รูปลักษณ์ใหม่ที่การขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาลอย่างไม่คาดคิด จักรวาลขยายตัวที่ไหน?

ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุดเป็นส่วนหนึ่งของกระจุกดาวขนาดใหญ่ที่เรียกว่ากาแล็กซีของเราหรือทางช้างเผือก เชื่อกันมานานแล้วว่านี่คือจักรวาลทั้งหมด และในปี 1924 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน Edwin Hubble ได้แสดงให้เห็นว่ากาแล็กซี่ของเราไม่ใช่กาแล็กซี่เดียว มีกาแล็กซีอื่นๆ มากมายที่แยกจากกันด้วยหย่อมพื้นที่ว่างขนาดยักษ์ เพื่อพิสูจน์สิ่งนี้ ฮับเบิลต้องวัดระยะทางไปยังดาราจักรอื่น เราสามารถกำหนดระยะทางไปยังดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุดได้โดยการบันทึกตำแหน่งของพวกมันในนภาขณะที่โลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ แต่กาแล็กซีอื่นๆ นั้นอยู่ห่างไกลจากดาวฤกษ์ใกล้เคียงมากจนดูเหมือนไม่อยู่กับที่ ดังนั้นฮับเบิลจึงถูกบังคับให้ใช้วิธีทางอ้อมในการวัดระยะทาง

ปัจจุบันความสว่างของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับสองปัจจัย ได้แก่ ความส่องสว่างที่แท้จริงและระยะห่างจากโลก สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด เราสามารถวัดทั้งความสว่างและระยะทางที่ปรากฎ ซึ่งช่วยให้เราคำนวณความส่องสว่างได้ ในทางกลับกัน เมื่อทราบความส่องสว่างของดาวในดาราจักรอื่นแล้ว เราสามารถคำนวณระยะทางของดาวได้โดยการวัดความสว่าง ฮับเบิลแย้งว่าดาวบางประเภทมักมีความส่องสว่างเท่ากันเสมอเมื่ออยู่ใกล้พอที่จะวัดได้ เมื่อพบดาวฤกษ์ที่คล้ายกันในดาราจักรอื่น เราสามารถสรุปได้ว่าพวกมันมีความส่องสว่างเท่ากัน ซึ่งจะทำให้เราสามารถคำนวณระยะทางไปยังดาราจักรอื่นได้ หากเราทำสิ่งนี้กับดาวฤกษ์หลายดวงในดาราจักรที่กำหนดและค่าที่ตรงกัน เราจะค่อนข้างมั่นใจในผลลัพธ์ของเรา ในทำนองเดียวกัน เอ็ดวิน ฮับเบิล สามารถคำนวณระยะทางไปยังกาแลคซีต่างๆ ได้เก้าแห่ง

วันนี้เรารู้ว่ากาแล็กซี่ของเราเป็นเพียงหนึ่งในหลายแสนล้านกาแล็กซี่ที่สำรวจด้วยกล้องโทรทรรศน์สมัยใหม่ ซึ่งแต่ละแห่งสามารถบรรจุดาวได้หลายแสนล้านดวง เราอาศัยอยู่ในกาแลคซี่ที่มีความกว้างประมาณ 100,000 ปีแสง มันหมุนอย่างช้าๆ และดวงดาวในแขนกังหันหมุนรอบจุดศูนย์กลางประมาณหนึ่งครั้งทุกๆ ร้อยล้านปี ดวงอาทิตย์ของเราเป็นดาวสีเหลืองขนาดกลางที่พบได้บ่อยที่สุดใกล้กับขอบด้านนอกของแขนกังหันข้างหนึ่ง ไม่ต้องสงสัยเลยว่าเรามาไกลตั้งแต่สมัยของอริสโตเติลและปโตเลมี เมื่อโลกถูกมองว่าเป็นศูนย์กลางของจักรวาลอย่างไม่ต้องสงสัย

ดวงดาวอยู่ไกลจากเรามากจนดูเหมือนเป็นเพียงจุดเล็กๆ ของแสง เราไม่สามารถแยกแยะขนาดหรือรูปร่างได้ นักวิทยาศาสตร์จำแนกได้อย่างไร? สำหรับดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ จะมีการกำหนดพารามิเตอร์เพียงหนึ่งเดียวที่สามารถสังเกตได้ นั่นคือสีของมัน
รังสี นิวตันค้นพบว่าแสงแดดที่ส่องผ่านปริซึมแตกตัวเป็นชุดของสี (สเปกตรัม) แบบเดียวกับรุ้ง โดยการโฟกัสกล้องโทรทรรศน์ไปที่ดาวฤกษ์หรือกาแลคซีแห่งหนึ่ง เราสามารถสังเกตสเปกตรัมแสงของวัตถุนั้นได้ ดาวฤกษ์ต่างกันมีสเปกตรัมต่างกัน แต่ความสว่างสัมพัทธ์ของสีแต่ละสีในสเปกตรัมนั้นมักจะสอดคล้องกับแสงที่พบในการเรืองแสงของวัตถุที่ร้อนจัด ซึ่งช่วยให้เราสามารถคำนวณอุณหภูมิจากสเปกตรัมของดาวฤกษ์ได้ ยิ่งไปกว่านั้น ในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เราสามารถตรวจจับการไม่มีสีเฉพาะบางสีได้ และสีเหล่านี้ก็แตกต่างกันไปสำหรับดาวแต่ละดวง เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าองค์ประกอบทางเคมีแต่ละชนิดดูดซับชุดสีตามลักษณะเฉพาะของมัน ดังนั้น โดยการระบุเส้นที่ขาดหายไปในสเปกตรัมการแผ่รังสีของดาวฤกษ์ เราจึงสามารถระบุได้อย่างแน่ชัดว่าองค์ประกอบทางเคมีใดอยู่ในชั้นนอกของดาว

เริ่มต้นในปี ค.ศ. 1920 ในการศึกษาสเปกตรัมของดาวฤกษ์ในดาราจักรอื่น นักดาราศาสตร์ได้ค้นพบข้อเท็จจริงที่น่าสังเกต: พวกมันไม่มีเส้นสีชุดเดียวกับดาวฤกษ์ในกาแลคซีของเรา แต่เส้นทั้งหมดถูกเลื่อนไปตามทิศทางของส่วนสีแดงของกาแล็กซีในปริมาณเท่ากัน คลื่นความถี่. คำอธิบายที่สมเหตุสมผลเพียงอย่างเดียวคือดาราจักรกำลังเคลื่อนตัวออกไปจากเรา และทำให้ความถี่ของคลื่นแสง (ที่เรียกว่าการเปลี่ยนสีแดง) ลดลงอันเนื่องมาจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์

ฟังเสียงรถยนต์บนทางหลวง ขณะที่รถเข้าใกล้คุณ เสียงของเครื่องยนต์จะดังขึ้นตามสัดส่วนของความถี่ของคลื่นเสียง และเบาลงเมื่อรถเคลื่อนตัวออกไป สิ่งเดียวกันนี้เกิดขึ้นกับคลื่นแสงหรือคลื่นวิทยุ อันที่จริงตำรวจจราจรใช้เอฟเฟกต์ Doppler เพื่อกำหนดความเร็วของรถโดยการเปลี่ยนความถี่ของสัญญาณวิทยุที่ส่งและรับ (การเปลี่ยนความถี่ขึ้นอยู่กับความเร็วของวัตถุสะท้อนนั่นคือรถ)

หลังจากฮับเบิลค้นพบการมีอยู่ของดาราจักรอื่น เขาเริ่มจัดทำรายการระยะทางและสังเกตสเปกตรัมของดาราจักรเหล่านั้น ในเวลานั้น หลายคนเชื่อว่าดาราจักรเคลื่อนที่แบบสุ่มอย่างสมบูรณ์ ดังนั้น ในจำนวนที่เท่ากัน สเปกตรัมที่มีทั้ง redshift และ blueshift ควรถูกตรวจจับ สิ่งที่น่าประหลาดใจโดยทั่วไปเมื่อพบว่าดาราจักรทั้งหมดมีการเปลี่ยนทิศทางสีแดง แต่ละคนกำลังย้ายออกไปจากเรา ผลงานที่ตีพิมพ์โดยฮับเบิลในปีพ.ศ. 2472 ที่โดดเด่นยิ่งกว่านั้นก็คือ แม้แต่ขนาดของเรดชิฟต์สำหรับดาราจักรแต่ละแห่งก็ไม่ใช่แบบสุ่ม แต่เป็นสัดส่วนกับระยะห่างระหว่างดาราจักรกับระบบสุริยะ กล่าวอีกนัยหนึ่ง ยิ่งกาแล็กซีอยู่ห่างจากเรามากเท่าไร กาแล็กซียิ่งถอยห่างเร็วขึ้นเท่านั้น

นี่หมายความว่าจักรวาลไม่สามารถหยุดนิ่งอย่างที่เคยเป็นมาก่อนหน้านี้ อันที่จริง จักรวาลกำลังขยายตัว ระยะห่างระหว่างกาแลคซี่มีการเติบโตอย่างต่อเนื่อง การค้นพบว่าจักรวาลกำลังขยายตัวเป็นหนึ่งในการปฏิวัติทางปัญญาที่สำคัญของศตวรรษที่ 20 เมื่อมองย้อนกลับไป มันง่ายที่จะสงสัยว่าทำไมไม่มีใครคิดเรื่องนี้มาก่อน นิวตันและคนอื่นๆ ควรตระหนักว่าจักรวาลที่อยู่นิ่งจะยุบตัวอย่างรวดเร็วภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วง แต่ลองนึกภาพว่าจักรวาลไม่นิ่ง แต่ขยายตัว ที่อัตราการขยายตัวต่ำ แรงโน้มถ่วงจะหยุดไม่ช้าก็เร็วและเริ่มการบีบอัด อย่างไรก็ตาม หากอัตราการขยายตัวเกินค่าวิกฤต แรงโน้มถ่วงจะไม่เพียงพอที่จะหยุดมันและจักรวาลจะขยายตัวตลอดไป สิ่งที่คล้ายกันเกิดขึ้นเมื่อปล่อยจรวด
จากพื้นผิวโลก หากจรวดไม่พัฒนาความเร็วที่ต้องการ แรงโน้มถ่วงจะหยุดและมันจะเริ่มถอยกลับ ในทางกลับกัน ที่ความเร็วที่สูงกว่าค่าวิกฤต (ประมาณ 11.2 กม./วินาที) แรงโน้มถ่วงจะไม่สามารถทำให้จรวดอยู่ใกล้โลก และจะเคลื่อนตัวออกห่างจากโลกของเราตลอดไป

พฤติกรรมดังกล่าวของจักรวาลสามารถทำนายได้โดยอาศัยกฎความโน้มถ่วงสากลของนิวตันตั้งแต่ช่วงต้นศตวรรษที่ 19 และในศตวรรษที่ 18 แม้กระทั่งตอนปลายศตวรรษที่ 17 อย่างไรก็ตาม ความเชื่อในจักรวาลที่อยู่กับที่นั้นไม่สั่นคลอนจนคงอยู่จนถึงต้นศตวรรษที่ 20 ไอน์สไตน์เองในปี ค.ศ. 1915 เมื่อเขาสร้างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ยังคงเชื่อมั่นในความไม่คงที่ของจักรวาล ไม่สามารถแยกส่วนกับแนวคิดนี้ได้ เขายังแก้ไขทฤษฎีของเขาโดยแนะนำค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาที่เรียกว่าสมการ ค่านี้มีลักษณะเฉพาะของแรงต้านแรงโน้มถ่วง ซึ่งแตกต่างจากแรงทางกายภาพอื่นๆ ทั้งหมด ไม่ได้มาจากแหล่งกำเนิดเฉพาะ แต่ "ฝัง" ไว้ในโครงสร้างของกาลอวกาศ ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาทำให้กาลอวกาศมีแนวโน้มขยายตัวโดยธรรมชาติ และสิ่งนี้สามารถทำได้เพื่อสร้างสมดุลให้กับแรงดึงดูดร่วมกันของสสารทั้งหมดที่มีอยู่ในจักรวาล นั่นคือ เพื่อความคงตัวของจักรวาล ดูเหมือนว่าในปีที่ผ่านมามีเพียงคนเดียวเท่านั้นที่พร้อมที่จะยอมรับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปตามมูลค่าที่ตราไว้ ในขณะที่ไอน์สไตน์และนักฟิสิกส์คนอื่นๆ กำลังมองหาวิธีที่จะหลีกเลี่ยงความไม่คงที่ของจักรวาล ซึ่งเป็นไปตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป นักฟิสิกส์ชาวรัสเซียอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ได้เสนอคำอธิบายของเขาแทน

รุ่นฟรีดแมน

สมการสัมพัทธภาพทั่วไปที่อธิบายวิวัฒนาการของจักรวาลนั้นซับซ้อนเกินกว่าจะแก้ในรายละเอียดได้

ดังนั้นฟรีดแมนจึงแนะนำให้ตั้งสมมติฐานง่ายๆ สองข้อแทน:

(1) จักรวาลมีลักษณะเหมือนกันทุกประการในทุกทิศทาง
(2) เงื่อนไขนี้ใช้ได้กับทุกคะแนน

จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและสมมติฐานง่ายๆ สองข้อนี้ ฟรีดแมนสามารถแสดงให้เห็นว่าเราไม่ควรคาดหวังความนิ่งจากจักรวาล อันที่จริง เขาทำนายอย่างแม่นยำในปี 1922 สิ่งที่เอ็ดวิน ฮับเบิลค้นพบในอีกไม่กี่ปีต่อมา

สมมติฐานที่ว่าเอกภพมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทาง แน่นอนว่าไม่สอดคล้องกับความเป็นจริงทีเดียว ตัวอย่างเช่น ดวงดาวในกาแล็กซีของเราประกอบเป็นแถบเรืองแสงที่มองเห็นได้ชัดเจนในท้องฟ้ายามราตรี เรียกว่าทางช้างเผือก แต่ถ้าเราเพ่งสายตาไปที่ดาราจักรที่อยู่ห่างไกล จำนวนดาราจักรที่สังเกตไปในทิศทางต่างๆ จะใกล้เคียงกัน ดังนั้นจักรวาลจึงดูมีความสม่ำเสมอในทุกทิศทางเมื่อดูในระดับจักรวาลที่เทียบได้กับระยะห่างระหว่างกาแลคซี่

เป็นเวลานาน สิ่งนี้ถือว่าเพียงพอสำหรับสมมติฐานของฟรีดแมน ซึ่งเป็นการประมาณคร่าวๆ ของจักรวาลที่แท้จริง อย่างไรก็ตาม เมื่อไม่นานมานี้ โชคช่วยได้พิสูจน์แล้วว่าข้อสันนิษฐานของฟรีดมันน์อธิบายโลกของเราได้อย่างแม่นยำอย่างน่าทึ่ง ในปี 1965 นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน Arno Penzias และ Robert Wilson ทำงานที่ห้องปฏิบัติการ Bell ในรัฐนิวเจอร์ซีย์โดยใช้เครื่องรับไมโครเวฟแบบ ultrasensitivity สำหรับการสื่อสารกับดาวเทียมประดิษฐ์ที่โคจรอยู่ พวกเขากังวลมากว่าเครื่องรับจะเก็บเสียงได้มากกว่าที่ควร และเสียงไม่ได้มาจากทิศทางใดโดยเฉพาะ พวกเขาเริ่มค้นหาสาเหตุของเสียงโดยการทำความสะอาดเสาอากาศเขาขนาดใหญ่จากมูลนกที่สะสมอยู่ภายใน และขจัดการทำงานผิดปกติที่อาจเกิดขึ้น พวกเขารู้ว่าเสียงรบกวนในบรรยากาศจะเพิ่มขึ้นเมื่อเสาอากาศไม่ได้ชี้ขึ้นตรงๆ เนื่องจากบรรยากาศจะดูหนาขึ้นเมื่อมองจากมุมหนึ่งไปยังแนวตั้ง

