Нашето Слънце и най-близките до него звезди са част от огромен куп звезди, наречен нашата Галактика или Млечния път. Дълго време се смяташе, че това е цялата вселена. И едва през 1924 г. американският астроном Едуин Хъбъл показа, че нашата Галактика не е единствената. Има много други галактики, разделени от гигантски петна празно пространство. За да докаже това, Хъбъл трябваше да измери разстоянията до други галактики. Можем да определим разстоянията до най-близките звезди, като запишем позицията им в небосвода, докато Земята се върти около Слънцето. Но за разлика от близките звезди, другите галактики са толкова далеч, че изглеждат неподвижни. Поради това Хъбъл беше принуден да използва непреки методи за измерване на разстояния.
В момента видимата яркост на звездите зависи от два фактора – действителната осветеност и разстоянието от Земята. За най-близките звезди можем да измерим както видимата яркост, така и разстоянието, което ни позволява да изчислим тяхната светимост. Обратно, знаейки осветеността на звездите в други галактики, можем да изчислим разстоянието им, като измерим тяхната яркост. Хъбъл твърди, че определени видове звезди винаги имат една и съща светимост, когато са достатъчно близо до нас, за да ги измерим. След като открихме подобни звезди в друга галактика, можем да предположим, че те имат същата светимост. Това ще ни позволи да изчислим разстоянията до друга галактика. Ако направим това за няколко звезди в дадена галактика и стойностите съвпадат, тогава можем да бъдем доста уверени в нашите резултати. По подобен начин Едуин Хъбъл успя да изчисли разстоянията до девет различни галактики.
Днес знаем, че нашата Галактика е само една от няколкостотин милиарда галактики, наблюдавани с модерни телескопи, всяка от които може да съдържа стотици милиарди звезди. Ние живеем в галактика с диаметър около 100 000 светлинни години. Той се върти бавно и звездите в неговите спирални рамена правят около един оборот около центъра му на всеки сто милиона години. Нашето Слънце е най-често срещаната средно голяма жълта звезда близо до външния ръб на един от спиралните рамена. Несъмнено изминахме дълъг път от времето на Аристотел и Птолемей, когато Земята се смяташе за център на Вселената.
Звездите са толкова далеч от нас, че изглеждат като малки светлинни точки. Не можем да разпознаем техния размер или форма. Как ги класифицират учените? За по-голямата част от звездите надеждно е определен само един параметър, който може да се наблюдава - техният цвят.
радиация. Нютон открива, че слънчевата светлина, преминала през призма, се разпада на съставящия я набор от цветове (спектър), същият като този на дъгата. Чрез фокусиране на телескоп върху определена звезда или галактика, човек може да наблюдава светлинния спектър на този обект. Различните звезди имат различни спектри, но относителната яркост на отделните цветове на спектъра почти винаги съответства на тази, която може да се намери в сиянието на много горещи обекти. Това ни позволява да изчислим нейната температура от спектъра на звезда. Освен това в спектъра на звезда може да се открие отсъствието на някои специфични цветове, като тези цветове са различни за всяка звезда. Известно е, че всеки химичен елемент абсорбира набор от цветове, характерни за него. По този начин, чрез идентифициране на линии, които липсват в спектъра на излъчване на звезда, можем да определим точно кои химически елементи се съдържат във външния й слой.
Започнал през 20-те години на миналия век. За да изучават спектрите на звездите в други галактики, астрономите откриха поразителен факт: липсваха им същия набор от цветни линии като звездите на нашата Галактика, но всички линии бяха изместени с еднакво количество в посока на червената част на спектър. Единственото разумно обяснение беше, че галактиките се отдалечават от нас и това води до намаляване на честотата на светлинните вълни (т.нар. червено изместване) поради ефекта на Доплер.
Слушайте шума на колите по магистралата. Когато колата се приближава до вас, звукът на двигателя й става по-силен пропорционално на честотата на звуковите вълни и намалява, когато колата се отдалечава. Същото се случва със светлина или радиовълни. Всъщност КАТ използва ефекта на Доплер, като определя скоростта на автомобила чрез промяна на честотата на изпращания и приемания радиосигнал (изместването на честотата зависи от скоростта на отразяващия обект, тоест колата).
След като Хъбъл открива съществуването на други галактики, той започва да каталогизира разстоянията им и да наблюдава техните спектри. По това време мнозина вярваха, че галактиките се движат напълно произволно и следователно в същия брой от тях трябва да се открият спектри с червено и синьо изместване. Каква беше общата изненада, когато се установи, че всички галактики показват червено изместване. Всеки от тях се отдалечава от нас. Още по-поразителни са резултатите, публикувани от Хъбъл през 1929 г.: дори величината на червеното изместване за всяка от галактиките не е произволна, а е пропорционална на разстоянието между галактиката и Слънчевата система. С други думи, колкото по-далеч е една галактика от нас, толкова по-бързо се отдалечава.
Това означаваше, че Вселената не може да бъде неподвижна, както се смяташе по-рано, всъщност тя се разширява. Разстоянията между галактиките непрекъснато нарастват. Откритието, че Вселената се разширява, е една от големите интелектуални революции на 20-ти век. Поглеждайки назад, е лесно да се чудите защо никой не се сети за това преди. Нютон и други трябваше да осъзнаят, че една неподвижна вселена ще се срине бързо под въздействието на гравитацията. Но представете си, че Вселената не е неподвижна, а се разширява. При ниски скорости на разширение гравитационната сила рано или късно ще го спре и ще започне компресия. Ако обаче скоростта на разширение надхвърли определена критична стойност, тогава силата на гравитацията няма да е достатъчна, за да я спре и Вселената ще се разширява завинаги. Нещо подобно се случва при изстрелване на ракета.
от повърхността на земята. Ако ракетата не развие желаната скорост, силата на гравитацията ще я спре и тя ще започне да пада назад. От друга страна, при скорости над определена критична стойност (около 11,2 km/s), гравитационните сили няма да могат да задържат ракетата близо до Земята и тя завинаги ще се отдалечи от нашата планета.
Подобно поведение на Вселената може да се предвиди на базата на закона на Нютон за всемирното притегляне още през 19 век, а през 18 век, дори в края на 17 век. Вярата в стационарната вселена обаче била толкова непоклатима, че продължила до началото на 20-ти век. Самият Айнщайн през 1915 г., когато формулира общата теория на относителността, остава убеден в стационарността на Вселената. Неспособен да се раздели с тази идея, той дори модифицира теорията си, като въведе в уравненията така наречената космологична константа. Тази стойност характеризира определена сила на антигравитацията, за разлика от всички други физически сили, не произтичаща от конкретен източник, а „вградена“ в самата тъкан на пространство-времето. Космологичната константа придава на пространството-времето присъща тенденция към разширяване и това може да бъде направено, за да се балансира взаимното привличане на цялата материя, присъстваща във Вселената, тоест в името на стационарността на Вселената. Изглежда, че в онези години само един човек е бил готов да приеме общата теория на относителността за номинална стойност. Докато Айнщайн и други физици търсеха начин да заобиколят нестационарността на Вселената, която следва от общата теория на относителността, руският физик Александър Фридман вместо това предложи своето обяснение.
МОДЕЛИ ФРИДМАН
Уравненията на общата теория на относителността, които описват еволюцията на Вселената, са твърде сложни, за да бъдат решени в детайли.
Затова Фридман предложи вместо това да направи две прости предположения:
(1) Вселената изглежда абсолютно еднакво във всички посоки;
(2) това условие е валидно за всички негови точки.
Въз основа на общата теория на относителността и тези две прости предположения, Фридман успя да покаже, че не трябва да очакваме стационарност от Вселената. Всъщност той точно предсказва през 1922 г. това, което Едуин Хъбъл открива няколко години по-късно.
Предположението, че Вселената изглежда еднакво във всички посоки, разбира се, не отговаря съвсем на реалността. Например, звездите на нашата Галактика образуват ясно видима светеща лента в нощното небе, наречена Млечния път. Но ако насочим погледа си към далечни галактики, броят им, наблюдавани в различни посоки, ще бъде приблизително еднакъв. Така че Вселената изглежда е сравнително еднаква във всички посоки, когато се гледа в космически мащаб, сравним с разстоянията между галактиките.
Дълго време това се смяташе за достатъчно оправдание за предположението на Фридман – грубо приближение до реалната вселена. Въпреки това, сравнително наскоро късметът доказа, че предположението на Фридман описва нашия свят със забележителна точност. През 1965 г. американските физици Арно Пензиас и Робърт Уилсън работят в лабораторията Бел в Ню Джърси върху свръхчувствителен микровълнов приемник за комуникация с орбитални изкуствени спътници. Те бяха много притеснени, че приемникът улавя повече шум, отколкото трябва, и че шумът не идва от никаква конкретна посока. Те започнаха търсенето на причината за шума, като почистиха голямата си рогова антена от птичи изпражнения, натрупани вътре в нея и елиминираха възможни неизправности. Те знаеха, че всеки атмосферен шум се усилва, когато антената не е насочена право нагоре, защото атмосферата изглежда по-гъста, когато се гледа под ъгъл спрямо вертикалата.
Допълнителният шум остава същият независимо от посоката на завъртане на антената и следователно източникът на шума трябваше да бъде извън атмосферата. Шумът остава непроменен денем и нощем през цялата година, въпреки въртенето на Земята около оста си и въртенето около Слънцето. Това показва, че източникът на радиация е извън Слънчевата система и дори извън нашата Галактика, в противен случай интензитетът на сигнала ще се промени, когато антената се върти в различни посоки в съответствие с движението на Земята.
Всъщност сега знаем, че радиацията по пътя си към нас трябваше да пресече цялата наблюдавана Вселена. Тъй като е една и съща във всички посоки, тогава Вселената трябва да е еднаква във всички посоки (поне в голям мащаб). Знаем, че в каквато и посока да обърнем очите си, флуктуациите във „фоновия шум“ на космическата радиация не надвишават 1/10 000. Така Пензиас и Уилсън случайно се натъкнаха на удивително точно потвърждение на първото предположение на Фридман.
Приблизително по същото време други двама американски физици от близкия Ню Джърси, Принстънския университет, Боб Дик и Джим Пийбълс, също се интересуват от космическата микровълнова радиация. Те са работили върху хипотезата на Джордж (Джордж) Гамов, който някога е бил ученик на Александър Фридман, че в най-ранния етап на развитие Вселената е била изключително плътна и гореща, нагрята до "бяла топлина". Дик и Пийбълс стигнаха до заключението, че все още можем да наблюдаваме миналото му сияние, тъй като светлината от най-далечните части на ранната вселена току-що достига Земята. Въпреки това, поради разширяването на Вселената, тази светлина, очевидно, е претърпяла толкова голямо червено изместване, че сега трябва да се възприема от нас под формата на микровълнова радиация. Дик и Пийбълс бяха в процес на търсене на такава радиация, когато Пензиас и Уилсън, чувайки за тяхната работа, осъзнаха, че са намерили това, което търсят. За това откритие Пензиас и Уилсън бяха удостоени с Нобелова награда за физика през 1978 г., което изглежда донякъде несправедливо за Дик и Пийбълс.
