Co, jeśli stałe nie są stałymi? Fascynująca stałość zmian
Niekiedy jest tak, że wartości stałej nie są stałe, gdyż z czasem zmieniały się jej oszacowania. Dotyczy to choćby wartości stałej Plancka, która ewoluowała od czasu, gdy ponad sto lat temu została po raz pierwszy zmierzona i podana do publicznej wiadomości. Od tego czasu zmieniała się w pewnym, nie radykalnym wprawdzie, ale jednak widocznym zakresie. Wahnięcia te widać do dziś.
Do 20 maja 2019 roku stała Plancka w układzie SI wynosiła - h=6,626070040(81)·10-34 J·s. W tym dniu weszły w życie nowe definicje jednostek podstawowych układu SI. Kilogram został tak zdefiniowany, aby wartość stałej Plancka była równa - h=6,62607015(81)·10-34 kg·m2·s-1.
Te zmiany nie oznaczają jednak, że stała Plancka w rzeczywistości się zmieniła. Raczej to, że wciąż pracujemy nad określeniem jej dokładnej wartości. Nie jest wykluczone, że dotyczy to także innych stałych, które wydają się nam niestałe, dlatego że mamy wciąż niewystarczająco dużo danych, aby umieć je właściwie ocenić. Czasem pojawia się również, jak w opisywanych kilka lat temu w MT rozbieżnościach w pomiarach stałej Hubble’a, wrażenie, że potrzeba innej niż nasza, prawdopodobnie większej skali, aby można było poznać prawdziwą wartość, a także naturę stałej.
Prawa fizyki istnieją po to, by wyjaśniać i przewidywać zjawiska fizyczne. Jeśli jakaś magiczna zmiana we Wszechświecie spowoduje zmianę wszystkich stałych, ale utrzyma zachodzenie zjawisk fizycznych, nie musimy się tym przejmować, ponieważ nasze prawa fizyki z naszymi wartościami stałych będą wyjaśniać zjawiska również w zmienionym Wszechświecie.
Co jednak, jeśli zmiana ta nie będzie neutralna? Cóż, wtedy wykonujemy cierpliwie pomiary zjawisk i sprawdzamy, czy coś się zmienia. Jeśli miałaby miejsce mierzalna zmiana w stałej Plancka, to moglibyśmy zaprojektować eksperyment, który dałby różne wyniki w różnych laboratoriach. Jeśli nie znajdziemy żadnej różnicy między tymi pomiarami, to mamy prawo sądzić, że stała Plancka jest taka sama we wszystkich przypadkach. Oczywiście w zasadzie mogłaby się różnić w 50. miejscu po przecinku, czego nie moglibyśmy zmierzyć. Jednak, jak uważają fizycy, zmiana w pięćdziesiątym miejscu po przecinku będzie miała znaczenie dopiero wtedy, gdy będziemy mieli dane eksperymentalne lub obserwacyjne na poparcie twierdzenia, że ma to znaczenie. Do tego czasu stałe fizyczne są takie same zawsze i wszędzie.
Od którego miejsca po przecinku zmiany mają znaczenie?
Mniej znana niż stała Plancka czy Hubble’a jest kwestia stałej struktury subtelnej, zwanej też stałą Sommerfelda na cześć Arnolda Sommerfelda (1), który wprowadził ją w 1916 roku. Określała ona siłę oddziaływań pomiędzy cząstkami fundamentalnymi a światłem charakteryzującą siłę oddziaływań elektromagnetycznych. Jest wielkością bezwymiarową, więc jej wartość nie zależy od przyjętego systemu jednostek. Wyrażona wzorem stanowi kombinację trzech fundamentalnych stałych przyrody: stałej Plancka (h), prędkości światła (c) i ładunku elektronu (e). Przy przyjętych wartościach dla tych stałych jej wartość to α≈1/137.
Obecnie rozumiemy stałą struktury subtelnej w kontekście kwantowej teorii pola, gdzie jest to prawdopodobieństwo, że oddziałująca cząstka ma coś, co nazywamy korekcją radiacyjną, czyli emituje lub absorbuje kwant elektromagnetyczny (tj. foton) podczas oddziaływania.