เสียงรบกวนเพิ่มเติมยังคงเหมือนเดิมไม่ว่าเสาอากาศจะหันไปทางใด ดังนั้นแหล่งที่มาของเสียงจึงต้องอยู่นอกบรรยากาศ เสียงรบกวนยังคงไม่เปลี่ยนแปลงทั้งกลางวันและกลางคืนตลอดทั้งปี แม้ว่าโลกจะหมุนรอบแกนและหมุนรอบดวงอาทิตย์ก็ตาม สิ่งนี้บ่งชี้ว่าแหล่งกำเนิดรังสีอยู่นอกระบบสุริยะและแม้กระทั่งนอกดาราจักรของเรา ไม่เช่นนั้นความเข้มของสัญญาณจะเปลี่ยนไปเมื่อเสาอากาศหมุนไปในทิศทางต่างๆ ตามการเคลื่อนที่ของโลก

อันที่จริงตอนนี้เรารู้แล้วว่าการแผ่รังสีที่ส่งมาถึงเราต้องข้ามจักรวาลที่สังเกตได้ทั้งหมด เนื่องจากมันเหมือนกันในทุกทิศทาง จักรวาลจึงต้องมีความสม่ำเสมอในทุกทิศทาง (อย่างน้อยก็ในขนาดที่ใหญ่) เรารู้ว่าไม่ว่าเราจะหันไปทางไหน ความผันผวนของ "เสียงพื้นหลัง" ของรังสีคอสมิกจะไม่เกิน 1/10,000 ดังนั้น เพนเซียสและวิลสันจึงบังเอิญไปพบกับการยืนยันที่แม่นยำอย่างน่าอัศจรรย์ของข้อสันนิษฐานแรกของฟรีดแมน

ในช่วงเวลาเดียวกัน นักฟิสิกส์ชาวอเมริกันอีกสองคนจากมหาวิทยาลัยพรินซ์ตันในรัฐนิวเจอร์ซีย์ บ็อบ ดิ๊ก และจิม พีเบิลส์ ก็สนใจรังสีไมโครเวฟในจักรวาลเช่นกัน พวกเขาทำงานเกี่ยวกับสมมติฐานของจอร์จ (จอร์จ) กาโมว์ ซึ่งครั้งหนึ่งเคยเป็นนักเรียนของอเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ว่าในช่วงแรกสุดของการพัฒนา จักรวาลนั้นหนาแน่นและร้อนจัดอย่างมาก ถูกทำให้ร้อนเป็น "ความร้อนสีขาว" ดิ๊กและพีเบิลส์สรุปว่าเรายังคงสังเกตเห็นการเรืองแสงในอดีตของมันได้ เนื่องจากแสงจากส่วนไกลที่สุดของเอกภพยุคแรกเพิ่งจะไปถึงโลก อย่างไรก็ตาม เนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล เห็นได้ชัดว่าแสงนี้ได้รับการเปลี่ยนสีแดงครั้งใหญ่จนเราควรจะมองเห็นได้ในรูปของการแผ่รังสีไมโครเวฟ ดิ๊กและพีเบิลส์อยู่ในขั้นตอนของการค้นหารังสีดังกล่าวเมื่อเพนเซียสและวิลสันได้ยินเกี่ยวกับงานของพวกเขาจึงรู้ว่าพวกเขาพบสิ่งที่ต้องการแล้ว สำหรับการค้นพบนี้ Penzias และ Wilson ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ปี 1978 ซึ่งดูค่อนข้างไม่ยุติธรรมสำหรับ Dick และ Peebles

หลักฐานนี้แสดงให้เห็นว่าจักรวาลมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทาง แสดงให้เห็นว่าโลกมีสถานที่พิเศษบางอย่างในจักรวาล ตัวอย่างเช่น เราสามารถจินตนาการได้ว่าเนื่องจากกาแลคซีทั้งหมดกำลังเคลื่อนตัวออกจากเรา เราจึงอยู่ในใจกลางของอวกาศ อย่างไรก็ตาม มีคำอธิบายทางเลือกอื่น: จักรวาลสามารถมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทางและจากดาราจักรอื่น ดังที่ได้กล่าวไปแล้วนี้เป็นข้อเสนอแนะที่สองของฟรีดแมน

เราไม่มีหลักฐานสนับสนุนหรือหักล้างสมมติฐานนี้ เรายึดถือศรัทธาด้วยความเจียมเนื้อเจียมตัวเท่านั้น คงจะเป็นเรื่องน่าประหลาดใจอย่างยิ่งหากจักรวาลมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทางรอบตัวเรา แต่ไม่ใช่รอบจุดอื่นใด ในแบบจำลองของฟรีดแมน กาแล็กซีทั้งหมดจะเคลื่อนออกจากกัน ลองนึกภาพบอลลูนที่มีจุดทาสีบนพื้นผิว เมื่อบอลลูนพองตัว ระยะห่างระหว่างจุดสองจุดใดๆ จะเพิ่มขึ้น แต่จุดใดจุดหนึ่งไม่สามารถเรียกได้ว่าเป็นจุดศูนย์กลางของการขยายตัว ยิ่งจุดห่างกันมากเท่าไหร่ก็จะยิ่งเคลื่อนออกจากกันเร็วขึ้น ในทำนองเดียวกัน ในแบบจำลองฟรีดแมน อัตราการถดถอยของกาแลคซีสองแห่งใดๆ ก็ตามเป็นสัดส่วนกับระยะห่างระหว่างดาราจักรทั้งสอง ตามมาด้วยว่าขนาดของกาแล็กซีเรดชิฟต์ควรเป็นสัดส่วนโดยตรงกับระยะห่างจากโลกที่ฮับเบิลค้นพบ

แม้ว่าแบบจำลองของฟรีดแมนจะประสบความสำเร็จและได้รับการพิสูจน์แล้วว่าสอดคล้องกับผลการสังเกตของฮับเบิล แต่ก็แทบจะไม่มีใครไม่รู้จักในตะวันตกมาเป็นเวลานาน มันถูกค้นพบหลังจาก Howard Robertson นักฟิสิกส์ชาวอเมริกันและนักคณิตศาสตร์ชาวอังกฤษ Arthur Walker พัฒนาแบบจำลองที่คล้ายกันในปี 1935 เพื่ออธิบายการขยายตัวที่เป็นเนื้อเดียวกันของจักรวาลที่ค้นพบโดยฮับเบิล

แม้ว่าฟรีดแมนจะเสนอแบบจำลองเพียงรูปแบบเดียว แต่สามารถสร้างแบบจำลองที่แตกต่างกันสามแบบตามสมมติฐานพื้นฐานสองข้อของเขา ในตอนแรก (คือฟรีดแมนเป็นผู้คิดค้น) การขยายตัวช้ามากจนแรงดึงดูดระหว่างกาแล็กซีจะค่อย ๆ ชะลอความเร็วลงไปอีก แล้วหยุดมัน จากนั้นดาราจักรก็เริ่มเคลื่อนเข้าหากัน และจักรวาลก็หดตัวลง ระยะห่างระหว่างกาแล็กซีใกล้เคียงสองกาแล็กซีจะเพิ่มจากศูนย์เป็นค่าสูงสุดก่อน แล้วจึงลดอีกครั้งเป็นศูนย์

ในแนวทางที่สอง อัตราการขยายตัวสูงมากจนแรงโน้มถ่วงไม่สามารถหยุดมันได้ แม้ว่ามันจะช้าลงบ้างก็ตาม การแยกดาราจักรข้างเคียงในแบบจำลองนี้เริ่มจากระยะทางเป็นศูนย์ แล้วกระจัดกระจายด้วยความเร็วคงที่ ท้ายที่สุด มีวิธีแก้ปัญหาที่สามซึ่งอัตราการขยายตัวของเอกภพนั้นเพียงพอต่อการป้องกันการหดตัวหรือยุบตัวแบบย้อนกลับเท่านั้น ในกรณีนี้ การหารเริ่มจากศูนย์และเพิ่มขึ้นอย่างไม่มีกำหนด อย่างไรก็ตาม ความเร็วการขยายตัวลดลงอย่างต่อเนื่อง แม้ว่าจะไม่ถึงศูนย์ก็ตาม

ลักษณะเด่นของโมเดลฟรีดแมนประเภทแรกคือจักรวาลไม่ได้อยู่ในอวกาศที่ไม่มีที่สิ้นสุด แต่อวกาศไม่มีขอบเขต แรงโน้มถ่วงในกรณีนี้รุนแรงมากจนพื้นที่โค้งปิดตัวเองเหมือนพื้นผิวโลก การเดินทางบนพื้นผิวโลกในทิศทางเดียวไม่เคยพบกับสิ่งกีดขวางที่ผ่านไม่ได้และไม่เสี่ยงต่อการตกจาก "ขอบโลก" แต่เพียงแค่กลับไปที่จุดเริ่มต้น นี่คือพื้นที่ในแบบจำลองแรกของฟรีดแมน แต่แทนที่จะเป็นสองมิติที่มีอยู่ในพื้นผิวโลก มันมีสามมิติ มิติที่สี่ - เวลา - มีขอบเขตที่แน่นอน แต่สามารถเปรียบได้กับเส้นที่มีสองขอบหรือขอบเขต จุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุด ต่อไป เราจะแสดงให้เห็นว่าการรวมบทบัญญัติของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปกับหลักการความไม่แน่นอนของกลศาสตร์ควอนตัมทำให้เกิดความจำกัดของอวกาศและเวลา ในขณะเดียวกันก็ไม่มีขีดจำกัดหรือขอบเขต ความคิดที่ว่าคนจรจัดในจักรวาลที่แล่นเรือรอบจักรวาลและกลับไปยังจุดเริ่มต้นของมันนั้นดีสำหรับเรื่องราวแฟนตาซี แต่ไม่มีค่าในทางปฏิบัติเพราะ - และสิ่งนี้สามารถพิสูจน์ได้ - จักรวาลจะหดตัวเป็นศูนย์ก่อนที่นักเดินทางจะกลับสู่ เริ่ม. เพื่อจะได้มีเวลากลับไปยังจุดเริ่มต้นก่อนที่จักรวาลจะสิ้นไป เพื่อนที่น่าสงสารคนนี้ต้องเคลื่อนที่เร็วกว่าแสง ซึ่งอนิจจา กฎแห่งธรรมชาติที่เรารู้จักไม่อนุญาต

โมเดลฟรีดแมนแบบใดที่สอดคล้องกับจักรวาลของเรา การขยายตัวของเอกภพจะหยุด ทำให้เกิดการหดตัว หรือจะดำเนินต่อไปตลอดกาล? เพื่อตอบคำถามนี้ เราจำเป็นต้องทราบอัตราการขยายตัวของเอกภพและความหนาแน่นเฉลี่ยในปัจจุบัน หากความหนาแน่นนี้น้อยกว่าค่าวิกฤตที่กำหนดโดยอัตราการขยาย แรงดึงดูดโน้มถ่วงจะอ่อนเกินไปที่จะหยุดการถดถอยของดาราจักร ถ้าความหนาแน่นมากกว่าค่าวิกฤต แรงโน้มถ่วงจะหยุดการขยายตัวไม่ช้าก็เร็วและการหดตัวแบบย้อนกลับจะเริ่มขึ้น

เราสามารถกำหนดอัตราการขยายปัจจุบันได้โดยการวัดความเร็วที่ดาราจักรอื่นกำลังเคลื่อนออกจากเราโดยใช้เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ สามารถทำได้ด้วยความแม่นยำสูง อย่างไรก็ตาม ระยะทางไปยังกาแลคซี่ไม่เป็นที่ทราบกันดีเพราะเราวัดมันทางอ้อม เรารู้สิ่งหนึ่ง: จักรวาลกำลังขยายตัวประมาณ 5-10% ทุกๆ พันล้านปี อย่างไรก็ตาม การประมาณการความหนาแน่นของสสารในจักรวาลในปัจจุบันประสบกับความไม่แน่นอนที่มากขึ้นไปอีก

หากเราสรุปมวลของดาวทั้งหมดที่เราเห็นในดาราจักรของเราเองและดาราจักรอื่น ยอดรวมจะน้อยกว่าหนึ่งในร้อยของค่าที่จำเป็นต่อการหยุดการขยายตัวของเอกภพ แม้จะอยู่ที่ความเร็วต่ำสุด อย่างไรก็ตาม เรารู้ว่าดาราจักรของเราและดาราจักรอื่นๆ มีสสารมืดจำนวนมาก ซึ่งเราไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง อย่างไรก็ตาม อิทธิพลของดาราจักรนั้นตรวจพบได้จากอิทธิพลโน้มถ่วงที่มีต่อวงโคจรของดาวฤกษ์และก๊าซในดาราจักร ยิ่งไปกว่านั้น ดาราจักรส่วนใหญ่ก่อตัวเป็นกระจุกขนาดยักษ์ และสสารมืดระหว่างดาราจักรในกระจุกเหล่านี้ยังสามารถสันนิษฐานได้จากผลกระทบที่มีต่อการเคลื่อนที่ของดาราจักร แต่ถึงแม้จะเพิ่มสสารมืดทั้งหมดนี้ เราก็ได้หนึ่งในสิบของสิ่งที่จำเป็นเพื่อหยุดการขยายตัว อย่างไรก็ตาม มีความเป็นไปได้ที่จะมีสสารรูปแบบอื่นที่เรายังไม่ได้ระบุที่สามารถเพิ่มความหนาแน่นเฉลี่ยของจักรวาลให้เป็นค่าวิกฤตที่สามารถหยุดการขยายตัวได้

ดังนั้น หลักฐานที่มีอยู่แสดงให้เห็นว่าจักรวาลจะขยายตัวตลอดไป แต่อย่าเดิมพันกับมัน เราแน่ใจได้เพียงว่าหากจักรวาลถูกกำหนดให้พังทลาย มันจะไม่เกิดขึ้นเร็วกว่าในอีกหลายหมื่นล้านปี เนื่องจากมีการขยายตัวอย่างน้อยในช่วงเวลาเดียวกัน ดังนั้นอย่ากังวลล่วงหน้า หากเราไม่สามารถตั้งถิ่นฐานนอกระบบสุริยะได้ มนุษยชาติจะต้องพินาศไปก่อนหน้านั้นพร้อมกับดาวฤกษ์ของเรา นั่นคือดวงอาทิตย์

