For bare hundre år siden oppdaget forskere at universet vårt raskt øker i størrelse.
I 1870 kom den engelske matematikeren William Clifford til den veldig dype ideen om at rommet kan bli buet, og ikke det samme på forskjellige punkter, og at krumningen kan endres over tid. Han innrømmet til og med at slike endringer på en eller annen måte er knyttet til materiens bevegelse. Begge disse ideene dannet grunnlaget for den generelle relativitetsteorien mange år senere. Clifford selv levde ikke for å se dette - han døde av tuberkulose i en alder av 34 år, 11 dager før Albert Einsteins fødsel.
Rødforskyvning
Den første informasjonen om utvidelsen av universet ble gitt av astrospektrografi. I 1886 la den engelske astronomen William Huggins merke til at bølgelengdene til stjernelys er litt forskjøvet i forhold til de jordiske spektrene til de samme elementene. Basert på formelen for den optiske versjonen av Doppler-effekten, avledet i 1848 av den franske fysikeren Armand Fizeau, er det mulig å beregne størrelsen på stjernens radiale hastighet. Slike observasjoner gjør det mulig å spore bevegelsen til et romobjekt.
For hundre år siden var konseptet med universet basert på newtons mekanikk og euklidisk geometri. Selv noen få forskere, som Lobachevsky og Gauss, som innrømmet (bare som en hypotese!) Den fysiske virkeligheten av ikke-euklidisk geometri, anså verdensrommet for evig og uforanderlig. Utvidelsen av universet gjør det vanskelig å bedømme avstanden til fjerne galakser. Lyset som nådde 13 milliarder år senere fra galaksen A1689-zD1 3,35 milliarder lysår fra oss (A), "rødner" og svekkes når det krysser det ekspanderende rommet, og selve galaksen trekker seg tilbake (B). Den vil ha informasjon om avstanden i rød forskyvning (13 milliarder lysår), i vinkelstørrelse (3,5 milliarder lysår), i intensitet (263 milliarder lysår), mens den virkelige avstanden er 30 milliarder lysår. år.
Et kvart århundre senere ble denne muligheten utnyttet på nytt av Vesto Slipher, et observatorium i Flagstaff, Arizona, som siden 1912 hadde studert spektra av spiralnebler med et 24-tommers teleskop med en god spektrograf. For å få et høykvalitetsbilde ble den samme fotografiske platen eksponert i flere netter, så prosjektet beveget seg sakte. Fra september til desember 1913 studerte Slipher Andromeda-tåken, og ved å bruke Doppler-Fizeau-formelen kom han til den konklusjonen at den nærmer seg jorden med 300 km hvert sekund.
Kampanjevideo:
I 1917 publiserte han data om radialhastighetene til 25 tåker, som viste betydelige asymmetrier i deres retninger. Bare fire tåker nærmet seg solen, resten slapp unna (og noen veldig raskt).
Slipher strebet ikke etter berømmelse og promoterte ikke resultatene sine. Derfor ble de bare kjent i astronomiske kretser da den berømte britiske astrofysikeren Arthur Eddington trakk oppmerksomhet mot dem.
I 1924 ga han ut en monografi om relativitetsteorien, som inkluderte en liste over 41 tåker funnet av Slipher. De samme fire blåskiftede tåken var der, mens de resterende 37 spektralinjene var rødskiftede. Deres radiale hastigheter varierte i området 150 - 1800 km / s og i gjennomsnitt 25 ganger høyere enn hastighetene til Melkeveistjernene kjent på den tiden. Dette antydet at tåken er involvert i andre bevegelser enn de "klassiske" armaturene.
Romøyer
Tidlig på 1920-tallet trodde de fleste astronomer at spiralnebler var lokalisert ved periferien av Melkeveien, og utover den var det ingenting annet enn tomt mørkt rom. Riktignok, selv på 1700-tallet så noen forskere gigantiske stjerneklynger i tåker (Immanuel Kant kalte dem øyuniverser). Imidlertid var denne hypotesen ikke populær, siden det ikke var mulig å bestemme avstandene til tåker pålitelig.
