Zaledwie sto lat temu naukowcy odkryli, że nasz Wszechświat szybko się powiększa.
W 1870 roku angielski matematyk William Clifford wpadł na bardzo głęboki pomysł, że przestrzeń może być zakrzywiona, a nie taka sama w różnych punktach, i że jej krzywizna może się zmieniać w czasie. Przyznał nawet, że takie zmiany są w jakiś sposób związane z ruchem materii. Obie te idee wiele lat później stały się podstawą ogólnej teorii względności. Sam Clifford nie dożył tego - zmarł na gruźlicę w wieku 34 lat, 11 dni przed narodzinami Alberta Einsteina.
Przesunięcie ku czerwieni
Pierwszych informacji o rozszerzaniu się Wszechświata dostarczyła astrospektrografia. W 1886 roku angielski astronom William Huggins zauważył, że długości fal światła gwiazdowego są nieznacznie przesunięte w porównaniu z widmami ziemskimi tych samych pierwiastków. Na podstawie wzoru na optyczną wersję efektu Dopplera, opracowanego w 1848 roku przez francuskiego fizyka Armanda Fizeau, można obliczyć wielkość prędkości radialnej gwiazdy. Takie obserwacje umożliwiają śledzenie ruchu obiektu kosmicznego.
Sto lat temu koncepcja Wszechświata była oparta na mechanice Newtona i geometrii euklidesowej. Nawet kilku naukowców, takich jak Łobaczewski i Gauss, którzy przyznali (tylko jako hipotezę!) Fizyczną rzeczywistość geometrii nieeuklidesowej, uważali przestrzeń kosmiczną za wieczną i niezmienną. Ekspansja Wszechświata utrudnia ocenę odległości do odległych galaktyk. Światło, które dotarło 13 miliardów lat później z galaktyki A1689-zD1 3,35 miliarda lat świetlnych od nas (A), „czerwienieje” i słabnie, gdy przemierza rozszerzającą się przestrzeń, a sama galaktyka cofa się (B). Będzie zawierał informacje o odległości w przesunięciu ku czerwieni (13 miliardów lat świetlnych), rozmiarze kątowym (3,5 miliarda lat świetlnych), intensywności (263 miliardy lat świetlnych), podczas gdy rzeczywista odległość to 30 miliardów lat świetlnych. lat.
Ćwierć wieku później tę możliwość ponownie wykorzystało Vesto Slipher, obserwatorium w Flagstaff w Arizonie, które od 1912 roku badało widma mgławic spiralnych za pomocą 24-calowego teleskopu z dobrym spektrografem. Aby uzyskać wysokiej jakości obraz, tę samą kliszę fotograficzną naświetlano przez kilka nocy, więc projekt szedł wolno. Od września do grudnia 1913 roku Slipher badał mgławicę Andromedy i korzystając ze wzoru Dopplera-Fizeau, doszedł do wniosku, że zbliża się ona do Ziemi z odległością 300 km na sekundę.
Film promocyjny:
W 1917 roku opublikował dane o prędkościach radialnych 25 mgławic, które wykazały znaczące asymetrie w ich kierunkach. Tylko cztery mgławice zbliżyły się do Słońca, reszta uciekła (a niektóre bardzo szybko).
Slipher nie dążył do sławy ani nie publikował swoich wyników. Dlatego stały się znane w kręgach astronomicznych dopiero wtedy, gdy zwrócił na nie uwagę słynny brytyjski astrofizyk Arthur Eddington.
W 1924 roku opublikował monografię dotyczącą teorii względności, która zawierała listę 41 mgławic znalezionych przez Sliphera. Występowały tam te same cztery mgławice z przesunięciem niebieskim, podczas gdy pozostałe 37 linii widmowych zostało przesuniętych do czerwieni. Ich prędkości radialne wahały się w przedziale 150 - 1800 km / s i średnio 25 razy wyższe niż prędkości znanych wówczas gwiazd Drogi Mlecznej. Sugerowało to, że mgławice są zaangażowane w inne ruchy niż „klasyczni” luminarze.
