34 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1997

Z

teorii Wielkiego Wybuchu wyni-
ka nadzwyczaj prosty model
wczesnego WszechÊwiata: nie ma

w nim ˝adnych struktur wi´kszych ni˝
pojedyncze czàstki elementarne. Choç
przewidywania tego modelu sà jedynie
konsekwencjà ogólnej teorii wzgl´d-
noÊci, standardowego modelu czàstek
elementarnych i praw rozk∏adu energii
wynikajàcych z podstawowych zasad
termodynamiki, opisuje on pierwotny
stan WszechÊwiata niemal idealnie.

Jàdra atomowe, które powsta∏y

w pierwszych sekundach i minutach ist-
nienia WszechÊwiata, dostarczajà do-
datkowych informacji o wydarzeniach,
zachodzàcych we wczesnym Wszech-
Êwiecie oraz o sk∏adzie chemicznym
i strukturze dzisiejszego kosmosu. Wiel-
ki Wybuch stworzy∏ WszechÊwiat z∏o˝o-
ny niemal ca∏kowicie z wodoru i helu.
Deuter, ci´˝ki izotop wodoru, powsta-
wa∏ jedynie na samym poczàtku istnie-
nia WszechÊwiata. Jest wi´c szczegól-
nie wa˝nym wskaênikiem. Stosunek
obfitoÊci deuteru do obfitoÊci atomów
zwyk∏ego wodoru zale˝y zarówno od
jednorodnoÊci materii, jak i od ca∏kowi-
tej iloÊci materii, która pojawi∏a si´
w Wielkim Wybuchu. W ciàgu ostat-
nich kilku lat astronomowie po raz
pierwszy zacz´li dokonywaç wiarygod-
nych, bezpoÊrednich pomiarów obfito-
Êci deuteru w pierwotnych ob∏okach ga-
zu. Wyniki tych pomiarów pomogà
sprawdziç w bardzo precyzyjny sposób
kosmogoni´ Wielkiego Wybuchu.

Wyglàda na to, ˝e rozszerzanie si´

WszechÊwiata rozpocz´∏o si´ 10–20 mld
lat temu. Wszystko by∏o znacznie bli˝ej
siebie, mia∏o o wiele wy˝szà tempe-
ratur´ i g´stoÊç ni˝ dziÊ. Kiedy wiek
WszechÊwiata wynosi∏ zaledwie jednà
sekund´, jego temperatura przekracza-
∏a 10 mld stopni, czyli 1000-krotnie
przewy˝sza∏a temperatur´ w Êrodku
S∏oƒca. W tak wysokiej temperaturze
rozró˝nienie pomi´dzy rozmaitymi ro-

dzajami materii i energii nie by∏o równie
oczywiste jak w warunkach panujàcych
dziÊ. Czàstki subatomowe, takie jak neu-
trony i protony, nieustannie przemie-
nia∏y si´ jedne w drugie, oddzia∏ujàc
z wyst´pujàcymi w wielkiej obfitoÊci
energetycznymi elektronami, pozyto-
nami i neutrinami. Neutrony sà jednak
nieco masywniejsze od protonów. Kie-
dy oÊrodek ostyg∏, wi´ksza cz´Êç mate-
rii przybra∏a form´ bardziej stabilnych
protonów. W rezultacie kiedy tempera-
tura spad∏a poni˝ej 10 mld stopni, a
przemiany protonów w neutrony i od-
wrotnie usta∏y, na ka˝dy neutron przy-
pada∏o mniej wi´cej 7 protonów.

Po wyj´ciu z pierwotnego piekarnika

Kiedy wiek WszechÊwiata wynosi∏ kil-

ka minut (w temperaturze oko∏o jednego
miliarda stopni), protony i neutrony wy-
styg∏y na tyle, ˝e mog∏y si´ ∏àczyç i two-
rzyç jàdra atomowe. Ka˝dy neutron od-
nalaz∏ towarzysza w postaci protonu,
tworzàc par´ zwanà deuteronem. Z ko-
lei ka˝dy deuteron po∏àczy∏ si´ z drugim
deuteronem, tworzàc jàdro helu, które
zawiera dwa protony i dwa neutrony.
Gdy powsta∏ deuter, g´stoÊç materii we
WszechÊwiecie by∏a ju˝ tak ma∏a, ˝e nie
mog∏y zachodziç w niej reakcje syntezy
ci´˝szych pierwiastków. Dlatego niemal
wszystkie neutrony zosta∏y w∏àczone do
jàder helu.

