grawitacja powoduje ich gromadzenie
si´ w coraz wi´ksze struktury. Wielka Âciana musia∏aby zatem
powstaç wzgl´dnie niedawno. W scenariuszu goràcej ciemnej
materii, który zosta∏ opracowany przez Jakowa B. Zeldowi-
cza i jego wspó∏pracowników z Uniwersytetu Moskiewskiego,
wszystkie drobne zaburzenia zostajà zatarte („wyg∏adzone”).
Pierwszymi obiektami, jakie powstajà we WszechÊwiecie, sà
du˝e „p∏aszczyzny” i „w∏ókna” o rozmiarach kilkuset milionów
lat Êwietlnych, do powstania galaktyk zaÊ doprowadza ich
póêniejsza fragmentacja. W tym wariancie historii Wszech-
Êwiata Wielka Âciana by∏aby obiektem bardzo starym.

Kolejne przeglàdy nieba mia∏y na celu ju˝ nie tylko identy-

fikowanie najwi´kszych struktur we WszechÊwiecie i testowa-
nie zasady kosmologicznej, lecz tak˝e pozyskiwanie informa-
cji umo˝liwiajàcych wglàd w natur´ ciemnej materii. Jeden
z takich przeglàdów zosta∏ wykonany w latach 1988–1994
przez Stevena A. Shectmana z Carnegie Institution of Wa-
shington i jego wspó∏pracowników za pomocà dwuipó∏metro-
wego teleskopu w Las Campanas w Chile [patrz: Stephen D.
Landy „Mapy WszechÊwiata”; Âwiat Nauki, sierpieƒ 1999].
Zespó∏ Shectmana przebada∏ 26 418 galaktyk, si´gajàc przy
tym w kosmos znacznie dalej ni˝ grupa z CfA. Jak to okreÊli∏
jeden z jego cz∏onków, Robert P. Kirshner z CfA w Las Cam-
panas, odnaleziono „koniec wielkoÊci”. Otrzymana mapa roz-
mieszczenia galaktyk nie ró˝ni∏a si´ pod ˝adnym zasadniczym

36

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2004

n

Astronomowie realizujà wielkie programy kartografii kosmosu,

których wynikiem sà coraz dok∏adniejsze trójwymiarowe mapy
rozmieszczenia galaktyk i gromad galaktyk w przestrzeni kosmicznej.
Najwi´kszym z tych programów jest realizowany obecnie Sloan
Digital Sky Survey (SDSS). Obserwacje wykonywane w ramach
SDSS umo˝liwià wyznaczenie po∏o˝eƒ miliona galaktyk, z których
najdalsze sà od nas oddalone o 5 mld lat Êwietlnych.

n

Na mapach kosmosu widaç, ˝e galaktyki uk∏adajà si´ w olbrzymie

struktury o rozmiarach si´gajàcych 1 mld lat Êwietlnych.
Analizujàc te struktury, mo˝na wyznaczyç parametry opisujàce
rozmieszczenie materii w ró˝nych skalach przestrzennych.
Podobne wartoÊci parametrów daje analiza ekstrapolowanych
do obecnej chwili (czyli odpowiednio powi´kszonych) fluktuacji
promieniowania reliktowego. ZgodnoÊç ta jest obserwacyjnym
dowodem poprawnoÊci hipotezy, w myÊl której galaktyki
i utworzone z nich struktury powsta∏y z istniejàcych we wczesnym
WszechÊwiecie drobnych fluktuacji g´stoÊci energii i materii.

Przeglàd / Kosmiczne struktury

MARZEC 2004 ÂWIAT NAUKI

37

CZTEROETAPOWA PROCEDURA BADA¡ KOSMOSU

WÂRÓD WSPÓ¸CZESNYCH PRZEGLÑDÓW NIEBA pierwsze miejsce pod wzgl´dem liczby obserwowanych galaktyk zajmuje
Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Obserwacje prowadzone sà za pomocà specjalnie w tym celu zbudowanego teleskopu
o Êrednicy 2.5 m, który znajduje si´ na szczycie Apache Point w Nowym Meksyku. W ciàgu pi´ciu lat w ramach SDSS powstanie
atlas obejmujàcy jednà czwartà ca∏ego nieba.