На пръв поглед това доказателство, че Вселената изглежда еднакво във всички посоки, предполага, че Земята има някакво специално място във Вселената. Например, може да си представим, че тъй като всички галактики се отдалечават от нас, ние сме в самия център на космоса. Има обаче алтернативно обяснение: Вселената може да изглежда еднакво във всички посоки и от всяка друга галактика. Това, както вече споменахме, беше второто предложение на Фридман.
Нямаме доказателства, които да подкрепят или опровергават това предположение. Ние го приемаме с вяра само от скромност. Би било много изненадващо, ако Вселената изглеждаше еднакво във всички посоки около нас, но не и около всяка друга точка. В модела на Фридман всички галактики се отдалечават една от друга. Представете си балон с изрисувани точки по повърхността му. Когато балонът се надуе, разстоянието между произволни две точки се увеличава, но нито едно от тях не може да се нарече център на разширение. Освен това, колкото повече се разминават петната, толкова по-бързо се отдалечават едно от друго. По същия начин, в модела на Фридман, скоростта на рецесия на всякакви две галактики е пропорционална на разстоянието между тях. От това следва, че величината на червеното изместване на галактиките трябва да бъде право пропорционална на разстоянието им от Земята, което е открито от Хъбъл.
Въпреки че моделът на Фридман беше успешен и се оказа в съответствие с резултатите от наблюденията на Хъбъл, той остана почти неизвестен на Запад дълго време. Той е открит едва след като американският физик Хауърд Робъртсън и английският математик Артър Уокър разработват подобни модели през 1935 г., за да обяснят хомогенното разширение на Вселената, открито от Хъбъл.
Въпреки че Фридман предложи само един модел, три различни модела могат да бъдат изградени въз основа на неговите две основни предположения. В първия от тях (което точно формулира Фридман) разширяването е толкова бавно, че гравитационното привличане между галактиките постепенно го забавя още повече, а след това го спира. След това галактиките започват да се движат една към друга и Вселената се свива. Разстоянието между две съседни галактики първо се увеличава от нула до определен максимум, а след това отново намалява до нула.
Във второто решение скоростта на разширение е толкова голяма, че гравитацията никога не може да го спре, въпреки че го забавя донякъде. Разделянето на съседните галактики в този модел започва от нулево разстояние и след това те се разпръскват с постоянна скорост. И накрая, има трето решение, при което скоростта на разширяване на Вселената е достатъчна само за предотвратяване на обратното свиване или колапс. В този случай делението също започва от нула и се увеличава безкрайно. Скоростта на разширение обаче непрекъснато намалява, въпреки че никога не достига нула.
Забележителна характеристика на първия тип модел на Фридман е, че Вселената не е безкрайна в пространството, но пространството няма граници. Гравитацията в този случай е толкова силна, че пространството е извито, затваряйки се в себе си като повърхността на Земята. Пътуването по земната повърхност в една посока никога не среща непреодолимо препятствие и не рискува да падне от „ръба на Земята“, а просто се връща в изходната точка. Това е пространството в първия модел на Фридман, но вместо двете измерения, присъщи на земната повърхност, то има три. Четвъртото измерение – времето – има краен обхват, но може да се оприличи на линия с два ръба или граници, начало и край. По-нататък ще покажем, че комбинацията от разпоредбите на общата теория на относителността и принципа на неопределеността на квантовата механика позволява крайността на пространството и времето, като в същото време те нямат граници или граници. Идеята за космически скитник, който заобикаля Вселената и се връща към началната си точка е добра за фантастични истории, но няма практическа стойност, защото - и това може да се докаже - Вселената ще се свие до нулев размер, преди пътникът да се върне в започнете. За да има време да се върне в изходната точка, преди Вселената да престане да съществува, този нещастник трябва да се движи по-бързо от светлината, което, уви, познатите ни закони на природата не позволяват.
Какъв модел на Фридман съответства на нашата вселена? Ще спре ли разширяването на Вселената, отстъпвайки място на свиването, или ще продължи завинаги? За да отговорим на този въпрос, трябва да знаем скоростта на разширяване на Вселената и нейната текуща средна плътност. Ако тази плътност е по-малка от някаква критична стойност, определена от скоростта на разширение, гравитационното привличане ще бъде твърде слабо, за да спре рецесията на галактиките. Ако плътността е по-голяма от критичната стойност, гравитацията рано или късно ще спре разширяването и ще започне обратното свиване.
Можем да определим текущата скорост на разширяване, като измерим скоростта, с която другите галактики се отдалечават от нас, използвайки ефекта на Доплер. Това може да се направи с висока точност. Разстоянията до галактиките обаче не са добре известни, защото ги измерваме индиректно. Знаем едно нещо: Вселената се разширява с около 5-10% на всеки милиард години. Въпреки това, нашите оценки за настоящата плътност на материята във Вселената страдат от още по-голяма несигурност.
Ако сумираме масата на всички звезди, които виждаме в нашата собствена и други галактики, общата сума ще бъде по-малка от една стотна от стойността, която е необходима за спиране на разширяването на Вселената, дори при най-ниската й скорост. Знаем обаче, че нашата и други галактики съдържат голямо количество тъмна материя, която не можем директно да наблюдаваме, чието влияние обаче се открива чрез гравитационното й влияние върху орбитите на звездите и галактическия газ. Освен това повечето галактики образуват гигантски купове и дори повече тъмна материя между галактиките в тези купове може да се предположи от ефекта, който има върху движението на галактиките. Но дори да добавим цялата тази тъмна материя, получаваме една десета от необходимото, за да спрем разширяването. Възможно е обаче да има други форми на материя, които все още не сме идентифицирали, които биха могли да повишат средната плътност на Вселената до критична стойност, която може да спре разширяването.
Така съществуващите доказателства сочат, че Вселената очевидно ще се разширява завинаги. Но не залагайте на това. Можем само да сме сигурни, че ако Вселената е предопределена да се срине, това няма да се случи по-рано от десетки милиарди години, тъй като тя се разширява поне за същия период от време. Така че не се притеснявайте предварително. Ако не успеем да се установим извън Слънчевата система, човечеството ще загине много преди това, заедно с нашата звезда Слънцето.
ГОЛЯМ ВЗРИВ
Характерна особеност на всички решения, произтичащи от модела на Фридман, е, че в съответствие с тях в далечното минало, преди 10 или 20 милиарда години, разстоянието между съседните галактики във Вселената е трябвало да бъде равно на нула. В този момент от времето, наречен Големият взрив, плътността на Вселената и кривината на пространство-времето бяха безкрайно големи. Това означава, че общата теория на относителността, на която се основават всички решения на модела на Фридман, предсказва съществуването на специална, единствена точка във Вселената.
Всички наши научни теории са изградени върху предположението, че пространството-времето е гладко и почти плоско, така че всички те се разпадат върху сингулярността на Големия взрив, където кривината на пространство-времето е безкрайна. Това означава, че ако някои събития са се случили преди Големия взрив, те не могат да се използват, за да се определи какво се е случило след това, тъй като цялата предсказуемост по време на Големия взрив е нарушена. Съответно, знаейки само какво се е случило след Големия взрив, не можем да установим какво се е случило преди него. Що се отнася до нас, всички събития преди Големия взрив нямат последствия и следователно не могат да бъдат част от научния модел на Вселената. Трябва да ги изключим от модела и да кажем, че времето е дало началото на Големия взрив.
Много хора не харесват идеята, че времето има начало, вероятно защото мирише на божествена намеса. (От друга страна, католическата църква се възползва от модела на Големия взрив и през 1951 г. официално обявява, че моделът е библейски.) Правени са опити да се избегне заключението, че изобщо е имало Голям взрив. Теорията за стационарната вселена получи най-широка подкрепа. Предложено е през 1948 г. от германците Бонди и Томас Голд, избягали от окупирана от нацистите Австрия, заедно с британеца Фред Хойл, който през годините на войната работи с тях за подобряване на радарите. Идеята им беше, че докато галактиките се раздалечават, в пространството между тях непрекъснато се образуват нови галактики от новообразувана материя. Ето защо Вселената изглежда приблизително еднакво по всяко време, а също и от всяка точка на пространството.
Теорията за стационарната вселена изисква такава промяна в общата теория на относителността, която би позволила постоянно образуване на нова материя, но скоростта на нейното образуване беше толкова ниска - около една елементарна частица на кубичен километър годишно - че идеята на Бонди , Голд и Хойл не са в противоречие с експерименталните данни. Тяхната теория беше „добра“, тоест доста проста и предлагаше ясни прогнози, които могат да бъдат тествани експериментално. Едно такова предсказание беше, че броят на галактиките или подобни обекти във всеки даден обем пространство ще бъде един и същ навсякъде и когато и да погледнем във Вселената.
В края на 50-те - началото на 1960-те години. група астрономи от Кеймбридж, водена от Мартин Райл, изследва източниците на радиоизлъчване в космоса. Оказа се, че повечето от тези източници трябва да се намират извън нашата Галактика и че сред тях има много повече слаби, отколкото силни. Установено е, че слабите източници са по-далечни, докато силните са по-близки. Нещо друго също стана очевидно: броят на близките източници на единица обем е по-малък от броя на далечните.
Това може да означава, че се намираме в центъра на огромен регион, където плътността на източниците на радиоизлъчване е много по-ниска, отколкото в останалата част от Вселената. Или фактът, че в миналото, когато радиовълните тепърва започваха да си проправят път към нас, източниците на радиация са били много повече, отколкото сега. И първото, и второто обяснение противоречат на теорията за стационарната вселена. Освен това, микровълновата радиация, открита от Пензиас и Уилсън през 1965 г., също показва, че Вселената трябва да е имала много по-висока плътност в някакъв момент в миналото. Така теорията за стационарната вселена беше погребана, макар и не без съжаление.
Друг опит да се заобиколи заключението, че е имало Голям взрив и времето има начало, е направен през 1963 г. от съветските учени Евгений Лифшиц и Исак Халатников. Те спекулираха, че Големият взрив може да е специална характеристика на моделите на Фридман, които в крайна сметка са само приближение до реалната вселена. Може би от всички модели, които се доближават до реалната Вселена, само моделите на Фридман съдържат сингулярността на Големия взрив. В тези модели галактиките се разпръскват в космическото пространство по прави линии.
Ето защо не е изненадващо, че в някакъв момент в миналото всички те са били в една и съща точка. В реалната Вселена обаче галактиките не се разпръскват по прави линии, а по леко извити траектории. Така че в началната позиция те не бяха разположени в една и съща геометрична точка, а просто много близо един до друг. Следователно изглежда вероятно настоящата разширяваща се вселена не произхожда от сингулярност на Големия взрив, а от по-ранна фаза на свиване; по време на колапса на Вселената, не всички частици непременно трябваше да се сблъскат една с друга, някои от тях можеха да избегнат директен сблъсък и да се разлетят, създавайки картината на разширяването на Вселената, която сега наблюдаваме. Можем ли тогава да кажем, че истинската Вселена е започнала с Големия взрив?
