Донекаде е иронија на природата што најзастапената форма на енергија во Универзумот е и најмистериозната. По неверојатното откритие за забрзаното ширење на Универзумот, брзо се појави конзистентна слика што покажува дека 2/3 од космосот е „направен“ од „темна енергија“ - некој вид гравитациски одбивен материјал. Но, дали доказите се доволно убедливи за да ги поддржат овие егзотични нови закони на природата? Можеби има поедноставни астрофизички објаснувања за овие резултати?
Прототипот на оваа белешка неодамна беше објавен во популарната научна рубрика на Хабр, иако под клуч, па можеби не ја добија сите заинтересирани. Во оваа верзија се направени доста значајни дополнувања, кои треба да бидат од интерес за сите.
Историјата на темната енергија започна во 1998 година, кога два независни тима истражуваа далечни супернови. со цел да се открие брзината со која се забавува ширењето на Универзумот.Еден од нив, Supernova Cosmology Project, започна со работа во 1988 година, а беше предводен од Саул Перлмутер. Друг, предводен од Брајан Шмит High-z Supernova Search Team, се приклучи на истражувањето во 1994 година. Резултатот ги шокираше: Универзумот долго време е во режим на забрзана експанзија.
Како детективи, космолозите ширум светот составуваа досие за обвинетиот одговорен за забрзувањето. Неговите посебни карактеристики: гравитациски одбивен, спречува формирање на галаксии (групирање на материјата во галаксии), се манифестира во растегнување на време-просторот. Прекарот на обвинетиот е „темна енергија“. Многу теоретичари сугерираат дека обвинетиот е космолошка константа. Тоа секако одговараше на сценариото за забрзано проширување. Но, дали имаше доволно докази за целосно да се идентификува темната енергија со космолошката константа?
Постоењето на гравитациско-одбивна темна енергија би имало драматични последици за фундаменталната физика. Најконзервативната претпоставка беше дека Универзумот е исполнет со хомогено море квантна енергијавибрации од нулта точка или кондензат од нови честички чија маса е $((10)^(39)) $ пати помала од електрон. Некои истражувачи, исто така, предложија потреба од промени општа теоријарелативноста, особено новите сили со долг дострел кои го ослабуваат ефектот на гравитацијата. Но, дури и најконзервативните предлози имаа сериозни недостатоци. На пример, густината на енергијата во нулта точка се покажа дека е 120 неверојатни редови на големина помала од теоретските предвидувања. Од гледна точка на овие екстремни претпоставки, се чинеше поприродно да се бара решение во рамките на традиционалните астрофизички концепти: меѓугалактичка прашина (расфрлање на фотоните на неа и поврзаното слабеење на фотонскиот флукс) или разликата помеѓу новите и старите супернови. Оваа можност е поддржана од многу космолози кои бдеат ноќе.
Набљудувањата на суперновите и нивната анализа спроведена од С. Перлмутер, Б. Шмит и А. Риес јасно покажаа дека намалувањето на нивната осветленост со растојанието се случува значително побрзо отколку што би се очекувало според космолошките модели прифатени во тоа време. Неодамна, ова откритие беше забележано. Ова дополнително затемнување значи дека даденото црвено поместување одговара на некое ефективно додавање на растојание. Но, тоа, пак, е можно само кога космолошката експанзија ќе се случи со забрзување, т.е. Брзината со која изворот на светлина се оддалечува од нас не се намалува, туку се зголемува со текот на времето. Најважната карактеристика на новите експерименти беше тоа што тие овозможија не само да се утврди самиот факт на забрзано ширење, туку и да се извлече важен заклучок за придонесот на различни компоненти во густината на материјата во Универзумот.
До неодамна, суперновите беа единствениот директен доказ за забрзана експанзија и единствената убедлива поддршка за темната енергија. Точните мерења на космичката микробранова позадина, вклучувајќи ги податоците од WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), обезбедија независна потврда за реалноста на темната енергија. Истото го потврдија и податоците од два помоќни проекти: големата дистрибуција на галаксиите во универзумот и Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Комбинацијата на податоци од WMAP, SDSS и други извори откри дека гравитациската одбивност генерирана од темната енергија го забавува колапсот на супергустите области на материја во Универзумот. Реалноста на темната енергија веднаш стана значително поприфатлива.
Проширување на просторот
Космичката експанзија беше откриена од Едвин Хабл кон крајот на 1920-тите и можеби е најголема важна карактеристикана нашиот Универзум. Под влијание не се движат само астрономските тела гравитациска интеракцијанивните соседи, но структурите од големи размери исто така се протегаат во уште поголема мера од космичката експанзија. Популарна аналогија е движењето на суво грозје во многу голема торта во рерната. Како што се крева питата, се зголемува растојанието помеѓу кој било пар суво грозје вградено во питата. Ако замислиме дека еден посебен белег ја претставува нашата галаксија, тогаш ќе откриеме дека сите други нагласени точки (галаксии) се оддалечуваат од нас во сите правци. Нашиот универзум се прошири од жешката, густа космичка супа создадена од Големата експлозија во многу поладна, потенка колекција на галаксии и галаксички јата што ги гледаме денес.
Светлината емитирана од ѕвездите и гасот во далечните галаксии е слично растегната, продолжувајќи ја својата бранова должина додека патува до Земјата. Ова поместување на брановата должина е дадено со црвеното поместување $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$, каде што $\lambda_(obs)$ е должината на светлината на Земјата и $\lambda_ (0) $ е брановата должина на емитираната светлина. На пример, транзицијата на Лајман алфа во водородниот атом се карактеризира со бранова должина од $\lambda_0=121,6$ нанометри (при враќање во основната состојба). Оваа транзиција може да се открие во зрачењето на далечните галаксии. Конкретно, тој беше искористен за откривање рекордно високо црвено поместување: зачудувачки z=10 со Лимановата алфа линија на $\lambda_(obs)=1337,6$ нанометри. Но, Redshift ја опишува само промената во космичката скала кога светлината се емитува и се апсорбира, и не дава директни информации за растојанието до емитерот или староста на универзумот кога е емитирана светлината. Ако го знаеме и растојанието до објектот и поместувањето на црвено, можеме да се обидеме да го добиеме важна информацијаза динамиката на ширењето на универзумот.
Набљудувања суперновиоткриле некоја гравитациско-одбивна супстанца која го контролира забрзувањето на Универзумот. Ова не е прв пат астрономите да се сретнат со проблемот на исчезнатата материја. Се покажа дека светлечките маси на галаксиите се значително помали од гравитирачките маси. Оваа разлика беше направена од темната материја - студена, нерелативистичка материја, веројатно претежно составена од честички кои слабо комуницираат со атомите и светлината.
Сепак, набљудувањата покажаа дека вкупната количина на материја во Универзумот, вклучувајќи ја и темната материја, е само 1/3 од вкупна енергија. Ова е потврдено со проучувањето на милиони галаксии во рамките на проектите 2DF и SDSS. Но, општата релативност предвидува дека постои прецизна врска помеѓу експанзијата и енергетската содржина на универзумот. Затоа знаеме дека вкупната енергетска густина на сите фотони, атоми и темна материјамора да се дополни со некоја критична вредност одредена од Хабловата константа $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_(0)^(2)/8\pi\cdot(G)$. Уловот е што не, но тоа е сосема друга приказна.
Масата, енергијата и искривувањето на простор-времето се директно поврзани во општата релативност. Едно објаснување, според тоа, може да биде дека јазот помеѓу критичната густина и набљудуваната густина на материјата е пополнет со одредена енергетска густина поврзана со деформацијата на просторот во големи размери и може да се набљудува само на размери од редот на $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. За среќа, искривувањето на универзумот може да се одреди со помош на прецизни мерења на ICF. Реликвија, со потекло 400.000 по Големата експлозија, ICF е зрачење на црно тело, чиј извор е исконската плазма. Кога Универзумот се олади под 3000$\K$, плазмата стана транспарентна за фотоните и тие беа во можност слободно да се шират во вселената. Денес, речиси 15 милијарди години подоцна, набљудуваме термички резервоар од фотони на температура од 2,726 $\K$, што претставува резултат на црвено поместување поради космичко проширување.
Извонредна слика на ICF е добиена со помош на сателитот WMAP, покажувајќи најмали промени во температурата на фотонот на „небото“. Овие варијации, познати како ICF анизотропија, одразуваат мали варијации во густината и движењето на раниот универзум. Овие варијации, кои се појавуваат на ниво $((10)^(-5))$, се семето на структурата од големи размери (галаксии, јата) што ги набљудуваме денес.
Најстудените/најжешките точки во космичката микробранова позадина се должат на фотоните кои избегале од области со гравитациски потенцијал со најголема/мала густина. Димензиите на овие региони се добро одредени од физиката на плазмата. Кога ќе размислиме целосниот универзум, привидната аголна големина на овие анизотропии треба да биде околу $((0,5)^(0))$ ако Универзумот има доволно закривеност за да ја пополни енергетската празнина и двојно поголема аголна големина во отсуство на каква било кривина на просторот. Најлесен начин да се визуелизира овој геометриски ефект е да се замисли триаголник со фиксна основа и страни (само страни?), нацртани на површини со различна кривина. За седлова површина/сфера, внатрешните агли ќе бидат помали/поголеми од истиот триаголник нацртан на рамна површина (со Евклидова геометрија).
Од 1999 година се одржува цела линијаексперименти (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), кои покажаа дека точките на MCF имаат големини од редот на $((1)^(0))$. Ова значи дека геометријата на универзумот е рамна. Од гледна точка на проблемот со енергијата што недостасува, тоа значи дека нешто друго освен заобленоста мора да биде одговорно за пополнување на празнината. За некои космолози, овој резултат изгледаше како дежа ву. Инфлација, најдобра теоријаПотеклото на ICF на примордијалните флуктуации сугерира дека многу раниот Универзум доживеал период на забрзано ширење што бил поттикнат од честичка наречена инфлатон. Инфлатонот би ја испружил секоја голема кривина, правејќи ја геометријата на универзумот рамна или Евклидова. Доказите укажуваат на постоење на форма на енергија која го спречува групирањето на галаксиите, кое е гравитациски одбивно и кое може да се должи на некоја друга честичка освен инфлатонот.
Космичка хармонија
Податоците од CMB и супернова постојано потврдуваат дека изворот на космичкото забрзување е темната енергија. Но, тоа беше само почеток. Со комбинирање на прецизни мерења на ICF од WMAP со радио, оптичко и рендгенско сензорирање на дистрибуции на материја од големи размери, астрофизичарите добија дополнителни докази за забрзаната стапка на проширување на Универзумот. Се испостави дека дупките на гравитациониот потенцијал на густина и набивање во Универзумот биле растегнати и измазнети со текот на времето, како под влијание на одбивна гравитација. Овој ефект е познат како интегрален ефект (Sachs-Wolfe (ISW)). Тоа доведува до корелација помеѓу температурната анизотропија во CMB и структурата на универзумот од големи размери. Иако примордијалната плазма стана проѕирна за фотоните како што се ладеше Универзумот, фотоните не патуваат непречено. Вселената е преполна со неправилности кои се силни на кратки растојанија (каде материјата се групира во ѕвезди, галаксии и маглини) и постепено слабее во големи размери... За време на нивниот лет, фотоните паѓаат во и излегуваат од гравитационите дупки.
Откако првпат беа откриени космичките зраци (пред околу 40 години), Сакс и Волф покажаа дека временскиот потенцијал треба да резултира со енергетско поместување во ICF на фотоните што минуваат низ него. Фотонот добива енергија кога ќе падне во гравитациона дупка и ја троши кога ќе излезе од неа. Ако потенцијалот стане подлабок за време на овој процес, тогаш фотонот како целина би изгубил енергија. Ако потенцијалот стане поплиток, фотонот ќе добие енергија.
Во вселената каде што целосната критична густина е формирана само од атомите и темната материја, слабите гравитациски потенцијали во многу големи просторни размери (кои одговараат на благи бранови на густината на материјата) се развиваат премногу бавно за да остават забележливи траги во ICF фотоните. Погустите региони едноставно ја апсорбираат околната материја со иста брзина со која космичката експанзија ги продолжува брановите, оставајќи го потенцијалот непроменет. Сепак, со повеќе брзо проширувањеСо универзумот управуван од темната енергија, акрецијата на материјата не може да се натпреварува со истегнувањето. Ефикасно, гравитациониот колапс е забавен од одбивната темна материја. Следствено, гравитациониот потенцијал има тенденција да се израмни и фотоните добиваат енергија кога минуваат низ овие области. Исто така, фотоните губат енергија кога минуваат низ региони со мала густина. (Не тривијално!)
Негативен притисок
Најголемата мистерија на космичкото забрзување не е тоа што подразбира дека 2/3 од супстанцијата што ја исполнува Универзумот не е видлива за нас, туку дека наметнува постоење на материјата со гравитациона одбивност. За да се разгледа ова чудно својство на темната енергија, корисно е да се воведе количината $w=((p)_(темно))/((\rho )_(темно))$. Овој израз наликува на равенката на состојбата на гасот. Во општата релативност, стапката на промена на космичката експанзија е пропорционална на $-\left(((\rho )_(вкупно))+3((p)_(вкупно)) \десно)$. За забрзано проширување оваа вредност мора да биде позитивна. Бидејќи $((\rho )_(вкупно))$ е позитивен, а просечниот притисок на обичната и темната материја е занемарлив (бидејќи е ладен и нерелативистички), доаѓаме до барањето $3w\пати ((\ rho )_(темно))+((\rho)_(вкупно))
Зошто притисокот влијае на проширувањето на универзумот? Ајнштајн покажа дека материјата и енергијата го свиткуваат простор-времето. Затоа, за врел гас, кинетичката енергија на неговите атоми придонесува за нивно гравитациони сили, како што се мери со мерење на забрзувањето на далечните тела. Меѓутоа, силите потребни за задржување или изолирање на гасот работат против овој вишок на притисок. Универзумот од друга страна не е ниту изолиран ниту ограничен. Проширувањето на просторот исполнет со топол гас ефективно ќе се случи побавно (поради самогравитацијата) отколку проширувањето на вселената исполнета со ладен гас. По истата логика, медиум со таков негативен притисок што $((\rho )_(вкупно))+3p
Негативниот притисок не е толку ретка појава. Притисокот на водата кај некои високи дрвјастанува негативен бидејќи исхраната се зголемува низ нивниот васкуларен систем. Во еднообразно електрично или магнетно поле, може да се најдат и конфигурации со негативен притисок. Во овие случаи, притисокот е нешто како испружена пружина под напнатост предизвикана од внатрешни сили. На микроскопско ниво, резервоарот на Хигсовите бозони (хипотетичките честички кои генерираат маса на честички во Стандардниот модел) создава негативен притисок кога неговите термички или кинетички возбудувања се мали. Навистина, инфлатонот може да се смета како тешка верзија на Хигсовиот бозон. Една предложена верзија на темната енергија - квинтесенција - може да биде дури и полесна верзија на Хигс.