W BEZCHMURNE I BEZKSI¢˚YCOWE NOCE teleskop SDSS
fotografuje niebo przez pi´ç ró˝nych filtrów kolorowych z szybkoÊcià
20 stopni kwadratowych na godzin´. W ciàgu jednej takiej nocy
rejestruje obrazy milionów cia∏ niebieskich.

PRZY GORSZEJ POGODZIE, w ognisku teleskopu umieszcza si´
p∏ytk´ z otworkami, przez które Êwiat∏o wpada do Êwiat∏owodów.
Te kierujà je do spektrografu, który mo˝e jednoczeÊnie
otrzymaç 640 widm. Na zdj´ciu monta˝ p∏ytki.

OTRZYMANE WIDMA umo˝liwiajà precyzyjnà klasyfikacj´
obserwowanych obiektów. Programy komputerowe identyfikujà
linie widma, mierzà przesuni´cia ku czerwieni oraz obliczajà
odpowiadajàce im odleg∏oÊci.

GALAKTYKI I INNE OBIEKTY sà wst´pnie klasyfikowane
przez odpowiednie programy komputerowe i selekcjonowane
pod wzgl´dem przydatnoÊci do dalszych badaƒ. Obiekt pokazany
tutaj to galaktyka spiralna UGC 03214 w gwiazdozbiorze Oriona.

1

2

3

4

D∏ugoÊç fali (nanometry)

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

0

400

800

Wzgl´dny strumieƒ

600

SDSS COLL

ABORA

TION

wzgl´dem od mapy sporzàdzonej uprzednio w CfA, a co naj-
wa˝niejsze – nie by∏o na niej widaç struktur wi´kszych od Wiel-
kiej Âciany. Zdobyto wi´c powa˝ny argument przemawiajàcy
za tym, ˝e w du˝ej skali WszechÊwiat jest rzeczywiÊcie jedno-
rodny i izotropowy. Kosmolodzy odetchn´li z ulgà: wydawa-
∏o si´, ˝e zasada kosmologiczna Einsteina zosta∏a uratowana.

Jednak nawet przeglàd Las Campanas nie wystarczy∏, by

rozstrzygnàç wszystkie wàtpliwoÊci. Nie dawa∏ bowiem ˝ad-
nej informacji o tym, co si´ dzieje w obszarach o rozmiarach

1–2 mld lat Êwietlnych. W tej skali cechy rozmieszczenia ga-
laktyk mo˝na bez trudu zinterpretowaç teoretycznie, ale zaob-
serwowaç je jest niezwykle trudno. Wzgl´dne zmiany liczby
galaktyk sà niewielkie i do badanej próbki ∏atwo wprowadziç
b∏´dy – artefakty procedury selekcji mogà przypominaç gru-
powanie si´ galaktyk.

Taka ostatnia mo˝liwoÊç stanie si´ zrozumia∏a, gdy uprzy-

tomnimy sobie, ˝e do danego katalogu przesuni´ç ku czerwie-
ni trafiajà wszystkie galaktyki o jasnoÊci wi´kszej od pewnej

38

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2004

GRAFIKA BRY

AN CHRISTIE; èRÓD¸

O J. RICHARD GOTT I

MARIO JURIå

P

rinceton University

(wycinki ko∏a

); SDSS COLL

ABORA

TION (

diagram ko∏owy

)

1200

1100

1000

900

800

700

600

500

400

300

200

100

13h

12h

11h

10h

9h

13h

14h

12h

11h

10h

9h

14h

15h

16h

MAPY KOSMOSU

NA¸O˚ONE NA SIEBIE MAPY w kszta∏cie wycinków ko∏a obrazujà rozmieszczenie galaktyk (kropki) w dwóch ró˝nych obszarach
kosmosu. W trzech wymiarach oba obszary przypominajà kszta∏tem czàstki pomaraƒczy. Dwuwymiarowa mapa powstaje przez
zrzutowanie wszystkich galaktyk znajdujàcych si´ we wn´trzu takiej czàstki na jednà z jej Êcianek. Na obu mapach widaç gigantyczne,
zbudowane z tysi´cy galaktyk „Wielkie Âciany” oraz mniej od nich okaza∏e w∏ókna porozdzielane ró˝nej wielkoÊci pustkami.