Wyspy kosmiczne
We wczesnych latach dwudziestych większość astronomów wierzyła, że mgławice spiralne znajdują się na obrzeżach Drogi Mlecznej, a poza nią nie ma nic poza pustą, ciemną przestrzenią. To prawda, że nawet w XVIII wieku niektórzy naukowcy widzieli gigantyczne gromady gwiazd w mgławicach (Immanuel Kant nazwał je wszechświatami wyspowymi). Jednak ta hipoteza nie była popularna, ponieważ nie można było wiarygodnie określić odległości do mgławic.
Problem ten został rozwiązany przez Edwina Hubble'a, który pracował nad 100-calowym teleskopem zwierciadlanym w Obserwatorium Mount Wilson w Kalifornii. W latach 1923-1924 odkrył, że mgławica Andromeda składa się z wielu świecących obiektów, wśród których znajdują się gwiazdy zmienne z rodziny Cefeid. Wiadomo było już wtedy, że okres zmiany ich pozornej jasności jest związany z jasnością absolutną, dlatego cefeidy nadają się do kalibracji kosmicznych odległości. Z ich pomocą Hubble oszacował odległość do Andromedy na 285 000 parseków (według współczesnych danych jest to 800 000 parseków). Przyjmowano wówczas, że średnica Drogi Mlecznej wynosi około 100 000 parseków (w rzeczywistości jest to trzy razy mniej). Z tego wynikało, że Andromedę i Drogę Mleczną należy uznać za niezależne gromady gwiazd. Hubble wkrótce zidentyfikował dwie kolejne niezależne galaktyki,co ostatecznie potwierdziło hipotezę o „wyspach wszechświatów”.
Trzeba przyznać, że dwa lata przed Hubble'em odległość do Andromedy została obliczona przez estońskiego astronoma Ernsta Opika, którego wynik - 450 000 parseków - był bliższy poprawnemu. Wykorzystał jednak szereg rozważań teoretycznych, które nie były tak przekonujące, jak bezpośrednie obserwacje Hubble'a.
Do 1926 r. Hubble przeprowadził analizę statystyczną obserwacji czterystu „mgławic pozagalaktycznych” (przez długi czas używał tego terminu, unikając nazywania ich galaktykami) i zaproponował wzór określający odległość do mgławicy z jej pozorną jasnością. Pomimo ogromnych błędów tej metody, nowe dane potwierdziły, że mgławice są rozmieszczone mniej więcej równomiernie w przestrzeni i znajdują się daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Teraz nie było już wątpliwości, że przestrzeń na naszej Galaktyce i jej najbliższych sąsiadach nie jest zamknięta.
Modelerzy kosmosu
Eddington zainteresował się wynikami Sliphera jeszcze przed ostatecznym wyjaśnieniem natury mgławic spiralnych. W tym czasie istniał już model kosmologiczny, w pewnym sensie przewidujący efekt ujawniony przez Sliphera. Eddington dużo o tym myślał i oczywiście nie przegapił okazji, aby nadać obserwacjom astronoma z Arizony kosmologiczny dźwięk.
Współczesna kosmologia teoretyczna rozpoczęła się w 1917 roku od dwóch rewolucyjnych artykułów, w których przedstawiono modele wszechświata oparte na ogólnej teorii względności. Jeden z nich napisał sam Einstein, a drugi holenderski astronom Willem de Sitter.
Prawa Hubble'a
Edwin Hubble empirycznie ujawnił przybliżoną proporcjonalność przesunięć ku czerwieni i odległości galaktycznych, które on, używając wzoru Dopplera-Fizeau, przekształcił w proporcjonalność między prędkościami i odległościami. Mamy więc do czynienia z dwoma różnymi wzorami.
Hubble nie wiedział, jak się do siebie odnoszą, ale co na ten temat mówi dzisiejsza nauka?