Z powodu odpychania elektryczne-

go protony nie mogà wiàzaç si´ ze sobà
(i tworzyç jàder atomowych) bez utrzy-
mujàcych je razem neutronów. Z powo-
du ograniczonej iloÊci neutronów w
pierwotnej goràcej plazmie szeÊç na sie-
dem protonów musi pozostaç w postaci
wolnych jàder wodoru. Model Wielkie-
go Wybuchu przewiduje, ˝e oko∏o jed-
nej czwartej masy normalnej materii we
WszechÊwiecie to hel, a pozosta∏e trzy
czwarte – wodór. Ta prosta hipoteza
zdumiewajàco dobrze zgadza si´ z ob-

serwacjami. Poniewa˝ wodór jest pod-
stawowym paliwem w gwiazdach, dzi´-
ki jego wszechobecnoÊci obserwujemy
Êwiecàce S∏oƒce i gwiazdy.

Przypuszcza si´, ˝e w trakcie powsta-

wania jàder helu tylko jedno jàdro deu-
teru na 10 tys. nie znalaz∏o dla siebie
pary. Jeszcze mniejsza cz´Êç zosta∏a
zsyntetyzowana do jàder ci´˝szych ni˝
hel, na przyk∏ad litu. (Wszystkie pozo-
sta∏e znane pierwiastki, takie jak w´giel

Pierwotny deuter

a Wielki Wybuch

Jàdra deuteru powsta∏y tu˝ po Wielkim Wybuchu. Ich iloÊç jest kluczem

do zrozumienia ewolucji m∏odego WszechÊwiata i natury ciemnej materii

Craig J. Hogan

TELESKOP KECKA (z prawej) na Mauna
Kea na Hawajach zebra∏ Êwiat∏o od odleg∏e-
go kwazara i skupi∏ je na fotodetektorze
spektroskopu o du˝ej zdolnoÊci rozdzielczej.
Na powsta∏ych kolorowych pasmach (powy-
˝ej) widaç ciemne prà˝ki w miejscach, w
których le˝àcy po drodze gaz zaabsorbowa∏
Êwiat∏o o odpowiedniej d∏ugoÊci fali. Anali-
za charakterystycznego dla gazu wodorowe-
go uk∏adu linii mo˝e ujawniç obecnoÊç ci´˝-
kiego izotopu tego pierwiastka – deuteru.

Za zgodà CRAIGA J. HOGANA; LAURIE GRACE

(wzmocnienie barw)

ROGER RESSMEYER

Corbis

wÊród gwiazd

w naszej Galaktyce,

ale podatnoÊç izotopu na

przemiany jàdrowe ka˝e po-

dejrzliwie odnosiç si´ do tych wy-

ników. Mieszkamy w zanieczyszczo-

nej galaktyce w Êrednim wieku, w której
materia ciàgle si´ miesza. W ciàgu 10 mld
lat jej historii znaczna cz´Êç masy zawar-
tych w niej gazów przesz∏a chemiczne

i tlen, powsta∏y o wiele póêniej we wn´-
trzach gwiazd.) Dok∏adna procentowa
zawartoÊç helu, deuteru i litu zale˝y tyl-
ko od stosunku liczby protonów i neu-
tronów – czàstek nazywanych bariona-
mi – do liczby fotonów. WartoÊç tego
stosunku, oznaczanego greckà literà h,
nie powinna zasadniczo si´ zmieniaç
podczas ekspansji WszechÊwiata. Po-
niewa˝ potrafimy zmierzyç liczb´ foto-
nów, wielkoÊç h mówi nam, ile jest ma-
terii we WszechÊwiecie. Ta ostatnia
wartoÊç ma bardzo du˝e znaczenie
w zrozumieniu póêniejszej ewolucji
WszechÊwiata. Mo˝emy jà bowiem po-
równaç z iloÊcià materii, jakà rzeczywi-
Êcie widzimy w postaci gwiazd i gazu
w galaktykach, jak równie˝ z wyst´pu-
jàcà w wi´kszej iloÊci niewidocznà ciem-
nà materià.