Dette problemet ble løst av Edwin Hubble, som jobbet på et 100-tommers reflektorteleskop ved Mount Wilson Observatory i California. I 1923-1924 oppdaget han at Andromeda-tåken består av mange lysende gjenstander, blant dem det er variable stjerner i Cepheid-familien. Det var allerede kjent da at endringsperioden i deres tilsynelatende lysstyrke er assosiert med den absolutte lysstyrken, og derfor er Cepheidene egnet for kalibrering av kosmiske avstander. Med deres hjelp estimerte Hubble avstanden til Andromeda til 285 000 parsec (ifølge moderne data er det 800 000 parsec). Diameteren på Melkeveien ble da antatt å være omtrent 100.000 parsec (faktisk er den tre ganger mindre). Av dette fulgte det at Andromeda og Melkeveien skulle betraktes som uavhengige stjerneklynger. Hubble identifiserte snart to uavhengige galakser,som til slutt bekreftet hypotesen om "øyuniverser".
For å være rettferdig bør det bemerkes at avstanden til Andromeda to år før Hubble ble beregnet av den estiske astronomen Ernst Opik, hvis resultat - 450 000 parsec - var nærmere den riktige. Imidlertid brukte han en rekke teoretiske betraktninger som ikke var like overbevisende som Hubbles direkte observasjoner.
Innen 1926 hadde Hubble utført en statistisk analyse av observasjoner av fire hundre "ekstragalaktiske tåker" (han brukte dette begrepet i lang tid, uten å kalle dem galakser) og foreslo en formel for å relatere avstanden til en tåke med dens tilsynelatende lysstyrke. Til tross for de enorme feilene med denne metoden, bekreftet nye data at tåker fordeles mer eller mindre jevnt i rommet og ligger langt utenfor grensene til Melkeveien. Nå var det ikke lenger tvil om at det ikke er stengt plass på Galaxy og de nærmeste naboene.
Space Modelers
Eddington ble interessert i Sliffers resultater allerede før den endelige belysningen av spiralnebulosens natur. På dette tidspunktet eksisterte allerede en kosmologisk modell, på en måte som forutsier effekten avslørt av Slipher. Eddington tenkte mye på det og savnet naturlig nok ikke muligheten til å gi observasjonene til Arizona-astronomen en kosmologisk lyd.
Moderne teoretisk kosmologi begynte i 1917 med to revolusjonerende artikler som presenterte modeller av universet basert på generell relativitet. En av dem ble skrevet av Einstein selv, den andre av den nederlandske astronomen Willem de Sitter.
Hubbles lover
Edwin Hubble avslørte empirisk den tilnærmede proporsjonaliteten til rødskift og galaktiske avstander, som han, ved hjelp av Doppler-Fizeau-formelen, forvandlet til en proporsjonalitet mellom hastigheter og avstander. Så vi har med to forskjellige mønstre å gjøre her.
Hubble visste ikke hvordan de forholder seg til hverandre, men hva sier dagens vitenskap om dette?
Som Lemaitre allerede har vist, er den lineære korrelasjonen mellom kosmologisk (forårsaket av utvidelsen av universet) redskift og avstander på ingen måte absolutt. I praksis er det bare observert for forskyvninger mindre enn 0,1. Så den empiriske Hubbles lov er ikke nøyaktig, men tilnærmet, og Doppler-Fizeau-formelen er kun gyldig for små skift i spekteret.
Men den teoretiske loven som knytter radialhastigheten til fjerne objekter med avstanden til dem (med proporsjonalitetskoeffisienten i form av Hubble-parameteren V = Hd) er gyldig for eventuelle rødforskyvninger. Imidlertid er hastigheten V som vises i den ikke hastigheten til fysiske signaler eller virkelige kropper i det fysiske rommet. Dette er økningen i avstandene mellom galakser og galaksehoper, noe som skyldes utvidelsen av universet. Vi ville være i stand til å måle det bare hvis vi klarte å stoppe universets utvidelse, umiddelbart strekke målebånd mellom galakser, lese avstandene mellom dem og dele dem i tidsintervaller mellom målingene. Naturligvis tillater ikke fysikkens lover dette. Derfor foretrekker kosmologer å bruke Hubble-parameteren H i en annen formel,der universets skaleringsfaktor vises, som nøyaktig beskriver graden av utvidelse i forskjellige kosmiske epoker (siden denne parameteren endres over tid, betegnes dens moderne verdi H0). Universet utvides nå med akselerasjon, så Hubble-parameteren øker.