Jak już pokazał Lemaitre, liniowa korelacja między kosmologicznymi (spowodowanymi ekspansją Wszechświata) przesunięciami ku czerwieni i odległościami nie jest bynajmniej absolutna. W praktyce jest to dobrze obserwowane tylko dla przemieszczeń mniejszych niż 0,1. Zatem empiryczne prawo Hubble'a nie jest dokładne, ale przybliżone, a wzór Dopplera-Fizeau jest ważny tylko dla małych przesunięć widma.
Ale teoretyczne prawo wiążące prędkość radialną odległych obiektów z odległością do nich (ze współczynnikiem proporcjonalności w postaci parametru Hubble'a V = Hd) obowiązuje dla wszelkich przesunięć ku czerwieni. Jednak prędkość V, która się w nim pojawia, nie jest prędkością sygnałów fizycznych lub rzeczywistych ciał w fizycznej przestrzeni. Jest to tempo wzrostu odległości między galaktykami a gromadami galaktyk, co wynika z rozszerzania się Wszechświata. Mielibyśmy go tylko wtedy, gdybyśmy byli w stanie zatrzymać ekspansję Wszechświata, natychmiast rozciągnąć taśmy pomiarowe między galaktykami, odczytać odległości między nimi i podzielić je na przedziały czasowe między pomiarami. Oczywiście prawa fizyki na to nie pozwalają. Dlatego kosmolodzy wolą używać parametru Hubble'a H w innej formule,gdzie pojawia się współczynnik skali Wszechświata, który precyzyjnie opisuje stopień jego ekspansji w różnych epokach kosmicznych (ponieważ parametr ten zmienia się w czasie, jego współczesna wartość jest oznaczona jako H0). Wszechświat rozszerza się teraz wraz z przyspieszeniem, więc wartość parametru Hubble'a rośnie.
Mierząc kosmologiczne przesunięcia ku czerwieni otrzymujemy informacje o stopniu ekspansji przestrzeni. Światło galaktyki, które dotarło do nas z kosmologicznym przesunięciem ku czerwieni z, opuściło ją, gdy wszystkie kosmologiczne odległości były 1 + z razy mniejsze niż w naszej epoce. Dodatkowe informacje na temat tej galaktyki, takie jak aktualna odległość lub tempo oddalania się od Drogi Mlecznej, można uzyskać tylko za pomocą określonego modelu kosmologicznego. Na przykład w modelu Einsteina-de Sittera galaktyka z z = 5 oddala się od nas z prędkością 1,1 s (prędkość światła). Ale jeśli popełnisz powszechny błąd i po prostu zrównasz V / c i z, to prędkość ta będzie pięć razy większa niż prędkość światła. Jak widać, rozbieżność jest poważna.
Zależność prędkości odległych obiektów od przesunięcia ku czerwieni według SRT, GRT (w zależności od modelu i czasu, krzywa przedstawia czas obecny i model aktualny). Przy małych przemieszczeniach zależność jest liniowa.
Einstein, zgodnie z duchem czasu, uważał, że wszechświat jako całość jest statyczny (próbował uczynić go również nieskończonym w przestrzeni, ale nie mógł znaleźć odpowiednich warunków brzegowych dla swoich równań). W efekcie zbudował model zamkniętego wszechświata, którego przestrzeń ma stałą dodatnią krzywiznę (a zatem ma stały, skończony promień). Wręcz przeciwnie, czas w tym Wszechświecie płynie w sposób newtonowski, w tym samym kierunku iz taką samą prędkością. Czasoprzestrzeń tego modelu jest zakrzywiona ze względu na składową przestrzenną, podczas gdy składnik czasu nie jest w żaden sposób zdeformowany. Statyczny charakter tego świata zapewnia specjalną „wstawkę” w podstawowym równaniu, która zapobiega kolapsowi grawitacyjnemu, a tym samym działa jak wszechobecne pole antygrawitacyjne. Jego intensywność jest proporcjonalna do specjalnej stałej,którą Einstein nazwał uniwersalnym (teraz nazywa się to stałą kosmologiczną).
Kosmologiczny model ekspansji wszechświata opracowany przez Lemaitre'a znacznie wyprzedzał swoje czasy. Wszechświat Lemaitre zaczyna się od Wielkiego Wybuchu, po którym ekspansja najpierw zwalnia, a następnie zaczyna przyspieszać.