Po to, by w wyniku Wielkiego Wy-

buchu mog∏a powstaç mieszanina lek-
kich pierwiastków o obserwowanym
sk∏adzie chemicznym, wartoÊç h musi
byç bardzo ma∏a. WszechÊwiat zawiera
mniej ni˝ jeden barion na ka˝dy miliard
fotonów. Temperatura kosmicznego
promieniowania t∏a mówi nam bezpo-
Êrednio, jaka jest liczba fotonów pozo-
sta∏ych po Wielkim Wybuchu. DziÊ ka˝-
dy centymetr szeÊcienny zawiera oko∏o
411 fotonów. G´stoÊç barionów powin-
na zatem wynosiç nieco mniej ni˝ 0.4
bariona na metr szeÊcienny. Choç ko-
smolodzy wiedzà, ˝e h jest bardzo ma-
∏a, oszacowania jej wartoÊci ró˝nià si´
niemal dziesi´ciokrotnie. Najdok∏adniej-
szym i najbardziej wiarygodnym wy-
znacznikiem wielkoÊci h jest obfitoÊç
lekkich pierwiastków pierwotnego po-
chodzenia, szczególnie cennym nato-
miast – obfitoÊç deuteru. Na przyk∏ad
pi´ciokrotne zwi´kszenie wartoÊci h do-
prowadzi∏oby nieuchronnie do trzyna-
stokrotnego zmniejszenia iloÊci wypro-
dukowanego deuteru.

Poniewa˝ procesy jàdrowe zachodzà-

ce w gwiazdach niszczà deuter i Wiel-
ki Wybuch by∏ prawdopodobnie
g∏ównym jego êród∏em we
WszechÊwiecie, to ju˝ sa-
ma obecnoÊç tego izo-
topu ogranicza naj-

wi´kszà wartoÊç h. Mo˝na sobie wy-
obra˝aç deuter jako swego rodzaju nie
zu˝yte do koƒca paliwo, takie jak na
przyk∏ad w´giel drzewny nie spalony
na popió∏, poniewa˝ ogieƒ zgas∏ zbyt
wczeÊnie. W czasie Wielkiego Wybuchu
nukleosynteza trwa∏a zaledwie kilka mi-
nut, ale synteza jàdrowa w gwiazdach
jest podtrzymywana przez miliony czy
miliardy lat. Dzi´ki temu deuter w
gwiazdach przemienia si´ w hel i ci´˝-
sze pierwiastki. A zatem wszelki deu-
ter musi byç pozosta∏oÊcià po Wielkim
Wybuchu, nawet ten, który znajdziemy

w jednej – na 10 tys. – czàsteczce s∏odkiej
wody, zawierajàcej atom deuteru za-
miast atomu wodoru.

Kwazary i ob∏oki gazu

Wyznaczenie stosunku pierwotnej

obfitoÊci deuteru do obfitoÊci zwyk∏e-
go wodoru wiele by wyjaÊni∏o. Nie jest
to jednak ∏atwe, gdy˝ obecnie Wszech-
Êwiat sta∏ si´ znacznie bardziej z∏o˝ony
ni˝ w przesz∏oÊci. Astronomowie mo-
gà wyznaczaç obfitoÊç deuteru w ob∏o-
kach atomowego wodoru po∏o˝onych

Za zgodà CRAIGA J. HOGANA

(model)

; rysunek: ALFRED T. KAMAJIAN

9.5 MLD LAT TEMU
(W PRZYBLI˚ENIU)

9 MLD LAT TEMU
(W PRZYBLI˚ENIU)

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1997 37

WYZNACZENIE PIERWOTNEGO SK¸ADU chemicznego WszechÊwiata jest
skomplikowane, poniewa˝ du˝a cz´Êç materii przeobrazi∏a si´ w gwiazdach.
Mimo to Êwiat∏o kwazarów, po∏o˝onych na kraƒcu obserwowanego
WszechÊwiata w odleg∏oÊci kilku miliardów lat Êwietlnych, stwarza
takà mo˝liwoÊç. Dawno temu Êwiat∏o to przesz∏o przez ob∏oki
pierwotnego gazu, stanowiàce byç mo˝e peryferia tworzàcych
si´ galaktyk (z lewej na powi´kszeniu) komputerowy
model ob∏oku gazu pierwotnego). Wodór i deuter,
obecne w takich ob∏okach, usuwajà z wiàzki
Êwiat∏o o charakterystycznej d∏ugoÊci fali. Te
zmiany mogà byç wykryte i zmierzone
za pomocà teleskopów na Ziemi.

przemiany. Deuter

∏atwo ulega zniszcze-

niu w gwiazdach, nawet

w ich zewn´trznych war-

stwach i podczas wczesnych pro-

togwiazdowych etapów ewolucji.

