Cu doar o sută de ani în urmă, oamenii de știință au descoperit că Universul nostru crește rapid ca dimensiune.
În 1870, matematicianul englez William Clifford a venit la ideea foarte profundă că spațiul poate fi curbat și nu același lucru în puncte diferite și că, în timp, curbura acestuia se poate schimba. El a recunoscut chiar că astfel de schimbări sunt cumva legate de mișcarea materiei. Ambele idei mulți ani mai târziu au stat la baza teoriei generale a relativității. Clifford însuși nu a trăit pentru a vedea acest lucru - a murit de tuberculoză la vârsta de 34 de ani, cu 11 zile înainte de nașterea lui Albert Einstein.
Tura roșie
Astrospectrografia a furnizat primele informații despre extinderea Universului. În 1886, astronomul englez William Huggins a observat că lungimile de undă ale luminii stelelor erau ușor schimbate în comparație cu spectrele terestre ale acelorași elemente. Pe baza formulei pentru versiunea optică a efectului Doppler, derivată în 1848 de fizicianul francez Armand Fizeau, este posibil să se calculeze magnitudinea vitezei radiale a stelei. Astfel de observații fac posibilă urmărirea mișcării unui obiect spațial.
Acum o sută de ani, conceptul Universului se baza pe mecanica newtoniană și geometria euclidiană. Chiar și câțiva oameni de știință, precum Lobachevsky și Gauss, care au admis (doar ca ipoteză!) Realitatea fizică a geometriei neeuclidiene, au considerat că spațiul exterior este etern și neschimbat. Extinderea universului face dificilă judecarea distanței până la galaxiile îndepărtate. Lumina care a atins 13 miliarde de ani mai târziu de la galaxia A1689-zD1 la 3,35 miliarde de ani lumină distanță (A), „se înroșește” și se slăbește pe măsură ce traversează spațiul în expansiune, iar galaxia însăși se retrage (B). Va transporta informații despre distanța în roșu (13 miliarde de ani lumină), în dimensiunea unghiulară (3,5 miliarde de ani lumină), în intensitate (263 miliarde de ani lumină), în timp ce distanța reală este de 30 de miliarde de ani lumină. ani.
Un sfert de secol mai târziu, această oportunitate a fost reexploatată de Vesto Slipher, un observator din Flagstaff, Arizona, care studiază spectrele nebuloaselor spirale din 1912 cu un telescop de 24 inch cu un spectrograf bun. Pentru a obține o imagine de înaltă calitate, aceeași placă fotografică a fost expusă timp de câteva nopți, astfel încât proiectul sa mișcat încet. Din septembrie până în decembrie 1913, Slipher a studiat nebuloasa Andromeda și, folosind formula Doppler-Fizeau, a ajuns la concluzia că se apropie de Pământ cu 300 km în fiecare secundă.
Video promotional:
În 1917, a publicat date despre viteza radială a 25 de nebuloase, care au arătat asimetrii semnificative în direcțiile lor. Doar patru nebuloase s-au apropiat de Soare, restul au scăpat (și unele foarte repede).
Slipher nu s-a străduit spre faimă și nici nu și-a publicat rezultatele. Prin urmare, au devenit cunoscuți în cercurile astronomice numai atunci când celebrul astrofizician britanic Arthur Eddington a atras atenția asupra lor.
În 1924, a publicat o monografie despre teoria relativității, care a inclus o listă de 41 de nebuloase găsite de Slipher. Aceleași patru nebuloase cu deplasare albastră erau prezente acolo, în timp ce restul de 37 de linii spectrale erau deplasate spre roșu. Vitezele lor radiale au variat în intervalul 150 - 1800 km / s și, în medie, de 25 de ori mai mare decât viteza stelelor din Calea Lactee cunoscute până atunci. Acest lucru a sugerat că nebuloasele sunt implicate în alte mișcări decât luminile „clasice”.
Insule spațiale
La începutul anilor 1920, majoritatea astronomilor credeau că nebuloasele spirale erau situate la periferia Căii Lactee și dincolo de ea nu exista altceva decât spațiu întunecat gol. Este adevărat, chiar și în secolul al XVIII-lea, unii oameni de știință au văzut grupuri de stele gigantice în nebuloase (Immanuel Kant le-a numit universuri insulare). Cu toate acestea, această ipoteză nu a fost populară, deoarece nu a fost posibil să se determine în mod fiabil distanțele față de nebuloase.