W eksperymentach w dziedzinie fizyki cząstek elementarnych, przy wysokich energiach, zauważamy jednak, że wartość α staje się coraz silniejsza przy wyższych energiach. Wraz ze wzrostem energii oddziałującej cząstki (cząstek) rośnie siła oddziaływania elektromagnetycznego. Kiedy Wszechświat był bardzo, bardzo gorący, tak jak przy energiach osiąganych zaledwie ~1 nanosekundę po Wielkim Wybuchu, wartość α była zbliżona do 1/128, ponieważ cząstki takie jak bozon Z, które mogą istnieć wyłącznie wirtualnie przy panujących dziś niskich energiach, mogą być "realne" przy wyższych energiach.
Istnieje jednak zupełnie inny sposób pomiaru stałej struktury subtelnej przy dzisiejszych niskich energiach - przez pomiar linii widmowych, czyli cech emisji i absorpcji, z odległych źródeł światła w całym kosmosie. Gdy światło tła z danego źródła uderza w materię, pewna część tego światła jest absorbowana na określonych długościach fal. Dokładne długości fal, które są obserwowane, zależą od wielu czynników, takich jak przesunięcie ku czerwieni źródła, ale także od wartości stałej struktury subtelnej.
Jeśli istnieją jakieś zmiany w α, czy to w czasie, czy kierunkowo w przestrzeni, skrupulatne badanie cech widmowych z wielu źródeł astrofizycznych, szczególnie jeśli obejmują one wiele miliardów lat w czasie (lub miliardy lat świetlnych odległości), mogłoby ujawnić te zmiany.
Znaną metodą poszukiwania tych zmian jest spektroskopia absorpcyjna kwazarów. Tam, gdzie światło kwazarów, najjaśniejszych pojedynczych źródeł we Wszechświecie, napotyka jakikolwiek obłok materii istniejący pomiędzy emiterem (kwazarem) a obserwatorem (nami). Jeśli uda się zmierzyć widma tych różnych kwazarów i poszukać tych bardzo nieznacznie różniących się przejść, można zmierzyć α w miejscu, w którym znajduje się kwazar. Jeśli prawa fizyki są takie same w całym Wszechświecie, to na podstawie zaobserwowanych właściwości tych linii można by oczekiwać, że wszędzie będzie można rejestrować tę samą wartość α. Jedyna różnica, jaką można by przewidzieć, byłaby zależna od przesunięcia ku czerwieni (2).
Jednak nie widzimy tego. Gdziekolwiek spojrzymy we Wszechświecie, na każdy kwazar i każdy przykład drobnej struktury w obłokach gazu, widzimy, że istnieją nieznaczne, nieistotne przesunięcia we współczynnikach przejścia. Wartość stałej struktury subtelnej α wydaje się obserwacyjnie zmieniać na poziomie kilku części na milion. Niezwykłe jest to, że ta zmienność nie była oczekiwana ani przewidywana, ale pojawiała się raz za razem w badaniach absorpcji kwazarów. Ogólnie rzecz biorąc, w niektórych miejscach α wydawała się większa od średniej, a w innych mniejsza, ale nie było żadnego generalnego wzorca. Nawet po uzupełnieniu najnowszymi danymi z 2021 roku, te różnice rzędu kilku części na milion, które są widoczne, nie są jednoznaczne.
Dlaczego kwazary wydają się wykazywać niewielkie, ale znaczące różnice w wywnioskowanej wartości stałej struktury subtelnej pomiędzy nimi? Wciąż nie wyklucza się, że podstawowe stałe rzeczywiście zmieniały się dawno temu albo że zmieniały się w różny sposób w różnych miejscach w przestrzeni. Aby rozwikłać tę kwestię, musimy jednak najpierw zrozumieć, co powoduje obserwowane zmiany w liniach absorpcyjnych kwazarów, a to pozostaje nierozwiązaną zagadką, która równie dobrze może być spowodowana niezidentyfikowanym błędem, jak i przyczyną fizyczną.