Model Einsteina umożliwił obliczenie wielkości wszechświata, całkowitej ilości materii, a nawet wartości stałej kosmologicznej. Wymaga to jedynie średniej gęstości materii kosmicznej, którą w zasadzie można określić na podstawie obserwacji. To nie przypadek, że Eddington podziwiał ten model i używał Hubble'a w praktyce. Jednak jest zrujnowany niestabilnością, której Einstein po prostu nie zauważył: przy najmniejszym odchyleniu promienia od wartości równowagi świat Einsteina rozszerza się lub ulega zapadaniu grawitacyjnemu. Dlatego ten model nie ma nic wspólnego z prawdziwym Wszechświatem.
Pusty świat
De Sitter zbudował również, jak sam wierzył, statyczny świat o stałej krzywizny, ale nie pozytywnej, ale negatywnej. Zawiera stałą kosmologiczną Einsteina, ale nie ma w nim żadnej materii. Wprowadzając cząstki testowe o dowolnie małej masie, rozpraszają się i idą w nieskończoność. Ponadto czas płynie wolniej na obrzeżach wszechświata de Sittera niż w jego centrum. Z tego powodu fale świetlne docierają z dużych odległości z przesunięciem ku czerwieni, nawet jeśli ich źródło jest nieruchome w stosunku do obserwatora. Więc w latach dwudziestych Eddington i inni astronomowie zastanawiali się, czy model de Sittera ma cokolwiek wspólnego z rzeczywistością odzwierciedloną w obserwacjach Sliphera?
Te podejrzenia potwierdziły się, choć w inny sposób. Statyczna natura wszechświata de Sittera okazała się wyimaginowana, ponieważ wiązała się z niefortunnym wyborem układu współrzędnych. Po skorygowaniu tego błędu przestrzeń de Sittera okazała się płaska, euklidesowa, ale niestatyczna. Ze względu na antygrawitacyjną stałą kosmologiczną rozszerza się, zachowując zerową krzywiznę. Z powodu tej ekspansji długości fal fotonów wzrastają, co pociąga za sobą przesunięcie linii widmowych przewidywanych przez de Sittera. Warto zauważyć, że w ten sposób obecnie wyjaśnia się kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni odległych galaktyk.
Od statystyki do dynamiki
Historia otwarcie niestatycznych teorii kosmologicznych rozpoczyna się od dwóch artykułów radzieckiego fizyka Alexandra Friedmana, opublikowanych w niemieckim czasopiśmie Zeitschrift fur Physik w 1922 i 1924 roku. Friedman obliczył modele wszechświatów ze zmiennymi w czasie dodatnimi i ujemnymi krzywiznami, które stały się złotym fundamentem kosmologii teoretycznej. Jednak jego współcześni prawie nie zauważyli tych prac (Einstein początkowo uważał nawet pierwszy artykuł Friedmana za błędny matematycznie). Sam Friedman uważał, że astronomia nie ma jeszcze arsenału obserwacji, które pozwoliłyby zdecydować, który z modeli kosmologicznych jest bardziej zgodny z rzeczywistością, dlatego ograniczył się do czystej matematyki. Być może postąpiłby inaczej, gdyby zapoznał się z wynikami Sliphera, ale tak się nie stało.
Największy kosmolog pierwszej połowy XX wieku Georges Lemaitre myślał inaczej. W domu, w Belgii, obronił pracę doktorską z matematyki, a następnie w połowie lat dwudziestych studiował astronomię - w Cambridge pod kierunkiem Eddingtona oraz w Harvard Observatory w Harlow Shapley (podczas pobytu w Stanach Zjednoczonych, gdzie przygotowywał drugą rozprawę na MIT, spotkał Sliphera i Hubble'a). W 1925 roku Lemaitre jako pierwszy pokazał, że statyczna natura modelu de Sittera jest wyimaginowana. Po powrocie do ojczyzny jako profesor na Uniwersytecie w Louvain, Lemaitre zbudował pierwszy model rozszerzającego się wszechświata z jasnym astronomicznym uzasadnieniem. Bez przesady ta praca była rewolucyjnym przełomem w nauce o kosmosie.
