Nowe spojrzenie na nieoczekiwanie szybką ekspansję wszechświata. Gdzie rozszerza się wszechświat?

Nasze Słońce i najbliższe mu gwiazdy są częścią ogromnej gromady gwiazd zwanej naszą Galaktyką lub Drogą Mleczną. Przez długi czas wierzono, że to cały wszechświat. I dopiero w 1924 roku amerykański astronom Edwin Hubble pokazał, że nasza Galaktyka nie jest jedyna. Istnieje wiele innych galaktyk oddzielonych gigantycznymi obszarami pustej przestrzeni. Aby to udowodnić, Hubble musiał zmierzyć odległości do innych galaktyk. Możemy określić odległości do najbliższych gwiazd, rejestrując ich położenie na firmamencie, gdy Ziemia obraca się wokół Słońca. Jednak w przeciwieństwie do pobliskich gwiazd, inne galaktyki są tak daleko, że wydają się nieruchome. Dlatego Hubble został zmuszony do zastosowania pośrednich metod pomiaru odległości.

Obecnie pozorna jasność gwiazd zależy od dwóch czynników – rzeczywistej jasności i odległości od Ziemi. Dla najbliższych gwiazd możemy zmierzyć zarówno jasność pozorną, jak i odległość, co pozwala nam obliczyć ich jasność. I odwrotnie, znając jasność gwiazd w innych galaktykach, możemy obliczyć ich odległość, mierząc ich jasność. Hubble twierdził, że pewne typy gwiazd zawsze mają tę samą jasność, gdy są wystarczająco blisko nas, aby je zmierzyć. Po znalezieniu podobnych gwiazd w innej galaktyce możemy założyć, że mają one tę samą jasność. To pozwoli nam obliczyć odległości do innej galaktyki. Jeśli zrobimy to dla kilku gwiazd w danej galaktyce i wartości się zgadzają, to możemy być całkiem pewni naszych wyników. Podobnie Edwin Hubble był w stanie obliczyć odległości do dziewięciu różnych galaktyk.

Dziś wiemy, że nasza Galaktyka jest tylko jedną z kilkuset miliardów galaktyk obserwowanych przez nowoczesne teleskopy, z których każdy może zawierać setki miliardów gwiazd. Żyjemy w galaktyce o średnicy około 100 000 lat świetlnych. Obraca się powoli, a gwiazdy w jej ramionach spiralnych wykonują około jednego obrotu wokół jego środka na sto milionów lat. Nasze Słońce jest najczęstszą, średniej wielkości żółtą gwiazdą w pobliżu zewnętrznej krawędzi jednego z ramion spiralnych. Niewątpliwie przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy Ziemię uważano za centrum wszechświata.

Gwiazdy są tak daleko od nas, że wydają się być tylko maleńkimi punkcikami światła. Nie potrafimy rozpoznać ich wielkości ani kształtu. Jak klasyfikują je naukowcy? W przypadku zdecydowanej większości gwiazd tylko jeden parametr, który można zaobserwować, jest wiarygodnie określony - ich kolor.
promieniowanie. Newton odkrył, że światło słoneczne przechodzące przez pryzmat rozpada się na składowy zestaw kolorów (widmo), tak samo jak tęcza. Skupiając teleskop na konkretnej gwieździe lub galaktyce, można obserwować widmo światła tego obiektu. Różne gwiazdy mają różne widma, ale względna jasność poszczególnych kolorów widma prawie zawsze odpowiada tej, którą można znaleźć w blasku bardzo gorących obiektów. To pozwala nam obliczyć jej temperaturę z widma gwiazdy. Co więcej, w widmie gwiazdy można wykryć brak określonych kolorów, a kolory te są różne dla każdej gwiazdy. Wiadomo, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania zestaw charakterystycznych dla niego kolorów. W ten sposób identyfikując linie nieobecne w widmie emisyjnym gwiazdy, możemy dokładnie określić, które pierwiastki chemiczne znajdują się w jej zewnętrznej warstwie.

Rozpoczęty w latach dwudziestych. Aby zbadać widma gwiazd w innych galaktykach, astronomowie odkryli uderzający fakt: brakowało im tego samego zestawu kolorowych linii, co gwiazdy naszej Galaktyki, ale wszystkie linie były przesunięte o tę samą wartość w kierunku czerwonej części galaktyki. widmo. Jedynym rozsądnym wytłumaczeniem było to, że galaktyki oddalają się od nas, a to powoduje spadek częstotliwości fal świetlnych (tzw. redshift) na skutek efektu Dopplera.

Posłuchaj hałasu samochodów na autostradzie. Gdy samochód zbliża się do Ciebie, dźwięk jego silnika staje się głośniejszy proporcjonalnie do częstotliwości fal dźwiękowych i cichnie, gdy samochód się oddala. To samo dzieje się ze światłem lub falami radiowymi. Rzeczywiście, policja drogowa wykorzystuje efekt Dopplera, określając prędkość samochodu poprzez zmianę częstotliwości wysyłanego i odbieranego sygnału radiowego (przesunięcie częstotliwości zależy od prędkości odbijającego obiektu, czyli samochodu).

Po tym, jak Hubble odkrył istnienie innych galaktyk, zaczął katalogować ich odległości i obserwować ich widma. W tamtym czasie wielu uważało, że galaktyki poruszają się całkowicie losowo i dlatego w tej samej liczbie powinny być wykrywane widma z przesunięciem ku czerwieni i ku niebieskiemu. Jakie było ogólne zaskoczenie, gdy odkryto, że wszystkie galaktyki wykazują przesunięcie ku czerwieni. Każdy z nich oddala się od nas. Jeszcze bardziej uderzające były wyniki opublikowane przez Hubble'a w 1929 roku: nawet wielkość przesunięcia ku czerwieni dla każdej z galaktyk nie jest przypadkowa, ale jest proporcjonalna do odległości między galaktyką a Układem Słonecznym. Innymi słowy, im dalej od nas znajduje się galaktyka, tym szybciej się oddala.

Oznaczało to, że Wszechświat nie mógł być nieruchomy, jak powszechnie uważano wcześniej, w rzeczywistości rozszerza się. Odległości między galaktykami stale rosną. Odkrycie, że wszechświat się rozszerza, było jedną z największych rewolucji intelektualnych XX wieku. Patrząc wstecz, łatwo się zastanawiać, dlaczego nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inni powinni byli zdać sobie sprawę, że stacjonarny wszechświat pod wpływem grawitacji gwałtownie zapadnie się. Ale wyobraź sobie, że Wszechświat nie jest nieruchomy, ale rozszerza się. Przy niskich szybkościach rozszerzania siła grawitacji prędzej czy później zatrzymałaby ją i zainicjowała kompresję. Gdyby jednak tempo ekspansji przekroczyło pewną wartość krytyczną, wówczas siła grawitacji nie wystarczyłaby do jej zatrzymania i Wszechświat rozszerzałby się w nieskończoność. Coś podobnego dzieje się podczas wystrzeliwania rakiety.
z powierzchni ziemi. Jeśli rakieta nie osiągnie pożądanej prędkości, siła grawitacji ją zatrzyma i zacznie opadać. Z drugiej strony, przy prędkościach powyżej pewnej wartości krytycznej (około 11,2 km/s) siły grawitacyjne nie będą w stanie utrzymać rakiety w pobliżu Ziemi i na zawsze oddali się od naszej planety.

Takie zachowanie Wszechświata można było przewidzieć na podstawie prawa powszechnego ciążenia Newtona już w XIX wieku, aw XVIII wieku nawet pod koniec XVII wieku. Jednak wiara w stacjonarny wszechświat była tak niezachwiana, że ​​trwała do początku XX wieku. Sam Einstein w 1915 roku, formułując ogólną teorię względności, był przekonany o stacjonarności wszechświata. Nie mogąc rozstać się z tym pomysłem, zmodyfikował nawet swoją teorię, wprowadzając do równań tak zwaną stałą kosmologiczną. Wartość ta charakteryzowała pewną siłę antygrawitacji, w przeciwieństwie do wszystkich innych sił fizycznych, nie emanującą z określonego źródła, ale „wbudowaną” w samą tkankę czasoprzestrzeni. Stała kosmologiczna nadała czasoprzestrzeni wrodzoną tendencję do rozszerzania się, a można to zrobić, aby zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej materii obecnej we Wszechświecie, to znaczy ze względu na stacjonarność Wszechświata. Wydaje się, że w tamtych latach tylko jedna osoba była gotowa zaakceptować ogólną teorię względności za dobrą monetę. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu na ominięcie niestacjonarności wszechświata, wynikającej z ogólnej teorii względności, swoje wyjaśnienie przedstawił rosyjski fizyk Alexander Friedman.

MODELE FRIEDMANA

Równania ogólnej teorii względności opisujące ewolucję wszechświata są zbyt skomplikowane, aby można je było szczegółowo rozwiązać.

Więc Friedman zasugerował, aby zamiast tego przyjąć dwa proste założenia:

(1) Wszechświat wygląda dokładnie tak samo w każdym kierunku;
(2) warunek ten obowiązuje we wszystkich jego punktach.

Opierając się na ogólnej teorii względności i tych dwóch prostych założeniach, Friedman był w stanie wykazać, że nie powinniśmy oczekiwać stacjonarności we wszechświecie. W rzeczywistości dokładnie przewidział w 1922 roku to, co Edwin Hubble odkrył kilka lat później.

Założenie, że wszechświat wygląda tak samo we wszystkich kierunkach, oczywiście nie do końca odpowiada rzeczywistości. Na przykład gwiazdy naszej Galaktyki tworzą wyraźnie widoczny na nocnym niebie świetlisty pas, zwany Drogą Mleczną. Ale jeśli skierujemy nasz wzrok na odległe galaktyki, liczba ich obserwowanych w różnych kierunkach będzie w przybliżeniu taka sama. Tak więc Wszechświat wydaje się być stosunkowo jednorodny we wszystkich kierunkach, patrząc na kosmiczną skalę porównywalną z odległościami między galaktykami.

Przez długi czas uważano to za wystarczające uzasadnienie założenia Friedmana - zgrubne przybliżenie do rzeczywistego wszechświata. Jednak stosunkowo niedawno łut szczęścia dowiódł, że założenie Friedmanna opisuje nasz świat z niezwykłą dokładnością. W 1965 roku amerykańscy fizycy Arno Penzias i Robert Wilson pracowali w laboratorium Bell w New Jersey nad ultraczułym odbiornikiem mikrofalowym do komunikacji z orbitującymi sztucznymi satelitami. Bardzo się martwili, że odbiornik odbiera więcej szumów niż powinien i że nie dochodzi z żadnego konkretnego kierunku. Poszukiwania przyczyny hałasu rozpoczęli od oczyszczenia dużej anteny tubowej z ptasich odchodów zgromadzonych w jej wnętrzu i wyeliminowania ewentualnych usterek. Wiedzieli, że wszelkie szumy atmosferyczne są wzmacniane, gdy antena nie jest skierowana prosto w górę, ponieważ atmosfera wygląda na gęstszą, gdy patrzy się na nią pod kątem do pionu.

Dodatkowy szum pozostawał taki sam bez względu na kierunek obrócenia anteny, dlatego też źródło szumu musiało znajdować się poza atmosferą. Hałas pozostawał niezmieniony w dzień iw nocy przez cały rok, pomimo obrotu Ziemi wokół własnej osi i obracania się wokół Słońca. Wskazuje to, że źródło promieniowania znajdowało się poza Układem Słonecznym, a nawet poza naszą Galaktyką, w przeciwnym razie intensywność sygnału zmieniałaby się, gdy antena obracała się w różnych kierunkach zgodnie z ruchem Ziemi.

Rzeczywiście, teraz wiemy, że promieniowanie w drodze do nas musiało przejść przez cały obserwowalny Wszechświat. Skoro jest taki sam we wszystkich kierunkach, to wszechświat musi być jednorodny we wszystkich kierunkach (przynajmniej w dużej skali). Wiemy, że bez względu na to, w którą stronę zwrócimy oczy, fluktuacje „szumu tła” promieniowania kosmicznego nie przekraczają 1/10 000. Tak więc Penzias i Wilson przypadkowo natknęli się na zdumiewająco dokładne potwierdzenie pierwszego założenia Friedmana.

Mniej więcej w tym samym czasie dwóch innych amerykańskich fizyków z pobliskiego Uniwersytetu Princeton w New Jersey, Bob Dick i Jim Peebles, również zainteresowało się kosmicznym promieniowaniem mikrofalowym. Pracowali nad hipotezą George'a (George) Gamowa, który był kiedyś uczniem Aleksandra Friedmana, że ​​na najwcześniejszym etapie rozwoju Wszechświat był niezwykle gęsty i gorący, rozgrzany do „białego ciepła”. Dick i Peebles doszli do wniosku, że nadal możemy obserwować jego przeszłą poświatę, ponieważ światło z najodleglejszych części wczesnego wszechświata właśnie dociera do Ziemi. Jednak ze względu na ekspansję Wszechświata światło to najwyraźniej przeszło tak duże przesunięcie ku czerwieni, że powinno być teraz odbierane przez nas w postaci promieniowania mikrofalowego. Dick i Peebles szukali takiego promieniowania, kiedy Penzias i Wilson, słysząc o ich pracy, zdali sobie sprawę, że znaleźli to, czego szukali. Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki, co wydaje się nieco niesprawiedliwe w stosunku do Dicka i Peeblesa.