Această problemă a fost rezolvată de Edwin Hubble, care a lucrat la un telescop reflector de 100 de inci la Observatorul Mount Wilson din California. În 1923-1924, a descoperit că nebuloasa Andromeda este compusă din multe obiecte luminoase, printre care se află stele variabile ale familiei Cepheid. Atunci se știa deja că perioada de schimbare a luminozității lor aparente este asociată cu luminozitatea absolută și, prin urmare, cefeidele sunt potrivite pentru calibrarea distanțelor cosmice. Cu ajutorul lor, Hubble a estimat distanța până la Andromeda la 285.000 parsec (conform datelor moderne, este de 800.000 parsec). Diametrul Căii Lactee a fost apoi presupus a fi de aproximativ 100.000 parsec (de fapt, este de trei ori mai mic). Din aceasta a rezultat că Andromeda și Calea Lactee ar trebui considerate grupuri de stele independente. Hubble a identificat în curând încă două galaxii independente,care a confirmat în cele din urmă ipoteza „universurilor insulare”.
În mod corect, trebuie remarcat faptul că, cu doi ani înainte de Hubble, distanța până la Andromeda a fost calculată de astronomul eston Ernst Opik, al cărui rezultat - 450.000 parecs - a fost mai aproape de cel corect. Cu toate acestea, el a folosit o serie de considerații teoretice care nu au fost la fel de convingătoare ca observațiile directe ale lui Hubble.
Până în 1926, Hubble a efectuat o analiză statistică a observațiilor a patru sute de „nebuloase extragalactice” (a folosit acest termen mult timp, evitându-le să le numească galaxii) și a propus o formulă care să raporteze distanța cu nebuloasa cu luminozitatea sa aparentă. În ciuda erorilor uriașe ale acestei metode, noile date au confirmat că nebuloasele sunt distribuite mai mult sau mai puțin uniform în spațiu și sunt situate mult dincolo de granițele Căii Lactee. Acum nu mai exista nicio îndoială că spațiul nu este închis pe galaxia noastră și pe cei mai apropiați vecini ai săi.
Modelatori spațiali
Eddington a devenit interesat de rezultatele lui Slipher chiar înainte de elucidarea finală a naturii nebuloaselor spirale. În acest moment, exista deja un model cosmologic, care prevede într-un anumit sens efectul dezvăluit de Slipher. Eddington s-a gândit mult la asta și, firește, nu a ratat ocazia de a oferi observațiilor astronomului din Arizona un sunet cosmologic.
Cosmologia teoretică modernă a început în 1917 cu două articole revoluționare care prezentau modele ale universului bazate pe relativitatea generală. Una dintre ele a fost scrisă de însuși Einstein, cealaltă de astronomul olandez Willem de Sitter.
Legile lui Hubble
Edwin Hubble a dezvăluit empiric proporționalitatea aproximativă a deplasărilor spre roșu și a distanțelor galactice, pe care el, folosind formula Doppler-Fizeau, le-a transformat într-o proporționalitate între viteze și distanțe. Deci, avem de-a face cu două tipare diferite aici.
Hubble nu știa cum se relaționează între ele, dar ce spune știința de astăzi despre asta?
După cum a arătat deja Lemaitre, corelația liniară între deplasările spre roșu cosmologice (cauzate de expansiunea Universului) și distanțele nu este nicidecum absolută. În practică, este bine observat doar pentru deplasările mai mici de 0,1. Deci legea empirică a lui Hubble nu este exactă, ci aproximativă, iar formula Doppler-Fizeau este valabilă doar pentru mici deplasări ale spectrului.
Dar legea teoretică care leagă viteza radială a obiectelor îndepărtate de distanța față de acestea (cu coeficientul de proporționalitate sub forma parametrului Hubble V = Hd) este valabilă pentru orice deplasare la roșu. Cu toate acestea, viteza V care apare în ea nu este viteza semnalelor fizice sau a corpurilor reale din spațiul fizic. Aceasta este rata de creștere a distanțelor dintre galaxii și grupuri de galaxii, care se datorează expansiunii Universului. Am putea să-l măsurăm numai dacă am fi capabili să oprim expansiunea Universului, să întindem instantaneu benzile de măsurare între galaxii, să citim distanțele dintre ele și să le împărțim la intervalele de timp dintre măsurători. Firește, legile fizicii nu permit acest lucru. Prin urmare, cosmologii preferă să utilizeze parametrul Hubble H într-o altă formulă,unde apare factorul de scară al Universului, care descrie cu exactitate gradul de expansiune al acestuia în diferite epoci cosmice (deoarece acest parametru se schimbă în timp, valoarea sa modernă este denumită H0). Universul se extinde acum cu accelerația, astfel încât valoarea parametrului Hubble crește.