Лифшиц и Халатников изследваха модели на Вселената, които бяха приблизително подобни на тези на Фридман, но взеха предвид нехомогенността и случайното разпределение на галактическите скорости в реалната Вселена. Те показаха, че подобни модели могат да започнат и с Големия взрив, дори ако галактиките не бягат по строго прави линии. Лифшиц и Халатников обаче твърдят, че това е възможно само при определени специфични модели, при които всички галактики се движат по права линия.
Тъй като има много повече модели, подобни на Фридман, които не съдържат сингулярността на Големия взрив, отколкото тези, които го правят, разсъждават учените, трябва да заключим, че вероятността от Големия взрив е изключително ниска. По-късно обаче трябваше да признаят, че класът модели като този на Фридман, които съдържат сингулярности и в които галактиките не трябва да се движат по някакъв специален начин, е много по-голям. И през 1970 г. те напълно изоставиха своята хипотеза.
Работата, извършена от Лифшиц и Халатников, беше ценна, защото показа, че Вселената може да има сингулярност - Големия взрив - ако общата теория на относителността е вярна. Те обаче не разрешиха жизненоважен въпрос: Общата теория на относителността предвижда ли, че нашата Вселена е трябвало да има Голям взрив, началото на времето? Отговорът на това беше даден от съвсем различен подход, предложен за първи път от английския физик Роджър Пенроуз през 1965 г. Пенроуз използва поведението на така наречените светлинни конуси в теорията на относителността и факта, че гравитацията винаги предизвиква привличане, за да покаже, че звезди, които се срутват под влиянието на собствената си гравитация, са затворени в регион, чиито граници се свиват до нулеви измерения. Това означава, че цялата материя на звездата се свива в една точка с нулев обем, така че плътността на материята и кривината на пространство-времето стават безкрайни. С други думи, има сингулярност, съдържаща се в област от пространство-времето, известна като черна дупка.
На пръв поглед констатациите на Пенроуз не казват нищо за това дали е имало сингулярност на Големия взрив в миналото. Въпреки това, по времето, когато Пенроуз изведе своята теорема, аз, тогава завършил студент, отчаяно търсех математически проблем, който да позволете ми да завърша дисертацията си. Разбрах, че ако посоката на времето в теоремата на Пенроуз бъде обърната, така че колапсът бъде заменен с разширение, условията на теоремата ще останат същите, стига сегашната вселена приблизително да съответства на модела на Фридман в големи мащаби. От теоремата на Пенроуз следваше, че колапсът на всяка звезда завършва в сингулярност, а моят пример за обръщане на времето доказа, че всяка Фридманова разширяваща се вселена трябва да възникне от сингулярност. По чисто технически причини теоремата на Пенроуз изисква Вселената да бъде безкрайна в пространството. Бих могъл да използвам това, за да докажа, че сингулярностите възникват само в един случай: ако високата скорост на разширение изключва обратното свиване на Вселената, защото само моделът на Фридман е безкраен в пространството.
През следващите няколко години разработих нови математически трикове, които биха позволили тази и други спецификации да бъдат изключени от теоремите, доказващи, че сингулярностите трябва да съществуват. Резултатът беше съвместен документ, публикуван през 1970 г. от Пенроуз и аз, в който се твърди, че Сингулярността на Големия взрив трябва да съществува, при условие че общата теория на относителността е правилна и количеството материя във Вселената съответства на това, което наблюдаваме.
Последваха множество възражения, отчасти от съветски учени, които се придържаха към „партийната линия“, прокламирана от Лифшиц и Халатников, и отчасти от онези, които бяха отвратени от самата идея за единичност, която обижда красотата на теорията на Айнщайн. Трудно е обаче да се спори с математическата теорема. Следователно, сега е широко прието, че Вселената трябва да е имала начало.
материал от книгата "Най-кратката история на времето" на Стивън Хокинг и Леонард Млодинов
Доплер ефект
През 20-те години на миналия век, когато астрономите започнаха да изучават спектрите на звездите в други галактики, беше открито нещо много интересно: те се оказаха същите характерни набори от липсващи цветове като звездите в нашата собствена галактика, но всички те бяха изместени към червен край на спектъра., и в същото съотношение. За физиците изместването на цвета или честотата е известно като ефект на Доплер.
Всички сме запознати с това как това явление влияе на звука. Слушайте звука на минаваща кола. Когато се приближи, звукът на двигателя или клаксона му изглежда по-висок, а когато колата вече е минала и започва да се отдалечава, звукът намалява. Полицейска кола, движеща се към нас със скорост от сто километра в час, развива около една десета от скоростта на звука. Звукът на сирената му е вълна, редуващи се гребени и корита. Припомнете си, че разстоянието между най-близките върхове (или вдлъбнатини) се нарича дължина на вълната. Колкото по-къса е дължината на вълната, толкова повече вибрации достигат до ухото ни всяка секунда и толкова по-висок е тонът или честотата на звука.
Ефектът на Доплер се причинява от факта, че приближаващата кола, излъчваща всеки следващ гребен на звукова вълна, ще бъде по-близо до нас и в резултат на това разстоянията между гребените ще бъдат по-малки, отколкото ако автомобилът стои неподвижно. Това означава, че дължините на вълните, идващи към нас, стават по-къси, а честотата им става по-висока. Обратно, ако колата се отдалечи, дължината на вълните, които хващаме, става по-дълга и честотата им става по-ниска. И колкото по-бързо се движи колата, толкова по-силно се проявява ефектът на Доплер, което позволява да се използва за измерване на скоростта.
Когато източникът, излъчващ вълни, се движи към наблюдателя, дължината на вълната намалява. Напротив, когато източникът се отстрани, той се увеличава. Това се нарича ефект на Доплер.
Светлинните и радиовълните се държат по подобен начин. Полицията използва ефекта на Доплер, за да определи скоростта на превозните средства, като измерва дължината на вълната на отразения от тях радиосигнал. Светлината е вибрация или вълна на електромагнитното поле. Дължината на вълната на видимата светлина е изключително малка - от четиридесет до осемдесет милионни от метър. Човешкото око възприема светлинните вълни с различни дължини на вълната като различни цветове, като най-дългите дължини на вълната съответстват на червения край на спектъра, а най-късите – свързани със синия край. Сега си представете източник на светлина на постоянно разстояние от нас, като звезда, излъчваща светлинни вълни с определена дължина на вълната. Дължината на записаните вълни ще бъде същата като тази на излъчените. Но да предположим, че източникът на светлина започна да се отдалечава от нас. Както в случая със звука, това ще увеличи дължината на вълната на светлината, което означава, че спектърът ще се измести към червения край.
Разширяване на вселената
След като доказа съществуването на други галактики, Хъбъл през следващите години се занимава с определяне на разстоянията до тях и наблюдение на техните спектри. По това време мнозина предполагаха, че галактиките се движат произволно и очакваха, че броят на спектрите със синьо изместване ще бъде приблизително същият като броя на изместените в червено. Затова беше пълна изненада да открием, че спектрите на повечето галактики показват червено изместване – почти всички звездни системи се отдалечават от нас! Още по-изненадващ беше фактът, открит от Хъбъл и публикуван през 1929 г.: величината на червеното изместване на галактиките не е произволна, а е право пропорционална на разстоянието им от нас. С други думи, колкото по-далеч е една галактика от нас, толкова по-бързо се отдалечава!От това следваше, че Вселената не може да бъде статична, непроменена по размер, както се смяташе преди. Всъщност тя се разширява: разстоянието между галактиките непрекъснато расте.
Осъзнаването, че Вселената се разширява, направи истинска революция в умовете, една от най-големите през двадесети век. Когато погледнете назад, може да изглежда изненадващо, че никой не е мислил за това преди. Нютон и други велики умове трябва да са осъзнали, че една статична вселена би била нестабилна. Дори в даден момент да е неподвижно, взаимното привличане на звезди и галактики бързо ще доведе до неговото компресиране. Дори ако Вселената се разширява сравнително бавно, гравитацията в крайна сметка ще сложи край на нейното разширяване и ще я накара да се свие. Въпреки това, ако скоростта на разширяване на Вселената е по-голяма от някаква критична точка, гравитацията никога няма да може да я спре и Вселената ще продължи да се разширява завинаги.
Тук можете да видите далечна прилика с ракета, издигаща се от повърхността на Земята. При относително ниска скорост гравитацията в крайна сметка ще спре ракетата и тя ще започне да пада към Земята. От друга страна, ако скоростта на ракетата е по-висока от критичната (повече от 11,2 километра в секунда), гравитацията не може да я задържи и тя напуска Земята завинаги.
През 1965 г. двама американски физици, Арно Пензиас и Робърт Уилсън от Bell Telephone Laboratories в Ню Джърси, отстраняват грешки в много чувствителен микровълнов приемник. (Микровълните са излъчване с дължина на вълната около сантиметър.) Пензиас и Уилсън се притесняваха, че приемникът улавя повече шум от очакваното. Те открили птичи изпражнения върху антената и елиминирали други потенциални причини за повреда, но скоро изчерпали всички възможни източници на смущения. Шумът се различаваше по това, че се записва денонощно през цялата година, независимо от въртенето на Земята около оста й и въртенето й около Слънцето. Тъй като движението на Земята изпрати приемника в различни сектори на космоса, Пензиас и Уилсън заключиха, че шумът идва извън Слънчевата система и дори извън галактиката. Изглежда, че идва в еднаква степен от всички страни на космоса. Сега знаем, че където и да е насочен приемникът, този шум остава постоянен, с изключение на незначителни вариации. Така Пензиас и Уилсън се натъкнаха на поразителен пример, че Вселената е една и съща във всички посоки.
Какъв е произходът на този космически фонов шум? Приблизително по същото време, когато Пензиас и Уилсън разследват мистериозния шум в приемника, двама американски физици от Принстънския университет, Боб Дик и Джим Пийбълс, също се интересуват от микровълните. Те изучават предположението на Джордж (Джордж) Гамов, че в ранните етапи на развитие Вселената е била много плътна и нажежена до бяло. Дик и Пийбълс вярваха, че ако това е вярно, тогава би трябвало да можем да наблюдаваме сиянието на ранната вселена, тъй като светлината от много далечни региони на нашия свят едва сега достига до нас. Въпреки това, поради разширяването на Вселената, тази светлина трябва да бъде толкова силно изместена към червения край на спектъра, че ще се превърне от видима радиация в микровълнова радиация. Дик и Пийбълс тъкмо се готвеха да търсят тази радиация, когато Пензиас и Уилсън, чувайки за тяхната работа, осъзнаха, че вече са я намерили. За това откритие Пензиас и Уилсън бяха удостоени с Нобелова награда през 1978 г. (което изглежда донякъде несправедливо към Дик и Пийбълс, да не говорим за Гамов).
