For bare hundrede år siden opdagede forskere, at vores univers hurtigt vokser i størrelse.
I 1870 kom den engelske matematiker William Clifford til den meget dybe idé om, at rummet kan være buet og ikke det samme på forskellige punkter, og at dets krumning over tid kan ændre sig. Han indrømmede endda, at sådanne ændringer på en eller anden måde er forbundet med materiens bevægelse. Begge disse ideer dannede mange år senere grundlaget for den generelle relativitetsteori. Clifford selv levede ikke for at se dette - han døde af tuberkulose i en alder af 34 år 11 dage før Albert Einsteins fødsel.
Rødskift
Astrospektrografi gav de første oplysninger om universets udvidelse. I 1886 bemærkede den engelske astronom William Huggins, at stjernelysets bølgelængder var forskudt let sammenlignet med de jordbaserede spektre af de samme elementer. Baseret på formlen til den optiske version af Doppler-effekten, der blev afledt i 1848 af den franske fysiker Armand Fizeau, er det muligt at beregne størrelsen af stjernens radiale hastighed. Sådanne observationer gør det muligt at spore bevægelsen af et rumobjekt.
For hundrede år siden var begrebet univers baseret på newtons mekanik og euklidisk geometri. Selv et par videnskabsmænd, såsom Lobachevsky og Gauss, der indrømmede (kun som en hypotese!) Den fysiske virkelighed af ikke-euklidisk geometri betragtede det ydre rum som evigt og uforanderligt. Udvidelsen af universet gør det vanskeligt at bedømme afstanden til fjerne galakser. Lyset, der nåede 13 milliarder år senere fra galaksen A1689-zD1 3,35 milliarder lysår væk (A), "rødner" og svækkes, når det krydser det ekspanderende rum, og selve galaksen trækker sig tilbage (B). Det vil medføre information om afstanden i rødforskydning (13 milliarder lysår), i vinkelstørrelse (3,5 milliarder lysår), i intensitet (263 milliarder lysår), mens den virkelige afstand er 30 milliarder lysår. flere år.
Et kvart århundrede senere blev denne mulighed genudnyttet af Vesto Slipher, et observatorium i Flagstaff, Arizona, der siden 1912 havde studeret spektrene af spiralnebler med et 24-tommers teleskop med en god spektrograf. For at få et billede af høj kvalitet blev den samme fotografiske plade eksponeret i flere nætter, så projektet bevægede sig langsomt. Fra september til december 1913 studerede Slipher Andromeda-tågen og kom ved hjælp af Doppler-Fizeau-formlen til den konklusion, at den nærmer sig Jorden med 300 km hvert sekund.
Salgsfremmende video:
I 1917 offentliggjorde han data om de radiale hastigheder af 25 tåger, der viste signifikante asymmetrier i deres retninger. Kun fire tåger nærmede sig solen, resten undslap (og nogle meget hurtigt).
Slipher stræbte ikke efter berømmelse eller offentliggjorde sine resultater. Derfor blev de kun kendt i astronomiske kredse, da den berømte britiske astrofysiker Arthur Eddington henledte opmærksomheden på dem.
I 1924 udgav han en monografi om relativitetsteorien, som indeholdt en liste over 41 tåger fundet af Slipher. De samme fire blåskiftede tåger var til stede der, mens de resterende 37 spektrallinjer var rødskiftede. Deres radiale hastigheder varierede i intervallet 150 - 1800 km / s og i gennemsnit 25 gange højere end Mælkevejens stjerner, som dengang var kendt. Dette antydede, at tågen er involveret i andre bevægelser end de "klassiske" armaturer.
Rumøer
I begyndelsen af 1920'erne troede de fleste astronomer, at spiralnebulae var placeret ved Mælkevejens periferi, og ud over det var der intet andet end tomt mørkt rum. Sandt nok, selv i det 18. århundrede så nogle forskere kæmpe stjerneklynger i tåger (Immanuel Kant kaldte dem øuniverser). Denne hypotese var imidlertid ikke populær, da det ikke var muligt pålideligt at bestemme afstande til tåger.
