See on mõnevõrra looduse iroonia, et universumi kõige rikkalikum energiavorm on ühtlasi ka kõige salapärasem. Pärast universumi kiireneva paisumise vapustavat avastamist tekkis kiiresti ühtne pilt, mis näitab, et 2/3 kosmosest on "valmistatud" "tumeenergiast" - mingist gravitatsiooniliselt tõrjuvast materjalist. Kuid kas tõendid on piisavalt veenvad, et toetada neid eksootilisi uusi loodusseadusi? Võib-olla on nendele tulemustele lihtsamad astrofüüsikalised seletused?
Selle sedeli prototüüp avaldati hiljuti Habri populaarteaduslikus rubriigis, kuigi lukus ja võtmes, nii et võib-olla ei saanud kõik huvilised seda kätte. Selles versioonis on tehtud üsna olulisi täiendusi, mis peaksid kõigile huvi pakkuma.
Tumeenergia ajalugu sai alguse 1998. aastal, kui kaks sõltumatut meeskonda uurisid kaugeid supernoovasid. selleks, et tuvastada universumi paisumise aeglustumise kiirust.Üks neist, Supernova Cosmology Project, alustas tööd 1988. aastal ja seda juhtis Saul Perlmutter. Teine Brian Schmidt High-z Supernova Search Teami juhitud meeskond liitus uuringuga 1994. aastal. Tulemus šokeeris neid: Universum on olnud kiirendatud paisumise režiimis üsna pikka aega.
Nagu detektiivid, koostasid kosmoloogid üle maailma toimikuid kiirendamise eest vastutavate süüdistatavate kohta. Selle eripära: gravitatsiooniliselt tõrjuv, takistab galaktikate teket (aine koondumine galaktikateks), avaldub aegruumi venimises. Süüdistatava hüüdnimi on "tume energia". Paljud teoreetikud on väitnud, et süüdistatav on kosmoloogiline konstant. Kindlasti vastas see kiirendatud laienemise stsenaariumile. Kuid kas oli piisavalt tõendeid, et tuvastada tume energia täielikult kosmoloogilise konstandiga?
Gravitatsiooni-tõrjuva tumeenergia olemasolul oleks fundamentaalfüüsikale dramaatilised tagajärjed. Kõige konservatiivsem oletus oli, et universum on täidetud homogeense merega kvantenergia nullpunkti vibratsioonid või uute osakeste kondensaat, mille mass on $((10)^(39))$ korda väiksem kui elektronil. Mõned teadlased on ka oletanud muutuste vajadust üldine teooria relatiivsusteooria, eelkõige uued kaugjõud, mis nõrgendavad gravitatsiooni mõju. Kuid isegi kõige konservatiivsematel ettepanekutel oli tõsiseid puudujääke. Näiteks osutus nullpunkti energiatihedus teoreetilisest prognoosist 120 ebausutava suurusjärgu võrra väiksemaks. Nende äärmuslike eelduste seisukohalt tundus loomulikum otsida lahendust traditsiooniliste astrofüüsikaliste kontseptsioonide raames: galaktikatevaheline tolm (footonite hajumine sellel ja sellega kaasnev footonivoo nõrgenemine) või erinevus uute vahel. ja vanad supernoovad. Seda võimalust on toetanud paljud öösel valvavad kosmoloogid.
S. Perlmutteri, B. Schmidti ja A. Riessi tehtud supernoova vaatlused ja nende analüüs näitasid, et nende heleduse vähenemine kaugusega toimub märgatavalt kiiremini, kui sel ajal aktsepteeritud kosmoloogiliste mudelite järgi eeldaks. Hiljuti märgiti see avastus ära. See täiendav hämardamine tähendab, et antud punanihe vastab mõnele tõhusale vahemaa lisandumisele. Kuid see on omakorda võimalik ainult siis, kui kosmoloogiline paisumine toimub kiirendusega, s.t. Valgusallika meist eemaldumise kiirus ei vähene, vaid aja jooksul suureneb. Uute katsete kõige olulisem omadus oli see, et need võimaldasid mitte ainult kindlaks teha kiirendatud paisumise fakti, vaid ka teha olulise järelduse erinevate komponentide panuse kohta Universumi aine tihedusse.
Kuni viimase ajani olid supernoovad ainsad otsesed tõendid kiirenenud paisumise kohta ja ainsaks veenvaks toetus tumedale energiale. Kosmilise mikrolaine tausta täpsed mõõtmised, sealhulgas WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) andmed, on andnud sõltumatu kinnituse tumeenergia tegelikkusest. Sama kinnitasid ka kahe võimsama projekti andmed: galaktikate laiaulatuslik jaotus universumis ja Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
WMAP-i, SDSS-i ja muude allikate andmete kombinatsioon leidis, et tumeenergia tekitatud gravitatsiooniline tõukejõud aeglustab universumi ülitihedate ainepiirkondade kokkuvarisemist. Tumeenergia reaalsus muutus kohe oluliselt vastuvõetavamaks.
Ruumi laiendamine
Kosmilise paisumise avastas Edwin Hubble 1920. aastate lõpus ja see võib olla kõige levinum. oluline omadus meie universumist. Mõju all ei liigu mitte ainult astronoomilised kehad gravitatsiooniline interaktsioon nende naabrid, kuid ka suuremahulisi struktuure venitab kosmiline paisumine veelgi suuremal määral. Populaarne analoogia on rosinate liikumine ahjus väga suures koogis. Piruka kerkides pikeneb kaugus piruka sisse põimitud rosinapaaride vahel. Kui kujutame ette, et üks konkreetne kõrgpunkt esindab meie galaktikat, siis leiame, et kõik teised kõrgpunktid (galaktikad) eemalduvad meist igas suunas. Meie universum laienes Suure Paugu loodud kuumast ja tihedast kosmilisest supist palju lahedamaks ja õhemaks galaktikate ja galaktikaparvede kogumiks, mida täna näeme.
Kaugete galaktikate tähtede ja gaasi kiirgav valgus on samamoodi venitatud, pikendades Maale liikudes selle lainepikkust. See lainepikkuse nihe saadakse punase nihkega $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$, kus $\lambda_(obs)$ on valguse pikkus Maal ja $\lambda_ (0) $ on kiiratava valguse lainepikkus. Näiteks Lymani alfa üleminekut vesinikuaatomis iseloomustab lainepikkus $\lambda_0=121,6$ nanomeetrit (naastes põhiolekusse). Seda üleminekut saab tuvastada kaugete galaktikate kiirguses. Eelkõige kasutati seda rekordiliselt suure punanihke tuvastamiseks: rabav z = 10 Lymani alfajoonega $\lambda_(obs)=1337,6 $ nanomeetrites. Kuid punanihe kirjeldab ainult kosmilise skaala muutumist valguse kiirgamisel ja neeldumisel ning ei anna otsest teavet kiirgaja kauguse ega universumi vanuse kohta, millal valgus kiirgas. Kui teame nii kaugust objektist kui ka punanihet, võime proovida saada oluline teave Universumi paisumise dünaamika kohta.
Tähelepanekud supernoovad avastas mingi gravitatsiooni-tõrjuva aine, mis kontrollib Universumi kiirendust. See pole esimene kord, kui astronoomid puutuvad kokku puuduva aine probleemiga. Galaktikate helendavad massid osutusid gravitatsioonimassidest oluliselt väiksemaks. Selle erinevuse moodustas tumeaine – külm, mitterelativistlik aine, mis koosneb tõenäoliselt enamasti osakestest, mis interakteeruvad nõrgalt aatomite ja valgusega.
Kuid vaatlused näitasid, et aine koguhulk universumis, sealhulgas tumeaine, on vaid 1/3 koguenergia. Seda on kinnitanud miljonite galaktikate uurimine 2DF ja SDSS projektide raames. Kuid üldrelatiivsusteooria ennustab, et paisumise ja universumi energiasisalduse vahel on täpne seos. Seetõttu teame, et kõigi footonite, aatomite ja kogu energiatihedus tumeaine tuleb täiendada mõne kriitilise väärtusega, mis on määratud Hubble'i konstandiga $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_(0)^(2)/8\pi\cdot(G)$. Konks on selles, et mitte, aga see on hoopis teine lugu.
Mass, energia ja aegruumi kõverus on üldrelatiivsusteoorias otseselt seotud. Seetõttu võib üks seletus olla see, et tühimiku kriitilise tiheduse ja vaadeldava ainetiheduse vahel täidab teatud energiatihedus, mis on seotud ruumi deformatsiooniga suurtes skaalades ja on jälgitav ainult skaalades suurusjärgus $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. Õnneks saab Universumi kumerust määrata ICF-i täppismõõtmiste abil. Reliikvia, mille päritolu on 400 000 pärast Suurt Pauku, ICF on musta keha kiirgus, mille allikaks on ürgplasma. Kui universum jahtus alla $3000\K$, muutus plasma footonitele läbipaistvaks ja need said kosmoses vabalt levida. Täna, peaaegu 15 miljardit aastat hiljem, vaatleme footonite termilist reservuaari temperatuuril 2,726 $\K $, mis kujutab endast kosmilisest paisumisest tingitud punanihke tulemust.
WMAP satelliidi abil saadi ICF-ist märkimisväärne pilt, mis näitab vähimaidki muutusi "taeva" footonite temperatuuris. Need variatsioonid, mida tuntakse kui ICF-i anisotroopiat, peegeldavad väikseid variatsioone varase universumi tiheduses ja liikumises. Need variatsioonid, mis tekivad $((10)^(-5))$ tasemel, on tänapäeval täheldatava suuremahulise struktuuri (galaktikad, klastrid) seemned.
Kosmilise mikrolaine tausta kõige külmemad/kuumemad kohad on tingitud footonitest, mis põgenesid kõrgeima/väikseima tihedusega gravitatsioonipotentsiaaliga aladelt. Nende piirkondade mõõtmed määrab hästi plasmafüüsika. Kui me kaalume täielik universum, peaks nende anisotroopiate näiv nurga suurus olema umbes $((0,5)^(0)) $, kui universumil on piisavalt kumerust energiavahe täitmiseks ja nurkade suurused on ruumi kumeruse puudumisel kaks korda suuremad. Lihtsaim viis selle geomeetrilise efekti visualiseerimiseks on kujutleda kolmnurka, millel on fikseeritud alus ja küljed (ainult küljed?), mis on joonistatud erineva kumerusega pindadele. Sadula pinna/sfääri puhul on sisenurgad väiksemad/suuremad kui sama kolmnurga tasasele pinnale tõmmatud (eukleidilise geomeetriaga).
Alates 1999. aastast on seda peetud terve rida katsed (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), mis näitasid, et MCF-punktide suurus on suurusjärgus $((1)^(0))$. See tähendab, et universumi geomeetria on tasane. Puuduva energiaprobleemi vaatenurgast tähendab see, et tühimiku täitmise eest peab vastutama miski muu kui kumerus. Mõnele kosmoloogile nägi see tulemus välja nagu déjà vu. inflatsioon, parim teooria Algsete kõikumiste ICF päritolu viitab sellele, et väga varajases universumis toimus kiirenenud paisumise periood, mida ajendas osake, mida nimetatakse inflatsiooniks. Inflaton venitaks välja igasuguse suuremahulise kumeruse, muutes universumi geomeetria tasaseks või eukleidiliseks. Tõendid viitavad energiavormi olemasolule, mis takistab galaktikate kogunemist, mis on gravitatsiooniliselt tõrjuv ja mis võib olla tingitud muust osakesest peale inflatsiooni.
Kosmiline harmoonia
CMB ja supernoova andmed on järjekindlalt kinnitanud, et kosmilise kiirenduse allikas on tume energia. Kuid see oli alles algus. Kombineerides WMAP-i ICF-i täppismõõtmisi suuremahuliste ainejaotuste raadio-, optilise ja röntgenikiirguse tuvastamisega, on astrofüüsikud saanud täiendavaid tõendeid universumi kiireneva paisumise kohta. Selgus, et Universumi tiheduse ja tihenemise gravitatsioonipotentsiaali augud venitati ja silusid aja jooksul justkui eemaletõukava gravitatsiooni mõjul. Seda efekti nimetatakse integraalseks efektiks (Sachs-Wolfe (ISW)). See viib korrelatsioonini CMB temperatuuri anisotroopia ja universumi suuremahulise struktuuri vahel. Kuigi ürgplasma muutus universumi jahtudes footonitele läbipaistvaks, ei liigu footonid takistamatult. Kosmos on täis ebakorrapärasusi, mis on tugevad lühikestel vahemaadel (kus aine koondub tähtedeks, galaktikateks ja udukogudeks) ja nõrgenevad järk-järgult suurtes pikkustes... Lennu ajal langevad footonid gravitatsiooniaukudesse ja sealt välja.
Pärast kosmiliste kiirte esmakordset tuvastamist (umbes 40 aastat tagasi) näitasid Sachs ja Wolff, et ajas muutuv potentsiaal peaks kaasa tooma energia nihke seda läbivate footonite ICF-is. Footon saab energiat, kui ta kukub gravitatsiooniauku, ja kulutab selle sealt välja tulles. Kui potentsiaal muutuks selle protsessi käigus sügavamaks, kaotaks footon tervikuna energiat. Kui potentsiaal muutub madalamaks, saab footon energiat juurde.
Universumis, kus täieliku kriitilise tiheduse moodustavad ainult aatomid ja tumeaine, arenevad väga suurte ruumiliste skaaladega nõrgad gravitatsioonipotentsiaalid (mis vastavad õrnadele ainetiheduse lainetele) liiga aeglaselt, et jätta ICF footonitesse märgatavaid jälgi. Tihedamad piirkonnad lihtsalt neelavad ümbritsevat ainet sama kiirusega, millega kosmiline paisumine pikendab laineid, jättes potentsiaali muutumatuks. Siiski koos enamaga kiire laienemine Tumeenergiast juhitavas universumis ei saa aine kogunemine venitamisega konkureerida. Tõhusalt aeglustab gravitatsioonilist kollapsit eemaletõukav tumeaine. Järelikult kipub gravitatsioonipotentsiaal lamenduma ja footonid saavad neid alasid läbides energiat juurde. Samamoodi kaotavad footonid madala tihedusega piirkondi läbides energiat. (Pole triviaalne!)
Negatiivne rõhk
Kosmilise kiirenduse suurim mõistatus ei seisne selles, et 2/3 universumit täitvast ainest pole meile nähtav, vaid see, et see sunnib gravitatsioonilise tõukejõuga aine olemasolu. Tumeenergia selle kummalise omaduse arvestamiseks on kasulik kasutusele võtta suurus $w=((p)_(tume)/((\rho )_(dark))$. See avaldis sarnaneb gaasi olekuvõrrandiga. Üldrelatiivsusteoorias on kosmilise paisumise muutumise kiirus võrdeline $-\left(((\rho )_(kokku))+3((p)_(kokku)) \right)$. Kiirendatud laienemise korral peab see väärtus olema positiivne. Kuna $((\rho )_(total))$ on positiivne ning tava- ja tumeaine keskmine rõhk on tühine (kuna see on külm ja mitterelativistlik), jõuame nõudeni $3w\time ((\ rho )_(tume ))+((\rho )_(kokku))
Miks rõhk mõjutab universumi paisumist? Einstein näitas, et aine ja energia painutavad aegruumi. Seetõttu aitab kuuma gaasi puhul kaasa selle aatomite kineetiline energia gravitatsioonijõud, mõõdetuna kaugemate kehade kiirenduse mõõtmisega. Kuid gaasi ohjeldamiseks või isoleerimiseks vajalikud jõud töötavad selle ülerõhu vastu. Universum seevastu pole isoleeritud ega piiratud. Kuuma gaasiga täidetud ruumi paisumine toimub tõhusalt aeglasemalt (isegravitatsiooni tõttu) kui külma gaasiga täidetud universumi paisumine. Sama loogika järgi sellise negatiivse rõhuga meedium, et $((\rho )_(kokku))+3p
Negatiivne rõhk ei ole nii haruldane juhtum. Veesurve mõnes kõrged puud muutub negatiivseks, kui toitumine tõuseb läbi nende veresoonte süsteemi. Ühtlases elektri- või magnetväljas võib leida ka alarõhuga konfiguratsioone. Nendel juhtudel on rõhk midagi venitatud vedru sarnast sisejõudude põhjustatud pinge all. Mikroskoopilisel tasemel tekitab Higgsi bosonite (standardmudelis osakeste massi tekitavad hüpoteetilised osakesed) reservuaar negatiivse rõhu, kui selle termiline või kineetiline ergutus on väike. Tõepoolest, inflatsiooni võib pidada Higgsi bosoni raskeks versiooniks. Üks väljapakutud versioon tumedast energiast – kvintessents – võib olla isegi Higgsi heledam versioon.