На пръв поглед фактът, че Вселената изглежда еднакво във всяка посока, предполага, че ние заемаме някакво специално място в нея. По-специално, може да изглежда, че тъй като всички галактики се отдалечават от нас, тогава ние трябва да сме в центъра на Вселената. Има обаче и друго обяснение за това явление: Вселената може да изглежда еднакво във всички посоки и от всяка друга галактика.
Всички галактики се отдалечават една от друга. Това напомня разпръскването на цветни петна по повърхността на надут балон. С увеличаване на размера на топката, разстоянията между произволни две точки също се увеличават, но в този случай нито едно от петната не може да се счита за център на разширяване. Освен това, ако радиусът на балона непрекъснато нараства, тогава колкото по-далеч са петната по повърхността му, толкова по-бързо ще бъдат отстранени по време на разширяване. Да кажем, че радиусът на балона се удвоява всяка секунда. Тогава две петна, първоначално разделени на разстояние от един сантиметър, за секунда ще бъдат вече на разстояние от два сантиметра едно от друго (ако се измерва по повърхността на балона), така че относителната им скорост ще бъде един сантиметър в секунда . От друга страна, двойка петна, които са били разделени с десет сантиметра, една секунда след началото на разширяването ще се отдалечат с двадесет сантиметра, така че относителната им скорост ще бъде десет сантиметра в секунда. Скоростта, с която две галактики се отдалечават една от друга, е пропорционална на разстоянието между тях. По този начин червеното изместване на галактиката трябва да бъде право пропорционално на разстоянието й от нас - това е същата зависимост, която Хъбъл открива по-късно. Руският физик и математик Александър Фридман през 1922 г. успява да предложи успешен модел и да предвиди резултатите от наблюденията на Хъбъл, работата му остава почти неизвестна на Запад, докато през 1935 г. подобен модел не е предложен от американския физик Хауърд Робъртсън и британския математик Артър Уокър, вече след откриването на Хъбъл, разширяването на Вселената.
С разширяването на Вселената галактиките се отдалечават една от друга. С течение на времето разстоянието между далечните звездни острови се увеличава повече, отколкото между близките галактики, точно както се случва с петна върху надуващ се балон. Следователно за наблюдател от която и да е галактика скоростта на премахване на друга галактика изглежда толкова по-голяма, колкото по-далеч се намира.
Три вида разширяване на Вселената
Първият клас решения (този, открит от Фридман) предполага, че разширяването на Вселената е достатъчно бавно, така че привличането между галактиките постепенно да го забавя и в крайна сметка да го спре. След това галактиките започват да се сближават и Вселената започва да се свива. Според втория клас решения Вселената се разширява толкова бързо, че гравитацията само леко ще забави рецесията на галактиките, но никога няма да може да я спре. И накрая, има и трето решение, според което Вселената се разширява точно с такава скорост, че да избегне колапс. С течение на времето скоростта на разширяване на галактиките става все по-малка, но никога не достига нула.
Удивителна особеност на първия модел на Фридман е, че в него Вселената не е безкрайна в пространството, но в същото време няма граници никъде в пространството. Гравитацията е толкова силна, че пространството се свива и се затваря в себе си. Това донякъде прилича на повърхността на Земята, която също е крайна, но няма граници. Ако се движите по повърхността на Земята в определена посока, никога няма да попаднете на непреодолима преграда или ръб на света, но в крайна сметка ще се върнете там, откъдето сте тръгнали. В първия модел на Фридман пространството е подредено по абсолютно същия начин, но в три измерения, а не в две, както в случая на земната повърхност. Идеята, че е възможно да се обиколи Вселената и да се върне в началната точка, е добра за научната фантастика, но няма практическа стойност, тъй като, както може да се покаже, Вселената ще се свие до точка, преди пътникът да се върне в началото на неговото пътуване. Вселената е толкова голяма, че трябва да се движите по-бързо от светлината, за да завършите пътуването си там, където сте започнали, а такива скорости са забранени (от теорията на относителността). Във втория модел на Фридман пространството също е извито, но по различен начин. И само в третия модел мащабната геометрия на Вселената е плоска (въпреки че пространството е извито в близост до масивни тела).
Кой от моделите на Фридман описва нашата Вселена? Ще спре ли някога разширяването на Вселената и ще бъде ли заменено от свиване или Вселената ще се разширява завинаги?
Оказа се, че отговорът на този въпрос е по-труден, отколкото учените първоначално смятаха. Решението му зависи основно от две неща – наблюдаваната в момента скорост на разширение на Вселената и нейната текуща средна плътност (количеството материя на единица обем пространство). Колкото по-висока е текущата скорост на разширение, толкова по-голяма е гравитацията и следователно плътността на материята, за да се спре разширяването. Ако средната плътност е над някаква критична стойност (определена от скоростта на разширение), тогава гравитационното привличане на материята може да спре разширяването на Вселената и да я накара да се свие. Това поведение на Вселената съответства на първия модел на Фридман. Ако средната плътност е по-малка от критичната стойност, тогава гравитационното привличане няма да спре разширяването и Вселената ще се разширява завинаги – както при втория модел на Фридман. И накрая, ако средната плътност на Вселената е точно равна на критичната стойност, разширяването на Вселената ще се забави завинаги, приближавайки се до статично състояние, но никога не го достига. Този сценарий съответства на третия модел на Фридман.
И така, кой модел е правилен? Можем да определим текущата скорост на разширяване на Вселената, ако измерим скоростта, с която другите галактики се отдалечават от нас, използвайки ефекта на Доплер. Това може да се направи много точно. Разстоянията до галактиките обаче не са добре известни, защото можем да ги измерим само индиректно. Следователно знаем само, че скоростта на разширяване на Вселената е от 5 до 10% на милиард години. Още по-неясни са познанията ни за сегашната средна плътност на Вселената. По този начин, ако съберем масите на всички видими звезди в нашата собствена и други галактики, сумата е по-малка от една стотна от необходимото за спиране на разширяването на Вселената, дори при най-ниската оценка на скоростта на разширение.
Но това не е всичко. Нашата и други галактики трябва да съдържат голямо количество някаква "тъмна материя", която не можем да наблюдаваме директно, но чието съществуване знаем поради гравитационното й влияние върху орбитите на звездите в галактиките. Може би най-доброто доказателство за съществуването на тъмна материя идва от орбитите на звездите в периферията на спирални галактики като Млечния път. Тези звезди се въртят около своите галактики твърде бързо, за да бъдат държани в орбита само от гравитацията на видимите звезди на галактиката. В допълнение, повечето галактики са част от клъстери и по подобен начин можем да заключим за наличието на тъмна материя между галактиките в тези купове чрез ефекта й върху движението на галактиките. Всъщност количеството тъмна материя във Вселената далеч надвишава количеството на обикновената материя. Ако вземем предвид цялата тъмна материя, получаваме около една десета от масата, която е необходима за спиране на разширяването.
Невъзможно е обаче да се изключи съществуването на други форми на материя, все още неизвестни за нас, разпределени почти равномерно във Вселената, които биха могли да увеличат средната й плътност. Например, има елементарни частици, наречени неутрино, които взаимодействат много слабо с материята и са изключително трудни за откриване.
През последните няколко години различни групи изследователи са изследвали най-малките вълни в микровълновия фон, които Пензиас и Уилсън са открили. Размерът на тази пулсация може да служи като индикатор за мащабната структура на Вселената. Нейният характер изглежда показва, че Вселената все още е плоска (както в третия модел на Фридман)! Но тъй като общото количество обикновена и тъмна материя не е достатъчно за това, физиците постулират съществуването на друго, все още неоткрито вещество - тъмна енергия.
И сякаш за да усложнят допълнително проблема, последните наблюдения показаха това разширяването на Вселената не се забавя, а се ускорява. Противно на всички модели на Фридман! Това е много странно, тъй като присъствието на материя в космоса – висока или ниска плътност – може само да забави разширяването. В крайна сметка гравитацията винаги действа като сила на привличане. Ускоряването на космологичното разширение е като бомба, която събира, а не разсейва енергия след експлозията. Каква сила е отговорна за ускоряващото се разширяване на космоса? Никой няма надежден отговор на този въпрос. Въпреки това, Айнщайн може да е бил прав в края на краищата, когато е въвел космологичната константа (и съответния антигравитационен ефект) в своите уравнения.
Разширяването на Вселената може да бъде предсказано по всяко време през деветнадесети или осемнадесети век и дори в края на седемнадесети век. Въпреки това, вярата в статичната вселена беше толкова силна, че заблудата господства над умовете до началото на двадесети век. Дори Айнщайн е бил толкова сигурен в статичната природа на Вселената, че през 1915 г. прави специална корекция на общата теория на относителността, като изкуствено добавя специален термин, наречен космологична константа, към уравненията, което осигурява статичната природа на Вселената. .
Космологичната константа се проявява като действие на някаква нова сила - "антигравитация", която за разлика от други сили няма определен източник, а е просто присъщо свойство, присъщо на самата тъкан на пространство-времето. Под въздействието на тази сила пространство-времето показва вродена склонност към разширяване. Избирайки стойността на космологичната константа, Айнщайн може да променя силата на тази тенденция. С негова помощ той успя точно да балансира взаимното привличане на цялата съществуваща материя и в резултат да получи статична вселена.
По-късно Айнщайн отхвърли идеята за космологична константа като своята "най-голямата грешка". Както скоро ще видим, днес има причини да се смята, че Айнщайн може в крайна сметка да е бил прав при въвеждането на космологичната константа. Но това, което трябва да е разстроило най-много от всичко на Айнщайн, е, че той остави вярата му в неподвижна вселена да отмени заключението, че Вселената трябва да се разшири, предвидено от собствената му теория. Изглежда, че само един човек е видял това следствие от общата теория на относителността и го е приел сериозно. Докато Айнщайн и други физици търсеха начини да избегнат нестатичността на Вселената, руският физик и математик Александър Фридман, напротив, настояваше, че Вселената се разширява.
Фридман направи две много прости предположения за Вселената: че изглежда една и съща, независимо къде погледнем, и че това предположение е вярно, независимо откъде гледаме. Базирайки се на тези две идеи и решавайки уравненията на общата теория на относителността, той доказа, че Вселената не може да бъде статична. Така през 1922 г., няколко години преди откриването на Едуин Хъбъл, Фридман точно предсказва разширяването на Вселената!
Преди векове християнската църква би го признала за еретична, тъй като църковната доктрина постулира, че ние заемаме специално място в центъра на вселената. Но днес приемаме предположението на Фридман поради почти обратната причина, един вид скромност: бихме намерили за напълно изненадващо, ако Вселената изглеждаше еднаква във всички посоки само за нас, но не и за други наблюдатели във Вселената!