PIERWSZÑ WIELKÑ ÂCIAN¢ odkryto
podczas przeglàdu wykonanego
w po∏owie lat osiemdziesiàtych
w Harvard-Smitsonian Center
for Astrophysics (CfA). Obszar obj´ty
wówczas badaniami by∏ jednak
zbyt ma∏y, by ukazaç jà w ca∏oÊci.

REALIZOWANY OBECNIE Sloan Digital Sky Survey (SDSS) obejmie
znacznie wi´kszy obszar kosmosu ni˝ CfA. Ma∏y fragment (oko∏o 1%)
tego obszaru jest pokazany na dok∏adnej mapie umieszczonej
powy˝ej. Fragment kilkakrotnie wi´kszy mo˝na obejrzeç
na ko∏owym diagramie po prawej, na którym kontury dok∏adnej mapy
zosta∏y oznaczone grubà linià. Nasza Galaktyka znajduje si´ w Êrodku
tego diagramu; promienie bia∏ych okr´gów mierzone sà w milionach lat
Êwietlnych. SDSS zaowocowa∏ m.in. odkryciem kolejnej Wielkiej Âciany,
której d∏ugoÊç przekracza 1 mld lat Êwietlnych.

4h

8h

2h

22h

0h

20h

18h

14h

16h

10h

12h

2000

1500

1000

500

6h

DROGA MLECZNA

WIELKA ÂCIANA

w przeglàdzie CfA

WIELKA ÂCIANA

w przeglàdzie SDSS

1732 galaktyki

11 246 galaktyk

52 561 galaktyk

Po∏o˝enie na niebie

(rektascencja, godziny)

Miliony lat Êwietlnych

Miliony lat Êwietlnych

jasnoÊci granicznej. JeÊli w jakimÊ obszarze nieba jasnoÊci ga-
laktyk zostanà przypadkowo zawy˝one, to do katalogu trafi ich
zbyt wiele i odniesiemy fa∏szywe wra˝enie grupowania si´ tych
obiektów. Nie wystarczy wi´c, by katalog, który ma rozstrzy-
gnàç wàtpliwoÊci zwiàzane z zasadà kosmologicznà, objà∏ olbrzy-
mi obszar WszechÊwiata: trzeba go tak˝e bardzo dok∏adnie wy-
kalibrowaç – tak aby uzyskaç pewnoÊç, ˝e wszystkie galaktyki
sà obserwowane i opracowywane w taki sam sposób.

W pogodnà noc...

POD KONIEC LAT OSIEMDZIESIÑTYCH

James E. Gunn z Princeton

oraz Richard G. Kron i Donald G. York z University of Chica-
go zainicjowali program Sloan Digital Sky Survey (SDSS), któ-
ry mia∏ spe∏niç wszystkie te wymagania. Dziesi´ç lat póêniej,
po zainwestowaniu 80 mln dolarów i zorganizowaniu zespo∏u
liczàcego niemal 200 astronomów, rozpocz´to obserwacje. Da-
ne zbierane sà za pomocà zbudowanego specjalnie dla SDSS
teleskopu, którego zwierciad∏o g∏ówne ma Êrednic´ 2.5 m. Te-
leskop ten pracuje w dwóch modach. Gdy noc jest bezksi´˝y-
cowa i pogodna, zebrane przezeƒ Êwiat∏o zostaje skierowane
do szerokokàtnej kamery, która fotografuje pole widzenia tele-
skopu przez pi´ç ró˝nych filtrów kolorowych. Zdj´cia wyko-
nywane sà w postaci cyfrowej za pomocà matryc CCD – bar-
dzo czu∏ych urzàdzeƒ elektronicznych, które mierzà nat´˝enie
Êwiat∏a obiektów kosmicznych z dok∏adnoÊcià 1%.