Rewolucja ekumeniczna
W swoim modelu Lemaitre zachował stałą kosmologiczną o wartości liczbowej Einsteina. Dlatego jego wszechświat zaczyna się w stanie statycznym, ale z biegiem czasu, z powodu fluktuacji, wkracza na ścieżkę ciągłej ekspansji z rosnącą prędkością. Na tym etapie zachowuje dodatnią krzywiznę, która zmniejsza się wraz ze wzrostem promienia. Lemaitre zawarł w skład swojego wszechświata nie tylko materię, ale także promieniowanie elektromagnetyczne. Ani Einstein, ani de Sitter, których prace były znane Lemaitre'owi, ani Friedman, o którym wówczas nic nie wiedział, nie zrobili tego.
Powiązane współrzędne
W obliczeniach kosmologicznych wygodnie jest używać towarzyszących układów współrzędnych, które rozszerzają się wraz z rozszerzaniem się wszechświata. W wyidealizowanym modelu, w którym galaktyki i gromady galaktyk nie uczestniczą w żadnych właściwych ruchach, ich współrzędne nie ulegają zmianie. Ale odległość między dwoma obiektami w danym momencie jest równa ich stałej odległości we współrzędnych towarzyszących, pomnożonej przez wielkość współczynnika skali dla tego momentu. Sytuację tę można łatwo zilustrować na dmuchanej kuli ziemskiej: szerokość i długość geograficzna każdego punktu nie zmieniają się, a odległość między dowolną parą punktów rośnie wraz ze wzrostem promienia.
Zastosowanie współrzędnych pomaga zrozumieć głębokie różnice między kosmologią rozszerzającego się wszechświata, szczególną teorią względności i fizyką Newtona. Tak więc w mechanice Newtona wszystkie ruchy są względne, a absolutna nieruchomość nie ma fizycznego znaczenia. Wręcz przeciwnie, w kosmologii bezruch we współrzędnych towarzyszących jest absolutny i w zasadzie można go potwierdzić obserwacjami. Specjalna teoria względności opisuje procesy w czasoprzestrzeni, z których przy użyciu transformacji Lorentza można wykorzystać nieskończoną liczbę sposobów wyodrębnienia komponentów przestrzennych i czasowych. Wręcz przeciwnie, kosmologiczna czasoprzestrzeń w naturalny sposób rozpada się na zakrzywioną rozszerzającą się przestrzeń i pojedynczy czas kosmiczny. W tym przypadku prędkość recesji odległych galaktyk może być wielokrotnie większa niż prędkość światła.
Lemaitre z USA zasugerował, że przesunięcia ku czerwieni odległych galaktyk są spowodowane ekspansją przestrzeni, która „rozciąga” fale świetlne. Teraz udowodnił to matematycznie. Pokazał również, że niewielkie (znacznie mniejsze niż jedność) przesunięcia ku czerwieni są proporcjonalne do odległości od źródła światła, a współczynnik proporcjonalności zależy tylko od czasu i niesie informacje o aktualnym tempie rozszerzania się Wszechświata. Ponieważ ze wzoru Dopplera-Fizeau wynikało, że prędkość radialna galaktyki jest proporcjonalna do przesunięcia ku czerwieni, Lemaître doszedł do wniosku, że ta prędkość jest również proporcjonalna do jej odległości. Po przeanalizowaniu prędkości i odległości 42 galaktyk z listy Hubble'a oraz biorąc pod uwagę wewnątrzagalaktyczną prędkość Słońca, ustalił wartości współczynników proporcjonalności.