Когато погледнем към далечната Вселена, виждаме галактики навсякъде – във всички посоки, за милиони и дори милиарди светлинни години. Тъй като има два трилиона галактики, които можем да наблюдаваме, сумата от всичко отвъд тях е по-голяма и по-хладна от най-смелите ни въображения. Един от най-интересните факти е, че всички галактики, които някога сме наблюдавали, следват (средно) едни и същи правила: колкото по-далеч са от нас, толкова по-бързо се отдалечават от нас. Това откритие, направено от Едуин Хъбъл и неговите колеги през 20-те години на миналия век, ни доведе до картина на разширяваща се Вселена. Но какво ще стане, ако се разшири? Науката знае, а сега и вие.
На пръв поглед този въпрос може да изглежда разумен. Защото всичко, което се разширява, обикновено се състои от материя и съществува в пространството и времето на Вселената. Но самата Вселена е пространство и време, съдържащи материя и енергия в себе си. Когато казваме, че „Вселената се разширява“, имаме предвид разширяването на самото пространство, в резултат на което отделни галактики и купове от галактики се отдалечават една от друга. Най-лесно би било да си представим топка тесто със стафиди вътре, която се пече във фурната, казва Итън Сийгъл.
Модел на разширяваща се "кифличка" на Вселената, при която относителните разстояния се увеличават с разширяването на пространството
Това тесто е тъканта на космоса, а стафидите са свързани структури (като галактики или купове от галактики). От гледна точка на всяка стафида, всички останали стафиди ще се отдалечат от нея и колкото по-далеч са те, толкова по-бързо. Само в случай на вселената на фурната и въздухът извън тестото не съществува, има само тесто (пространство) и стафиди (вещество).
Червеното изместване се създава не само от отдалечаващи се галактики, а по-скоро от пространството между нас.
Как да разберем, че това пространство се разширява, а не галактиките се отдалечават?
Ако видите обекти, които се отдалечават от вас във всички посоки, има само една причина, която може да обясни това: пространството между вас и тези обекти се разширява. Можете също да предположите, че сте близо до центъра на експлозията и много обекти са просто по-далеч и се отдалечават по-бързо, защото са получили повече енергия от експлозията. Ако това беше така, бихме могли да го докажем по два начина:
- На по-големи разстояния и по-високи скорости ще има по-малко галактики, тъй като с течение на времето те ще се разпространят много в пространството.
- Съотношението на червеното изместване и разстоянието ще придобие определена форма на големи разстояния, която ще бъде различна от формата, ако тъканта на пространството се разширяваше.
Когато гледаме големи разстояния, откриваме, че плътността на галактиките по-далеч във Вселената е по-висока, отколкото по-близо до нас. Това е в съответствие с картината, в която пространството се разширява, защото гледането по-нататък е същото като гледането в миналото, където е имало по-малко разширение. Откриваме също така, че далечните галактики имат съотношение на червено изместване към разстояние, съответстващо на разширяването на пространството, и изобщо не - ако галактиките просто бързо се отдалечават от нас. Науката може да отговори на този въпрос по два различни начина и двата отговора подкрепят разширяването на Вселената.
Винаги ли Вселената се е разширявала със същата скорост?
Наричаме я константа на Хъбъл, но тя е константа само в пространството, а не във времето. В момента Вселената се разширява по-бавно, отколкото в миналото. Когато говорим за скоростта на разширение, говорим за скоростта на единица разстояние: около 70 km/s/Mpc днес. (Mpc е мегапарсек, приблизително 3 260 000 светлинни години). Но скоростта на разширение зависи от плътността на всички различни неща във Вселената, включително материята и радиацията. С разширяването на Вселената материята и радиацията в нея стават по-малко плътни, а с намаляването на плътността намалява и скоростта на разширение. Вселената се е разширявала по-бързо в миналото и се е забавяла след Големия взрив. Константата на Хъбъл е погрешно наименование, трябва да се нарича параметър на Хъбъл.
Далечните съдби на Вселената предлагат различни възможности, но ако тъмната енергия наистина е постоянна, както показват данните, ще следваме червена крива.
Ще се разширява ли Вселената завинаги или някога ще спре?
Няколко поколения астрофизици и космолози са озадачили този въпрос и на него може да се отговори само чрез определяне на скоростта на разширяване на Вселената и всички видове (и количества) енергия, присъстващи в нея. Вече успешно измерихме колко обикновена материя, радиация, неутрино, тъмна материя и тъмна енергия, както и скоростта на разширяване на Вселената. Въз основа на законите на физиката и случилото се в миналото изглежда, че Вселената ще се разширява завинаги. Въпреки че вероятността за това не е 100%; ако нещо като тъмна енергия се държи по различен начин в бъдеще в сравнение с миналото и настоящето, всички наши заключения ще трябва да бъдат преразгледани.
Галактиките се движат ли по-бързо от скоростта на светлината? Не е ли забранено?
От наша гледна точка пространството между нас и отдалечената точка се разширява. Колкото по-далече е от нас, толкова по-бързо ни се струва, че се отдалечава. Дори ако скоростта на разширение е малка, един отдалечен обект един ден ще прекрачи прага на всяка граница на скоростта, тъй като скоростта на разширение (скорост на единица разстояние) ще бъде умножена многократно с достатъчно разстояние. OTO подкрепя такъв сценарий. Законът, че нищо не може да се движи по-бързо от скоростта на светлината, важи само за движението на обект в пространството, а не за разширяването на самото пространство. В действителност самите галактики се движат само с няколко хиляди километра в секунда, доста под границата от 300 000 km/s, определена от скоростта на светлината. Разширяването на Вселената причинява рецесията и червеното изместване, а не истинското движение на галактиката.
В рамките на наблюдаваната вселена (жълт кръг) има приблизително 2 трилиона галактики. Галактиките, които са по-близо от една трета от пътя до тази граница, никога няма да можем да настигнем поради разширяването на Вселената. Само 3% от обема на Вселената е отворен за развитие от човешки сили
Разширяването на Вселената е необходимо следствие от факта, че материята и енергията запълват пространство-времето, което е подчинено на законите на общата теория на относителността. Докато има материя, има и гравитационно привличане, така че или гравитацията печели и всичко се свива отново, или гравитацията губи и печели разширяването. Няма център на разширяване и няма нищо извън пространството, което да се разширява; това е самата тъкан на Вселената, която се разширява. Най-интересното е, че дори днес да напуснем Земята със скоростта на светлината, бихме могли да посетим само 3% от галактиките в наблюдаваната вселена; 97% от тях вече са извън нашия обсег. Вселената е сложна.
Само преди сто години учените откриха, че нашата Вселена бързо нараства по размер.
Преди сто години идеите за Вселената се основават на нютонова механика и евклидова геометрия. Дори няколко учени, като Лобачевски и Гаус, които признаха (само като хипотеза!) физическата реалност на неевклидовата геометрия, смятаха космическото пространство за вечно и неизменно.
През 1870 г. английският математик Уилям Клифорд стига до много дълбока идея, че пространството може да бъде извито, а не едно и също в различни точки и че неговата кривина може да се променя с течение на времето. Той дори призна, че подобни промени по някакъв начин са свързани с движението на материята. И двете от тези идеи по-късно формират основата на общата теория на относителността много години по-късно. Самият Клифърд не доживя да види това – той почина от туберкулоза на 34-годишна възраст, 11 дни преди раждането на Алберт Айнщайн.
Червено изместване
Първата информация за разширяването на Вселената е предоставена от астроспектрографията. През 1886 г. английският астроном Уилям Хъгинс забелязва, че дължините на вълната на звездната светлина са леко изместени в сравнение със земните спектри на същите елементи. Въз основа на формулата за оптичната версия на ефекта на Доплер, извлечена през 1848 г. от френския физик Арман Физо, може да се изчисли радиалната скорост на звезда. Такива наблюдения позволяват да се проследи движението на космически обект.
Преди сто години идеите за Вселената се основават на нютонова механика и евклидова геометрия. Дори няколко учени, като Лобачевски и Гаус, които признават (само като хипотеза!) физическата реалност на неевклидовата геометрия, смятат космическото пространство за вечно и неизменно. Поради разширяването на Вселената не е лесно да се прецени разстоянието до далечни галактики. Светлината, достигнала 13 милиарда години по-късно от галактиката A1689-zD1, отдалечена от 3,35 милиарда светлинни години (A), "почервенява" и отслабва, докато преодолява разширяващото се пространство, а самата галактика се отдалечава (B). Той ще носи информация за разстоянието в червено отместване (13 милиарда светлинни години), в ъглов размер (3,5 милиарда светлинни години), в интензитет (263 милиарда светлинни години), докато реалното разстояние е 30 милиарда светлинни години. години.
Четвърт век по-късно Уесто Слайфър, служител на обсерваторията Флагстаф в Аризона, използва тази възможност по нов начин, който от 1912 г. изучава спектрите на спиралните мъглявини с 24-инчов телескоп с добър спектрограф. За да се получи висококачествено изображение, една и съща фотографска плоча беше експонирана за няколко нощи, така че проектът се движеше бавно. От септември до декември 1913 г. Слайфър изучава мъглявината Андромеда и, използвайки формулата на Доплер-Физо, стига до заключението, че тя се приближава до Земята с 300 км всяка секунда.
През 1917 г. той публикува данни за радиалните скорости на 25 мъглявини, които показват значителна асиметрия в техните посоки. Само четири мъглявини се приближаваха към Слънцето, останалите бягаха (и някои много бързо).
Слифър не търсеше слава или рекламира резултатите си. Затова те станаха известни в астрономическите среди едва когато известният британски астрофизик Артър Единингтън им обърна внимание.
През 1924 г. той публикува монография за теорията на относителността, която включва списък на радиалните скорости на 41 мъглявини, открити от Слайфър. Същите четири мъглявини със синьо изместване присъстваха там, докато на останалите 37 спектралните линии бяха изместени в червено. Техните радиални скорости варират в диапазона от 150-1800 km/s и средно са 25 пъти по-високи от скоростите на звездите от Млечния път, известни по това време. Това предполага, че мъглявините участват в други движения, различни от "класическите" светила.
космически острови
В началото на 20-те години на миналия век повечето астрономи вярваха, че спиралните мъглявини са разположени в периферията на Млечния път, а отвъд него няма нищо друго освен празно тъмно пространство. Вярно е, че още през 18-ти век някои учени виждат гигантски звездни купове в мъглявини (Имануел Кант ги нарича островни вселени). Тази хипотеза обаче не беше популярна, тъй като беше невъзможно надеждно да се определят разстоянията до мъглявините.