Umierajàc gwiazdy odrzucajà swoje
zewn´trzne warstwy. Gaz w naszej Ga-
laktyce wielokrotnie by∏ we wn´trzach
gwiazd i poza nimi. Dlatego te˝ wyniki
obserwacji pobliskich ob∏oków mogà su-
gerowaç jedynie najmniejszà wartoÊç
pierwotnej obfitoÊci deuteru.

Gdyby˝ mo˝na by∏o dotrzeç do praw-

dziwie czystej, pierwotnej materii, która
nigdy nie przesz∏a chemicznej ewolucji!
Chocia˝ nie mo˝emy przynieÊç takiej
materii do laboratorium, potrafimy
sprawdziç jej sk∏ad chemiczny, badajàc
wp∏yw, jaki wywiera na widmo odle-
g∏ych êróde∏ Êwiat∏a. Jasne kwazary –
najjaÊniejsze obiekty we WszechÊwiecie
– znajdujà si´ tak daleko, ˝e Êwiat∏o, któ-
re dziÊ widzimy, zosta∏o przez nie wy-
emitowane wtedy, kiedy rozmiary

WszechÊwiata

by∏y jakieÊ 4–6 ra-

zy mniejsze ni˝ dziÊ,

a jego wiek wynosi∏ przy-

puszczalnie zaledwie jednà

dziesiàtà obecnego. Po drodze do

nas Êwiat∏o kwazarów przechodzi

przez ob∏oki gazu, które nie zag´Êci∏y
si´ jeszcze w takim stopniu, by utwo-
rzyç dojrza∏e galaktyki. Âwiat∏o poch∏a-
niane przez te ob∏oki stanowi klucz do
odpowiedzi na pytanie o ich sk∏ad che-
miczny. Niektóre z badanych ob∏oków
zawierajà w´giel i krzem (produkty syn-
tezy jàdrowej w gwiazdach) w obfitoÊci
mniejszej ni˝ jedna tysi´czna obfitoÊci
tych pierwiastków w pobliskim kosmo-
sie. Jest to znak, ˝e zachowa∏y one nie-
mal ten sam sk∏ad chemiczny, jaki mia-
∏y bezpoÊrednio po Wielkim Wybuchu.

Obserwowanie obiektów tak odle-

g∏ych ma jeszcze jednà zalet´. G∏ówny
sk∏adnik tych ob∏oków – wodór atomo-
wy – poch∏ania Êwiat∏o o ÊciÊle okreÊlo-
nych d∏ugoÊciach fal w zakresie ultra-
fioletowym. Ów zbiór d∏ugoÊci fal
zwany jest serià Lymana. Ka˝da z tych li-
nii absorpcyjnych (nazywana tak, gdy˝
wyst´puje jako ciemny prà˝ek w wid-
mie) odpowiada d∏ugoÊci fali, przy któ-
rej energia fotonu jest dok∏adnie równa
energii potrzebnej do przeniesienia elek-
tronu w atomie wodoru ze stanu pod-
stawowego na kolejne, wy˝sze poziomy
energetyczne. Barwy tych linii nale˝à do
dalekiego ultrafioletu i z powodu ab-
sorpcji atmosferycznej zwykle nie mo-

gà byç obser-

wowane z Ziemi.

Nawet linia le˝àca

najbli˝ej czerwonej cz´Êci

widma (i jednoczeÊnie najsil-

niejsza) – Lyman-a (La) – ma d∏u-

goÊç fali 1215 angstremów. Szcz´Êli-

wie ekspansja WszechÊwiata powoduje
kosmologiczne przesuni´cie ku czerwie-
ni, zwi´kszajàce d∏ugoÊci fal fotonów
docierajàcych na Ziemi´ o taki czynnik,
˝e linie absorpcyjne odpowiednio odle-
g∏ych ob∏oków gazu zostajà przesuni´te
do widzialnej cz´Êci widma.