Niezauważona praca
Lemaitre opublikował swoją pracę w 1927 roku w języku francuskim w nieczytelnym czasopiśmie Annals of the Scientific Society of Brussels. Uważa się, że był to główny powód, dla którego początkowo pozostała prawie niezauważona (nawet przez jego nauczyciela Eddingtona). To prawda, że jesienią tego samego roku Lemaitre był w stanie omówić swoje odkrycia z Einsteinem i dowiedzieć się od niego o wynikach Friedmanna. Twórca ogólnej teorii względności nie miał żadnych zastrzeżeń technicznych, ale stanowczo nie wierzył w fizyczną rzeczywistość modelu Lemaitre'a (podobnie jak nie akceptował wcześniej wniosków Friedmanna).
Mapy Hubble'a
W międzyczasie pod koniec lat dwudziestych Hubble i Humason ujawnili liniową korelację między odległościami do 24 galaktyk i ich prędkościami radialnymi, obliczonymi (głównie przez Sliphera) na podstawie przesunięć ku czerwieni. Na tej podstawie Hubble wywnioskował, że prędkość radialna galaktyki jest wprost proporcjonalna do odległości do niej. Współczynnik tej proporcjonalności jest teraz oznaczony jako H0 i nazywany parametrem Hubble'a (według najnowszych danych nieznacznie przekracza 70 (km / s) / megaparsek).
Artykuł Hubble'a zawierający wykres liniowego związku między prędkościami galaktycznymi a odległościami został opublikowany na początku 1929 roku. Rok wcześniej młody amerykański matematyk Howard Robertson podążając za Lemaitrem, wydedukował tę zależność z modelu rozszerzającego się Wszechświata, o którym być może Hubble mógł wiedzieć. Jednak w jego słynnym artykule nie wspomniano o tym modelu ani bezpośrednio, ani pośrednio. Później Hubble wyraził wątpliwości, czy prędkości pojawiające się w jego wzorze faktycznie opisują ruchy galaktyk w przestrzeni kosmicznej, ale zawsze powstrzymywał się od ich specyficznej interpretacji. Dostrzegł znaczenie swojego odkrycia w wykazaniu proporcjonalności galaktycznych odległości i przesunięć ku czerwieni, a resztę pozostawił teoretykom. Dlatego, z całym szacunkiem dla Hubble'a, nie ma powodu, by uważać go za odkrywcę ekspansji Wszechświata.
A jednak się rozwija
Niemniej jednak Hubble utorował drogę do uznania ekspansji wszechświata i modelu Lemaitre'a. Już w 1930 roku oddano jej hołd takim mistrzom kosmologii, jak Eddington i de Sitter; Nieco później naukowcy zauważyli i docenili pracę Friedmana. W 1931 roku, na sugestię Eddingtona, Lemaitre przetłumaczył na angielski swój artykuł (z małymi nacięciami) dla Monthly News of the Royal Astronomical Society. W tym samym roku Einstein zgodził się z wnioskami Lemaitre'a, a rok później wraz z de Sitterem zbudował model rozszerzającego się Wszechświata z płaską przestrzenią i zakrzywionym czasem. Model ten, ze względu na swoją prostotę, od dawna cieszy się dużym zainteresowaniem kosmologów.
W tym samym 1931 roku Lemaitre opublikował krótki (i bez żadnej matematyki) opis kolejnego modelu Wszechświata, łączącego kosmologię i mechanikę kwantową. W tym modelu momentem początkowym jest eksplozja atomu pierwotnego (Lemaitre nazwał go również kwantem), która dała początek zarówno przestrzeni, jak i czasowi. Ponieważ grawitacja spowalnia ekspansję nowonarodzonego Wszechświata, jego prędkość maleje - możliwe, że prawie do zera. Później Lemaitre wprowadził do swojego modelu stałą kosmologiczną, która zmusiła Wszechświat do przejścia w czasie w stabilny reżim przyspieszającej ekspansji. Dlatego przewidział zarówno ideę Wielkiego Wybuchu, jak i współczesne modele kosmologiczne, które uwzględniają obecność ciemnej energii. W 1933 roku zidentyfikował stałą kosmologiczną z gęstością energii próżni, o której nikt wcześniej nie pomyślał. To po prostu niesamowiteileż ten naukowiec, niewątpliwie godny tytułu odkrywcy ekspansji Wszechświata, wyprzedził swoje czasy!
Alexey Levin