Този проблем е решен от Едуин Хъбъл, който работи върху 100-инчов отразяващ телескоп в калифорнийската обсерватория Маунт Уилсън. През 1923-1924 г. той открива, че мъглявината Андромеда се състои от много светещи обекти, сред които има променливи звезди от семейство Цефеиди. Тогава вече беше известно, че периодът на промяна в тяхната видима яркост е свързан с абсолютната осветеност и следователно цефеидите са подходящи за калибриране на космически разстояния. С тяхна помощ Хъбъл оцени разстоянието до Андромеда на 285 000 парсека (според съвременните данни е 800 000 парсека). Тогава се смяташе, че диаметърът на Млечния път е приблизително равен на 100 000 парсека (всъщност той е три пъти по-малък). От това следва, че Андромеда и Млечният път трябва да се считат за независими звездни купове. Скоро Хъбъл идентифицира още две независими галактики, което най-накрая потвърди хипотезата за "островните вселени".
Честно казано, трябва да се отбележи, че две години преди Хъбъл разстоянието до Андромеда беше изчислено от естонския астроном Ернст Опик, чийто резултат - 450 000 парсека - беше по-близо до правилния. Той обаче използва редица теоретични съображения, които не бяха толкова убедителни, колкото преките наблюдения на Хъбъл.
До 1926 г. Хъбъл прави статистически анализ на наблюденията на четиристотин „извънгалактически мъглявини“ (той използва този термин дълго време, избягвайки да ги нарича галактики) и предлага формула за свързване на разстоянието до мъглявината с нейната привидна яркост. . Въпреки огромните грешки на този метод, нови данни потвърдиха, че мъглявините са повече или по-малко равномерно разпределени в пространството и се намират далеч отвъд границите на Млечния път. Вече нямаше никакво съмнение, че пространството не е ограничено до нашата Галактика и нейните най-близки съседи.
Космически модни дизайнери
Edington се интересува от резултатите на Slipher още преди окончателното изясняване на природата на спиралните мъглявини. По това време вече е съществувал космологичен модел, който в известен смисъл предсказва ефекта, идентифициран от Слайфър. Едингтън много мисли за това и, разбира се, не пропуска възможността да придаде на наблюденията на астронома от Аризона космологичен звук.
Съвременната теоретична космология започва през 1917 г. с две революционни статии, представящи модели на Вселената, базирани на общата теория на относителността. Едната от тях е написана от самия Айнщайн, а другата от холандския астроном Вилем де Ситер.
Закони на Хъбъл
Едуин Хъбъл емпирично открива приблизителна пропорционалност между червените отмествания и галактическите разстояния, която превръща в пропорционалност между скоростите и разстоянията, използвайки формулата на Доплер-Физо. Така че тук имаме работа с два различни модела.
Хъбъл не знаеше как са свързани един с друг, но какво казва днешната наука?
Както показа Леметр, линейната корелация между космологичните (причинени от разширяването на Вселената) червени отмествания и разстоянията в никакъв случай не е абсолютна. На практика се наблюдава добре само за отмествания по-малко от 0,1. Така че емпиричният закон на Хъбъл не е точен, а приблизителен, а формулата на Доплер-Физо е валидна само за малки измествания на спектъра.
Но теоретичният закон, свързващ радиалната скорост на отдалечените обекти с разстоянието до тях (с коефициент на пропорционалност под формата на параметъра на Хъбъл V=Hd) е валиден за всякакви червени отмествания. Но скоростта V, която се появява в него, изобщо не е скоростта на физическите сигнали или реалните тела във физическото пространство. Това е скоростта на нарастване на разстоянията между галактиките и галактическите купове, което се дължи на разширяването на Вселената. Бихме могли да го измерим само ако успеем да спрем разширяването на Вселената, моментално да разтегнем измервателните ленти между галактиките, да отчитаме разстоянията между тях и да ги разделим на интервали от време между измерванията. Естествено, законите на физиката не позволяват това. Ето защо космолозите предпочитат да използват параметъра на Хъбъл H в друга формула, където се появява мащабният фактор на Вселената, който просто описва степента на нейното разширяване в различни космически епохи (тъй като този параметър се променя с времето, съвременната му стойност се обозначава с H0 ). Сега Вселената се разширява с ускоряване, така че стойността на параметъра на Хъбъл се увеличава.
Чрез измерване на космологичните червени отмествания получаваме информация за степента на разширяване на пространството. Светлината на галактиката, която дойде при нас с космологично червено отместване z, я напусна, когато всички космологични разстояния бяха 1+z пъти по-малки, отколкото в нашата ера. Получаването на допълнителна информация за тази галактика, като текущото й разстояние или скоростта на отстраняването й от Млечния път, е възможно само с помощта на конкретен космологичен модел. Например, в модела на Айнщайн-де Ситер, галактика със z = 5 се отдалечава от нас със скорост, равна на 1,1 s (скоростта на светлината). Но ако направите често срещана грешка и просто изравните V / c и z, тогава тази скорост ще бъде пет пъти по-голяма от скоростта на светлината. Несъответствието, както виждаме, е сериозно.
Зависимостта на скоростта на отдалечени обекти от червеното изместване според SRT, GR (зависи от модела и времето, кривата показва текущото време и текущия модел). При малки премествания зависимостта е линейна.
Айнщайн, в духа на времето, вярва, че Вселената като цяло е статична (той се опита да я направи и безкрайна в пространството, но не можа да намери правилните гранични условия за своите уравнения). В резултат на това той изгражда модел на затворена вселена, чието пространство има постоянна положителна кривина (и следователно има постоянен краен радиус). Времето в тази вселена, напротив, тече по нютонов начин, в същата посока и със същата скорост. Пространството-времето на този модел е изкривено поради пространствената компонента, докато времевата не е деформирана по никакъв начин. Статичната природа на този свят осигурява специален "вмък" в главното уравнение, който предотвратява гравитационния колапс и по този начин действа като вездесъщо антигравитационно поле. Неговият интензитет е пропорционален на специална константа, която Айнщайн нарича универсална константа (сега наричана космологична константа).
Космологичният модел на Леметр, описващ разширяването на Вселената, е далеч изпреварил времето си. Вселената на Леметр започва с Големия взрив, след което разширяването първо се забавя и след това започва да се ускорява.
Моделът на Айнщайн направи възможно изчисляването на размера на Вселената, общото количество материя и дори стойността на космологичната константа. За това е необходима само средната плътност на космическата материя, която по принцип може да се определи от наблюдения. Неслучайно този модел е възхитен от Едингтън и използван на практика от Хъбъл. Той обаче е разрушен от нестабилност, която Айнщайн просто не забеляза: при най-малкото отклонение на радиуса от равновесната стойност светът на Айнщайн или се разширява, или претърпява гравитационен колапс. Следователно такъв модел няма нищо общо с истинската Вселена.
празен свят
Де Ситер също така изгради, както самият той вярваше, статичен свят с постоянна кривина, но не положителна, а отрицателна. В него присъства космологичната константа на Айнщайн, но материята отсъства напълно. Когато се въвеждат тестови частици с произволно малка маса, те се разпръскват и отиват до безкрайност. Освен това времето в периферията на вселената на де Ситер тече по-бавно, отколкото в нейния център. Поради това от големи разстояния светлинните вълни пристигат с червено отместване, дори ако източникът им е неподвижен спрямо наблюдателя. Така през 20-те години на миналия век Едингтън и други астрономи се чудеха дали моделът на де Ситър има нещо общо с реалността, отразена в наблюденията на Слайфър.
Тези подозрения се потвърдиха, макар и по различен начин. Статичната природа на вселената на де Ситер се оказа въображаема, тъй като беше свързана с неудачен избор на координатна система. След коригиране на тази грешка пространството на де Ситер се оказа плоско, евклидово, но нестатично. Благодарение на антигравитационната космологична константа, тя се разширява, като запазва нулева кривина. Поради това разширение дължините на вълните на фотоните се увеличават, което води до изместване на спектралните линии, предсказани от de Sitter. Струва си да се отбележи, че днес се обяснява космологичното червено изместване на далечни галактики.
От статистика към динамика
Историята на открито нестатичните космологични теории започва с две статии на съветския физик Александър Фридман, публикувани в немското списание Zeitschrift fur Physik през 1922 и 1924 г. Фридман изчислява модели на вселени с променяща се във времето положителна и отрицателна кривина, които се превръщат в златния фонд на теоретичната космология. Тези произведения обаче почти не бяха забелязани от съвременниците (Айнщайн в началото дори смяташе първата статия на Фридман за математически погрешна). Самият Фридман вярва, че астрономията все още не разполага с арсенал от наблюдения, за да реши кой от космологичните модели е по-съвместим с реалността, и затова се ограничава до чистата математика. Може би той би постъпил по различен начин, ако беше прочел резултатите на Slipher, но това не се случи.
Жорж Леметр, най-великият космолог от първата половина на 20-ти век, мислеше различно. У дома, в Белгия, той защитава дисертация по математика, а след това в средата на 20-те години на 20-ти век учи астрономия - в Кеймбридж при Едингтън и в Харвардската обсерватория с Харлоу Шапли (по време на престой в САЩ, където подготвя втора дисертация в MIT, той се срещна със Слайфър и Хъбъл). Още през 1925 г. Леметр е първият, който показва, че статичността на модела на дьо Ситер е въображаема. След завръщането си в родината си като професор в университета в Лувен, Леметр изгражда първия модел на разширяваща се вселена с ясна астрономическа обосновка. Без преувеличение тази работа се превърна в революционен пробив в космическата наука.
универсална революция
В своя модел Леметр запазва космологичната константа с числова стойност на Айнщайн. Следователно неговата вселена започва в статично състояние, но с течение на времето, поради флуктуации, навлиза в пътя на постоянно разширяване с нарастваща скорост. На този етап той запазва положителна кривина, която намалява с увеличаване на радиуса. Леметр включи в своята вселена не само материя, но и електромагнитно излъчване. Нито Айнщайн, нито дьо Ситер, чието творчество Леметр познаваше, нито Фридман, за когото той не знаеше нищо по това време, направиха това.
Свързани координати
При космологичните изчисления е удобно да се използват движещи се координатни системи, които се разширяват в унисон с разширяването на Вселената. В идеализирания модел, където галактиките и галактическите купове не участват в никакви собствени движения, техните движещи се координати не се променят. Но разстоянието между два обекта в даден момент от време е равно на тяхното постоянно разстояние в движещите се координати, умножено по големината на коефициента на мащаба за този момент. Тази ситуация може лесно да се илюстрира на надуваем глобус: географската ширина и дължина на всяка точка не се променят, а разстоянието между която и да е двойка точки се увеличава с увеличаване на радиуса.
Използването на движещи се координати помага да се разберат дълбоките разлики между космологията на разширяващата се вселена, специалната теория на относителността и нютонова физика. И така, в Нютоновата механика всички движения са относителни, а абсолютната неподвижност няма физическо значение. Напротив, в космологията неподвижността в движещите се координати е абсолютна и по принцип може да бъде потвърдена от наблюдения. Специалната теория на относителността описва процесите в пространство-времето, от които е възможно да се изолират пространствени и времеви компоненти с помощта на Лоренц трансформации по безкраен брой начини. Космологичното пространство-време, напротив, естествено се разпада на извито разширяващо се пространство и едно космическо време. В този случай скоростта на рецесията на далечни галактики може многократно да надвиши скоростта на светлината.