Przy gorszej pogodzie oraz wtedy, gdy Êwieci ksi´˝yc, za-

miast kamery pracujà dwa spektrografy. Ka˝dy z nich jest wy-
posa˝ony w Êwiat∏owody, które mo˝na nakierowaç na wybra-
ne punkty w polu widzenia teleskopu. Dzi´ki temu podczas
jednej obserwacji mo˝na uzyskaç widma a˝ 608 ró˝nych obiek-
tów i wyznaczyç ich przesuni´cia ku czerwieni. Dbajàc o na-
le˝ytà kalibracj´ danych spektroskopowych, wraz z widmami
obiektów uzyskuje si´ widma 32 pustych obszarów nieba.
W przeciwieƒstwie do tradycyjnych teleskopów, które w cià-
gu nocy „obs∏ugujà” kilka programów naukowych, przyrzàd ten
przez pi´ç lat b´dzie pracowaç noc w noc wy∏àcznie dla SDSS.
Docelowo SDSS ma zmierzyç milion przesuni´ç ku czerwie-
ni w widmach galaktyk i kwazarów. Wykonano ju˝ prawie po-

∏ow´ tej pracy, a kierowany przeze mnie zespó∏ ukoƒczy∏ ana-
liz´ rozmieszczenia pierwszych 200 000 galaktyk.

Podobne, choç zakrojone na mniejszà skal´, badania zosta∏y

niedawno przeprowadzone przez zespó∏ astronomów austra-
lijskich i brytyjskich. Zbudowali oni spektrograf umo˝liwiajàcy
otrzymywanie 400 widm jednoczeÊnie i pod∏àczyli go do An-
glo-Australian Telescope, który ma lustro o Êrednicy 3.9 m i po-
le widzenia o boku 2º (Two Degree Field, stàd skrót 2dF). Zespó∏
2dF mia∏ nieco u∏atwionà prac´: nie fotografowa∏ nieba, lecz
korzysta∏ z katalogów galaktyk, które otrzymano po zeskano-
waniu i wykalibrowaniu fotograficznych atlasów nieba. Prze-
glàd 2dF jest ju˝ ukoƒczony. Pracujàc nad nim, w ciàgu pi´ciu
lat wyznaczono przesuni´cia ku czerwieni 221 414 galaktyk.

Oba przeglàdy dostarczajà informacji o rozmieszczeniu ga-

laktyk. Nie mówià jednak nic o ciemnej materii, która stano-
wi wi´kszoÊç masy WszechÊwiata. Badacze nie majà a priori
˝adnych powodów, by zak∏adaç, ˝e galaktyki sà rozmieszczo-
ne w taki sam sposób, jak ciemna materia. Na przyk∏ad ga-
laktyki mog∏yby mieç tendencj´ do powstawania tylko w tych
obszarach, w których g´stoÊç ciemnej materii jest znacznie
wi´ksza od g´stoÊci Êredniej. Taki scenariusz astronomowie
okreÊlajà s∏owem „obcià˝enie” (biasing).

1

Analizujàc starsze katalogi przesuni´ç ku czerwieni, wyka-

za∏em wraz ze wspó∏pracownikami, ˝e rozk∏ady galaktyk i ciem-
nej materii sà ÊciÊle ze sobà zwiàzane. Nie byliÊmy jednak w sta-
nie znaleêç ró˝nic pomi´dzy prostymi modelami „obcià˝enia”
a przypadkiem „bez obcià˝enia” (w którym g´stoÊç materii Êwie-
càcej jest zawsze takim samym u∏amkiem ca∏kowitej g´stoÊci

MARZEC 2004 ÂWIAT NAUKI

39

GRAFIKA BRY

AN CHRISTIE; èRÓD¸

O

S

L

OAN DIGIT

AL SK

Y SURVEY

MICHAEL A. STRAUSS pe∏ni funkcje zast´pcy kierownika oraz rzecz-
nika prasowego projektu SDSS, którego celem jest sporzàdzenie kom-
pletnej mapy rozmieszczenia galaktyk na jednej czwartej ca∏ego nieba.
Uzyska∏ doktorat z fizyki w University of California w Berkeley i odby∏
sta˝e podoktorskie w California Institute of Technology oraz w Insti-
tute for Advanced Study w Princeton. Obecnie jest wyk∏adowcà w Prin-
ceton University. Swym kolegom z SDSS dzi´kuje za wspania∏y zbiór
danych. We wrzeÊniu 2002 roku New Jersey Monthly wymieni∏ Straus-
sa na liÊcie osób majàcych najlepszà prac´ w stanie New Jersey.