Во принцип, не постои долна граница на притисок во Универзумот. Иако се случуваат чудни работи ако $w$ падне на вредност помала од $-1.$ Изолираните парчиња од таков материјал може да имаат негативна маса. …..Но, едно е очигледно. Таков силен негативен притисок не се јавува за нормални честички и полиња во општата релативност. Бројните набљудувања водат до потесен опсег на параметри на темната енергија од оние што произлегуваат од горенаведеното општо расудување.
Комбинација на различни предвидувања теоретски моделиИ најдобри набљудувањакосмичко микробранова позадинско зрачење, структури од големи размери и супернови доведуваат до $$\Omega_(темно)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= -0,980\pm0,053 $$
Кратка историја на темната енергија
Темната енергија, или нешто слично на неа, се појавила многу пати во историјата на космологијата. Пандорината кутија ја отвори Ајнштајн, кој воведе во неговите равенки гравитациско поле. Космичката експанзија сè уште не беше откриена и равенките правилно „сугерираа“ дека Универзумот што ја содржи материја не може да биде статичен без математичкото додавање на космолошката константа, која обично се означува со $\Lambda$. Ефектот е еквивалентен на полнење на универзумот со море негативна енергија, во која се движат ѕвездите и маглините. Откривањето на екстензијата ја елиминира потребата за ова ад хок дополнување на теоријата.
Во следните децении, очајните теоретичари периодично воведуваа $\Lambda$ во обид да објаснат нови астрономски феномени. Овие приноси секогаш беа краткотрајни и обично резултираа со поверодостојни објаснувања за добиените податоци. Сепак, од 60-тите, почна да се појавува идејата дека вакуумската (нулта) енергија на сите честички и полиња неизбежно треба да генерира термин сличен на $\Lambda$. Покрај тоа, постои причина да се верува дека космолошката константа природно може да се појави во раните фази на еволуцијата на Универзумот.
Во 1980 година беше развиена теоријата на инфлација. Во оваа теорија, раниот универзум доживеа период на забрзано експоненцијално проширување. Проширувањето беше обврзано негативен притисок, поради новата честичка – . Инфлатон се покажа како многу успешен. Дозволи многу. Овие парадокси ги вклучуваат проблемите на хоризонтот и плошноста на Универзумот. Предвидувањата на теоријата беа во добра согласност со различни космолошки набљудувања.
Темната енергија и иднината на универзумот
Со откривањето на темната енергија, идеите за тоа каква би можела да биде далечната иднина на нашиот Универзум драматично се променија. Пред ова откритие, прашањето за иднината беше јасно поврзано со прашањето за искривување тридимензионален простор. Ако, како што многумина претходно веруваа, искривувањето на просторот одреди 2/3 модерно темпопроширување на Универзумот, и немаше темна енергија, тогаш Универзумот ќе се прошири без ограничување, постепено забавувајќи се. Сега е јасно дека иднината е одредена од својствата на темната енергија.
Бидејќи сега слабо ги знаеме овие својства, сè уште не можеме да ја предвидиме иднината. Можете да разгледате само различни опции. Тешко е да се каже што се случува во теориите со нова гравитација, но сега може да се разговара за други сценарија. Ако темната енергија е константна со текот на времето, како што е случајот со вакуумската енергија, тогаш Универзумот секогаш ќе доживее забрзана експанзија. Повеќето галаксии на крајот ќе се оддалечат од нашата на огромно растојание, а нашата галаксија, заедно со нејзините неколку соседи, ќе испадне дека е остров во празнината. Ако темната енергија е суштинска, тогаш во далечна иднина забрзаното проширување може да престане, па дури и да се замени со компресија. ВО вториот случајУниверзумот ќе се врати во состојба со топла и густа материја, ќе се случи „Биг Бенг во обратна насока“, назад во времето.
Енергетскиот буџет на нашиот универзум. Вреди да се обрне внимание на фактот дека уделот на познатата материја (планети, ѕвезди, целиот свет околу нас) изнесува само 4 проценти, а остатокот е составен од „темни“ форми на енергија.
Универзумот го чека уште подраматична судбина ако темната енергија е фантом и таква што нејзината енергетска густина се зголемува без ограничување. Проширувањето на универзумот ќе станува сè побрзо, ќе се забрзува толку многу што галаксиите ќе бидат откорнати од јата, ѕвездите од галаксиите, планетите од сончев систем. Работите ќе стигнат до точка каде што електроните ќе се отцепат од атомите, и атомски јадрасе подели на протони и неутрони. Ќе има, како што велат, голема пауза.
Ваквото сценарио, сепак, не изгледа многу веројатно. Најверојатно, енергетската густина на фантомот ќе остане ограничена. Но, дури и тогаш, Универзумот може да се соочи со необична иднина. Факт е дека во многу теории, фантомското однесување - зголемување на густината на енергијата со текот на времето - е придружено со нестабилности. Во овој случај, фантомското поле во Универзумот ќе стане многу нехомогено, неговата енергетска густина во различни делови на Универзумот ќе биде различна, некои делови брзо ќе се шират, а некои може да доживеат колапс. Судбината на нашата Галакси ќе зависи од тоа во кој регион таа спаѓа.
Сето ова, сепак, се однесува на иднината, далечна дури и според космолошките стандарди. Во следните 20 милијарди години, Универзумот ќе остане речиси ист како што е сега. Имаме време да ги разбереме својствата на темната енергија и со тоа дефинитивно да ја предвидиме иднината - а можеби и да влијаеме на неа.
Пред само сто години, научниците открија дека нашиот универзум рапидно се зголемува во големина.
Пред сто години, идеите за Универзумот се базираа на Њутнова механикаи Евклидовата геометрија. Дури и неколку научници, како што се Лобачевски и Гаус, кои признаа (само како хипотеза!) физичка реалностнеевклидова геометрија, која се смета дека вселената е вечна и непроменлива
Во 1870 година, англискиот математичар Вилијам Клифорд дошол до многу длабока идеја дека просторот може да биде закривен, и нееднакво во различни точки, и дека со текот на времето неговата закривеност може да се промени. Тој дури и призна дека таквите промени се некако поврзани со движењето на материјата. И двете од овие идеи, многу години подоцна, ја формираа основата на општата теорија на релативноста. Самиот Клифорд не доживеа да го види ова - тој почина од туберкулоза на 34-годишна возраст, 11 дена пред да се роди Алберт Ајнштајн.
Redshift
Првите информации за проширувањето на универзумот беа обезбедени од астроспектрографијата. Во 1886 година, англискиот астроном Вилијам Хагинс забележал дека брановите должини на ѕвездената светлина биле малку поместени во споредба со копнените спектри на истите елементи. Врз основа на формулата за оптичката верзија на Доплеровиот ефект, изведена во 1848 година од францускиот физичар Арман Физо, може да се пресмета радијалната брзина на ѕвездата. Ваквите набљудувања овозможуваат следење на движењето на вселенски објект.
Пред само сто години, идеите за Универзумот беа засновани на Њутновата механика и Евклидовата геометрија. Дури и неколку научници, како што се Лобачевски и Гаус, кои ја претпоставуваа (само како хипотеза!) физичката реалност на неевклидовата геометрија, ја сметаа вселената за вечна и непроменлива. Поради ширењето на Универзумот, не е лесно да се процени растојанието до далечните галаксии. Светлината што пристигна 13 милијарди години подоцна од галаксијата A1689-zD1, оддалечена 3,35 милијарди светлосни години (А), „црвени“ и слабее додека патува низ просторот што се шири, а самата галаксија се оддалечува (Б). Ќе носи информации за растојанието во црвено поместување (13 милијарди светлосни години), во аголна големина (3,5 милијарди светлосни години), во интензитет (263 милијарди светлосни години), додека вистинското растојание е 30 милијарди светлосни години. години.
Четврт век подоцна, оваа можност на нов начин ја искористи Весто Слајфер, вработен во опсерваторијата во Флагстаф во Аризона, кој од 1912 година ги проучуваше спектрите на спиралните маглини со 24-инчен телескоп со добар спектрограф. За да се добие висококвалитетна слика, истата фотографска плоча била изложена неколку ноќи, па проектот полека се движел. Од септември до декември 1913 година, Слифер ја проучувал маглината Андромеда и користејќи ја формулата Доплер-Физо, дошол до заклучок дека секоја секунда се приближува до Земјата за 300 km.
Во 1917 година, тој објави податоци за радијалните брзини на 25 маглини, кои покажаа значителна асиметрија во нивните насоки. Само четири маглини се приближија до Сонцето, останатите избегаа (а некои многу брзо).
Слајфер не бараше слава и не ги промовираше своите резултати. Затоа, тие станаа познати во астрономските кругови дури кога познатиот британски астрофизичар Артур Едингтон го привлече вниманието кон нив.
Во 1924 година, тој објави монографија за теоријата на релативноста, која вклучуваше листа на радијални брзини на 41 маглина пронајдена од Слифер. Истите четири сино-поместени маглини беа присутни таму, додека останатите 37 имаа спектрални линии поместени со црвено. Нивните радијални брзини варираа помеѓу 150 и 1800 km/s и беа во просек 25 пати повисоки од познатите брзини на ѕвездите на Млечниот Пат во тоа време. Ова сугерираше дека маглините учествуваат во различни движења од „класичните“ светилки.
Вселенски острови
Во раните 1920-ти, повеќето астрономи веруваа дека спиралните маглини се наоѓаат на периферијата на Млечниот Пат, а подалеку нема ништо друго освен празен, темен простор. Точно, уште во 18 век, некои научници видоа огромни ѕвездени јата во маглини (Имануел Кант ги нарече островски универзуми). Сепак, оваа хипотеза не беше популарна, бидејќи беше невозможно со сигурност да се одредат растојанијата до маглините.
Овој проблем го реши Едвин Хабл, работејќи на 100-инчниот рефлектирачки телескоп во опсерваторијата Маунт Вилсон во Калифорнија. Во 1923-1924 година, тој открил дека маглината Андромеда се состои од многу светлечки објекти, вклучувајќи променливи ѕвезди од семејството Цефеиди. Тогаш веќе беше познато дека е поврзан периодот на промена на нивната видлива осветленост апсолутна сјајност, и затоа цефеидите се погодни за калибрирање на космичките растојанија. Со нив користејќи Хаблго процени растојанието до Андромеда на 285.000 парсеци (според современите податоци, тоа е 800.000 парсеци). Тогаш се веруваше дека дијаметарот на Млечниот Пат е приближно 100.000 парсеци (во реалноста тој е три пати помал). Следеше дека Андромеда и Млечниот Пат мора да се сметаат за независни ѕвездени јата. Хабл наскоро идентификуваше уште две независни галаксии, кои конечно ја потврдија хипотезата за „островските универзуми“.
Да бидеме фер, вреди да се напомене дека две години пред Хабл, растојанието до Андромеда го пресметал естонскиот астроном Ернст Опик, чиј резултат - 450.000 парсеци - бил поблиску до точниот. Сепак, тој користел голем број теоретски размислувања кои не биле толку убедливи како директните набљудувања на Хабл.
До 1926 година Хабл диригираше Статистичка анализанабљудувања на четиристотини „екстрагалактички маглини“ (тој го користел овој термин долго време, избегнувајќи да ги нарече галаксии) и предложил формула за поврзување на растојанието до маглината со нејзината очигледна светлина. И покрај огромните грешки на овој метод, новите податоци потврдија дека маглините се распределени повеќе или помалку рамномерно во вселената и се наоѓаат далеку подалеку од границите на Млечниот Пат. Сега веќе немаше сомнеж дека просторот не е ограничен само на нашата Галакси и нејзините најблиски соседи.
Вселенски модни дизајнери
Едингтон се заинтересирал за резултатите на Слифер уште пред конечно да се разјасни природата на спиралните маглини. Во тоа време, веќе постоеше космолошки модел, кој во одредена смисла го предвиде ефектот идентификуван од Слифер. Едингтон размислуваше многу за тоа и, нормално, не ја пропушти можноста да им даде на набљудувањата на астрономот од Аризона космолошки звук.
Модерната теоретска космологија започна во 1917 година со два револуционерни трудови во кои се претставени модели на универзумот засновани на општата релативност. Еден од нив го напишал самиот Ајнштајн, а другиот од холандскиот астроном Вилем де Ситер.
законите на Хабл
Едвин Хабл емпириски ја открил приближната пропорционалност на црвените поместувања и галактичките растојанија, кои ги претворил во пропорционалност помеѓу брзините и растојанијата користејќи ја формулата Доплер-Физо. Значи, овде се занимаваме со два различни шеми.
Хабл не знаел како се поврзани еден со друг, но што вели денешната наука за тоа?
Како што покажа и Леметр, линеарната корелација помеѓу космолошките (предизвикани од ширењето на Универзумот) црвенило поместувања и растојанија во никој случај не е апсолутна. Во пракса, тоа е добро забележано само за поместувања помали од 0,1. Значи, емпирискиот закон на Хабл не е точен, туку приближен, а формулата Доплер-Фајзо е валидна само за мали поместувања на спектарот.
И тука теоретско право, кој ја поврзува радијалната брзина на далечните објекти со растојанието до нив (со коефициент на пропорционалност во форма на параметарот Хабл V=Hd), важи за секое поместување на црвено. Меѓутоа, брзината V што се појавува во него воопшто не е брзината на физичките сигнали или вистински телаво физичкиот простор. Ова е стапката на зголемување на растојанијата помеѓу галаксиите и галактички јата, што е предизвикано од проширувањето на Универзумот. Ќе можеме да го измериме само ако сме во можност да го запреме ширењето на Универзумот, веднаш да ги истегнеме мерните ленти меѓу галаксиите, да ги читаме растојанијата меѓу нив и да ги поделиме на временски интервали помеѓу мерењата. Нормално, законите на физиката не го дозволуваат тоа. Затоа, космолозите претпочитаат да го користат параметарот Хабл H во друга формула, која го вклучува факторот на скала на Универзумот, кој прецизно го опишува степенот на неговото ширење во различни космички епохи (бидејќи овој параметар се менува со текот на времето, модерно значењеозначи H0). Универзумот сега се шири со забрзана брзина, така што вредноста на параметарот Хабл се зголемува.
Со мерење на космолошките поместувања на црвено, добиваме информации за степенот на проширување на просторот. Светлината на галаксијата, која дојде кај нас со космолошко црвено поместување z, ја напушти кога сите космолошки растојанија беа 1+z пати помали отколку во нашата ера. Дополнителни информации за оваа галаксија, како што е нејзината моментална оддалеченост или брзина на отстранување од Млечниот Пат, може да се добијат само со помош на специфичен космолошки модел. На пример, во моделот Ајнштајн-де Ситер, галаксија со z = 5 се оддалечува од нас со брзина еднаква на 1,1 s (брзината на светлината). Но, ако направите вообичаена грешка и едноставно ги изедначите V/c и z, тогаш оваа брзина ќе испадне дека е пет пати поголема од брзината на светлината. Несовпаѓањето, како што гледаме, е сериозен.