W Êwietle wys∏anym przez typowy

kwazar linie La pojawiajà si´ setki razy.
Ka˝da z nich jest rezultatem przejÊcia
wiàzki przez inny ob∏ok le˝àcy po dro-
dze i odpowiadajàcy innemu przesuni´-
ciu ku czerwieni, a zatem poch∏aniajàcy
Êwiat∏o o innej d∏ugoÊci. Powstajàce
w rezultacie widmo jest przekrojem ko-
smicznej historii. Tak jak s∏oje drzewa
albo odwierty w skorupie lodu na Gren-
landii linie absorpcyjne w widmach kwa-
zarów przynoszà informacje o procesie
przemiany tu˝ po Wielkim Wybuchu
roz∏o˝onego jednorodnie gazu w galak-
tyki, które obserwujemy dziÊ w ogrom-
nych obszarach WszechÊwiata. Ta wiel-
ka liczba linii widmowych pozwala
jeszcze inaczej przekonaç si´ o pierwot-
nym charakterze materii, która spo-
wodowa∏a absorpcj´. Model Wielkiego
Wybuchu przewiduje, ˝e wszystkie ob-
∏oki powstajàce we wczesnych etapach
kosmicznej historii powinny mieç mniej
wi´cej ten sam sk∏ad chemiczny. Wy-
znaczajàc obfitoÊci pierwiastków w
ob∏okach, po∏o˝onych w ogromnych
odleg∏oÊciach od nas i od siebie na-
wzajem i b´dàcych w ró˝nym wieku,
sprawdzamy bezpoÊrednio kosmicznà
jednorodnoÊç.

Analiza linii absorpcyjnych niektó-

rych ob∏oków w widmach kwazarów
pozwala okreÊliç zarówno iloÊç normal-
nego wodoru w ob∏okach, jak i zawar-

OBECNIE

toÊç deuteru. Poniewa˝ dodatkowa ma-
sa w jàdrze deuteru zwi´ksza energi´
przejÊç atomowych o mniej wi´cej

1

/

4000

(dwukrotnà wartoÊç stosunku masy
protonu do masy elektronu), to mo˝e-
my wyodr´bniç sygna∏ pochodzàcy od
deuteru. W rezultacie widmo absorp-
cyjne deuteru przypomina widmo jed-
nonukleonowego wodoru, ale wszyst-
kie linie sà przesuni´te w stron´
niebieskiej cz´Êci widma o czynnik rów-
nowa˝ny ruchowi w kierunku obser-
watora z pr´dkoÊcià 82 km/s. W spek-
troskopowych obserwacjach ob∏oków
deuter pojawia si´ jako s∏abe, przesu-
ni´te w stron´ niebieskiej cz´Êci widma
„echo” materii wodorowej.

Widma ujawniajà te˝ rozk∏ad pr´d-

koÊci i temperatury atomów. Atomy po-
ruszajàce si´ z ró˝nà pr´dkoÊcià
poch∏aniajà Êwiat∏o o nieco ró˝-
nej d∏ugoÊci fali. Jest to spowo-
dowane efektem Dopplera,
zmieniajàcym pozornà d∏ugoÊç
fali Êwietlnej zale˝nie od wzgl´dnej
pr´dkoÊci êród∏a i obserwatora. Wyko-
nujàc chaotyczne ruchy termiczne, ato-
my poruszajà si´ z pr´dkoÊciami oko∏o
10 km/s, co powoduje zmiany d∏ugo-
Êci fali o

1

/

30 000

. Poniewa˝ atomy deu-

teru majà dwukrotnie wi´kszà mas´,
przy tej samej temperaturze poruszajà
si´ z pr´dkoÊciami oko∏o 7 km/s i majà
nieco inny ich rozk∏ad. Wspó∏czesne
spektrografy mogà wykryç te ró˝nice
pr´dkoÊci termicznych, podobnie jak
koherentne ruchy materii zachodzàce
w wi´kszej skali.

Czekajàc na Êwiat∏o

Choç spektrografy mogà ∏atwo roz-

dzieliç Êwiat∏o o d∏ugoÊciach fal odpo-
wiadajàcych zwyk∏emu wodorowi i deu-
terowi, to rozszczepienie wiàzki Êwiat∏a
odleg∏ego kwazara na 30 tys. ró˝nych ko-
lorów pozostawia bardzo niewiele Êwia-
t∏a przypadajàcego na ka˝dy kolor. Od

przesz∏o 20 lat prowadzi si´ takie obser-
wacje, ale okazywa∏y si´ one zbyt trud-
ne. Wielu z nas sp´dzi∏o d∏ugie noce, re-
jestrujàc fotony kapiàce jeden po drugim
na detektory najwi´kszych na Êwiecie te-
leskopów tylko po to, by w koƒcu si´
przekonaç, ˝e pogoda, problemy z przy-
rzàdami, wreszcie brak czasu uniemo˝li-
wia zebranie iloÊci Êwiat∏a potrzebnej do
uzyskania przekonujàcego wyniku. Ob-
serwacje te sà dziÊ mo˝liwe jedynie dzi´-
ki udoskonalonym, bardziej wydajnym
detektorom: teleskopowi Kecka na Hawa-
jach, majàcemu zwierciad∏o 10-metrowe,
i nowoczesnemu spektrografowi o wy-
sokiej zdolnoÊci rozdzielczej i du˝ej wy-
dajnoÊci jak HIRES, który jest zainstalo-
wany na teleskopie Kecka.