Măsurând deplasările cosmologice spre roșu, obținem informații despre gradul de expansiune al spațiului. Lumina galaxiei, care a venit la noi odată cu deplasarea spre roșu cosmologică z, a părăsit-o atunci când toate distanțele cosmologice au fost de 1 + z ori mai mici decât în epoca noastră. Informații suplimentare despre această galaxie, cum ar fi distanța actuală sau rata distanței față de Calea Lactee, pot fi obținute numai folosind un model cosmologic specific. De exemplu, în modelul Einstein-de Sitter, o galaxie cu z = 5 se îndepărtează de noi cu o viteză de 1,1 s (viteza luminii). Dar dacă faceți o greșeală obișnuită și egalizați doar V / c și z, atunci această viteză va fi de cinci ori mai mare decât viteza luminii. Discrepanța, după cum putem vedea, este gravă.
Dependența vitezei obiectelor îndepărtate de redshift în funcție de SRT, GRT (depinde de model și timp, curba arată ora actuală și modelul actual). La mici deplasări, dependența este liniară.
Einstein, în spiritul vremurilor, credea că universul ca întreg este static (a încercat să-l facă infinit și în spațiu, dar nu a putut găsi condițiile limită corecte pentru ecuațiile sale). Drept urmare, a construit un model al unui univers închis, al cărui spațiu are o curbură pozitivă constantă (și, prin urmare, are o rază finită constantă). Timpul din acest Univers, dimpotrivă, curge într-un mod newtonian, în aceeași direcție și cu aceeași viteză. Spațiul-timp al acestui model este curbat datorită componentei spațiale, în timp ce componenta timpului nu este deformată în niciun fel. Natura statică a acestei lumi oferă o „inserție” specială în ecuația de bază, prevenind colapsul gravitațional și acționând astfel ca un câmp anti-gravitațional omniprezent. Intensitatea sa este proporțională cu o constantă specială,pe care Einstein l-a numit universal (acum se numește constantă cosmologică).
Modelul cosmologic al lui Lemaitre, care descrie expansiunea universului, era cu mult înaintea timpului său. Universul lui Lemaitre începe cu Big Bang-ul, după care expansiunea încetinește mai întâi și apoi începe să accelereze.
Modelul lui Einstein a făcut posibilă calcularea dimensiunii universului, a cantității totale de materie și chiar a valorii constantei cosmologice. Acest lucru necesită doar densitatea medie a materiei cosmice, care, în principiu, poate fi determinată din observații. Nu întâmplător Eddington a admirat acest model și a folosit Hubble în practică. Cu toate acestea, este ruinat de instabilitate, pe care Einstein pur și simplu nu a observat-o: la cea mai mică abatere a razei de la valoarea de echilibru, lumea Einstein fie se extinde, fie suferă un colaps gravitațional. Prin urmare, acest model nu are nicio legătură cu Universul real.
Lumea goală
De Sitter a construit, de asemenea, așa cum credea el însuși, o lume statică de curbură constantă, dar nu pozitivă, ci negativă. Conține constanta cosmologică a lui Einstein, dar nu există deloc materie. Când se introduc particule de testare de masă arbitrar mică, acestea se împrăștie și merg la infinit. În plus, timpul curge mai încet la periferia universului de Sitter decât în centrul său. Din această cauză, de la distanțe mari, undele luminoase ajung cu o deplasare spre roșu, chiar dacă sursa lor este staționară în raport cu observatorul. Așadar, în anii 1920 Eddington și alți astronomi s-au întrebat dacă modelul lui de Sitter are vreo legătură cu realitatea reflectată în observațiile lui Slipher?
Aceste suspiciuni au fost confirmate, deși într-un mod diferit. Natura statică a universului de Sitter sa dovedit a fi imaginară, deoarece a fost asociată cu o alegere nefericită a sistemului de coordonate. După corectarea acestei erori, spațiul de Sitter s-a dovedit a fi plat, euclidian, dar nestatic. Datorită constantei cosmologice anti-gravitaționale, aceasta se extinde, menținând în același timp curbura zero. Din cauza acestei expansiuni, lungimile de undă ale fotonilor cresc, ceea ce implică deplasarea liniilor spectrale prezise de de Sitter. Este demn de remarcat faptul că așa se explică astăzi deplasarea cosmologică spre roșu a galaxiilor îndepărtate.