Põhimõtteliselt ei ole Universumis rõhu alampiiri. Kuigi imelikud asjad juhtuvad, kui $w$ langeb väärtusele alla $-1.$ Sellise materjali isoleeritud tükkidel võib olla negatiivne mass. …..Aga üks asi on ilmne. Nii tugevat alarõhku ei esine üldrelatiivsusteoorias tavaliste osakeste ja väljade puhul. Paljud tähelepanekud viivad tumeda energia parameetrite kitsama vahemikuni kui need, mis tulenevad ülaltoodud üldisest arutluskäigust.
Erinevate ennustuste kombinatsioon teoreetilised mudelid Ja parimad tähelepanekud kosmilise mikrolaine taustkiirgus, suuremahulised struktuurid ja supernoovad põhjustavad $$\Omega_(tume)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= -0,980\pm0,053 $$
Tumeda energia lühiajalugu
Tume energia või midagi selle sarnast on kosmoloogia ajaloos korduvalt ilmunud. Pandora laeka avas Einstein, kes tutvustas oma võrrandeid gravitatsiooniväli. Kosmilist paisumist ei olnud veel avastatud ja võrrandid viitasid õigesti, et ainet sisaldav Universum ei saa olla staatiline ilma kosmoloogilise konstandi matemaatilise lisamiseta, mida tavaliselt tähistatakse $\Lambda$. Mõju on samaväärne universumi merega täitmisega negatiivset energiat, milles triivivad tähed ja udukogud. Laienduse avastamine kaotas vajaduse selle teooria ad hoc lisandi järele.
Järgnevatel aastakümnetel tutvustasid meeleheitel teoreetikud perioodiliselt $\Lambda$, et selgitada uusi astronoomilisi nähtusi. Need tulud olid alati lühiajalised ja andsid tavaliselt saadud andmetele usutavamad selgitused. Alates 60ndatest hakkas aga tekkima idee, et kõikide osakeste ja väljade vaakumi (null)energia peaks paratamatult genereerima $\Lambda$-ga sarnase termini. Lisaks on alust arvata, et kosmoloogiline konstant võib loomulikult tekkida Universumi evolutsiooni algfaasis.
1980. aastal töötati välja inflatsiooniteooria. Selle teooria kohaselt koges varane universum kiirendatud eksponentsiaalse paisumise perioodi. Laienemine oli kohustuslik negatiivne rõhk, tänu uuele osakesele – . Inflaton osutus väga edukaks. Ta lubas palju. Nende paradokside hulka kuuluvad horisondi ja Universumi tasasuse probleemid. Teooria ennustused olid hästi kooskõlas erinevate kosmoloogiliste vaatlustega.
Tume energia ja universumi tulevik
Tumeenergia avastamisega on ideed selle kohta, milline võib olla meie universumi kauge tulevik, dramaatiliselt muutunud. Enne seda avastust oli tuleviku küsimus selgelt seotud kõveruse küsimusega kolmemõõtmeline ruum. Kui, nagu paljud varem uskusid, määras ruumi kõverus 2/3 moodne tempo Universumi paisumisel ja pimedat energiat ei olnud, siis paisuks universum piiramatult, aeglustudes järk-järgult. Nüüd on selge, et tuleviku määravad tumeenergia omadused.
Kuna me teame neid omadusi praegu halvasti, ei saa me veel tulevikku ennustada. Võite kaaluda ainult erinevaid võimalusi. Raske on öelda, mis toimub uue raskusastmega teooriates, kuid praegu võib arutleda teiste stsenaariumide üle. Kui tumeenergia on aja jooksul konstantne, nagu vaakumenergia puhul, kogeb universum alati kiirenenud paisumist. Enamik galaktikaid eemaldub lõpuks meie omast tohutule kaugusele ja meie galaktika koos väheste naabritega osutub tühjuses olevaks saareks. Kui tumeenergia on põhiline, siis kaugemas tulevikus võib kiirendatud paisumine peatuda ja asenduda isegi kokkusurumisega. IN viimasel juhul Universum naaseb kuuma ja tiheda ainega olekusse, ajas tagasi toimub "Suur Pauk vastupidine".
Meie universumi energiaeelarve. Tähelepanu tasub pöörata asjaolule, et tuttava aine (planeedid, tähed, kogu meid ümbritsev maailm) osakaal moodustab vaid 4 protsenti, ülejäänu moodustavad “tumedad” energiavormid.
Universumit ootab veelgi dramaatilisem saatus, kui tumeenergia on fantoom ja selline, mille energiatihedus kasvab piiramatult. Universumi paisumine muutub üha kiiremaks, see kiireneb nii palju, et galaktikad rebitakse parvedest välja, tähed galaktikatest, planeedid Päikesesüsteem. Asjad jõuavad punktini, kus elektronid eralduvad aatomitest ja aatomi tuumad jagunevad prootoniteks ja neutroniteks. Tuleb, nagu öeldakse, suur paus.
Selline stsenaarium ei tundu aga kuigi tõenäoline. Suure tõenäosusega jääb fantoomi energiatihedus piiratuks. Kuid isegi siis võib universumil ees olla ebatavaline tulevik. Fakt on see, et paljudes teooriates kaasneb fantoomkäitumisega – energiatiheduse suurenemisega aja jooksul – ebastabiilsus. Sel juhul muutub fantoomväli Universumis väga ebahomogeenseks, selle energiatihedus Universumi erinevates osades on erinev, mõned osad laienevad kiiresti ja mõned võivad kogeda kokkuvarisemist. Meie galaktika saatus sõltub sellest, millisesse piirkonda see langeb.
Kõik see on aga seotud tulevikuga, mis on isegi kosmoloogiliste standardite järgi kauge. Järgmise 20 miljardi aasta jooksul jääb Universum peaaegu samaks nagu praegu. Meil on aega mõista tumeenergia omadusi ja seeläbi tulevikku kindlamalt ennustada – ja võib-olla ka seda mõjutada.
Vaid sada aastat tagasi avastasid teadlased, et meie universum kasvab kiiresti.
Sada aastat tagasi põhinesid ideed Universumi kohta Newtoni mehaanika ja eukleidiline geomeetria. Isegi mõned teadlased, nagu Lobatševski ja Gauss, tunnistasid (ainult hüpoteesina!) füüsiline reaalsus mitteeukleidiline geomeetria, mida peetakse väliskosmoseks igaveseks ja muutumatuks
1870. aastal jõudis inglise matemaatik William Clifford väga sügavale ideele, et ruum võib olla kõverdatud ja erinevates punktides ebavõrdselt ning et aja jooksul võib selle kõverus muutuda. Ta tunnistas isegi, et sellised muutused on kuidagi seotud aine liikumisega. Mõlemad ideed moodustasid palju aastaid hiljem üldise relatiivsusteooria aluse. Clifford ise ei elanud selle nägemiseni – ta suri tuberkuloosi 34-aastaselt, 11 päeva enne Albert Einsteini sündi.
Punane nihe
Esimese teabe Universumi paisumise kohta andis astrospektrograafia. 1886. aastal märkas inglise astronoom William Huggins, et tähevalguse lainepikkused on samade elementide maapealse spektriga võrreldes veidi nihkunud. Prantsuse füüsiku Armand Fizeau 1848. aastal tuletatud Doppleri efekti optilise versiooni valemi põhjal saab arvutada tähe radiaalkiiruse. Sellised vaatlused võimaldavad jälgida kosmoseobjekti liikumist.
Vaid sada aastat tagasi põhinesid ideed universumi kohta Newtoni mehaanikal ja eukleidilisel geomeetrial. Isegi mõned teadlased, nagu Lobatševski ja Gauss, kes eeldasid (ainult hüpoteesina!) mitteeukleidilise geomeetria füüsilist reaalsust, pidasid ilmaruumi igaveseks ja muutumatuks. Universumi paisumise tõttu ei ole lihtne hinnata kaugust kaugete galaktikate vahel. Valgus, mis saabus 13 miljardit aastat hiljem 3,35 miljardi valgusaasta kaugusel asuvast galaktikast A1689-zD1 (A), "punetab" ja nõrgeneb läbi laieneva kosmose liikudes ning galaktika ise eemaldub (B). See kannab teavet kauguse kohta punanihkes (13 miljardit valgusaastat), nurga suuruses (3,5 miljardit valgusaastat), intensiivsuses (263 miljardit valgusaastat), samas kui tegelik kaugus on 30 miljardit valgusaastat. aastat.
Veerand sajandit hiljem kasutas seda võimalust uudsel viisil Arizonas Flagstaffis asuva observatooriumi töötaja Vesto Slifer, kes oli alates 1912. aastast uurinud spiraaludukogude spektreid 24-tollise teleskoobiga. hea spektrograaf. Kvaliteetse pildi saamiseks eksponeeriti sama fotoplaati mitu ööd, nii et projekt liikus aeglaselt. 1913. aasta septembrist detsembrini uuris Slipher Andromeeda udukogu ja jõudis Doppleri-Fizeau valemi abil järeldusele, et see läheneb Maale iga sekundiga 300 km võrra.
1917. aastal avaldas ta andmed 25 udukogu radiaalkiiruste kohta, mis näitasid olulist asümmeetriat nende suundades. Päikesele lähenes vaid neli udukogu, ülejäänud jooksid minema (ja mõned väga kiiresti).
Slifer ei otsinud kuulsust ega propageerinud oma tulemusi. Seetõttu said nad astronoomilistes ringkondades tuntuks alles siis, kui kuulus Briti astrofüüsik Arthur Eddington neile tähelepanu juhtis.
1924. aastal avaldas ta relatiivsusteooria monograafia, mis sisaldas nimekirja Slipheri leitud 41 udukogu radiaalkiirustest. Seal olid samad neli sinise nihkega udukogu, ülejäänud 37 spektrijooned olid punase nihkega. Nende radiaalkiirused kõikusid 150 ja 1800 km/s vahel ning olid keskmiselt 25 korda suuremad kui Linnutee tähtede tollal teadaolevad kiirused. See viitas sellele, et udukogud osalevad erinevates liikumistes kui "klassikalised" valgustid.
Kosmose saared
1920. aastate alguses uskus enamik astronoome, et spiraalsed udukogud paiknevad Linnutee perifeerias ja sealt edasi polnud muud kui tühi ja pime ruum. Tõsi, veel 18. sajandil nägid mõned teadlased udukogudes hiiglaslikke täheparvesid (Immanuel Kant nimetas neid saareuniversumiteks). See hüpotees polnud aga populaarne, kuna udukogude kaugust oli võimatu usaldusväärselt määrata.
Selle probleemi lahendas Edwin Hubble, töötades California Mount Wilsoni observatooriumi 100-tollise peegeldava teleskoobi kallal. Aastatel 1923–1924 avastas ta, et Andromeeda udukogu koosneb paljudest helendavatest objektidest, sealhulgas tsefeidide perekonna muutuvatest tähtedest. Juba siis oli teada, et nende nähtava heleduse muutumise periood on seotud absoluutne heledus, ja seetõttu sobivad tsefeidid kosmiliste kauguste kalibreerimiseks. Nendega kasutades Hubble'i hindas Andromeeda kauguseks 285 000 parseki (tänapäeva andmetel on see 800 000 parseki). Linnutee läbimõõt arvati siis olevat umbes 100 000 parseki (tegelikkuses on see kolm korda väiksem). Sellest järeldub, et Andromeedat ja Linnuteed tuleb pidada iseseisvateks täheparvedeks. Hubble tuvastas peagi veel kaks sõltumatut galaktikat, mis lõpuks kinnitas "saarte universumite" hüpoteesi.
Ausalt öeldes tasub märkida, et kaks aastat enne Hubble'i arvutas Andromeeda kauguse Eesti astronoom Ernst Opik, kelle tulemus - 450 000 parsekit - oli õigele lähemal. Siiski kasutas ta mitmeid teoreetilisi kaalutlusi, mis ei olnud nii veenvad kui Hubble'i otsesed tähelepanekud.
1926. aastaks oli Hubble dirigeerinud Statistiline analüüs neljasaja "ekstragalaktilise udukogu" vaatlused (ta kasutas seda terminit pikka aega, vältides nende nimetamist galaktikateks) ja pakkus välja valemi, mis seostaks udu kaugust selle näilise heledusega. Vaatamata selle meetodi tohututele vigadele kinnitasid uued andmed, et udukogud on ruumis enam-vähem ühtlaselt jaotunud ja asuvad Linnutee piiridest kaugel. Nüüd polnud enam kahtlust, et ruum ei piirdu ainult meie Galaxy ja selle lähimate naabritega.
Kosmose moedisainerid
Eddington hakkas Slipheri tulemuste vastu huvi tundma juba enne, kui spiraalsete udukogude olemus lõplikult selgeks sai. Selleks ajaks oli juba olemas kosmoloogiline mudel, mis teatud mõttes ennustas Slipheri tuvastatud efekti. Eddington mõtles sellele palju ja loomulikult ei jätnud kasutamata võimalust anda Arizona astronoomi vaatlustele kosmoloogiline kõla.
Kaasaegne teoreetiline kosmoloogia sai alguse 1917. aastal kahe revolutsioonilise dokumendiga, mis tutvustasid üldrelatiivsusteoorial põhinevaid universumi mudeleid. Ühe neist kirjutas Einstein ise, teise Hollandi astronoom Willem de Sitter.
Hubble'i seadused
Edwin Hubble avastas empiiriliselt punanihkete ja galaktiliste kauguste ligikaudse proportsionaalsuse, mille ta muutis Doppleri-Fizeau valemi abil kiiruste ja kauguste proportsionaalsuseks. Seega on meil siin kaks erinevat mustrit.
Hubble ei teadnud, kuidas need omavahel seotud on, aga mida ütleb selle kohta tänapäeva teadus?
Nagu näitas ka Lemaître, pole lineaarne korrelatsioon kosmoloogiliste (universumi paisumisest tingitud) punanihkete ja kauguste vahel sugugi absoluutne. Praktikas on see hästi jälgitav ainult nihkete puhul, mis on väiksemad kui 0,1. Seega ei ole empiiriline Hubble'i seadus täpne, vaid ligikaudne ning Doppleri-Fizeau valem kehtib ainult väikeste spektri nihkete puhul.
Ja siin teoreetiline seadus, mis ühendab kaugemate objektide radiaalkiiruse kaugusega nendeni (proportsionaalsuskoefitsiendiga Hubble'i parameetri V=Hd kujul), kehtib mis tahes punanihke korral. Selles ilmuv kiirus V ei ole aga sugugi füüsiliste signaalide kiirus või tõelised kehad füüsilises ruumis. See on galaktikate vaheliste kauguste suurenemise kiirus ja galaktikaparved, mis on põhjustatud Universumi paisumisest. Me suudaksime seda mõõta vaid siis, kui suudaksime peatada Universumi paisumise, sirutada hetkega galaktikate vahele mõõdulinte, lugeda nendevahelisi kaugusi ja jagada need mõõtmiste vahelisteks ajavahemikeks. Loomulikult füüsikaseadused seda ei võimalda. Seetõttu eelistavad kosmoloogid kasutada Hubble'i parameetrit H teises valemis, mis sisaldab universumi mastaabitegurit, mis kirjeldab täpselt selle paisumise astet erinevatel kosmilistel ajastutel (kuna see parameeter muutub ajas, tänapäevane tähendus tähistab H0). Universum paisub nüüd kiireneva kiirusega, mistõttu Hubble'i parameetri väärtus kasvab.