Ved å måle kosmologiske rødforskyvninger får vi informasjon om graden av ekspansjon av rommet. Lyset fra galaksen, som kom til oss med den kosmologiske rødskiftet z, forlot det når alle kosmologiske avstander var 1 + z ganger mindre enn i vår epoke. Ytterligere informasjon om denne galaksen, slik som den nåværende avstanden eller avstandshastigheten fra Melkeveien, kan bare fås ved hjelp av en bestemt kosmologisk modell. For eksempel, i Einstein-de Sitter-modellen, beveger en galakse med z = 5 seg fra oss med en hastighet på 1,1 s (lysets hastighet). Men hvis du gjør en vanlig feil og bare utligner V / c og z, vil denne hastigheten være fem ganger lysets hastighet. Avviket, som vi kan se, er alvorlig.
Avhengig av hastigheten til fjerne objekter på rødforskyvning i henhold til SRT, GRT (avhenger av modell og tid, kurven viser nåværende tid og gjeldende modell). Ved små forskyvninger er avhengigheten lineær.
Einstein trodde i tidsånden at universet som helhet er statisk (han prøvde å gjøre det også uendelig i rommet, men kunne ikke finne de riktige grensebetingelsene for ligningene hans). Som et resultat bygde han en modell av et lukket univers, hvis rom har en konstant positiv krumning (og derfor har den en konstant endelig radius). Tiden i dette universet, tvert imot, flyter på en newtonsk måte, i samme retning og i samme hastighet. Rommetiden til denne modellen er buet på grunn av den romlige komponenten, mens tidskomponenten ikke blir deformert på noen måte. Den statiske naturen til denne verden gir en spesiell "innsats" i den grunnleggende ligningen, som forhindrer gravitasjonskollaps og fungerer dermed som et allestedsnærværende gravitasjonsfelt. Dens intensitet er proporsjonal med en spesiell konstant,som Einstein kalte universal (nå kalles den kosmologisk konstant).
Lemaitres kosmologiske modell, som beskriver utvidelsen av universet, var langt foran sin tid. Lemaitres univers begynner med Big Bang, hvoretter utvidelsen først bremses og deretter begynner å akselerere.
Einsteins modell gjorde det mulig å beregne størrelsen på universet, den totale mengden materie og til og med verdien av den kosmologiske konstanten. Dette krever bare den gjennomsnittlige tettheten av kosmisk materie, som i prinsippet kan bestemmes ut fra observasjoner. Det er ikke tilfeldig at Eddington beundret denne modellen og brukte Hubble i praksis. Imidlertid er det ødelagt av ustabilitet, som Einstein rett og slett ikke la merke til: ved den minste avviket fra radiusen fra likevektsverdien utvider Einstein-verdenen enten eller gjennomgår en gravitasjonskollaps. Derfor har denne modellen ingenting å gjøre med det virkelige universet.
Tom verden
De Sitter bygde også, som han selv trodde, en statisk verden med konstant krumning, men ikke positiv, men negativ. Den inneholder Einsteins kosmologiske konstant, men det er ingen ting i det hele tatt. Når vi introduserer testpartikler med vilkårlig liten masse, sprer de seg og går til uendelig. I tillegg strømmer tiden langsommere i periferien til de Sitters univers enn i sentrum. På grunn av dette kommer lysbølger fra store avstander med rød forskyvning, selv om kilden er stasjonær i forhold til observatøren. Så på 1920-tallet lurte Eddington og andre astronomer på om de Sitters modell hadde noe å gjøre med den virkeligheten som gjenspeiles i Sliphers observasjoner?
Disse mistankene ble bekreftet, om enn på en annen måte. Den statiske naturen til de Sitters univers viste seg å være imaginær, siden det var forbundet med et uheldig valg av koordinatsystemet. Etter å ha rettet opp denne feilen viste de Sitter-rommet seg å være flatt, euklidisk, men ikke-statisk. På grunn av den antigravitasjonskosmologiske konstanten utvides den, samtidig som den opprettholder null krumning. På grunn av denne utvidelsen øker bølgelengdene til fotonene, noe som medfører forskyvning av spektrallinjene som de Sitter forutsier. Det skal bemerkes at dette er hvordan den kosmologiske rødskiftingen av fjerne galakser blir forklart i dag.