Dette problem blev løst af Edwin Hubble, der arbejdede på et 100-tommers reflektorteleskop ved Mount Wilson Observatory i Californien. I 1923-1924 opdagede han, at Andromeda-tågen består af mange lysende genstande, blandt hvilke der er variable stjerner i Cepheid-familien. Det var allerede kendt dengang, at perioden med ændring i deres tilsyneladende lysstyrke er forbundet med den absolutte lysstyrke, og derfor er cepheiderne egnede til kalibrering af kosmiske afstande. Med deres hjælp estimerede Hubble afstanden til Andromeda til 285.000 parsec (ifølge moderne data er det 800.000 parsecs). Mælkevejens diameter blev derefter antaget at være ca. 100.000 parsec (faktisk er den tre gange mindre). Heraf fulgte det, at Andromeda og Mælkevejen skulle betragtes som uafhængige stjerneklynger. Hubble identificerede snart to uafhængige galakser,som endelig bekræftede hypotesen om "øuniverser".
For at være retfærdig skal det bemærkes, at afstanden til Andromeda to år før Hubble blev beregnet af den estiske astronom Ernst Opik, hvis resultat - 450.000 parsec - var tættere på den rigtige. Imidlertid brugte han en række teoretiske overvejelser, der ikke var så overbevisende som Hubbles direkte observationer.
I 1926 havde Hubble foretaget en statistisk analyse af observationer af fire hundrede "ekstragalaktiske tåger" (han brugte dette udtryk i lang tid og undgik at kalde dem galakser) og foreslog en formel til at relatere afstanden til en tåge med dens tilsyneladende lysstyrke. På trods af de enorme fejl ved denne metode bekræftede nye data, at tåger fordeles mere eller mindre jævnt i rummet og ligger langt uden for mælkevejens grænser. Nu var der ikke længere nogen tvivl om, at der ikke er plads til vores Galaxy og dens nærmeste naboer.
Rummodeller
Eddington blev interesseret i Sliphers resultater, selv før den endelige afklaring af arten af spiralnebler. På dette tidspunkt eksisterede der allerede en kosmologisk model, på en måde forudsigende den effekt afsløret af Slipher. Eddington tænkte meget over det og gik naturligvis ikke glip af muligheden for at give observationer fra Arizona-astronomen en kosmologisk lyd.
Moderne teoretisk kosmologi begyndte i 1917 med to revolutionerende artikler, der præsenterede modeller af universet baseret på generel relativitet. Den ene af dem blev skrevet af Einstein selv, den anden af den hollandske astronom Willem de Sitter.
Hubbles love
Edwin Hubble afslørede empirisk den omtrentlige proportionalitet af rødskift og galaktiske afstande, som han ved hjælp af Doppler-Fizeau-formlen forvandlede til en proportionalitet mellem hastigheder og afstande. Så vi har to forskellige mønstre her.
Hubble vidste ikke, hvordan de forholder sig til hinanden, men hvad siger nutidens videnskab om dette?
Som Lemaitre allerede viste, er den lineære sammenhæng mellem kosmologisk (forårsaget af udvidelsen af universet) rød forskydning og afstande på ingen måde absolut. I praksis observeres det kun godt for forskydninger mindre end 0,1. Så den empiriske Hubbles lov er ikke nøjagtig, men tilnærmelig, og Doppler-Fizeau-formlen er kun gyldig for små forskydninger i spektret.
Men den teoretiske lov, der forbinder radiale hastighed af fjerne objekter med afstanden til dem (med proportionalitetskoefficienten i form af Hubble-parameteren V = Hd) er gyldig for enhver rødforskydning. Imidlertid er hastigheden V, der vises i den, ikke hastigheden af fysiske signaler eller virkelige kroppe i det fysiske rum. Dette er stigningen i afstanden mellem galakser og galaksehobe, hvilket skyldes udvidelsen af universet. Vi ville kun være i stand til at måle det, hvis vi var i stand til at stoppe universets udvidelse, straks strække målebånd mellem galakser, læse afstandene imellem dem og dele dem med tidsintervaller mellem målingerne. Naturligvis tillader fysikens love dette ikke. Derfor foretrækker kosmologer at bruge Hubble-parameteren H i en anden formel,hvor universets skaleringsfaktor vises, som præcist beskriver graden af dets ekspansion i forskellige kosmiske epoker (da denne parameter ændres over tid, betegnes dens moderne værdi H0). Universet ekspanderer nu med acceleration, så værdien af Hubble-parameteren stiger.