บิ๊กแบง

ลักษณะเฉพาะของการแก้ปัญหาทั้งหมดที่เกิดขึ้นจากแบบจำลองฟรีดแมนคือ ในอดีตอันไกลโพ้น 10 หรือ 20 พันล้านปีก่อน ระยะห่างระหว่างกาแลคซีข้างเคียงในจักรวาลควรเท่ากับศูนย์ ณ จุดนี้ที่เรียกว่าบิ๊กแบง ความหนาแน่นของเอกภพและความโค้งของกาลอวกาศนั้นใหญ่มาก ซึ่งหมายความว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปซึ่งใช้คำตอบทั้งหมดของแบบจำลองฟรีดมันน์ทำนายการมีอยู่ของจุดพิเศษที่เป็นเอกพจน์ในจักรวาล

ทฤษฎีทางวิทยาศาสตร์ทั้งหมดของเราสร้างขึ้นบนสมมติฐานที่ว่ากาลอวกาศนั้นราบรื่นและเกือบจะแบนราบ ดังนั้นพวกมันจึงพังทลายลงบนภาวะเอกฐานของบิกแบงซึ่งความโค้งของกาลอวกาศนั้นไม่มีที่สิ้นสุด ซึ่งหมายความว่าหากเหตุการณ์บางอย่างเกิดขึ้นก่อนบิ๊กแบง ไม่สามารถใช้เหตุการณ์เหล่านั้นเพื่อตัดสินว่าเกิดอะไรขึ้นหลังจากนั้น เนื่องจากการคาดการณ์ทั้งหมดในช่วงเวลาของบิกแบงถูกทำลาย ดังนั้น เมื่อรู้เพียงว่าเกิดอะไรขึ้นหลังจากบิ๊กแบง เราไม่สามารถระบุได้ว่าเกิดอะไรขึ้นก่อนหน้านั้น ตามที่ใช้กับเรา เหตุการณ์ทั้งหมดก่อนบิ๊กแบงไม่มีผลที่ตามมา ดังนั้นจึงไม่สามารถเป็นส่วนหนึ่งของแบบจำลองทางวิทยาศาสตร์ของจักรวาลได้ เราต้องแยกพวกเขาออกจากโมเดลและบอกว่าเวลานั้นมีจุดเริ่มต้นของบิ๊กแบง

หลายคนไม่ชอบความคิดที่ว่าเวลามีจุดเริ่มต้น อาจเป็นเพราะมันขัดกับการแทรกแซงของพระเจ้า (ในทางกลับกัน คริสตจักรคาทอลิกยึดแบบจำลองบิกแบงและในปี พ.ศ. 2494 ได้ประกาศอย่างเป็นทางการว่าแบบจำลองนี้เป็นพระคัมภีร์) มีความพยายามเพื่อหลีกเลี่ยงข้อสรุปว่ามีบิกแบงอยู่เลย ทฤษฎีจักรวาลนิ่งได้รับการสนับสนุนอย่างกว้างขวางที่สุด ข้อเสนอนี้เสนอในปี 1948 โดย German Bondi และ Thomas Gold ซึ่งหนีจากออสเตรียที่ถูกยึดครองโดยนาซีพร้อมกับ Fred Hoyle ชาวอังกฤษซึ่งในช่วงปีสงครามได้ทำงานร่วมกับพวกเขาในการปรับปรุงเรดาร์ แนวคิดของพวกเขาคือเมื่อดาราจักรเคลื่อนตัวออกจากกัน ในช่องว่างระหว่างกัน ดาราจักรใหม่ก็ก่อตัวขึ้นจากสสารที่ก่อตัวขึ้นใหม่อย่างต่อเนื่อง นั่นคือเหตุผลที่จักรวาลมีลักษณะใกล้เคียงกันตลอดเวลาและจากจุดใดก็ได้ในอวกาศ

ทฤษฎีของเอกภพที่อยู่กับที่จำเป็นต้องมีการเปลี่ยนแปลงในสัมพัทธภาพทั่วไปซึ่งจะทำให้เกิดสสารใหม่ได้อย่างต่อเนื่อง แต่อัตราการก่อตัวของมันต่ำมาก - ประมาณหนึ่งอนุภาคมูลฐานต่อลูกบาศก์กิโลเมตรต่อปี - ซึ่งแนวคิดของบอนได , Gold และ Hoyle ไม่ขัดแย้งกับข้อมูลการทดลอง ทฤษฎีของพวกเขานั้น "ดี" นั่นคือค่อนข้างง่ายและให้การคาดการณ์ที่ชัดเจนซึ่งสามารถทดสอบได้ในการทดลอง การทำนายอย่างหนึ่งคือจำนวนกาแลคซีหรือวัตถุที่คล้ายกันในปริมาตรของพื้นที่ที่กำหนดจะเท่ากันทุกที่และทุกเวลาที่เรามองเข้าไปในจักรวาล

ในช่วงปลายทศวรรษ 1950 - ต้นทศวรรษ 1960 กลุ่มนักดาราศาสตร์จากเคมบริดจ์ นำโดยมาร์ติน ไรล์ สำรวจแหล่งที่มาของการปล่อยคลื่นวิทยุในอวกาศ ปรากฎว่าแหล่งเหล่านี้ส่วนใหญ่ควรอยู่นอกกาแล็กซี่ของเรา และมีแหล่งที่อ่อนแอกว่าแหล่งที่แข็งแกร่ง แหล่งที่อ่อนแอพบว่าอยู่ไกลกว่า ในขณะที่แหล่งที่แข็งแกร่งถูกพบว่าอยู่ใกล้กว่า มีสิ่งอื่นที่ชัดเจนเช่นกัน: จำนวนแหล่งที่มาใกล้เคียงต่อหน่วยปริมาตรน้อยกว่าจำนวนแหล่งที่อยู่ห่างไกล

นี่อาจหมายความว่าเราอยู่ในใจกลางของพื้นที่กว้างใหญ่ ที่ซึ่งความหนาแน่นของแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุนั้นต่ำกว่าในส่วนที่เหลือของจักรวาลมาก หรือข้อเท็จจริงที่ว่าในอดีต เมื่อคลื่นวิทยุเพิ่งเริ่มเข้ามาหาเรา มีแหล่งกำเนิดรังสีมากกว่าปัจจุบันมาก คำอธิบายทั้งที่หนึ่งและที่สองขัดแย้งกับทฤษฎีของจักรวาลที่อยู่กับที่ นอกจากนี้ การแผ่รังสีไมโครเวฟที่ค้นพบโดย Penzias และ Wilson ในปี 1965 ยังระบุด้วยว่าจักรวาลต้องมีความหนาแน่นสูงกว่ามากในช่วงเวลาหนึ่งในอดีต ดังนั้นทฤษฎีของจักรวาลที่อยู่กับที่จึงถูกฝังไว้ แม้ว่าจะไม่เสียใจก็ตาม

อีกความพยายามที่จะหลีกเลี่ยงข้อสรุปว่ามีบิกแบงและเวลาได้เริ่มต้นขึ้นในปี 2506 โดยนักวิทยาศาสตร์โซเวียต Yevgeny Lifshitz และ Isaac Khalatnikov พวกเขาคาดการณ์ว่าบิกแบงอาจเป็นคุณลักษณะพิเศษของแบบจำลองของฟรีดแมน ซึ่งท้ายที่สุดแล้ว เป็นเพียงการประมาณของจักรวาลที่แท้จริงเท่านั้น บางทีจากแบบจำลองทั้งหมดที่ใกล้เคียงกับจักรวาลที่แท้จริง มีเพียงแบบจำลองของฟรีดแมนเท่านั้นที่มีภาวะเอกฐานของบิ๊กแบง ในแบบจำลองเหล่านี้ กาแล็กซีกระจัดกระจายในอวกาศเป็นเส้นตรง

ดังนั้นจึงไม่น่าแปลกใจที่บางครั้งในอดีตพวกเขาทั้งหมดอยู่ในจุดเดียวกัน อย่างไรก็ตาม ในจักรวาลจริง กาแลคซีไม่ได้กระจัดกระจายไปตามเส้นตรง แต่กระจายไปตามวิถีโคจรที่โค้งเล็กน้อย ดังนั้นที่ตำแหน่งเริ่มต้น พวกมันไม่ได้อยู่ที่จุดเรขาคณิตเดียวกัน แต่อยู่ใกล้กันมาก ดังนั้น ดูเหมือนว่าจักรวาลที่กำลังขยายตัวในปัจจุบันไม่ได้เกิดขึ้นจากภาวะเอกฐานของบิกแบง แต่มาจากระยะการหดตัวก่อนหน้านี้ ในระหว่างการล่มสลายของจักรวาล อนุภาคบางตัวไม่จำเป็นต้องชนกัน อนุภาคบางส่วนสามารถหลีกเลี่ยงการชนโดยตรงและแยกออกจากกัน ทำให้เกิดภาพการขยายตัวของจักรวาลที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน เราสามารถพูดได้ว่าจักรวาลที่แท้จริงเริ่มต้นด้วยบิ๊กแบง?

Lifshitz และ Khalatnikov ศึกษาแบบจำลองของจักรวาลที่ใกล้เคียงกับของฟรีดมันน์ แต่คำนึงถึงความไม่เท่าเทียมกันและการกระจายแบบสุ่มของความเร็วกาแลคซีในจักรวาลที่แท้จริง พวกเขาแสดงให้เห็นว่าแบบจำลองดังกล่าวสามารถเริ่มต้นด้วยบิ๊กแบงได้ แม้ว่ากาแล็กซีจะไม่วิ่งหนีเป็นเส้นตรงอย่างเคร่งครัด อย่างไรก็ตาม Lifshitz และ Khalatnikov แย้งว่าเป็นไปได้เฉพาะในบางรุ่นเท่านั้น โดยที่กาแลคซีทั้งหมดเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง

เนื่องจากมีโมเดลที่คล้ายฟรีดมันน์อีกหลายรุ่นที่ไม่ได้มีเอกพจน์ของบิกแบงมากกว่าโมเดลที่มี นักวิทยาศาสตร์ให้เหตุผล เราต้องสรุปว่าความน่าจะเป็นของบิกแบงนั้นต่ำมาก อย่างไรก็ตาม ภายหลังพวกเขาต้องยอมรับว่าคลาสของแบบจำลองอย่างของฟรีดมันน์ ซึ่งมีเอกพจน์และกาแลคซีที่ไม่ต้องเคลื่อนที่ในลักษณะพิเศษใดๆ นั้นใหญ่กว่ามาก และในปี 1970 พวกเขาละทิ้งสมมติฐานไปโดยสิ้นเชิง

งานที่ทำโดย Lifshitz และ Khalatnikov มีค่ามาก เพราะมันแสดงให้เห็นว่าจักรวาลอาจมีภาวะเอกฐาน - บิกแบง - ถ้าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปถูกต้อง อย่างไรก็ตาม พวกเขาไม่ได้แก้ปัญหาที่สำคัญ: ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปทำนายว่าจักรวาลของเราควรมีบิกแบงเป็นจุดเริ่มต้นของเวลาหรือไม่? คำตอบสำหรับเรื่องนี้ถูกกำหนดโดยแนวทางที่แตกต่างอย่างสิ้นเชิง ซึ่งเสนอครั้งแรกโดยนักฟิสิกส์ชาวอังกฤษ โรเจอร์ เพนโรสในปี 1965 เพนโรสใช้พฤติกรรมของสิ่งที่เรียกว่าโคนแสงในทฤษฎีสัมพัทธภาพและความจริงที่ว่าแรงโน้มถ่วงมักทำให้เกิดแรงดึงดูดเพื่อแสดงว่า ดาวฤกษ์ที่ยุบตัวลงภายใต้อิทธิพลของแรงโน้มถ่วงของพวกมันเอง ถูกล้อมรอบไว้ภายในบริเวณที่ขอบเขตหดตัวจนเหลือมิติศูนย์ ซึ่งหมายความว่าสสารทั้งหมดของดาวจะหดตัวลงในจุดหนึ่งที่มีปริมาตรเป็นศูนย์ ดังนั้นความหนาแน่นของสสารและความโค้งของกาลอวกาศจึงไม่มีที่สิ้นสุด กล่าวอีกนัยหนึ่ง มีภาวะเอกฐานอยู่ในขอบเขตของกาลอวกาศที่เรียกว่าหลุมดำ

เมื่อมองแวบแรก การค้นพบของ Penrose ไม่ได้พูดอะไรเกี่ยวกับภาวะเอกฐานของบิ๊กแบงในอดีตหรือไม่ อย่างไรก็ตาม ในช่วงเวลาที่ Penrose ได้เข้าใจทฤษฎีบทของเขา ตอนนั้น ฉันเป็นนักศึกษาระดับบัณฑิตศึกษา ให้ฉันทำวิทยานิพนธ์ให้เสร็จ ฉันตระหนักว่าหากทิศทางของเวลาในทฤษฎีบทของเพนโรสกลับด้านเพื่อให้การยุบตัวถูกแทนที่ด้วยการขยายตัว เงื่อนไขของทฤษฎีบทจะยังคงเหมือนเดิม ตราบใดที่จักรวาลปัจจุบันประมาณสอดคล้องกับแบบจำลองฟรีดมันน์ในสเกลขนาดใหญ่ ตามทฤษฎีบทของ Penrose ที่ว่าการยุบตัวของดาวฤกษ์ใดๆ จบลงด้วยภาวะภาวะเอกฐาน และตัวอย่างการย้อนเวลาของฉันได้พิสูจน์ว่าจักรวาลที่กำลังขยายตัวของ Friedmannian จะต้องเกิดขึ้นจากภาวะเอกฐาน ด้วยเหตุผลทางเทคนิคล้วนๆ ทฤษฎีบทของเพนโรสต้องการให้จักรวาลอยู่ในอวกาศที่ไม่มีที่สิ้นสุด ฉันสามารถใช้สิ่งนี้เพื่อพิสูจน์ว่าภาวะเอกฐานเกิดขึ้นได้ในกรณีเดียวเท่านั้น: ถ้าอัตราการขยายตัวที่สูงไม่รวมการหดตัวแบบย้อนกลับของจักรวาล เพราะมีเพียงแบบจำลองของฟรีดมันน์เท่านั้นที่ไม่มีที่สิ้นสุดในอวกาศ

ในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า ฉันได้พัฒนากลเม็ดทางคณิตศาสตร์ใหม่ที่จะยอมให้สิ่งนี้และข้อกำหนดอื่นๆ ถูกแยกออกจากทฤษฎีบทเพื่อพิสูจน์ว่าภาวะเอกฐานนั้นต้องมีอยู่จริง ผลที่ได้คือบทความร่วมที่ตีพิมพ์ในปี 1970 โดยเพนโรสและตัวฉันเองเถียงว่าต้องมีภาวะเอกฐานของบิ๊กแบง โดยมีเงื่อนไขว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปถูกต้องและปริมาณของสสารในจักรวาลสอดคล้องกับสิ่งที่เราสังเกต

มีการคัดค้านตามมา ส่วนหนึ่งมาจากนักวิทยาศาสตร์โซเวียตที่ยึดมั่นใน "แนวพรรค" ที่ Lifshitz และ Khalatnikov ประกาศ และส่วนหนึ่งมาจากผู้ที่เบื่อหน่ายกับแนวคิดเรื่องภาวะเอกฐานที่ทำลายความงามของทฤษฎีของไอน์สไตน์ อย่างไรก็ตาม เป็นการยากที่จะโต้แย้งกับทฤษฎีบททางคณิตศาสตร์ ดังนั้นจึงเป็นที่ยอมรับกันอย่างกว้างขวางว่าจักรวาลต้องมีจุดเริ่มต้น