Na pierwszy rzut oka ten dowód, że wszechświat wygląda tak samo we wszystkich kierunkach, sugeruje, że Ziemia ma we wszechświecie jakieś szczególne miejsce. Na przykład można sobie wyobrazić, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, jesteśmy w samym centrum kosmosu. Istnieje jednak alternatywne wytłumaczenie: wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach iz każdej innej galaktyki. Była to, jak już wspomniano, druga sugestia Friedmana.

Nie mamy dowodów na poparcie lub obalenie tego założenia. Bierzemy to na wiarę tylko ze skromności. Byłoby bardzo zaskakujące, gdyby wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach wokół nas, ale nie wokół żadnego innego punktu. W modelu Friedmana wszystkie galaktyki oddalają się od siebie. Wyobraź sobie balon z kropkami namalowanymi na jego powierzchni. Gdy balon jest napompowany, odległość między dowolnymi dwoma punktami wzrasta, ale żadnego z nich nie można nazwać środkiem ekspansji. Co więcej, im bardziej plamy się rozchodzą, tym szybciej oddalają się od siebie. Podobnie w modelu Friedmana tempo recesji dowolnych dwóch galaktyk jest proporcjonalne do odległości między nimi. Wynika z tego, że wielkość przesunięcia ku czerwieni galaktyk powinna być wprost proporcjonalna do ich odległości od Ziemi, którą odkrył Hubble.

Chociaż model Friedmana odniósł sukces i okazał się zgodny z wynikami obserwacji Hubble'a, przez długi czas pozostawał prawie nieznany na Zachodzie. Została odkryta dopiero po tym, jak amerykański fizyk Howard Robertson i angielski matematyk Arthur Walker opracowali podobne modele w 1935 roku, aby wyjaśnić jednorodną ekspansję Wszechświata odkrytego przez Hubble'a.

Chociaż Friedman zaproponował tylko jeden model, to w oparciu o jego dwa podstawowe założenia można zbudować trzy różne modele. W pierwszej z nich (sformułował ją Friedman) ekspansja jest tak powolna, że ​​przyciąganie grawitacyjne między galaktykami stopniowo ją jeszcze bardziej spowalnia, a następnie zatrzymuje. Galaktyki zaczynają wtedy zbliżać się do siebie, a wszechświat kurczy się. Odległość między dwiema sąsiednimi galaktykami najpierw wzrasta od zera do pewnego maksimum, a następnie ponownie maleje do zera.

W drugim rozwiązaniu tempo ekspansji jest tak duże, że grawitacja nigdy nie może go zatrzymać, chociaż nieco go spowalnia. Separacja sąsiednich galaktyk w tym modelu zaczyna się od odległości zerowej, a następnie rozpraszają się ze stałą prędkością. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, w którym tempo rozszerzania się Wszechświata jest wystarczające tylko do zapobieżenia odwrotnemu skurczeniu się lub zapadnięciu. W tym przypadku podział również zaczyna się od zera i rośnie w nieskończoność. Jednak prędkość ekspansji stale maleje, chociaż nigdy nie osiąga zera.

Niezwykłą cechą pierwszego typu modelu Friedmana jest to, że wszechświat nie jest nieskończony w przestrzeni, ale przestrzeń nie ma granic. Grawitacja w tym przypadku jest tak silna, że ​​przestrzeń jest zakrzywiona, zamykając się na sobie jak powierzchnia Ziemi. Podróżując po powierzchni ziemi w jednym kierunku nigdy nie napotykamy przeszkody nie do pokonania i nie ryzykujemy spadnięcia z „krawędzi Ziemi”, a jedynie powrót do punktu wyjścia. Jest to przestrzeń w pierwszym modelu Friedmana, ale zamiast dwóch wymiarów tkwiących w powierzchni Ziemi, ma ona trzy. Czwarty wymiar - czas - ma skończony zasięg, ale można go porównać do linii o dwóch krawędziach lub granicach, początku i końcu. Następnie pokażemy, że połączenie postanowień ogólnej teorii względności i zasady nieoznaczoności mechaniki kwantowej pozwala na skończoność przestrzeni i czasu, a jednocześnie nie mają one ograniczeń ani granic. Idea kosmicznego wędrowca okrążającego wszechświat i powracającego do punktu wyjścia jest dobra dla opowieści fantasy, ale nie ma wartości praktycznej, ponieważ – i można to udowodnić – wszechświat skurczy się do zera, zanim podróżnik powróci na początek. Aby mieć czas na powrót do punktu wyjścia, zanim Wszechświat przestanie istnieć, ten biedak musi poruszać się szybciej niż światło, na co niestety nie pozwalają znane nam prawa natury.

Jaki model Friedmana odpowiada naszemu wszechświatowi? Czy ekspansja wszechświata zatrzyma się, ustępując miejsca kurczeniu się, czy też będzie trwać wiecznie? Aby odpowiedzieć na to pytanie, musimy znać tempo ekspansji wszechświata i jego aktualną średnią gęstość. Jeśli ta gęstość jest mniejsza niż pewna wartość krytyczna określona przez tempo ekspansji, przyciąganie grawitacyjne będzie zbyt słabe, aby powstrzymać recesję galaktyk. Jeśli gęstość jest większa niż wartość krytyczna, grawitacja prędzej czy później zatrzyma ekspansję i rozpocznie się odwrotne kurczenie.

Możemy określić obecne tempo ekspansji, mierząc prędkość, z jaką inne galaktyki oddalają się od nas za pomocą efektu Dopplera. Można to zrobić z dużą precyzją. Jednak odległości do galaktyk nie są dobrze znane, ponieważ mierzymy je pośrednio. Wiemy jedno: wszechświat rozszerza się o około 5-10% co miliard lat. Jednak nasze szacunki aktualnej gęstości materii we wszechświecie są obarczone jeszcze większą niepewnością.

Jeśli zsumujemy masy wszystkich gwiazd, które widzimy we własnej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna wartości niezbędnej do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy jego najmniejszej prędkości. Wiemy jednak, że nasza i inne galaktyki zawierają dużą ilość ciemnej materii, której nie możemy bezpośrednio zaobserwować, której wpływ jest jednak wykrywany poprzez oddziaływanie grawitacyjne na orbity gwiazd i galaktycznego gazu. Co więcej, większość galaktyk tworzy gigantyczne gromady, a jeszcze więcej ciemnej materii między galaktykami w tych gromadach można wywnioskować na podstawie wpływu, jaki ma ona na ruch galaktyk. Ale nawet dodając całą tę ciemną materię, otrzymujemy jedną dziesiątą tego, co jest potrzebne do powstrzymania ekspansji. Możliwe jest jednak, że istnieją inne formy materii, których jeszcze nie zidentyfikowaliśmy, a które mogą podnieść średnią gęstość Wszechświata do wartości krytycznej, która może zatrzymać ekspansję.

Tak więc istniejące dowody sugerują, że wszechświat będzie ewidentnie rozszerzał się w nieskończoność. Ale nie stawiaj na to. Możemy być tylko pewni, że jeśli przeznaczeniem Wszechświata jest zapaść, to nie nastąpi to wcześniej niż za dziesiątki miliardów lat, gdyż co najmniej w tym samym czasie rozszerza się. Więc nie martw się z wyprzedzeniem. Jeśli nie uda nam się osiedlić poza Układem Słonecznym, ludzkość zginie na długo przedtem, wraz z naszą gwiazdą, Słońcem.

WIELKI WYBUCH

Cechą charakterystyczną wszystkich rozwiązań wynikających z modelu Friedmana jest to, że zgodnie z nimi w odległej przeszłości, 10 czy 20 miliardów lat temu, odległość między sąsiadującymi galaktykami we Wszechświecie powinna być równa zeru. W tym momencie, zwanym Wielkim Wybuchem, gęstość wszechświata i krzywizna czasoprzestrzeni były nieskończenie duże. Oznacza to, że ogólna teoria względności, na której opierają się wszystkie rozwiązania modelu Friedmanna, przewiduje istnienie we Wszechświecie specjalnego, osobliwego punktu.

Wszystkie nasze teorie naukowe opierają się na założeniu, że czasoprzestrzeń jest gładka i prawie płaska, więc wszystkie załamują się w osobliwości Wielkiego Wybuchu, gdzie krzywizna czasoprzestrzeni jest nieskończona. Oznacza to, że jeśli jakieś wydarzenia miały miejsce przed Wielkim Wybuchem, nie można ich użyć do ustalenia, co wydarzyło się później, ponieważ wszelka przewidywalność w czasie Wielkiego Wybuchu została zakłócona. W związku z tym, wiedząc tylko, co wydarzyło się po Wielkim Wybuchu, nie możemy ustalić, co wydarzyło się przed nim. W odniesieniu do nas, wszystkie wydarzenia przed Wielkim Wybuchem nie mają żadnych konsekwencji, a zatem nie mogą być częścią naukowego modelu Wszechświata. Musimy je wykluczyć z modelu i powiedzieć, że czas miał początek Wielkiego Wybuchu.

Wielu ludziom nie podoba się pomysł, że czas ma początek, prawdopodobnie dlatego, że pachnie boską interwencją. (Z drugiej strony, Kościół Katolicki przyjął model Wielkiego Wybuchu iw 1951 roku oficjalnie ogłosił, że model jest biblijny). Próbowano uniknąć wniosku, że w ogóle Wielki Wybuch miał miejsce. Najszersze poparcie uzyskała teoria stacjonarnego wszechświata. Został on zaproponowany w 1948 roku przez Niemców Bondiego i Thomasa Golda, którzy uciekli z okupowanej przez hitlerowców Austrii, wraz z Brytyjczykiem Fredem Hoyle, który w latach wojny współpracował z nimi przy ulepszaniu radarów. Ich pomysł polegał na tym, że gdy galaktyki oddalają się, w przestrzeni między nimi, z nowo powstałej materii nieustannie powstają nowe galaktyki. Dlatego Wszechświat zawsze wygląda mniej więcej tak samo, a także z dowolnego punktu w przestrzeni.

Teoria stacjonarnego wszechświata wymagała takiej zmiany ogólnej teorii względności, która pozwoliłaby na ciągłe powstawanie nowej materii, ale tempo jej powstawania było tak niskie – około jednej cząstki elementarnej na kilometr sześcienny rocznie – że pomysł Bondy'ego , Gold i Hoyle nie kolidowali z danymi eksperymentalnymi. Ich teoria była „dobra”, to znaczy dość prosta i oferowała jasne przewidywania, które można przetestować eksperymentalnie. Jedną z takich prognoz było to, że liczba galaktyk lub podobnych obiektów w danej objętości przestrzeni będzie taka sama, gdziekolwiek i kiedykolwiek spojrzymy we wszechświecie.

Na przełomie lat 50. i 60. XX wieku. grupa astronomów z Cambridge, kierowana przez Martina Ryle'a, badała źródła emisji radiowej w przestrzeni kosmicznej. Okazało się, że większość tych źródeł powinna znajdować się poza naszą Galaktyką i że jest wśród nich znacznie więcej słabych niż silnych. Słabe źródła okazały się być bardziej odległe, podczas gdy silne źródła bliżej. Coś innego również stało się oczywiste: liczba pobliskich źródeł na jednostkę objętości jest mniejsza niż liczba odległych.

Może to oznaczać, że znajdujemy się w centrum rozległego regionu, gdzie gęstość źródeł emisji radiowych jest znacznie mniejsza niż w pozostałej części Wszechświata. Albo o tym, że w przeszłości, kiedy fale radiowe dopiero zaczynały do ​​nas docierać, źródeł promieniowania było znacznie więcej niż teraz. Zarówno pierwsze, jak i drugie wyjaśnienie były sprzeczne z teorią stacjonarnego wszechświata. Co więcej, promieniowanie mikrofalowe odkryte przez Penziasa i Wilsona w 1965 roku również wskazywało, że Wszechświat musiał mieć w przeszłości znacznie większą gęstość. Tak więc teoria stacjonarnego wszechświata została pogrzebana, choć nie bez żalu.

Kolejną próbę obejścia wniosku, że był Wielki Wybuch i czas ma swój początek, podjęli w 1963 r. radzieccy naukowcy Jewgienij Lifszitz i Izaak Chalatnikow. Spekulowali, że Wielki Wybuch może być szczególną cechą modeli Friedmana, które są przecież tylko przybliżeniem do rzeczywistego wszechświata. Być może ze wszystkich modeli przybliżających rzeczywisty Wszechświat tylko modele Friedmana zawierają osobliwość Wielkiego Wybuchu. W tych modelach galaktyki rozpraszają się w przestrzeni kosmicznej po liniach prostych.