O

AUTORZE

1.0

10

0.1

0.01

0.001

0.0001

10

100

1000

Rozmiary badanego obszaru (miliony lat Êwietlnych)

Amplituda fluktuacji g´stoÊci

w badanym obszar

ze

10 000

100 000

Rozmieszczenie gazu
mi´dzygalaktycznego

Soczewkowanie
grawitacyjne

ObfitoÊç gromad galaktyk

Promieniowanie
reliktowe

Rozmieszczenie galaktyk

WIDMO MOCY: WSZYSTKO NA JEDNYM WYKRESIE

MAPY sporzàdzone dzi´ki pomiarom przesuni´ç
ku czerwieni w widmach galaktyk mogà byç
skondensowane do postaci widma mocy,
które mówi nam, jak silne sà fluktuacje
g´stoÊci w obszarach o ró˝nych rozmiarach.
W ten sam sposób mo˝na przedstawiç
dane pochodzàce z obserwacji
promieniowania reliktowego, ob∏oków gazu
mi´dzygalaktycznego, efektu soczewkowania
grawitacyjnego oraz gromad galaktyk.
Wszystkie punkty uk∏adajà si´ wzd∏u˝ jednej,
uniwersalnej krzywej (linia ciàg∏a).

W bardzo du˝ych skalach fluktuacje malejà

do zera, dowodzàc prawdziwoÊci zasady
kosmologicznej Einsteina. Pionowe
wspó∏rz´dne punktów oznaczonych strza∏kami
sà nieznane; wiadomo tylko, ˝e ka˝dy z nich
le˝y poni˝ej poczàtku odpowiadajàcej
mu strza∏ki.

materii). Ostatnio problem ten zosta∏ rozwiàzany przez Lici´
Verde z University of Pennsylvania i jej wspó∏pracowników, któ-
rzy dokonali szczegó∏owej analizy statystycznej rozmieszcze-
nia galaktyk z przeglàdu 2dF. Okaza∏o si´, ˝e galaktyki nie sà
„obcià˝one”: pole ich g´stoÊci ma takie same cechy jak pole g´-
stoÊci ciemnej materii. Âwiecàce galaktyki odwzorowujà zatem
wiernie rozmieszczenie ciemnej materii we WszechÊwiecie.

Moc widma mocy

UPORAWSZY SI

¢ Z PROBLEMEM

obcià˝enia, kosmolodzy mogli ju˝

bez obaw zabraç si´ za analiz´ map kosmosu. Jednym z najbar-
dziej u˝ytecznych narz´dzi statystycznych, jakie wykorzystuje
si´ do opisu rozmieszczenia galaktyk, jest widmo mocy. Wy-
obraêmy sobie, ˝e po WszechÊwiecie losowo rozrzucono jedna-

kowej wielkoÊci kule (o promieniu, powiedzmy, 40 mln lat
Êwietlnych) i policzono galaktyki znajdujàce si´ w ka˝dej z nich.
JeÊli galaktyki si´ grupujà, to stwierdzimy, ˝e ich liczba fluktu-
uje (tzn. zmienia si´ z kuli na kul´). Amplituda tych fluktuacji
jest wygodnà miarà niejednorodnoÊci rozmieszczenia galak-
tyk w danej skali. Ca∏à procedur´ mo˝na wielokrotnie powtó-
rzyç, za ka˝dym razem zmieniajàc promieƒ kul i obliczajàc od-
powiadajàcà mu amplitud´. Wykres amplitudy w funkcji
promienia to w∏aÊnie widmo mocy. Otrzymane z obserwacji
widmo mocy jest bardzo wa˝nà w∏asnoÊcià naszego Wszech-
Êwiata, która musi byç dok∏adnie odtworzona przez teoretycz-
ne modele kosmologiczne.

