Źródło zdjęcia: ESO
Wykrywanie lub ograniczanie możliwych różnic czasowych podstawowych stałych fizycznych jest ważnym krokiem w kierunku pełnego zrozumienia podstawowej fizyki, a tym samym świata, w którym żyjemy. Krok, w którym astrofizyka okazuje się najbardziej przydatna.
Wcześniejsze astronomiczne pomiary stałej struktury drobnej - liczby bezwymiarowej, która określa siłę oddziaływań między naładowanymi cząsteczkami a polami elektromagnetycznymi - sugerowały, że ta konkretna stała rośnie z czasem bardzo nieznacznie. Jeśli to potwierdzone, miałoby to bardzo głębokie implikacje dla naszego zrozumienia podstawowej fizyki.
Nowe badania przeprowadzone przy użyciu spektrografu UVES na Kueyen, jednym z 8,2-metrowych teleskopów z Very Large Telescope ESO w Paranal (Chile), zapewniły nowe dane o niespotykanej jakości. Dane te, w połączeniu z bardzo staranną analizą, dostarczyły najsilniejsze jak dotąd ograniczenia astronomiczne dotyczące możliwej zmienności stałej drobnej struktury. Wskazują, że w przeciwieństwie do poprzednich twierdzeń, nie istnieją dowody na przyjęcie zmiany w czasie tej podstawowej stałej.
Dobra stała
Aby wyjaśnić Wszechświat i przedstawić go matematycznie, naukowcy polegają na tak zwanych stałych podstawowych lub stałych liczbach. Podstawowe prawa fizyki, jakie obecnie rozumiemy, zależą od około 25 takich stałych. Dobrze znanymi przykładami są stała grawitacyjna, która określa siłę siły działającej między dwoma ciałami, takimi jak Ziemia i Księżyc, oraz prędkość światła.
Jedną z tych stałych jest tak zwana „stała drobnej struktury”, alfa = 1 / 137.03599958, kombinacja ładunku elektrycznego elektronu, stałej Plancka i prędkości światła. Drobna stała struktury opisuje, w jaki sposób siły elektromagnetyczne utrzymują atomy razem oraz sposób, w jaki światło oddziałuje z atomami.
Ale czy te podstawowe stałe fizyczne są naprawdę stałe? Czy te liczby są zawsze takie same, wszędzie we wszechświecie i przez cały czas? To nie jest tak naiwne pytanie, jak mogłoby się wydawać. Współczesne teorie podstawowych interakcji, takie jak teoria wielkiej unifikacji lub teorie superstrunowe, które w spójny sposób traktują grawitację i mechanikę kwantową, nie tylko przewidują zależność podstawowych stałych fizycznych od energii - eksperymenty z fizyką cząstek wykazały, że struktura drobnych cząstek jest stała rosną do wartości około 1/128 przy wysokich energiach zderzenia - ale uwzględniają ich kosmologiczny czas i zmienność przestrzeni. Zależność czasowa podstawowych stałych mogłaby również łatwo powstać, gdyby oprócz trzech wymiarów przestrzennych istniały bardziej ukryte wymiary.
Już w 1955 r. Rosyjski fizyk Lew Landau rozważał możliwość uzależnienia alfa od czasu. Pod koniec lat 60. XX wieku George Gamow w Stanach Zjednoczonych zasugerował, że ładunek elektronu, a zatem także alfa, może się różnić. Oczywiste jest jednak, że ewentualne zmiany nie mogą być duże lub zostałyby już wykryte w stosunkowo prostych eksperymentach. Śledzenie tych możliwych zmian wymaga zatem najbardziej wyrafinowanych i precyzyjnych technik.
Patrząc wstecz w czasie
W rzeczywistości znane są już dość silne ograniczenia dla możliwej zmiany stałej alfa o strukturze drobnej. Jedno z takich ograniczeń ma charakter geologiczny. Opiera się na środkach podjętych w starożytnym naturalnym reaktorze rozszczepienia znajdującym się w pobliżu Oklo (Gabon, Afryka Zachodnia), który działał około 2000 milionów lat temu. Badając rozkład danego zestawu pierwiastków - izotopów metali ziem rzadkich, na przykład samaru - które powstały w wyniku rozszczepienia uranu, można oszacować, czy proces fizyczny zachodził w szybszym lub wolniejszym tempie, niż się spodziewalibyśmy dzisiaj. W ten sposób możemy zmierzyć możliwą zmianę wartości podstawowej wartości stałej, alfa. Obserwowany rozkład pierwiastków jest jednak zgodny z obliczeniami zakładającymi, że wartość alfa w tym czasie była dokładnie taka sama jak wartość dzisiaj. W ciągu 2 miliardów lat zmiana alfa musi zatem być mniejsza niż około 2 części na 100 milionów. Jeśli w ogóle występuje, jest to raczej niewielka zmiana.
Ale co ze zmianami znacznie wcześniej w historii Wszechświata?
Aby to zmierzyć, musimy znaleźć środki, by zbadać jeszcze dalej przeszłość. I tu może pomóc astronomia. Ponieważ chociaż astronomowie zasadniczo nie mogą przeprowadzać eksperymentów, sam Wszechświat jest ogromnym laboratorium fizyki atomowej. Badając bardzo odległe obiekty, astronomowie mogą spojrzeć w przeszłość. W ten sposób staje się możliwe testowanie wartości stałych fizycznych, gdy Wszechświat miał tylko 25% obecnego wieku, czyli około 10 000 milionów lat temu.