Nic więc dziwnego, że kiedyś w przeszłości wszyscy byli w tym samym punkcie. Jednak w rzeczywistym Wszechświecie galaktyki nie rozpraszają się po liniach prostych, ale po lekko zakrzywionych trajektoriach. Tak więc w pozycji wyjściowej nie znajdowały się w tym samym punkcie geometrycznym, ale po prostu bardzo blisko siebie. Wydaje się zatem prawdopodobne, że obecny rozszerzający się wszechświat nie pochodzi z osobliwości Wielkiego Wybuchu, ale z wcześniejszej fazy kurczenia się; podczas zapadania się Wszechświata nie wszystkie cząstki musiały koniecznie zderzać się ze sobą, niektóre z nich mogły uniknąć bezpośredniego zderzenia i rozproszenia, tworząc obraz rozszerzania się Wszechświata, który teraz obserwujemy. Czy możemy zatem powiedzieć, że prawdziwy Wszechświat rozpoczął się wraz z Wielkim Wybuchem?

Lifshitz i Khalatnikov badali modele Wszechświata, które były w przybliżeniu podobne do tych Friedmanna, ale brali pod uwagę niejednorodność i losowy rozkład prędkości galaktycznych w rzeczywistym Wszechświecie. Pokazali, że takie modele mogą również rozpocząć się wraz z Wielkim Wybuchem, nawet jeśli galaktyki nie uciekają po liniach ściśle prostych. Jednak Lifshitz i Khalatnikov argumentowali, że jest to możliwe tylko w niektórych konkretnych modelach, w których wszystkie galaktyki poruszają się w linii prostej.

Ponieważ istnieje znacznie więcej modeli podobnych do Friedmanna, które nie zawierają osobliwości Wielkiego Wybuchu niż te, które ją zawierają, rozumowali naukowcy, musimy stwierdzić, że prawdopodobieństwo Wielkiego Wybuchu jest niezwykle niskie. Jednak później musieli przyznać, że klasa modeli takich jak Friedmann, które zawierają osobliwości i w których galaktyki nie muszą się poruszać w żaden szczególny sposób, jest znacznie większa. A w 1970 roku całkowicie porzucili swoją hipotezę.

Praca wykonana przez Lifszitza i Chalatnikowa była cenna, ponieważ pokazała, że ​​wszechświat może mieć osobliwość – Wielki Wybuch – jeśli ogólna teoria względności jest prawidłowa. Jednak nie rozwiązali istotnego pytania: czy ogólna teoria względności przewiduje, że nasz wszechświat powinien był mieć Wielki Wybuch, początek czasu? Odpowiedzi na to pytanie dało zupełnie inne podejście, po raz pierwszy zaproponowane przez angielskiego fizyka Rogera Penrose'a w 1965 roku. Penrose wykorzystał zachowanie tak zwanych stożków świetlnych w teorii względności i fakt, że grawitacja zawsze powoduje przyciąganie, aby pokazać, że gwiazdy, które zapadają się pod wpływem własnej grawitacji , są zamknięte w obszarze, którego granice kurczą się do wymiarów zerowych. Oznacza to, że cała materia gwiazdy jest skrócona do jednego punktu o zerowej objętości, tak że gęstość materii i krzywizna czasoprzestrzeni stają się nieskończone. Innymi słowy, istnieje osobliwość zawarta w obszarze czasoprzestrzeni znanym jako czarna dziura.

Na pierwszy rzut oka odkrycia Penrose'a nie mówią nic o tym, czy w przeszłości istniała osobliwość związana z Wielkim Wybuchem.Jednakże w czasie, gdy Penrose wyprowadził swoje twierdzenie, ja, wówczas doktorant, desperacko szukałem matematycznego problemu, który mógłby pozwolę sobie na dokończenie mojej pracy doktorskiej. Zdałem sobie sprawę, że jeśli kierunek czasu w twierdzeniu Penrose'a zostanie odwrócony tak, że zapadnięcie zostanie zastąpione przez ekspansję, warunki twierdzenia pozostaną takie same, o ile obecny wszechświat będzie w przybliżeniu odpowiadał modelowi Friedmana w dużej skali. Z twierdzenia Penrose'a wynikało, że zapadnięcie się dowolnej gwiazdy kończy się osobliwością, a mój przykład z odwróceniem czasu dowiódł, że każdy rozszerzający się wszechświat Friedmanna musi powstać z osobliwości. Z czysto technicznych powodów twierdzenie Penrose'a wymagało, aby wszechświat był nieskończony w przestrzeni. Mógłbym to wykorzystać, aby udowodnić, że osobliwości występują tylko w jednym przypadku: jeśli wysokie tempo rozszerzania wyklucza odwrotne skrócenie wszechświata, ponieważ tylko model Friedmanna jest nieskończony w przestrzeni.

W ciągu następnych kilku lat opracowałem nowe sztuczki matematyczne, które pozwoliłyby wykluczyć tę i inne specyfikacje z twierdzeń dowodzących, że osobliwości muszą istnieć. Rezultatem był wspólny artykuł opublikowany w 1970 roku przez Penrose'a i mnie, w którym argumentowaliśmy, że osobliwość Wielkiego Wybuchu musi istnieć, pod warunkiem, że ogólna teoria względności jest poprawna, a ilość materii we wszechświecie odpowiada temu, co obserwujemy.

Pojawiło się mnóstwo sprzeciwów, częściowo ze strony sowieckich naukowców, którzy trzymali się „linii partyjnej” głoszonej przez Lifszyca i Chalatnikowa, a częściowo ze strony tych, którzy byli zniesmaczeni samą ideą osobliwości, która obrażała piękno teorii Einsteina. Trudno jednak polemizować z twierdzeniem matematycznym. Dlatego obecnie powszechnie przyjmuje się, że wszechświat musiał mieć początek.

materiał z książki „The Shortest History of Time” Stephena Hawkinga i Leonarda Mlodinova

efekt Dopplera

W latach dwudziestych, kiedy astronomowie zaczęli badać widma gwiazd w innych galaktykach, odkryli coś bardzo interesującego: okazały się tymi samymi charakterystycznymi zestawami brakujących kolorów, co gwiazdy w naszej własnej galaktyce, ale wszystkie zostały przesunięte w kierunku czerwieni. końca widma i w tej samej proporcji. Dla fizyków przesunięcie koloru lub częstotliwości jest znane jako efekt Dopplera.

Wszyscy wiemy, jak to zjawisko wpływa na dźwięk. Posłuchaj odgłosu przejeżdżającego samochodu. Kiedy się zbliża, dźwięk jego silnika lub klaksonu wydaje się wyższy, a gdy samochód już mija i zaczyna odjeżdżać, dźwięk cichnie. Samochód policyjny jadący w naszym kierunku z prędkością stu kilometrów na godzinę rozwija około jednej dziesiątej prędkości dźwięku. Dźwięk jego syreny to fala, naprzemienne grzbiety i doliny. Przypomnijmy, że odległość między najbliższymi grzbietami (lub dolinami) nazywana jest długością fali. Im krótsza długość fali, tym większa liczba drgań docierających do naszego ucha co sekundę i wyższy ton, czyli częstotliwość dźwięku.

Efekt Dopplera spowodowany jest tym, że zbliżający się samochód, emitując każdy kolejny grzbiet fali dźwiękowej, będzie bliżej nas, a w efekcie odległości między grzbietami będą mniejsze niż gdyby samochód stał w miejscu. Oznacza to, że długości fal dochodzących do nas stają się krótsze, a ich częstotliwość wzrasta. I odwrotnie, jeśli samochód się oddala, długość łapanych przez nas fal wydłuża się, a ich częstotliwość maleje. A im szybciej samochód się porusza, tym silniejszy jest efekt Dopplera, który pozwala na jego wykorzystanie do pomiaru prędkości.

Gdy źródło emitujące fale porusza się w kierunku obserwatora, długość fali maleje. Wręcz przeciwnie, gdy źródło jest usuwane, wzrasta. Nazywa się to efektem Dopplera.

Podobnie zachowują się fale świetlne i radiowe. Policja wykorzystuje efekt Dopplera do określania prędkości pojazdów, mierząc długość fali odbitego od nich sygnału radiowego. Światło jest wibracją lub falą pola elektromagnetycznego. Długość fali światła widzialnego jest niezwykle mała – od czterdziestu do osiemdziesięciu milionowych części metra. Ludzkie oko odbiera fale świetlne o różnych długościach jako różne kolory, przy czym najdłuższe fale odpowiadają czerwonemu końcowi widma, a najkrótsze - niebieskiemu końcowi. Teraz wyobraź sobie źródło światła w stałej odległości od nas, takie jak gwiazda, emitująca fale świetlne o określonej długości fali. Długość zarejestrowanych fal będzie taka sama jak fal emitowanych. Ale przypuśćmy teraz, że źródło światła zaczęło się od nas oddalać. Podobnie jak w przypadku dźwięku, zwiększy to długość fali światła, co oznacza przesunięcie widma w kierunku czerwonego końca.

Ekspansja wszechświata

Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk, Hubble w kolejnych latach zajmował się określaniem odległości do nich i obserwowaniem ich widm. W tamtym czasie wielu zakładało, że galaktyki poruszają się losowo i spodziewało się, że liczba widm przesuniętych ku czerwieni będzie mniej więcej taka sama jak liczba przesuniętych ku czerwieni. Dlatego całkowitym zaskoczeniem było odkrycie, że widma większości galaktyk wykazują przesunięcie ku czerwieni – prawie wszystkie systemy gwiezdne oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zaskakujący był fakt odkryty przez Hubble'a i opublikowany w 1929 roku: wielkość przesunięcia ku czerwieni galaktyk nie jest przypadkowa, ale wprost proporcjonalna do ich odległości od nas. Innymi słowy, im dalej od nas jest galaktyka, tym szybciej się oddala! Wynikało z tego, że Wszechświat nie może być statyczny, o niezmienionej wielkości, jak wcześniej sądzono. W rzeczywistości rozszerza się: odległość między galaktykami stale rośnie.

Uświadomienie sobie, że wszechświat się rozszerza, dokonało prawdziwej rewolucji w umysłach, jednej z największych w XX wieku. Kiedy spojrzysz wstecz, może wydawać się zaskakujące, że nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inne wielkie umysły musiały zdać sobie sprawę, że statyczny wszechświat byłby niestabilny. Nawet gdyby w pewnym momencie była nieruchoma, wzajemne przyciąganie gwiazd i galaktyk szybko doprowadziłoby do jego kompresji. Nawet gdyby wszechświat rozszerzał się stosunkowo wolno, grawitacja ostatecznie położyłaby kres jego ekspansji i spowodowała jego kurczenie się. Jeśli jednak tempo ekspansji wszechświata jest większe niż jakiś punkt krytyczny, grawitacja nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać i wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność.

Tutaj widać odległe podobieństwo do rakiety unoszącej się z powierzchni Ziemi. Przy stosunkowo niskiej prędkości grawitacja w końcu zatrzyma rakietę i zacznie ona spadać w kierunku Ziemi. Z drugiej strony, jeśli prędkość rakiety jest wyższa niż krytyczna (ponad 11,2 kilometra na sekundę), grawitacja nie może jej utrzymać i opuszcza Ziemię na zawsze.

W 1965 roku dwaj amerykańscy fizycy, Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories w New Jersey, debugowali bardzo czuły odbiornik mikrofalowy. (Mikrofale to promieniowanie o długości fali około centymetra.) Penzias i Wilson martwili się, że odbiornik odbiera więcej szumów niż oczekiwano. Znaleźli ptasie odchody na antenie i wyeliminowali inne potencjalne przyczyny awarii, ale wkrótce wyczerpali wszystkie możliwe źródła zakłóceń. Hałas różnił się tym, że był rejestrowany przez całą dobę przez cały rok, niezależnie od obrotu Ziemi wokół własnej osi i jej obrotu wokół Słońca. Ponieważ ruch Ziemi wysłał odbiornik do różnych sektorów kosmosu, Penzias i Wilson doszli do wniosku, że hałas pochodzi spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza galaktyki. Wydawał się pochodzić w równej mierze ze wszystkich stron kosmosu. Teraz wiemy, że gdziekolwiek skierowany jest odbiornik, szum ten pozostaje stały, z wyjątkiem nieznacznych zmian. Tak więc Penzias i Wilson natknęli się na uderzający przykład, że wszechświat jest taki sam we wszystkich kierunkach.

Jakie jest pochodzenie tego kosmicznego szumu tła? Mniej więcej w tym samym czasie, gdy Penzias i Wilson badali tajemniczy szum w odbiorniku, mikrofalami zainteresowali się także dwaj amerykańscy fizycy z Uniwersytetu Princeton, Bob Dick i Jim Peebles. Zbadali założenie George'a (George'a) Gamowa, że ​​we wczesnych stadiach rozwoju Wszechświat był bardzo gęsty i rozgrzany do białości. Dick i Peebles wierzyli, że jeśli to prawda, to powinniśmy być w stanie zaobserwować blask wczesnego wszechświata, ponieważ światło z bardzo odległych rejonów naszego świata dopiero teraz do nas dociera. Jednak ze względu na rozszerzanie się Wszechświata światło to musi być tak silnie przesunięte na czerwony koniec widma, że ​​zmieni się z promieniowania widzialnego w promieniowanie mikrofalowe. Dick i Peebles właśnie przygotowywali się do poszukiwania tego promieniowania, kiedy Penzias i Wilson, słysząc o swojej pracy, zdali sobie sprawę, że już ją znaleźli. Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 roku Nagrodę Nobla (co wydaje się nieco niesprawiedliwe dla Dicka i Peeblesa, nie wspominając o Gamowie).