Ved at måle kosmologiske rødforskydninger får vi information om graden af udvidelse af rummet. Lyset fra galaksen, som kom til os med den kosmologiske rødskift z, forlod det, da alle kosmologiske afstande var 1 + z gange mindre end i vores epoke. Yderligere oplysninger om denne galakse, såsom dens aktuelle afstand eller afstanden fra Mælkevejen, kan kun fås ved hjælp af en bestemt kosmologisk model. For eksempel bevæger sig en galakse med z = 5 i Einstein-de Sitter-modellen væk fra os med en hastighed på 1,1 s (lysets hastighed). Men hvis du laver en almindelig fejl og bare udligner V / c og z, vil denne hastighed være fem gange lysets hastighed. Uoverensstemmelsen er, som vi kan se, alvorlig.
Afhængighed af fjerne objekters hastighed på rødskift i henhold til SRT, GRT (afhænger af modellen og tiden, kurven viser det aktuelle tidspunkt og den aktuelle model). Ved små forskydninger er afhængigheden lineær.
Einstein troede i tidsånden, at universet som helhed er statisk (han forsøgte også at gøre det uendeligt i rummet, men kunne ikke finde de korrekte randbetingelser for hans ligninger). Som et resultat byggede han en model af et lukket univers, hvis rum har en konstant positiv krumning (og derfor har den en konstant endelig radius). Tværtimod flyder tiden i dette univers på en newtonsk måde, i samme retning og med samme hastighed. Rummets tid på denne model er buet på grund af den rumlige komponent, mens tidskomponenten ikke deformeres på nogen måde. Denne statiske natur i denne verden giver et specielt "indsæt" i den grundlæggende ligning, der forhindrer tyngdekrafts sammenbrud og derved fungerer som et allestedsnærværende anti-tyngdekraftsfelt. Dens intensitet er proportional med en speciel konstant,som Einstein kaldte universal (nu kaldes det den kosmologiske konstant).
Lemaitres kosmologiske model af universets udvidelse var langt forud for sin tid. Lemaitres univers begynder med Big Bang, hvorefter ekspansionen først sænkes og derefter begynder at accelerere.
Einsteins model gjorde det muligt at beregne universets størrelse, den samlede mængde stof og endda værdien af den kosmologiske konstant. Dette kræver kun den gennemsnitlige tæthed af kosmisk stof, som i princippet kan bestemmes ud fra observationer. Det er ikke tilfældigt, at Eddington beundrede denne model og brugte Hubble i praksis. Imidlertid er det ødelagt af ustabilitet, som Einstein simpelthen ikke bemærkede: ved den mindste afvigelse af radius fra ligevægtsværdien udvider Einstein-verdenen enten eller gennemgår et tyngdekollaps. Derfor har denne model intet at gøre med det virkelige univers.
Tom verden
De Sitter byggede også, som han selv troede, en statisk verden med konstant krumning, men ikke positiv, men negativ. Den indeholder Einsteins kosmologiske konstant, men der er slet ingen ting. Når der indføres testpartikler med vilkårligt lille masse, spredes de og går til uendelig. Derudover strømmer tiden langsommere i periferien af de Sitters univers end i dens centrum. På grund af dette kommer lysbølger fra store afstande med en rød forskydning, selvom deres kilde er stationær i forhold til observatøren. Så i 1920'erne spekulerede Eddington og andre astronomer på, om de Sitters model havde noget at gøre med den virkelighed, der afspejles i Slipher's observationer?
Disse mistanker blev bekræftet, omend på en anden måde. Den statiske natur i de Sitters univers viste sig at være imaginær, da det var forbundet med et uheldigt valg af koordinatsystemet. Efter at have rettet denne fejl viste de Sitter-rummet at være fladt, euklidisk, men ikke-statisk. På grund af den antigravitations kosmologiske konstant udvides den med bibeholdelse af nul krumning. På grund af denne udvidelse øges fotonernes bølgelængder, hvilket medfører forskydning af de spektrale linjer, som de Sitter forudsiger. Det skal bemærkes, at det er sådan, den kosmologiske rødforskydning af fjerne galakser forklares i dag.