Po wielu nieudanych próbach na

mniejszych teleskopach w listopadzie
1993 roku moi wspó∏pracownicy: An-
toinette Songaila i Lennox L. Cowie
z University of Hawaii, poÊwi´cili czas
wyznaczony ich uniwersytetowi na ko-
rzystanie z teleskopu Kecka na tego
rodzaju obserwacje. Skierowali tele-
skop na kwazar oznaczony numerem
0014+813, dobrze znany astronomom,
gdy˝ przez wiele lat by∏ to najjaÊniejszy
pojedynczy obiekt obserwowany we
WszechÊwiecie. Z wczeÊniejszych ob-
serwacji, dokonanych przez Raya J.
Weymanna z Observatories of the Car-
negie Institution w Waszyngtonie i Fre-
derica Chaffeego, Craiga B. Foltza, Jill
Bechtold oraz ich wspó∏pracowników

38 Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1997

NUKLEOSYNTEZA, czyli powstawanie jàder atomowych, zacz´∏a si´ w chwil´ po Wielkim Wybuchu, kiedy wskutek stygni´cia Wszech-
Êwiata podstawowe czàstki zwane kwarkami (a) utworzy∏y protony i neutrony (b). Protony (czerwony) i neutrony (niebieski) po∏àczy∏y
si´ w pary, tworzàc jàdra deuteru, ale poniewa˝ tych pierwszych by∏o wi´cej ni˝ tych drugich, to wi´kszoÊç protonów pozosta∏a samot-
na i przekszta∏ci∏a si´ w jàdra wodoru (c). Niemal wszystkie jàdra deuteru po∏àczy∏y si´ i utworzy∏y jàdra helu (d), pozostawiajàc ma-
leƒkà iloÊç deuteru, którà staramy si´ dziÊ wykryç.

PADAJÑCE ÂWIAT¸O

PIERWOTNY
ELEMENT
DYFRAKCYJNY

ZWIERCIAD¸O
OGNISKUJÑCE

ÂWIAT¸OCZU¸Y
ELEMENT
PÓ¸PRZEWODNIKOWY

SOCZEWKI KOREKCYJNE

KOLIMATOR

WTÓRNY
ELEMENT
DYFRAKCYJNY

SPEKTROGRAF wspó∏pracujàcy
z teleskopem Kecka mo˝e rozró˝niç
30 tys. kolorów. Dwa elementy dyfrakcyjne,
dzia∏ajàce jak pryzmat, rozszczepiajà Êwiat∏o.
Dodatkowe elementy skupiajà wiàzk´ na waflu
krzemowym – o powierzchni kilku centymetrów

kwadratowych – tworzàc takie obrazy jak przedstawione
na stronie 34. Wafel zawiera a˝ 4 mln mikroskopijnych
fotodetektorów, z których ka˝dy ma rozmiary zaledwie 20

mm.

IAN WORPOLE

a

b

c

d

IAN WORPOLE

IAN WORPOLE

z University of Arizona, wynika, ˝e ca∏-
kiem dziewiczy ob∏ok gazu znajduje si´
przed tym kwazarem.

Ju˝ pierwsze widmo uzyskane w cià-

gu kilku godzin za pomocà teleskopu
Kecka by∏o dostatecznie wysokiej jako-
Êci, by udalo si´ odkryç Êlady praw-
dopodobnej obecnoÊci kosmicznego
deuteru. Widaç w nim by∏o uk∏ady li-
nii absorpcyjnych wodoru poruszajàce-
go si´ z ró˝nymi pr´dkoÊciami, jak te˝
niemal idealne echo linii La, w charak-
terystyczny dla deuteru sposób przesu-
ni´te w stron´ fal krótkich. Nat´˝enie
linii absorpcyjnych w tym echu odpo-
wiada∏o mniej wi´cej dwom atomom
deuteru na ka˝de 10 tys. atomów wo-
doru. Od tego czasu wynik zosta∏ po-
twierdzony niezale˝nie przez Roberta
F. Carswella z University of Cambrid-
ge i jego kolegów, którzy u˝ywali czte-
rometrowego teleskopu Mayall nale˝à-
cego do Kitt Peak National Observatory
w Arizonie. Dokonana póêniej analiza
wykaza∏a, ˝e termiczne poszerzenie li-
nii absorpcyjnych deuteru by∏o niedu˝e,
tak jak tego oczekiwano.