Na pierwszy rzut oka to, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, sugeruje, że zajmujemy w nim szczególne miejsce. W szczególności mogłoby się wydawać, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, to musimy znajdować się w centrum wszechświata. Istnieje jednak inne wytłumaczenie tego zjawiska: wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach również z dowolnej innej galaktyki.

Wszystkie galaktyki oddalają się od siebie. Przypomina to rozchodzenie się kolorowych plam na powierzchni napompowanego balonu. Wraz ze wzrostem rozmiaru kuli zwiększają się również odległości między dowolnymi dwoma punktami, ale w tym przypadku żadnego z punktów nie można uznać za środek ekspansji. Co więcej, jeśli promień balonu stale rośnie, to im dalej od siebie znajdują się plamy na jego powierzchni, tym szybciej zostaną usunięte podczas rozszerzania. Powiedzmy, że promień balonu podwaja się co sekundę. Wtedy dwie plamki, początkowo oddzielone odległością jednego centymetra, w ciągu sekundy będą już w odległości dwóch centymetrów od siebie (jeśli mierzone są wzdłuż powierzchni balonu), tak aby ich prędkość względna wynosiła jeden centymetr na sekundę . Z drugiej strony, para plamek oddzielonych o dziesięć centymetrów, w sekundę po rozpoczęciu ekspansji, rozsunie się o dwadzieścia centymetrów, tak że ich prędkość względna wyniesie dziesięć centymetrów na sekundę. Szybkość, z jaką dowolne dwie galaktyki oddalają się od siebie, jest proporcjonalna do odległości między nimi. Zatem przesunięcie ku czerwieni galaktyki powinno być wprost proporcjonalne do jej odległości od nas - to ta sama zależność, którą odkrył później Hubble. Rosyjski fizyk i matematyk Alexander Friedman w 1922 zdołał zaproponować udany model i przewidzieć wyniki obserwacji Hubble'a, jego praca pozostała prawie nieznana na Zachodzie, aż w 1935 podobny model zaproponowali amerykański fizyk Howard Robertson i brytyjski matematyk. Arthur Walker, już po odkryciu przez Hubble'a ekspansji wszechświata.

W miarę rozszerzania się wszechświata galaktyki oddalają się od siebie. Z biegiem czasu odległość między odległymi wyspami gwiezdnymi wzrasta bardziej niż między pobliskimi galaktykami, tak jak dzieje się to w przypadku plam na nadmuchiwanym balonie. Dlatego obserwatorowi z dowolnej galaktyki tempo usuwania innej galaktyki wydaje się tym większe, im dalej jest ona położona.

Trzy rodzaje ekspansji wszechświata

Pierwsza klasa rozwiązań (to odkryte przez Friedmana) zakłada, że ​​ekspansja Wszechświata jest na tyle powolna, że ​​przyciąganie między galaktykami stopniowo ją spowalnia i ostatecznie zatrzymuje. Następnie galaktyki zaczynają się zbiegać, a Wszechświat zaczyna się kurczyć. Według drugiej klasy rozwiązań wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacja tylko nieznacznie spowolni recesję galaktyk, ale nigdy nie będzie w stanie jej zatrzymać. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, zgodnie z którym wszechświat rozszerza się w takim tempie, aby uniknąć zapadnięcia się. Z biegiem czasu prędkość ekspansji galaktyk staje się coraz mniejsza, ale nigdy nie osiąga zera.

Niesamowitą cechą pierwszego modelu Friedmana jest to, że w nim Wszechświat nie jest nieskończony w przestrzeni, ale jednocześnie nie ma żadnych granic w przestrzeni. Grawitacja jest tak silna, że ​​przestrzeń zwija się i zamyka w sobie. Jest to trochę podobne do powierzchni Ziemi, która również jest skończona, ale nie ma granic. Jeśli poruszasz się po powierzchni Ziemi w określonym kierunku, nigdy nie natkniesz się na nie do pokonania barierę lub krawędź świata, ale w końcu powrócisz do miejsca, z którego zacząłeś. W pierwszym modelu Friedmana przestrzeń jest zaaranżowana dokładnie w ten sam sposób, ale w trzech wymiarach, a nie w dwóch, jak w przypadku powierzchni Ziemi. Pomysł, że można okrążyć wszechświat i wrócić do punktu wyjścia, jest dobry dla science fiction, ale nie ma żadnej praktycznej wartości, ponieważ, jak można wykazać, wszechświat skurczy się do punktu, zanim podróżnik powróci do początku jego podróży. Wszechświat jest tak duży, że musisz poruszać się szybciej niż światło, aby zakończyć podróż tam, gdzie zacząłeś, a takie prędkości są zakazane (przez teorię względności). W drugim modelu Friedmana przestrzeń też jest zakrzywiona, ale w inny sposób. I dopiero w trzecim modelu wielkoskalowa geometria Wszechświata jest płaska (chociaż przestrzeń jest zakrzywiona w sąsiedztwie masywnych ciał).

Który z modeli Friedmana opisuje nasz wszechświat? Czy ekspansja wszechświata kiedykolwiek się zatrzyma i czy zostanie zastąpiona przez kurczenie się, czy też wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność?

Okazało się, że odpowiedź na to pytanie jest trudniejsza niż początkowo sądzili naukowcy. Jego rozwiązanie zależy głównie od dwóch rzeczy - obserwowanego obecnie tempa rozszerzania się Wszechświata oraz jego aktualnej średniej gęstości (ilości materii na jednostkę objętości przestrzeni). Im wyższe tempo ekspansji, tym większa grawitacja, a co za tym idzie gęstość materii, wymagana do zatrzymania ekspansji. Jeśli średnia gęstość przekracza pewną wartość krytyczną (określoną przez tempo ekspansji), wówczas przyciąganie grawitacyjne materii może zatrzymać ekspansję wszechświata i spowodować jego kurczenie się. To zachowanie Wszechświata odpowiada pierwszemu modelowi Friedmana. Jeśli średnia gęstość jest mniejsza niż wartość krytyczna, to przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma ekspansji i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność – tak jak w drugim modelu Friedmanna. Wreszcie, jeśli średnia gęstość wszechświata jest dokładnie równa wartości krytycznej, ekspansja wszechświata zwolni na zawsze, zbliżając się do stanu statycznego, ale nigdy go nie osiąga. Ten scenariusz odpowiada trzeciemu modelowi Friedmana.

Więc który model jest poprawny? Możemy określić obecne tempo ekspansji Wszechświata, mierząc tempo, z jakim inne galaktyki oddalają się od nas za pomocą efektu Dopplera. Można to zrobić bardzo dokładnie. Jednak odległości do galaktyk nie są dobrze znane, ponieważ możemy je mierzyć tylko pośrednio. Dlatego wiemy tylko, że tempo ekspansji Wszechświata wynosi od 5 do 10% na miliard lat. Jeszcze bardziej niejasna jest nasza wiedza na temat obecnej średniej gęstości wszechświata. Tak więc, jeśli zsumujemy masy wszystkich widocznych gwiazd w naszej własnej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna tego, co jest potrzebne do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy najniższym oszacowaniu tempa ekspansji.

Ale to nie wszystko. Nasza własna i inne galaktyki muszą zawierać dużą ilość pewnego rodzaju „ciemnej materii”, której nie możemy bezpośrednio obserwować, ale której istnienie znamy dzięki jej grawitacyjnemu wpływowi na orbity gwiazd w galaktykach. Być może najlepszy dowód na istnienie ciemnej materii pochodzi z orbit gwiazd na obrzeżach galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna. Gwiazdy te krążą wokół swoich galaktyk zbyt szybko, aby mogły być utrzymywane na orbicie jedynie przez grawitację widocznych gwiazd galaktyki. Ponadto większość galaktyk jest częścią gromad i podobnie możemy wnioskować o obecności ciemnej materii między galaktykami w tych gromadach na podstawie jej wpływu na ruch galaktyk. W rzeczywistości ilość ciemnej materii we Wszechświecie znacznie przewyższa ilość zwykłej materii. Jeśli weźmiemy pod uwagę całą ciemną materię, otrzymamy około jednej dziesiątej masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji.

Nie można jednak wykluczyć istnienia innych, nieznanych nam jeszcze form materii, rozmieszczonych niemal równomiernie w całym Wszechświecie, które mogłyby zwiększyć jej średnią gęstość. Na przykład istnieją cząstki elementarne zwane neutrinami, które bardzo słabo oddziałują z materią i są niezwykle trudne do wykrycia.

W ciągu ostatnich kilku lat różne grupy naukowców badały najmniejsze zmarszczki w mikrofalowym tle, które znaleźli Penzias i Wilson. Wielkość tej fali może służyć jako wskaźnik wielkoskalowej struktury wszechświata. Jej postać zdaje się wskazywać, że wszechświat jest wciąż płaski (jak w trzecim modelu Friedmana)! Ponieważ jednak całkowita ilość zwykłej i ciemnej materii to za mało, fizycy postulowali istnienie innej, jeszcze nieodkrytej substancji - ciemnej energii.

I jakby jeszcze bardziej komplikować problem, ostatnie obserwacje wykazały, że ekspansja wszechświata nie zwalnia, ale przyspiesza. W przeciwieństwie do wszystkich modeli Friedmana! To bardzo dziwne, ponieważ obecność materii w kosmosie – o dużej lub małej gęstości – może jedynie spowolnić ekspansję. Wszakże grawitacja zawsze działa jako siła przyciągania. Przyspieszenie kosmologicznej ekspansji jest jak bomba, która po wybuchu gromadzi, a nie rozprasza energię. Jaka siła odpowiada za przyspieszającą ekspansję kosmosu? Nikt nie ma rzetelnej odpowiedzi na to pytanie. Jednak Einstein mógł mieć jednak rację, gdy wprowadził do swoich równań stałą kosmologiczną (i odpowiadający jej efekt antygrawitacyjny).

Ekspansję wszechświata można było przewidzieć w dowolnym momencie XIX lub XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku. Jednak wiara w statyczny wszechświat była tak silna, że ​​złudzenia panowały nad umysłami aż do początku XX wieku. Nawet Einstein był tak pewny statycznej natury wszechświata, że ​​w 1915 roku wprowadził specjalną poprawkę do ogólnej teorii względności, sztucznie dodając do równań specjalny wyraz zwany stałą kosmologiczną, który zapewniał statyczny charakter wszechświata. .

Stała kosmologiczna objawiła się jako działanie jakiejś nowej siły – „antygrawitacji”, która w przeciwieństwie do innych sił nie miała określonego źródła, lecz była po prostu nieodłączną właściwością tkwiącą w samej tkance czasoprzestrzeni. Pod wpływem tej siły czasoprzestrzeń wykazywała wrodzoną tendencję do rozszerzania się. Wybierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein mógł zmieniać siłę tego trendu. Z jego pomocą udało mu się dokładnie zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej istniejącej materii i uzyskać w rezultacie statyczny wszechświat.

Einstein później odrzucił ideę stałej kosmologicznej jako swój „największy błąd”. Jak wkrótce się przekonamy, istnieją dzisiaj powody, by sądzić, że Einstein mógł mimo wszystko mieć rację wprowadzając stałą kosmologiczną. Ale najbardziej zdenerwowało Einsteina to, że pozwolił, by jego wiara w stacjonarny wszechświat przesłoniła wniosek, że wszechświat musi się rozszerzać, co przewidział jego własna teoria. Wydaje się, że tylko jedna osoba dostrzegła tę konsekwencję ogólnej teorii względności i potraktowała ją poważnie. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobów na uniknięcie niestatyki wszechświata, rosyjski fizyk i matematyk Alexander Friedman przeciwnie, upierał się, że wszechświat się rozszerza.

Friedman poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące wszechświata: że wygląda tak samo bez względu na to, gdzie patrzymy, i że to założenie jest prawdziwe niezależnie od tego, skąd patrzymy. Opierając się na tych dwóch pomysłach i rozwiązując równania ogólnej teorii względności, udowodnił, że wszechświat nie może być statyczny. Tak więc w 1922 roku, kilka lat przed odkryciem Edwina Hubble'a, Friedman dokładnie przewidział ekspansję wszechświata!

Wieki temu kościół chrześcijański uznałby go za herezję, ponieważ doktryna kościoła postulowała, że ​​zajmujemy szczególne miejsce w centrum wszechświata. Ale dzisiaj przyjmujemy założenie Friedmana z prawie przeciwnego powodu, pewnego rodzaju skromności: byłoby dla nas całkowicie zaskakujące, gdyby wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach tylko dla nas, ale nie dla innych obserwatorów we wszechświecie!