เนื้อหาจากหนังสือ "ประวัติศาสตร์อันสั้นที่สุดของเวลา" โดย Stephen Hawking และ Leonard Mlodinov

ดอปเปลอร์เอฟเฟกต์

ในช่วงปี ค.ศ. 1920 เมื่อนักดาราศาสตร์เริ่มศึกษาสเปกตรัมของดาวในดาราจักรอื่น มีสิ่งที่น่าสนใจมากถูกค้นพบ: พวกมันกลายเป็นชุดของสีที่หายไปในลักษณะเดียวกับดาวฤกษ์ในดาราจักรของเรา แต่พวกมันทั้งหมดกลับกลายเป็นสีแดง ปลายสเปกตรัมและในสัดส่วนเดียวกัน สำหรับนักฟิสิกส์ การเปลี่ยนสีหรือความถี่เรียกว่าปรากฏการณ์ดอปเปลอร์

เราทุกคนต่างคุ้นเคยกับผลกระทบของปรากฏการณ์นี้ที่มีต่อเสียง ฟังเสียงรถที่วิ่งผ่านไปมา เมื่อเข้าใกล้ เสียงเครื่องยนต์หรือแตรจะดังขึ้น และเมื่อรถผ่านไปแล้วและเริ่มเคลื่อนตัวออกไป เสียงก็จะลดลง รถตำรวจที่วิ่งเข้าหาเราด้วยความเร็วหนึ่งร้อยกิโลเมตรต่อชั่วโมง พัฒนาความเร็วเสียงได้ประมาณหนึ่งในสิบ เสียงไซเรนของเขาเป็นคลื่นสลับยอดและร่องน้ำ จำไว้ว่าระยะห่างระหว่างยอด (หรือร่อง) ที่ใกล้ที่สุดเรียกว่าความยาวคลื่น ยิ่งความยาวคลื่นสั้นลง การสั่นสะเทือนจะไปถึงหูของเรามากขึ้นทุกวินาที และโทนเสียงหรือความถี่ของเสียงก็จะยิ่งสูงขึ้น

เอฟเฟกต์ Doppler เกิดจากข้อเท็จจริงที่ว่ารถที่กำลังเข้าใกล้ซึ่งเปล่งยอดคลื่นเสียงถัดไปจะอยู่ใกล้เรามากขึ้น ส่งผลให้ระยะห่างระหว่างยอดจะน้อยกว่าเมื่อรถจอดนิ่ง ซึ่งหมายความว่าความยาวคลื่นของคลื่นที่มาถึงเราจะสั้นลงและความถี่ของคลื่นจะสูงขึ้น ในทางกลับกัน ถ้ารถเคลื่อนตัวออกไป ความยาวของคลื่นที่เราจับจะยาวขึ้นและความถี่ของคลื่นจะลดลง และยิ่งรถเคลื่อนที่เร็วเท่าใด เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ก็จะยิ่งแข็งแกร่งขึ้นเท่านั้น ซึ่งช่วยให้สามารถใช้วัดความเร็วได้

เมื่อคลื่นที่เปล่งแหล่งกำเนิดเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต ความยาวคลื่นจะลดลง ในทางตรงกันข้าม เมื่อเอาต้นทางออกไป ก็จะเพิ่มขึ้น นี่เรียกว่าปรากฏการณ์ดอปเปลอร์

คลื่นแสงและคลื่นวิทยุมีพฤติกรรมคล้ายกัน ตำรวจใช้เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์เพื่อกำหนดความเร็วของยานพาหนะโดยการวัดความยาวคลื่นของสัญญาณวิทยุที่สะท้อนจากพวกมัน แสงคือการสั่นหรือคลื่นของสนามแม่เหล็กไฟฟ้า ความยาวคลื่นของแสงที่มองเห็นมีขนาดเล็กมาก - ตั้งแต่สี่สิบถึงแปดสิบล้านของเมตร ตามนุษย์รับรู้คลื่นแสงที่มีความยาวคลื่นต่างกันเป็นสีต่างๆ โดยมีความยาวคลื่นที่ยาวที่สุดที่สัมพันธ์กับปลายสีแดงของสเปกตรัม และความยาวคลื่นที่สั้นที่สุดสัมพันธ์กับปลายสีน้ำเงิน ตอนนี้ลองนึกภาพแหล่งกำเนิดแสงที่อยู่ห่างไกลจากเราอย่างสม่ำเสมอ เช่น ดาวฤกษ์ ซึ่งปล่อยคลื่นแสงที่มีความยาวคลื่นหนึ่งๆ ความยาวของคลื่นที่บันทึกไว้จะเท่ากับความยาวคลื่นที่ปล่อยออกมา แต่สมมุติว่าแหล่งกำเนิดแสงเริ่มเคลื่อนห่างจากเรา ในกรณีของเสียง สิ่งนี้จะเพิ่มความยาวคลื่นของแสง ซึ่งหมายความว่าสเปกตรัมจะเปลี่ยนไปทางปลายสีแดง

การขยายตัวของจักรวาล

หลังจากพิสูจน์การมีอยู่ของดาราจักรอื่นแล้ว ฮับเบิลในปีต่อๆ มาก็มีส่วนร่วมในการกำหนดระยะทางไปยังดาราจักรเหล่านั้นและสังเกตสเปกตรัมของดาราจักรเหล่านั้น ในขณะนั้น หลายคนสันนิษฐานว่ากาแล็กซีเคลื่อนที่แบบสุ่มและคาดว่าจำนวนสเปกตรัมบลูชิฟต์จะพอๆ กับจำนวนดาราจักรที่เปลี่ยนสีแดง ดังนั้นจึงเป็นเรื่องน่าประหลาดใจอย่างยิ่งที่พบว่าสเปกตรัมของกาแลคซีส่วนใหญ่มีการเปลี่ยนทิศทางสีแดง ระบบดาวเกือบทั้งหมดกำลังเคลื่อนตัวออกจากเรา! ข้อเท็จจริงที่ค้นพบโดยฮับเบิลและตีพิมพ์ในปี 1929 ที่น่าประหลาดใจยิ่งกว่านั้นก็คือ ขนาดของกาแล็กซีเรดชิฟต์นั้นไม่ใช่แบบสุ่ม แต่เป็นสัดส่วนโดยตรงกับระยะห่างจากเรา กล่าวอีกนัยหนึ่ง ยิ่งกาแลคซีอยู่ห่างจากเรามากเท่าไหร่ กาแล็กซียิ่งถอยห่างเร็วขึ้นเท่านั้น!จากนี้ไปจักรวาลไม่สามารถคงที่ขนาดไม่เปลี่ยนแปลงอย่างที่คิดไว้ก่อนหน้านี้ อันที่จริง มันกำลังขยายตัว: ระยะห่างระหว่างกาแลคซี่เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง

การตระหนักว่าจักรวาลกำลังขยายตัวได้ทำให้เกิดการปฏิวัติในจิตใจอย่างแท้จริง ซึ่งเป็นหนึ่งในสิ่งที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในศตวรรษที่ยี่สิบ เมื่อมองย้อนกลับไปอาจดูแปลกใจที่ไม่มีใครนึกถึงเรื่องนี้มาก่อน นิวตันและนักคิดผู้ยิ่งใหญ่คนอื่นๆ จะต้องตระหนักว่าจักรวาลที่นิ่งสงบจะไม่เสถียร แม้ว่า ณ จุดหนึ่งมันจะหยุดนิ่ง แต่แรงดึงดูดระหว่างดวงดาวและดาราจักรจะนำไปสู่การอัดตัวอย่างรวดเร็ว แม้ว่าเอกภพจะขยายตัวค่อนข้างช้า แต่ในที่สุดแรงโน้มถ่วงก็จะทำให้การขยายตัวของจักรวาลสิ้นสุดลงและทำให้หดตัวลง อย่างไรก็ตาม หากอัตราการขยายตัวของเอกภพสูงกว่าจุดวิกฤตบางจุด แรงโน้มถ่วงจะไม่สามารถหยุดมันได้ และจักรวาลจะขยายตัวต่อไปตลอดกาล

ที่นี่คุณสามารถเห็นความคล้ายคลึงกันของจรวดที่พุ่งขึ้นจากพื้นผิวโลก ด้วยความเร็วที่ค่อนข้างต่ำ ในที่สุดแรงโน้มถ่วงจะหยุดจรวดและมันจะเริ่มตกลงสู่พื้นโลก ในทางกลับกัน หากความเร็วของจรวดสูงกว่าระดับวิกฤต (มากกว่า 11.2 กิโลเมตรต่อวินาที) แรงโน้มถ่วงจะไม่สามารถยึดมันไว้ได้ และมันจะออกจากโลกไปตลอดกาล

ในปี 1965 นักฟิสิกส์ชาวอเมริกันสองคน Arno Penzias และ Robert Wilson จาก Bell Telephone Laboratories ในรัฐนิวเจอร์ซีย์ กำลังแก้ไขจุดบกพร่องของเครื่องรับไมโครเวฟที่ละเอียดอ่อนมาก (ไมโครเวฟเป็นรังสีที่มีความยาวคลื่นประมาณ 1 เซนติเมตร) เพนเซียสและวิลสันกังวลว่าเครื่องรับจะเก็บเสียงได้มากกว่าที่คาดไว้ พวกเขาพบมูลนกบนเสาอากาศและกำจัดสาเหตุที่เป็นไปได้อื่นๆ ของความล้มเหลว แต่ในไม่ช้าก็หมดแหล่งรบกวนที่เป็นไปได้ทั้งหมด เสียงต่างกันตรงที่เสียงบันทึกตลอดเวลาตลอดทั้งปี โดยไม่คำนึงถึงการหมุนของโลกรอบแกนและการหมุนรอบดวงอาทิตย์ เนื่องจากการเคลื่อนที่ของโลกส่งเครื่องรับไปยังส่วนต่างๆ ของอวกาศ เพนเซียสและวิลสันจึงสรุปว่าเสียงนั้นมาจากนอกระบบสุริยะและแม้แต่จากนอกดาราจักร ดูเหมือนว่าจะมีขนาดเท่ากันจากทุกด้านของจักรวาล ตอนนี้เราทราบแล้วว่าไม่ว่าผู้รับจะมุ่งไปที่ใด เสียงดังกล่าวจะคงที่ ยกเว้นการแปรผันเล็กน้อย ดังนั้นเพนเซียสและวิลสันจึงสะดุดกับตัวอย่างที่เด่นชัดว่าจักรวาลมีความเหมือนกันในทุกทิศทาง

อะไรคือที่มาของเสียงพื้นหลังจักรวาลนี้? ในช่วงเวลาเดียวกับที่ Penzias และ Wilson กำลังตรวจสอบเสียงลึกลับในเครื่องรับ นักฟิสิกส์ชาวอเมริกันสองคนที่มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน Bob Dick และ Jim Peebles ก็ให้ความสนใจในไมโครเวฟเช่นกัน พวกเขาศึกษาสมมติฐานของ George (George) Gamow ว่าในช่วงแรกของการพัฒนาจักรวาลนั้นหนาแน่นและร้อนจัด ดิ๊กและพีเบิลส์เชื่อว่าหากสิ่งนี้เป็นเรื่องจริง เราควรจะสามารถสังเกตเห็นการเรืองแสงของเอกภพยุคแรกได้ เนื่องจากแสงจากบริเวณที่ห่างไกลมาก ๆ ในโลกของเราขณะนี้กำลังมาถึงเราเท่านั้น อย่างไรก็ตาม เนื่องจากการแผ่ขยายของเอกภพ แสงนี้จะต้องถูกเปลี่ยนอย่างรุนแรงจนกลายเป็นสีแดงของสเปกตรัมจนจะเปลี่ยนจากการแผ่รังสีที่มองเห็นได้เป็นรังสีไมโครเวฟ ดิ๊กและพีเบิลส์กำลังเตรียมที่จะค้นหารังสีนี้เมื่อเพนเซียสและวิลสันได้ยินเกี่ยวกับงานของพวกเขาจึงตระหนักว่าพวกเขาได้พบแล้ว สำหรับการค้นพบนี้ Penzias และ Wilson ได้รับรางวัลโนเบลในปี 1978 (ซึ่งดูเหมือนจะค่อนข้างไม่ยุติธรรมสำหรับ Dick และ Peebles ไม่ต้องพูดถึง Gamow)

เมื่อมองแวบแรก ความจริงที่ว่าจักรวาลมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทาง บ่งบอกว่าเราได้ครอบครองสถานที่พิเศษในนั้น โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ดูเหมือนว่าเนื่องจากกาแลคซีทั้งหมดกำลังเคลื่อนตัวออกไปจากเรา เราจึงต้องอยู่ในศูนย์กลางของจักรวาล อย่างไรก็ตาม มีคำอธิบายอีกประการสำหรับปรากฏการณ์นี้: จักรวาลสามารถมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทางจากดาราจักรอื่นเช่นกัน

กาแล็กซีทั้งหมดเคลื่อนออกจากกัน สิ่งนี้ชวนให้นึกถึงการแพร่กระจายของจุดสีบนพื้นผิวของบอลลูนที่พองตัว เมื่อขนาดของลูกบอลเพิ่มขึ้น ระยะห่างระหว่างจุดสองจุดใดๆ ก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน แต่ในกรณีนี้ ไม่มีจุดใดที่ถือว่าเป็นจุดศูนย์กลางของการขยายตัว ยิ่งไปกว่านั้น หากรัศมีของบอลลูนเติบโตอย่างต่อเนื่อง ยิ่งจุดบนพื้นผิวของมันห่างกันมากเท่าไหร่ พวกมันก็จะถูกลบออกเร็วขึ้นระหว่างการขยายตัว สมมติว่ารัศมีของบอลลูนเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าทุกวินาที จากนั้นจุดสองจุดซึ่งเริ่มคั่นด้วยระยะทางหนึ่งเซนติเมตรในหนึ่งวินาทีจะอยู่ห่างจากกันสองเซนติเมตร (หากวัดตามพื้นผิวของบอลลูน) เพื่อให้ความเร็วสัมพัทธ์จะเท่ากับหนึ่งเซนติเมตรต่อวินาที . ในอีกทางหนึ่ง จุดคู่หนึ่งที่ถูกคั่นด้วยสิบเซนติเมตรจะ หนึ่งวินาทีหลังจากเริ่มการขยายตัว จะเคลื่อนออกจากกัน 20 เซนติเมตร เพื่อให้ความเร็วสัมพัทธ์ของพวกเขาเป็นสิบเซนติเมตรต่อวินาที ความเร็วที่ดาราจักรสองกาแล็กซีเคลื่อนที่ออกจากกันเป็นสัดส่วนกับระยะห่างระหว่างดาราจักรทั้งสอง ดังนั้นการเปลี่ยนแปลงสีแดงของดาราจักรควรเป็นสัดส่วนโดยตรงกับระยะห่างจากเรา ซึ่งเป็นการพึ่งพาอาศัยกันที่ฮับเบิลค้นพบในภายหลัง นักฟิสิกส์และนักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซีย Alexander Friedman ในปี 1922 ได้เสนอแบบจำลองที่ประสบความสำเร็จและคาดการณ์ผลการสังเกตของฮับเบิล งานของเขายังคงแทบไม่เป็นที่รู้จักในตะวันตก จนกระทั่งในปี 1935 นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน Howard Robertson และนักคณิตศาสตร์ชาวอังกฤษได้เสนอแบบจำลองที่คล้ายกัน อาร์เธอร์ วอล์คเกอร์ หลังจากที่ฮับเบิลค้นพบการขยายตัวของจักรวาลแล้ว