Kosmoloogilisi punanihkeid mõõtes saame infot ruumi paisumise ulatuse kohta. Galaktika valgus, mis saabus meieni kosmoloogilise punanihkega z, lahkus sellest siis, kui kõik kosmoloogilised kaugused olid 1+z korda väiksemad kui meie ajastul. Täiendavat teavet selle galaktika kohta, nagu selle praegune kaugus või Linnuteelt eemaldamise kiirus, saab hankida ainult konkreetse kosmoloogilise mudeli abil. Näiteks Einstein-de Sitteri mudelis liigub galaktika, mille z = 5, meist eemale kiirusega, mis on võrdne 1,1 s (valguse kiirusega). Kuid kui teete tavalise vea ja võrdsustate lihtsalt V/c ja z, siis osutub see kiirus valguse kiirusest viis korda suuremaks. Nagu näeme, on lahknevus tõsine.
Kaugemate objektide kiiruse sõltuvus punanihkest STR, GTR järgi (sõltub mudelist ja ajast, kõver näitab praegust aega ja hetkemudelit). Väikeste nihete korral on sõltuvus lineaarne.
Einstein uskus aja vaimus, et universum tervikuna on staatiline (ta üritas seda ka ruumis lõpmatuks muuta, kuid ei leidnud õiget piiritingimused teie võrrandite jaoks). Selle tulemusena ehitas ta suletud universumi mudeli, mille ruumil on pidev positiivne kõverus (ja seetõttu on sellel konstantne lõplik raadius). Aeg selles universumis, vastupidi, voolab nagu Newton, ühes suunas ja sama kiirusega. Selle mudeli aegruum on ruumilise komponendi tõttu kõver, samas kui ajakomponent ei ole mingil moel deformeerunud. Selle maailma staatiline olemus annab põhivõrrandisse erilise "sisendi", mis hoiab ära gravitatsiooni kokkuvarisemise ja toimib seeläbi kõikjaloleva gravitatsioonivastase väljana. Selle intensiivsus on võrdeline erikonstandiga, mida Einstein nimetas universaalseks (nüüd nimetatakse seda kosmoloogiliseks konstandiks).
Lemaître’i kosmoloogiline universumi paisumise mudel oli oma ajast kaugel ees. Lemaître’i universum saab alguse Suurest Paugust, misjärel paisumine esmalt aeglustub ja siis hakkab kiirenema.
Einsteini mudel võimaldas arvutada Universumi suuruse, aine koguhulga ja isegi kosmoloogilise konstandi väärtuse. Selleks vajate ainult keskmist tihedust kosmiline aine, mida saab põhimõtteliselt vaatluste põhjal kindlaks teha. Pole juhus, et Eddington imetles seda mudelit ja kasutas seda praktikas Hubble'i poolt. Selle hävitab aga ebastabiilsus, mida Einstein lihtsalt ei märganud: raadiuse vähimagi kõrvalekalde korral tasakaaluväärtusest Einsteini maailm kas paisub või läbib gravitatsioonilise kollapsi. Seetõttu pole sellel mudelil mingit seost tegeliku universumiga.
Tühi maailm
De Sitter ehitas ka, nagu ta ise uskus, staatilise, pideva kumerusega maailma, kuid mitte positiivse, vaid negatiivse. See sisaldab Einsteini kosmoloogilist konstanti, kuid sellel puudub täielikult aine. Kui sisestatakse meelevaldselt väikese massiga testosakesed, siis need hajuvad ja lähevad lõpmatuseni. Lisaks voolab aeg de Sitteri universumi äärealadel aeglasemalt kui selle keskmes. Seetõttu saabuvad suurte vahemaade valguslained punase nihkega, isegi kui nende allikas on vaatleja suhtes paigal. Nii mõtlesid Eddington ja teised astronoomid 1920. aastatel, kas de Sitteri mudelil on midagi ühist Slipheri vaatlustes kajastatud tegelikkusega.
Need kahtlused said kinnitust, kuigi teistsugusel viisil. De Sitteri universumi staatiline olemus osutus kujuteldavaks, kuna see oli seotud koordinaatsüsteemi ebaõnnestunud valikuga. Pärast selle vea parandamist osutus de Sitteri ruum tasaseks, eukleidiliseks, kuid mittestaatiliseks. Tänu antigravitatsioonilisele kosmoloogilisele konstandile see paisub, säilitades samal ajal nullkõveruse. Selle laienemise tõttu suurenevad footonite lainepikkused, mis toob kaasa de Sitteri ennustatud spektrijoonte nihke. Väärib märkimist, et just nii seletatakse tänapäeval kaugete galaktikate kosmoloogilist punanihet.
Statistikast dünaamikani
Avalikult mittestaatiliste kosmoloogiliste teooriate ajalugu algab kahe teosega Nõukogude füüsik aastal avaldatud Alexander Friedman Saksa ajakiri Zeitschrift fur Physik 1922. ja 1924. aastal. Friedman arvutas välja ajas muutuva positiivse ja negatiivse kumerusega universumimudelid, millest sai teoreetilise kosmoloogia kullafond. Kaasaegsed aga neid töid peaaegu ei märganud (Einstein pidas algul isegi Friedmani esimest kirjutist matemaatiliselt ekslikuks). Friedman ise arvas, et astronoomial pole veel vaatluste arsenali, mis võimaldaks otsustada, milline kosmoloogilistest mudelitest on tegelikkusega paremini kooskõlas, ja piirdus seetõttu puhta matemaatikaga. Võib-olla oleks ta Sliferi tulemusi lugedes käitunud teisiti, kuid seda ei juhtunud.
20. sajandi esimese poole suurim kosmoloog Georges Lemaitre arvas teisiti. Kodus Belgias kaitses ta väitekirja matemaatikas ja seejärel õppis 1920. aastate keskel astronoomiat - Cambridge'is Eddingtoni juhendamisel ja Harvardi observatooriumis Harlow Shapley käe all (oli USA-s, kus valmistas ette teise väitekirja MIT-is, kohtus ta Sliferi ja Hubble'iga). Aastal 1925 näitas Lemaître esimesena, et de Sitteri mudeli staatiline olemus oli kujuteldav. Naastes kodumaale Louvaini ülikooli professorina, ehitas Lemaitre esimese paisuva universumi mudeli, millel oli selge astronoomiline alus. Ilma liialduseta oli see töö revolutsiooniline läbimurre kosmoseteaduses.
Universaalne revolutsioon
Lemaitre säilitas oma mudelis kosmoloogilise konstandi, millel oli Einsteini arvväärtus. Nii et tema universum algab staatiline olek, kuid aja jooksul läheb see kõikumiste tõttu üha suurema kiirusega pideva paisumise teele. Selles etapis säilitab see positiivse kõveruse, mis raadiuse suurenedes väheneb. Lemaitre ei hõlmanud oma universumi koostisse mitte ainult mateeriat, vaid ka elektromagnetiline kiirgus. Seda ei teinud ei Einstein ega de Sitter, kelle tööd Lemaitre teadis, ega Friedman, kellest ta tol ajal midagi teadis.
Seotud koordinaadid
Kosmoloogilistes arvutustes on mugav kasutada kaasnevaid koordinaatsüsteeme, mis paisuvad koos Universumi paisumisega. Idealiseeritud mudelis, kus galaktikad ja galaktikaparved ei osale üheski õiges liikumises, ei muutu nendega kaasnevad koordinaadid. Kuid kahe objekti vaheline kaugus antud ajahetkel on võrdne nende konstantse kaugusega kaasnevates koordinaatides, mis on korrutatud selle hetke skaalateguri väärtusega. Seda olukorda saab hõlpsasti illustreerida täispuhutava maakera peal: iga punkti laius- ja pikkuskraad ei muutu ning raadiuse suurenedes suureneb kaugus iga punktipaari vahel.
Liikuvate koordinaatide kasutamine aitab meil mõista sügavaid erinevusi paisuva universumi kosmoloogia, erirelatiivsusteooria ja Newtoni füüsika vahel. Seega on Newtoni mehaanikas kõik liikumised suhtelised ja absoluutsel liikumatusel puudub füüsiline tähendus. Vastupidi, kosmoloogias on liikumatus liikuvates koordinaatides absoluutne ja põhimõtteliselt saab seda kinnitada vaatlustega. Erirelatiivsusteooria kirjeldab protsesse aegruumis, millest saame kasutada Lorentzi teisendusi lõpmatu arv ruumiliste ja ajaliste komponentide eraldamise viisid. Kosmoloogiline aegruum, vastupidi, laguneb loomulikult kõveraks laienevaks ruumiks ja ühtseks kosmiline aeg. Sel juhul võib kaugete galaktikate taandumise kiirus olla mitu korda suurem kui valguse kiirus.
USA-s viibiv Lemaitre väitis, et kaugete galaktikate punanihked tekivad ruumi paisumise tõttu, mis “venitab” valguslaineid. Nüüd on ta seda matemaatiliselt tõestanud. Samuti näitas ta, et väikesed (palju väiksemad ühikud) punanihked on võrdelised valgusallika kaugustega ning proportsionaalsuskoefitsient sõltub ainult ajast ja kannab teavet universumi praeguse paisumiskiiruse kohta. Kuna Doppleri-Fizeau valem eeldas, et galaktika radiaalkiirus on võrdeline selle punanihkega, jõudis Lemaître järeldusele, et see kiirus on võrdeline ka tema kaugusega. Pärast Hubble'i loendi 42 galaktika kiiruste ja kauguste analüüsimist ning Päikese galaktilise kiiruse arvestamist määras ta proportsionaalsuskoefitsientide väärtused.
Laulmata töö
Lemaitre avaldas oma teose 1927. aastal prantsuse keel väheloetud ajakirjas “Brüsseli aastaraamatud teadusselts" Arvatakse, et see oli peamine põhjus, miks ta esialgu peaaegu märkamatuks jäi (isegi tema õpetaja Eddingtonile). Tõsi, sama aasta sügisel sai Lemaitre oma leide Einsteiniga arutada ja sai temalt Friedmani tulemuste kohta teada. Üldrelatiivsusteooria loojal polnud tehnilisi vastuväiteid, kuid ta ei uskunud kindlalt Lemetre mudeli füüsilisse reaalsusesse (nagu ta polnud varem Friedmani järeldustega nõustunud).
Hubble'i graafikud
Vahepeal avastasid Hubble ja Humason 1920. aastate lõpus lineaarse korrelatsiooni 24 galaktika kauguste ja nende radiaalkiiruste vahel, mis arvutati (peamiselt Slipheri abil) punanihke põhjal. Hubble järeldas sellest, et galaktika radiaalkiirus on otseselt võrdeline selle kaugusega. Selle proportsionaalsuse koefitsienti tähistatakse nüüd H0-ga ja seda nimetatakse Hubble'i parameetriks (viimastel andmetel ületab see veidi 70 (km/s)/megaparsek).
Hubble'i paber galaktikate kiiruste ja vahemaade vahelise lineaarse seose joonistamiseks avaldati 1929. aasta alguses. Aasta varem tuletas Lemaitre’i järginud noor Ameerika matemaatik Howard Robertson selle sõltuvuse paisuva universumi mudelist, millest Hubble võis teada. Tema kuulsas artiklis aga ei mainitud seda mudelit ei otseselt ega kaudselt. Hubble väljendas hiljem kahtlust, et tema valemis esinevad kiirused kirjeldavad tegelikult galaktikate liikumist kosmoses, kuid ta hoidus alati nende konkreetsest tõlgendamisest. Ta nägi oma avastuse mõtet galaktikate kauguste ja punanihkete proportsionaalsuse demonstreerimises, jättes ülejäänu teoreetikute hooleks. Seetõttu, kogu lugupidamise juures Hubble’i vastu, pole põhjust teda pidada Universumi paisumise avastajaks.
Ja ometi see laieneb!
Sellest hoolimata sillutas Hubble teed universumi paisumise ja Lemaître’i mudeli äratundmisele. Juba 1930. aastal avaldasid talle austust sellised kosmoloogiameistrid nagu Eddington ja de Sitter; Veidi hiljem märkasid teadlased Friedmani tööd ja hindasid seda. 1931. aastal tõlkis Lemaitre Eddingtoni õhutusel oma artikli (väikeste kärbetega) inglise keelde väljaandele Monthly News of the Royal Astronomical Society. Samal aastal nõustus Einstein Lemaître'i järeldustega ja aasta hiljem ehitas ta koos de Sitteriga tasase ruumi ja kõvera ajaga paisuva universumi mudeli. See mudel on oma lihtsuse tõttu olnud kosmoloogide seas pikka aega väga populaarne.
Samal 1931. aastal avaldas Lemaitre lühikese (ja ilma igasuguse matemaatikata) kirjelduse teisest Universumi mudelist, mis ühendas kosmoloogia ja kvantmehaanika. Selles mudelis on algmomendiks primaarse aatomi (Lemaitre nimetas seda ka kvantiks) plahvatus, millest tekkis nii ruum kui aeg. Kuna gravitatsioon aeglustab vastsündinud universumi paisumist, väheneb selle kiirus – võib-olla peaaegu nullini. Lemaitre võttis hiljem oma mudelisse kosmoloogilise konstandi, mis sundis universumi lõpuks sisenema kiireneva paisumise stabiilsesse režiimi. Nii nägi ta ette nii Suure Paugu ideed kui ka kaasaegseid kosmoloogilisi mudeleid, mis võtavad arvesse tumeda energia olemasolu. Ja 1933. aastal identifitseeris ta kosmoloogilise konstandi vaakumi energiatihedusega, mille peale keegi varem polnud mõelnud. See on lihtsalt hämmastav, kuivõrd oma ajast ees oli see teadlane, kes oli kindlasti väärt universumi paisumise avastaja tiitlit!
Meie Päike ja sellele kõige lähemal asuvad tähed moodustavad osa tohutust täheparvest, mida nimetatakse meie galaktikaks ehk Linnuteeks. Pikka aega usuti, et see on kogu universum. Ja alles 1924. aastal näitas Ameerika astronoom Edwin Hubble, et meie galaktika pole ainus. On palju teisi galaktikaid, mida eraldavad hiiglaslikud tühja ruumi osad. Selle tõestamiseks pidi Hubble mõõtma kaugusi teiste galaktikate vahel. Me saame määrata kaugused lähimate tähtedeni, registreerides muutused nende asukohas taevalaotuses, kui Maa tiirleb ümber Päikese. Kuid erinevalt lähedalasuvatest tähtedest on teised galaktikad nii kaugel, et näivad olevat liikumatud. Seetõttu oli Hubble sunnitud kauguste mõõtmiseks kasutama kaudseid meetodeid.
Praegu sõltub tähtede näiv heledus kahest tegurist – tegelikust heledusest ja kaugusest Maast. Lähimate tähtede puhul saame mõõta nii näivat heledust kui ka kaugust, mis võimaldab arvutada nende heledust. Ja vastupidi, teades tähtede heledust teistes galaktikates, saame nende heledust mõõtes arvutada nende kauguse. Hubble väitis, et teatud tüüpi tähtedel on alati sama heledus, kui nad asuvad meile mõõtmise võimaldamiseks piisavalt lähedal. Olles avastanud sarnased tähed teisest galaktikast, võime eeldada, et neil on sama heledus. See võimaldab meil arvutada kaugused teise galaktikani. Kui teeme seda mitme galaktika tähe puhul ja saadud väärtused langevad kokku, siis võime oma tulemustes üsna kindlad olla. Sarnasel viisil Edwin Hubble suutis arvutada kaugused üheksa erineva galaktikani.
Tänapäeval teame, et meie galaktika on vaid üks mitmesajast miljardist tänapäevaste teleskoopidega vaadeldavast galaktikast, millest igaüks võib sisaldada sadu miljardeid tähti. Me elame galaktikas, mille läbimõõt on umbes sada tuhat valgusaastat. See pöörleb aeglaselt ja selle spiraalharudes olevad tähed teevad umbes ühe pöörde ümber selle keskpunkti iga saja miljoni aasta järel. Meie Päike on kõige tavalisem, keskmise suurusega kollane tähtühe spiraali haru välisserva lähedal. Kahtlemata oleme kaugele jõudnud Aristotelese ja Ptolemaiose aegadest, mil Maad peeti Universumi keskpunktiks.