Otrzymywanie widma mocy przypomina rozk∏adanie z∏o-

˝onych dêwi´ków na proste fale dêwi´kowe o ró˝nych d∏u-

40

ÂWIAT NAUKI MARZEC 2004

ANDREY KRA

VTSOV

University of Chicago

I

ANA

TOL

Y KL

YPIN

New Mexico State University

KONSTRUOWANIE WSZECHÂWIATA

ABY POWIÑZAå BOGATÑ STRUKTUR¢ wspó∏czesnego WszechÊwiata (uwidocznionà przez SDSS i inne tego typu programy)
z drobnymi fluktuacjami g´stoÊci we wczesnym WszechÊwiecie (obserwowanymi dziÊ w postaci fluktuacji promieniowania reliktowego),
kosmolodzy prowadzà symulacje komputerowe. Jedna z takich symulacji jest zilustrowana poni˝ej. Symulowany obszar o kszta∏cie
szeÊcianu oglàdamy w czterech momentach (120 mln, 490 mln, 1.2 mld i 13.7 mld lat po Wielkim Wybuchu). Poniewa˝ WszechÊwiat
si´ rozszerza, rzeczywiste rozmiary szeÊcianów nie sà jednakowe: bok pierwszego ma d∏ugoÊç 5 mln lat Êwietlnych; bok ostatniego
– 140 mln lat Êwietlnych. Kropki obrazujà rozmieszczenie materii. Symulacj´ wykonano w National Center for Supercomputer
Applications (jej wyniki w postaci filmu mo˝na obejrzeç na stronie internetowej cfcp.uchicago.edu/lss/filaments.html).

120 MLN LAT. Materia jest rozmieszczona prawie jednorodnie;
zag´szczenia i rozrzedzenia sà praktycznie niewidoczne.

490 MLN LAT. Materia przemieÊci∏a si´ z obszarów o mniejszej
g´stoÊci do obszarów o wi´kszej g´stoÊci. Powsta∏y pierwsze galaktyki.

13.7 MLD LAT (CHWILA OBECNA). Kosmiczne przyÊpieszenie
przeciwdzia∏a dalszemu wzrostowi wielkich struktur.

1.2 MLD LAT. Grawitacja „wyssa∏a” materi´ z pustek i „sklei∏a” jà
w olbrzymie Êciany i w∏ókna.

goÊciach. W∏aÊnie takie zadanie wykonuje graficzny kompen-
sator domowego zestawu audio, który pokazuje, jak g∏oÊne
sà dêwi´ki basowe (o du˝ej d∏ugoÊci fali), a jak sopranowe
(o ma∏ej d∏ugoÊci fali). W rozmieszczeniu galaktyk basom i so-
pranom odpowiadajà fluktuacje wielko- i drobnoskalowe.
Na koncercie osoba z odpowiednio wyszkolonym s∏uchem
bez trudu odró˝ni pikolo od fagotu i powie, który z tych instru-
mentów gra g∏oÊniej. Kosmos wprawdzie milczy, ale widmo
mocy zdradzi kosmologom, czy dominujà w nim struktury
o wielkich czy te˝ o ma∏ych rozmiarach.

Widma mocy otrzymane przez zespo∏y 2dF i SDSS zgadza-

jà si´ ze sobà bardzo dobrze. Oglàdajàc je, dostrzegamy przede
wszystkim, ˝e w coraz wi´kszych skalach fluktuacje stajà si´
coraz s∏absze [ilustracja na stronie 39]. Rozk∏ad galaktyk jest
wi´c praktycznie jednorodny – tak jak wymaga tego zasada
kosmologiczna Einsteina.

Dostrzegamy te˝, ˝e widmo mocy narysowane w skali loga-

rytmicznej odchyla si´ od linii prostej. Odchylenie to Êwiadczy
o zmianach, jakie z up∏ywem czasu zachodzi∏y w dynamice
WszechÊwiata. Z innych obserwacji wiadomo, ˝e najwi´kszy
wk∏ad do g´stoÊci energii we WszechÊwiecie pochodzi obec-
nie od materii i niedawno odkrytego, tajemniczego czynnika,
który nazwano ciemnà energià. G´stoÊç energii fotonów, któ-
ra zosta∏a silnie zmniejszona przez kosmicznà ekspansj´, jest
dziÊ w porównaniu z nimi zaniedbywalna. Cofajàc si´ w cza-
sie, osiàgamy jednak w koƒcu epok´, w której dominujàcà for-
mà energii by∏y w∏aÊnie fotony (WszechÊwiat mia∏ wtedy mniej
ni˝ 75 tys. lat). W owej epoce fluktuacje ewoluowa∏y pod wp∏y-
wem grawitacji w inny sposób ni˝ obecnie. Znajduje to odbicie
w nachyleniu widma mocy, które w du˝ych skalach jest wy-
raênie wi´ksze ni˝ w ma∏ych.