เมื่อเอกภพขยายตัว กาแล็กซีต่าง ๆ ก็เคลื่อนตัวออกจากกัน เมื่อเวลาผ่านไป ระยะห่างระหว่างเกาะดาวที่อยู่ห่างไกลจะเพิ่มขึ้นมากกว่าระหว่างกาแลคซีใกล้เคียง เช่นเดียวกับที่เกิดขึ้นกับจุดบนบอลลูนที่พองตัว ดังนั้น สำหรับผู้สังเกตจากดาราจักรใดๆ อัตราการกำจัดของดาราจักรอื่นดูเหมือนว่าจะยิ่งใหญ่กว่าและอยู่ไกลออกไป

สามประเภทของการขยายตัวของจักรวาล

วิธีแก้ปัญหาชั้นหนึ่ง (ที่ฟรีดแมนค้นพบ) ถือว่าการขยายตัวของเอกภพนั้นช้าพอที่แรงดึงดูดระหว่างกาแล็กซีจะค่อยๆ ช้าลงและหยุดมันในที่สุด หลังจากนั้น ดาราจักรเริ่มมาบรรจบกัน และจักรวาลเริ่มหดตัว ตามการแก้ปัญหาประเภทที่สอง จักรวาลกำลังขยายตัวอย่างรวดเร็วจนแรงโน้มถ่วงจะทำให้การถดถอยของดาราจักรช้าลงเพียงเล็กน้อย แต่จะไม่มีทางหยุดมันได้ ในที่สุดก็มีวิธีแก้ปัญหาที่สามตามที่จักรวาลกำลังขยายตัวอย่างรวดเร็วเพื่อหลีกเลี่ยงการล่มสลาย เมื่อเวลาผ่านไป ความเร็วของการขยายตัวของกาแล็กซีจะน้อยลงเรื่อยๆ แต่จะไม่มีวันถึงศูนย์

คุณลักษณะที่น่าทึ่งของรุ่นแรกของฟรีดแมนคือจักรวาลไม่ได้ไม่มีที่สิ้นสุดในอวกาศ แต่ในขณะเดียวกันก็ไม่มีขอบเขตใด ๆ ในอวกาศ แรงโน้มถ่วงมีมากจนพื้นที่ขดตัวและปิดตัวมันเอง ซึ่งค่อนข้างคล้ายกับพื้นผิวโลกซึ่งมีขอบเขตจำกัด แต่ไม่มีขอบเขต หากคุณเคลื่อนที่ไปตามพื้นผิวโลกในทิศทางใดทิศทางหนึ่ง คุณจะไม่มีวันเจอสิ่งกีดขวางหรือขอบโลกที่ผ่านไม่ได้ แต่ท้ายที่สุด คุณจะกลับไปยังจุดเริ่มต้น ในแบบจำลองแรกของฟรีดแมน พื้นที่ถูกจัดเรียงในลักษณะเดียวกันทุกประการ แต่เป็นสามมิติ ไม่ใช่เป็นสองส่วน เช่นเดียวกับในกรณีของพื้นผิวโลก ความคิดที่ว่าสามารถเดินทางรอบจักรวาลและกลับไปยังจุดเริ่มต้นได้นั้นดีสำหรับนิยายวิทยาศาสตร์ แต่ไม่มีค่าใด ๆ ในทางปฏิบัติ เนื่องจากดังที่แสดงได้ จักรวาลจะยุบลงในจุดก่อนที่นักเดินทางจะกลับสู่จุดเริ่มต้น ของการเดินทางของเขา จักรวาลนั้นใหญ่มากจนคุณต้องเคลื่อนที่เร็วกว่าแสงเพื่อสิ้นสุดการเดินทางของคุณในที่ที่คุณเริ่มต้น และความเร็วดังกล่าวเป็นสิ่งต้องห้าม (ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพ) ในโมเดลที่สองของฟรีดแมน พื้นที่ก็โค้งเช่นกัน แต่ในทางที่ต่างออกไป และเฉพาะในรุ่นที่สามเท่านั้นที่มีรูปทรงเรขาคณิตขนาดใหญ่ของเอกภพแบน (แม้ว่าพื้นที่จะโค้งในบริเวณใกล้เคียงของวัตถุขนาดใหญ่)

แบบจำลองใดของฟรีดแมนที่อธิบายจักรวาลของเรา การขยายตัวของเอกภพจะหยุดลง และจะถูกแทนที่ด้วยการหดตัว หรือจักรวาลจะขยายตัวไปตลอดกาล?

ปรากฎว่าการตอบคำถามนี้ยากกว่าที่นักวิทยาศาสตร์คิดไว้ในตอนแรก การแก้ปัญหาขึ้นอยู่กับสองสิ่งเป็นหลัก - อัตราการขยายตัวของจักรวาลที่สังเกตได้ในปัจจุบันและความหนาแน่นเฉลี่ยในปัจจุบัน (ปริมาณของสสารต่อหน่วยปริมาตรของพื้นที่) ยิ่งอัตราการขยายตัวในปัจจุบันสูงเท่าใด แรงโน้มถ่วงก็จะยิ่งมากขึ้นเท่านั้น และด้วยเหตุนี้จึงต้องมีความหนาแน่นของสสารมากขึ้นเพื่อหยุดการขยายตัว หากความหนาแน่นเฉลี่ยสูงกว่าค่าวิกฤต (กำหนดโดยอัตราการขยายตัว) แรงดึงดูดของสสารก็สามารถหยุดการขยายตัวของเอกภพและทำให้เอกภพหดตัวได้ พฤติกรรมของจักรวาลนี้สอดคล้องกับโมเดลฟรีดแมนรุ่นแรก หากความหนาแน่นเฉลี่ยน้อยกว่าค่าวิกฤต แรงดึงดูดจะไม่หยุดยั้งการขยายตัวและจักรวาลจะขยายตัวตลอดไป เช่นเดียวกับในแบบจำลองของฟรีดมันน์ที่สอง สุดท้าย หากความหนาแน่นเฉลี่ยของเอกภพเท่ากับค่าวิกฤตพอดี การขยายตัวของจักรวาลจะช้าลงตลอดไป เข้าใกล้สถานะคงที่มากขึ้น แต่ไปไม่ถึง ภาพจำลองนี้สอดคล้องกับโมเดลฟรีดแมนรุ่นที่สาม

แล้วรุ่นไหนถูกต้อง? เราสามารถกำหนดอัตราการขยายตัวของเอกภพในปัจจุบันได้หากเราวัดอัตราที่ดาราจักรอื่นกำลังเคลื่อนที่ออกไปจากเราโดยใช้เอฟเฟกต์ดอปเปลอร์ สามารถทำได้อย่างแม่นยำมาก อย่างไรก็ตาม ระยะทางไปยังกาแลคซี่ไม่เป็นที่ทราบกันดีเพราะเราสามารถวัดได้ทางอ้อมเท่านั้น ดังนั้นเราจึงรู้เพียงว่าอัตราการขยายตัวของจักรวาลอยู่ที่ 5 ถึง 10% ต่อพันล้านปี ความรู้ของเราเกี่ยวกับความหนาแน่นเฉลี่ยในปัจจุบันของจักรวาลที่คลุมเครือยิ่งกว่านั้น ดังนั้น หากเรารวมมวลของดาวที่มองเห็นได้ทั้งหมดในกาแลคซีของเราเองและในกาแลคซีอื่นๆ ผลรวมจะน้อยกว่าหนึ่งในร้อยของจำนวนที่จำเป็นในการหยุดการขยายตัวของจักรวาล แม้จะอยู่ที่ประมาณการอัตราการขยายที่ต่ำที่สุด

แต่นั่นไม่ใช่ทั้งหมด ดาราจักรของเราเองและดาราจักรอื่นต้องมี "สสารมืด" บางชนิดจำนวนมากที่เราไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง แต่เราทราบถึงการดำรงอยู่ของมันเนื่องจากอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงที่มีต่อวงโคจรของดาวในดาราจักร บางทีหลักฐานที่ดีที่สุดสำหรับการมีอยู่ของสสารมืดอาจมาจากวงโคจรของดาวฤกษ์ที่ขอบของดาราจักรชนิดก้นหอยอย่างทางช้างเผือก ดาวเหล่านี้โคจรรอบดาราจักรเร็วเกินกว่าจะโคจรรอบด้วยแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ของดาราจักรเพียงลำพัง นอกจากนี้ ดาราจักรส่วนใหญ่เป็นส่วนหนึ่งของกระจุก และเราสามารถอนุมานการมีอยู่ของสสารมืดระหว่างดาราจักรในกระจุกเหล่านี้ในทำนองเดียวกันโดยผลกระทบต่อการเคลื่อนที่ของดาราจักร อันที่จริง ปริมาณสสารมืดในจักรวาลมีมากกว่าปริมาณสสารธรรมดามาก หากเราคำนึงถึงสสารมืดทั้งหมด เราจะได้หนึ่งในสิบของมวลที่จำเป็นในการหยุดการขยายตัว

อย่างไรก็ตาม เป็นไปไม่ได้ที่จะแยกการมีอยู่ของสสารรูปแบบอื่นที่เราไม่รู้จัก ซึ่งกระจายไปเกือบเท่าๆ กันทั่วทั้งจักรวาล ซึ่งอาจเพิ่มความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารได้ ตัวอย่างเช่น มีอนุภาคมูลฐานที่เรียกว่านิวตริโนซึ่งมีปฏิกิริยากับสสารน้อยมากและตรวจจับได้ยากอย่างยิ่ง

ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา นักวิจัยกลุ่มต่างๆ ได้ศึกษาคลื่นที่เล็กที่สุดในพื้นหลังไมโครเวฟที่ Penzias และ Wilson พบ ขนาดของระลอกคลื่นนี้สามารถทำหน้าที่เป็นตัวบ่งชี้ถึงโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล ตัวละครของเธอดูเหมือนจะบ่งบอกว่าจักรวาลยังแบนอยู่ (เหมือนในโมเดลที่สามของฟรีดแมน)! แต่เนื่องจากจำนวนสสารธรรมดาและสสารมืดทั้งหมดไม่เพียงพอสำหรับสิ่งนี้ นักฟิสิกส์จึงตั้งสมมติฐานการมีอยู่ของสสารอื่นที่ยังไม่ได้ค้นพบ นั่นคือพลังงานมืด

และราวกับว่าจะทำให้ปัญหาซับซ้อนยิ่งขึ้น ข้อสังเกตล่าสุดได้แสดงให้เห็นว่า การขยายตัวของเอกภพไม่ได้ช้าลงแต่เร่งขึ้น. ขัดกับทุกรุ่นของฟรีดแมน! สิ่งนี้แปลกมาก เนื่องจากการมีอยู่ของสสารในอวกาศ - ความหนาแน่นสูงหรือต่ำ - สามารถทำให้การขยายตัวช้าลงเท่านั้น ท้ายที่สุดแรงโน้มถ่วงทำหน้าที่เป็นแรงดึงดูดเสมอ ความเร่งของการขยายตัวของจักรวาลวิทยาเปรียบเสมือนระเบิดที่สะสมมากกว่าจะสลายพลังงานหลังการระเบิด แรงใดเป็นตัวกำหนดการขยายตัวของจักรวาลที่เร่งขึ้น? ไม่มีใครมีคำตอบที่เชื่อถือได้สำหรับคำถามนี้ อย่างไรก็ตาม ไอน์สไตน์อาจจะถูกต้องแล้วเมื่อเขาแนะนำค่าคงที่จักรวาลวิทยา (และผลต้านแรงโน้มถ่วงที่สอดคล้องกัน) ลงในสมการของเขา

การขยายตัวของเอกภพสามารถคาดการณ์ได้ตลอดเวลาในศตวรรษที่สิบเก้าหรือสิบแปดและแม้กระทั่งเมื่อสิ้นสุดศตวรรษที่สิบเจ็ด อย่างไรก็ตาม ความเชื่อในจักรวาลที่นิ่งสงบนั้นแข็งแกร่งมากจนความหลงผิดครอบงำจิตใจจนถึงต้นศตวรรษที่ยี่สิบต้น แม้แต่ไอน์สไตน์ก็ยังมั่นใจในธรรมชาติสถิตของเอกภพจนในปี 1915 เขาได้แก้ไขทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเป็นพิเศษโดยเพิ่มคำศัพท์พิเศษเข้าไปในสมการที่เรียกว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาซึ่งทำให้แน่ใจถึงธรรมชาติสถิตของจักรวาล

ค่าคงที่ของจักรวาลปรากฏว่าเป็นการกระทำของแรงใหม่บางอย่าง - "การต่อต้านแรงโน้มถ่วง" ซึ่งแตกต่างจากแรงอื่น ๆ ไม่มีแหล่งกำเนิดที่แน่นอน แต่เป็นเพียงคุณสมบัติโดยธรรมชาติที่มีอยู่ในโครงสร้างของกาลอวกาศ ภายใต้อิทธิพลของแรงนี้ กาลอวกาศมีแนวโน้มขยายตัวโดยธรรมชาติ โดยการเลือกค่าคงที่ของจักรวาล Einstein สามารถเปลี่ยนจุดแข็งของแนวโน้มนี้ได้ ด้วยความช่วยเหลือของมัน เขาได้จัดการสร้างสมดุลระหว่างแรงดึงดูดซึ่งกันและกันของสสารที่มีอยู่ทั้งหมด และทำให้ได้จักรวาลที่คงที่

ต่อมาไอน์สไตน์ได้ละทิ้งแนวคิดเรื่องค่าคงที่จักรวาลว่าเป็น "ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด" ของเขา อย่างที่เราจะได้เห็นกันในไม่ช้านี้ มีเหตุผลมากมายในปัจจุบันที่เชื่อได้ว่าไอน์สไตน์อาจแนะนำค่าคงที่ของจักรวาลได้ถูกต้อง แต่สิ่งที่ทำให้ไอน์สไตน์ไม่พอใจมากที่สุดก็คือเขาปล่อยให้ความเชื่อของเขาในจักรวาลที่อยู่กับที่มาแทนที่ข้อสรุปที่ว่าจักรวาลจะต้องขยายตัว ซึ่งทำนายโดยทฤษฎีของเขาเอง ดูเหมือนว่ามีเพียงคนเดียวเท่านั้นที่เห็นผลของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและเอาจริงเอาจัง ในขณะที่ไอน์สไตน์และนักฟิสิกส์คนอื่นๆ กำลังมองหาวิธีที่จะหลีกเลี่ยงไม่ให้เอกภพไม่คงที่ แต่อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน นักฟิสิกส์และนักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซีย กลับยืนกรานว่าจักรวาลกำลังขยายตัว

ฟรีดแมนตั้งสมมติฐานง่ายๆ สองข้อเกี่ยวกับจักรวาล นั่นคือ ไม่ว่าเราจะมองไปทางไหน มันดูเหมือนกันหมด และสมมติฐานนี้เป็นจริงไม่ว่าเราจะมองจากที่ใด จากแนวคิดทั้งสองนี้และการแก้สมการของสัมพัทธภาพทั่วไป เขาพิสูจน์ว่าจักรวาลไม่สามารถคงที่ได้ ดังนั้นในปี 1922 ไม่กี่ปีก่อนการค้นพบ Edwin Hubble ฟรีดแมนทำนายการขยายตัวของจักรวาลได้อย่างแม่นยำ!