Tähed on meist nii kaugel, et näivad olevat vaid pisikesed valguspunktid. Me ei saa nende suurust ega kuju eristada. Kuidas teadlased neid klassifitseerivad? Enamiku tähtede jaoks on usaldusväärselt kindlaks määratud ainult üks parameeter, mida saab jälgida - nende värvus.
kiirgust. Newton avastas, et läbi prisma läbinud päikesevalgus jaguneb selle moodustavaks värvikomplektiks (spekter), mis on sama, mis vikerkaarel. Fokuseerides teleskoobi konkreetsele tähele või galaktikale, saate jälgida selle objekti valguse spektrit. Erinevatel tähtedel on erinevad spektrid, kuid spektri üksikute värvide suhteline heledus vastab peaaegu alati sellele, mida on võimalik tuvastada väga kuumade objektide säras. See võimaldab arvutada selle temperatuuri tähe spektri põhjal. Veelgi enam, tähe spektris võib tuvastada teatud värvide puudumist ja need värvid on iga tähe puhul erinevad. On teada, et iga keemiline element neelab talle iseloomuliku värvide komplekti. Seega, tuvastades jooned, mis tähe emissioonispektris puuduvad, saame täpselt kindlaks teha, millised keemilised elemendid sisalduvad selle väliskihis.
Alustati 1920. aastatel. tähtede spektrite uurimiseks teistes galaktikates, avastasid astronoomid hämmastav fakt: Neil puudusid samad värvijooned nagu meie galaktika tähtedel, kuid kõik jooned olid spektri punase osa poole nihutatud sama palju. Ainus mõistlik seletus oli see, et galaktikad liiguvad meist eemale ja see põhjustab Doppleri efekti tõttu valguslainete sageduse vähenemist (nn punanihe).
Kuulake autode müra maanteel. Kui auto teile lähemale jõuab, muutub selle mootori hääl vastavalt helilainete sagedusele kõrgemaks ja väheneb, kui auto eemaldub. Sama juhtub valguse või raadiolainetega. Tõepoolest, liikluspolitsei kasutab Doppleri efekti, määrates auto kiiruse saadetud ja vastuvõetud raadiosignaali sagedust muutes (sageduse nihe sõltub peegeldava objekti, see tähendab auto kiirusest).
Pärast seda, kui Hubble avastas teiste galaktikate olemasolu, hakkas ta koostama nende kauguste kataloogi ja vaatlema nende spektreid. Tol ajal arvasid paljud, et galaktikad liiguvad täiesti kaootiliselt ja seetõttu tuleks nendest samast arvust leida spektreid, millel on nii punanihe kui ka sinine nihe. Kujutage ette üldist üllatust, kui avastati, et kõigis galaktikates on punanihe. Igaüks neist eemaldub meist. Veelgi silmatorkavamad olid 1929. aastal Hubble'i avaldatud tulemused: isegi iga galaktika punanihke väärtus ei ole juhuslik, vaid on võrdeline galaktika ja Päikesesüsteemi vahelise kaugusega. Teisisõnu, mida kaugemal galaktika meist on, seda kiiremini see eemaldub.
See tähendas, et universum ei saanud olla paigal, nagu varem arvati; tegelikult see paisub. Galaktikate vahelised kaugused kasvavad pidevalt. Avastus, et universum paisub, sai üheks 20. sajandi peamiseks intellektuaalseks revolutsiooniks. Tagantjärele mõeldes on lihtne imestada, miks keegi sellele varem ei mõelnud. Newton ja teised oleksid pidanud mõistma, et statsionaarne universum kukub gravitatsiooni mõjul kiiresti kokku. Kuid kujutage ette, et Universum ei ole paigal, vaid paisub. Madala paisumiskiiruse korral peatab gravitatsioonijõud selle varem või hiljem ja alustab kokkusurumist. Kui aga paisumiskiirus ületaks teatud kriitilise väärtuse, siis gravitatsioonijõust ei piisa selle peatamiseks ja Universum paisuks igaveseks. Midagi sarnast juhtub raketi väljalaskmisel.
Maa pinnalt. Kui rakett ei saavuta vajalikku kiirust, peatab gravitatsioon selle ja see hakkab tagasi kukkuma. Teisest küljest, kiirusel, mis ületab teatud kriitilist väärtust (umbes 11,2 km/s), ei suuda gravitatsioonijõud raketti Maa lähedal hoida ja see eemaldub meie planeedilt igaveseks.
Universumi sellist käitumist võiks selle põhjal ennustada Newtoni seadus universaalne gravitatsioon veel 19. sajandil ja 18. sajandil isegi 17. sajandi lõpus. Usk statsionaarsesse Universumisse oli aga nii vankumatu, et kestis 20. sajandi alguseni. Einstein ise jäi 1915. aastal, kui ta sõnastas üldise relatiivsusteooria, universumi statsionaarses olemuses veendunud. Kuna ta ei suutnud sellest ideest loobuda, muutis ta isegi oma teooriat, lisades võrranditesse nn kosmoloogilise konstandi. See väärtus iseloomustas teatud antigravitatsioonijõudu, mis erinevalt kõigist teistest füüsilistest jõududest ei tulnud kindlast allikast, vaid oli “sisse ehitatud” aegruumi kangasse. Kosmoloogiline konstant andis aegruumile omase kalduvuse paisuda ja seda sai teha kogu Universumis leiduva aine vastastikuse külgetõmbe tasakaalustamiseks, st universumi statsionaarsuse huvides. Näib, et neil aastatel oli vaid üks inimene valmis üldrelatiivsusteooriat täisväärtuslikult aktsepteerima. Samal ajal kui Einstein ja teised füüsikud otsisid võimalust mööda hiilida universumi mittestatsionaarsest olemusest, mis tulenes üldisest relatiivsusteooriast, Vene füüsik Selle asemel pakkus Alexander Friedman omapoolset selgitust.
FRIEDMANI MUDELID
Üldrelatiivsusteooria võrrandid, mis kirjeldavad Universumi arengut, on liiga keerulised, et neid üksikasjalikult lahendada.
Seega soovitas Friedman teha kaks lihtsat eeldust:
(1) Universum näeb kõigis suundades täpselt ühesugune välja;
(2) see tingimus kehtib kõigi selle punktide kohta.
Üldrelatiivsusteooria ja nende kahe lihtsa eelduse põhjal suutis Friedman näidata, et me ei tohiks eeldada, et universum on paigal. Tegelikult ennustas ta 1922. aastal täpselt selle, mida Edwin Hubble mitu aastat hiljem avastas.
Eeldus, et Universum näeb igas suunas ühesugune välja, ei vasta muidugi tegelikkusele täielikult. Näiteks meie galaktika tähed moodustavad öötaevas selgelt nähtava valgusriba, mida nimetatakse Linnuteeks. Kui aga pöörata pilk kaugetele galaktikatele, osutub nende eri suundades vaadeldud arv ligikaudu ühesuguseks. Seega näib universum olevat kõigis suundades suhteliselt ühtlane, kui vaadata galaktikate vaheliste kaugustega võrreldavatel kosmilistel skaaladel.
Pikka aega peeti seda piisavaks põhjenduseks Friedmani eeldusele – umbkaudseks lähenduseks tegelikule universumile. Samas suhteliselt hiljuti Õnnelik juhtum tõestas, et Friedmani oletus kirjeldab meie maailma märkimisväärse täpsusega. 1965. aastal töötasid Ameerika füüsikud Arno Penzias ja Robert Wilson New Jerseys Belli laboris ülitundliku mikrolainekiirguse vastuvõtja kallal orbitaalsatelliitidega suhtlemiseks. tehissatelliite. Nad olid väga mures, et vastuvõtja võttis rohkem müra kui peaks ja et müra ei tulnud ühestki kindlast suunast. Nad hakkasid müra põhjust otsima, puhastades oma suure sarveantenni selle sisse kogunenud lindude väljaheidetest ja välistades võimalikud talitlushäired. Nad teadsid, et igasugune atmosfäärimüra võimendub, kui antenn ei ole suunatud otse üles, sest vertikaalselt nurga all vaadates tundub atmosfäär paksem.
Lisamüra jäi samaks, olenemata sellest, mis suunas antenni keerati, seega pidi müra allikas olema väljaspool atmosfääri. Müra püsis aasta läbi päeval ja öösel muutumatuna, hoolimata Maa pöörlemisest ümber oma telje ja pöördest ümber Päikese. See viitas sellele, et kiirguse allikas asub väljaspool Päikesesüsteemi ja isegi väljaspool meie galaktikat, vastasel juhul muutub signaali intensiivsus, kuna antenn osutus vastavalt Maa liikumisele erinevatesse suundadesse.
Tõepoolest, me teame nüüd, et meie poole teel olnud kiirgus pidi läbima kogu vaadeldava universumi. Kuna see on eri suundades sama, siis peab Universum olema igas suunas homogeenne (vähemalt suures skaalas). Me teame, et ükskõik mis suunas me oma pilku pöörame, on "taustamüra" kõikumine kosmiline kiirgus ei ületa 1/10 000. Nii sattusid Penzias ja Wilson kogemata Friedmani esimese hüpoteesi rabavalt täpsele kinnitusele.
Umbes samal ajal hakkasid kosmilise mikrolainekiirguse vastu huvi tundma ka kaks USA füüsikut lähedalasuvast New Jerseys asuvast Princetoni ülikoolist, Bob Dick ja Jim Peebles. Nad töötasid kunagi Alexander Friedmani õpilase George (George) Gamowi hüpoteesi kallal, et Universum oli oma arengu varaseimal staadiumil äärmiselt tihe ja kuum, kuumutatud valge kuumuseni. Dick ja Peebles jõudsid järeldusele, et me võime endiselt jälgida selle minevikku, sest varase universumi kõige kaugematest osadest pärit valgus on just Maale jõudmas. Universumi paisumise tõttu on see valgus aga ilmselt läbi teinud nii suure punanihke, et seda peaksime nüüd tajuma mikrolainekiirgusena. Dick ja Peebles otsisid just sellist kiirgust, kui Penzias ja Wilson oma tööst kuuldes mõistsid, et nad on otsitava juba leidnud. Selle avastuse eest said Penzias ja Wilson auhinna Nobeli preemia 1978. aastal füüsikas, mis tundub Dicki ja Peeblesi suhtes pisut ebaõiglane.
Esmapilgul viitavad need tõendid selle kohta, et universum näeb igas suunas ühesugune välja, et Maa hõivab mingisuguse eriline koht universumis. Näiteks võib ette kujutada, et kuna kõik galaktikad liiguvad meist eemale, oleme me päris kosmose keskmes. Siiski on ka alternatiivne seletus: Universum võib igas suunas ja mis tahes teisest galaktikast vaadata ühesugune. See, nagu juba mainitud, oli Friedmani teine oletus.
Meil pole tõendeid selle oletuse toetamiseks või ümberlükkamiseks. Me aktsepteerime seda usu alusel ainult tagasihoidlikkusest. See oleks sees kõrgeim aste oleks üllatav, kui universum näeks meie ümber kõigis suundades ühesugune välja, kuid mitte üheski teises punktis. Friedmanni mudelis liiguvad kõik galaktikad üksteisest eemale. Kujutage ette õhupall, mille pinnale on joonistatud täpid. Kui õhupall on täis pumbatud, suureneb kahe punkti vaheline kaugus, kuid kumbagi neist ei saa nimetada paisumiskeskuseks. Veelgi enam, mida kaugemal on laigud, seda kiiremini nad üksteisest eemalduvad. Samamoodi on Friedmani mudelis kahe galaktika taandumise kiirus võrdeline nendevahelise kaugusega. Sellest järeldub, et galaktikate punanihe peaks olema otseselt võrdeline nende kaugusega Maast, mille Hubble avastas.
Hoolimata sellest, et Friedmani mudel oli edukas ja osutus Hubble'i vaatluste tulemustega kooskõlas olevaks, jäi see läänes pikka aega peaaegu tundmatuks. Nad said sellest teada alles pärast seda, kui 1935. aastal töötasid Ameerika füüsik Howard Robertson ja inglise matemaatik Arthur Walker välja sarnased mudelid, et selgitada Hubble'i avastatud universumi homogeenset paisumist.
Kuigi Friedman pakkus välja ainult ühe mudeli, saab tema kahe põhieelduse põhjal konstrueerida kolm erinevat mudelit. Esimeses neist (mida Friedman sõnastas) toimub paisumine nii aeglaselt, et galaktikate vaheline gravitatsiooniline külgetõmme aeglustab seda järk-järgult veelgi ja seejärel peatab. Seejärel hakkavad galaktikad üksteise poole liikuma ja universum tõmbub kokku. Kahe naabergalaktika vaheline kaugus suureneb esmalt nullist teatud maksimumini ja seejärel väheneb uuesti nullini.
Teise lahenduse puhul on paisumiskiirus nii suur, et gravitatsioon ei suuda seda kunagi peatada, kuigi aeglustab seda mõnevõrra. Naabergalaktikate eraldumine selles mudelis algab nullkaugusest ja seejärel hajuvad nad ühtlase kiirusega. Lõpuks on olemas ka kolmas lahendus, mille puhul Universumi paisumiskiirus on piisav ainult vastupidise kokkusurumise ehk kollapsi vältimiseks. Sel juhul algab jagamine samuti nullist ja suureneb lõputult. Laienemiskiirus aga väheneb pidevalt, kuigi see ei jõua kunagi nullini.
Esimese tüübi Friedmanni mudeli tähelepanuväärne omadus on see, et Universum ei ole ruumis lõpmatu, kuid ruumil pole piire. Gravitatsioon on sel juhul nii tugev, et ruum paindub, sulgudes nagu Maa pind. Mööda maapinda ühes suunas liikuv inimene ei kohta kunagi ületamatut takistust ega riski “Maa servalt” alla kukkuda, vaid naaseb lihtsalt alguspunkti. See on ruum Friedmani esimeses mudelis, kuid maapinnale omase kahe mõõtme asemel on sellel kolm. Neljandal dimensioonil – ajal – on piiratud ulatus, kuid seda saab võrrelda joonega, millel on kaks serva või piiri, algus ja lõpp. Järgmisena näitame, et üldrelatiivsusteooria sätete ja kvantmehaanika määramatuse printsiibi kombinatsioon võimaldab ruumi ja aja lõplikkust, samal ajal kui neil pole piire ega piire. Idee kosmoserändurist, kes tiirleb ümber universumi ja naaseb oma alguspunkti, on ulmelugude jaoks hea, kuid sellel puudub praktiline väärtus, sest – ja seda saab tõestada – kahaneb universum nullmõõtmeteni enne, kui rändur naaseb algusse. Et naasta alguspunkti enne universumi eksisteerimise lakkamist, peab see vaene inimene liikuma valgusest kiiremini, mida meile teadaolevad loodusseadused paraku ei võimalda.
Milline Friedmani mudel vastab meie universumile? Kas Universumi paisumine peatub, andes teed kokkusurumisele, või jätkub see igavesti? Sellele küsimusele vastamiseks peame teadma universumi paisumiskiirust ja selle keskmist tihedust praegu. Kui see tihedus on väiksem kui teatud paisumiskiirusega määratud kriitiline väärtus, on gravitatsiooniline külgetõmme liiga nõrk, et peatada galaktikate taandumine. Kui tihedus on kriitilisest väärtusest suurem, peatab gravitatsioon varem või hiljem paisumise ja algab vastupidine kokkusurumine.
Praeguse paisumiskiiruse saame määrata, mõõtes kiirust, millega teised galaktikad meist eemalduvad, kasutades Doppleri efekti. Seda saab teha suure täpsusega. Galaktikate kaugused pole aga kuigi hästi teada, kuna mõõdame neid kaudsete meetoditega. Me teame üht: Universum paisub umbes 5-10% iga miljardi aasta tagant. Meie hinnangud aine praeguse tiheduse kohta universumis on aga veelgi suurema ebakindluse all.