De la statistici la dinamică
Istoria teoriilor cosmologice deschis nestatice începe cu două lucrări ale fizicianului sovietic Alexander Friedman, publicate în revista germană Zeitschrift fur Physik în 1922 și 1924. Friedman a calculat modele de universuri cu curburi pozitive și negative variabile în timp, care au devenit fondul de aur al cosmologiei teoretice. Cu toate acestea, contemporanii săi au observat cu greu aceste lucrări (Einstein a considerat la început chiar primul articol al lui Friedman matematic eronat). Friedman însuși credea că astronomia nu avea încă un arsenal de observații care să permită să decidă care dintre modelele cosmologice este mai consistentă cu realitatea și, prin urmare, s-a limitat la matematică pură. Poate că ar fi acționat diferit dacă s-ar fi familiarizat cu rezultatele lui Slipher, dar acest lucru nu s-a întâmplat.
Cel mai mare cosmolog din prima jumătate a secolului XX, Georges Lemaitre, a gândit altfel. Acasă, în Belgia, și-a apărat disertația la matematică, iar apoi la mijlocul anilor 1920 a studiat astronomia - la Cambridge sub Eddington și la Harvard Observatory de la Harlow Shapley (în timpul șederii sale în Statele Unite, unde și-a pregătit a doua disertație la MIT, s-au întâlnit cu Slipher și Hubble). În 1925, Lemaitre a fost primul care a arătat că natura statică a modelului de Sitter era imaginară. La întoarcerea în patria sa ca profesor la Universitatea din Louvain, Lemaitre a construit primul model al unui univers în expansiune cu o justificare astronomică clară. Fără exagerare, această lucrare a fost o descoperire revoluționară în știința spațială.
Revoluția ecumenică
În modelul său, Lemaitre a păstrat o constantă cosmologică cu o valoare numerică Einstein. Prin urmare, universul său începe într-o stare statică, dar în timp, datorită fluctuațiilor, intră pe calea expansiunii constante cu o viteză crescândă. În acest stadiu, păstrează o curbură pozitivă, care scade pe măsură ce raza crește. Lemaitre a inclus în compoziția universului său nu numai materia, ci și radiațiile electromagnetice. Nici Einstein, nici de Sitter, ale cărui opere erau cunoscute de Lemaitre, nici Friedman, despre care nu știa nimic în acea vreme, nu au făcut acest lucru.
Coordonatele asociate
În calculele cosmologice, este convenabil să se utilizeze sisteme de coordonate însoțitoare care se extind la unison cu expansiunea universului. În modelul idealizat, unde galaxiile și grupurile galactice nu participă la mișcări adecvate, coordonatele lor însoțitoare nu se schimbă. Dar distanța dintre două obiecte la un moment dat în timp este egală cu distanța lor constantă în coordonate însoțitoare, înmulțită cu magnitudinea factorului de scală pentru acel moment. Această situație poate fi ușor ilustrată pe un glob gonflabil: latitudinea și longitudinea fiecărui punct nu se schimbă, iar distanța dintre orice pereche de puncte crește odată cu creșterea razei.
Utilizarea coordonatelor ajută la înțelegerea diferențelor profunde dintre cosmologia universului în expansiune, relativitatea specială și fizica newtoniană. Deci, în mecanica newtoniană, toate mișcările sunt relative, iar imobilitatea absolută nu are sens fizic. Dimpotrivă, în cosmologie, imobilitatea în coordonatele însoțitoare este absolută și, în principiu, poate fi confirmată prin observații. Teoria specială a relativității descrie procesele în spațiu-timp, din care, folosind transformările Lorentz, un număr infinit de moduri pot fi utilizate pentru a izola componentele spațiale și temporale. Din contră, spațiul-timp cosmologic se dezintegrează în mod natural într-un spațiu curbat în expansiune și într-un singur timp cosmic. În acest caz, viteza de recesiune a galaxiilor îndepărtate poate fi de multe ori mai mare decât viteza luminii.
Lemaitre, înapoi în SUA, a sugerat că deplasările spre roșu ale galaxiilor îndepărtate se datorează expansiunii spațiului, care „întinde” undele luminoase. Acum a dovedit-o matematic. El a demonstrat, de asemenea, că deplasările la roșu mici (mult mai mici decât unitatea) sunt proporționale cu distanța față de sursa de lumină, iar coeficientul de proporționalitate depinde doar de timp și poartă informații despre rata actuală de expansiune a Universului. Întrucât a rezultat din formula Doppler-Fizeau că viteza radială a galaxiei este proporțională cu deplasarea spre roșu, Lemaître a concluzionat că această viteză este, de asemenea, proporțională cu distanța sa. După ce a analizat viteza și distanțele a 42 de galaxii din lista Hubble și luând în considerare viteza intragalactică a Soarelui, el a stabilit valorile coeficienților de proporționalitate.