Зависност на брзината на далечните објекти од црвено поместување според STR, GTR (зависи од моделот и времето, кривата го покажува сегашното време и тековниот модел). При мали поместувања зависноста е линеарна.
Ајнштајн, во духот на времето, верувал дека Универзумот како целина е статичен (тој исто така се обидел да го направи бесконечен во вселената, но не можел да го најде точниот граничните условиза вашите равенки). Како резултат на тоа, тој изгради модел на затворен универзум, чиј простор има постојана позитивна кривина (и затоа има постојан конечен радиус). Времето во овој универзум, напротив, тече како Њутн, во една насока и со иста брзина. Простор-времето на овој модел е закривено поради просторната компонента, додека временската компонента не е деформирана на ниту еден начин. Статичката природа на овој свет обезбедува специјално „вметнување“ во главната равенка, што го спречува гравитациониот колапс и со тоа делува како сеприсутно поле против гравитација. Нејзиниот интензитет е пропорционален на посебна константа, која Ајнштајн ја нарекол универзална (сега наречена космолошка константа).
Космолошкиот модел на Леметр за проширување на универзумот бил далеку пред своето време. Универзумот на Леметр започнува со Големата експлозија, по што ширењето прво се забавува, а потоа почнува да се забрзува.
Моделот на Ајнштајн овозможи да се пресмета големината на Универзумот, вкупната количина на материјата, па дури и вредноста на космолошката константа. За да го направите ова, потребна ви е само просечна густина космичка материја, што, во принцип, може да се утврди од набљудувања. Не случајно Едингтон се восхитуваше на овој модел и го користеше во пракса од Хабл. Сепак, тој е уништен од нестабилност, што Ајнштајн едноставно не го забележа: при најмало отстапување на радиусот од вредноста на рамнотежата, светот на Ајнштајн или се шири или претрпува гравитациски колапс. Затоа, овој модел нема никаква врска со вистинскиот Универзум.
Празен свет
Де Ситер изгради и, како што самиот веруваше, статичен свет на постојана кривина, но не позитивен, туку негативен. Ја содржи Ајнштајновата космолошка константа, но целосно и недостасува материја. Кога ќе се внесат тест честички со произволно мала маса, тие се расфрлаат и одат до бесконечност. Покрај тоа, времето тече побавно на периферијата на универзумот Де Ситер отколку во неговиот центар. Поради ова, светлосните бранови од големи растојанија пристигнуваат со црвено поместување, дури и ако нивниот извор е неподвижен во однос на набљудувачот. Така, во 1920-тите, Едингтон и другите астрономи се прашуваа дали моделот на Де Ситер има нешто заедничко со реалноста рефлектирана во набљудувањата на Слифер.
Овие сомнежи се потврдија, иако на поинаков начин. Статичката природа на универзумот Де Ситер се покажа како имагинарна, бидејќи беше поврзана со неуспешен избор на координатен систем. По исправката на оваа грешка, просторот на Де Ситер се покажа како рамен, Евклидов, но нестатички. Благодарение на антигравитациската космолошка константа, таа се шири додека одржува нулта кривина. Поради оваа експанзија, брановите должини на фотоните се зголемуваат, што повлекува поместување на спектралните линии предвидени од Де Ситер. Вреди да се напомене дека вака денес се објаснува космолошкото црвено поместување на далечните галаксии.
Од статистика до динамика
Историјата на отворено нестатичките космолошки теории започнува со две дела Советски физичарАлександар Фридман, објавен во Германско списание Zeitschrift fur Physik во 1922 и 1924 година. Фридман пресметал модели на универзуми со временски променлива позитивна и негативна кривина, што стана златен фонд на теоретската космологија. Сепак, современиците едвај ги забележале овие дела (Ајнштајн на почетокот дури го сметал првиот труд на Фридман за математички погрешен). Самиот Фридман верувал дека астрономијата сè уште нема арсенал на набљудувања што ќе овозможат да се одлучи кој од космолошките модели е поконзистентен со реалноста, и затоа се ограничи на чиста математика. Можеби ќе постапеше поинаку ако ги прочиташе резултатите на Слајфер, но тоа не се случи.
Најголемиот космолог од првата половина на 20 век, Жорж Леметр, размислувал поинаку. Дома, во Белгија, ја бранел својата дисертација по математика, а потоа во средината на 1920-тите студирал астрономија - во Кембриџ под раководство на Едингтон и во опсерваторијата Харвард под Харлоу Шепли (додека бил во САД, каде што подготвувал втор дисертација на МИТ, ги запозна Слајфер и Хабл). Во далечната 1925 година, Леметр беше првиот што покажа дека статичната природа на моделот на Де Ситер е имагинарна. По враќањето во својата татковина како професор на Универзитетот во Лувен, Леметр го изгради првиот модел на универзум што се шири со јасна астрономска основа. Без претерување, ова дело беше револуционерен пробив во вселенската наука.
Универзална револуција
Во неговиот модел, Леметр задржал космолошка константа со Ајнштајнова нумеричка вредност. Така започнува неговиот универзум статична состојба, но со текот на времето поради флуктуации влегува во патека на постојано ширење со се поголема брзина. Во оваа фаза одржува позитивна кривина, која се намалува како што се зголемува радиусот. Леметр ја вклучил во составот на неговиот универзум не само материјата, туку и електромагнетно зрачење. Ниту Ајнштајн, ниту Де Ситер, чие дело му беше познато на Леметр, ниту Фридман, за кого тој знаеше нешто во тоа време, не го направија тоа.
Поврзани координати
Во космолошките пресметки, погодно е да се користат придружни координатни системи, кои се шират во дует со проширувањето на Универзумот. Во идеализиран модел, каде што галаксиите и галаксиските јата не учествуваат во никакви соодветни движења, нивните придружни координати не се менуваат. Но, растојанието помеѓу два објекти во даден момент во времето е еднакво на нивното постојано растојание во придружните координати, помножено со вредноста на факторот на скала за овој момент. Оваа ситуација може лесно да се илустрира на глобус на надувување: географската ширина и должина на секоја точка не се менуваат, а растојанието помеѓу кој било пар точки се зголемува со зголемување на радиусот.
Користењето на подвижни координати ни помага да ги разбереме длабоките разлики помеѓу космологијата на универзумот што се шири, специјалната релативност и Њутновата физика. Така, во Њутновата механика сите движења се релативни, а апсолутната неподвижност нема физичко значење. Напротив, во космологијата, неподвижноста при движење на координатите е апсолутна и, во принцип, може да се потврди со набљудувања. Специјалната теорија на релативност ги опишува процесите во време-просторот, од кои можеме да ги искористиме трансформациите на Лоренц бесконечен бројначини да се изолираат просторните и временските компоненти. Космолошкиот простор-време, напротив, природно се распаѓа на закривен простор што се шири и сингл космичко време. Во овој случај, брзината на повлекување на далечните галаксии може да биде многу пати поголема од брзината на светлината.
Леметр, уште во САД, сугерираше дека црвените поместувања на далечните галаксии настануваат поради проширувањето на вселената, што ги „протега“ светлосните бранови. Сега тоа и математички го докажа. Тој, исто така, покажа дека малите (многу помали единици) поместувања на црвено се пропорционални со растојанијата до изворот на светлина, а коефициентот на пропорционалност зависи само од времето и носи информации за моменталната стапка на проширување на Универзумот. Бидејќи формулата Доплер-Физо имплицираше дека радијалната брзина на галаксијата е пропорционална со нејзиното црвено поместување, Леметр дошол до заклучок дека оваа брзина е исто така пропорционална со нејзиното растојание. Откако ги анализирал брзините и растојанијата на 42 галаксии од Хабловиот список и земајќи ја предвид интрагалактичката брзина на Сонцето, тој ги утврдил вредностите на коефициентите на пропорционалност.
Неопеана работа
Леметр ја објави својата работа во 1927 година на францускиво малку читаното списание „Annals of the Brussels научно друштво" Се верува дека тоа била главната причина зошто таа првично останала практично незабележана (дури и од неговиот учител Едингтон). Навистина, во есента истата година, Леметр можеше да разговара за своите наоди со Ајнштајн и научи од него за резултатите на Фридман. Креаторот на Општата релативност немал технички забелешки, но тој решително не верувал во физичката реалност на моделот на Лемет (исто како што претходно не ги прифатил заклучоците на Фридман).
Хабл графикони
Во меѓувреме, кон крајот на 1920-тите, Хабл и Хумасон открија линеарна корелација помеѓу растојанијата на 24 галаксии и нивните радијални брзини, пресметани (најчесто со Слифер) од црвените поместувања. Хабл од ова заклучил дека радијалната брзина на галаксијата е директно пропорционална на нејзината оддалеченост. Коефициентот на оваа пропорционалност сега се означува со H0 и се нарекува параметар Хабл (според најновите податоци, тој малку надминува 70 (km/s)/мегапарсек).
Хартијата на Хабл која ја зацртува линеарната врска помеѓу галактичките брзини и растојанија беше објавена на почетокот на 1929 година. Една година претходно, младиот американски математичар Хауард Робертсон, следејќи го Леметр, ја извел оваа зависност од моделот на универзум кој се шири, за кој Хабл можеби знаел. Сепак, неговата позната статија не го спомна овој модел ниту директно, ниту индиректно. Хабл подоцна изразил сомневање дека брзините што се појавуваат во неговата формула всушност ги опишуваат движењата на галаксиите во вселената, но тој секогаш се воздржувал од нивното специфично толкување. Тој го виде значењето на неговото откритие во демонстрирањето на пропорционалноста на галактичките растојанија и црвените поместувања, оставајќи го остатокот на теоретичарите. Затоа, со сета почит кон Хабл, нема причина да го сметаме за откривач на проширувањето на Универзумот.
А сепак се проширува!
Сепак, Хабл го отвори патот за препознавање на ширењето на Универзумот и моделот на Леметр. Веќе во 1930 година, мајсторите на космологијата како Едингтон и де Ситер и оддадоа почит; Малку подоцна, научниците ја забележале и ја ценеле работата на Фридман. Во 1931 година, на поттик на Едингтон, Леметр ја превел својата статија на англиски (со мали исечоци) за Месечните вести на Кралското астрономско друштво. Истата година, Ајнштајн се согласил со заклучоците на Леметр, а една година подоцна, заедно со Де Ситер, изградил модел на универзум кој се шири со рамен простор и криво време. Овој модел, поради својата едноставност, долго време е многу популарен меѓу космолозите.
Во истата 1931 година, Леметр објави краток (и без никаква математика) опис на друг модел на Универзумот, кој ги комбинира космологијата и квантната механика. Во овој модел, почетниот момент е експлозијата на примарниот атом (Леметр го нарече и квантум), што доведе до простор и време. Бидејќи гравитацијата го забавува ширењето на новородениот универзум, неговата брзина се намалува - можеби речиси на нула. Леметр подоцна воведе космолошка константа во неговиот модел, што го принуди Универзумот на крајот да влезе во стабилен режим на забрзано ширење. Така, тој ја предвидел и идејата за Големата експлозија и модерните космолошки модели кои го земаат предвид присуството на темната енергија. И во 1933 година, тој ја идентификуваше космолошката константа со енергетската густина на вакуумот, за која никој досега не помислил. Едноставно е неверојатно колку беше пред своето време овој научник, секако достоен за титулата откривач на проширувањето на универзумот!
Нашето Сонце и ѕвездите најблиску до него се дел од огромното ѕвездено јато наречено нашата Галаксија или Млечен Пат. Долго време се веруваше дека ова е целиот универзум. И дури во 1924 година, американскиот астроном Едвин Хабл покажа дека нашата Галаксија не е единствената. Има многу други галаксии, разделени со џиновски празен простор. За да го докаже ова, Хабл мораше да ги измери растојанијата до другите галаксии. Можеме да ги одредиме растојанијата до најблиските ѕвезди со снимање на промените во нивната положба на сводот додека Земјата се врти околу Сонцето. Но, за разлика од блиските ѕвезди, другите галаксии се толку далеку што изгледаат неподвижни. Затоа, Хабл беше принуден да користи индиректни методи за мерење на растојанија.
Во моментов, привидната осветленост на ѕвездите зависи од два фактори - вистинската сјајност и оддалеченоста од Земјата. За најблиските ѕвезди, можеме да ја измериме и привидната осветленост и растојанието, што ни овозможува да ја пресметаме нивната сјајност. Спротивно на тоа, знаејќи ја сјајноста на ѕвездите во другите галаксии, можеме да го пресметаме нивното растојание со мерење на нивната осветленост. Хабл тврдеше дека одредени типови на ѕвезди секогаш имаат иста сјајност кога се наоѓаат на растојанија доволно блиску до нас за да овозможат мерења. Откако откривме слични ѕвезди во друга галаксија, можеме да претпоставиме дека тие имаат иста сјајност. Ова ќе ни овозможи да ги пресметаме растојанијата до друга галаксија. Ако го направиме ова за неколку ѕвезди во галаксијата и добиените вредности се совпаѓаат, тогаш можеме да бидеме сосема сигурни во нашите резултати. На сличен начинЕдвин Хабл можеше да ги пресмета растојанијата до девет различни галаксии.
Денес знаеме дека нашата галаксија е само една од неколкуте стотици милијарди галаксии забележани со современи телескопи, од кои секоја може да содржи стотици милијарди ѕвезди. Живееме во галаксија чиј дијаметар е околу сто илјади светлосни години. Се ротира бавно, а ѕвездите во неговите спирални краци прават околу една револуција околу неговиот центар на секои сто милиони години. Нашето Сонце е најобичното, со средна големина жолта ѕвездаво близина на надворешниот раб на еден од спиралните краци. Несомнено, поминавме долг пат од времето на Аристотел и Птоломеј, кога Земјата се сметаше за центар на Универзумот.
Ѕвездите се толку далеку од нас што се чини дека се само мали светлосни точки. Не можеме да ја разликуваме нивната големина или форма. Како научниците ги класифицираат? За огромното мнозинство на ѕвезди, само еден параметар што може да се набљудува е сигурно одреден - нивната боја.
радијација. Њутн открил дека сончевата светлина минува низ призма се дели на нејзиниот составен збир на бои (спектар), ист како оној на виножитото. Со фокусирање на телескопот на одредена ѕвезда или галаксија, можете да го набљудувате спектарот на светлината од тој објект. Различни ѕвезди имаат различни спектри, но релативната осветленост на поединечните бои во спектарот речиси секогаш одговара на онаа што може да се открие во сјајот на многу жешките објекти. Ова овозможува да се пресмета нејзината температура од спектарот на ѕвездата. Покрај тоа, во спектарот на ѕвезда може да се открие отсуство на некои специфични бои, а овие бои се различни за секоја ѕвезда. Познато е дека секој хемиски елемент апсорбира збир на бои карактеристични за него. Така, со идентификување на линиите што недостасуваат во емисиониот спектар на ѕвездата, можеме точно да одредиме кои хемиски елементи се содржани во нејзиниот надворешен слој.