Kui liidame kokku kõigi meie ja teiste meile nähtavate galaktikate tähtede massid, on kogusumma väiksem kui üks sajandik sellest väärtusest, mis on vajalik universumi paisumise peatamiseks isegi selle kõige aeglasemal kiirusel. Küll aga teame, et meie ja teised galaktikad sisaldavad suures koguses tumeainet, mida me otseselt jälgida ei saa, mille mõju aga tuvastatakse gravitatsioonilise mõju kaudu tähtede ja galaktilise gaasi orbiitidele. Veelgi enam, enamik galaktikaid moodustab hiiglaslikke parvesid ja veelgi suurema tumeaine olemasolu galaktikate vahel nendes parvedes saab ennustada selle mõju järgi, mida see galaktikate liikumisele avaldab. Kuid isegi kogu selle tumeaine lisamisel saame ikkagi kümnendiku sellest, mida on vaja paisumise peatamiseks. Siiski on võimalik, et on ka teisi meie poolt veel tuvastamata ainevorme, mis võivad tõsta Universumi keskmise tiheduse kriitilise väärtuseni, mis võib paisumise peatada.
Seega näitavad olemasolevad tõendid, et Universum ilmselt paisub igaveseks. Aga ära panusta sellele. Võime vaid kindlad olla, et kui universum on määratud kokku varisema, ei juhtu see varem kui kümnete miljardite aastate pärast, kuna see on paisunud vähemalt sama kaua. Nii et pole vaja muretseda graafikust ees. Kui me ei suuda Päikesesüsteemist väljapoole elama asuda, hukkub inimkond koos meie tähega Päike juba ammu enne seda.
SUUR PAUK
Kõikide Friedmani mudelist tulenevate lahenduste iseloomulik tunnus on see, et nende järgi pidi kauges minevikus, 10 või 20 miljardit aastat tagasi, universumi naabergalaktikate vaheline kaugus olema null. Sellel ajahetkel, mida nimetatakse Suureks Pauguks, olid Universumi tihedus ja aegruumi kõverus lõpmatult suured. See tähendab, et üldine relatiivsusteooria, millel põhinevad kõik Friedmanni mudeli lahendused, ennustab Universumis erilise, ainsuse punkti olemasolu.
Kõik meie omad teaduslikud teooriad on üles ehitatud eeldusele, et aegruum on sile ja peaaegu tasane, nii et nad kõik põrkuvad Suure Paugu spetsiifilisusesse (singulaarsusse), kus aegruumi kõverus on lõpmatu. See tähendab, et isegi kui mõned sündmused juhtusid enne Suurt Pauku, ei saa nende põhjal kindlaks teha, mis juhtus pärast seda, sest Suure Paugu hetkel oli igasugune ennustatavus murtud. Seega, teades ainult seda, mis juhtus pärast Suurt Pauku, ei saa me kindlaks teha, mis juhtus enne seda. Meie puhul ei ole kõigil sündmustel enne Suurt Pauku tagajärgi ja seetõttu ei saa need olla osa universumi teaduslikust mudelist. Peame nad mudelist välja jätma ja ütlema, et aeg algas Suure Pauguga.
Paljudele inimestele ei meeldi mõte, et ajal on algus, ilmselt seetõttu, et see lõhnab jumaliku sekkumise järele. (Teisest küljest võttis katoliku kirik kinni Suure Paugu mudelist ja teatas 1951. aastal ametlikult, et see mudel on Piibliga kooskõlas.) On püütud vältida järeldust, et Suur Pauk üldse oli. Statsionaarse universumi teooria pälvis kõige laiema poolehoiu. Selle pakkusid välja 1948. aastal natside poolt okupeeritud Austriast põgenenud Hermann Bondi ja Thomas Gold koos britt Fred Hoyle'iga, kes töötas nendega sõja ajal radarite täiustamise nimel. Nende idee seisnes selles, et galaktikate lahkulöömisel moodustub nendevahelises ruumis äsja moodustunud ainest pidevalt uusi galaktikaid. Seetõttu näeb Universum igal ajal välja ligikaudu ühesugune, nagu ka igast ruumipunktist.
Statsionaarse Universumi teooria eeldas sellist muutust üldises relatiivsusteoorias, mis võimaldaks pidevat uue aine teket, kuid selle tekkekiirus oli nii madal – umbes üks elementaarosake kuupkilomeetri kohta aastas –, et idee Bondi, Gold ja Hoyle ei olnud eksperimentaalsete andmetega vastuolus. Nende teooria oli "terve", see tähendab, et see oli piisavalt lihtne ja pakkus selgeid ennustusi, mida sai katseliselt testida. Üks selline ennustus oli, et galaktikate või galaktikalaadsete objektide arv igas ruumiruumis on sama, kus iganes ja millal me universumis vaatame.
1950. aastate lõpus – 1960. aastate alguses. Cambridge'i astronoomide rühm Martin Ryle'i juhtimisel uuris raadiokiirguse allikaid kosmoses. Selgus, et enamik sellised allikad peavad asuma väljaspool meie galaktikat ja nende hulgas on palju rohkem nõrku kui tugevaid. Nõrkasid allikaid peeti kaugemaks, tugevaid aga lähemaks. Ilmseks sai veel üks asi: lähedasi allikaid mahuühiku kohta on vähem kui kaugeid.
See võib tähendada, et asume tohutu piirkonna keskel, kus raadioallikate tihedus on palju väiksem kui ülejäänud universumis. Või asjaolu, et minevikus, kui raadiolained alles alustasid oma teekonda meieni, oli kiirgusallikaid palju rohkem kui praegu. Nii esimene kui ka teine seletus olid vastuolus statsionaarse Universumi teooriaga. Pealegi avastasid Penzias ja Wilson 1965. aastal mikrolainekiirgus viitas ka sellele, et mingil ajal minevikus pidi universumil olema palju suurem tihedus. Nii maeti paigalseisva universumi teooria, ehkki mitte ilma kahetsuseta.
Nõukogude teadlased Jevgeni Lifshits ja Isaac Khalatnikov tegid 1963. aastal veel ühe katse mööda hiilida järeldusest, et toimus Suur Pauk ja ajal on algus. Nad arvasid, et Suur Pauk võib kujutada endast mingit laadi spetsiifiline omadus Friedmanni mudelid, mis lõppude lõpuks on vaid ligikaudsed tõendid tegelikule universumile. Võib-olla sisaldavad kõigist mudelitest, mis ligikaudu kirjeldavad tegelikku universumit, ainult Friedmanni mudelid Suure Paugu singulaarsust. Nendes mudelites hajuvad galaktikad avakosmoses sirgjooneliselt.
Seetõttu pole üllatav, et kunagi varem asusid nad kõik samas kohas. Reaalses universumis aga hajuvad galaktikad mitte mööda sirgeid, vaid mööda kergelt kõveraid trajektoore. Nii et algses asendis ei asunud nad samas geomeetrilises punktis, vaid lihtsalt üksteisele väga lähedal. Seetõttu tundub tõenäoline, et praegune paisuv Universum ei tekkinud mitte Suure Paugu singulaarsusest, vaid varasemast kokkutõmbumise faasist; Universumi kokkuvarisemise ajal ei pidanud kõik osakesed omavahel kokku põrkuma, mõned neist suutsid otsest kokkupõrget vältida ja laiali lennata, luues universumi paisumise pildi, mida me täna jälgime. Kas võime siis öelda, et tõeline universum sai alguse Suurest Paugust?
Lifshits ja Khalatnikov uurisid universumi mudeleid, mis olid ligikaudu sarnased Friedmani mudelitega, kuid võtsid arvesse ebahomogeensust ja juhuslik jaotus galaktikate kiirused reaalses universumis. Nad näitasid, et sellised mudelid võivad alata ka Suurest Paugust, isegi kui galaktikad ei haju rangelt sirgjooneliselt. Lifshitz ja Khalatnikov väitsid aga, et see on võimalik ainult teatud kindlates mudelites, kus kõik galaktikad liiguvad sirgjooneliselt.
Kuna selliseid mudeleid nagu Friedmani oma, mis ei sisalda Suure Paugu singulaarsust, on palju rohkem kui neid, mis seda sisaldavad, järeldasid teadlased, et Suure Paugu tõenäosus on äärmiselt väike. Hiljem pidid nad aga tõdema, et selliste mudelite klass nagu Friedmanni oma, mis sisaldavad singulaarsusi ja milles galaktikad ei tohiks mingil kindlal viisil liikuda, on palju suurem. Ja 1970. aastal loobusid nad oma hüpoteesist täielikult.
Lifshitzi ja Khalatnikovi tehtud töö oli väärtuslik, sest näitas, et universumil võib olla singulaarsus – Suur Pauk – kui üldrelatiivsusteooria on õige. Kuid nad ei lubanud elutähtsat oluline küsimus: Kas üldrelatiivsusteooria ennustab, et meie universumis pidi toimuma Suur Pauk, aegade algus? Sellele andis vastuse hoopis teistsugune lähenemine, mille pakkus esmakordselt välja inglise füüsik Roger Penrose aastal 1965. Penrose kasutas relatiivsusteoorias nn valguskoonuste käitumist ja tõsiasja, et gravitatsioon põhjustab alati külgetõmmet, et näidata, et tähed mis varisevad kokku oma raskusjõu mõjul, asuvad piirkonnas, mille piirid on kokku surutud nullmõõtmeteni. See tähendab, et kogu tähe aine surutakse ühte nullmahuga punkti, nii et aine tihedus ja aegruumi kõverus muutuvad lõpmatuks. Teisisõnu, aegruumi piirkonnas, mida nimetatakse mustaks auguks, on singulaarsus.
Esmapilgul ei öelnud Penrose'i järeldused midagi selle kohta, kas Suure Paugu singulaarsus eksisteeris minevikus, kuid samal ajal, kui Penrose tuletas oma teoreemi, otsisin mina, toonane magistrant, meeleheitlikult matemaatika ülesanne, mis võimaldaks lõpetada lõputöö. Sain aru, et kui muuta Penrose’i teoreemis ajasuund ümber nii, et kollaps asenduks paisumisega, jääksid teoreemi tingimused samaks, kuni praegune Universum vastab suures plaanis ligikaudu Friedmanni mudelile. Penrose'i teoreemist järeldub, et mis tahes tähe kokkuvarisemine lõpeb singulaarsusega, ja minu näide aja ümberpööramisega tõestas, et iga Friedmanni paisuv universum peab tekkima singulaarsusest. Puhttehnilistel põhjustel nõudis Penrose'i teoreem, et universum oleks ruumis lõpmatu. Ma saaksin sellega tõestada, et singulaarsused tekivad ainult ühel juhul: kui suur paisumiskiirus välistab Universumi vastupidise kokkutõmbumise, sest ainult Friedmanni mudel on ruumis lõpmatu.
Mõned järgmistel aastatel Töötasin välja uued matemaatilised tehnikad, mis kõrvaldaksid selle ja teised tehnilised kirjeldused teoreemidest, mis tõestavad, et singulaarsused peavad eksisteerima. Tulemuseks oli Penrose'i ja minu 1970. aastal avaldatud ühine artikkel, milles väideti, et Suure Paugu singulaarsus pidi eksisteerima eeldusel, et üldrelatiivsusteooria oli õige ja aine hulk universumis vastab meie vaatletule.
Järgnes hulk vastuväiteid, osaliselt nõukogude teadlastelt, kes järgisid Lifshitzi ja Khalatnikovi väljakuulutatud "parteijoont", ja osaliselt nendelt, kes tundsid vastumeelsust singulaarsuse idee vastu, mis riivas Einsteini teooria ilu. Matemaatilise teoreemiga on aga raske vaielda. Seetõttu on nüüdseks laialt levinud seisukoht, et universumil pidi olema algus.
Vaid sada aastat tagasi avastasid teadlased, et meie universum kasvab kiiresti.
1870. aastal jõudis inglise matemaatik William Clifford väga sügavale ideele, et ruum võib olla kõverdatud ja erinevates punktides ebavõrdselt ning et aja jooksul võib selle kõverus muutuda. Ta tunnistas isegi, et sellised muutused on kuidagi seotud aine liikumisega. Mõlemad ideed moodustasid palju aastaid hiljem üldise relatiivsusteooria aluse. Clifford ise ei elanud selle nägemiseni – ta suri tuberkuloosi 34-aastaselt, 11 päeva enne Albert Einsteini sündi.
Punane nihe
Esimese teabe Universumi paisumise kohta andis astrospektrograafia. 1886. aastal märkas inglise astronoom William Huggins, et tähevalguse lainepikkused on samade elementide maapealse spektriga võrreldes veidi nihkunud. Prantsuse füüsiku Armand Fizeau 1848. aastal tuletatud Doppleri efekti optilise versiooni valemi põhjal saab arvutada tähe radiaalkiiruse. Sellised vaatlused võimaldavad jälgida kosmoseobjekti liikumist.
Veerand sajandit hiljem kasutas seda võimalust uuel viisil Arizonas Flagstaffis asuva observatooriumi töötaja Vesto Slifer, kes oli alates 1912. aastast uurinud spiraalsete udukogude spektreid 24-tollise teleskoobiga, millel on hea spektrograaf. Kvaliteetse pildi saamiseks eksponeeriti sama fotoplaati mitu ööd, nii et projekt liikus aeglaselt. 1913. aasta septembrist detsembrini uuris Slipher Andromeeda udukogu ja jõudis Doppleri-Fizeau valemi abil järeldusele, et see läheneb Maale iga sekundiga 300 km võrra.
1917. aastal avaldas ta andmed 25 udukogu radiaalkiiruste kohta, mis näitasid olulist asümmeetriat nende suundades. Päikesele lähenes vaid neli udukogu, ülejäänud jooksid minema (ja mõned väga kiiresti).
Slifer ei otsinud kuulsust ega propageerinud oma tulemusi. Seetõttu said nad astronoomilistes ringkondades tuntuks alles siis, kui kuulus Briti astrofüüsik Arthur Eddington neile tähelepanu juhtis.
1924. aastal avaldas ta relatiivsusteooria monograafia, mis sisaldas nimekirja Slipheri leitud 41 udukogu radiaalkiirustest. Seal olid samad neli sinise nihkega udukogu, ülejäänud 37 spektrijooned olid punase nihkega. Nende radiaalkiirused jäid vahemikku 150–1800 km/s ja olid keskmiselt 25 korda suuremad kui Linnutee tähtede sel ajal teadaolevad kiirused. See viitas sellele, et udukogud osalevad erinevates liikumistes kui "klassikalised" valgustid.
Kosmose saared
1920. aastate alguses uskus enamik astronoome, et spiraalsed udukogud paiknevad Linnutee perifeerias ja sealt edasi polnud muud kui tühi ja pime ruum. Tõsi, veel 18. sajandil nägid mõned teadlased udukogudes hiiglaslikke täheparvesid (Immanuel Kant nimetas neid saareuniversumiteks). See hüpotees polnud aga populaarne, kuna udukogude kaugust oli võimatu usaldusväärselt määrata.
Selle probleemi lahendas Edwin Hubble, töötades California Mount Wilsoni observatooriumi 100-tollise peegeldava teleskoobi kallal. Aastatel 1923–1924 avastas ta, et Andromeeda udukogu koosneb paljudest helendavatest objektidest, sealhulgas tsefeidi muutuvatest tähtedest. Juba siis oli teada, et nende näilise heleduse muutumise periood on seotud absoluutse heledusega ja seetõttu sobivad tsefeidid kosmiliste kauguste kalibreerimiseks. Nende abiga hindas Hubble kauguseks Andromeedast 285 000 parseki (tänapäeva andmetel on see 800 000 parseki). Linnutee läbimõõt arvati siis olevat umbes 100 000 parseki (tegelikkuses on see kolm korda väiksem). Sellest järeldub, et Andromeedat ja Linnuteed tuleb pidada iseseisvateks täheparvedeks. Hubble tuvastas peagi veel kaks sõltumatut galaktikat, mis lõpuks kinnitas "saarte universumite" hüpoteesi.
Hubble'i seadused
Edwin Hubble avastas empiiriliselt punanihkete ja galaktiliste kauguste ligikaudse proportsionaalsuse, mille ta muutis Doppleri-Fizeau valemi abil kiiruste ja kauguste proportsionaalsuseks. Seega on meil siin kaks erinevat mustrit.
Hubble ei teadnud, kuidas need mustrid omavahel seotud olid, kuid mida ütleb selle kohta tänapäeva teadus?