Bardzo dalekie światła ostrzegawcze
W tym celu astronomowie polegają na spektroskopii - pomiarze właściwości światła emitowanego lub pochłanianego przez materię. Kiedy światło płomienia jest obserwowane przez pryzmat, widać tęczę. Podczas posypywania soli płomieniem wyraźne żółte linie nakładają się na zwykłe kolory tęczy, tak zwane linie emisji. Umieszczając komórkę gazową między płomieniem a pryzmatem, widzimy jednak ciemne linie na tęczy: są to linie absorpcyjne. Długość fali tych linii widm emisyjnych i absorpcyjnych jest bezpośrednio związana z poziomem energii atomów w soli lub w gazie. Spektroskopia pozwala nam zatem badać strukturę atomową.
Delikatna struktura atomów może być obserwowana spektroskopowo jako podział pewnych poziomów energii w tych atomach. Gdyby alfa zmieniało się w czasie, widma emisji i absorpcji tych atomów również by się zmieniły. Dlatego jednym ze sposobów poszukiwania jakichkolwiek zmian wartości alfa w historii Wszechświata jest pomiar widm odległych kwazarów i porównanie długości fal niektórych linii widmowych z wartościami współczesnymi.
Kwazary są tutaj używane tylko jako latarnia morska - płomień - w bardzo odległym Wszechświecie. Międzygwiezdne chmury gazu w galaktykach, znajdujące się między kwazarami a nami na tej samej linii wzroku i w odległościach od sześciu do jedenastu tysięcy milionów lat świetlnych, pochłaniają części światła emitowanego przez kwazary. W rezultacie widmo przedstawia ciemne „doliny”, które można przypisać dobrze znanym elementom.
Jeśli stała drobnej struktury ulegnie zmianie w czasie podróży światła, wpłynie to na poziomy energii w atomach, a długości fal linii absorpcyjnych zostaną przesunięte o różne wielkości. Porównując względne szczeliny między dolinami a wartościami laboratoryjnymi, można obliczyć alfa jako funkcję odległości od nas, to znaczy jako funkcję wieku Wszechświata.
Środki te są jednak wyjątkowo delikatne i wymagają bardzo dobrego modelowania linii absorpcji. Nakładają również niezwykle wysokie wymagania dotyczące jakości widm astronomicznych. Muszą mieć wystarczającą rozdzielczość, aby umożliwić bardzo precyzyjny pomiar drobnych przesunięć w widmach. I należy przechwycić wystarczającą liczbę fotonów, aby uzyskać statystycznie jednoznaczny wynik.
W tym celu astronomowie muszą sięgnąć po najbardziej zaawansowane instrumenty spektralne największych teleskopów. W tym miejscu nie do pobicia jest ultrafioletowy i widzialny spektrograf Echelle (UVES) oraz 8,2-metrowy teleskop Kueyena ESO w Obserwatorium Paranal, dzięki niezrównanej jakości spektralnej i dużemu obszarowi lustrzanego odbicia tej kombinacji.
Stała czy nie?
Zespół astronomów [1] pod kierownictwem Patricka Petitjeana (Institut d'Astrophysique de Paris i Observatoire de Paris, Francja) i Raghunathan Srianand (IUCAA Pune, Indie) bardzo dokładnie zbadali jednorodną próbkę 50 układów absorpcyjnych obserwowanych za pomocą UVES i Kueyen wzdłuż 18 dalekich linii kwazarów. Zarejestrowali widma kwazarów w ciągu łącznie 34 nocy, aby osiągnąć najwyższą możliwą rozdzielczość spektralną i najlepszy stosunek sygnału do szumu. Zastosowano zaawansowane automatyczne procedury specjalnie zaprojektowane dla tego programu.
Ponadto astronomowie zastosowali rozległe symulacje, aby wykazać, że mogą poprawnie modelować profile linii w celu odzyskania możliwej odmiany alfa.
Rezultatem tego szeroko zakrojonego badania jest to, że w ciągu ostatnich 10 000 milionów lat względna zmienność alfa musi być mniejsza niż 0,6 części na milion. Jest to jak dotąd najsilniejsze ograniczenie z badań linii absorpcyjnych kwazarów. Co ważniejsze, ten nowy wynik nie potwierdza wcześniejszych twierdzeń o statystycznie istotnej zmianie alfa w czasie.
Co ciekawe, ten wynik jest poparty kolejną - mniej obszerną - analizą, przeprowadzoną również za pomocą spektrometru UVES na VLT [2]. Mimo że te obserwacje dotyczyły tylko jednego z najjaśniejszych znanych kwazarów HE 0515-4414, to niezależne badanie stanowi dalsze poparcie dla hipotezy o braku zmiany alfa.
Mimo że te nowe wyniki stanowią znaczną poprawę naszej wiedzy na temat możliwej (nie) zmiany jednej z podstawowych stałych fizycznych, obecny zestaw danych zasadniczo pozwoliłby na zmiany, które są stosunkowo duże w porównaniu z tymi wynikającymi z pomiarów z naturalnego reaktora Oklo. Niemniej jednak spodziewany jest dalszy postęp w tej dziedzinie dzięki nowemu bardzo dokładnemu spektrometrowi prędkości radialnej HARPS w 3,6-metrowym teleskopie ESO w Obserwatorium La Silla (Chile). Spektrograf ten działa na granicy nowoczesnej technologii i jest wykorzystywany głównie do wykrywania nowych planet wokół gwiazd innych niż Słońce - może zapewnić rząd wielkości poprawy w określaniu zmienności alfa.
Inne podstawowe stałe można badać za pomocą kwazarów. W szczególności, badając długości fali wodoru molekularnego w odległym Wszechświecie, można zbadać zmiany stosunku między masami protonu i elektronu. Ten sam zespół jest teraz zaangażowany w tak dużą ankietę za pomocą Bardzo Dużego Teleskopu, która powinna prowadzić do niespotykanych ograniczeń tego współczynnika.
Oryginalne źródło: ESO News Release