Jest mo˝liwe, ˝e cz´Êç obserwowanej

przez nas absorpcji by∏a wynikiem przy-
padkowej obecnoÊci niewielkiego ob∏o-
ku wodoru, który oddala si´ od nas aku-
rat o 82 km/s wolniej ni˝ g∏ówny ob∏ok
przez nas Êledzony. W takim przy-
padku obfitoÊç deuteru by∏aby mniej-
sza, ni˝ myÊlimy. Choç a priori taka ko-
incydencja jest ma∏o prawdopodobna,
powinniÊmy uznaç nasze oceny za wy-
nik przybli˝ony. Niemniej skutecznoÊç
u˝ywanej przez nas techniki jest oczywi-
sta. Korzystajàc z instrumentów nowej
generacji, mo˝na obserwowaç ob∏oki
absorpcyjne po∏o˝one na drodze do in-
nych kwazarów. Wkrótce b´dziemy
dysponowaç statystycznà próbkà obfi-
toÊci deuteru w ob∏okach pierwotnego
gazu. Zarówno nasza grupa, jak i inne
zespo∏y opublikowa∏y dotychczas wyni-
ki pomiarów obfitoÊci deuteru w oÊmiu
ró˝nych ob∏okach.

Jeden z najbardziej intrygujàcych wy-

ników otrzymali David Tytler i Scott
Burles z University of California w San
Diego i Xiao-Ming Fan z Columbia Uni-
versity. Wyznaczona przez nich obfi-

toÊç deuteru jest niemal dziesi´ciokrot-
nie ni˝sza ni˝ nasze oszacowanie. Trze-
ba czasu, by sprawdziç, czy ich wynik
odpowiada prawdziwej pierwotnej war-
toÊci. Ni˝sza obfitoÊç deuteru mo˝e byç
rezultatem spalania w reakcjach jà-
drowych zachodzàcych w pierwszych
gwiazdach. Mo˝e te˝ oznaczaç, ˝e deu-
ter nie powstawa∏ tak jednorodnie, jak to
przewiduje model Wielkiego Wybuchu.

Klucz do zagadki ciemnej materii

JeÊli wyznaczona przez nas wysoka

obfitoÊç pierwotnego deuteru jest pra-
wid∏owa, to zgadza si´ ona z przewidy-
waniami standardowego modelu Wiel-
kiego Wybuchu przy wartoÊci h, od-
powiadajàcej mniej wi´cej dwom bario-
nom na ka˝de 10 mld fotonów. Przy ta-
kiej wartoÊci h przewidywania modelu
Wielkiego Wybuchu sà te˝ zgodne z ob-
serwowanà obfitoÊcià litu w najstar-
szych gwiazdach i oszacowaniami ob-
fitoÊci pierwotnego helu w pobliskich
galaktykach ubogich w metale. Potwier-
dzenie tego wyniku by∏oby rewelacjà.
Oznacza∏oby bowiem, ˝e kosmolodzy
wiedzà, co zasz∏o zaledwie po jednej
sekundzie od rozpocz´cia ekspansji
WszechÊwiata. Pokaza∏oby poza tym,
˝e historia materii po∏o˝onej w wielkiej
odleg∏oÊci jest taka sama jak pobliskiej,
co zak∏adajà nawet najprostsze modele
WszechÊwiata.