Nagu näitas ka Lemaître, pole lineaarne korrelatsioon kosmoloogiliste (universumi paisumisest tingitud) punanihkete ja kauguste vahel sugugi absoluutne. Praktikas on see hästi jälgitav ainult nihkete puhul, mis on väiksemad kui 0,1. Seega ei ole empiiriline Hubble'i seadus täpne, vaid ligikaudne ning Doppleri-Fizeau valem kehtib ainult väikeste spektri nihkete korral.
Kuid siin on teoreetiline seadus, mis ühendab kaugemate objektide radiaalkiiruse nende kaugusega (proportsionaalsuse koefitsiendiga Hubble'i parameetri kujul V = HD), kehtib mis tahes punase nihke korral. Küll aga selles ilmuv kiirus V- sugugi mitte füüsiliste signaalide või reaalsete kehade kiirus füüsilises ruumis. See on galaktikate ja galaktikaparvede vaheliste kauguste suurenemise kiirus, mille põhjustab universumi paisumine. Saaksime seda mõõta vaid siis, kui suudaksime peatada Universumi paisumise, sirutada hetkega galaktikate vahele mõõdulinte, lugeda nendevahelisi kaugusi ja jagada need mõõtmiste vahelisteks ajavahemikeks. Loomulikult füüsikaseadused seda ei võimalda. Seetõttu eelistavad kosmoloogid kasutada Hubble'i parameetrit H teises valemis, kus ilmub universumi mastaabitegur, mis kirjeldab täpselt selle paisumise astet erinevatel kosmilistel ajastutel (kuna see parameeter ajas muutub, tähistatakse selle tänapäevast väärtust H 0). Universum paisub nüüd kiireneva kiirusega, mistõttu Hubble'i parameetri väärtus kasvab.
Kosmoloogilisi punanihkeid mõõtes saame infot ruumi paisumise ulatuse kohta. Galaktika valgus saabub meieni kosmoloogilise punanihke ajal z, jättis selle siis, kui kõik kosmoloogilised kaugused olid 1+ z korda vähem kui meie ajastul. Täiendavat teavet selle galaktika kohta, nagu selle praegune kaugus või Linnuteelt eemaldamise kiirus, saab hankida ainult konkreetse kosmoloogilise mudeli abil. Näiteks Einstein-de Sitteri mudelis galaktika koos z= 5 eemaldub meist kiirusega 1,1 Koos(valguse kiirus). Mis siis, kui teete tavalise vea ja lihtsalt helistate V/c Ja z, siis on see kiirus viis korda suurem kui valguse kiirus. Nagu näeme, on lahknevus tõsine.
Ausalt öeldes tasub märkida, et kaks aastat enne Hubble'i arvutas Andromeeda kauguse Eesti astronoom Ernst Opik, kelle tulemus - 450 000 parsekit - oli õigele lähemal. Siiski kasutas ta mitmeid teoreetilisi kaalutlusi, mis ei olnud nii veenvad kui Hubble'i otsesed tähelepanekud.
1926. aastaks oli Hubble läbi viinud neljasaja "ekstragalaktilise udukogu" vaatluste statistilise analüüsi (ta kasutas seda terminit pikka aega, vältides nende nimetamist galaktikateks) ja pakkus välja valemi udukogu kauguse seostamiseks selle näilise heledusega. Vaatamata selle meetodi tohututele vigadele kinnitasid uued andmed, et udukogud on ruumis enam-vähem ühtlaselt jaotunud ja asuvad Linnutee piiridest kaugel. Nüüd polnud enam kahtlust, et ruum ei piirdu ainult meie Galaxy ja selle lähimate naabritega.
Kosmose moedisainerid
Eddington hakkas Slipheri tulemuste vastu huvi tundma juba enne, kui spiraalsete udukogude olemus lõplikult selgeks sai. Selleks ajaks oli juba olemas kosmoloogiline mudel, mis teatud mõttes ennustas Slipheri tuvastatud efekti. Eddington mõtles sellele palju ja loomulikult ei jätnud kasutamata võimalust anda Arizona astronoomi vaatlustele kosmoloogiline kõla.
Kaasaegne teoreetiline kosmoloogia sai alguse 1917. aastal kahe revolutsioonilise dokumendiga, mis tutvustasid üldrelatiivsusteoorial põhinevaid universumi mudeleid. Ühe neist kirjutas Einstein ise, teise Hollandi astronoom Willem de Sitter.
Einstein uskus aja vaimus, et universum tervikuna on staatiline (ta püüdis muuta seda ka ruumis lõpmatuks, kuid ei leidnud oma võrranditele õigeid piirtingimusi). Selle tulemusena ehitas ta suletud universumi mudeli, mille ruumil on pidev positiivne kõverus (ja seetõttu on sellel konstantne lõplik raadius). Aeg selles universumis, vastupidi, voolab nagu Newton, ühes suunas ja sama kiirusega. Selle mudeli aegruum on ruumilise komponendi tõttu kõver, samas kui ajakomponent ei ole mingil moel deformeerunud. Selle maailma staatiline olemus annab põhivõrrandisse erilise "sisendi", mis hoiab ära gravitatsiooni kokkuvarisemise ja toimib seeläbi kõikjaloleva gravitatsioonivastase väljana. Selle intensiivsus on võrdeline erikonstandiga, mida Einstein nimetas universaalseks (nüüd nimetatakse seda kosmoloogiliseks konstandiks).
Einsteini mudel võimaldas arvutada Universumi suuruse, aine koguhulga ja isegi kosmoloogilise konstandi väärtuse. Selleks vajame vaid kosmilise aine keskmist tihedust, mida saab põhimõtteliselt määrata vaatluste põhjal. Pole juhus, et Eddington imetles seda mudelit ja kasutas seda praktikas Hubble'i poolt. Selle hävitab aga ebastabiilsus, mida Einstein lihtsalt ei märganud: raadiuse vähimagi kõrvalekalde korral tasakaaluväärtusest Einsteini maailm kas paisub või läbib gravitatsioonilise kollapsi. Seetõttu pole sellel mudelil mingit seost tegeliku universumiga.
Tühi maailm
De Sitter ehitas ka, nagu ta ise uskus, püsiva positiivse kumerusega staatilise maailma. See sisaldab Einsteini kosmoloogilist konstanti, kuid sellel puudub täielikult aine. Kui sisestatakse meelevaldselt väikese massiga testosakesed, siis need hajuvad ja lähevad lõpmatuseni. Lisaks voolab aeg de Sitteri universumi äärealadel aeglasemalt kui selle keskmes. Seetõttu saabuvad suurte vahemaade valguslained punase nihkega, isegi kui nende allikas on vaatleja suhtes paigal. Nii mõtlesid Eddington ja teised astronoomid 1920. aastatel, kas de Sitteri mudelil on midagi ühist Slipheri vaatlustes kajastatud tegelikkusega.
Need kahtlused said kinnitust, kuigi teistsugusel viisil. De Sitteri universumi staatiline olemus osutus kujuteldavaks, kuna see oli seotud koordinaatsüsteemi ebaõnnestunud valikuga. Pärast selle vea parandamist osutus de Sitteri ruum tasaseks, eukleidiliseks, kuid mittestaatiliseks. Tänu antigravitatsioonilisele kosmoloogilisele konstandile see paisub, säilitades samal ajal nullkõveruse. Selle laienemise tõttu suurenevad footonite lainepikkused, mis toob kaasa de Sitteri ennustatud spektrijoonte nihke. Väärib märkimist, et just nii seletatakse tänapäeval kaugete galaktikate kosmoloogilist punanihet.
Seotud koordinaadid
Kosmoloogilistes arvutustes on mugav kasutada kaasnevaid koordinaatsüsteeme, mis paisuvad koos Universumi paisumisega.
Idealiseeritud mudelis, kus galaktikad ja galaktikaparved ei osale üheski õiges liikumises, ei muutu nendega kaasnevad koordinaadid. Kuid kahe objekti vaheline kaugus antud ajahetkel on võrdne nende konstantse kaugusega kaasnevates koordinaatides, mis on korrutatud selle hetke skaalateguri väärtusega. Seda olukorda saab hõlpsasti illustreerida täispuhutava maakera peal: iga punkti laius- ja pikkuskraad ei muutu ning raadiuse suurenedes suureneb kaugus iga punktipaari vahel.
Liikuvate koordinaatide kasutamine aitab meil mõista sügavaid erinevusi paisuva universumi kosmoloogia, erirelatiivsusteooria ja Newtoni füüsika vahel. Seega on Newtoni mehaanikas kõik liikumised suhtelised ja absoluutsel liikumatusel puudub füüsiline tähendus. Vastupidi, kosmoloogias on liikumatus liikuvates koordinaatides absoluutne ja põhimõtteliselt saab seda kinnitada vaatlustega.
Erirelatiivsusteooria kirjeldab protsesse aegruumis, millest saab Lorentzi teisendusi kasutades lõpmatul hulgal eraldada ruumilisi ja ajalisi komponente. Kosmoloogiline aegruum, vastupidi, laguneb loomulikult kõveraks paisuvaks ruumiks ja ühtseks kosmiliseks ajaks. Sel juhul võib kaugete galaktikate taandumise kiirus olla mitu korda suurem kui valguse kiirus.
Statistikast dünaamikani
Avalikult mittestaatiliste kosmoloogiliste teooriate ajalugu algab Nõukogude füüsiku Alexander Friedmani kahe tööga, mis avaldati ühes Saksa ajakirjas. Zeitschrift für Physik 1922. ja 1924. aastal. Friedman arvutas välja ajas muutuva positiivse ja negatiivse kumerusega universumimudelid, millest sai teoreetilise kosmoloogia kullafond. Kaasaegsed aga neid töid peaaegu ei märganud (Einstein pidas algul isegi Friedmani esimest kirjutist matemaatiliselt ekslikuks). Friedman ise arvas, et astronoomial pole veel vaatluste arsenali, mis võimaldaks otsustada, milline kosmoloogilistest mudelitest on tegelikkusega paremini kooskõlas, ja piirdus seetõttu puhta matemaatikaga. Võib-olla oleks ta Sliferi tulemusi lugedes käitunud teisiti, kuid seda ei juhtunud.
20. sajandi esimese poole suurim kosmoloog Georges Lemaitre arvas teisiti. Kodus Belgias kaitses ta väitekirja matemaatikas ja seejärel õppis 1920. aastate keskel astronoomiat - Cambridge'is Eddingtoni juhendamisel ja Harvardi observatooriumis Harlow Shapley käe all (oli USA-s, kus valmistas ette teise väitekirja MIT-is, kohtus ta Sliferi ja Hubble'iga). Aastal 1925 näitas Lemaître esimesena, et de Sitteri mudeli staatiline olemus oli kujuteldav. Naastes kodumaale Louvaini ülikooli professorina, ehitas Lemaitre esimese paisuva universumi mudeli, millel oli selge astronoomiline alus. Ilma liialduseta oli see töö revolutsiooniline läbimurre kosmoseteaduses.
Universaalne revolutsioon
Lemaitre säilitas oma mudelis kosmoloogilise konstandi, millel oli Einsteini arvväärtus. Seetõttu saab tema universum alguse staatilisest olekust, kuid aja jooksul, kõikumiste tõttu, asub see pideva suureneva paisumise teele. Selles etapis säilitab see positiivse kõveruse, mis raadiuse suurenedes väheneb. Lemaitre ei hõlmanud oma universumisse mitte ainult ainet, vaid ka elektromagnetkiirgust. Seda ei teinud ei Einstein ega de Sitter, kelle tööd Lemaitre teadis, ega Friedman, kellest ta tol ajal midagi teadis.
USA-s viibiv Lemaitre väitis, et kaugete galaktikate punanihked tekivad ruumi paisumise tõttu, mis “venitab” valguslaineid. Nüüd on ta seda matemaatiliselt tõestanud. Samuti näitas ta, et väikesed (palju väiksemad ühikud) punanihked on võrdelised valgusallika kaugustega ning proportsionaalsuskoefitsient sõltub ainult ajast ja kannab teavet universumi praeguse paisumiskiiruse kohta. Kuna Doppleri-Fizeau valem eeldas, et galaktika radiaalkiirus on võrdeline selle punanihkega, jõudis Lemaître järeldusele, et see kiirus on võrdeline ka selle kaugusega. Pärast Hubble'i loendi 42 galaktika kiiruste ja kauguste analüüsimist ning Päikese galaktilise kiiruse arvestamist määras ta proportsionaalsuskoefitsientide väärtused.
Laulmata töö
Lemaitre avaldas oma töö 1927. aastal prantsuse keeles väheloetud ajakirjas Annals of the Brussels Scientific Society. Arvatakse, et see oli peamine põhjus, miks ta esialgu peaaegu märkamatuks jäi (isegi tema õpetaja Eddingtonile). Tõsi, sama aasta sügisel sai Lemaitre oma leide Einsteiniga arutada ja sai temalt Friedmani tulemuste kohta teada. Üldrelatiivsusteooria loojal polnud tehnilisi vastuväiteid, kuid ta ei uskunud kindlalt Lemetre mudeli füüsilisse reaalsusesse (nagu ta polnud varem Friedmani järeldustega nõustunud).
Hubble'i graafikud
Vahepeal avastasid Hubble ja Humason 1920. aastate lõpus lineaarse korrelatsiooni 24 galaktika kauguste ja nende radiaalkiiruste vahel, mis arvutati (peamiselt Slipheri abil) punanihke põhjal. Hubble järeldas sellest, et galaktika radiaalkiirus on otseselt võrdeline selle kaugusega. Selle proportsionaalsuse koefitsient on nüüd tähistatud H 0 ja seda nimetatakse Hubble'i parameetriks (viimastel andmetel on see veidi suurem kui 70 (km/s)/megaparsek).
Hubble'i paber galaktikate kiiruste ja vahemaade vahelise lineaarse seose joonistamiseks avaldati 1929. aasta alguses. Aasta varem tuletas Lemaitre’i järginud noor Ameerika matemaatik Howard Robertson selle sõltuvuse paisuva universumi mudelist, millest Hubble võis teada. Tema kuulsas artiklis aga ei mainitud seda mudelit ei otseselt ega kaudselt. Hubble väljendas hiljem kahtlust, et tema valemis esinevad kiirused kirjeldavad tegelikult galaktikate liikumist kosmoses, kuid ta hoidus alati nende konkreetsest tõlgendamisest. Ta nägi oma avastuse mõtet galaktikate kauguste ja punanihkete proportsionaalsuse demonstreerimises, jättes ülejäänu teoreetikute hooleks. Seetõttu, kogu lugupidamise juures Hubble’i vastu, pole põhjust teda pidada Universumi paisumise avastajaks.
Ja ometi see laieneb!
Sellest hoolimata sillutas Hubble teed universumi paisumise ja Lemaître’i mudeli äratundmisele. Juba 1930. aastal avaldasid talle austust sellised kosmoloogiameistrid nagu Eddington ja de Sitter; Veidi hiljem märkasid teadlased Friedmani tööd ja hindasid seda. 1931. aastal tõlkis Lemaitre Eddingtoni õhutusel oma artikli (väikeste kärbetega) inglise keelde väljaandele Monthly News of the Royal Astronomical Society. Samal aastal nõustus Einstein Lemaître'i järeldustega ja aasta hiljem ehitas ta koos de Sitteriga tasase ruumi ja kõvera ajaga paisuva universumi mudeli. See mudel on oma lihtsuse tõttu olnud kosmoloogide seas pikka aega väga populaarne.
Samal 1931. aastal avaldas Lemaitre lühikese (ja ilma igasuguse matemaatikata) kirjelduse teisest Universumi mudelist, mis ühendas kosmoloogia ja kvantmehaanika. Selles mudelis on algmomendiks primaarse aatomi (Lemaitre nimetas seda ka kvantiks) plahvatus, millest tekkis nii ruum kui aeg. Kuna gravitatsioon aeglustab vastsündinud Universumi paisumist, siis selle kiirus väheneb – võimalik, et peaaegu nullini. Lemaitre võttis hiljem oma mudelisse kosmoloogilise konstandi, mis sundis universumi lõpuks sisenema kiireneva paisumise stabiilsesse režiimi. Nii nägi ta ette nii Suure Paugu ideed kui ka kaasaegseid kosmoloogilisi mudeleid, mis võtavad arvesse tumeda energia olemasolu. Ja 1933. aastal identifitseeris ta kosmoloogilise konstandi vaakumi energiatihedusega, mille peale keegi varem polnud mõelnud. See on lihtsalt hämmastav, kuivõrd oma ajast ees oli see teadlane, kes oli kindlasti väärt universumi paisumise avastaja tiitlit!