Stała, ale tylko przez pewien czas
Kwestionowanie stałych fizycznych nie jest nowym pomysłem, a istniejące teorie nie zabezpieczają przed sytuacją, w której stałe mogłyby mieć inną wartość, zwłaszcza że coraz częściej sugeruje się, że ta wartość zmieniała się z upływem czasu w historii Wszechświata. Zwraca się uwagę w nich, że Wszechświat przeszedł przez trzy główne fazy: początkową, zdominowaną przez promieniowanie wkrótce po Wielkim Wybuchu, potem kolejną długą fazę zdominowaną przez materię, a następnie bardzo długą fazę zdominowaną przez ciemną energię, która rozpoczęła się sześć miliardów lat temu. Jedna z hipotez mówi, że stosunek mas cząstek elementarnych stanowiących podstawę obliczania stałych fizycznych mógł się zmieniać tylko w przejściach między fazami.
Niedawno badacze z Uniwersytetu Vrije w Amsterdamie wraz ze współpracownikami z kilku innych uczelni opublikowali w "Review of Modern Physics" pracę, w której twierdzą, że jeśli stosunek mas cząstek zmienia się mniej niż o 0,0005 proc., to za mało, by nazwać to zmianą. Opierają się na obserwacjach teleskopowych Wszechświata sięgających aż 12,4 miliarda lat wstecz. Korzystali z danych naziemnych obserwatoriów, na czele z chilijskim VLT, a także z danych kosmicznego teleskopu Hubble’a.
Żadnych zmian, mogących wpływać na podstawowe stałe fizyczne i astrofizyczne nie zauważyli. Stosunki mas i stałe są, jak kwitują swoje wyniki, stałe. Tak po prostu jest.
Wynika z tego, że stałe zostaną z nami na dłużej, jeśli nie na stałe. Charakterystycznym przykładem uporczywej stałości stałej jest stała kosmologiczna, opisywana kiedyś jako "najgorsza hipoteza w historii fizyki". Sam Albert Einstein, który ją zaproponował, opisywał ją jako swoją "największą pomyłkę". Jest cierniem w boku fizyków od dziesięcioleci.
Stała kosmologiczna Λ, mówiąc najprościej, opisuje gęstość energii pustej przestrzeni. Została wprowadzona do modeli Wszechświata przez Einsteina w 1917 roku. Początkową rolą Λ było równoważenie efektów grawitacji i pomoc w stabilizowaniu Wszechświata, który nie ulega ani rozszerzaniu, ani kurczeniu. Ta rola stała się jednak nieaktualna po odkryciu przez Edwina Hubble’a w 1929 roku faktu, że Wszechświat się rozszerza. Po tym Λ czekał śmietnik. Jednak powróciła kilkadziesiąt lat później w innej formie.
W nowoczesnej kosmologii Λ reprezentuje energię próżni - gęstość energii pustej przestrzeni, która już nie tylko równoważy grawitację, ale wręcz ją przewyższa. Nie oznacza to jednak, że Λ stała się mniej problematyczna, ale wciąż służy jako najprostsze możliwe wyjaśnienie dla ciemnej energii, która napędza przyspieszającą ekspansję Wszechświata. Niestety jej wartość nie zgadza się z obserwacjami ponad stukrotnie.
Λ jak się obecnie uważa, odpowiada za ekspansję Wszechświata jedynie w momencie, gdy materia zaczęła tworzyć strukturę. Era, która trwała od 47 tys. do 9,8 miliarda lat po Wielkim Wybuchu. Wcześniej za inflacyjne rozszerzanie odpowiedzialne były fluktuacje kwantowe, a później - ciemna energia. Gdy słyszymy, że jakaś stała obowiązywała i miała znaczenie tylko w jakimś fragmencie historii Wszechświata (3), zaczynamy się zastanawiać nad sensem nazywania jej stałą.
A to problem jak widać nie tylko stałej kosmologicznej. Można powiedzieć, że to stały problem ze stałymi.
Mirosław Usidus