Fra statistikk til dynamikk
Historien om åpent ikke-statiske kosmologiske teorier begynner med to artikler av den sovjetiske fysikeren Alexander Friedman, publisert i det tyske tidsskriftet Zeitschrift fur Physik i 1922 og 1924. Friedman beregnet modeller av universer med tidsvariabel positive og negative krumninger, som ble det gyldne fondet for teoretisk kosmologi. Imidlertid la hans samtid knapt merke til disse verkene (Einstein anså til og med Friedmans første artikkel matematisk feil). Friedman mente selv at astronomi ennå ikke hadde et arsenal av observasjoner som ville tillate å bestemme hvilke av de kosmologiske modellene som er mer konsistente med virkeligheten, og begrenset seg derfor til ren matematikk. Kanskje han hadde handlet annerledes hvis han hadde gjort seg kjent med resultatene av Slipher, men dette skjedde ikke.
Den største kosmologen i første halvdel av det 20. århundre, Georges Lemaitre, tenkte annerledes. Hjemme, i Belgia, forsvarte han avhandlingen i matematikk, og deretter på midten av 1920-tallet studerte han astronomi - i Cambridge under Eddington og ved Harvard Observatory i Harlow Shapley (under oppholdet i USA, hvor han forberedte sin andre avhandling ved MIT, han møtte Slipher og Hubble). Tilbake i 1925 var Lemaitre den første som viste at den statiske naturen til de Sitters modell var imaginær. Da han kom tilbake til hjemlandet som professor ved Universitetet i Louvain, bygde Lemaitre den første modellen av et ekspanderende univers med en klar astronomisk begrunnelse. Uten overdrivelse var dette arbeidet et revolusjonerende gjennombrudd innen romvitenskap.
Økumenisk revolusjon
I sin modell beholdt Lemaitre en kosmologisk konstant med en Einstein-tallverdi. Derfor begynner dets univers i en statisk tilstand, men over tid, på grunn av svingninger, går det inn i banen for konstant ekspansjon med økende hastighet. På dette stadiet beholder den en positiv krumning, som avtar når radiusen vokser. Lemaitre inkluderte ikke bare materie, men også elektromagnetisk stråling i universets sammensetning. Verken Einstein eller de Sitter, hvis verk var kjent for Lemaitre, eller Friedman, som han ikke visste noe om på den tiden, gjorde dette.
Tilknyttede koordinater
I kosmologiske beregninger er det praktisk å bruke medfølgende koordinatsystemer som utvides sammen med utvidelsen av universet. I den idealiserte modellen, der galakser og galaktiske klynger ikke deltar i noen skikkelige bevegelser, endres ikke de medfølgende koordinatene. Men avstanden mellom to objekter på et gitt tidspunkt er lik deres konstante avstand i de medfølgende koordinatene, multiplisert med størrelsen på skaleringsfaktoren for det øyeblikket. Denne situasjonen kan enkelt illustreres på en oppblåsbar klode: Breddegrad og lengdegrad for hvert punkt endres ikke, og avstanden mellom et par punkter øker med økende radius.
Bruken av koordinater hjelper til å forstå de dype forskjellene mellom kosmologien i det ekspanderende universet, spesiell relativitet og newtonske fysikk. Så i Newtons mekanikk er alle bevegelser relative, og absolutt immobilitet har ingen fysisk betydning. Tvert imot, i kosmologi er immobilitet i de medfølgende koordinatene absolutt og kan i prinsippet bekreftes av observasjoner. Den spesielle relativitetsteorien beskriver prosesser i romtid, hvorfra et uendelig antall måter kan brukes til å isolere romlige og tidsmessige komponenter ved bruk av Lorentz-transformasjonene. Kosmologisk romtid, tvert imot, går naturlig opp i et buet ekspanderende rom og en enkelt kosmisk tid. I dette tilfellet kan nedgangen i fjerne galakser være mange ganger høyere enn lysets hastighet.
Lemaitre, tilbake i USA, foreslo at rødforskyvning av fjerne galakser skyldes utvidelsen av rommet, som "strekker" lysbølger. Nå beviste han det matematisk. Han demonstrerte også at små (mye mindre enn enhet) rødforskyvninger er proporsjonale med avstanden til lyskilden, og proporsjonalitetskoeffisienten avhenger bare av tid og bærer informasjon om den nåværende ekspansjonshastigheten i Universet. Siden det fulgte av Doppler-Fizeau-formelen at radialhastigheten til en galakse er proporsjonal med rødskiftet, konkluderte Lemaître at denne hastigheten også er proporsjonal med avstanden. Etter å ha analysert hastighetene og avstandene til 42 galakser fra Hubble-listen og tatt hensyn til solens intragalaktiske hastighet, etablerte han verdiene til proporsjonalitetskoeffisientene.