Kui vaadata taevasse selgel kuuta ööl, siis kõige rohkem heledad objektid, tõenäoliselt on planeedid Veenus, Marss, Jupiter ja Saturn. Ja näete ka tervet hajumist tähti, mis sarnanevad meie Päikesele, kuid asuvad meist palju kaugemal. Mõned neist fikseeritud tähtedest liiguvad tegelikult üksteise suhtes veidi, kui Maa liigub ümber Päikese. Nad ei ole üldse liikumatud! See juhtub seetõttu, et sellised tähed on meile suhteliselt lähedal. Tänu Maa liikumisele ümber Päikese näeme neid lähemaid tähti kaugemate taustal erinevatest positsioonidest. Sama efekt ilmneb ka autoga sõites ning teeäärsed puud näivad horisondi poole ulatuva maastiku taustal oma asukohta muutvat (joonis 14). Mida lähemal on puud, seda märgatavam on nende näiline liikumine. Seda suhtelise asendi muutust nimetatakse parallaksiks. Tähtede puhul on see inimkonna jaoks tõeline edu, sest parallaks võimaldab meil otse mõõta kaugust nendeni.
Riis. 14. Tähtede parallaks.
Olenemata sellest, kas liigute teel või kosmoses, muutuvad kehade suhtelised asukohad lähedal ja kaugel liikumisel. Nende muutuste suurust saab kasutada kehadevahelise kauguse määramiseks.
Lähim täht Proxima Centauri on umbes nelja valgusaasta ehk neljakümne miljoni miljoni kilomeetri kaugusel. Enamik teisi palja silmaga nähtavaid tähti on meist mõnesaja valgusaasta raadiuses. Võrdluseks – Maast Päikeseni on vaid kaheksa valgusminutit! Tähed on hajutatud üle öötaeva, kuid eriti tihedalt on neid vööndis, mida me nimetame Linnuteeks. Juba 1750. aastal väitsid mõned astronoomid, et Linnutee ilmumist saab seletada sellega, et enamik nähtavaid tähti koguti kettakujulises konfiguratsioonis, nagu seda, mida me praegu nimetame spiraalgalaktikateks. Vaid mõnikümmend aastat hiljem kinnitas inglise astronoom William Herschel selle idee paikapidavust, lugedes hoolikalt teleskoobi kaudu nähtavate tähtede arvu. erinevad valdkonnad taevas. Täieliku tunnustuse sai see idee aga alles kahekümnendal sajandil. Nüüd teame, et Linnutee, meie galaktika, ulatub otsast lõpuni ligikaudu sada tuhat valgusaastat ja pöörleb aeglaselt; tähed selle spiraalharudes teevad ühe pöörde ümber Galaktika keskpunkti iga paarisaja miljoni aasta järel. Meie Päike, tavaline keskmise suurusega kollane täht, asub ühe spiraaliharu siseservas. Aristotelese ja Ptolemaiose aegadest, mil inimesed pidasid Maad Universumi keskpunktiks, oleme kindlasti kaugele jõudnud.
Kaasaegne pilt universumist hakkas tekkima 1924. aastal, kui Ameerika astronoom Edwin Hubble tõestas, et Linnutee pole ainus galaktika. Ta avastas, et on palju teisi tähesüsteeme, mida eraldavad tohutud tühjad ruumid. Selle kinnitamiseks pidi Hubble määrama kauguse Maast teiste galaktikateni. Kuid galaktikad on nii kaugel, et erinevalt lähedalasuvatest tähtedest näivad nad tegelikult liikumatud. Kuna Hubble ei saanud galaktikate kauguste mõõtmiseks parallaksi kasutada, oli ta sunnitud kasutama kauguste hindamiseks kaudseid meetodeid. Tähe kauguse ilmne mõõt on selle heledus. Kuid näiv heledus ei sõltu ainult kaugusest täheni, vaid ka tähe heledusest – selle kiirgava valguse hulgast. Meie lähedal asuv tuhm täht paistab kauge galaktika eredaima tähe eest. Seega, et kasutada näivat heledust kauguse mõõduna, peame teadma tähe heledust.
Lähedal asuvate tähtede heledust saab arvutada nende näilise heleduse järgi, sest tänu parallaksile teame nende kaugust. Hubble märkis, et lähedalasuvaid tähti saab klassifitseerida nende kiirgava valguse olemuse järgi. Sama klassi tähtedel on alati sama heledus. Lisaks soovitas ta, et kui avastame nende klasside tähed kauges galaktikas, võib neile määrata sama heleduse kui meie lähedal asuvatele sarnastele tähtedele. Selle teabe abil on lihtne arvutada kaugust galaktikast. Kui arvutused, mis on tehtud paljude samas galaktikas asuvate tähtede kohta, annavad sama kauguse, siis võime olla kindlad, et meie hinnang on õige. Sel viisil arvutas Edwin Hubble kaugused üheksa erineva galaktikani.
Tänapäeval teame, et palja silmaga nähtavad tähed moodustavad väikese osa kõigist tähtedest. Me näeme taevas umbes 5000 tähte – ainult umbes 0,0001% kõigist meie galaktika ehk Linnutee tähtedest. Ja Linnutee on vaid üks enam kui sajast miljardist galaktikast, mida saab jälgida tänapäevaste teleskoopidega. Ja igas galaktikas on umbes sada miljardit tähte. Kui täht oleks soolatera, mahuksid teelusika sisse kõik palja silmaga nähtavad tähed, aga kogu universumi tähed moodustaksid enam kui kolmeteistkilomeetrise läbimõõduga palli.
Tähed on meist nii kaugel, et näivad olevat valguspunktid. Me ei saa nende suurust ega kuju eristada. Kuid nagu Hubble märkis, on neid palju erinevat tüüpi tähed ja me saame neid eristada nende kiiratava kiirguse värvi järgi. Newton avastas, et kui päikesevalgus lastakse läbi kolmepoolse klaasprisma, jaguneb see oma värvideks nagu vikerkaar (joonis 15). Valgusallika poolt kiiratava kiirguse erinevate värvide suhtelist intensiivsust nimetatakse selle spektriks. Fokuseerides teleskoobi ühele tähele või galaktikale, saate uurida selle kiirgava valguse spektrit.
Riis. 15. Tähespekter.
Tähe emissioonispektrit analüüsides saame määrata nii tema temperatuuri kui ka atmosfääri koostise.
Muuhulgas võimaldab keha kiirgus hinnata selle temperatuuri. Aastal 1860 Saksa füüsik Gustav Kirchhoff tegi kindlaks, et mis tahes materiaalne keha Näiteks täht kiirgab kuumutamisel valgust või muud kiirgust, nagu kuumad söed hõõguvad. Kuumutatud kehade kuma tuleneb nende sees olevate aatomite termilisest liikumisest. Seda nimetatakse musta keha kiirguseks (kuigi kuumutatud kehad ise pole mustad). Musta keha kiirguse spektrit on raske millegagi segi ajada: sellel on iseloomulik välimus, mis muutub kehatemperatuuriga (joonis 16). Seetõttu on kuumutatud keha kiirgus sarnane termomeetri näitudega. Emissioonispekter, mida me jälgime erinevad tähed alati sarnane musta keha kiirgusega, see on teavitus tähe temperatuurist.
Riis. 16. Musta keha kiirgusspekter.
Kõik kehad – mitte ainult tähed – kiirgavad kiirgust nende koostises olevate mikroskoopiliste osakeste soojusliikumise tõttu. Kiirguse sagedusjaotus iseloomustab kehatemperatuuri.
Kui uurime tähelepanelikult tähevalgust, annab see meile veelgi rohkem teavet. Mõne puudumise avastame rangelt teatud värvid ja need on erinevate staaride puhul erinevad. Ja kuna me teame, et iga keemiline element neelab oma iseloomulikke värve, saame neid värve võrreldes tähe spektris puuduvate värvidega täpselt kindlaks teha, millised elemendid selle atmosfääris esinevad.
1920. aastatel, kui astronoomid hakkasid uurima tähtede spektreid teistes galaktikates, avastasid nad midagi väga huvitavat: selgus, et neil on samad iseloomulikud puuduvate värvide mustrid nagu meie oma galaktika tähtedel, kuid need kõik olid nihutatud punasesse otsa. spektrist ja samas proportsioonis. Füüsikud tunnevad värvi või sageduse muutust kui Doppleri efekti.
Me kõik teame, kuidas see nähtus heli mõjutab. Kuulake möödasõitva auto häält. Kui see läheneb, tundub selle mootori või helisignaali hääl kõrgemana ja kui auto on juba mööda sõitnud ja hakkas eemalduma, siis heli väheneb. Sajakilomeetrise tunnikiirusega meile vastu sõitev politseiauto arendab umbes kümnendiku helikiirusest. Tema sireeni hääl on laine, vahelduvad harjad ja lohud. Tuletage meelde, et lähimate harjade (või süvendite) vahelist kaugust nimetatakse lainepikkuseks. Mida lühem on lainepikkus, seda rohkem vibratsiooni jõuab meie kõrva iga sekundi järel ja seda kõrgem on heli toon ehk sagedus.
Doppleri efekti põhjustab asjaolu, et lähenev auto, mis kiirgab iga järjestikust helilaine harja, on meile lähemal ja selle tulemusena on harude vahekaugused väiksemad kui auto seistes. See tähendab, et meile saabuvate lainete pikkused lühenevad ja nende sagedus suureneb (joon. 17). Ja vastupidi, kui auto liigub eemale, pikeneb lainete pikkus ja väheneb nende sagedus. Ja mida kiiremini auto liigub, seda tugevam on Doppleri efekt, mis võimaldab seda kasutada kiiruse mõõtmiseks.
Riis. 17. Doppleri efekt.
Kui laineid kiirgav allikas liigub vaatleja poole, siis lainepikkus väheneb. Kui allikas eemaldub, siis vastupidi, see suureneb. Seda nimetatakse Doppleri efektiks.
Valgus- ja raadiolained käituvad sarnaselt. Politsei kasutab Doppleri efekti autode kiiruse määramiseks, mõõtes nendelt peegelduva raadiosignaali lainepikkust. Valgus on elektromagnetvälja vibratsioon või lained. Nagu märkisime peatükis. 5, nähtava valguse lainepikkus on äärmiselt väike - neljakümnest kuni kaheksakümne miljondikuni meetrist.
Inimsilm tajub erineva pikkusega valguslaineid kui erinevaid värve, mille pikimad lainepikkused vastavad spektri punasele otsale ja lühimad - need, mis vastavad sinisele otsale. Kujutage nüüd ette valgusallikat, mis asub meist püsival kaugusel, näiteks tähte, mis kiirgab teatud lainepikkusega valguslaineid. Salvestatud lainete pikkus on sama, mis kiiratud lainetel. Kuid oletame nüüd, et valgusallikas hakkab meist eemalduma. Nagu heli puhul, suurendab see valguse lainepikkust, mis tähendab, et spekter nihkub punase otsa suunas.
Olles tõestanud teiste galaktikate olemasolu, töötas Hubble järgnevatel aastatel nende kauguste määramise ja nende spektrite vaatlemise kallal. Sel ajal eeldasid paljud, et galaktikad liiguvad juhuslikult, ja eeldasid, et sinise nihkega spektrite arv on umbes sama palju kui punase nihkega spektrite arv. Seetõttu oli täielik üllatus avastada, et enamiku galaktikate spektrid näitavad punanihet – peaaegu kõik tähesüsteemid eemalduvad meist! Veelgi üllatavam oli Hubble'i poolt 1929. aastal avastatud ja avalikuks tehtud tõsiasi: galaktikate punanihe ei ole juhuslik, vaid on otseselt võrdeline nende kaugusega meist. Teisisõnu, mida kaugemal galaktika meist on, seda kiiremini see eemaldub! Sellest järeldub, et Universum ei saa olla staatiline, muutumatu suurusega, nagu varem arvati. Tegelikkuses see laieneb: galaktikate vaheline kaugus kasvab pidevalt.
Arusaam, et universum paisub, tekitas mõistuses tõelise revolutsiooni, ühe 20. sajandi suurimatest. Tagantjärele võib tunduda üllatav, et keegi varem sellele ei mõelnud. Newton ja teised suured vaimud pidid mõistma, et staatiline universum on ebastabiilne. Isegi kui see mingil hetkel oleks liikumatu, viiks tähtede ja galaktikate vastastikune külgetõmme kiiresti selle kokkusurumiseni. Isegi kui universum paisuks suhteliselt aeglaselt, teeks gravitatsioon lõpuks selle paisumise lõpu ja paneks selle kokku tõmbuma. Kui aga Universumi paisumiskiirus on suurem kui teatud kriitiline punkt, ei suuda gravitatsioon seda kunagi peatada ja Universum jätkab paisumist igavesti.
Siin on ebamäärane sarnasus Maa pinnalt tõusva raketiga. Suhteliselt väikesel kiirusel peatab gravitatsioon raketi lõpuks ja see hakkab Maa poole langema. Teisest küljest, kui raketi kiirus on kriitilisest suurem (rohkem kui 11,2 kilomeetrit sekundis), ei suuda gravitatsioon seda kinni hoida ja see lahkub Maalt igaveseks.
Newtoni gravitatsiooniteooria põhjal võis universumi sellist käitumist ennustada igal ajal 19. või 18. sajandil ja isegi XVII sajandi lõpus. Usk staatilisesse universumisse oli aga nii tugev, et pettekujutelm säilitas oma võimu meelte üle kuni kahekümnenda sajandi alguseni. Isegi Einstein oli Universumi staatilises olemuses nii kindel, et tegi 1915. aastal üldisesse relatiivsusteooriasse erilise muudatuse, lisades võrranditesse kunstlikult eritermini, mida nimetatakse kosmoloogiliseks konstandiks, mis tagas Universumi staatilise olemuse.
Kosmoloogiline konstant avaldus teatud tegevusena uut jõudu- "antigravitatsioon", millel erinevalt teistest jõududest ei olnud konkreetset allikat, vaid see oli lihtsalt aegruumi enda lahutamatu omadus. Selle jõu mõjul paljastas aegruum kaasasündinud kalduvuse laieneda. Kosmoloogilise konstandi väärtuse valimisega võib Einstein muuta selle tendentsi tugevust. Selle abil suutis ta täpselt tasakaalustada kogu olemasoleva aine vastastikuse külgetõmbe ja selle tulemusena saada staatilise universumi.
Einstein lükkas hiljem kosmoloogilise konstandi idee tagasi, tunnistades, et see on tema "suurim viga". Nagu varsti näeme, on tänapäeval põhjust arvata, et Einsteinil võis kosmoloogilise konstandi kasutuselevõtmisel siiski õigus olla. Kuid kõige rohkem pidi Einsteini kurvastama see, et ta lubas oma usul seda teha liikumatu universumümber lükata järeldus, et universum peab laienema, mida ennustab tema enda teooria. Tundub, et ainult üks inimene on seda üldrelatiivsusteooria tagajärge näinud ja seda tõsiselt võtnud. Samal ajal kui Einstein ja teised füüsikud otsisid, kuidas vältida universumi mittestaatilist olemust, väitis vene füüsik ja matemaatik Alexander Friedman vastupidi, et see paisub.
Friedman tegi Universumi kohta kaks väga lihtsat eeldust: see näeb välja ühesugune olenemata sellest, millises suunas me vaatame, ja et see oletus on tõsi, olenemata sellest, kust universumis me vaatame. Nendele kahele ideele tuginedes ja üldrelatiivsusteooria võrrandeid lahendades tõestas ta, et Universum ei saa olla staatiline. Nii ennustas Friedman 1922. aastal, mitu aastat enne Edwin Hubble’i avastust, täpselt universumi paisumist!