Kiedy patrzymy na odległy Wszechświat, widzimy wszędzie galaktyki - we wszystkich kierunkach, przez miliony, a nawet miliardy lat świetlnych. Ponieważ istnieją dwa biliony galaktyk, które moglibyśmy zaobserwować, suma wszystkiego poza nimi jest większa i chłodniejsza niż nasze najdziksze wyobrażenia. Jednym z najbardziej interesujących faktów jest to, że wszystkie galaktyki, które kiedykolwiek obserwowaliśmy, podlegają (średnio) tym samym zasadom: im dalej od nas, tym szybciej się od nas oddalają. To odkrycie, dokonane przez Edwina Hubble'a i jego współpracowników w latach dwudziestych, doprowadziło nas do obrazu rozszerzającego się wszechświata. Ale co, jeśli się rozszerzy? Nauka wie, a teraz ty też.

Na pierwszy rzut oka to pytanie może wydawać się rozsądne. Ponieważ wszystko, co się rozszerza, zwykle składa się z materii i istnieje w przestrzeni i czasie wszechświata. Ale sam Wszechświat jest przestrzenią i czasem zawierającym w sobie materię i energię. Kiedy mówimy, że „wszechświat się rozszerza”, mamy na myśli ekspansję samej przestrzeni, w wyniku której poszczególne galaktyki i gromady galaktyk oddalają się od siebie. Najłatwiej wyobrazić sobie kulkę ciasta z rodzynkami w środku, którą piecze się w piekarniku – mówi Ethan Siegel.

Model rozszerzającego się „bułka” wszechświata, w którym względne odległości zwiększają się wraz z rozszerzaniem się przestrzeni

To ciasto jest tkanką przestrzeni, a rodzynki są połączonymi strukturami (jak galaktyki lub gromady galaktyk). Z punktu widzenia każdej rodzynki wszystkie inne rodzynki odejdą od niej, a im dalej, tym szybciej. Tylko w przypadku wszechświata piekarnika i powietrza na zewnątrz ciasta nie istnieje, jest tylko ciasto (przestrzeń) i rodzynki (substancja).

Redshift jest tworzony nie tylko przez oddalające się galaktyki, ale raczej przez przestrzeń między nami.

Skąd wiemy, że ta przestrzeń się rozszerza, a galaktyki się nie cofają?

Jeśli widzisz obiekty oddalające się od ciebie we wszystkich kierunkach, jest tylko jeden powód, który może to wyjaśnić: przestrzeń między tobą a tymi obiektami się rozszerza. Możesz również założyć, że jesteś blisko środka wybuchu, a wiele obiektów jest po prostu dalej i oddala się szybciej, ponieważ otrzymały więcej energii z wybuchu. Gdyby tak było, moglibyśmy to udowodnić na dwa sposoby:

• Na większych odległościach i przy wyższych prędkościach będzie mniej galaktyk, ponieważ z biegiem czasu rozprzestrzeniłyby się one w kosmosie.
• Stosunek przesunięcia ku czerwieni i odległości przyjmie określony kształt na dużych odległościach, który będzie inny niż w przypadku rozszerzania się struktury przestrzeni.

Kiedy patrzymy na duże odległości, stwierdzamy, że gęstość galaktyk znajdujących się dalej we Wszechświecie jest wyższa niż bliżej nas. Jest to zgodne z obrazem, w którym przestrzeń się rozszerza, ponieważ patrzenie dalej jest tym samym, co patrzenie w przeszłość, gdzie było mniej ekspansji. Odkrywamy również, że odległe galaktyki mają stosunek przesunięcia ku czerwieni do odległości odpowiadający rozszerzaniu się przestrzeni, a wcale nie – gdyby galaktyki po prostu gwałtownie oddalały się od nas. Nauka może odpowiedzieć na to pytanie na dwa różne sposoby, a obie odpowiedzi wspierają ekspansję wszechświata.

Czy wszechświat rozszerzał się zawsze w tym samym tempie?

Nazywamy to stałą Hubble'a, ale jest ona stała tylko w przestrzeni, a nie w czasie. Wszechświat obecnie rozszerza się wolniej niż w przeszłości. Kiedy mówimy o szybkości ekspansji, mówimy o prędkości na jednostkę odległości: dziś około 70 km/s/Mpc. (Mpc to megaparsek, około 3 260 000 lat świetlnych). Ale tempo ekspansji zależy od gęstości wszystkich różnych rzeczy we wszechświecie, w tym materii i promieniowania. W miarę rozszerzania się Wszechświata materia i promieniowanie w nim stają się mniej gęste, a wraz ze spadkiem gęstości zmniejsza się tempo ekspansji. W przeszłości wszechświat rozszerzał się szybciej i zwalniał od Wielkiego Wybuchu. Stała Hubble'a jest błędną nazwą, powinna być nazywana parametrem Hubble'a.

Odległe losy wszechświata oferują różne możliwości, ale jeśli ciemna energia jest rzeczywiście stała, jak sugerują dane, będziemy podążać za czerwoną krzywą.

Czy wszechświat rozszerzy się w nieskończoność, czy kiedykolwiek się zatrzyma?

Kilka pokoleń astrofizyków i kosmologów zastanawiało się nad tym pytaniem i można na nie odpowiedzieć jedynie poprzez określenie tempa ekspansji wszechświata i wszystkich rodzajów (i ilości) obecnej w nim energii. Z powodzeniem zmierzyliśmy już, ile materii zwykłej, promieniowania, neutrin, ciemnej materii i ciemnej energii, a także tempo ekspansji Wszechświata. W oparciu o prawa fizyki i to, co wydarzyło się w przeszłości, wygląda na to, że wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Chociaż prawdopodobieństwo tego nie wynosi 100%; jeśli coś takiego jak ciemna energia będzie zachowywać się inaczej w przyszłości w porównaniu z przeszłością i teraźniejszością, wszystkie nasze wnioski będą musiały zostać ponownie rozważone.

Czy galaktyki poruszają się szybciej niż prędkość światła? Czy to nie jest zabronione?

Z naszego punktu widzenia przestrzeń między nami a odległym punktem się powiększa. Im dalej jest od nas, tym szybciej wydaje nam się, że się oddala. Nawet jeśli szybkość ekspansji byłaby niewielka, odległy obiekt pewnego dnia przekroczyłby próg dowolnego ograniczenia prędkości, ponieważ szybkość ekspansji (prędkość na jednostkę odległości) zostałaby wielokrotnie pomnożona przy wystarczającej odległości. OTO sprzyja takiemu scenariuszowi. Prawo, że nic nie może poruszać się szybciej niż prędkość światła, odnosi się tylko do ruchu obiektu w przestrzeni, a nie do rozszerzania się samej przestrzeni. W rzeczywistości same galaktyki poruszają się z prędkością zaledwie kilku tysięcy kilometrów na sekundę, znacznie poniżej limitu 300 000 km/s wyznaczonego przez prędkość światła. To ekspansja wszechświata powoduje recesję i przesunięcie ku czerwieni, a nie prawdziwy ruch galaktyki.

W obserwowalnym wszechświecie znajduje się około 2 bilionów galaktyk (żółty okrąg). Galaktyki, które są bliżej niż jedna trzecia drogi do tej granicy, nigdy nie będziemy w stanie dogonić z powodu ekspansji wszechświata. Tylko 3% objętości Wszechświata jest otwarte na rozwój przez siły ludzkie

Rozszerzanie się wszechświata jest konieczną konsekwencją tego, że materia i energia wypełniają czasoprzestrzeń, która podlega prawom ogólnej teorii względności. Dopóki istnieje materia, istnieje przyciąganie grawitacyjne, więc albo grawitacja wygrywa i wszystko ponownie się kurczy, albo grawitacja traci i wygrywa ekspansję. Nie ma centrum ekspansji i poza przestrzenią nie ma niczego, co by się rozszerzało; jest to sama tkanka wszechświata, która się rozszerza. Co najciekawsze, nawet gdybyśmy dzisiaj opuścili Ziemię z prędkością światła, bylibyśmy w stanie odwiedzić tylko 3% galaktyk w obserwowalnym wszechświecie; 97% z nich jest już poza naszym zasięgiem. Wszechświat jest złożony.

Zaledwie sto lat temu naukowcy odkryli, że nasz Wszechświat gwałtownie się powiększa.

Sto lat temu idee dotyczące wszechświata opierały się na mechanice newtonowskiej i geometrii euklidesowej. Nawet kilku naukowców, jak Łobaczewski i Gauss, którzy przyznali (tylko jako hipotezę!) fizyczną rzeczywistość geometrii nieeuklidesowej, uważali przestrzeń kosmiczną za wieczną i niezmienną.

W 1870 roku angielski matematyk William Clifford doszedł do bardzo głębokiego pomysłu, że przestrzeń może być zakrzywiona, a nie taka sama w różnych punktach, oraz że jej krzywizna może się zmieniać w czasie. Przyznał nawet, że takie zmiany są w jakiś sposób związane z ruchem materii. Obie te idee stały się później podstawą ogólnej teorii względności wiele lat później. Sam Clifford nie dożył tego – zmarł na gruźlicę w wieku 34 lat, 11 dni przed narodzinami Alberta Einsteina.

Przesunięcie ku czerwieni

Pierwsze informacje o ekspansji Wszechświata dostarczyła astrospektrografia. W 1886 roku angielski astronom William Huggins zauważył, że długości fal światła gwiazd były nieznacznie przesunięte w porównaniu z ziemskimi widmami tych samych pierwiastków. Na podstawie wzoru na optyczną wersję efektu Dopplera, wyprowadzonego w 1848 roku przez francuskiego fizyka Armanda Fizeau, można obliczyć prędkość radialną gwiazdy. Takie obserwacje umożliwiają śledzenie ruchu obiektu kosmicznego.

Sto lat temu idee dotyczące wszechświata opierały się na mechanice newtonowskiej i geometrii euklidesowej. Nawet nieliczni naukowcy, tacy jak Łobaczewski i Gauss, którzy uznali (tylko jako hipotezę!) fizyczną rzeczywistość geometrii nieeuklidesowej, uważali przestrzeń kosmiczną za wieczną i niezmienną. Ze względu na rozszerzanie się wszechświata nie jest łatwo ocenić odległość do odległych galaktyk. Światło, które dotarło 13 miliardów lat później z galaktyki A1689-zD1, 3,35 miliarda lat świetlnych (A), „czerwie się” i słabnie, gdy pokonuje rozszerzającą się przestrzeń, a sama galaktyka oddala się (B). Przeniesie informacje o odległości w przesunięciu ku czerwieni (13 miliardów lat świetlnych), w rozmiarze kątowym (3,5 miliarda lat świetlnych), intensywności (263 miliardów lat świetlnych), podczas gdy rzeczywista odległość wynosi 30 miliardów lat świetlnych. lat.

Ćwierć wieku później w nowy sposób wykorzystał tę okazję Westo Slifer, pracownik Flagstaff Observatory w Arizonie, który od 1912 roku badał widma mgławic spiralnych za pomocą 24-calowego teleskopu z dobrym spektrografem. Aby uzyskać obraz wysokiej jakości, przez kilka nocy naświetlano tę samą kliszę fotograficzną, więc projekt poruszał się powoli. Od września do grudnia 1913 r. Slifer badał mgławicę Andromeda i korzystając ze wzoru Dopplera-Fizo doszedł do wniosku, że zbliża się ona do Ziemi z prędkością 300 km na sekundę.

W 1917 opublikował dane o prędkościach radialnych 25 mgławic, które wykazały znaczną asymetrię w ich kierunkach. Tylko cztery mgławice zbliżały się do Słońca, reszta uciekała (i niektóre bardzo szybko).

Slipher nie szukał sławy ani nie publikował swoich wyników. Dlatego stali się znani w kręgach astronomicznych dopiero wtedy, gdy zwrócił na nie uwagę słynny brytyjski astrofizyk Arthur Eddington.

W 1924 opublikował monografię teorii względności, która zawierała listę prędkości radialnych 41 mgławic znalezionych przez Slifera. Były tam obecne te same cztery mgławice z przesunięciem ku czerwieni, podczas gdy pozostałe 37 miały przesunięte ku czerwieni linie widmowe. Ich prędkości radialne wahały się w zakresie 150-1800 km/s i były średnio 25 razy wyższe niż prędkości gwiazd Drogi Mlecznej znanych w tym czasie. Sugerowało to, że mgławice są zaangażowane w inne ruchy niż „klasyczne” oprawy.

kosmiczne wyspy

Na początku lat dwudziestych większość astronomów wierzyła, że ​​mgławice spiralne znajdują się na obrzeżach Drogi Mlecznej, a poza nią nie ma nic poza pustą ciemną przestrzenią. To prawda, że ​​w XVIII wieku niektórzy naukowcy widzieli gigantyczne gromady gwiazd w mgławicach (Immanuel Kant nazwał je wszechświatami wyspowymi). Jednak ta hipoteza nie była popularna, ponieważ niemożliwe było wiarygodne określenie odległości do mgławic.