Wiedzàc, w jakiej skali nachylenie widma zmienia si´ najszyb-

ciej, mo˝na obliczyç ca∏kowità g´stoÊç materii we WszechÊwiecie.
Obserwowanej skali oko∏o 1.2 mld lat Êwietlnych odpowiada g´-
stoÊç 2.5

×

10

–17

kg/m

–3

, która zgadza si´ z wynikami innych po-

miarów. Wa˝ne jest te˝ to, ˝e widmo mocy ma najwi´kszà wartoÊç
w ma∏ych skalach. Fakt ten silnie sugeruje, ˝e ciemna materia jest
zimna (jak ju˝ wiemy, goràca ciemna materia „wyg∏adzi∏aby”
fluktuacje drobnoskalowe, co doprowadzi∏oby do pojawienia si´
maksimum widma mocy w zakresie skal Êrednich).

Przysz∏oÊç badaƒ struktury wielkoskalowej

W TEORII NIESTABILNO

ÂCI GRAWITACYJNEJ

wielkoskalowe fluktu-

acje w rozmieszczeniu galaktyk sà po prostu „wzmocnionà”
wersjà fluktuacji g´stoÊci materii i energii wczesnego Wszech-
Êwiata. Te ostatnie obserwujemy jako fluktuacje nat´˝enia pro-
mieniowania reliktowego, których widmo mocy jest dobrze
znane. A zatem porównujàc to widmo z widmem uzyskanym
z obserwacji galaktyk, zyskujemy mo˝liwoÊç zweryfikowania
teorii. Okazuje si´, ˝e w skali oko∏o 1 mld lat Êwietlnych g´stoÊç
galaktyk fluktuuje o jednà dziesiàtà, podczas gdy nat´˝enie pro-
mieniowania reliktowego o jednà stutysi´cznà. Obserwowane
wzmocnienie dobrze zgadza si´ ze wzmocnieniem przewidzia-
nym przez teori´. Daje nam to pewnoÊç, ˝e nasze wyobra˝e-
nia o WszechÊwiecie (Wielki Wybuch, grawitacyjna niestabil-
noÊç i ca∏a reszta kosmologii) sà rzeczywiÊcie poprawne.

G∏ównym zadaniem SDSS jest badanie struktury kosmosu

w skalach od 100 mln do ponad 1 mld lat Êwietlnych. W ra-
mach SDSS jest te˝ obserwowana pewna liczba ekstremal-
nie jasnych galaktyk, za pomocà których mo˝emy si´gnàç w

g∏àb WszechÊwiata na ponad 5 mld lat Êwietlnych. èród∏em
informacji o rozmieszczeniu materii w skalach mniejszych
od 100 mln lat Êwietlnych sà linie absorpcyjne wytwarzane
w widmach kwazarów przez ob∏oki mi´dzygalaktyczne.

Korzystajàc ze wszystkich tych danych, kosmolodzy starajà

si´ zbadaç zwiàzek mi´dzy widmem mocy uzyskanym z obser-
wacji galaktyk (które próbkuje kosmiczne struktury w chwili
obecnej i w niezbyt odleg∏ej przesz∏oÊci) i widmem uzyskanym
z obserwacji promieniowania reliktowego (które próbkuje struk-
tur´ wczesnego WszechÊwiata). Widmo mocy promieniowa-
nia reliktowego ma szereg wyraênych maksimów, których po-
∏o˝enie i amplituda zale˝à od globalnych parametrów
WszechÊwiata. Astronomowie majà nadziej´ znaleêç odpowia-
dajàce im maksima w widmie mocy rozmieszczenia galaktyk.
JeÊli im si´ uda, zdob´dà kolejny, bardzo mocny dowód na to,
˝e teoria niestabilnoÊci grawitacyjnej jest poprawna.