Lemaitre, обратно в САЩ, предполага, че червените отмествания на далечни галактики възникват поради разширяването на пространството, което "разтяга" светлинните вълни. Сега той го доказа математически. Той също така демонстрира, че малките (много по-малки единици) червени отмествания са пропорционални на разстоянията до източника на светлина, а коефициентът на пропорционалност зависи само от времето и носи информация за текущата скорост на разширяване на Вселената. Тъй като от формулата на Доплер-Физо следва, че радиалната скорост на галактиката е пропорционална на нейното червено изместване, Леметр заключи, че тази скорост е пропорционална и на разстоянието й. След като анализира скоростите и разстоянията на 42 галактики от списъка на Хъбъл и като вземе предвид вътрешногалактическата скорост на Слънцето, той установи стойностите на коефициентите на пропорционалност.
Невиждана работа
Леметр публикува работата си през 1927 г. на френски в малко четеното списание Annals of the Brussels Scientific Society. Смята се, че това е основната причина, поради която първоначално тя остава почти незабелязана (дори и от неговия учител Едингтън). Вярно е, че през есента на същата година Леметр успя да обсъди откритията си с Айнщайн и научи от него за резултатите на Фридман. Създателят на общата теория на относителността няма технически възражения, но той категорично не вярва във физическата реалност на модела на Леметр (точно както не е приел заключенията на Фридман по-рано).
Диаграми на Хъбъл
Междувременно, в края на 20-те години на миналия век Хъбъл и Хюмасън откриха линейна корелация между разстоянията на до 24 галактики и техните радиални скорости, изчислени (предимно от Слайфър) от червените отмествания. От това Хъбъл заключи, че радиалната скорост на галактиката е право пропорционална на нейното разстояние. Коефициентът на тази пропорционалност вече е обозначен с H0 и се нарича параметър на Хъбъл (според последните данни той е малко по-висок от 70 (km / s) / мегапарсек).
Статията на Хъбъл с линейна връзка между галактическите скорости и разстоянията е публикувана в началото на 1929 г. Година по-рано младият американски математик Хауърд Робъртсън последва Леметр в извеждането на тази зависимост от модел на разширяваща се вселена, който Хъбъл може би е познавал. Този модел обаче не беше споменат пряко или косвено в известната му статия. По-късно Хъбъл изрази съмнения, че скоростите, фигуриращи във формулата му, всъщност описват движенията на галактиките в космическото пространство, но той винаги се въздържа от тяхната конкретна интерпретация. Той видя смисъла на своето откритие в демонстрирането на пропорционалността на галактическите разстояния и червените отмествания, оставяйки останалото на теоретиците. Следователно, с цялото ми уважение към Хъбъл, няма причина да го смятаме за откривател на разширяването на Вселената.
И все пак се разширява!
Въпреки това Хъбъл проправи пътя за признаването на разширяването на Вселената и модела на Леметр. Още през 1930 г. такива майстори на космологията като Едингтън и де Ситер й отдават почит; малко по-късно учените забелязаха и оцениха работата на Фридман. През 1931 г., по предложение на Едингтън, Леметр превежда на английски своя статия (с малки съкращения) за Месечния бюлетин на Кралското астрономическо общество. През същата година Айнщайн се съгласява със заключенията на Леметр и година по-късно, заедно с дьо Ситер, изгражда модел на разширяваща се вселена с плоско пространство и извито време. Този модел, поради своята простота, отдавна е много популярен сред космолозите.
През същата 1931 г. Леметр публикува кратко (и без никаква математика) описание на още един модел на Вселената, който съчетава космологията и квантовата механика. В този модел началният момент е експлозията на първичния атом (Леметр го нарича още квант), което поражда както пространството, така и времето. Тъй като гравитацията забавя разширяването на новородената Вселена, нейната скорост намалява - възможно е почти до нула. По-късно Леметр въвежда космологична константа в своя модел, което кара Вселената да премине в стабилно състояние на ускоряващо се разширяване с течение на времето. Така той предвиди както идеята за Големия взрив, така и съвременните космологични модели, които отчитат наличието на тъмна енергия. И през 1933 г. той отъждествява космологичната константа с плътността на вакуумната енергия, за която никой не се е сетил преди. Просто е удивително колко много е изпреварил времето си този учен, със сигурност достоен за титлата откривател на разширяването на Вселената!
Как Вселената се разширява
Юрий Ефремов, доктор на физико-математическите науки
Руските учени доказаха, че разширяването на Вселената се контролира от физическия вакуум, открит през 1998 г. чрез астрономически наблюдения. Това неочаквано откритие открива нови пътища за развитие на естествените науки и разбиране на най-дълбоките модели на света около нас.
Фундаменталната наука решава ли проблемите, пред които е изправено човечеството, или води само до нови опасности? - отговорът на този въпрос зависи от това колко далеч напред е в състояние да гледа човек. Ние приемаме всички блага на цивилизацията за даденост, но всички те, както и успехите на медицината, са резултат от много десетилетия и векове работа на учени, които са се занимавали с дребни дейности според лаика, като наблюдение на звезди или животът на някои кози. Прилагането на резултатите от науката, неконтролирано от учени, също донесе много трудни проблеми, но сега само по-нататъшното развитие на науката може да ни спаси от тях, както и да осигури нови източници на енергия и да ни спаси от предизвикателствата на бъдещето , като нови епидемии или природни бедствия.
Развитието на естествената наука, която рано или късно дава плодовете, необходими за по-нататъшното съществуване на нашата цивилизация, е възможно само ако всички нейни клонове се развиват равномерно, колкото и далеч да изглеждат те от настоящите човешки потребности. До 1939 г. изследванията на ядрата на атомите изглеждаха като загуба на пари; малко изследователи се занимаваха с този проблем само защото искаха да знаят как работи светът. Това любопитство остава движещата сила на науката; проблемите, които се изправят пред него, се определят от вътрешната логика на неговото развитие.
Изглежда, че астрономията е едно от най-разсейващите занимания от живота, особено сега, когато нито пилотите, нито моряците се нуждаят от нейните услуги. Нека обаче припомним думите на Айнщайн: „Интелектуалните инструменти, без които развитието на съвременните технологии би било невъзможно, идват главно от наблюдението на звездите“. През последните години развитието на теоретичната физика (която през 20-ти век ни даде не само бомба, но и лазери и всякаква електроника...) стана още по-тясно свързано с успехите на астрономията. И в тази наука в самия край на ХХ век започва истинска революция, за която широката публика все още знае малко. (Описано е в две наскоро публикувани книги от служители на ВОИ MSU: Ю. Н. Ефремов, „Дълбоко във Вселената“, М., URSS, 2003; А. М. Черепащук, А. Д. Чернин, „Вселената, животът, черните дупки“ “, М., Век-II, 2003).
Някой ден – може би след няколко години, а може би само след много десетилетия – тази революция ще донесе плодове на човечеството, чийто произход ще бъде забравен дотогава, както произходът на нашия сегашен градски комфорт е забравен от почти всички. Човек обаче има и духовни потребности. Отдавна се казва, че той се различава от някои животни по това, че понякога е в състояние да вдигне глава към небето и да погледне звездите ...
В тази статия ще говорим за приноса на руските учени към развитието на космологията през последните години, което доведе до радикална промяна в нашето разбиране за Вселената. Космологията, науката за Вселената като цяло, стояща на пресечната точка на физиката
и астрономията, се ражда едновременно с общата теория на относителността. От нейните уравнения, написани от Алберт Айнщайн през 1916 г., първоначално следва, че Вселената не може да бъде статична, тя трябва да се разширява или свива.
Въпреки това от незапомнени времена философите са били сигурни, че Космосът, Вселената като цяло, е вечен и непроменен. Нямаше данни от наблюдения, които биха позволили през 1916 г. да се говори за разширяването на Вселената - и всъщност Вселената все още не е била открита. Айнщайн вярвал, че е обитаван от звезди, а нашата система на Млечния път покрива цялата Вселена. Не са наблюдавани големи скорости на движение на звездите и това му дава емпирични основания да добави още един термин към своите уравнения - космологичната константа, която трябва да направи Вселената статична.
Още през 1925 г. обаче става напълно ясно, че нашата звездна система е само една от безбройните подобни системи – галактики, обитаващи необятната Вселена (фиг. 1). Високите скорости на движение по линията на видимост на галактиките вече бяха известни - линиите в спектрите на далечни галактики неизменно бяха изместени в червено. Това е следствие от ефекта на Доплер, който кара спектралните линии да се изместват към дълговълновата (червена) страна, когато наблюдаваните обекти се отдалечат от нас, и към синята страна, когато се приближат.
До 1929 г., благодарение на работата на Едуин Хъбъл и Милтън Хюмасън върху най-големия тогава 2,5-метров телескоп в света в Маунт Уилсън в Калифорния, стана напълно ясно, че има пропорционалност между скоростите на отдалечаващите се галактики и разстоянията им от нас (в действителност се увеличават, разбира се, всички разстояния между всички галактики) - Вселената се разширява (фиг. 2). Необходимостта от космологична константа сякаш изчезна – Вселената наистина се оказа нестатична. Разстоянията на галактиките R се представят с формулата R = Ht, където t е времето, а H е константа, наречена по-късно константа на Хъбъл.
След това откритие Айнщайн нарече въвеждането на космологичната константа най-голямата си грешка. И до края на ХХ век водещите физици бяха убедени, че няма нужда от тази константа - тя е равна на нула. Едва сега започваме да разбираме, че Айнщайн е сбъркал само като е дал на космологичната константа стойност, която е била необходима именно за статичната природа на Вселената. Наскоро беше доказано съществуването на някакъв вид сила, заедно с обичайната гравитационна сила, управляваща динамиката на Вселената. След откриването на разширяването на Вселената (през 1929 г.) и космическото микровълново фоново излъчване, останало от първото хилядолетие от разширяването на Вселената (през 1965 г.), това е най-голямото постижение в наблюдателната астрономия и космология. Може да се сравни само с доказателства за наличието на свръхмасивни черни дупки в ядрата на галактиките.
Изборът между космологични модели, описващи Вселената като цяло, може да бъде направен чрез сравняване с наблюдения на теоретичните зависимости между червеното отместване и разстоянията на далечни обекти с известна светимост: при големи червени отмествания трябва да се появят характеристики, които трябва да кажат дали разширяването на Вселената се ускорява, равномерно или забавя. И това по принцип може да даде стойността на космологичната константа.
Основната трудност при прилагането на този метод е свързана с необходимостта да се разполагат с надеждни данни за най-отдалечените обекти с известна осветеност – и при определянето на тази осветеност и съответно на разстоянията. Дълго време единствените обекти, които изглежда отговаряха на тези изисквания, бяха най-ярките галактики в богати купове, чиято яркост може да се счита за приблизително еднаква. Въпреки това остават сериозни проблеми, свързани по-специално с факта, че виждаме най-далечните галактики с милиарди години по-млади от галактиките в съседство (фиг. 3).