Започна во 1920-тите. за проучување на спектрите на ѕвездите во други галаксии, открија астрономите неверојатен факт: Им недостигаше истиот сет на линии во боја како и ѕвездите во нашата галаксија, но сите линии беа поместени за иста количина кон црвениот дел од спектарот. Единственото разумно објаснување беше дека галаксиите се оддалечуваат од нас и тоа предизвикува намалување на фреквенцијата на светлосните бранови (т.н. црвено поместување) поради Доплеровиот ефект.
Слушајте ја вревата од автомобилите на автопатот. Како што автомобилот се доближува до вас, звукот на неговиот мотор станува се поголем во согласност со фреквенцијата на звучните бранови и се намалува како што автомобилот се оддалечува. Истото се случува со светлина или радио бранови. Навистина, доплеровиот ефект го користи сообраќајната полиција, одредувајќи ја брзината на автомобилот со менување на фреквенцијата на испратениот и примениот радио сигнал (поместувањето на фреквенцијата зависи од брзината на рефлектирачкиот објект, односно автомобилот).
Откако Хабл го откри постоењето на други галаксии, тој почна да составува каталог на нивните растојанија и да ги набљудува нивните спектри. Во тоа време, многумина веруваа дека галаксиите се движат целосно хаотично и затоа, во ист број од нив, треба да се најдат спектри кои имаат и црвено и сино поместување. Замислете го општо изненадување кога беше откриено дека сите галаксии покажуваат црвено поместување. Секој од нив се оддалечува од нас. Уште повпечатливи беа резултатите објавени од Хабл во 1929 година: дури и вредноста на црвено поместување на секоја галаксија не е случајна, туку е пропорционална на растојанието помеѓу галаксијата и Сончевиот систем. Со други зборови, колку е подалеку една галаксија од нас, толку побрзо се оддалечува.
Ова значеше дека Универзумот не може да биде неподвижен, како што се мислеше претходно; всушност, тој се шири. Растојанието меѓу галаксиите постојано расте. Откритието дека Универзумот се шири стана една од главните интелектуални револуции на 20 век. Гледајќи наназад, лесно е да се запрашаме зошто никој претходно не помислил на ова. Њутн и другите требаше да сфатат дека неподвижниот универзум брзо ќе се сруши под влијание на гравитацијата. Но, замислете дека Универзумот не е неподвижен, туку се шири. При ниски стапки на проширување, силата на гравитацијата порано или подоцна би ја запрела и би почнала да се компресира. Меѓутоа, ако стапката на проширување надмине одредена критична вредност, тогаш гравитационата сила нема да биде доволна да ја запре и Универзумот засекогаш би се проширил. Нешто слично се случува кога ќе се лансира ракета.
од површината на Земјата. Доколку ракетата не ја достигне потребната брзина, гравитацијата ќе ја запре и ќе почне да паѓа назад. Од друга страна, при брзина над одредена критична вредност (околу 11,2 km/s), гравитационите сили нема да можат да ја држат ракетата во близина на Земјата и таа засекогаш ќе се оддалечи од нашата планета.
Ваквото однесување на Универзумот може да се предвиди врз основа на Њутновиот закон универзална гравитацијауште во 19 век, а во 18 век, дури и на крајот на 17 век. Сепак, верувањето во неподвижен универзум беше толку непоколебливо што траеше до почетокот на 20 век. Самиот Ајнштајн, во 1915 година, кога ја формулирал општата теорија на релативноста, останал убеден во неподвижната природа на Универзумот. Не можејќи да се раздели со оваа идеја, тој дури ја изменил својата теорија со воведување на таканаречената космолошка константа во равенките. Оваа вредност карактеризираше одредена антигравитациска сила, која, за разлика од сите други физички сили, не доаѓаше од одреден извор, туку беше „вградена“ во самата структура на простор-времето. Космолошката константа му даде на простор-времето инхерентна тенденција за проширување, а тоа може да се направи за да се балансира меѓусебната привлечност на целата материја присутна во Универзумот, односно заради неподвижноста на Универзумот. Се чини дека во тие години само едно лице беше подготвено да ја прифати општата теорија на релативноста по номинална вредност. Додека Ајнштајн и другите физичари бараа начин да ја заобиколат нестационарната природа на Универзумот, што следеше од општата теорија на релативноста, руски физичарНаместо тоа, Александар Фридман понуди свое објаснување.
МОДЕЛИ НА ФРИДМАН
Равенките на општата релативност кои ја опишуваат еволуцијата на Универзумот се премногу сложени за да се решат во детали.
Така, Фридман предложи да направи две едноставни претпоставки наместо тоа:
(1) Универзумот изгледа сосема исто во сите правци;
(2) овој услов важи за сите негови точки.
Врз основа на општата релативност и овие две едноставни претпоставки, Фридман можеше да покаже дека не треба да очекуваме универзумот да биде неподвижен. Всушност, тој точно го предвидел во 1922 година она што Едвин Хабл го открил неколку години подоцна.
Претпоставката дека Универзумот изгледа исто во сите правци, се разбира, не е целосно верна на реалноста. На пример, ѕвездите на нашата Галаксија формираат јасно видлива светлосна лента на ноќното небо наречена Млечен Пат. Но, ако го свртиме погледот кон далечните галаксии, бројот на нив забележани во различни насоки излегува дека е приближно ист. Така, Универзумот се чини дека е релативно униформен во сите правци кога се гледа на космички размери споредливи со растојанијата меѓу галаксиите.
Долго време ова се сметаше за доволно оправдување за претпоставката на Фридман - грубо приближување до реалниот Универзум. Сепак, релативно неодамна Среќен случајдокажа дека претпоставката на Фридман го опишува нашиот свет со извонредна точност. Во 1965 година, американските физичари Арно Пензиас и Роберт Вилсон работеа во лабораторијата Бел во Њу Џерси на ултрачувствителен приемник на микробранова радијација за комуникација со орбиталните сателити. вештачки сателити. Тие беа многу загрижени дека ресиверот добива повеќе бучава отколку што треба и дека бучавата не доаѓа од некоја одредена насока. Тие почнаа да ја бараат причината за бучавата со чистење на нивната голема антена од птичјиот измет што се насобрал во неа и исклучувајќи ги можните дефекти. Тие знаеле дека секој атмосферски шум се засилува кога антената не е насочена право нагоре, бидејќи атмосферата изгледа погуста кога се гледа под агол од вертикалата.
Дополнителниот шум остана ист без разлика во која насока се вртеше антената, па изворот на бучавата мораше да биде надвор од атмосферата. Бучавата остана непроменета дење и ноќе во текот на годината, и покрај ротацијата на Земјата околу нејзината оска и револуцијата околу Сонцето. Ова укажа дека изворот на зрачењето е надвор од Сончевиот систем, па дури и надвор од нашата галаксија, инаку интензитетот на сигналот би се променил бидејќи се покажало дека антената е свртена во различни насоки во согласност со движењето на Земјата.
Навистина, сега знаеме дека зрачењето на патот кон нас морало да го помине целиот видлив универзум. Бидејќи е ист во различни правци, тогаш Универзумот мора да биде хомоген во сите правци (барем во големи размери). Знаеме дека без разлика во која насока ќе го свртиме погледот, флуктуациите на „бучавата во позадина“ космичко зрачењене надминуваат 1/10 000. Така, Пензиас и Вилсон случајно налетале на впечатливо точна потврда на првата хипотеза на Фридман.
Отприлика во исто време, двајца други американски физичари од блискиот универзитет Принстон во Њу Џерси, Боб Дик и Џим Пиблс, исто така се заинтересираа за космичкото микробранова радијација. Тие работеа на хипотезата на Џорџ (Џорџ) Гамоу, кој некогаш бил ученик на Александар Фридман, дека во најраната фаза од својот развој Универзумот бил исклучително густ и жежок, загреан на „бела топлина“. Дик и Пиблс заклучија дека сè уште можеме да го набљудуваме неговиот минат сјај бидејќи светлината од најоддалечените делови на раниот универзум штотуку стигнува до Земјата. Сепак, поради ширењето на Универзумот, оваа светлина очигледно претрпе толку големо црвено поместување што сега треба да биде воочено од нас во форма на микробранова радијација. Дик и Пиблс само бараа такво зрачење кога Пензијас и Вилсон, слушајќи за нивната работа, сфатија дека веќе го нашле тоа што го барале. За ова откритие беа наградени Пензиас и Вилсон Нобелова наградаво физика во 1978 година, што изгледа малку нефер кон Дик и Пиблс.
На прв поглед, овој доказ дека Универзумот изгледа исто во сите правци сугерира дека Земјата зазема некој вид посебно местово Универзумот. На пример, може да се замисли дека бидејќи сите галаксии се оддалечуваат од нас, ние сме во самиот центар на вселената. Сепак, постои алтернативно објаснување: Универзумот може да изгледа исто во сите правци и од која било друга галаксија. Ова, како што веќе беше споменато, беше втората претпоставка на Фридман.
Немаме докази за поддршка или побивање на оваа претпоставка. Ние го прифаќаме на вера само од скромност. Тоа би било во највисок степенби било изненадувачки доколку универзумот изгледа исто во сите правци околу нас, но не околу која било друга точка. Во моделот на Фридман, сите галаксии се оддалечуваат една од друга. Замислете балон, на чија површина се нацртани дамки. Кога балонот е надуен, растојанието помеѓу било кои две точки се зголемува, но ниту една од нив не може да се нарече центар на проширување. Покрај тоа, колку се подалеку дамките, толку побрзо се оддалечуваат една од друга. Слично на тоа, во моделот на Фридман, брзината на повлекување на кои било две галаксии е пропорционална на растојанието меѓу нив. Следи дека поместувањето на галаксиите на црвено треба да биде директно пропорционално на нивното растојание од Земјата, што е она што го откри Хабл.
И покрај фактот дека моделот на Фридман беше успешен и се покажа дека е во согласност со резултатите од набљудувањата на Хабл, тој остана речиси непознат на Запад долго време. Тие дознаа за тоа дури откако во 1935 година, американскиот физичар Хауард Робертсон и англискиот математичар Артур Вокер развија слични модели за да го објаснат хомогеното проширување на Универзумот откриено од Хабл.
Иако Фридман предложил само еден модел, три различни модели може да се конструираат врз основа на неговите две фундаментални претпоставки. Во првата од нив (што е она што го формулираше Фридман), проширувањето се случува толку бавно што гравитациската привлечност меѓу галаксиите постепено уште повеќе го успорува, а потоа ја запира. Тогаш галаксиите почнуваат да се движат една кон друга, а Универзумот се собира. Растојанието помеѓу две соседни галаксии прво се зголемува од нула до одреден максимум, а потоа повторно се намалува на нула.
Во второто решение, стапката на експанзија е толку висока што гравитацијата никогаш не може да ја запре, иако донекаде ја забавува. Раздвојувањето на соседните галаксии во овој модел започнува на нулта далечина, а потоа тие се распрснуваат со постојана брзина. Конечно, постои трето решение, во кое брзината на проширување на Универзумот е доволна само за да се спречи обратна компресија или колапс. Во овој случај, поделбата исто така започнува од нула и се зголемува на неодредено време. Сепак, брзината на проширување постојано се намалува, иако никогаш не достигнува нула.
Извонредна карактеристика на првиот тип на модел на Фридман е тоа што Универзумот не е бесконечен во просторот, но просторот нема граници. Гравитацијата во овој случај е толку силна што просторот се наведнува, затворајќи се на себе како површината на Земјата. Човек кој патува по површината на земјата во една насока никогаш не наидува на непремостлива пречка и не ризикува да падне од „работ на Земјата“, туку едноставно се враќа на почетната точка. Ова е просторот во првиот модел на Фридман, но наместо двете димензии својствени на површината на земјата, тој има три. Четвртата димензија - времето - има конечен обем, но може да се спореди со линија со два рабови или граници, почеток и крај. Следно, ќе покажеме дека комбинацијата на одредбите на општата теорија на релативноста и принципот на несигурност на квантната механика овозможува конечност на просторот и времето, а во исто време тие немаат граници или граници. Идејата за вселенски патник да кружи околу Универзумот и да се врати на својата почетна точка е добра за научно-фантастични приказни, но нема практична вредност, бидејќи - и тоа може да се докаже - Универзумот ќе се намали на нула димензии пред патникот да се врати на почетокот. За да се врати на почетната точка пред Универзумот да престане да постои, овој кутриот мора да се движи побрзо од светлината, што, за жал, законите на природата кои ни се познати не го дозволуваат.
Кој модел на Фридман одговара на нашиот универзум? Дали проширувањето на универзумот ќе престане, отстапувајќи го местото на компресија или ќе продолжи засекогаш? За да одговориме на ова прашање, треба да ја знаеме стапката на проширување на Универзумот и неговата просечна густина во моментов. Ако оваа густина е помала од одредена критична вредност одредена од стапката на проширување, гравитациската привлечност ќе биде премногу слаба за да го запре повлекувањето на галаксиите. Ако густината е поголема од критичната вредност, гравитацијата порано или подоцна ќе го запре ширењето и ќе започне обратна компресија.
Можеме да ја одредиме моменталната стапка на проширување со мерење на брзините со кои другите галаксии се оддалечуваат од нас, користејќи го Доплеровиот ефект. Ова може да се направи со голема прецизност. Сепак, растојанијата до галаксиите не се многу добро познати, бидејќи ги мериме со помош на индиректни методи. Знаеме една работа: Универзумот се шири за околу 5-10% на секои милијарда години. Сепак, нашите проценки за моменталната густина на материјата во Универзумот се предмет на уште поголема неизвесност.
Ако ја собереме масата на сите ѕвезди во нашата и другите видливи за нас галаксии, вкупната сума ќе биде помала од една стотинка од вредноста што е неопходна за да се запре ширењето на Универзумот дури и при најмалата брзина. Сепак, знаеме дека нашата и другите галаксии содржат големи количини на темна материја, која не можеме директно да ја набљудуваме, чие влијание, сепак, се открива преку нејзиниот гравитациски ефект врз орбитите на ѕвездите и галактичкиот гас. Покрај тоа, повеќето галаксии формираат гигантски јата, а присуството на уште повеќе темна материја помеѓу галаксиите во овие јата може да се предвиди со ефектот што го има врз движењето на галаксиите. Но, дури и ако ја додадеме сета оваа темна материја, сепак добиваме една десетина од она што е потребно за да се запре ширењето. Сепак, можно е да има и други форми на материја кои сè уште не се идентификувани од нас, што би можело да ја подигне просечната густина на Универзумот до критична вредност што би можело да го запре ширењето.