หลายศตวรรษก่อน คริสตจักรคริสเตียนจะรับรู้ว่าเป็นศาสนานอกรีต เนื่องจากหลักคำสอนของคริสตจักรระบุว่าเราครอบครองสถานที่พิเศษที่ศูนย์กลางของจักรวาล แต่วันนี้เรายอมรับข้อสันนิษฐานของฟรีดแมนด้วยเหตุผลที่เกือบจะตรงกันข้าม นั่นคือความสุภาพเรียบร้อย เราจะพบว่ามันน่าประหลาดใจอย่างยิ่งหากจักรวาลดูเหมือนกันในทุกทิศทางสำหรับเราเท่านั้น แต่ไม่ใช่สำหรับผู้สังเกตการณ์คนอื่นๆ ในจักรวาล!

เมื่อเรามองดูจักรวาลอันไกลโพ้น เราเห็นกาแล็กซีทุกหนทุกแห่ง - ในทุกทิศทาง เป็นเวลาหลายล้านหรือหลายพันล้านปีแสง เนื่องจากมีกาแล็กซีสองล้านล้านที่เราสามารถสังเกตได้ ผลรวมของทุกสิ่งที่อยู่นอกเหนือพวกมันนั้นใหญ่กว่าและเจ๋งกว่าจินตนาการที่บ้าคลั่งที่สุดของเรา ข้อเท็จจริงที่น่าสนใจที่สุดประการหนึ่งก็คือ ดาราจักรทั้งหมดที่เราเคยสังเกตพบ (โดยเฉลี่ย) ตามกฎเดียวกัน: ยิ่งพวกมันอยู่ห่างจากเรามากเท่าไหร่ พวกมันก็ยิ่งเคลื่อนตัวออกจากเราเร็วขึ้นเท่านั้น การค้นพบนี้สร้างขึ้นโดย Edwin Hubble และเพื่อนร่วมงานของเขาในช่วงทศวรรษที่ 1920 นำเราไปสู่ภาพของจักรวาลที่กำลังขยายตัว แต่ถ้ามันขยายล่ะ? วิทยาศาสตร์รู้ และตอนนี้คุณก็จะรู้เช่นกัน

เมื่อมองแวบแรก คำถามนี้อาจดูสมเหตุสมผล เพราะทุกสิ่งที่ขยายตัวมักจะประกอบด้วยสสารและมีอยู่ในอวกาศและเวลาของจักรวาล แต่จักรวาลเองก็เป็นพื้นที่และเวลาที่มีสสารและพลังงานอยู่ในตัวมันเอง เมื่อเราพูดว่า "จักรวาลกำลังขยายตัว" เราหมายถึงการขยายตัวของอวกาศเอง ซึ่งเป็นผลมาจากการที่ดาราจักรและกระจุกดาราจักรแต่ละแห่งเคลื่อนที่ออกจากกัน Ethan Siegel บอกว่า เป็นการง่ายที่สุดที่จะจินตนาการถึงก้อนแป้งที่มีลูกเกดอยู่ข้างใน ซึ่งอบในเตาอบ

แบบจำลองของ "ก้อน" ที่กำลังขยายตัวของจักรวาล ซึ่งระยะทางสัมพัทธ์จะเพิ่มขึ้นเมื่อพื้นที่ขยายออก

แป้งนี้เป็นโครงสร้างของอวกาศ และลูกเกดเป็นโครงสร้างที่เชื่อมต่อกัน (เช่น ดาราจักรหรือกระจุกดาราจักร) จากมุมมองของลูกเกด ลูกเกดอื่นๆ ทั้งหมดจะเคลื่อนตัวออกห่างจากมัน และยิ่งไกล ลูกยิ่งเร็ว เฉพาะในกรณีของจักรวาลของเตาอบและอากาศภายนอกแป้งไม่มีอยู่ มีเพียงแป้ง (ช่องว่าง) และลูกเกด (สาร)

Redshift ไม่ได้สร้างขึ้นโดยกาแล็กซีที่ถอยกลับเท่านั้น แต่เกิดจากช่องว่างระหว่างเรา

เราจะรู้ได้อย่างไรว่าพื้นที่นี้กำลังขยายตัวและไม่ใช่ดาราจักรที่กำลังถอยห่างออกไป

หากคุณเห็นวัตถุเคลื่อนออกจากคุณในทุกทิศทาง มีเหตุผลเดียวเท่านั้นที่สามารถอธิบายสิ่งนี้ได้: ช่องว่างระหว่างคุณกับวัตถุเหล่านี้กำลังขยายออก คุณยังสามารถสรุปได้ว่าคุณอยู่ใกล้จุดศูนย์กลางของการระเบิด และวัตถุจำนวนมากอยู่ห่างออกไปและเคลื่อนที่เร็วขึ้นเพราะได้รับพลังงานจากการระเบิดมากขึ้น หากเป็นกรณีนี้ เราสามารถพิสูจน์ได้สองวิธี:

• ในระยะทางที่ไกลกว่าและความเร็วสูงกว่า กาแลคซีจะมีน้อยลง เนื่องจากเมื่อเวลาผ่านไป พวกมันจะกระจายออกไปในอวกาศเป็นจำนวนมาก
• อัตราส่วนของการเปลี่ยนสีแดงและระยะทางจะเกิดขึ้นกับรูปร่างเฉพาะในระยะทางไกล ซึ่งจะแตกต่างจากรูปร่างหากผ้าของพื้นที่ขยายออก

เมื่อเรามองดูระยะทางไกลๆ เราพบว่าความหนาแน่นของดาราจักรที่อยู่ไกลออกไปในจักรวาลนั้นสูงกว่าที่ใกล้เรา สอดคล้องกับภาพที่ขยายออกไป เพราะการมองให้ไกลก็เหมือนกับการมองย้อนไปในอดีตที่มีการขยายตัวน้อยลง เรายังพบว่าดาราจักรที่อยู่ห่างไกลมีอัตราส่วนการเปลี่ยนไปทางแดงต่อระยะทางที่สอดคล้องกับการขยายตัวของอวกาศ และไม่มีเลย หากดาราจักรเหล่านี้เคลื่อนห่างจากเราอย่างรวดเร็ว วิทยาศาสตร์สามารถตอบคำถามนี้ได้สองวิธี และคำตอบทั้งสองก็สนับสนุนการขยายตัวของจักรวาล

จักรวาลขยายตัวในอัตราเดียวกันเสมอหรือไม่?

เราเรียกมันว่าค่าคงที่ฮับเบิล แต่มันคงที่ในอวกาศเท่านั้น ไม่ใช่เวลา จักรวาลกำลังขยายตัวช้ากว่าในอดีต เมื่อเราพูดถึงอัตราการขยาย เรากำลังพูดถึงความเร็วต่อหน่วยระยะทาง: ประมาณ 70 km/s/Mpc วันนี้ (Mpc คือเมกะพาร์เซก ประมาณ 3,260,000 ปีแสง) แต่อัตราการขยายตัวขึ้นอยู่กับความหนาแน่นของสิ่งต่างๆ ทั้งหมดในจักรวาล รวมทั้งสสารและการแผ่รังสี เมื่อเอกภพขยายตัว สสารและการแผ่รังสีในเอกภพจะมีความหนาแน่นน้อยลง และเมื่อความหนาแน่นลดลง อัตราการขยายตัวก็เพิ่มขึ้นเช่นกัน เอกภพขยายตัวเร็วขึ้นในอดีตและชะลอตัวลงตั้งแต่บิกแบง ค่าคงที่ฮับเบิลเป็นการเรียกชื่อผิด ควรเรียกว่าพารามิเตอร์ฮับเบิล

ชะตากรรมอันห่างไกลของจักรวาลเสนอความเป็นไปได้ที่แตกต่างกัน แต่ถ้าพลังงานมืดคงที่แน่นอน ตามที่ข้อมูลแนะนำ เราจะทำตามเส้นโค้งสีแดง

จักรวาลจะขยายตัวตลอดไปหรือจะหยุด?

นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์และนักจักรวาลวิทยาหลายชั่วอายุคนต่างงงงวยกับคำถามนี้ และสามารถตอบได้โดยการกำหนดอัตราการขยายตัวของจักรวาลและพลังงานทุกประเภท (และปริมาณ) ที่มีอยู่ในนั้นเท่านั้น เราประสบความสำเร็จในการวัดปริมาณสสารธรรมดา รังสี นิวตริโน สสารมืด และพลังงานมืด รวมทั้งอัตราการขยายตัวของเอกภพเรียบร้อยแล้ว จากกฎฟิสิกส์และสิ่งที่เกิดขึ้นในอดีต ดูเหมือนว่าจักรวาลจะขยายตัวไปตลอดกาล แม้ว่าความน่าจะเป็นของสิ่งนี้จะไม่ใช่ 100%; หากบางอย่างเช่นพลังงานมืดมีพฤติกรรมแตกต่างออกไปในอนาคตเมื่อเทียบกับอดีตและปัจจุบัน ข้อสรุปทั้งหมดของเราจะต้องถูกพิจารณาใหม่

ดาราจักรเคลื่อนที่เร็วกว่าความเร็วแสงหรือไม่? ห้ามไม่ได้เหรอ?

จากมุมมองของเรา ช่องว่างระหว่างเรากับจุดที่ห่างไกลกำลังขยายตัว ยิ่งอยู่ไกลจากเรามากเท่าไร ดูเหมือนว่าเราจะเคลื่อนตัวออกไปเร็วขึ้นเท่านั้น แม้ว่าอัตราการขยายตัวจะเล็ก แต่วันหนึ่งวัตถุที่อยู่ไกลจะข้ามธรณีประตูของขีด จำกัด ความเร็วใด ๆ เนื่องจากอัตราการขยายตัว (ความเร็วต่อหน่วยระยะทาง) จะถูกคูณหลายครั้งด้วยระยะทางที่เพียงพอ OTO โปรดปรานสถานการณ์ดังกล่าว กฎที่ว่าไม่มีสิ่งใดเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าความเร็วแสงจะใช้เฉพาะกับการเคลื่อนที่ของวัตถุในอวกาศเท่านั้น ไม่ใช่กับการขยายตัวของอวกาศเอง ในความเป็นจริง กาแลคซีเองก็เคลื่อนที่ด้วยความเร็วเพียงไม่กี่พันกิโลเมตรต่อวินาที ซึ่งต่ำกว่าขีดจำกัด 300,000 กิโลเมตร/วินาทีที่กำหนดโดยความเร็วแสง มันคือการขยายตัวของเอกภพที่ทำให้เกิดภาวะถดถอยและการเปลี่ยนทิศทางสีแดง ไม่ใช่การเคลื่อนที่ที่แท้จริงของดาราจักร

มีกาแล็กซีประมาณ 2 ล้านล้านภายในเอกภพที่สังเกตได้ (วงกลมสีเหลือง) กาแล็กซีที่อยู่ใกล้กันเกินกว่าหนึ่งในสามของพรมแดน เราจะตามไม่ทันเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ มีเพียง 3% ของปริมาตรของจักรวาลเท่านั้นที่เปิดกว้างสำหรับการพัฒนาโดยกองกำลังมนุษย์

การขยายตัวของเอกภพเป็นผลสืบเนื่องที่จำเป็นจากข้อเท็จจริงที่ว่าสสารและพลังงานเติมกาล-อวกาศ ซึ่งอยู่ภายใต้กฎสัมพัทธภาพทั่วไป ตราบใดที่ยังมีสสาร ก็มีแรงดึงดูด ดังนั้นแรงโน้มถ่วงจะชนะและทุกอย่างหดตัวอีกครั้ง หรือแรงโน้มถ่วงจะสูญเสียและชนะการขยายตัว ไม่มีศูนย์กลางของการขยายตัวและไม่มีสิ่งใดนอกอวกาศที่ขยายตัว มันเป็นโครงสร้างของจักรวาลที่กำลังขยายตัว สิ่งที่น่าสนใจที่สุด แม้ว่าเราจะออกจากโลกด้วยความเร็วแสงในวันนี้ เราก็จะสามารถเยี่ยมชมกาแล็กซีเพียง 3% ในเอกภพที่สังเกตได้เท่านั้น 97% ของพวกเขาอยู่ไกลเกินเอื้อมแล้ว จักรวาลมีความซับซ้อน

เมื่อร้อยปีที่แล้ว นักวิทยาศาสตร์ค้นพบว่าจักรวาลของเรามีขนาดเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว

หนึ่งร้อยปีที่แล้ว แนวคิดเกี่ยวกับจักรวาลมีพื้นฐานมาจากกลศาสตร์ของนิวตันและเรขาคณิตแบบยุคลิด แม้แต่นักวิทยาศาสตร์สองสามคน เช่น Lobachevsky และ Gauss ที่ยอมรับ (เป็นเพียงสมมติฐานเท่านั้น) ความเป็นจริงทางกายภาพของเรขาคณิตที่ไม่ใช่แบบยุคลิดถือว่าอวกาศเป็นนิรันดร์และไม่เปลี่ยนแปลง

ในปี ค.ศ. 1870 นักคณิตศาสตร์ชาวอังกฤษ วิลเลียม คลิฟฟอร์ด ได้มีแนวคิดที่ลึกซึ้งมากว่าพื้นที่สามารถโค้งงอได้ และไม่เท่ากันในจุดต่างๆ และความโค้งของพื้นที่สามารถเปลี่ยนแปลงได้ตลอดเวลา เขายังยอมรับว่าการเปลี่ยนแปลงดังกล่าวเกี่ยวข้องกับการเคลื่อนที่ของสสาร แนวคิดทั้งสองนี้ก่อให้เกิดพื้นฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปในอีกหลายปีต่อมา คลิฟฟอร์ดเองไม่ได้มีชีวิตอยู่เพื่อดูสิ่งนี้ - เขาเสียชีวิตด้วยวัณโรคเมื่ออายุ 34, 11 วันก่อนเกิดของอัลเบิร์ตไอน์สไตน์

Redshift

ข้อมูลแรกเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาลจัดทำโดย astrospectrography ในปี 1886 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ วิลเลียม ฮักกินส์สังเกตว่าความยาวคลื่นของแสงดาวเปลี่ยนไปเล็กน้อยเมื่อเทียบกับสเปกตรัมภาคพื้นดินของธาตุเดียวกัน ตามสูตรของปรากฏการณ์ดอปเปลอร์รุ่นออปติคัล ซึ่งได้รับในปี ค.ศ. 1848 โดยนักฟิสิกส์ชาวฝรั่งเศส อาร์มันด์ ฟิโซ เราสามารถคำนวณความเร็วในแนวรัศมีของดาวได้ การสังเกตดังกล่าวทำให้สามารถติดตามการเคลื่อนที่ของวัตถุในอวกาศได้

หนึ่งร้อยปีที่แล้ว แนวคิดเกี่ยวกับจักรวาลมีพื้นฐานมาจากกลศาสตร์ของนิวตันและเรขาคณิตแบบยุคลิด แม้แต่นักวิทยาศาสตร์บางคน เช่น Lobachevsky และ Gauss ที่ยอมรับ (เป็นเพียงสมมติฐานเท่านั้น) ความเป็นจริงทางกายภาพของเรขาคณิตที่ไม่ใช่แบบยุคลิดถือว่าอวกาศเป็นนิรันดร์และไม่เปลี่ยนแปลง เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ จึงไม่ง่ายที่จะตัดสินระยะห่างจากดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไป แสงที่มาถึง 13 พันล้านปีต่อมาจากกาแลคซี A1689-zD1 ซึ่งอยู่ห่างออกไป 3.35 พันล้านปีแสง (A) "ทำให้เป็นสีแดง" และอ่อนลงเมื่อเอาชนะพื้นที่ที่กำลังขยายตัว และกาแลคซีเองก็เคลื่อนตัวออกไป (B) โดยจะมีข้อมูลเกี่ยวกับระยะทางเป็นเรดชิฟต์ (13 พันล้านปีแสง) ในขนาดเชิงมุม (3.5 พันล้านปีแสง) ในระดับความเข้ม (263 พันล้านปีแสง) ในขณะที่ระยะทางจริงคือ 30 พันล้านปีแสง ปี.