Разбира се, проблемът с началото на разширяването остана още по-сериозен – екстраполацията му назад води до заключението, че преди милиарди години цялата материя на Вселената е била концентрирана в точков обем. Самият Хъбъл беше уплашен от това неизменно заключение от своето откритие и смяташе за възможно стареенето на фотоните - намаляване на тяхната енергия и (и следователно увеличаване на дължината на вълната) по пътя им от дълбините на Вселената. Това предположение обаче води до редица последствия, които не са съгласни нито с теорията, нито с наблюденията.
На фона на този суперпроблем, още един дълго остава незабелязан. Според съществуващата теория космологичното разширение в хомогенен и изотропен свят става по линеен закон, ако отидем на разстояния, на които скоростта на това разширяване на пространството надвишава скоростта на галактиките, поради тяхното движение по време на гравитационно взаимодействие с съседни галактики. Хъбъл разполагаше с данни само до разстояния (в съвременния мащаб) от около 20 мегапарсека (~60 хиляди светлинни години), най-отдалечените му галактики са членове на купа галактики в съзвездието Дева. Въпреки това Хъбъл установи, че скоростите на отстраняване на галактиките зависят линейно от разстоянието, въпреки че сега знаем, че равномерността на разпределението на галактиките в пространството и изотропията на техните скорости се срещат само в мащаби от 100 - 300 мегапарсека. И се оказва, че на тези разстояния константата на Хъбъл има същата стойност като при разстояния от 2 - 20 мегапарсек.
Едва през 1972 г. парадоксалният характер на това обстоятелство е отбелязан от най-великия американски астроном Алън Сандидж, ученик на Хъбъл. Той също така подчерта необходимостта от обяснение на още една странност - наличието на купове от галактики, в рамките на които те се движат бързо, не причинява голямо разпространение в положението на галактиките около средната линия на червено отместване спрямо разстоянието. В публикация, публикувана през 1999 г., Сандидж открива, че местните и глобалните стойности на константата на Хъбъл съвпадат с точност от най-малко 10%.
Подобни резултати, използващи още по-точни данни, бяха получени наскоро от I.D. Хъбъл (фиг. 4). Константата на Хъбъл, измерена от Караченцев и др., на базата на данни за галактики на разстояния до 8 мегапарсека, се оказва същата като на данните за най-отдалечените галактики. Сандидж не можа да обясни този парадокс и заключи, че „оставаме с тази мистерия“. Вярно е, че още през 1972 г. той подозира, че постоянството на разширяването на Вселената във всички мащаби се дължи на дълбоки космологични причини. И това беше правилното предположение.
През 90-те години на миналия век стана ясно, че свръхновите от тип Ia могат да служат като „стандартни свещи“ много по-добре от най-ярките галактики в куповете. Това са звезди, които пламват в продължение на няколко дни или седмици толкова ярко, че стават сравними по яркост с цяла галактика. Феноменът на свръхнови тип Ia се среща в тесни системи, състоящи се от две плътни звезди – бели джуджета по време на обмена на материя между компонентите на системата (фиг. 5).
Опитите за използване на свръхнови от този тип за целите на космологията започнаха доста отдавна, но нямаше достатъчно данни от наблюдения. Проблемът беше трудността да се получи време за наблюдение с големи телескопи. Комисиите, които разпределят времето на тези телескопи, се използват за отвращение на заявки за работа като търсене, проследяване, проучвания; големите телескопи са предназначени за изследване на уникални обекти ...
Успехът дойде през 1997 г. едновременно с два отбора. Един от тях е създаден през 1988 г. в Националната лаборатория. Лоурънс в САЩ и се състои главно от физици, оглавява се от С. Пърлмутер; друг екип от астрономи е оглавен през 1994 г. от Б. Шмид, който е работил в обсерваториите Mount Stromlo и Siding Spring в Австралия. Тези екипи получиха достъп до 4-метровите телескопи в тази обсерватория и Серо Тололо, а по-късно и до космическия телескоп Хъбъл и 10-метровия телескоп Кек на Хавайските острови; за последното бяха получени спектрални данни (които, между другото, показаха, че подобни спектрални промени се случват по-бавно в далечни свръхнови, отколкото в по-близки - още едно доказателство за доплерова природа на червеното отместване).
Резултатите изглеждаха - и все още изглеждат на някои - невероятни. Отдалечените свръхнови се оказаха систематично по-слаби от изискването на линейния закон на Хъбъл и това означаваше, че Вселената се разширява с ускорение и космологичната константа не е равна на нула, а има положителен знак (фиг. 6). С. Пърлмутер казва, че след едно от първите си изказвания със съобщение за откритието, известен физик-теоретик отбеляза, че тези резултати от наблюдения трябва да са погрешни, тъй като космологичната константа трябва да е много близка до нула.
Надеждността на резултатите обаче беше показана от близостта на независимите заключения на двата екипа, които внимателно разгледаха всички възможни източници на грешки. Беше възможно да се вземат предвид малките разлики в максималната осветеност на свръхновите въз основа на работата, извършена през 70-те години на миналия век от Ю.П.
През октомври 2003 г. голям международен екип от астрономи потвърди ускоряващото се разширяване на Вселената. Те са получили данни за 23 свръхнови, включително 7 много далечни, и това ни позволява с увереност да кажем, че ускорението на разширяването на Вселената не е очевидно и че характеристиките на Ia суперновите не зависят от техните разстояния и възраст.
Ускореното разширяване на Вселената кара някои физици да въведат нова единица, "квинтесенция", ново физическо поле, за което ефективната гравитационна плътност е отрицателна и което следователно е в състояние да създаде антигравитация, което води до ускоряване на разширяването на Вселената. Вселената. Въпреки това, класиците на науката ни учат да не въвеждаме нови обекти, освен ако не е абсолютно необходимо. Вакуумът на пространството, който присъства навсякъде, има същото свойство на отрицателно налягане. Също така се появява във физиката на микрокосмоса, представлявайки най-ниското енергийно състояние на квантовите полета. Именно в него се осъществяват взаимодействия на елементарни частици; реалността на физическия вакуум е безспорно установена в няколко експеримента.
Сега има всички основания да се смята, че космологичният термин в уравненията на Айнщайн описва точно плътността на енергията и вакуума. Тази плътност е постоянна във времето и пространството и във всяка референтна система и има положителна стойност.
Вакуумното налягане е равно на минус плътността, умножено на квадрата на скоростта на светлината, и следователно е отрицателно, което причинява ускореното разширяване на Вселената, което сега се намира в далечни данни за свръхнова.
Именно свойствата на вакуума позволяват да се обясни парадоксът на Сандидж. Той и неговите съавтори (Astrophys. J., V. 590, P. 256, 2003) отбелязват, че руски и финландски астрономи са първите, които правят това през 2001 г. Според A.D. Chernin (GAISH MGU), P. Teerikorpi (Turku Observatory) и Yu.V. 1153, 2001) - парадоксалните резултати на Sandage и Karachencev се обясняват с факта, че вакуумът е този, който определя динамиката на Вселената . Мащабната кинематика на галактиките – разширяването на Вселената – е хомогенна, правилна, въпреки че тяхното пространствено разпределение е много неправилно в едни и същи обеми. Това означава, че мащабната динамика на галактиките се контролира от вакуум, чиято плътност започва да надвишава плътността на материята още от разстояния от порядъка на 1,5 - 2 kpc от нас. Плътността му е еднаква навсякъде и именно тази плътност определя скоростта на разширение - константата на Хъбъл. Динамичният ефект на вакуума не зависи нито от движенията, нито от разпределението на галактиките в пространството. Така, въз основа на обяснението на ускореното разширяване на Вселената от наличието на космически вакуум, А. Чернин и колегите му намират естествено обяснение за парадокса на Сандидж. Концепцията за квинтесенция остава измислена ad hoc - тя беше предложена само защото стойността на енергийната плътност и вакуума, дадени от астрономически наблюдения, е несъвместима с вярванията на много физици.
И така, всичко се сближава с факта, че астрономите са успели да измерят стойността, която физиците отдавна са мечтали да знаят - плътността на енергията и вакуума. Резултатът беше неочакван. Очакваше се такава фундаментална величина да има известна стойност, или нула, или определена от плътността на Планк - комбинация от гравитационната константа, скоростта на светлината и константата на Планк, която има измерение на плътност и е 5 x 1093 g/cm3. Въпреки това, вакуумната плътност, наблюдавана от астрономите, е със 122 порядъка по-малка от тази на Планк - и въпреки това в никакъв случай не е нула! Плътността на енергията и вакуума е около 70% от плътността на цялата материя на Вселената. Този резултат също следва от сателитни измервания на флуктуациите в фона на CMB. Това означава, че Вселената ще се разширява завинаги...
Всичко това поставя трудни проблеми за фундаменталната физика. В обзорна статия в UFN А. Д. Чернин се аргументира в полза на предположението, че природата на вакуума трябва по някакъв начин да бъде свързана с физиката на електрослабите процеси, когато възрастта на света е около 10-12 секунди. В ерата, когато температурата на разширяващото се пространство падна до стойността, съответстваща на тези процеси, може би последният скок (фазов преход) се случи в състояние на първичен вакуум, което определи съвременната стойност на плътността на космическия физически вакуум.
Първичният вакуум е теоретична концепция със същото ниво на фундаменталност като концепциите за време и пространство. Предполага се, че неговата плътност трябва да бъде близка до плътността на Планк. Все още няма данни от наблюдения, потвърждаващи съществуването му, но именно флуктуациите на първичния вакуум, според много теоретици, пораждат много вселени с много различни стойности на физическите константи в тях. Тази от тези вселени, чиито параметри (на настоящия етап!) са съвместими с живота, е Нашата Вселена...
И така, Вселената е 70% вакуум и само 4% са бариони, които съставляват звезди и газ. Това също е резултат от последните години. Останалите 26% от енергийната плътност и Вселената дават "студена тъмна материя", откриваема (все още?) само от нейното гравитационно поле. Носителите на тази скрита маса най-вероятно са слабо взаимодействащи елементарни частици, все още неизвестни на физиката. Те се търсят интензивно с устройства, разположени дълбоко под земята. Но за това няма къде да се говори.
Могат ли да кажат, че астрономите са останали с нищо в края на 20-ти век? Но не, изкачихме следващия връх на знанието – и видяхме нови върхове от него. Успяхме да определим състава на Вселената чрез наблюдение на звезди, чиято маса е само около 1% от общата й маса (фиг. 7). Това е поредният триумф на науката – и доказателство, че няма да има край на науката, ако човечеството я подкрепи. И тогава няма да се страхуваме от никакви предизвикателства на бъдещето!