Ubemerket arbeid
Lemaitre publiserte sitt arbeid i 1927 på fransk i den uleselige tidsskriftet Annals of the Scientific Society of Brussels. Det antas at dette var hovedårsaken til at hun i utgangspunktet gikk nesten ubemerket (til og med av læreren Eddington). Det var sant at Lemaitre høsten samme år kunne diskutere funnene sine med Einstein og lærte av ham om Friedmanns resultater. Skaperen av generell relativitetsteori hadde ingen tekniske innvendinger, men han trodde bestemt ikke på den fysiske virkeligheten til Lemaitres modell (akkurat som han ikke godtok Friedmanns konklusjoner tidligere).
Hubble-diagrammer
I mellomtiden, på slutten av 1920-tallet, fant Hubble og Humason en lineær korrelasjon mellom avstandene på opptil 24 galakser og deres radiale hastigheter, beregnet (for det meste av Slipher) fra rødforskyvning. Fra dette konkluderte Hubble med at radias hastighet til galaksen er direkte proporsjonal med avstanden til den. Koeffisienten til denne proporsjonaliteten er nå betegnet H0 og kalles Hubble-parameteren (ifølge de siste dataene overstiger den litt 70 (km / s) / megaparsek).
Hubbles papir som tegner det lineære forholdet mellom galaktiske hastigheter og avstander, ble publisert tidlig i 1929. Et år tidligere utledet den unge amerikanske matematikeren Howard Robertson, etter Lemaitre, denne avhengigheten av modellen til det ekspanderende universet, som Hubble kanskje visste om. Imidlertid ble denne modellen verken direkte eller indirekte nevnt i sin berømte artikkel. Senere uttrykte Hubble tvil om at hastighetene i formelen hans faktisk beskriver galaksers bevegelser i verdensrommet, men han avsto alltid fra deres konkrete tolkning. Han så betydningen av oppdagelsen sin ved å demonstrere proporsjonaliteten til galaktiske avstander og rødskift, og overlot resten til teoretikere. Derfor, med all respekt for Hubble, er det ingen grunn til å betrakte ham som oppdageren av utvidelsen av universet.
Og likevel utvides det
Likevel banet Hubble veien for anerkjennelsen av utvidelsen av universet og Lemaitres modell. Allerede i 1930 ble hun hyllet slike mestere i kosmologi som Eddington og de Sitter; litt senere la forskerne merke til og satte pris på Friedmans arbeid. I 1931, på forslag av Eddington, oversatte Lemaitre sin artikkel (med små kutt) til engelsk for Monthly News of the Royal Astronomical Society. Samme år var Einstein enig i Lemaitres konklusjoner, og et år senere, sammen med de Sitter, bygde han en modell av et ekspanderende univers med flat plass og buet tid. På grunn av sin enkelhet har denne modellen lenge vært veldig populær blant kosmologer.
I samme 1931 publiserte Lemaitre en kort (og uten matematikk) beskrivelse av enda en modell av universet, som kombinerer kosmologi og kvantemekanikk. I denne modellen er det første øyeblikket eksplosjonen av det primære atomet (Lemaitre kalte det også et kvante), som ga opphav til både rom og tid. Siden tyngdekraften bremser utvidelsen av det nyfødte universet, reduseres hastigheten - det er mulig nesten til null. Senere introduserte Lemaitre en kosmologisk konstant i sin modell, som tvang Universet til å bevege seg over tid til et stabilt regime med akselererende ekspansjon. Så han forventet både ideen om Big Bang og moderne kosmologiske modeller som tar hensyn til tilstedeværelsen av mørk energi. Og i 1933 identifiserte han den kosmologiske konstanten med vakuumets energitetthet, som ingen hadde tenkt på før. Det er fantastiskhvor mye denne vitenskapsmannen utvilsomt var verdig tittelen oppdageren av universets utvidelse, var forut for sin tid!
Alexey Levin