Fra statistik til dynamik
Historien om åbent ikke-statiske kosmologiske teorier begynder med to artikler af den sovjetiske fysiker Alexander Friedman, offentliggjort i den tyske tidsskrift Zeitschrift fur Physik i 1922 og 1924. Friedman beregnede modeller af universer med tidsvariabel positive og negative krumninger, som blev den gyldne fond for teoretisk kosmologi. Imidlertid bemærkede hans samtid næppe disse værker (Einstein betragtede først selv Friedmans første artikel matematisk fejlagtig). Friedman troede selv, at astronomi endnu ikke havde et arsenal af observationer, der gjorde det muligt at beslutte, hvilke af de kosmologiske modeller, der er mere konsistente med virkeligheden, og begrænsede sig derfor til ren matematik. Måske ville han have handlet anderledes, hvis han havde gjort sig bekendt med resultaterne af Slipher, men dette skete ikke.
Den største kosmolog i første halvdel af det 20. århundrede, Georges Lemaitre, tænkte anderledes. Hjemme, i Belgien, forsvarede han sin afhandling i matematik, og derefter i midten af 1920'erne studerede han astronomi - i Cambridge under Eddington og ved Harvard Observatory i Harlow Shapley (under hans ophold i USA, hvor han forberedte sin anden afhandling ved MIT, han mødte Slipher og Hubble). Tilbage i 1925 var Lemaitre den første til at vise, at den statiske karakter af de Sitters model var imaginær. Da han kom tilbage til sit hjemland som professor ved Louvain-universitetet, byggede Lemaitre den første model af et ekspanderende univers med en klar astronomisk begrundelse. Uden overdrivelse var dette arbejde et revolutionerende gennembrud inden for rumvidenskab.
Økumenisk revolution
I sin model bevarede Lemaitre en kosmologisk konstant med en Einstein-numerisk værdi. Derfor begynder dets univers i en statisk tilstand, men over tid på grund af udsving kommer det ind i stien til konstant ekspansion med en stigende hastighed. På dette tidspunkt bevarer den en positiv krumning, som falder, når radius vokser. Lemaitre inkluderede ikke kun materien, men også elektromagnetisk stråling i sammensætningen af sit univers. Hverken Einstein eller de Sitter, hvis værker var kendt af Lemaitre, eller Friedman, som han ikke vidste noget om på det tidspunkt, gjorde dette.
Tilknyttede koordinater
I kosmologiske beregninger er det praktisk at bruge ledsagende koordinatsystemer, der udvides i harmoni med udvidelsen af universet. I den idealiserede model, hvor galakser og galaktiske klynger ikke deltager i nogen ordentlige bevægelser, ændres deres ledsagende koordinater ikke. Men afstanden mellem to objekter på et givet tidspunkt er lig med deres konstante afstand i de ledsagende koordinater ganget med størrelsen af skaleringsfaktoren for det øjeblik. Denne situation kan let illustreres på en oppustelig klode: bredden og længden af hvert punkt ændrer sig ikke, og afstanden mellem et par punkter øges med stigende radius.
Brugen af koordinater hjælper med at forstå de dybe forskelle mellem kosmologien i det ekspanderende univers, særlig relativitet og newtonske fysik. Så i Newtons mekanik er alle bevægelser relative, og absolut immobilitet har ingen fysisk betydning. Tværtimod, i kosmologi er immobilitet i de ledsagende koordinater absolut og kan i princippet bekræftes ved observationer. Den særlige relativitetsteori beskriver processer i rumtid, hvorfra et uendeligt antal måder kan bruges til at isolere rumlige og tidsmæssige komponenter ved hjælp af Lorentz-transformationerne. Tværtimod nedbrydes kosmologisk rumtid naturligt i et buet ekspanderende rum og en enkelt kosmisk tid. I dette tilfælde kan fjerntliggende galaksers nedgangshastighed være mange gange højere end lysets hastighed.
Lemaitre, tilbage i USA, foreslog, at rødforskydninger i fjerne galakser skyldes udvidelsen af rummet, som "strækker" lysbølger. Nu beviste han det matematisk. Han demonstrerede også, at små (meget mindre end enhed) røde forskydninger er proportionale med afstanden til lyskilden, og proportionalitetskoefficienten afhænger kun af tiden og bærer information om den nuværende ekspansionstaktsgrad i universet. Da det fulgte af Doppler-Fizeau-formlen, at en galakses radiale hastighed er proportional med rødskiftet, konkluderede Lemaître, at denne hastighed også er proportional med dens afstand. Efter at have analyseret hastighederne og afstandene på 42 galakser fra Hubble-listen og under hensyntagen til solens intragalaktiske hastighed, etablerede han værdierne for proportionalitetskoefficienterne.