หนึ่งในสี่ของศตวรรษต่อมา Westo Slifer พนักงานของ Flagstaff Observatory ในรัฐแอริโซนา ใช้โอกาสนี้ในรูปแบบใหม่ ซึ่งตั้งแต่ปี 1912 ได้ศึกษาสเปกตรัมของเนบิวลาก้นหอยด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 24 นิ้วที่มีสเปกโตรกราฟที่ดี เพื่อให้ได้ภาพคุณภาพสูง แผ่นภาพถ่ายเดียวกันถูกเปิดออกเป็นเวลาหลายคืน ดังนั้นโครงการจึงดำเนินไปอย่างช้าๆ ตั้งแต่เดือนกันยายนถึงธันวาคม 2456 Slifer ศึกษาเนบิวลาแอนโดรเมดาและใช้สูตร Doppler-Fizo ได้ข้อสรุปว่ากำลังเข้าใกล้โลก 300 กม. ทุกวินาที

ในปี ค.ศ. 1917 เขาได้เผยแพร่ข้อมูลเกี่ยวกับความเร็วในแนวรัศมีของเนบิวลา 25 อัน ซึ่งแสดงให้เห็นความไม่สมดุลอย่างมีนัยสำคัญในทิศทางของพวกมัน มีเพียงสี่เนบิวลากำลังเข้าใกล้ดวงอาทิตย์ ที่เหลือกำลังวิ่งหนี (และบางส่วนก็เร็วมาก)

Slipher ไม่ได้แสวงหาชื่อเสียงหรือเผยแพร่ผลงานของเขา ดังนั้นพวกเขาจึงกลายเป็นที่รู้จักในแวดวงดาราศาสตร์ก็ต่อเมื่ออาร์เธอร์เอดดิงตันนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอังกฤษผู้โด่งดังให้ความสนใจพวกเขา

ในปีพ.ศ. 2467 เขาได้ตีพิมพ์เอกสารเกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพซึ่งรวมถึงรายการความเร็วในแนวรัศมีของเนบิวลา 41 ดวงที่ Slifer ค้นพบ มีเนบิวลาบลูชิฟต์สี่ดวงเดียวกัน ในขณะที่อีก 37 ดวงมีเส้นสเปกตรัมเปลี่ยนสีแดง ความเร็วในแนวรัศมีของพวกมันแปรผันในช่วง 150-1800 กม./วินาที และโดยเฉลี่ยแล้วสูงกว่าความเร็วของดาวทางช้างเผือกที่รู้จักในขณะนั้น 25 เท่า สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่าเนบิวลามีส่วนร่วมในการเคลื่อนไหวอื่นนอกเหนือจากผู้ทรงคุณวุฒิ "คลาสสิก"

หมู่เกาะอวกาศ

ในช่วงต้นทศวรรษ 1920 นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่าเนบิวลาก้นหอยนั้นตั้งอยู่บนขอบของทางช้างเผือก และนอกเหนือจากนั้นก็ไม่มีอะไรนอกจากพื้นที่มืดที่ว่างเปล่า จริงอยู่ ย้อนกลับไปในศตวรรษที่ 18 นักวิทยาศาสตร์บางคนเห็นกระจุกดาวยักษ์ในเนบิวลา (อิมมานูเอล คานท์ เรียกพวกมันว่าจักรวาลของเกาะ) อย่างไรก็ตาม สมมติฐานนี้ไม่เป็นที่นิยม เนื่องจากไม่สามารถระบุระยะทางไปยังเนบิวลาได้อย่างน่าเชื่อถือ

ปัญหานี้ได้รับการแก้ไขโดย Edwin Hubble ซึ่งทำงานเกี่ยวกับกล้องโทรทรรศน์สะท้อนแสงขนาด 100 นิ้วที่หอดูดาว Mount Wilson ในแคลิฟอร์เนีย ในปี พ.ศ. 2466-2467 เขาค้นพบว่าเนบิวลาแอนโดรเมดาประกอบด้วยวัตถุเรืองแสงจำนวนมาก ซึ่งมีดาวแปรผันในตระกูลเซเฟิด เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าระยะเวลาของการเปลี่ยนแปลงความสว่างปรากฏนั้นสัมพันธ์กับความส่องสว่างสัมบูรณ์ ดังนั้นเซเฟอิดส์จึงเหมาะสมสำหรับการปรับเทียบระยะทางของจักรวาล ด้วยความช่วยเหลือของพวกเขา ฮับเบิลประเมินระยะทางไปยังแอนโดรเมดาที่ 285,000 พาร์เซก (ตามข้อมูลสมัยใหม่คือ 800,000 พาร์เซก) เส้นผ่านศูนย์กลางของทางช้างเผือกนั้นเชื่อกันว่ามีค่าประมาณ 100,000 พาร์เซก (อันที่จริงมันเล็กกว่าสามเท่า) จากนี้ไปแอนโดรเมดาและทางช้างเผือกจะต้องถือว่าเป็นกระจุกดาวอิสระ ในไม่ช้าฮับเบิลก็ระบุกาแลคซีอิสระอีกสองแห่ง ซึ่งในที่สุดก็ยืนยันสมมติฐานของ "จักรวาลบนเกาะ"

เพื่อความเป็นธรรม ควรสังเกตว่าเมื่อสองปีก่อนฮับเบิล ระยะทางไปยังแอนโดรเมดาคำนวณโดยนักดาราศาสตร์เอสโตเนีย Ernst Opik ซึ่งผลลัพธ์ - 450,000 พาร์เซก - ใกล้เคียงกับระยะทางที่ถูกต้อง อย่างไรก็ตาม เขาใช้การพิจารณาทางทฤษฎีจำนวนหนึ่งซึ่งไม่น่าเชื่อถือเท่ากับข้อสังเกตโดยตรงของฮับเบิล

ภายในปี ค.ศ. 1926 ฮับเบิลได้ทำการวิเคราะห์ทางสถิติของการสังเกตการณ์ของ "เนบิวลานอกดาราจักร" จำนวน 400 ดวง (เขาใช้คำนี้มาเป็นเวลานาน โดยไม่เรียกพวกมันว่ากาแล็กซี) และเสนอสูตรเพื่อเชื่อมโยงระยะห่างระหว่างเนบิวลากับความสว่างที่เห็นได้ชัด . แม้จะมีข้อผิดพลาดอย่างใหญ่หลวงของวิธีนี้ แต่ข้อมูลใหม่ยืนยันว่าเนบิวลามีการกระจายอย่างเท่าเทียมกันในอวกาศไม่มากก็น้อยและตั้งอยู่ไกลเกินขอบเขตของทางช้างเผือก ไม่ต้องสงสัยอีกต่อไปแล้วว่าพื้นที่ไม่ได้จำกัดอยู่แค่กาแล็กซี่ของเราและเพื่อนบ้านที่ใกล้ที่สุด

นักออกแบบแฟชั่นอวกาศ

เอดดิงตันเริ่มให้ความสนใจในผลลัพธ์ของสลิฟเฟอร์ แม้กระทั่งก่อนการชี้แจงขั้นสุดท้ายเกี่ยวกับธรรมชาติของเนบิวลาก้นหอย ถึงเวลานี้มีแบบจำลองจักรวาลวิทยาอยู่แล้วซึ่งในแง่หนึ่งทำนายผลกระทบที่ระบุโดย Slifer Eddington คิดมากเกี่ยวกับมันและแน่นอนไม่พลาดโอกาสที่จะให้เสียงจักรวาลวิทยาแก่นักดาราศาสตร์แอริโซนาผู้สังเกตการณ์

จักรวาลวิทยาเชิงทฤษฎีสมัยใหม่เริ่มต้นขึ้นในปี พ.ศ. 2460 โดยมีเอกสารปฏิวัติสองฉบับนำเสนอแบบจำลองของจักรวาลโดยอิงจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป หนึ่งในนั้นเขียนโดย Einstein เองและอีกคนหนึ่งเขียนโดย Willem de Sitter นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์

กฎหมายฮับเบิล

เอ็ดวิน ฮับเบิลพบความสมส่วนโดยประมาณระหว่างการเปลี่ยนสีแดงและระยะทางกาแลคซี ซึ่งเขาเปลี่ยนเป็นสัดส่วนระหว่างความเร็วและระยะทางโดยใช้สูตรดอปเปลอร์-ฟิโซ ดังนั้นเราจึงจัดการกับสองรูปแบบที่แตกต่างกันที่นี่
ฮับเบิลไม่ทราบว่าพวกมันมีความสัมพันธ์กันอย่างไร แต่วิทยาศาสตร์ในปัจจุบันพูดว่าอย่างไร
ดังที่ Lemaitre แสดงให้เห็น ความสัมพันธ์เชิงเส้นตรงระหว่างการเปลี่ยนแปลงทางแดงและระยะทางของจักรวาลวิทยา (ที่เกิดจากการขยายตัวของจักรวาล) ไม่ได้หมายความว่าจะสัมบูรณ์อย่างแน่นอน ในทางปฏิบัติ จะสังเกตได้อย่างดีสำหรับการชดเชยที่น้อยกว่า 0.1 เท่านั้น ดังนั้นกฎเชิงประจักษ์ของฮับเบิลจึงไม่ถูกต้อง แต่เป็นค่าประมาณ และสูตรดอปเปลอร์-ฟิโซใช้ได้กับการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยของสเปกตรัมเท่านั้น
แต่กฎทางทฤษฎีที่เกี่ยวกับความเร็วในแนวรัศมีของวัตถุที่อยู่ห่างไกลกับระยะห่างจากวัตถุนั้น (โดยมีค่าสัมประสิทธิ์สัดส่วนในรูปของพารามิเตอร์ฮับเบิล V=Hd) ใช้ได้กับการเปลี่ยนสีแดงใดๆ อย่างไรก็ตาม ความเร็ว V ที่ปรากฎในนั้นไม่ใช่ความเร็วของสัญญาณทางกายภาพหรือวัตถุจริงในอวกาศ นี่คืออัตราการเพิ่มขึ้นของระยะทางระหว่างดาราจักรและกระจุกดาราจักรซึ่งเกิดจากการขยายตัวของเอกภพ เราจะสามารถวัดได้ก็ต่อเมื่อเราสามารถหยุดการขยายตัวของจักรวาล ยืดเทปวัดระหว่างกาแลคซี่ทันที อ่านระยะทางระหว่างพวกมันและแบ่งออกเป็นช่วงเวลาระหว่างการวัด โดยธรรมชาติแล้ว กฎของฟิสิกส์ไม่อนุญาตสิ่งนี้ ดังนั้น นักจักรวาลวิทยาจึงชอบใช้พารามิเตอร์ฮับเบิล H ในสูตรอื่น โดยที่ตัวประกอบสเกลของจักรวาลปรากฏขึ้น ซึ่งเพิ่งอธิบายระดับของการขยายตัวของมันในยุคอวกาศต่างๆ (เนื่องจากพารามิเตอร์นี้เปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา ค่าที่ทันสมัยของมันถูกแทนด้วย H0 ). ขณะนี้จักรวาลกำลังขยายตัวในอัตราเร่ง ค่าพารามิเตอร์ฮับเบิลจึงเพิ่มขึ้น
โดยการวัด redshifts ของจักรวาล เราได้ข้อมูลเกี่ยวกับระดับการขยายตัวของอวกาศ แสงของกาแล็กซีซึ่งเข้ามาหาเราด้วยการเปลี่ยนทิศทางของจักรวาล z ทิ้งไว้เมื่อระยะจักรวาลวิทยาทั้งหมดมีขนาดเล็กกว่าในยุคของเรา 1+z เท่า เพื่อให้ได้ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับดาราจักรนี้ เช่น ระยะทางปัจจุบันหรือความเร็วของการกำจัดมันออกจากทางช้างเผือก ทำได้โดยอาศัยแบบจำลองเอกภพที่เฉพาะเจาะจงเท่านั้น ตัวอย่างเช่น ในแบบจำลอง Einstein-de Sitter กาแลคซีที่มี z = 5 กำลังเคลื่อนตัวออกจากเราด้วยความเร็วเท่ากับ 1.1 วินาที (ความเร็วแสง) แต่ถ้าคุณทำผิดพลาดทั่วไปและเพียงแค่ทำให้ V / c และ z เท่ากัน ความเร็วนี้จะเป็นห้าเท่าของความเร็วแสง ความคลาดเคลื่อนอย่างที่เราเห็นนั้นร้ายแรง
การพึ่งพาความเร็วของวัตถุที่อยู่ห่างไกลบน redshift ตาม SRT, GR (ขึ้นอยู่กับรุ่นและเวลา เส้นโค้งแสดงเวลาปัจจุบันและรุ่นปัจจุบัน) ที่การกระจัดขนาดเล็ก การพึ่งพาอาศัยกันจะเป็นเส้นตรง

ไอน์สไตน์เชื่อว่าจักรวาลโดยรวมนั้นคงที่ (เขาพยายามทำให้มันไม่มีที่สิ้นสุดในอวกาศด้วย แต่ไม่พบเงื่อนไขขอบเขตที่ถูกต้องสำหรับสมการของเขา) เป็นผลให้เขาสร้างแบบจำลองของจักรวาลปิด พื้นที่ที่มีความโค้งเป็นบวกคงที่ (และดังนั้นจึงมีรัศมีคงที่คงที่) ในทางกลับกัน เวลาในจักรวาลนี้ไหลในลักษณะของนิวตัน ไปในทิศทางเดียวกันและด้วยความเร็วเท่ากัน Space-time ของรุ่นนี้โค้งเนื่องจากส่วนประกอบเชิงพื้นที่ ในขณะที่รุ่นชั่วคราวไม่ได้เปลี่ยนรูปแต่อย่างใด ลักษณะคงที่ของโลกนี้มี "ส่วนแทรก" พิเศษในสมการหลักที่ป้องกันการยุบตัวของแรงโน้มถ่วงและทำหน้าที่เป็นสนามต้านแรงโน้มถ่วงอยู่ทั่วไปทุกหนทุกแห่ง ความเข้มของมันเป็นสัดส่วนกับค่าคงที่พิเศษ ซึ่งไอน์สไตน์เรียกว่าค่าคงที่สากล (ปัจจุบันเรียกว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยา)