Problem ten rozwiązał Edwin Hubble, który pracował nad 100-calowym teleskopem zwierciadlanym w kalifornijskim Obserwatorium Mount Wilson. W latach 1923-1924 odkrył, że Mgławica Andromeda składa się z wielu świecących obiektów, wśród których znajdują się gwiazdy zmienne z rodziny Cefeid. Wtedy już było wiadomo, że okres zmiany ich pozornej jasności jest związany z bezwzględną jasnością, dlatego cefeidy nadają się do kalibracji kosmicznych odległości. Z ich pomocą Hubble oszacował odległość do Andromedy na 285 000 parseków (według współczesnych danych jest to 800 000 parseków). Uważano wówczas, że średnica Drogi Mlecznej wynosi w przybliżeniu 100 000 parseków (w rzeczywistości jest trzykrotnie mniejsza). Wynikało z tego, że Andromedę i Drogę Mleczną należy uważać za niezależne gromady gwiazd. Wkrótce Hubble zidentyfikował jeszcze dwie niezależne galaktyki, co ostatecznie potwierdziło hipotezę o „wyspowych wszechświatach”.

Należy uczciwie zauważyć, że dwa lata przed Hubble'em odległość do Andromedy została obliczona przez estońskiego astronoma Ernsta Opika, którego wynik - 450 000 parseków - był bliższy prawidłowemu. Wykorzystał jednak szereg rozważań teoretycznych, które nie były tak przekonujące, jak bezpośrednie obserwacje Hubble'a.

Do roku 1926 Hubble przeprowadził statystyczną analizę obserwacji czterystu „mgławic pozagalaktycznych” (używał tego terminu przez długi czas, unikając nazywania ich galaktykami) i zaproponował wzór na powiązanie odległości do mgławicy z jej pozorną jasnością. . Pomimo ogromnych błędów tej metody, nowe dane potwierdziły, że mgławice są mniej więcej równomiernie rozmieszczone w przestrzeni i znajdują się daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Teraz nie było już wątpliwości, że kosmos nie ogranicza się do naszej Galaktyki i jej najbliższych sąsiadów.

Kosmiczni projektanci mody

Eddington zainteresował się wynikami Sliphera jeszcze przed ostatecznym wyjaśnieniem natury mgławic spiralnych. W tym czasie istniał już model kosmologiczny, który w pewnym sensie przewidywał efekt zidentyfikowany przez Slifera. Eddington dużo o tym myślał i oczywiście nie przegapił okazji, aby nadać obserwacjom astronoma z Arizony kosmologiczny dźwięk.

Współczesna kosmologia teoretyczna rozpoczęła się w 1917 roku dwoma rewolucyjnymi artykułami prezentującymi modele wszechświata oparte na ogólnej teorii względności. Jedną z nich napisał sam Einstein, drugą holenderski astronom Willem de Sitter.

Prawa Hubble'a

Edwin Hubble empirycznie znalazł przybliżoną proporcjonalność między przesunięciami ku czerwieni a odległościami galaktycznymi, którą zamienił na proporcjonalność między prędkościami i odległościami za pomocą wzoru Dopplera-Fizeau. Mamy więc tutaj do czynienia z dwoma różnymi wzorcami.
Hubble nie wiedział, jak są ze sobą spokrewnieni, ale co mówi dzisiejsza nauka?
Jak wykazał Lemaitre, liniowa korelacja między kosmologicznymi (spowodowanymi ekspansją Wszechświata) przesunięciami ku czerwieni a odległościami nie jest bynajmniej absolutna. W praktyce jest to dobrze obserwowane tylko dla przesunięć mniejszych niż 0,1. Zatem empiryczne prawo Hubble'a nie jest dokładne, ale przybliżone, a wzór Dopplera-Fizo jest ważny tylko dla małych przesunięć widma.
Jednak dla wszelkich przesunięć ku czerwieni obowiązuje prawo teoretyczne wiążące prędkość radialną odległych obiektów z odległością do nich (ze współczynnikiem proporcjonalności w postaci parametru Hubble'a V=Hd). Jednak pojawiająca się w nim prędkość V wcale nie jest prędkością sygnałów fizycznych lub ciał rzeczywistych w przestrzeni fizycznej. Jest to tempo wzrostu odległości między galaktykami i gromadami galaktyk, które wynika z rozszerzania się wszechświata. Moglibyśmy go zmierzyć tylko wtedy, gdybyśmy byli w stanie zatrzymać ekspansję Wszechświata, błyskawicznie naciągnąć taśmy miernicze między galaktykami, odczytać odległości między nimi i podzielić je na przedziały czasowe między pomiarami. Oczywiście prawa fizyki na to nie pozwalają. Dlatego kosmolodzy wolą używać parametru Hubble'a H w innym wzorze, w którym pojawia się współczynnik skali Wszechświata, opisujący właśnie stopień jego ekspansji w różnych epokach kosmicznych (ponieważ parametr ten zmienia się w czasie, jego współczesną wartość oznaczamy przez H0 ). Wszechświat rozszerza się teraz w coraz szybszym tempie, więc wartość parametru Hubble'a rośnie.
Mierząc kosmologiczne przesunięcia ku czerwieni, uzyskujemy informację o stopniu ekspansji przestrzeni. Światło galaktyki, które dotarło do nas z kosmologicznym przesunięciem ku czerwieni z, opuściło je, gdy wszystkie odległości kosmologiczne były 1+z razy mniejsze niż w naszej erze. Uzyskanie dodatkowych informacji o tej galaktyce, takich jak aktualna odległość czy szybkość jej oddalania się od Drogi Mlecznej, jest możliwe tylko przy pomocy konkretnego modelu kosmologicznego. Na przykład w modelu Einsteina-de Sittera galaktyka o z = 5 oddala się od nas z prędkością równą 1,1 s (prędkość światła). Ale jeśli popełnisz powszechny błąd i po prostu wyrównasz V / c i z, prędkość ta będzie pięciokrotnie większa od prędkości światła. Rozbieżność, jak widzimy, jest poważna.
Zależność prędkości odległych obiektów od przesunięcia ku czerwieni według SRT, GR (w zależności od modelu i czasu, krzywa przedstawia aktualny czas i aktualny model). Przy małych przemieszczeniach zależność jest liniowa.

Einstein, zgodnie z duchem czasu, wierzył, że Wszechświat jako całość jest statyczny (próbował uczynić go również nieskończonym w przestrzeni, ale nie mógł znaleźć poprawnych warunków brzegowych dla swoich równań). W rezultacie zbudował model zamkniętego wszechświata, którego przestrzeń ma stałą dodatnią krzywiznę (a więc ma stały skończony promień). Wręcz przeciwnie, czas w tym wszechświecie płynie w sposób newtonowski, w tym samym kierunku iz tą samą prędkością. Czasoprzestrzeń tego modelu jest zakrzywiona ze względu na składową przestrzenną, natomiast czasowa nie jest w żaden sposób zdeformowana. Statyczny charakter tego świata zapewnia specjalną „wstawkę” w głównym równaniu, która zapobiega zawaleniu grawitacyjnemu, a tym samym działa jako wszechobecne pole antygrawitacyjne. Jego intensywność jest proporcjonalna do specjalnej stałej, którą Einstein nazwał stałą uniwersalną (obecnie zwaną stałą kosmologiczną).

Kosmologiczny model Lemaitre'a opisujący ekspansję Wszechświata znacznie wyprzedził swoje czasy. Wszechświat Lemaitre'a zaczyna się od Wielkiego Wybuchu, po którym ekspansja najpierw zwalnia, a potem zaczyna przyspieszać.

Model Einsteina umożliwił obliczenie wielkości wszechświata, całkowitej ilości materii, a nawet wartości stałej kosmologicznej. Do tego potrzebna jest tylko średnia gęstość materii kosmicznej, którą w zasadzie można wyznaczyć z obserwacji. To nie przypadek, że model ten był podziwiany przez Eddingtona i używany w praktyce przez Hubble'a. Jest jednak zrujnowany przez niestabilność, której Einstein po prostu nie zauważył: przy najmniejszym odchyleniu promienia od wartości równowagi, świat Einsteina albo się rozszerza, albo ulega załamaniu grawitacyjnemu. Dlatego taki model nie ma nic wspólnego z rzeczywistym Wszechświatem.

pusty świat

De Sitter zbudował także, jak sam wierzył, statyczny świat o nieustannej krzywiźnie, ale nie pozytywnej, lecz negatywnej. Jest w nim obecna kosmologiczna stała Einsteina, ale materia jest całkowicie nieobecna. Gdy wprowadzane są badane cząstki o dowolnie małej masie, rozpraszają się i dążą do nieskończoności. Ponadto czas na peryferiach wszechświata de Sittera płynie wolniej niż w jego centrum. Z tego powodu z dużych odległości fale świetlne docierają z przesunięciem ku czerwieni, nawet jeśli ich źródło jest nieruchome względem obserwatora. Tak więc w latach dwudziestych Eddington i inni astronomowie zastanawiali się, czy model de Sittera ma coś wspólnego z rzeczywistością odzwierciedloną w obserwacjach Slifera.

Te podejrzenia potwierdziły się, choć w inny sposób. Statyczna natura wszechświata de Sittera okazała się urojona, ponieważ wiązała się z niefortunnym wyborem układu współrzędnych. Po naprawieniu tego błędu przestrzeń de Sittera okazała się płaska, euklidesowa, ale niestatyczna. Dzięki antygrawitacyjnej stałej kosmologicznej rozszerza się przy zachowaniu zerowej krzywizny. W wyniku tej ekspansji wzrastają długości fal fotonów, co pociąga za sobą przesunięcie linii widmowych przewidywane przez de Sittera. Warto zauważyć, że tak tłumaczy się dziś kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni odległych galaktyk.

Od statystyki do dynamiki

Historia otwarcie niestatycznych teorii kosmologicznych zaczyna się od dwóch artykułów radzieckiego fizyka Aleksandra Fridmana opublikowanych w niemieckim czasopiśmie Zeitschrift fur Physik w 1922 i 1924 roku. Friedman obliczył modele wszechświatów ze zmienną w czasie dodatnią i ujemną krzywizną, które stały się złotym zasobem kosmologii teoretycznej. Jednak prace te nie zostały dostrzeżone przez współczesnych (Einstein początkowo uważał nawet pierwszy artykuł Friedmana za matematycznie błędny). Sam Friedman uważał, że astronomia nie dysponowała jeszcze arsenałem obserwacji, które pozwoliłyby decydować, który z modeli kosmologicznych jest bardziej zgodny z rzeczywistością, i dlatego ograniczył się do czystej matematyki. Być może postąpiłby inaczej, gdyby przeczytał wyniki Sliphera, ale tak się nie stało.

Inaczej myślał Georges Lemaitre, największy kosmolog pierwszej połowy XX wieku. W domu, w Belgii, obronił pracę doktorską z matematyki, a następnie w połowie lat 20. studiował astronomię – w Cambridge u Eddingtona oraz w Obserwatorium Harvarda u Harlowa Shapleya (podczas pobytu w USA, gdzie przygotował drugą rozprawę na MIT, poznał Sliphera i Hubble'a). W 1925 roku Lemaitre jako pierwszy pokazał, że statyczny charakter modelu de Sittera jest wyimaginowany. Po powrocie do ojczyzny jako profesor na Uniwersytecie w Louvain, Lemaitre zbudował pierwszy model rozszerzającego się wszechświata z wyraźnym astronomicznym uzasadnieniem. Bez przesady praca ta stała się rewolucyjnym przełomem w nauce o kosmosie.

powszechna rewolucja

W swoim modelu Lemaitre zachował stałą kosmologiczną o wartości liczbowej Einsteina. Dlatego jego wszechświat zaczyna się w stanie statycznym, ale z czasem, z powodu fluktuacji, wchodzi na ścieżkę ciągłej ekspansji z coraz większą prędkością. Na tym etapie zachowuje dodatnią krzywiznę, która zmniejsza się wraz ze wzrostem promienia. Lemaitre zawarł w swoim wszechświecie nie tylko materię, ale także promieniowanie elektromagnetyczne. Nie zrobili tego ani Einstein, ani de Sitter, którego dzieła znał Lemaitre, ani Friedmann, o którym wówczas nic nie wiedział.

Powiązane współrzędne

W obliczeniach kosmologicznych wygodnie jest używać współruchliwych układów współrzędnych, które rozszerzają się zgodnie z rozszerzaniem się wszechświata. W wyidealizowanym modelu, w którym galaktyki i gromady galaktyk nie uczestniczą w żadnych ruchach własnych, współrzędne ich przemieszczania się nie zmieniają się. Ale odległość między dwoma obiektami w danym momencie jest równa ich stałej odległości we współrzędnych poruszających się pomnożonej przez wielkość współczynnika skali dla tego momentu. Sytuację tę można łatwo zilustrować na dmuchanym globusie: szerokość i długość geograficzna każdego punktu nie zmienia się, a odległość między dowolną parą punktów rośnie wraz ze wzrostem promienia.
Wykorzystanie comovych współrzędnych pomaga zrozumieć głębokie różnice między kosmologią rozszerzającego się wszechświata, szczególną teorią względności i fizyką newtonowską. Tak więc w mechanice Newtona wszystkie ruchy są względne, a absolutna bezruch nie ma fizycznego znaczenia. Wręcz przeciwnie, w kosmologii bezruch we współrzędnych poruszających się jest absolutny iw zasadzie można go potwierdzić obserwacjami. Szczególna teoria względności opisuje procesy w czasoprzestrzeni, z których można na nieskończoną liczbę sposobów wyodrębniać składowe przestrzenne i czasowe za pomocą przekształceń Lorentza. Przeciwnie, czasoprzestrzeń kosmologiczna w naturalny sposób rozpada się na zakrzywioną, rozszerzającą się przestrzeń i pojedynczy kosmiczny czas. W tym przypadku prędkość recesji odległych galaktyk może wielokrotnie przekraczać prędkość światła.