Така, постоечките докази сугерираат дека Универзумот очигледно ќе се прошири засекогаш. Но, не се обложувајте на тоа. Можеме само да бидеме сигурни дека ако Универзумот е предодреден да пропадне, тоа нема да се случи порано од десетици милијарди години од сега, бидејќи тој се шири барем во истиот временски период. Така што нема потреба да се грижите пред распоредот. Ако не успееме да се населиме надвор од Сончевиот систем, човештвото ќе загине долго пред тоа, заедно со нашата ѕвезда, Сонцето.
ГОЛЕМАТА ЕКСПЛОЗИЈА
Карактеристична карактеристика на сите решенија кои произлегуваат од моделот на Фридман е тоа што, според нив, во далечното минато, пред 10 или 20 милијарди години, растојанието помеѓу соседните галаксии во Универзумот требало да биде нула. Во овој момент во времето, наречен Биг Бенг, густината на Универзумот и искривувањето на простор-времето беа бескрајно големи. Ова значи дека општата теорија на релативноста, на која се засноваат сите решенија на Фридмановиот модел, предвидува постоење на посебна, единствена точка во Универзумот.
Сите наши научни теориисе изградени врз претпоставката дека простор-времето е мазно и речиси рамно, така што сите тие се удираат во специфичноста (сингуларноста) на Биг Бенг, каде што искривувањето на простор-времето е бесконечно. Ова значи дека дури и ако некои настани се случиле пред Биг Бенг, тие не можат да се искористат за да се утврди што се случило потоа, бидејќи сета предвидливост во моментот на Биг Бенг беше скршена. Според тоа, знаејќи само што се случило по Големата експлозија, не можеме да утврдиме што се случило пред него. Како што се применува кај нас, сите настани пред Биг Бенг немаат никакви последици и затоа не можат да бидат дел од научниот модел на Универзумот. Мораме да ги исклучиме од моделот и да кажеме дека времето започна со Биг Бенг.
На многу луѓе не им се допаѓа идејата дека времето има почеток, веројатно затоа што мириса на божествена интервенција. (Од друга страна, Католичката црква го искористи моделот на Биг Бенг и во 1951 година официјално изјави дека моделот е во согласност со Библијата.) Беа направени обиди да се избегне заклучокот дека воопшто имало Биг Бенг. Теоријата за неподвижен универзум доби најширока поддршка. Тоа беше предложено во 1948 година од Херман Бонди и Томас Голд, кои побегнаа од Австрија окупирана од нацистите, заедно со Британецот Фред Хојл, кој работеше со нив за време на војната за подобрување на радарите. Нивната идеја беше дека како што галаксиите се оддалечуваат, нови галаксии постојано се формираат од новоформираната материја во просторот меѓу нив. Затоа Универзумот изгледа приближно исто во секое време, како и од која било точка во вселената.
Теоријата за неподвижен универзум бараше таква промена во општата теорија на релативноста што ќе овозможи постојано формирање на нова материја, но брзината на нејзиното формирање беше толку ниска - околу една елементарна честичка на кубен километар годишно - што идејата за Бонди, Голд и Хојл не беа во конфликт со експерименталните податоци. Нивната теорија беше „звучна“, односно беше доволно едноставна и нудеше јасни предвидувања што може да се тестираат експериментално. Едно такво предвидување беше дека бројот на галаксии или објекти слични на галаксија во секој даден волумен на просторот ќе биде ист каде и кога и да погледнеме во Универзумот.
Кон крајот на 1950-тите - почетокот на 1960-тите. група астрономи од Кембриџ, предводени од Мартин Рајл, ги истражуваа изворите на радио емисија во вселената. Се покажа дека повеќетотаквите извори мора да лежат надвор од нашата Галаксија и дека меѓу нив има многу повеќе слаби отколку силни. Слабите извори се сметаа за пооддалечени, а силните за поблиски. Друга работа стана очигледна: бројот на блиски извори по единица волумен е помал од далечните.
Ова може да значи дека сме лоцирани во центарот на огромен регион каде густината на радио изворите е многу помала отколку во остатокот од Универзумот. Или фактот дека во минатото, кога радио брановите само што го започнуваа своето патување до нас, имаше многу повеќе извори на зрачење отколку што има сега. И првото и второто објаснување беа во спротивност со теоријата за неподвижен универзум. Покрај тоа, откриен од Пензијас и Вилсон во 1965 година микробранова радијацијаисто така укажа дека во некое време во минатото Универзумот морал да има многу поголема густина. Така, теоријата за неподвижен универзум беше погребана, иако не без жалење.
Друг обид да се заобиколи заклучокот дека имало Биг Бенг и времето има почеток бил направен во 1963 година од страна на советските научници Евгениј Лифшиц и Исак Калатников. Тие сугерираа дека Големата експлозија може да претставува некаков вид специфична карактеристикаФридмановите модели, кои, на крајот на краиштата, се само приближување на вистинскиот Универзум. Можеби, од сите модели кои приближно го опишуваат вистинскиот универзум, само моделите на Фридман ја содржат сингуларноста на Биг Бенг. Во овие модели, галаксиите се расфрлаат во вселената во прави линии.
Затоа, не е чудно што некогаш во минатото сите биле лоцирани на иста точка. Меѓутоа, во реалниот универзум, галаксиите не се расфрлаат по прави линии, туку по малку закривени траектории. Така, на почетната позиција тие не биле лоцирани во иста геометриска точка, туку едноставно многу блиску еден до друг. Затоа се чини веројатно дека сегашниот Универзум што се шири не произлезе од сингуларноста на Биг Бенг, туку од претходна фаза на контракција; за време на колапсот на Универзумот, не мораше сите честички да се судрат една со друга; некои од нив можеа да избегнат директен судир и да одлетаат, создавајќи ја сликата за ширењето на Универзумот што ја набљудуваме денес. Дали тогаш можеме да кажеме дека вистинскиот универзум започна со Големата експлозија?
Лифшит и Калатников проучувале модели на Универзумот кои биле приближно слични на Фридмановиот, но ги земале предвид нехомогеностите и случајна распределбабрзини на галаксиите во реалниот универзум. Тие покажаа дека таквите модели можат да започнат и со Големата експлозија, дури и ако галаксиите не се распрснуваат во строго прави линии. Сепак, Лифшиц и Калатников тврдеа дека тоа е можно само во одредени специфични модели, каде што сите галаксии се движат по права линија.
Бидејќи има многу повеќе модели како оние на Фридман кои не ја содржат сингуларноста на Биг Бенг отколку оние што ја содржат, образложија научниците, мора да заклучиме дека веројатноста за Биг Бенг е исклучително мала. Сепак, тие подоцна мораа да препознаат дека класата на модели како Фридмановите, кои содржат сингуларитети и во кои галаксиите не треба да се движат на некој посебен начин, е многу поголема. И во 1970 година тие целосно ја напуштија својата хипотеза.
Работата направена од Лифшиц и Калатников беше вредна затоа што покажа дека универзумот може да има сингуларност - Големата експлозија - доколку општата релативност е точна. Сепак, тие не дозволија витални важно прашање: Дали општата релативност предвидува дека нашиот универзум мора да имал Биг Бенг, почетокот на времето? Одговорот на ова го даде сосема поинаков пристап, првпат предложен од англискиот физичар Роџер Пенроуз во 1965 година. кои колабираат под влијание на сопствената гравитација, се содржани во регион чии граници се компресирани на нула димензии. Ова значи дека целата материја на ѕвездата е компресирана во една точка со нулта волумен, така што густината на материјата и искривувањето на простор-времето стануваат бесконечни. Со други зборови, постои сингуларност содржана во регионот на простор-времето познат како црна дупка.
На прв поглед, заклучоците на Пенроуз не кажуваа ништо за тоа дали сингуларноста на Биг Бенг постоела во минатото. Меѓутоа, во исто време кога Пенроуз ја изведе својата теорема, јас, тогаш дипломиран студент, очајно барав математички проблем, што би ми овозможило да ја завршам дисертацијата. Сфатив дека ако ја смениме насоката на времето во теоремата на Пенроуз, така што колапсот се замени со проширување, условите на теоремата ќе останат исти, сè додека сегашниот Универзум приближно одговара на моделот на Фридман во големи размери. Следеше од теоремата на Пенроуз дека колапсот на која било ѕвезда завршува со сингуларитет, а мојот пример со временско пресвртување докажа дека секој Фридмановиот универзум што се шири мора да произлезе од сингуларност. Од чисто технички причини, теоремата на Пенроуз бараше вселената да биде бесконечна во вселената. Би можел да го искористам ова за да докажам дека сингуларитетите се јавуваат само во еден случај: ако високата стапка на проширување ја исклучува обратната контракција на Универзумот, бидејќи само Фридмановиот модел е бесконечен во просторот.
Некои следните годиниРазвив нови математички техники кои ќе го елиминираат ова и другите технички спецификацииод теоремите кои докажуваат дека сингуларитети мора да постојат. Резултатот беше заеднички труд објавен во 1970 година од Пенроуз и јас, во кој се тврди дека сингуларноста на Биг Бенг мора да постоела под услов општата релативност да е точна и количината на материјата во универзумот да одговара на она што го набљудувавме.
Следеа мноштво приговори, делумно од советските научници кои се придржуваа до „партиската линија“ прогласена од Лифшиц и Калатников, а делумно од оние кои имаа одбивност кон самата идеја за сингуларност, што ја навредуваше убавината на теоријата на Ајнштајн. Сепак, тешко е да се расправа со математичката теорема. Затоа, сега е широко прифатено дека универзумот мора да имал почеток.
Пред само сто години, научниците открија дека нашиот универзум рапидно се зголемува во големина.
Во 1870 година, англискиот математичар Вилијам Клифорд дошол до многу длабока идеја дека просторот може да биде закривен, и нееднакво во различни точки, и дека со текот на времето неговата закривеност може да се промени. Тој дури и призна дека таквите промени се некако поврзани со движењето на материјата. И двете од овие идеи, многу години подоцна, ја формираа основата на општата теорија на релативноста. Самиот Клифорд не доживеа да го види ова - тој почина од туберкулоза на 34-годишна возраст, 11 дена пред да се роди Алберт Ајнштајн.
Redshift
Првите информации за проширувањето на универзумот беа обезбедени од астроспектрографијата. Во 1886 година, англискиот астроном Вилијам Хагинс забележал дека брановите должини на ѕвездената светлина биле малку поместени во споредба со копнените спектри на истите елементи. Врз основа на формулата за оптичката верзија на Доплеровиот ефект, изведена во 1848 година од францускиот физичар Арман Физо, може да се пресмета радијалната брзина на ѕвездата. Ваквите набљудувања овозможуваат следење на движењето на вселенски објект.
Четврт век подоцна, оваа можност на нов начин ја искористи Весто Слајфер, вработен во опсерваторијата во Флагстаф, Аризона, кој од 1912 година ги проучуваше спектрите на спиралните маглини со 24-инчен телескоп со добар спектрограф. За да се добие висококвалитетна слика, истата фотографска плоча била изложена неколку ноќи, па проектот полека се движел. Од септември до декември 1913 година, Слифер ја проучувал маглината Андромеда и користејќи ја формулата Доплер-Физо, дошол до заклучок дека секоја секунда се приближува до Земјата за 300 km.
Во 1917 година, тој објави податоци за радијалните брзини на 25 маглини, кои покажаа значителна асиметрија во нивните насоки. Само четири маглини се приближија до Сонцето, останатите избегаа (а некои многу брзо).
Слајфер не бараше слава и не ги промовираше своите резултати. Затоа, тие станаа познати во астрономските кругови дури кога познатиот британски астрофизичар Артур Едингтон го привлече вниманието кон нив.
Во 1924 година, тој објави монографија за теоријата на релативноста, која вклучуваше листа на радијални брзини на 41 маглина пронајдена од Слифер. Истите четири сино-поместени маглини беа присутни таму, додека останатите 37 имаа спектрални линии поместени со црвено. Нивните радијални брзини се движеа од 150 до 1800 km/s и беа во просек 25 пати повисоки од познатите брзини на ѕвездите на Млечниот Пат во тоа време. Ова сугерираше дека маглините учествуваат во различни движења од „класичните“ светилки.
Вселенски острови
Во раните 1920-ти, повеќето астрономи веруваа дека спиралните маглини се наоѓаат на периферијата на Млечниот Пат, а подалеку нема ништо друго освен празен, темен простор. Точно, уште во 18 век, некои научници видоа огромни ѕвездени јата во маглини (Имануел Кант ги нарече островски универзуми). Сепак, оваа хипотеза не беше популарна, бидејќи беше невозможно со сигурност да се одредат растојанијата до маглините.
Овој проблем го реши Едвин Хабл, работејќи на 100-инчниот рефлектирачки телескоп во опсерваторијата Маунт Вилсон во Калифорнија. Во 1923-1924 година, тој открил дека маглината Андромеда се состои од многу светлечки објекти, вклучувајќи ги и променливите ѕвезди на Цефеидите. Тогаш веќе беше познато дека периодот на промена на нивната привидна осветленост е поврзан со апсолутна сјајност, и затоа цефеидите се погодни за калибрирање на космичките растојанија. Со нивна помош Хабл го процени растојанието до Андромеда на 285.000 парсеци (според современите податоци, тоа е 800.000 парсеци). Тогаш се веруваше дека дијаметарот на Млечниот Пат е приближно 100.000 парсеци (во реалноста тој е три пати помал). Следеше дека Андромеда и Млечниот Пат мора да се сметаат за независни ѕвездени јата. Хабл наскоро идентификуваше уште две независни галаксии, кои конечно ја потврдија хипотезата за „островските универзуми“.
законите на Хабл
Едвин Хабл емпириски ја открил приближната пропорционалност на црвените поместувања и галактичките растојанија, кои ги претворил во пропорционалност помеѓу брзините и растојанијата користејќи ја формулата Доплер-Физо. Значи, овде се занимаваме со два различни шеми.
Хабл не знаел како овие обрасци се поврзани едни со други, но што вели денешната наука за тоа?
Како што покажа и Леметр, линеарната корелација помеѓу космолошките (предизвикани од ширењето на Универзумот) црвенило поместувања и растојанија во никој случај не е апсолутна. Во пракса, тоа е добро забележано само за поместувања помали од 0,1. Така, емпирискиот Хабловиот закон не е точен, туку приближен, а формулата Доплер-Фајзо е валидна само за мали поместувања на спектарот.