Ubemærket arbejde
Lemaitre offentliggjorde sit arbejde i 1927 på fransk i den ulæselige tidsskrift Annals of the Scientific Society of Brussels. Det menes, at dette var hovedårsagen til, at hun oprindeligt gik næsten ubemærket (selv af hans lærer Eddington). Sandt nok var Lemaitre i efteråret samme år i stand til at diskutere sine fund med Einstein og lærte af ham om Friedmanns resultater. Skaberen af generel relativitetsteori havde ingen tekniske indvendinger, men han troede bestemt ikke på den fysiske virkelighed af Lemaitres model (ligesom han ikke accepterede Friedmanns konklusioner tidligere).
Hubble-plot
I mellemtiden fandt Hubble og Humason i slutningen af 1920'erne en lineær sammenhæng mellem afstandene på op til 24 galakser og deres radiale hastigheder beregnet (for det meste af Slipher) ud fra rødskift. Ud fra dette konkluderede Hubble, at den radiale hastighed i galaksen er direkte proportional med afstanden til den. Koefficienten for denne proportionalitet er nu betegnet H0 og kaldes Hubble-parameteren (ifølge de seneste data overstiger den lidt 70 (km / s) / megaparsek).
Hubbles papir med en graf over det lineære forhold mellem galaktiske hastigheder og afstande blev offentliggjort i begyndelsen af 1929. Et år tidligere udledte den unge amerikanske matematiker Howard Robertson, efter Lemaitre, denne afhængighed fra modellen for det ekspanderende univers, som Hubble måske har kendt til. Imidlertid blev denne model hverken direkte eller indirekte nævnt i hans berømte artikel. Senere udtrykte Hubble tvivl om, at hastighederne i hans formel faktisk beskriver galaksernes bevægelser i det ydre rum, men han afstod altid fra deres konkrete fortolkning. Han så betydningen af sin opdagelse ved at demonstrere proportionaliteten mellem galaktiske afstande og rødforskydninger og overlod resten til teoretikere. Derfor er der med al respekt for Hubble ingen grund til at betragte ham som opdageren af universets udvidelse.
Og alligevel ekspanderer den
Ikke desto mindre banede Hubble vejen for anerkendelsen af universets udvidelse og Lemaitres model. Allerede i 1930 blev hun hyldet sådanne mestre inden for kosmologi som Eddington og de Sitter; lidt senere bemærkede forskere og værdsatte Friedmans arbejde. I 1931, på forslag af Eddington, oversatte Lemaitre sin artikel (med små nedskæringer) til engelsk til de månedlige nyheder fra Royal Astronomical Society. Samme år var Einstein enig i Lemaitres konklusioner, og et år senere byggede han sammen med de Sitter en model af et ekspanderende univers med fladt rum og buet tid. Denne model har på grund af sin enkelhed været meget populær blandt kosmologer i lang tid.
I samme 1931 offentliggjorde Lemaitre en kort (og uden matematik) beskrivelse af endnu en model af universet, der kombinerer kosmologi og kvantemekanik. I denne model er det første øjeblik eksplosionen af det primære atom (Lemaitre kaldte det også et kvante), hvilket gav anledning til både rum og tid. Da tyngdekraften bremser udvidelsen af det nyfødte univers, falder dens hastighed - det er muligt næsten til nul. Senere introducerede Lemaitre en kosmologisk konstant i sin model, som tvang universet til at bevæge sig over tid til et stabilt regime med accelereret ekspansion. Så han forventede både ideen om Big Bang og moderne kosmologiske modeller, der tager højde for tilstedeværelsen af mørk energi. Og i 1933 identificerede han den kosmologiske konstant med vakuumets energitæthed, som ingen havde tænkt på før. Det er bare fantastiskhvor meget denne videnskabsmand, uden tvivl værdig titlen som opdageren af universets udvidelse, var forud for sin tid!
Alexey Levin