Muncă neobservată
Lemaitre și-a publicat lucrarea în 1927 în limba franceză în revista ilegibilă Annals of the Scientific Society din Bruxelles. Se crede că acesta a fost principalul motiv pentru care a trecut inițial aproape neobservată (chiar și de profesorul său Eddington). Este adevărat, în toamna aceluiași an, Lemaitre a reușit să discute descoperirile sale cu Einstein și a aflat de la el despre rezultatele lui Friedmann. Creatorul relativității generale nu a avut obiecții tehnice, dar cu hotărâre nu a crezut în realitatea fizică a modelului lui Lemaitre (la fel cum nu a acceptat concluziile lui Friedmann mai devreme).
Diagramele Hubble
Între timp, la sfârșitul anilor 1920, Hubble și Humason au găsit o corelație liniară între distanțele de până la 24 de galaxii și viteza lor radială, calculată (în mare parte de Slipher) de la deplasările spre roșu. Din aceasta, Hubble a concluzionat că viteza radială a galaxiei este direct proporțională cu distanța până la ea. Coeficientul acestei proporționalități este acum notat H0 și se numește parametrul Hubble (conform ultimelor date, depășește ușor 70 (km / s) / megaparsec).
Lucrarea lui Hubble cu un grafic al relației liniare dintre viteza și distanța galactică a fost publicată la începutul anului 1929. Cu un an mai devreme, tânărul matematician american Howard Robertson, în urma lui Lemaitre, a dedus această dependență din modelul Universului în expansiune, despre care Hubble ar fi putut ști. Cu toate acestea, în celebrul său articol, acest model nu a fost menționat nici direct, nici indirect. Mai târziu, Hubble și-a exprimat îndoielile că vitezele care apar în formula sa descriu de fapt mișcările galaxiilor din spațiul cosmic, dar el s-a abținut întotdeauna de la interpretarea lor specifică. El a văzut sensul descoperirii sale prin demonstrarea proporționalității distanțelor galactice și a deplasărilor spre roșu, lăsând restul pe seama teoreticienilor. Prin urmare, cu tot respectul pentru Hubble, nu există niciun motiv să-l considerăm descoperitorul expansiunii Universului.
Și totuși se extinde
Cu toate acestea, Hubble a deschis calea pentru recunoașterea expansiunii universului și a modelului lui Lemaitre. Deja în 1930 a fost adusă omagiu unor maeștri ai cosmologiei precum Eddington și de Sitter; puțin mai târziu, oamenii de știință au observat și apreciat munca lui Friedman. În 1931, la sugestia lui Eddington, Lemaitre a tradus în limba engleză articolul său (cu mici bucăți) pentru Monthly News of the Royal Astronomical Society. În același an, Einstein a fost de acord cu concluziile lui Lemaitre și, un an mai târziu, împreună cu de Sitter, a construit un model de univers în expansiune, cu spațiu plat și timp curbat. Acest model, datorită simplității sale, a fost mult timp foarte popular în rândul cosmologilor.
În același 1931, Lemaitre a publicat o scurtă (și fără nicio matematică) descriere a unui alt model al Universului, care combină cosmologia și mecanica cuantică. În acest model, momentul inițial este explozia atomului primar (Lemaitre l-a numit și cuantică), care a dat naștere atât spațiului, cât și timpului. Deoarece gravitația încetinește extinderea Universului nou-născut, viteza acestuia scade - este posibil ca aproape la zero. Mai târziu, Lemaitre a introdus o constantă cosmologică în modelul său, care a forțat Universul să se deplaseze în timp într-un regim stabil de expansiune accelerată. Deci, el a anticipat atât ideea Big Bang-ului, cât și modelele cosmologice moderne care iau în considerare prezența energiei întunecate. Și în 1933, el a identificat constanta cosmologică cu densitatea energetică a vidului, la care nimeni nu se gândise până atunci. Este uimitorcât de mult acest om de știință, demn, fără îndoială, de titlul de descoperitor al expansiunii Universului, a fost înaintea timpului său!
Alexey Levin