Но, тука е теоретски закон што ја поврзува радијалната брзина на далечните објекти со растојанието до нив (со коефициент на пропорционалност во форма на параметарот Хабл В = HD), важи за секое црвено поместување. Сепак, брзината што се појавува во него В- ни малку со брзината на физичките сигнали или реалните тела во физичкиот простор. Ова е стапката на зголемување на растојанието помеѓу галаксиите и галаксиските јата, што е предизвикано од проширувањето на Универзумот. Би можеле да го измериме само ако сме во можност да го запреме ширењето на Универзумот, веднаш да ги истегнеме мерните ленти меѓу галаксиите, да ги читаме растојанијата меѓу нив и да ги поделиме на временски интервали помеѓу мерењата. Нормално, законите на физиката не го дозволуваат тоа. Затоа, космолозите претпочитаат да го користат параметарот Хабл Хво друга формула, каде што се појавува факторот на размер на Универзумот, кој прецизно го опишува степенот на неговото ширење во различни космички епохи (бидејќи овој параметар се менува со текот на времето, неговата модерна вредност е означена Х 0). Универзумот сега се шири со забрзана брзина, така што вредноста на параметарот Хабл се зголемува.
Со мерење на космолошките поместувања на црвено, добиваме информации за степенот на проширување на просторот. Галаксијата светлина доаѓа кај нас при космолошко црвено поместување z, го остави кога сите космолошки растојанија беа 1 + zпати помалку отколку во нашата ера. Дополнителни информации за оваа галаксија, како што е нејзината моментална оддалеченост или брзина на отстранување од Млечниот Пат, може да се добијат само со помош на специфичен космолошки модел. На пример, во моделот Ајнштајн-де Ситер, галаксија со z= 5 се оддалечува од нас со брзина еднаква на 1,1 Со(брзина на светлината). Што ако направите вообичаена грешка и само се јавите В/вИ z, тогаш оваа брзина ќе биде пет пати поголема од брзината на светлината. Несовпаѓањето, како што гледаме, е сериозен.
Праведно, вреди да се напомене дека две години пред Хабл, растојанието до Андромеда го пресметал естонскиот астроном Ернст Опик, чиј резултат - 450.000 парсеци - бил поблиску до точниот. Сепак, тој користел голем број теоретски размислувања кои не биле толку убедливи како директните набљудувања на Хабл.
До 1926 година, Хабл спроведе статистичка анализа на набљудувања на четиристотини „екстрагалактички маглини“ (термин што го користеше долго време, избегнувајќи да ги нарекува галаксии) и предложи формула за поврзување на растојанието до маглината со нејзината очигледна светлина. И покрај огромните грешки на овој метод, новите податоци потврдија дека маглините се распределени повеќе или помалку рамномерно во вселената и се наоѓаат далеку подалеку од границите на Млечниот Пат. Сега веќе немаше сомнеж дека просторот не е ограничен само на нашата Галакси и нејзините најблиски соседи.
Вселенски модни дизајнери
Едингтон се заинтересирал за резултатите на Слифер уште пред конечно да се разјасни природата на спиралните маглини. Во тоа време, веќе постоеше космолошки модел, кој во одредена смисла го предвиде ефектот идентификуван од Слифер. Едингтон размислуваше многу за тоа и, нормално, не ја пропушти можноста да им даде на набљудувањата на астрономот од Аризона космолошки звук.
Модерната теоретска космологија започна во 1917 година со два револуционерни трудови во кои се претставени модели на универзумот засновани на општата релативност. Еден од нив го напишал самиот Ајнштајн, а другиот од холандскиот астроном Вилем де Ситер.
Ајнштајн, во духот на времето, верувал дека Универзумот како целина е статичен (тој се обидел да го направи бесконечен во вселената, но не можел да ги најде точните гранични услови за неговите равенки). Како резултат на тоа, тој изгради модел на затворен универзум, чиј простор има постојана позитивна кривина (и затоа има постојан конечен радиус). Времето во овој универзум, напротив, тече како Њутн, во една насока и со иста брзина. Простор-времето на овој модел е закривено поради просторната компонента, додека временската компонента не е деформирана на ниту еден начин. Статичката природа на овој свет обезбедува специјално „вметнување“ во главната равенка, што го спречува гравитациониот колапс и со тоа делува како сеприсутно поле против гравитација. Нејзиниот интензитет е пропорционален на посебна константа, која Ајнштајн ја нарекол универзална (сега наречена космолошка константа).
Моделот на Ајнштајн овозможи да се пресмета големината на Универзумот, вкупната количина на материјата, па дури и вредноста на космолошката константа. За да го направите ова, потребна ни е само просечната густина на космичката материја, која, во принцип, може да се одреди од набљудувања. Не случајно Едингтон се восхитуваше на овој модел и го користеше во пракса од Хабл. Сепак, тој е уништен од нестабилност, што Ајнштајн едноставно не го забележа: при најмало отстапување на радиусот од вредноста на рамнотежата, светот на Ајнштајн или се шири или претрпува гравитациски колапс. Затоа, овој модел нема никаква врска со вистинскиот Универзум.
Празен свет
Де Ситер, исто така, изгради, како што самиот веруваше, статичен свет на постојана позитивна кривина. Ја содржи Ајнштајновата космолошка константа, но целосно и недостасува материја. Кога ќе се внесат тест честички со произволно мала маса, тие се расфрлаат и одат до бесконечност. Покрај тоа, времето тече побавно на периферијата на универзумот Де Ситер отколку во неговиот центар. Поради ова, светлосните бранови од големи растојанија пристигнуваат со црвено поместување, дури и ако нивниот извор е неподвижен во однос на набљудувачот. Така, во 1920-тите, Едингтон и другите астрономи се прашуваа дали моделот на Де Ситер има нешто заедничко со реалноста рефлектирана во набљудувањата на Слифер.
Овие сомнежи се потврдија, иако на поинаков начин. Статичката природа на универзумот Де Ситер се покажа како имагинарна, бидејќи беше поврзана со неуспешен избор на координатен систем. По исправката на оваа грешка, просторот на Де Ситер се покажа како рамен, Евклидов, но нестатички. Благодарение на антигравитациската космолошка константа, таа се шири додека одржува нулта кривина. Поради оваа експанзија, брановите должини на фотоните се зголемуваат, што повлекува поместување на спектралните линии предвидени од Де Ситер. Вреди да се напомене дека вака денес се објаснува космолошкото црвено поместување на далечните галаксии.
Поврзани координати
Во космолошките пресметки, погодно е да се користат придружни координатни системи, кои се шират во дует со проширувањето на Универзумот.
Во идеализиран модел, каде што галаксиите и галаксиските јата не учествуваат во никакви соодветни движења, нивните придружни координати не се менуваат. Но, растојанието помеѓу два објекти во даден момент во времето е еднакво на нивното постојано растојание во придружните координати, помножено со вредноста на факторот на скала за овој момент. Оваа ситуација може лесно да се илустрира на глобус на надувување: географската ширина и должина на секоја точка не се менуваат, а растојанието помеѓу кој било пар точки се зголемува со зголемување на радиусот.
Користењето на подвижни координати ни помага да ги разбереме длабоките разлики помеѓу космологијата на универзумот што се шири, специјалната релативност и Њутновата физика. Така, во Њутновата механика сите движења се релативни, а апсолутната неподвижност нема физичко значење. Напротив, во космологијата, неподвижноста при движење на координатите е апсолутна и, во принцип, може да се потврди со набљудувања.
Специјалната теорија на релативноста ги опишува процесите во време-просторот, од кои просторните и временските компоненти можат да се изолираат на бесконечен број начини користејќи ги Лоренцовите трансформации. Космолошкиот простор-време, напротив, природно се распаѓа на закривен простор што се шири и едно космичко време. Во овој случај, брзината на повлекување на далечните галаксии може да биде многу пати поголема од брзината на светлината.
Од статистика до динамика
Историјата на отворено нестатичките космолошки теории започнува со две дела на советскиот физичар Александар Фридман, објавени во германско списание Zeitschrift für Physikво 1922 и 1924 година. Фридман пресметал модели на универзуми со временски променлива позитивна и негативна кривина, што стана златен фонд на теоретската космологија. Сепак, современиците едвај ги забележале овие дела (Ајнштајн на почетокот дури го сметал првиот труд на Фридман за математички погрешен). Самиот Фридман верувал дека астрономијата сè уште нема арсенал на набљудувања што ќе овозможат да се одлучи кој од космолошките модели е поконзистентен со реалноста, и затоа се ограничи на чиста математика. Можеби ќе постапеше поинаку ако ги прочиташе резултатите на Слајфер, но тоа не се случи.
Најголемиот космолог од првата половина на 20 век, Жорж Леметр, размислувал поинаку. Дома, во Белгија, ја бранел својата дисертација по математика, а потоа во средината на 1920-тите студирал астрономија - во Кембриџ под раководство на Едингтон и во опсерваторијата Харвард под Харлоу Шепли (додека бил во САД, каде што подготвувал втор дисертација на МИТ, ги запозна Слајфер и Хабл). Во далечната 1925 година, Леметр беше првиот што покажа дека статичната природа на моделот на Де Ситер е имагинарна. По враќањето во својата татковина како професор на Универзитетот во Лувен, Леметр го изгради првиот модел на универзум што се шири со јасна астрономска основа. Без претерување, ова дело беше револуционерен пробив во вселенската наука.
Универзална револуција
Во неговиот модел, Леметр задржал космолошка константа со Ајнштајнова нумеричка вредност. Затоа, неговиот универзум започнува во статична состојба, но со текот на времето, поради флуктуации, тргнува на патека на постојано ширење со зголемена брзина. Во оваа фаза одржува позитивна кривина, која се намалува како што се зголемува радиусот. Леметр ја вклучил во својот универзум не само материјата, туку и електромагнетното зрачење. Ниту Ајнштајн, ниту Де Ситер, чие дело му беше познато на Леметр, ниту Фридман, за кого тој знаеше нешто во тоа време, не го направија тоа.
Леметр, уште во САД, сугерираше дека црвените поместувања на далечните галаксии настануваат поради проширувањето на вселената, што ги „протега“ светлосните бранови. Сега тоа и математички го докажа. Тој, исто така, покажа дека малите (многу помали единици) поместувања на црвено се пропорционални со растојанијата до изворот на светлина, а коефициентот на пропорционалност зависи само од времето и носи информации за моменталната стапка на проширување на Универзумот. Бидејќи формулата Доплер-Физо имплицирала дека радијалната брзина на галаксијата е пропорционална со нејзиното црвено поместување, Леметр дошол до заклучок дека оваа брзина е исто така пропорционална со нејзиното растојание. Откако ги анализирал брзините и растојанијата на 42 галаксии од Хабловиот список и земајќи ја предвид интрагалактичката брзина на Сонцето, тој ги утврдил вредностите на коефициентите на пропорционалност.
Неопеана работа
Леметр ја објави својата работа во 1927 година на француски јазик во малку читаното списание Annals of the Brussels Scientific Society. Се верува дека тоа била главната причина зошто таа првично останала практично незабележана (дури и од неговиот учител Едингтон). Навистина, во есента истата година, Леметр можеше да разговара за своите наоди со Ајнштајн и научи од него за резултатите на Фридман. Креаторот на Општата релативност немал технички забелешки, но тој решително не верувал во физичката реалност на моделот на Лемет (исто како што претходно не ги прифатил заклучоците на Фридман).
Хабл графикони
Во меѓувреме, кон крајот на 1920-тите, Хабл и Хумасон открија линеарна корелација помеѓу растојанијата на 24 галаксии и нивните радијални брзини, пресметани (најчесто со Слифер) од црвените поместувања. Хабл од ова заклучил дека радијалната брзина на галаксијата е директно пропорционална на нејзината оддалеченост. Коефициентот на оваа пропорционалност сега е означен Х 0 и се нарекува параметар Хабл (според најновите податоци тој е нешто повисок од 70 (км/с)/мегапарсек).
Хартијата на Хабл која ја зацртува линеарната врска помеѓу галактичките брзини и растојанија беше објавена на почетокот на 1929 година. Една година претходно, младиот американски математичар Хауард Робертсон, следејќи го Леметр, ја извел оваа зависност од моделот на универзум кој се шири, за кој Хабл можеби знаел. Сепак, неговата позната статија не го спомна овој модел ниту директно, ниту индиректно. Хабл подоцна изразил сомневање дека брзините што се појавуваат во неговата формула всушност ги опишуваат движењата на галаксиите во вселената, но тој секогаш се воздржувал од нивното специфично толкување. Тој го виде значењето на неговото откритие во демонстрирањето на пропорционалноста на галактичките растојанија и црвените поместувања, оставајќи го остатокот на теоретичарите. Затоа, со сета почит кон Хабл, нема причина да го сметаме за откривач на проширувањето на Универзумот.
А сепак се проширува!
Сепак, Хабл го отвори патот за препознавање на ширењето на Универзумот и моделот на Леметр. Веќе во 1930 година, мајсторите на космологијата како Едингтон и де Ситер и оддадоа почит; Малку подоцна, научниците ја забележале и ја ценеле работата на Фридман. Во 1931 година, на поттик на Едингтон, Леметр ја превел својата статија на англиски (со мали исечоци) за Месечните вести на Кралското астрономско друштво. Истата година, Ајнштајн се согласил со заклучоците на Леметр, а една година подоцна, заедно со Де Ситер, изградил модел на универзум кој се шири со рамен простор и криво време. Овој модел, поради својата едноставност, долго време е многу популарен меѓу космолозите.
Во истата 1931 година, Леметр објави краток (и без никаква математика) опис на друг модел на Универзумот, кој ги комбинира космологијата и квантната механика. Во овој модел, почетниот момент е експлозијата на примарниот атом (Леметр го нарече и квантум), што доведе до простор и време. Бидејќи гравитацијата го забавува ширењето на новородениот универзум, неговата брзина се намалува - можно е речиси на нула. Леметр подоцна воведе космолошка константа во неговиот модел, што го принуди Универзумот на крајот да влезе во стабилен режим на забрзано ширење. Така, тој ја предвидел и идејата за Големата експлозија и модерните космолошки модели кои го земаат предвид присуството на темната енергија. И во 1933 година, тој ја идентификуваше космолошката константа со енергетската густина на вакуумот, за која никој досега не помислил. Едноставно е неверојатно колку беше пред своето време овој научник, секако достоен за титулата откривач на проширувањето на универзумот!
Ако го погледнете небото во чиста ноќ без месечина, најмногу светли објекти, најверојатно, планетите ќе бидат Венера, Марс, Јупитер и Сатурн. И, исто така, ќе видите цело расејување на ѕвезди слични на нашето Сонце, но лоцирани многу подалеку од нас. Некои од овие фиксни ѕвезди всушност се движат малку релативно една на друга додека Земјата се движи околу Сонцето. Воопшто не се неподвижни! Ова се случува затоа што таквите ѕвезди се релативно блиску до нас. Поради движењето на Земјата околу Сонцето, овие поблиски ѕвезди ги гледаме на позадината на подалечните од различни позиции. Истиот ефект се забележува кога возите автомобил, а дрвјата покрај патот се чини дека ја менуваат својата позиција наспроти позадината на пејзажот што се протега кон хоризонтот (сл. 14). Колку се поблиску дрвјата, толку е позабележително нивното привидно движење. Оваа промена во релативната положба се нарекува паралакса. Во случајот со ѕвездите, ова е вистински успех за човештвото, бидејќи паралаксата ни овозможува директно да го измериме растојанието до нив.