Badajàc coraz dalsze obiekty, podró˝ujemy coraz dalej

wstecz w czasie.

2

Przy jednej z takich podró˝y pojawi∏ si´ ko-

lejny problem. Oczekiwano, ˝e gdy we WszechÊwiecie powsta-
wa∏y pierwsze galaktyki, fluktuacje g´stoÊci ciemnej materii
nie by∏y zbyt silne, poniewa˝ grawitacja nie mia∏a jeszcze do-
statecznie du˝o czasu na to, by je wzmocniç. Jednak˝e dane
uzyskane ostatnio przez najwi´ksze teleskopy naziemne (Very
Large Telescope, który nale˝y do European Southern Obser-
vatory i znajduje si´ w Chile oraz Teleskop Kecka, który na-
le˝y do konsorcjum uniwersytetów amerykaƒskich i znajduje
si´ na Hawajach) zdajà si´ przeczyç tym oczekiwaniom. Nie-
zwykle odleg∏e galaktyki pogrupowane sà w takie same w∏ók-
niste i bàblowate struktury jak w dzisiejszym WszechÊwiecie.
To dziwne. Oznacza∏oby to bowiem, ˝e – w przeciwieƒstwie
do galaktyk powsta∏ych póêniej – pierwsze galaktyki by∏y sil-
nie „obcià˝one” (tzn. formowa∏y si´ tylko tam, gdzie g´stoÊç
ciemnej materii by∏a wystarczajàco wysoka). Fakt ten mo˝e
byç kluczem do zrozumienia procesów, które doprowadzi∏y
do pojawienia si´ galaktyk we WszechÊwiecie.

Kosmolodzy sà bliscy kompletnego odtworzenia ewolucji

struktury kosmosu, od drobnych pofalowaƒ „pierwotnej zu-
py” wczesnego WszechÊwiata do jasnych gromad galaktyk
istniejàcych obecnie. Mimo to w nadchodzàcych latach pra-
cy im nie zabraknie. Jaki mechanizm wytworzy∏ pierwotne
fluktuacje, widoczne w mikrofalowym promieniowaniu t∏a?
W jaki dok∏adnie sposób powsta∏y galaktyki? Dlaczego galak-
tyki majà takie, a nie inne w∏asnoÊci? I czy wszystko mog∏o si´
potoczyç inaczej – czy mo˝na sobie wyobraziç WszechÊwiat
z pierwotnymi fluktuacjami o znacznie wi´kszych lub znacz-
nie mniejszych amplitudach? To tylko kilka wa˝kich pytaƒ,
które byç mo˝e znów zainspirujà jakiegoÊ licealist´ lub studen-
ta college’u i wytyczà Êcie˝k´ jego kariery naukowej...

n

1

Statystyk powiedzia∏by, ˝e rozk∏ad galaktyk jest obcià˝onym (biased) estyma-

torem rozk∏adu ciemnej materii.

2

Odbierajàc Êwiat∏o galaktyki odleg∏ej od nas o N miliardów lat Êwietlnych, wi-

dzimy jà takà, jakà by∏a N miliardów lat temu.

MARZEC 2004 ÂWIAT NAUKI

41

Cosmological Physics. John A. Peacock; Cambridge University Press, 1998.
Cosmology: The Science of the Universe. Wyd. II. Edward Harrison;

Cambridge University Press, 2000.

From Here to Eternity. Valerie Jamieson; New Scientist, tom 180, nr 2422,

s. 36-39, 22 XI 2003. Zamieszczona w tym artykule mapka jest dost´p-
na w Internecie pod adresem: www.astro.princeton.edu/~mjuric/universe/

Internetowy adres oficjalnej strony Sloan Digital Sky Survey: www.sdss.org.
Internetowy adres oficjalnej strony przeglàdu 2dF:

msowww. anu. edu. au/2dFGRS.

JEÂLI CHCESZ WIEDZIEå WI¢CEJ