Ocena wartoÊci h jest zasadniczo

zgodna z g´stoÊcià barionów w dzisiej-
szym WszechÊwiecie. Z obserwowanej
g´stoÊci fotonów wynika, ˝e g´stoÊç ba-
rionów odpowiada mniej wi´cej jedne-
mu atomowi na ka˝de 10 m

3

. Jest to nie-

mal tyle samo, ile wynika z prostego
zsumowania iloÊci materii zawartej
w znanych nam gwiazdach, planetach,
pyle, gazie, ∏àcznie z samymi ob∏okami
absorpcyjnymi. Niewidocznych bario-
nów nie jest du˝o. JednoczeÊnie jednak
wyniki obserwacji sugerujà, ˝e aby opi-
saç pole grawitacyjne galaktyk i ich ha-
lo, nale˝y za∏o˝yç istnienie ogromnych
iloÊci ciemnej materii – co najmniej 10
razy wi´cej ni˝ obserwowanych bario-
nów. Z naszych oszacowaƒ wysokiej ob-
fitoÊci deuteru wynika wi´c, ˝e ciemna

materia nie mo˝e byç utworzona ze
zwyk∏ej materii atomowej.

Kosmolodzy proponowali wiele

ró˝nych postaci niebarionowej materii.
Teoria Wielkiego Wybuchu przewidu-
je na przyk∏ad, ˝e WszechÊwiat wype∏-
nia niemal taka sama iloÊç reliktowych
neutrin co reliktowych fotonów. Gdyby
mia∏y one mas´ choçby kilka miliardów
razy mniejszà od masy protonu (rów-
nowartoÊç kilku elektronowoltów), to
poziom neutrin w masie materii we
WszechÊwiecie by∏by w przybli˝eniu
równy ∏àcznej masie wszystkich bario-
nów. Jest równie˝ mo˝liwe, ˝e w pierw-
szych chwilach po Wielkim Wybuchu
powsta∏y czàstki reliktowe, których nie
uda∏o si´ nam wytworzyç w laborato-
rium. W ka˝dym jednak przypadku
model Wielkiego Wybuchu poparty
obserwacjami stanowi schemat po-
zwalajàcy przewidywaç astrofizyczne
konsekwencje takich nowych idei
fizycznych.

T∏umaczy∏

Stanis∏aw Bajtlik

Â

WIAT

N

AUKI

Luty 1997 39

Informacje o autorze

CRAIG J. HOGAN bada zakamarki WszechÊwiata.

Jest dziekanem Wydzia∏u Astronomii i profesorem

wydzia∏ów fizyki i astronomii w University of Wa-

shington. Hogan wychowa∏ si´ w Los Angeles, a sto-

pieƒ baka∏arza uzyska∏ w Harvard College w 1976 ro-

ku. Stopieƒ doktora otrzyma∏ w University of

Cambridge w 1980 roku. Po sta˝ach naukowych w

University of Chicago i California Institute of Techno-

logy przez 5 lat by∏ profesorem w Steward Observa-

tory przy University of Arizona. W 1990 roku prze-

niós∏ si´ do Seattle.

Literatura uzupe∏niajàca

THE FIRST THREE MINUTES.

Steven Weinberg; Basic Books, 1977.

THE PHYSICAL UNIVERSE: AN INTRODUCTION TO ASTRONOMY.

F. H. Shu; University Scien-

ce Books, Mill Valley, Calif., 1982.

A SHORT HISTORY OF THE UNIVERSE.

J. Silk; W. H. Freeman and Company, 1994.

DEUTERIUM ABUNDANCE AND BACKGROUND RADIATION TEMPERATURE IN HIGH-REDSHIFT PRI-

MORDIAL CLOUDS.

A. Songaila, L. L. Cowie, C. J. Hogan i M. Rugers, Nature, vol. 368,

ss. 599-604, 14 IV 1994.

COSMIC ABUNDANCES.

ASP Conference Series, vol. 99. Red. S. S. Holt i G. Sonneborn;

Astronomical Society of the Pacific, 1996.

THE HISTORY OF THE GALAXIES.

M. Fukugita, C. J. Hogan i P. J. E. Peebles, Nature, vol.

381, ss. 489-495, 6 VI 1996.

KWAZAR 0014+813 jest jednym z najjaÊniej-
szych znanych obiektów we WszechÊwiecie.
Zdj´cie przedstawia obraz kwazara uzyska-
ny za pomocà radioteleskopu. Analiza Êwia-
t∏a emitowanego przez materi´ z okolic
supermasywnej czarnej dziury po∏o˝onej
w Êrodku bardzo m∏odej galaktyki, która
znajduje si´ na kraƒcach obserwowanego
WszechÊwiata, umo˝liwi∏a pierwsze pomia-
ry obfitoÊci pierwotnego wodoru.

Za zgodà U.S. NAVAL OBSERVATORY; IAN WORPOLE (wzmocnienie barw)