Ориз. 14. Ѕвездена паралакса.
Без разлика дали се движите по пат или во вселената, релативната положба на блиските и далечните тела се менуваат додека се движите. Големината на овие промени може да се искористи за да се одреди растојанието помеѓу телата.
Најблиската ѕвезда, Проксима Кентаур, е оддалечена околу четири светлосни години, или четириесет милиони милиони километри. Повеќето други ѕвезди видливи со голо око се на неколку стотици светлосни години од нас. За споредба, од Земјата до Сонцето има само осум светлосни минути! Ѕвездите се расфрлани низ ноќното небо, но тие се особено густи во бендот што го нарекуваме Млечен Пат. Уште во 1750 година, некои астрономи сугерираа дека појавата на Млечниот Пат може да се објасни со мислењето дека повеќето од видливите ѕвезди се собрани во конфигурација во облик на диск, како она што сега го нарекуваме спирални галаксии. Само неколку децении подоцна, англискиот астроном Вилијам Хершел ја потврди валидноста на оваа идеја, макотрпно броејќи го бројот на ѕвезди видливи преку телескоп на различни областинебото. Сепак, оваа идеја доби целосно признание дури во дваесеттиот век. Сега знаеме дека Млечниот Пат, нашата Галаксија, се протега приближно сто илјади светлосни години од крај до крај и полека ротира; ѕвездите во неговите спирални краци завршуваат една револуција околу центарот на Галаксијата на секои неколку стотици милиони години. Нашето Сонце, обична жолта ѕвезда со средна големина, се наоѓа на внатрешниот раб на еден од спиралните краци. Сигурно изминавме долг пат од времето на Аристотел и Птоломеј, кога луѓето сметаа дека Земјата е центар на Универзумот.
Модерната слика на Универзумот почна да се појавува во 1924 година, кога американскиот астроном Едвин Хабл докажа дека Млечниот Пат не е единствената галаксија. Тој открил дека има многу други ѕвездени системи разделени со огромни празни места. За да го потврди ова, Хабл мораше да го одреди растојанието од Земјата до другите галаксии. Но, галаксиите се толку далеку што, за разлика од блиските ѕвезди, тие всушност изгледаат неподвижни. Не можејќи да користи паралакса за мерење на растојанијата до галаксиите, Хабл беше принуден да користи индиректни методи за да ги процени растојанија. Очигледна мерка за растојанието на ѕвездата е нејзината светлина. Но, привидната осветленост не зависи само од растојанието до ѕвездата, туку и од сјајноста на ѕвездата - количината на светлина што ја емитува. Темна ѕвезда блиску до нас ќе ја надмине најсветлата ѕвезда од далечната галаксија. Затоа, за да ја користиме привидната осветленост како мерка за растојание, мора да ја знаеме сјајноста на ѕвездата.
Осветленоста на блиските ѕвезди може да се пресмета од нивната привидна осветленост бидејќи, благодарение на паралаксата, ја знаеме нивната оддалеченост. Хабл забележа дека блиските ѕвезди можат да се класифицираат според природата на светлината што ја емитуваат. Ѕвездите од иста класа секогаш имаат иста сјајност. Тој понатаму предложи дека ако откриеме ѕвезди од овие класи во далечна галаксија, тогаш може да им се додели истата сјајност како и сличните ѕвезди блиску до нас. Со оваа информација, лесно е да се пресмета растојанието до галаксијата. Ако пресметките направени за многу ѕвезди во иста галаксија даваат исто растојание, тогаш можеме да бидеме уверени дека нашата проценка е точна. На овој начин, Едвин Хабл ги пресметал растојанијата до девет различни галаксии.
Денес знаеме дека ѕвездите видливи со голо око сочинуваат мал дел од сите ѕвезди. Гледаме околу 5.000 ѕвезди на небото - само околу 0,0001% од сите ѕвезди во нашата Галаксија, Млечниот Пат. А Млечниот Пат е само една од повеќе од сто милијарди галаксии што може да се набљудуваат со современи телескопи. И секоја галаксија содржи околу сто милијарди ѕвезди. Кога ѕвездата би била зрно сол, сите ѕвезди видливи со голо око би се сместиле во една кафена лажичка, но ѕвездите на целиот универзум би формирале топка со пречник од повеќе од тринаесет километри.
Ѕвездите се толку далеку од нас што изгледаат како светлосни точки. Не можеме да ја разликуваме нивната големина или форма. Но, како што забележа Хабл, ги има многу разни видовиѕвезди, а можеме да ги разликуваме по бојата на зрачењето што го испуштаат. Њутн открил дека ако сончевата светлина помине низ тристрана стаклена призма, таа ќе се подели на нејзините составни бои, како виножито (сл. 15). Релативниот интензитет на различните бои во зрачењето што го емитува изворот на светлина се нарекува негов спектар. Со фокусирање на телескопот на една ѕвезда или галаксија, можете да го проучувате спектарот на светлината што таа ја емитува.
Ориз. 15. Ѕвезден спектар.
Со анализа на емисиониот спектар на ѕвезда, можеме да ја одредиме и нејзината температура и составот на нејзината атмосфера.
Меѓу другото, зрачењето на телото овозможува да се процени неговата температура. Во 1860 г германски физичарГустав Кирхоф утврдил дека било кој материјално тело, на пример, ѕвезда, кога ќе се загрее, испушта светлина или друго зрачење, исто како што свети врел јаглен. Сјајот на загреаните тела се должи на термичкото движење на атомите во нив. Ова се нарекува зрачење на црно тело (иако самите загреани тела не се црни). Спектарот на зрачењето на црното тело е тешко да се помеша со ништо: тој има карактеристичен изглед кој се менува со температурата на телото (сл. 16). Затоа, зрачењето на загреаното тело е слично на отчитувањата на термометарот. Спектарот на емисија што го набљудуваме разни ѕвездисекогаш слично на зрачењето на црното тело, тоа е еден вид известување за температурата на ѕвездата.
Ориз. 16. Спектарот на зрачење на црно тело.
Сите тела - не само ѕвездите - емитуваат зрачење поради термичкото движење на нивните составни микроскопски честички. Фреквентната распределба на зрачењето ја карактеризира температурата на телото.
Ако внимателно ја проучуваме ѕвездената светлина, таа ќе ни каже уште повеќе информации. Отсуството на некои ќе го откриеме строго одредени бои, и тие ќе бидат различни за различни ѕвезди. И бидејќи знаеме дека секој хемиски елемент апсорбира свој карактеристичен сет на бои, споредувајќи ги овие бои со оние што се отсутни во спектарот на ѕвездата, можеме точно да одредиме кои елементи се присутни во нејзината атмосфера.
Во 1920-тите, кога астрономите почнаа да ги проучуваат спектрите на ѕвездите во другите галаксии, открија нешто многу интересно: испадна дека ги имаат истите карактеристични обрасци на бои што недостасуваат како ѕвездите во нашата сопствена галаксија, но сите тие беа префрлени на црвениот крај. на спектарот, и во иста пропорција. Физичарите знаат промена на бојата или фреквенцијата како Доплер ефект.
На сите ни е познато како овој феномен влијае на звукот. Слушајте го звукот на автомобил што минува. Кога се приближува, звукот на неговиот мотор или сирена изгледа повисок, а кога автомобилот веќе поминал и почнал да се оддалечува, звукот се намалува. Полициско возило кое се движи кон нас со брзина од сто километри на час развива околу една десетина од брзината на звукот. Звукот на неговата сирена е бран, наизменични гребени и корита. Потсетете се дека растојанието помеѓу најблиските врвови (или корита) се нарекува бранова должина. Колку е пократка брановата должина, толку повеќе вибрации стигнуваат до нашето уво секоја секунда и толку е поголем тонот или фреквенцијата на звукот.
Доплеровиот ефект е предизвикан од фактот дека автомобилот што се приближува, кој го емитува секој последователен гребен на звучни бранови, ќе биде поблиску до нас, и како резултат на тоа, растојанијата помеѓу врвовите ќе бидат помали отколку ако автомобилот стоеше во место. Тоа значи дека должините на брановите што доаѓаат до нас стануваат пократки, а нивната фреквенција станува поголема (сл. 17). Спротивно на тоа, ако автомобилот се оддалечи, должината на брановите што ги креваме станува подолга и нивната фреквенција помала. И колку побрзо се движи автомобилот, толку е посилен Доплер ефектот, што овозможува да се користи за мерење на брзината.
Ориз. 17. Доплер ефект.
Кога изворот што емитува бранови се движи кон набљудувачот, брановата должина се намалува. Како што изворот се оддалечува, напротив, тој се зголемува. Ова се нарекува Доплер ефект.
Светлината и радио брановите се однесуваат на сличен начин. Полицијата го користи Доплеровиот ефект за да ја одреди брзината на автомобилите со мерење на брановата должина на радио сигналот што се рефлектира од нив. Светлината е вибрации или бранови на електромагнетно поле. Како што забележавме во погл. 5, брановата должина на видливата светлина е исклучително мала - од четириесет до осумдесет милионити дел од метар.
Човечкото око ги перцепира светлосните бранови со различна должина како разни бои, со најдолги бранови должини што одговараат на црвениот крај на спектарот, а најкратки - оние што одговараат на синиот крај. Сега замислете извор на светлина лоциран на постојано растојание од нас, како што е ѕвезда, кој емитува светлосни бранови со одредена бранова должина. Должината на снимените бранови ќе биде иста како и емитираните. Но, да претпоставиме дека сега изворот на светлина почнува да се оддалечува од нас. Како и кај звукот, ова ќе предизвика зголемување на брановата должина на светлината, што значи дека спектарот ќе се префрли кон црвениот крај.
Откако го докажа постоењето на други галаксии, Хабл во следните години работеше на одредување на растојанијата до нив и набљудување на нивните спектри. Во тоа време, многумина претпоставуваа дека галаксиите се движат случајно и очекуваа дека бројот на спектрите со сино поместување ќе биде приближно ист како и бројот на поместените во црвено. Затоа, беше целосно изненадување да се открие дека спектрите на повеќето галаксии покажуваат црвено поместување - скоро сите ѕвездени системи се оддалечуваат од нас! Уште поизненадувачки беше фактот откриен од Хабл и објавен во 1929 година: поместувањето на галаксиите на црвено не е случајно, туку е директно пропорционално на нивната оддалеченост од нас. Со други зборови, колку е подалеку една галаксија од нас, толку побрзо се оддалечува! Од ова следеше дека Универзумот не може да биде статичен, непроменет по големина, како што се мислеше претходно. Во реалноста, таа се шири: растојанието помеѓу галаксиите постојано расте.
Сфаќањето дека Универзумот се шири создаде вистинска револуција во умот, една од најголемите во дваесеттиот век. Во ретроспектива, може да изгледа изненадувачки што никој претходно не помислил на ова. Њутн и другите големи умови сигурно сфатиле дека статичниот универзум би бил нестабилен. Дури и во одреден момент да биде неподвижен, меѓусебната привлечност на ѕвездите и галаксиите брзо ќе доведе до негова компресија. Дури и ако Универзумот би се проширил релативно бавно, гравитацијата на крајот би ставила крај на нејзиното проширување и ќе предизвика негово контракција. Меѓутоа, ако стапката на проширување на Универзумот е поголема од одредена критична точка, гравитацијата никогаш нема да може да ја запре и Универзумот ќе продолжи да се шири засекогаш.
Овде има нејасна сличност со ракета што се издигнува од површината на Земјата. Со релативно мала брзина, гравитацијата на крајот ќе ја запре ракетата и таа ќе почне да паѓа кон Земјата. Од друга страна, ако брзината на ракетата е поголема од критичната (повеќе од 11,2 километри во секунда), гравитацијата не може да ја задржи и таа засекогаш ја напушта Земјата.
Врз основа на Њутновата теорија за гравитација, ваквото однесување на Универзумот можело да се предвиди во секое време во деветнаесеттиот или осумнаесеттиот век, па дури и на крајот на седумнаесеттиот век. Сепак, верувањето во статичен универзум беше толку силно што заблудата ја задржа својата моќ над умовите до почетокот на дваесеттиот век. Дури и Ајнштајн бил толку уверен во статичната природа на Универзумот што во 1915 година направил посебен амандман на општата теорија на релативноста со вештачки додавање на посебен термин на равенките, наречен космолошка константа, што ја обезбедува статичната природа на Универзумот.
Космолошката константа се манифестираше како дејство на одредено нова сила- „антигравитација“, која, за разлика од другите сили, немаше никаков специфичен извор, туку беше едноставно интегрално својство својствено на ткивото на самото време-простор. Под влијание на оваа сила, простор-времето откри вродена тенденција за проширување. Со избирање на вредноста на космолошката константа, Ајнштајн може да ја промени силата на оваа тенденција. Со негова помош, тој беше во можност прецизно да ја балансира меѓусебната привлечност на целата постоечка материја и, како резултат на тоа, да добие статичен универзум.
Ајнштајн подоцна ја отфрли идејата за космолошка константа, признавајќи дека тоа е неговата „најголема грешка“. Како што наскоро ќе видиме, денес постојат причини да се верува дека Ајнштајн можеби бил во право кога ја вовел космолошката константа. Но, она што мораше да го растажи Ајнштајн најмногу од се беше тоа што тој и дозволи на својата вера неподвижен универзумда го негира заклучокот дека Универзумот мора да се прошири, предвидено од неговата сопствена теорија. Се чини дека само една личност ја видела оваа последица на општата релативност и ја сфатила сериозно. Додека Ајнштајн и другите физичари бараа како да ја избегнат нестатичката природа на Универзумот, рускиот физичар и математичар Александар Фридман, напротив, инсистираше на тоа дека тој се шири.
Фридман направи две многу едноставни претпоставки за Универзумот: дека изгледа исто без разлика во која насока гледаме, и дека оваа претпоставка е точна без разлика од каде во Универзумот гледаме. Врз основа на овие две идеи и решавањето на равенките на општата релативност, тој докажа дека Универзумот не може да биде статичен. Така, во 1922 година, неколку години пред откривањето на Едвин Хабл, Фридман точно го предвидел ширењето на Универзумот!
Претпоставката дека Универзумот изгледа исто во секоја насока не е целосно точна. На пример, како што веќе знаеме, ѕвездите на нашата Галаксија формираат посебна светлосна лента на ноќното небо - Млечниот Пат. Но, ако ги погледнеме далечните галаксии, нивниот број се чини дека е повеќе или помалку еднаков на сите делови на небото. Така, Универзумот изгледа отприлика исто во која било насока кога се набљудува во голем обем во споредба со растојанијата помеѓу галаксиите и игнорирање на разликите во мали размери.