Lemaitre z USA zasugerował, że przesunięcia ku czerwieni odległych galaktyk powstają w wyniku rozszerzania się przestrzeni kosmicznej, która „rozciąga” fale świetlne. Teraz udowodnił to matematycznie. Wykazał również, że małe (znacznie mniejsze jednostki) przesunięcia ku czerwieni są proporcjonalne do odległości do źródła światła, a współczynnik proporcjonalności zależy tylko od czasu i niesie informację o aktualnym tempie rozszerzania się Wszechświata. Ponieważ ze wzoru Dopplera-Fizeau wynikało, że prędkość radialna galaktyki jest proporcjonalna do jej przesunięcia ku czerwieni, Lemaitre doszedł do wniosku, że prędkość ta jest również proporcjonalna do jej odległości. Po przeanalizowaniu prędkości i odległości 42 galaktyk z listy Hubble'a oraz uwzględnieniu wewnątrzgalaktycznej prędkości Słońca ustalił wartości współczynników proporcjonalności.

Niewidoczna praca

Lemaitre opublikował swoją pracę w 1927 roku po francusku w mało czytanym czasopiśmie Annals of the Brussels Scientific Society. Uważa się, że był to główny powód, dla którego początkowo prawie nie została zauważona (nawet przez jego nauczyciela Eddingtona). To prawda, że ​​jesienią tego roku Lemaitre mógł przedyskutować swoje odkrycia z Einsteinem i dowiedział się od niego o wynikach Friedmanna. Twórca ogólnej teorii względności nie miał zastrzeżeń technicznych, ale zdecydowanie nie wierzył w fizyczną realność modelu Lemaître'a (tak jak wcześniej nie akceptował wniosków Friedmanna).

Wykresy Hubble'a

Tymczasem pod koniec lat dwudziestych Hubble i Humason odkryli liniową korelację między odległościami do 24 galaktyk a ich prędkościami radialnymi obliczonymi (głównie przez Slifera) na podstawie przesunięć ku czerwieni. Hubble wywnioskował z tego, że prędkość promieniowa galaktyki jest wprost proporcjonalna do jej odległości. Współczynnik tej proporcjonalności jest teraz oznaczony jako H0 i nazywany parametrem Hubble'a (według najnowszych danych jest nieco wyższy niż 70 (km / s) / megaparsek).

Artykuł Hubble'a o liniowej zależności między prędkościami galaktycznymi a odległościami został opublikowany na początku 1929 roku. Rok wcześniej młody amerykański matematyk Howard Robertson podążył za Lemaitre'em, wyprowadzając tę ​​zależność z modelu rozszerzającego się wszechświata, który Hubble mógł znać. Jednak o tym modelu nie wspomniano bezpośrednio ani pośrednio w jego słynnym artykule. Później Hubble wyraził wątpliwości, czy prędkości pojawiające się w jego formule faktycznie opisują ruchy galaktyk w przestrzeni kosmicznej, ale zawsze powstrzymywał się od ich szczegółowej interpretacji. Znaczenie swojego odkrycia dostrzegł w wykazaniu proporcjonalności odległości galaktycznych i przesunięć ku czerwieni, pozostawiając resztę teoretykom. Dlatego, z całym szacunkiem dla Hubble'a, nie ma powodu, aby uważać go za odkrywcę ekspansji Wszechświata.

A jednak się rozwija!

Niemniej jednak Hubble utorował drogę do uznania ekspansji wszechświata i modelu Lemaitre'a. Już w 1930 roku hołd jej oddali tacy mistrzowie kosmologii, jak Eddington i de Sitter; nieco później naukowcy zauważyli i docenili pracę Friedmana. W 1931, za sugestią Eddingtona, Lemaitre przetłumaczył na angielski swój artykuł (z małymi cięciami) do Miesięcznego Biuletynu Królewskiego Towarzystwa Astronomicznego. W tym samym roku Einstein zgodził się z wnioskami Lemaitre'a, a rok później wraz z de Sitterem zbudował model rozszerzającego się wszechświata o płaskiej przestrzeni i zakrzywionym czasie. Model ten, ze względu na swoją prostotę, od dawna cieszy się dużą popularnością wśród kosmologów.

W tym samym 1931 roku Lemaitre opublikował krótki (bez żadnej matematyki) opis jeszcze innego modelu wszechświata, który łączył kosmologię i mechanikę kwantową. W tym modelu momentem początkowym jest eksplozja atomu pierwotnego (Lemaitre nazywał go też kwantem), która dała początek zarówno przestrzeni, jak i czasowi. Ponieważ grawitacja spowalnia ekspansję nowonarodzonego Wszechświata, jego prędkość maleje - możliwe, że prawie do zera. Lemaitre wprowadził później do swojego modelu stałą kosmologiczną, która spowodowała, że ​​wszechświat wszedł w stan ustalonego, przyspieszającego rozszerzania się w czasie. Przewidział więc zarówno ideę Wielkiego Wybuchu, jak i współczesne modele kosmologiczne uwzględniające obecność ciemnej energii. A w 1933 utożsamił stałą kosmologiczną z gęstością energii próżni, o której nikt wcześniej nie pomyślał. To po prostu niesamowite, jak bardzo ten naukowiec, z pewnością zasługujący na miano odkrywcy ekspansji Wszechświata, wyprzedził swoje czasy!

Jak wszechświat się rozszerza

Yuri Efremov, doktor nauk fizycznych i matematycznych

Rosyjscy naukowcy wykazali, że ekspansją wszechświata steruje fizyczna próżnia, odkryta w 1998 roku przez obserwacje astronomiczne. To nieoczekiwane odkrycie otwiera nowe drogi dla rozwoju nauk przyrodniczych i zrozumienia najgłębszych wzorców otaczającego nas świata.

Czy nauka fundamentalna rozwiązuje problemy stojące przed ludzkością, czy prowadzi tylko do nowych niebezpieczeństw? - odpowiedź na to pytanie zależy od tego, jak daleko dana osoba jest w stanie spojrzeć. Wszystkie dobrodziejstwa cywilizacyjne przyjmujemy za pewnik, ale wszystkie one, podobnie jak sukcesy medycyny, były wynikiem wielu dziesięcioleci i stuleci pracy naukowców, którzy w opinii laika zajmowali się błahymi czynnościami, takimi jak obserwowanie gwiazdy lub życie niektórych głupców. Zastosowanie wyników nauki, niekontrolowane przez naukowców, przyniosło także wiele trudnych problemów, ale teraz tylko dalszy rozwój nauki może nas przed nimi uratować, a także dostarczyć nowych źródeł energii i uratować nas przed wyzwaniami przyszłości , takich jak nowe epidemie lub klęski żywiołowe.

Rozwój nauk przyrodniczych, które prędzej czy później przynoszą owoce niezbędne do dalszego istnienia naszej cywilizacji, możliwy jest tylko wtedy, gdy wszystkie jej gałęzie rozwijają się równomiernie, bez względu na to, jak odległe mogą się wydawać od dzisiejszych potrzeb człowieka. Do 1939 roku badania nad jądrami atomowymi wydawały się stratą pieniędzy; niewielu badaczy zajęło się tym problemem tylko dlatego, że chcieli wiedzieć, jak działa świat. Ta ciekawość pozostaje siłą napędową nauki; problemy, z jakimi się boryka, są zdeterminowane wewnętrzną logiką jego rozwoju.

Wydawałoby się, że astronomia należy do najbardziej rozpraszających życie zawodów, zwłaszcza teraz, kiedy ani piloci, ani żeglarze nie potrzebują jej usług. Przypomnijmy jednak słowa Einsteina: „Narzędzia intelektualne, bez których rozwój nowoczesnej technologii byłby niemożliwy, pochodziły głównie z obserwacji gwiazd”. W ostatnich latach rozwój fizyki teoretycznej (która w XX wieku dała nam nie tylko bombę, ale także lasery i wszelkiego rodzaju elektronikę...) jeszcze bardziej związał się z sukcesami astronomii. I w tej nauce pod koniec XX wieku rozpoczęła się prawdziwa rewolucja, o której opinia publiczna wciąż niewiele wie. (Opisane jest to w dwóch niedawno opublikowanych książkach pracowników NOK MSU: Yu.N. Efremov, „Deep into the Universe”, M., URSS, 2003; A.M. Cherepashchuk, A.D. Chernin, „The Universe, Life, Black Holes ”, M., Wek-II, 2003).

Kiedyś - może za kilka lat, a może dopiero za kilkadziesiąt lat - ta rewolucja przyniesie ludzkości owoce, których początki do tego czasu zostaną zapomniane, tak jak zapomniane są początki naszego obecnego miejskiego komfortu prawie wszyscy. Jednak człowiek ma również potrzeby duchowe. Od dawna mówi się, że różni się od niektórych zwierząt tym, że czasami potrafi podnieść głowę do nieba i spojrzeć na gwiazdy…

W tym artykule porozmawiamy o wkładzie rosyjskich naukowców w rozwój kosmologii w ostatnich latach, który doprowadził do radykalnej zmiany w naszym rozumieniu Wszechświata. Kosmologia, nauka o wszechświecie jako całości, stojąca na przecięciu fizyki

i astronomia narodziła się jednocześnie z ogólną teorią względności. Z jej równań, napisanych przez Alberta Einsteina w 1916 roku, pierwotnie wynikało, że wszechświat nie może być statyczny, musi się rozszerzać lub kurczyć.

Jednak od niepamiętnych czasów filozofowie byli pewni, że Kosmos, Wszechświat jako całość, jest wieczny i niezmienny. Nie było danych obserwacyjnych, które pozwoliłyby w 1916 roku mówić o ekspansji Wszechświata - a tak naprawdę Wszechświat nie został jeszcze odkryty. Einstein uważał, że jest zamieszkany przez gwiazdy, a nasz system Drogi Mlecznej obejmuje cały Wszechświat. Nie zaobserwowano dużych prędkości ruchu gwiazd, co dało mu empiryczne podstawy do dodania do swoich równań jeszcze jednego wyrazu - stałej kosmologicznej, która powinna czynić Wszechświat statycznym.

Jednak już w 1925 roku stało się zupełnie jasne, że nasz układ gwiezdny jest tylko jednym z niezliczonych takich układów – galaktyk zamieszkujących rozległy Wszechświat (ryc. 1). Znane były już duże prędkości ruchu wzdłuż linii widzenia galaktyk – linie w widmach odległych galaktyk były niezmiennie przesunięte ku czerwieni. Było to konsekwencją efektu Dopplera, który powoduje przesunięcie linii widmowych na stronę długofalową (czerwoną), gdy obserwowane obiekty oddalają się od nas, oraz na stronę niebieską, gdy się zbliżają.

Do 1929 roku, dzięki pracy Edwina Hubble'a i Miltona Humasona nad największym wówczas 2,5-metrowym teleskopem na świecie na Mount Wilson w Kalifornii, stało się zupełnie jasne, że istnieje proporcjonalność między prędkościami oddalających się galaktyk a ich odległościami od nas. (oczywiście faktycznie zwiększając wszystkie odległości między wszystkimi galaktykami) - Wszechświat się rozszerza (ryc. 2). Wydawało się, że potrzeba stałej kosmologicznej zniknęła - Wszechświat rzeczywiście okazał się niestatyczny. Odległości galaktyk R są przedstawione wzorem R = Ht, gdzie t to czas, a H to stała, nazwana później stałą Hubble'a.

Po tym odkryciu Einstein nazwał wprowadzenie stałej kosmologicznej swoim największym błędem. A do końca XX wieku czołowi fizycy byli przekonani, że ta stała nie jest potrzebna - jest równa zeru. Dopiero teraz zaczynamy rozumieć, że Einstein pomylił się tylko w nadaniu stałej kosmologicznej wartości koniecznej właśnie dla statycznej natury Wszechświata. Niedawno udowodniono istnienie pewnego rodzaju siły, wraz ze zwykłą siłą grawitacji rządzącą dynamiką wszechświata. Po odkryciu ekspansji Wszechświata (w 1929 r.) i kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła pozostałego z pierwszych tysiącleci ekspansji Wszechświata (w 1965 r.) jest to największe osiągnięcie astronomii obserwacyjnej i kosmologii. Można to porównać jedynie z dowodami na obecność supermasywnych czarnych dziur w jądrach galaktyk.

Wyboru między modelami kosmologicznymi opisującymi Wszechświat jako całość można dokonać porównując z obserwacjami teoretycznych zależności między przesunięciem ku czerwieni a odległościami odległych obiektów o znanej jasności: przy dużych przesunięciach ku czerwieni powinny pojawić się cechy, które powinny powiedzieć, czy rozszerzanie się Wszechświata przyspiesza, jednostajnie lub zwalnia. A to w zasadzie może dać wartość stałej kosmologicznej.