Eeldus, et Universum näeb igas suunas välja ühesugune, ei vasta täielikult tõele. Näiteks, nagu me juba teame, moodustavad meie galaktika tähed öötaevas selgelt eristuva heleda triibu – Linnutee. Kui aga vaadata kaugeid galaktikaid, siis tundub nende arv olevat enam-vähem võrdne kõikides taevaosades. Seega näeb universum igas suunas välja umbes sama, kui seda vaadelda galaktikate vaheliste kaugustega suurel skaalal, ja ignoreerida erinevusi väikeses skaalas.
Kujutage ette, et olete metsas, kus puud kasvavad juhuslikult. Ühes suunas vaadates näete lähimat puud endast meetri kaugusel. Teises suunas jääb lähim puu kolme meetri kaugusele. Kolmandas näete mitut puud korraga, üks, kaks ja kolm meetrit teist eemal. Mets ei paista üheski suunas ühesugune. Kui aga võtta arvesse kõik puud kilomeetri raadiuses, siis sellised erinevused on keskmised ja näete, et mets on igas suunas ühesugune (joonis 18).
Riis. 18. Isotroopne mets.
Isegi kui puude jaotus metsas on üldiselt ühtlane, võivad need lähemal vaatlemisel mõnel pool tunduda tihedamad. Samuti ei näe universum meile lähimas ruumis ühesugune välja, samas kui sisse suumides näeme sama pilti, olenemata sellest, millises suunas me vaatleme.
Pikka aega oli tähtede ühtlane jaotus piisavaks põhjuseks Friedmanni mudeli aktsepteerimiseks universumi tegeliku pildi esimese lähendusena. Kuid hiljem paljastas õnnelik õnnetus täiendavaid tõendeid selle kohta, et Friedmani oletus kirjeldas universumit üllatavalt täpselt. 1965. aastal silusid kaks Ameerika füüsikut, Arno Penzias ja Robert Wilson New Jerseys asuvast Bell Telephone Laboratoriesist väga tundlikku mikrolainevastuvõtjat. (Mikrolained on umbes sentimeetrise lainepikkusega kiirgus.) Penzias ja Wilson olid mures, et vastuvõtja tuvastas oodatust rohkem müra. Nad leidsid antennilt lindude väljaheiteid ja kõrvaldasid muud võimalikud rikke põhjused, kuid ammendasid peagi kõik võimalikud häirete allikad. Müra erines selle poolest, et seda registreeriti ööpäevaringselt aastaringselt, sõltumata Maa pöörlemisest ümber oma telje ja pöördest ümber Päikese. Kuna Maa liikumine suunas vastuvõtja erinevatesse kosmosesektoritesse, järeldasid Penzias ja Wilson, et müra tuleb väljastpoolt Päikesesüsteemi ja isegi väljastpoolt galaktikat. Ta näis kõndivat poole võrdselt ruumi kõikidest suundadest. Nüüd teame, et olenemata sellest, kuhu vastuvõtja on suunatud, jääb see müra konstantseks, välja arvatud tühised kõikumised. Nii sattusid Penzias ja Wilson kogemata silmatorkavale näitele, mis toetas Friedmani esimest hüpoteesi, et universum on igas suunas ühesugune.
Mis on selle kosmilise taustamüra päritolu? Umbes samal ajal, kui Penzias ja Wilson uurisid vastuvõtja salapärast müra, hakkasid kaks Princetoni ülikooli Ameerika füüsikut Bob Dick ja Jim Peebles mikrolainete vastu huvi tundma. Nad uurisid Georgi (George) Gamowi (endine Alexander Friedmani õpilane) oletust, et varajased staadiumid Universum oli väga tihe ja valge-kuum. Dick ja Peebles uskusid, et kui see on tõsi, siis peaksime olema võimelised jälgima varajase universumi sära, kuna meie maailma väga kaugetest piirkondadest saabub valgus meieni alles nüüd. Universumi paisumise tõttu peaks see valgus aga olema nii tugevalt nihkunud spektri punasesse otsa, et see pöördub nähtav kiirgus mikrolaineahjus. Dick ja Peebles valmistusid just seda kiirgust otsima, kui Penzias ja Wilson oma tööst kuuldes mõistsid, et on selle juba leidnud. Selle avastuse eest said Penzias ja Wilson 1978. aastal Nobeli preemia (mis tundub Dicki ja Peeblesi suhtes mõnevõrra ebaõiglane, Gamowst rääkimata).
Esmapilgul näitab tõsiasi, et universum näeb igas suunas ühesugune välja, et meil on selles mingi eriline koht. Eelkõige võib tunduda, et kuna kõik galaktikad liiguvad meist eemale, siis peame olema universumi keskmes. Sellel nähtusel on aga veel üks seletus: Universum võib igas suunas samasugune välja näha ka mis tahes teisest galaktikast vaadatuna. Kui mäletate, oli see täpselt Friedmani teine oletus.
Meil ei ole ühtegi teaduslikku argumenti Friedmani teise hüpoteesi poolt ega vastu. Sajandeid tagasi kristlik kirik tunnistaks seda ketserlikuks, kuna kirikuõpetus eeldas, et meil on universumi keskmes eriline koht. Kuid täna aktsepteerime Friedmani oletust peaaegu vastupidisel põhjusel, omamoodi tagasihoidlikkusest: meile tunduks täiesti hämmastav, kui Universum näiks kõigis suundades ühesugune ainult meile, kuid mitte teistele universumi vaatlejatele!
Friedmanni Universumi mudelis liiguvad kõik galaktikad üksteisest eemale. See meenutab värviliste laikude levimist täispuhutud õhupalli pinnale. Kuuli suuruse kasvades suurenevad kaugused mis tahes kahe punkti vahel, kuid ühtki kohta ei saa pidada laienemiskeskuseks. Veelgi enam, kui õhupalli raadius kasvab pidevalt, siis mida kaugemal asuvad laigud selle pinnal, seda kiiremini need laienedes eemalduvad. Oletame, et õhupalli raadius kahekordistub iga sekundiga. Seejärel asuvad kaks punkti, mis on algselt eraldatud ühe sentimeetri kaugusel, teineteisest juba kahe sentimeetri kaugusel (kui mõõdetakse piki õhupalli pinda), nii et nende suhteline kiirus on üks sentimeeter sekundis. Seevastu kümme sentimeetrit eraldatud täppide paar nihkub sekund pärast paisumise algust teineteisest paarkümmend sentimeetrit eemale, nii et nende suhteline kiirus on kümme sentimeetrit sekundis (joonis 19). Samamoodi on Friedmanni mudelis kiirus, millega kaks galaktikat teineteisest eemalduvad, võrdeline nendevahelise kaugusega. Seega ennustab mudel, et galaktika punanihe peaks olema otseselt võrdeline selle kaugusega meist – see on sama sõltuvus, mille Hubble hiljem avastas. Kuigi Friedman suutis välja pakkuda eduka mudeli ja ette näha Hubble'i vaatluste tulemusi, jäi tema töö läänes peaaegu tundmatuks, kuni 1935. aastal pakkusid sarnase mudeli välja Ameerika füüsik Howard Robertson ja Briti matemaatik Arthur Walker, järgides nende jälgedes. Hubble'i universumi paisumise avastamisest.
Riis. 19. Õhupalli laienev universum.
Universumi paisumise tõttu kaugenevad galaktikad üksteisest. Aja jooksul suureneb kaugete tähesaarte vaheline kaugus rohkem kui lähedalasuvate galaktikate vahel, nagu seda teevad täpid täispuhuval õhupallil. Seetõttu tundub mis tahes galaktikast pärit vaatlejale kiirus, millega teine galaktika eemaldub, seda suurem, mida kaugemal see asub.
Friedman pakkus välja ainult ühe universumi mudeli. Kuid tema tehtud eelduste kohaselt lubavad Einsteini võrrandid kolme lahendusklassi, see tähendab, et universumi arenguks on kolm erinevat tüüpi Friedmanni mudeleid ja kolm erinevat stsenaariumi.
Esimene lahendusklass (mille leidis Friedman) eeldab, et universumi paisumine on piisavalt aeglane, et galaktikate vaheline külgetõmme aeglustub järk-järgult ja lõpuks peatab selle. Pärast seda hakkavad galaktikad üksteisele lähemale liikuma ja universum hakkab kahanema. Teise klassi lahenduste kohaselt paisub universum nii kiiresti, et gravitatsioon aeglustab vaid veidi galaktikate taandumist, kuid ei suuda seda kunagi peatada. Lõpuks on veel kolmas lahendus, mille kohaselt Universum paisub täpselt õige kiirusega, et vältida kokkuvarisemist. Aja jooksul muutub galaktika paisumise kiirus üha väiksemaks, kuid ei jõua kunagi nullini.
Friedmani esimese mudeli hämmastav omadus on see, et selles pole universum ruumis lõpmatu, kuid ruumis pole piire kusagil. Gravitatsioon on nii tugev, et ruum variseb kokku ja sulgub endasse. See on mingil määral sarnane Maa pinnaga, mis on samuti lõplik, kuid millel pole piire. Kui liigute mööda Maa pinda kindlas suunas, ei satu te kunagi ületamatule barjäärile ega maailmalõpule, vaid lõpuks jõuate tagasi sinna, kust alustasite. Friedmani esimeses mudelis on ruum paigutatud täpselt samamoodi, kuid pigem kolmemõõtmeliselt, mitte kahes, nagu Maa pinna puhul. Idee, et saate universumis ringi käia ja sinna tagasi pöörduda alguspunkt, sobib hästi Ulme, kuid sellel pole praktilist tähtsust, sest nagu tõestada saab, kahaneb universum punktini, enne kui rändur naaseb oma teekonna algusesse. Universum on nii suur, et sa pead liikuma valgusest kiiremini, et lõpetada oma teekond sealt, kus sa alustasid, ja sellised kiirused on keelatud (relatiivsusteooria järgi. – Tõlk.). Friedmani teises mudelis on ruum samuti kõver, kuid teistmoodi. Ja alles kolmandas mudelis on Universumi suuremahuline geomeetria tasane (kuigi massiivsete kehade läheduses on ruum kõver).
Milline Friedmani mudel kirjeldab meie universumit? Kas Universumi paisumine peatub kunagi ja asendub kokkusurumisega või paisub universum igaveseks?
Selgus, et sellele küsimusele vastamine on keerulisem, kui teadlased esialgu arvasid. Selle lahendus sõltub peamiselt kahest asjast – Universumi hetkel vaadeldavast paisumiskiirusest ja selle hetke keskmisest tihedusest (aine hulk ruumi ruumalaühiku kohta). Mida suurem on praegune paisumiskiirus, seda suurem on paisumise peatamiseks vajalik gravitatsioon ja seega ka aine tihedus. Kui keskmine tihedus on üle teatud kriitilise väärtuse (määratud paisumiskiirusega), siis võib aine gravitatsiooniline külgetõmme peatada Universumi paisumise ja põhjustada selle kokkutõmbumise. Universumi selline käitumine vastab Friedmani esimesele mudelile. Kui keskmine tihedus on kriitilisest väärtusest väiksem, siis gravitatsiooniline külgetõmme paisumist ei peata ja Universum paisub igaveseks – nagu ka teises Friedmanni mudelis. Lõpuks, kui Universumi keskmine tihedus on täpselt võrdne kriitiline väärtus, Universumi paisumine aeglustub igaveseks, jõudes üha lähemale staatiline olek, kuid ei jõua kunagi selleni. See stsenaarium vastab Friedmani kolmandale mudelile.
Niisiis, milline mudel on õige? Universumi praeguse paisumiskiiruse saame määrata, kui mõõdame Doppleri efekti abil kiirust, millega teised galaktikad meist eemalduvad. Seda saab teha väga täpselt. Galaktikate kaugused pole aga kuigi hästi teada, kuna saame neid mõõta vaid kaudselt. Seetõttu teame ainult seda, et Universumi paisumiskiirus on 5–10% miljardi aasta kohta. Meie teadmised universumi praeguse keskmise tiheduse kohta on veelgi ebamäärasemad. Seega, kui liidame kokku kõigi meie ja teiste galaktikate nähtavate tähtede massid, on see summa väiksem kui sajandik sellest, mis on vajalik universumi paisumise peatamiseks isegi paisumiskiiruse madalaima hinnangu korral.
Kuid see pole veel kõik. Meie galaktika ja teised peavad sisaldama suures koguses mingit "tumeainet", mida me ei saa otseselt jälgida, kuid mille olemasolu me teame selle gravitatsioonilise mõju tõttu galaktikate tähtede orbiitidele. Võimalik, et parimad tõendid tumeaine olemasolu kohta pärinevad tähtede orbiitidelt spiraalgalaktikate perifeeriast, näiteks Linnutee. Need tähed tiirlevad ümber oma galaktikate liiga kiiresti, et neid orbiidil hoida ainult galaktika nähtavate tähtede gravitatsioonijõul. Lisaks on enamik galaktikaid osa klastritest ja sarnaselt saame järeldada tumeaine olemasolu galaktikate vahel nendes klastrites selle mõju põhjal galaktikate liikumisele. Tegelikult ületab tumeaine hulk Universumis tunduvalt tavaaine kogust. Kui lisada kogu tumeaine, saame umbes kümnendiku paisumise peatamiseks vajalikust massist.
Kuid me ei saa välistada ka teiste, meile veel tundmatute ainevormide olemasolu, mis on universumis peaaegu ühtlaselt jaotunud ja mis võivad suurendada selle keskmist tihedust. Näiteks on olemas elementaarosakesed, mida nimetatakse neutriinodeks, mis suhtlevad ainega väga nõrgalt ja mida on äärmiselt raske tuvastada.
(Ühes uutest neutriinokatsetest kasutatakse maa-alust paaki, mis on täidetud 50 000 tonni veega.) Arvatakse, et neutriinod on kaalutud ja seetõttu puudub neil gravitatsioon.
Samas uuringud mitmelt Viimastel aastatel näitavad, et neutriinol on endiselt tühiselt väike mass, mida varem ei olnud võimalik tuvastada. Kui neutriinodel on mass, võivad nad olla tumeaine vorm. Kuid isegi selle tumeainega näib universumis olevat palju vähem ainet, kui on vaja selle paisumise peatamiseks. Kuni viimase ajani nõustus enamik füüsikuid, et Friedmani teine mudel oli tegelikkusele kõige lähemal.
Siis aga ilmnesid uued tähelepanekud. Viimase paari aasta jooksul on erinevad teadlaste rühmad uurinud Penziase ja Wilsoni avastatud mikrolaineahju taustal leiduvaid pisikesi lainetusi. Nende lainetuste suurus võib olla universumi suuremahulise struktuuri näitaja. Selle iseloom näib viitavat sellele, et universum on siiski lame (nagu Friedmanni kolmandas mudelis)! Kuna aga tava- ja tumeaine koguhulgast selleks ei piisa, oletasid füüsikud teise, seni avastamata aine – tumeenergia – olemasolu.
Ja justkui probleemi veelgi keerulisemaks muutmiseks on hiljutised vaatlused näidanud, et Universumi paisumine ei aeglustu, vaid kiireneb. Vastupidiselt kõigile Friedmani mudelitele! See on väga kummaline, kuna aine olemasolu ruumis – kõrge või madala tihedusega – võib paisumist ainult aeglustada. Lõppude lõpuks toimib gravitatsioon alati atraktiivse jõuna. Kiirenev kosmoloogiline paisumine on nagu pomm, mis pärast plahvatamist energiat pigem kogub kui hajutab. Milline jõud vastutab ruumi kiireneva paisumise eest? Sellele küsimusele pole kellelgi usaldusväärset vastust. Siiski võis Einsteinil lõppude lõpuks õigus olla, kui ta oma võrranditesse kosmoloogilise konstandi (ja vastava antigravitatsiooniefekti) kasutusele võttis.
Uute tehnoloogiate arendamise ja suurepäraste kosmoseteleskoopide tulekuga õpime pidevalt universumi kohta hämmastavaid asju. Ja siin on hea uudis: me teame nüüd, et Universum jätkab lähitulevikus üha kiiremas tempos paisumist ja aeg tõotab kesta igavesti, vähemalt neile, kes on piisavalt targad, et mitte musta auku kukkuda. Aga mis juhtus esimestel hetkedel? Kuidas universum alguse sai ja mis selle paisumise põhjustas?