Замислете дека сте во шума каде што дрвјата растат случајно. Гледајќи во една насока, ќе го видите најблиското дрво на еден метар од вас. Во другата насока најблиското дрво ќе биде оддалечено три метри. Во третата, ќе видите неколку дрвја одеднаш, на еден, два и три метри од вас. Се чини дека шумата не изгледа исто во која било насока. Но, ако ги земете предвид сите дрвја во радиус од километар, овие видови разлики се просечни и ќе видите дека шумата е иста во сите правци (сл. 18).
Ориз. 18. Изотропна шума.
Дури и ако распределбата на дрвјата во шумата е генерално рамномерна, по поблиска проверка тие може да изгледаат како погусти во некои области. Исто така, Универзумот не изгледа исто во просторот најблиску до нас, додека кога зумираме, ја гледаме истата слика, без разлика во која насока гледаме.
Долго време, униформната распределба на ѕвездите служеше како доволна основа за прифаќање на моделот на Фридман како прво приближување кон реалната слика на Универзумот. Но, подоцна, една среќна несреќа откри дополнителни докази дека претпоставката на Фридман е изненадувачки точен опис на Универзумот. Во 1965 година, двајца американски физичари, Арно Пензиас и Роберт Вилсон од Bell Telephone Laboratories во Њу Џерси, дебагираа многу чувствителен микробранови приемник. (Микробрановите се зрачење со бранова должина од околу еден сантиметар.) Пензијас и Вилсон беа загрижени дека приемникот детектира повеќе бучава од очекуваното. Тие нашле птичји измет на антената и ги елиминирале другите потенцијални причини за дефект, но набрзо ги исцрпиле сите можни извори на пречки. Бучавата беше различна по тоа што се снимаше деноноќно во текот на годината, без оглед на ротацијата на Земјата околу нејзината оска и нејзината револуција околу Сонцето. Бидејќи движењето на Земјата го насочи приемникот во различни сектори на вселената, Пензијас и Вилсон заклучија дека бучавата доаѓа надвор од Сончевиот систем, па дури и надвор од Галаксијата. Се чинеше дека оди кон подеднаквоод сите правци на просторот. Сега знаеме дека, без разлика каде е насочен ресиверот, овој шум останува константен, освен занемарливите варијации. Така, Пензијас и Вилсон случајно наидоа на впечатлив пример кој ја поддржа првата хипотеза на Фридман дека Универзумот е ист во сите правци.
Кое е потеклото на оваа космичка позадинска бучава? Приближно во исто време кога Пензијас и Вилсон го истражуваа мистериозниот шум во ресиверот, двајца американски физичари од Универзитетот Принстон, Боб Дик и Џим Пиблс, исто така се заинтересираа за микробрановите. Тие ја проучувале претпоставката на Георги (Џорџ) Гамов (поранешен ученик на Александар Фридман) дека на раните фазиразвој, Универзумот беше многу густ и бело-жежок. Дик и Пиблс веруваа дека ако тоа е вистина, тогаш треба да можеме да го набљудуваме сјајот на раниот универзум, бидејќи светлината од многу далечни региони на нашиот свет дури сега пристигнува до нас. Меѓутоа, поради ширењето на Универзумот, оваа светлина треба толку силно да се префрли на црвениот крај на спектарот што ќе се сврти од видливо зрачењево микробранова печка. Дик и Пиблс штотуку се подготвуваа да го бараат ова зрачење кога Пензијас и Вилсон, слушајќи за нивната работа, сфатија дека веќе го нашле. За ова откритие, Пензијас и Вилсон беа наградени со Нобеловата награда во 1978 година (што изгледа донекаде неправедно за Дик и Пиблс, а да не го спомнуваме Гамов).
На прв поглед, фактот дека Универзумот изгледа исто во која било насока укажува дека заземаме некое посебно место во него. Особено, може да изгледа дека бидејќи сите галаксии се оддалечуваат од нас, тогаш ние мора да бидеме во центарот на Универзумот. Меѓутоа, постои друго објаснување за овој феномен: Универзумот може да изгледа исто во сите правци, исто така, кога се гледа од која било друга галаксија. Ако се сеќавате, ова беше токму втората претпоставка на Фридман.
Немаме никакви научни аргументи за или против втората хипотеза на Фридман. Пред неколку векови христијанска цркваби го препознале како еретички, бидејќи црковната доктрина претпоставувала дека заземаме посебно место во центарот на универзумот. Но, денес ја прифаќаме претпоставката на Фридман од речиси спротивна причина, од некаква скромност: би ни изгледало апсолутно неверојатно ако Универзумот изгледа исто во сите правци само за нас, но не и за другите набљудувачи во Универзумот!
Во Фридмановиот модел на Универзумот, сите галаксии се оддалечуваат една од друга. Ова потсетува на ширење на обоени дамки на површината на надуен балон. Како што се зголемува големината на топката, растојанијата помеѓу кои било две точки се зголемуваат, но ниту една од точките не може да се смета за центар на проширување. Освен тоа, ако радиусот на балонот постојано расте, тогаш колку подалеку се оддалечени точките на неговата површина, толку побрзо ќе се оддалечат додека се шират. Да речеме дека радиусот на балонот се удвојува секоја секунда. Потоа две точки, првично одделени со растојание од еден сантиметар, по секунда веќе ќе бидат на растојание од два сантиметри една од друга (ако се измерат по површината на балонот), така што нивната релативна брзинаќе биде еден сантиметар во секунда. Од друга страна, пар дамки кои беа разделени за десет сантиметри, секунда по почетокот на проширувањето, ќе се оддалечат за дваесет сантиметри, така што нивната релативна брзина ќе биде десет сантиметри во секунда (сл. 19). Слично на тоа, во моделот на Фридман, брзината со која која било две галаксии се оддалечуваат една од друга е пропорционална на растојанието меѓу нив. Така, моделот предвидува дека поместувањето на галаксијата кон црвено треба да биде директно пропорционално на нејзината оддалеченост од нас - ова е истата зависност што подоцна ја откри Хабл. Иако Фридман можеше да предложи успешен модел и да ги предвиди резултатите од набљудувањата на Хабл, неговата работа остана речиси непозната на Запад се додека во 1935 година сличен модел беше предложен од американскиот физичар Хауард Робертсон и британскиот математичар Артур Вокер, следејќи ги стапките. на откритието на Хабл за проширувањето на универзумот.
Ориз. 19. Растечкиот универзум на балон.
Поради ширењето на Универзумот, галаксиите се оддалечуваат една од друга. Со текот на времето, растојанието помеѓу далечните ѕвездени острови се зголемува повеќе отколку помеѓу блиските галаксии, исто како што се дамките на балонот што се надува. Затоа, за набљудувач од која било галаксија, брзината со која друга галаксија се оддалечува се чини дека е поголема, колку подалеку се наоѓа.
Фридман предложи само еден модел на Универзумот. Но, според претпоставките што тој ги направи, равенките на Ајнштајн признаваат три класи на решенија, односно, постојат три различни типови на Фридманови модели и три различни сценарија за развој на Универзумот.
Првата класа решенија (она што го нашол Фридман) претпоставува дека проширувањето на универзумот е доволно бавно што привлечноста меѓу галаксиите постепено се забавува и на крајот го запира. По ова, галаксиите почнуваат да се приближуваат една до друга, а Универзумот почнува да се намалува. Според втората класа решенија, Универзумот се шири толку брзо што гравитацијата само малку ќе го забави повлекувањето на галаксиите, но никогаш нема да може да го запре. Конечно, постои трето решение, според кое Универзумот се шири со вистинската брзина за да избегне колапс. Со текот на времето, брзината на ширење на галаксиите станува сè помала, но никогаш не достигнува нула.
Неверојатна карактеристика на првиот модел на Фридман е тоа што во него Универзумот не е бесконечен во вселената, но никаде во вселената нема граници. Гравитацијата е толку силна што просторот се урива и се затвора во себе. Ова е до одреден степен слично на површината на Земјата, која исто така е конечна, но нема граници. Ако се движите по површината на Земјата во одредена насока, никогаш нема да наидете на непремостлива бариера или крај на светот, но на крајот ќе се вратите таму каде што сте започнале. Во првиот модел на Фридман, просторот е распореден на ист начин, но во три димензии, наместо во две, како во случајот со површината на Земјата. Идејата дека можете да го обиколите универзумот и да се вратите Почетна точка, добро за научна фантастика, но нема практично значење, бидејќи, како што може да се докаже, Универзумот ќе се намали до точка пред патникот да се врати на почетокот на своето патување. Универзумот е толку голем што треба да се движите побрзо од светлината за да го завршите патувањето онаму каде што сте тргнале, а таквите брзини се забранети (со теоријата на релативноста. - Превод.). Во вториот модел на Фридман, просторот е исто така закривен, но на поинаков начин. И само во третиот модел геометријата од големи размери на Универзумот е рамна (иако просторот е закривен во близина на масивни тела).
Кој модел на Фридман го опишува нашиот универзум? Дали проширувањето на универзумот некогаш ќе престане и ќе биде заменето со компресија, или Универзумот ќе се прошири засекогаш?
Се испостави дека одговорот на ова прашање е потежок отколку што првично мислеа научниците. Неговото решение зависи главно од две работи - моментално набљудуваната стапка на проширување на Универзумот и неговата сегашна просечна густина (количината на материја по единица волумен на просторот). Колку е поголема стапката на тековната експанзија, толку е поголема гравитацијата, а со тоа и густината на материјата, потребна за да се запре ширењето. Ако просечната густина е над одредена критична вредност (одредена со брзината на проширување), тогаш гравитациското привлекување на материјата може да го запре ширењето на Универзумот и да предизвика негово собирање. Ова однесување на Универзумот одговара на првиот модел на Фридман. Ако просечната густина е помала од критична вредност, тогаш гравитациската привлечност нема да го запре ширењето и Универзумот ќе се прошири засекогаш - како во вториот модел на Фридман. Конечно, ако просечната густина на Универзумот е точно еднаква на критична вредност, проширувањето на Универзумот ќе се забави засекогаш, сè поблиску и поблиску до статична состојба, но никогаш не го достигнуваат. Ова сценарио одговара на третиот модел на Фридман.
Значи, кој модел е точен? Можеме да ја одредиме моменталната стапка на проширување на Универзумот ако ја измериме брзината со која другите галаксии се оддалечуваат од нас со помош на Доплеровиот ефект. Ова може да се направи многу прецизно. Сепак, растојанијата до галаксиите не се многу добро познати, бидејќи можеме да ги измериме само индиректно. Затоа, знаеме само дека стапката на проширување на Универзумот е од 5 до 10% на милијарда години. Нашето знаење за моменталната просечна густина на Универзумот е уште понејасно. Значи, ако ги собереме масите на сите видливи ѕвезди во нашата и другите галаксии, збирот ќе биде помал од една стотинка од она што е потребно за да се запре ширењето на Универзумот, дури и при најниската проценка на стапката на проширување.
Но, тоа не е се. Нашата галаксија и другите мора да содржат големи количини на некаква „темна материја“ која не можеме директно да ја набљудуваме, но чие постоење го знаеме поради нејзиниот гравитациски ефект врз орбитите на ѕвездите во галаксиите. Можеби најдобриот доказ за постоењето на темната материја доаѓа од орбитите на ѕвездите на периферијата на спиралните галаксии како млечен пат. Овие ѕвезди орбитираат околу нивните галаксии премногу брзо за да бидат задржани во орбитата само од гравитациското влечење на видливите ѕвезди на галаксијата. Дополнително, повеќето галаксии се дел од јата, и на сличен начин можеме да заклучиме за присуството на темна материја помеѓу галаксиите во овие јата од нејзиниот ефект врз движењето на галаксиите. Всушност, количината на темна материја во Универзумот значително ја надминува количината на обичната материја. Ако ја вклучиме целата темна материја, ќе добиеме околу една десетина од масата потребна за да се запре ширењето.
Сепак, не можеме да го исклучиме постоењето на други форми на материја, кои сè уште не ни се познати, распоредени речиси рамномерно низ Универзумот, што би можело да ја зголеми нејзината просечна густина. На пример, постојат елементарни честички, наречени неутрина, кои комуницираат многу слабо со материјата и се исклучително тешки за откривање.
(Еден од новите експерименти со неутрино користи подземен резервоар исполнет со 50.000 тони вода.) Се смета дека неутрините се бестежински и затоа немаат гравитациона сила.
Сепак, студии од неколку последниве годиниукажуваат на тоа дека неутриното сè уште има занемарливо мала маса, која претходно не можеше да се открие. Ако неутрината имаат маса, тие би можеле да бидат форма на темна материја. Сепак, дури и со оваа темна материја, се чини дека има многу помалку материја во Универзумот отколку што е потребно за да се запре нејзиното ширење. До неодамна, повеќето физичари се согласија дека вториот модел на Фридман е најблиску до реалноста.
Но, тогаш се појавија нови набљудувања. Во текот на изминатите неколку години, различни групи на истражувачи ги проучуваа ситните бранови во микробрановата позадина што ги открија Пензиас и Вилсон. Големината на овие бранови може да послужи како показател за структурата на универзумот од големи размери. Се чини дека неговиот карактер покажува дека Универзумот сепак е рамен (како во третиот модел на Фридман)! Но, бидејќи вкупната количина на обична и темна материја не е доволна за ова, физичарите претпоставуваа постоење на друга, сè уште неоткриена супстанција - темна енергија.
И како дополнително да го комплицираат проблемот, неодамнешните набљудувања покажаа дека проширувањето на Универзумот не се забавува, туку се забрзува. Спротивно на сите модели на Фридман! Ова е многу чудно, бидејќи присуството на материја во вселената - висока или мала густина - може само да го забави ширењето. На крајот на краиштата, гравитацијата секогаш делува како привлечна сила. Забрзувањето на космолошката експанзија е како бомба која собира наместо да ја расфрла енергијата откако ќе експлодира. Која сила е одговорна за забрзаното проширување на просторот? Никој нема сигурен одговор на ова прашање. Сепак, Ајнштајн можеби бил во право на крајот на краиштата кога ја вовел космолошката константа (и соодветниот антигравитациски ефект) во неговите равенки.
Со развојот на новите технологии и доаѓањето на одлични вселенски телескопи, ние постојано учиме неверојатни работи за Универзумот. И еве ја добрата вест: сега знаеме дека Универзумот ќе продолжи да се шири во блиска иднина со постојано зголемување, а времето ветува дека ќе трае вечно, барем за оние кои се доволно мудри да не паднат во црна дупка. Но, што се случи во првите моменти? Како настанал универзумот и што го предизвикало неговото проширување?