Główna trudność w zastosowaniu tej metody wiąże się z koniecznością posiadania wiarygodnych danych o najdalszych obiektach o znanej jasności – a także w określeniu tej jasności, a tym samym odległości. Przez długi czas jedynymi obiektami, które zdawały się spełniać te wymagania, były najjaśniejsze galaktyki w bogatych gromadach, których jasność można uznać w przybliżeniu za taką samą. Pozostały jednak poważne problemy, związane w szczególności z tym, że widzimy najdalsze galaktyki o miliardy lat młodsze od galaktyk z naszego sąsiedztwa (ryc. 3).

Oczywiście problem początku ekspansji pozostał jeszcze poważniejszy - jej ekstrapolacja wstecz prowadzi do wniosku, że miliardy lat temu cała materia Wszechświata była skoncentrowana w objętości punktowej. Sam Hubble był przerażony tym niezmiennym wnioskiem ze swojego odkrycia i rozważał starzenie się fotonów - spadek ich energii i (a tym samym wzrost długości fali) w drodze z głębi Wszechświata. Jednak założenie to pociąga za sobą szereg konsekwencji, które nie zgadzają się ani z teorią, ani z obserwacjami.

Na tle tego superproblemu inny przez długi czas pozostawał niezauważony. Zgodnie z istniejącą teorią, ekspansja kosmologiczna w świecie jednorodnym i izotropowym zachodzi zgodnie z prawem liniowym, jeśli przejdziemy do odległości, przy których prędkość tej ekspansji przestrzeni przekracza prędkość galaktyk, ze względu na ich ruch podczas oddziaływania grawitacyjnego z sąsiednie galaktyki. Hubble posiadał dane tylko do odległości (we współczesnej skali) około 20 megaparseków (~60 tysięcy lat świetlnych), jego najdalsze galaktyki należały do ​​gromady galaktyk w gwiazdozbiorze Panny. Niemniej jednak Hubble odkrył, że prędkości oddalania się galaktyk zależą liniowo od odległości, chociaż teraz wiemy, że jednorodność rozkładu galaktyk w przestrzeni i izotropia ich prędkości występują tylko w skalach od 100 do 300 megaparseków. I okazuje się, że na tych odległościach stała Hubble'a ma taką samą wartość jak na odległościach 2 - 20 megaparseków.

Dopiero w 1972 roku paradoksalny charakter tej okoliczności zauważył największy amerykański astronom Allan Sandage, uczeń Hubble'a. Podkreślił również potrzebę wyjaśnienia innej osobliwości - obecność gromad galaktyk, w obrębie których poruszają się one szybko, nie powoduje dużego rozrzutu pozycji galaktyk wokół środkowej linii przesunięcia ku czerwieni względem odległości. W artykule opublikowanym w 1999 roku Sandage stwierdził, że lokalne i globalne wartości stałej Hubble'a pokrywają się z dokładnością co najmniej 10%.

Podobne wyniki przy użyciu jeszcze dokładniejszych danych uzyskała niedawno firma I.D. Hubble'a (ryc. 4). Stała Hubble'a zmierzona przez Karachentseva i wsp. na podstawie danych o galaktykach w odległości do 8 megaparseków okazała się taka sama, jak ta z danych dla najodleglejszych galaktyk. Sandage nie potrafił wyjaśnić tego paradoksu i doszedł do wniosku, że „pozostaje nam ta tajemnica”. Co prawda już w 1972 podejrzewał, że stałość ekspansji Wszechświata we wszystkich skalach wynika z głębokich przyczyn kosmologicznych. I to było prawidłowe przypuszczenie.

W latach 90. stało się jasne, że supernowe typu Ia mogą służyć jako „standardowe świece” znacznie lepiej niż najjaśniejsze galaktyki w gromadach. Są to gwiazdy, które przez kilka dni lub tygodni rozbłyskują tak jasno, że stają się porównywalne pod względem jasności do całej galaktyki. Zjawisko supernowych typu Ia występuje w ciasnych układach składających się z dwóch gęstych gwiazd - białych karłów podczas wymiany materii między składnikami układu (rys. 5).

Próby wykorzystania tego typu supernowych na potrzeby kosmologii rozpoczęły się dość dawno temu, jednak brakowało danych obserwacyjnych. Problemem była trudność w uzyskaniu czasów obserwacyjnych za pomocą dużych teleskopów. Komisje, które przydzielają czas tym teleskopom, były używane do niechęci do próśb o pracę, taką jak wyszukiwanie, śledzenie, ankiety; duże teleskopy przeznaczone są do badania unikalnych obiektów...

Sukces przyszedł do 1997 roku jednocześnie do dwóch zespołów. Jeden z nich powstał w 1988 roku w Laboratorium Narodowym. Lawrence w USA i składał się głównie z fizyków, kierował nim S. Perlmutter; innym zespołem astronomów kierował w 1994 r. B. Schmidt, który pracował w obserwatoriach Mount Stromlo i Siding Spring w Australii. Zespoły te uzyskały dostęp do 4-metrowych teleskopów w tym obserwatorium i Cerro Tololo, a później do Kosmicznego Teleskopu Hubble'a i 10-metrowego teleskopu Kecka na Wyspach Hawajskich; na tym ostatnim uzyskano dane spektralne (które, nawiasem mówiąc, pokazały, że podobne zmiany spektralne zachodzą wolniej w odległych supernowych niż w bliższych - kolejny dowód na dopplerowski charakter przesunięcia ku czerwieni).

Wyniki wydawały się – i niektórym nadal wydają się – niewiarygodne. Odległe supernowe okazały się systematycznie słabsze niż wymagało tego liniowe prawo Hubble'a, co oznaczało, że Wszechświat rozszerza się z przyspieszeniem, a stała kosmologiczna nie jest równa zeru, ale ma znak dodatni (ryc. 6). S. Perlmutter mówi, że po jednym ze swoich pierwszych wystąpień z przesłaniem o odkryciu znany fizyk teoretyczny zauważył, że te wyniki obserwacji muszą być błędne, skoro stała kosmologiczna musi być bardzo bliska zeru.

Na wiarygodność wyników wskazywała jednak bliskość niezależnych wniosków obu zespołów, które dokładnie rozważyły ​​wszystkie możliwe źródła błędów. Możliwe było uwzględnienie niewielkich różnic w maksymalnej jasności supernowych na podstawie prac wykonanych w latach 70. przez Yu.P.

W październiku 2003 r. duży międzynarodowy zespół astronomów potwierdził przyspieszającą ekspansję wszechświata. Uzyskali dane dotyczące 23 supernowych, w tym 7 bardzo odległych, co pozwala śmiało stwierdzić, że przyspieszenie ekspansji Wszechświata nie jest widoczne, a charakterystyka supernowych Ia nie zależy od ich odległości i wieku.

Przyspieszona ekspansja wszechświata skłania niektórych fizyków do wprowadzenia nowego bytu, „kwintesencji”, nowego pola fizycznego, dla którego efektywna gęstość grawitacyjna jest ujemna i które w związku z tym jest zdolne do wytworzenia antygrawitacji, prowadząc do przyspieszenia ekspansji wszechświata. wszechświat. Jednak klasycy nauki uczą nas, aby nie wprowadzać nowych bytów, chyba że jest to absolutnie konieczne. Próżnia przestrzeni, która jest obecna wszędzie, ma tę samą właściwość podciśnienia. Pojawia się również w fizyce mikrokosmosu, reprezentując najniższy stan energetyczny pól kwantowych. To w nim zachodzą oddziaływania cząstek elementarnych; Rzeczywistość fizycznej próżni została bezdyskusyjnie ustalona w kilku eksperymentach.

Teraz są wszelkie powody, by sądzić, że kosmologiczny termin we równaniach Einsteina dokładnie opisuje gęstość energii i próżnię. Ta gęstość jest stała w czasie i przestrzeni oraz w każdym układzie odniesienia i ma wartość dodatnią.

Podciśnienie jest równe ujemnej gęstości razy kwadrat prędkości światła, a zatem jest ujemne, co powoduje przyspieszoną ekspansję Wszechświata, którą można obecnie znaleźć w danych dotyczących odległych supernowych.

To właśnie właściwości próżni umożliwiają wyjaśnienie paradoksu Sandage'a. On i jego współautorzy (Astrophys. J., V. 590, P. 256, 2003) zauważają, że rosyjscy i fińscy astronomowie zrobili to jako pierwsi w 2001 roku. Według A.D. Chernin (GAISH MGU), P. Teerikorpi (Turku Observatory) i Yu.V. 1153, 2001) - paradoksalne wyniki Sandage'a i Karachentseva tłumaczy się tym, że to próżnia determinuje dynamikę Wszechświata . Wielkoskalowa kinematyka galaktyk - ekspansja Wszechświata - jest jednorodna, regularna, chociaż ich rozkład przestrzenny jest bardzo nieregularny w tych samych objętościach. Oznacza to, że wielkoskalową dynamiką galaktyk steruje próżnia, której gęstość zaczyna przewyższać gęstość materii już z odległości rzędu 1,5 - 2 kpc od nas. Jego gęstość jest wszędzie taka sama i to właśnie ta gęstość wyznacza tempo ekspansji - stałą Hubble'a. Dynamiczny efekt próżni nie zależy ani od ruchu, ani od rozmieszczenia galaktyk w przestrzeni. W ten sposób, opierając się na wyjaśnieniu przyspieszonej ekspansji Wszechświata przez obecność kosmicznej próżni, A. Chernin i jego współpracownicy znaleźli naturalne wyjaśnienie paradoksu Sandage. Pojęcie kwintesencji pozostaje wymyślone ad hoc - zostało zaproponowane tylko dlatego, że podana przez obserwacje astronomiczne wartość gęstości energii i próżni jest niezgodna z przekonaniami wielu fizyków.

Wszystko więc sprowadza się do tego, że astronomom udało się zmierzyć wartość, o której od dawna marzyli fizycy - gęstość energii i próżnię. Wynik był nieoczekiwany. Spodziewano się, że taka podstawowa wielkość powinna mieć jakąś wyróżniającą się wartość, albo zero, albo wyznaczoną przez gęstość Plancka - kombinację stałej grawitacyjnej, prędkości światła i stałej Plancka, która ma wymiar gęstości i wynosi 5 x 1093 g/cm3. Jednak gęstość próżni obserwowana przez astronomów jest o 122 rzędy wielkości mniejsza niż gęstość Plancka - a jednak w żadnym wypadku nie jest równa zero! Gęstość energii i próżni wynosi około 70% gęstości całej materii Wszechświata. Wynik ten wynika również z pomiarów satelitarnych fluktuacji tła CMB. Oznacza to, że wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność...

Wszystko to stwarza trudne problemy dla fizyki fundamentalnej. W artykule przeglądowym w UFN, A.D. Chernin opowiada się za założeniem, że natura próżni musi być w jakiś sposób powiązana z fizyką procesów elektrosłabych, gdy wiek świata wynosi około 10-12 sekund. W dobie, gdy temperatura rozszerzającej się przestrzeni spadła do wartości odpowiadającej tym procesom, być może ostatni skok (przejście fazowe) nastąpił w stanie pierwotnej próżni, który wyznaczył współczesną wartość gęstości kosmicznej próżni fizycznej.

Pierwotna próżnia jest koncepcją teoretyczną o tym samym poziomie fundamentalności, co koncepcje czasu i przestrzeni. Zakłada się, że jego gęstość powinna być zbliżona do gęstości Plancka. Nie ma jeszcze danych obserwacyjnych potwierdzających jego istnienie, ale to właśnie fluktuacje pierwotnej próżni, według wielu teoretyków, powodują powstanie wielu wszechświatów o bardzo różnych wartościach stałych fizycznych w nich. Tym z tych wszechświatów, których parametry (na obecnym etapie!) są kompatybilne z życiem, jest Nasz Wszechświat...

Tak więc Wszechświat składa się w 70% z próżni, a tylko 4% to bariony, z których składają się gwiazdy i gaz. To także wynik ostatnich lat. Pozostałe 26% gęstości energii i Wszechświat daje "zimną ciemną materię", wykrywalną (jeszcze?) tylko przez jej pole grawitacyjne. Nośnikami tej ukrytej masy są najprawdopodobniej słabo oddziałujące cząstki elementarne, wciąż nieznane fizyce. Są intensywnie poszukiwane za pomocą urządzeń znajdujących się głęboko pod ziemią. Ale nie ma o czym rozmawiać.

Czy mogą powiedzieć, że pod koniec XX wieku astronomowie nie mieli nic? Ale nie, wspięliśmy się na kolejny szczyt wiedzy - i zobaczyliśmy z niego nowe szczyty. Byliśmy w stanie określić skład Wszechświata, obserwując gwiazdy, których masa wynosi tylko około 1% jego masy całkowitej (ryc. 7). To kolejny triumf nauki – i dowód na to, że nie będzie końca nauki, jeśli ludzkość ją poprze. A wtedy nie będziemy się bać żadnych wyzwań przyszłości!