แบบจำลองจักรวาลวิทยาของ Lemaitre ที่อธิบายการขยายตัวของจักรวาลนั้นล้ำหน้ากว่าเวลามาก จักรวาลของ Lemaitre เริ่มต้นด้วยบิ๊กแบง หลังจากนั้นการขยายตัวช้าลงก่อนแล้วจึงเริ่มเร่งความเร็ว

แบบจำลองของไอน์สไตน์ทำให้สามารถคำนวณขนาดของเอกภพ จำนวนรวมของสสาร และแม้แต่ค่าคงที่ของจักรวาลวิทยาได้ สำหรับสิ่งนี้ ต้องการความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารจักรวาลเท่านั้น ซึ่งโดยหลักการแล้ว สามารถกำหนดได้จากการสังเกต ไม่ใช่เรื่องบังเอิญที่โมเดลนี้ได้รับความชื่นชมจาก Eddington และ Hubble นำไปใช้ในทางปฏิบัติ อย่างไรก็ตาม มันถูกทำลายโดยความไม่เสถียร ซึ่งไอน์สไตน์ไม่ได้สังเกตง่ายๆ ว่า ถ้ารัศมีเบี่ยงเบนเพียงเล็กน้อยจากค่าสมดุล โลกของไอน์สไตน์จะขยายตัวหรือผ่านการยุบตัวของแรงโน้มถ่วง ดังนั้นแบบจำลองดังกล่าวจึงไม่มีส่วนเกี่ยวข้องกับจักรวาลที่แท้จริง

โลกที่ว่างเปล่า

De Sitter ได้สร้างโลกแห่งความโค้งคงที่ตามที่เขาเชื่อตามที่เขาเชื่อ แต่ไม่ใช่ในเชิงบวก แต่เป็นเชิงลบ ค่าคงที่จักรวาลวิทยาของไอน์สไตน์มีอยู่ในนั้น แต่สสารไม่มีอยู่เลย เมื่อมีการแนะนำอนุภาคทดสอบที่มีมวลน้อยตามอำเภอใจ พวกมันจะกระจัดกระจายและเข้าสู่ระยะอนันต์ นอกจากนี้ เวลาที่รอบนอกของจักรวาล de Sitter ไหลช้ากว่าที่ศูนย์กลางของมัน ด้วยเหตุนี้ จากระยะไกล คลื่นแสงจึงมาถึงด้วยการเปลี่ยนทิศทางสีแดง แม้ว่าแหล่งกำเนิดของคลื่นแสงจะไม่อยู่กับที่เมื่อเทียบกับผู้สังเกต ดังนั้นในปี ค.ศ. 1920 เอดดิงตันและนักดาราศาสตร์คนอื่นๆ จึงสงสัยว่าแบบจำลองของเดอ ซิตเตอร์มีส่วนเกี่ยวข้องกับความเป็นจริงที่สะท้อนจากการสังเกตการณ์ของสลิเวอร์หรือไม่

ข้อสงสัยเหล่านี้ได้รับการยืนยันแม้ว่าจะแตกต่างออกไป ลักษณะคงที่ของจักรวาล de Sitter กลายเป็นเรื่องสมมุติ เพราะมันเกี่ยวข้องกับการเลือกระบบพิกัดที่โชคร้าย หลังจากแก้ไขข้อผิดพลาดนี้ พื้นที่ de Sitter กลับกลายเป็นว่าแบนแบบยุคลิด แต่ไม่คงที่ ต้องขอบคุณค่าคงที่จักรวาลวิทยาต้านแรงโน้มถ่วง มันขยายตัวในขณะที่รักษาความโค้งเป็นศูนย์ เนื่องจากการขยายตัวนี้ ความยาวคลื่นของโฟตอนจึงเพิ่มขึ้น ซึ่งทำให้เกิดการเคลื่อนตัวของเส้นสเปกตรัมที่ de Sitter ทำนายไว้ เป็นที่น่าสังเกตว่านี่คือวิธีการอธิบายการเปลี่ยนแปลงทางดาราศาสตร์ของดาราจักรที่อยู่ห่างไกลในทุกวันนี้

จากสถิติสู่การเปลี่ยนแปลง

ประวัติของทฤษฎีจักรวาลวิทยาที่ไม่เปิดเผยอย่างเปิดเผยเริ่มต้นด้วยเอกสารสองฉบับโดย Alexander Fridman นักฟิสิกส์ชาวโซเวียตที่ตีพิมพ์ในวารสาร Zeitschrift fur Physik ของเยอรมันในปี 1922 และ 1924 ฟรีดแมนคำนวณแบบจำลองของจักรวาลด้วยความโค้งบวกและลบที่แปรผันตามเวลา ซึ่งกลายเป็นกองทุนทองคำของจักรวาลวิทยาเชิงทฤษฎี อย่างไรก็ตาม งานเหล่านี้แทบไม่สังเกตเห็นโดยคนร่วมสมัย (ในตอนแรกไอน์สไตน์ยังถือว่าบทความแรกของฟรีดแมนผิดพลาดทางคณิตศาสตร์) ฟรีดแมนเองเชื่อว่าดาราศาสตร์ยังไม่มีคลังแสงสำหรับการสังเกตการณ์เพื่อตัดสินใจว่าแบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบใดที่สอดคล้องกับความเป็นจริงมากกว่า ดังนั้นจึงจำกัดตัวเองให้อยู่กับคณิตศาสตร์ล้วนๆ บางทีเขาอาจจะทำตัวแตกต่างออกไปถ้าเขาได้อ่านผลลัพธ์ของ Slipher แต่สิ่งนี้ไม่เกิดขึ้น

Georges Lemaitre นักจักรวาลวิทยาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในช่วงครึ่งแรกของศตวรรษที่ 20 คิดต่างออกไป ที่บ้านในเบลเยียม เขาปกป้องวิทยานิพนธ์ของเขาในวิชาคณิตศาสตร์ จากนั้นในช่วงกลางปี ​​1920 ก็ได้ศึกษาดาราศาสตร์ - ที่เคมบริดจ์ภายใต้เอดดิงตันและที่หอดูดาวฮาร์วาร์ดกับฮาร์โลว์ แชปลีย์ (ระหว่างพักอยู่ที่สหรัฐอเมริกา ซึ่งเขาได้เตรียมวิทยานิพนธ์ฉบับที่สองที่ MIT เขาได้พบกับ Slipher และ Hubble) ย้อนกลับไปในปี 1925 Lemaitre เป็นคนแรกที่แสดงให้เห็นว่าลักษณะคงที่ของแบบจำลอง de Sitter นั้นเป็นเพียงแค่จินตภาพ เมื่อกลับมายังบ้านเกิดของเขาในฐานะศาสตราจารย์ที่มหาวิทยาลัย Louvain เลอไมตร์ได้สร้างแบบจำลองแรกของจักรวาลที่กำลังขยายตัวขึ้นโดยมีเหตุผลทางดาราศาสตร์ที่ชัดเจน โดยปราศจากการพูดเกินจริง งานนี้ได้กลายเป็นความก้าวหน้าครั้งใหม่ในวิทยาศาสตร์อวกาศ

การปฏิวัติสากล

ในแบบจำลองของเขา Lemaitre รักษาค่าคงที่จักรวาลด้วยค่าตัวเลขของไอน์สไตน์ ดังนั้นจักรวาลของเขาจึงเริ่มต้นในสถานะคงที่ แต่เมื่อเวลาผ่านไปเนื่องจากความผันผวนเข้าสู่เส้นทางของการขยายตัวอย่างต่อเนื่องด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้น ในขั้นตอนนี้ จะรักษาความโค้งที่เป็นบวก ซึ่งจะลดลงเมื่อรัศมีเพิ่มขึ้น Lemaitre รวมอยู่ในจักรวาลของเขาไม่เพียงแต่เรื่อง แต่ยังรวมถึงรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ทั้ง Einstein และ de Sitter ซึ่งงานของ Lemaitre รู้ และ Friedmann ซึ่งเขาไม่รู้อะไรเลยในขณะนั้นไม่ได้ทำสิ่งนี้

พิกัดที่เกี่ยวข้อง

ในการคำนวณทางจักรวาลวิทยา จะสะดวกที่จะใช้ระบบพิกัดการโคจรที่ขยายไปพร้อมกับการขยายตัวของเอกภพ ในแบบจำลองอุดมคติ ซึ่งดาราจักรและกระจุกดาราจักรไม่ได้มีส่วนร่วมในการเคลื่อนไหวที่เหมาะสม พิกัดการโค่นของพวกมันจะไม่เปลี่ยนแปลง แต่ระยะห่างระหว่างวัตถุสองชิ้น ณ จุดที่กำหนดในเวลา เท่ากับระยะทางคงที่ของวัตถุเหล่านั้นในพิกัดการโคจร คูณด้วยขนาดของปัจจัยมาตราส่วนสำหรับช่วงเวลานั้น สถานการณ์นี้สามารถอธิบายได้ง่าย ๆ ในโลกที่ทำให้พองได้: ละติจูดและลองจิจูดของแต่ละจุดจะไม่เปลี่ยนแปลง และระยะห่างระหว่างจุดคู่ใดๆ จะเพิ่มขึ้นตามรัศมีที่เพิ่มขึ้น
การใช้พิกัดโคจรช่วยให้เข้าใจความแตกต่างที่ลึกซึ้งระหว่างจักรวาลวิทยาของเอกภพที่กำลังขยายตัว ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ และฟิสิกส์ของนิวตัน ดังนั้น ในกลศาสตร์ของนิวตัน การเคลื่อนที่ทั้งหมดสัมพันธ์กัน และการไม่สามารถเคลื่อนที่ได้อย่างแท้จริงก็ไม่มีความหมายทางกายภาพ ในทางตรงกันข้าม ในจักรวาลวิทยา ความไม่สามารถเคลื่อนที่ได้ในพิกัดการโคจรเป็นค่าสัมบูรณ์ และโดยหลักการแล้วสามารถยืนยันได้จากการสังเกต ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษอธิบายกระบวนการในอวกาศ-เวลา ซึ่งมันเป็นไปได้ที่จะแยกองค์ประกอบเชิงพื้นที่และเชิงเวลาโดยใช้การแปลงแบบลอเรนซ์ได้หลายวิธี ในทางกลับกัน กาลอวกาศ-จักรวาลวิทยา แยกออกเป็นสเปซที่โค้งงออย่างเป็นธรรมชาติ และเวลาจักรวาลเดียว ในกรณีนี้ ความเร็วของการถดถอยของดาราจักรที่อยู่ห่างไกลอาจเกินความเร็วแสงได้หลายเท่า

Lemaitre กลับมาที่สหรัฐอเมริกา แนะนำว่าการเลื่อนไปทางแดงของดาราจักรที่อยู่ห่างไกลเกิดขึ้นเนื่องจากการขยายตัวของอวกาศ ซึ่ง "ยืด" คลื่นแสง ตอนนี้เขาได้พิสูจน์มันทางคณิตศาสตร์แล้ว นอกจากนี้ เขายังแสดงให้เห็นว่าการเปลี่ยนสีแดงขนาดเล็ก (หน่วยที่เล็กกว่ามาก) เป็นสัดส่วนกับระยะห่างจากแหล่งกำเนิดแสง และปัจจัยด้านสัดส่วนจะขึ้นอยู่กับเวลาเท่านั้นและนำข้อมูลเกี่ยวกับอัตราการขยายตัวของจักรวาลในปัจจุบัน เนื่องจากเป็นไปตามสูตร Doppler-Fizeau ที่ว่าความเร็วในแนวรัศมีของดาราจักรนั้นแปรผันตาม redshift ของมัน Lemaitre สรุปว่าความเร็วนี้เป็นสัดส่วนกับระยะทางด้วย หลังจากวิเคราะห์ความเร็วและระยะทางของกาแลคซี 42 แห่งจากรายการฮับเบิลและพิจารณาความเร็วภายในดาราจักรของดวงอาทิตย์แล้ว เขาได้กำหนดค่าสัมประสิทธิ์สัดส่วน

งานที่มองไม่เห็น

Lemaitre ตีพิมพ์ผลงานของเขาในปี 1927 เป็นภาษาฝรั่งเศสในวารสาร Annals of the Brussels Scientific Society ที่ไม่ค่อยมีคนอ่าน เชื่อกันว่านี่คือเหตุผลหลักที่ในตอนแรกเธอแทบจะไม่มีใครสังเกตเห็น (แม้แต่ครูของเขา Eddington) จริงอยู่ ในฤดูใบไม้ร่วงของปีนั้น Lemaitre สามารถหารือเกี่ยวกับสิ่งที่เขาค้นพบกับ Einstein และเรียนรู้จากเขาเกี่ยวกับผลลัพธ์ของ Friedmann ผู้สร้างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปไม่มีข้อโต้แย้งทางเทคนิค แต่เขาแน่วแน่ไม่เชื่อในความเป็นจริงทางกายภาพของแบบจำลองของเลอแมตร์ (เช่นเดียวกับที่เขาไม่เคยยอมรับข้อสรุปของฟรีดมันน์ก่อนหน้านี้)

แผนภูมิฮับเบิล

ในขณะเดียวกัน ในช่วงปลายทศวรรษ 1920 ฮับเบิลและฮูมาสันได้ค้นพบความสัมพันธ์เชิงเส้นตรงระหว่างระยะทางสูงสุด 24 กาแลคซีกับความเร็วในแนวรัศมีที่คำนวณ (ส่วนใหญ่โดย Slifer) จากการเปลี่ยนสีแดง ฮับเบิลสรุปจากสิ่งนี้ว่าความเร็วในแนวรัศมีของดาราจักรนั้นแปรผันตรงกับระยะทางของมัน ค่าสัมประสิทธิ์ของสัดส่วนนี้ถูกกำหนดเป็น H0 และเรียกว่าพารามิเตอร์ฮับเบิล (ตามข้อมูลล่าสุด ค่านี้สูงกว่า 70 (กม. / วินาที) / เมกะพาร์เซกเล็กน้อย)

บทความของฮับเบิลที่มีความสัมพันธ์เชิงเส้นตรงระหว่างความเร็วและระยะทางของดาราจักรได้รับการตีพิมพ์เมื่อต้นปี พ.ศ. 2472 หนึ่งปีก่อนหน้านั้น Howard Robertson นักคณิตศาสตร์ชาวอเมริกัน เดินตาม Lemaitre เพื่อให้ได้มาซึ่งการพึ่งพาอาศัยกันนี้จากแบบจำลองของจักรวาลที่กำลังขยายตัว ซึ่งฮับเบิลอาจรู้จัก อย่างไรก็ตาม โมเดลนี้ไม่ได้กล่าวถึงโดยตรงหรือโดยอ้อมในบทความที่มีชื่อเสียงของเขา ต่อมา ฮับเบิลแสดงความสงสัยว่าความเร็วที่ปรากฎในสูตรของเขานั้นอธิบายการเคลื่อนที่ของดาราจักรในอวกาศ แต่เขาก็ละเว้นจากการตีความเฉพาะของกาแล็กซี เขาเห็นความหมายของการค้นพบของเขาในการแสดงสัดส่วนของระยะทางกาแล็กซีและการเปลี่ยนสีแดง โดยปล่อยให้ที่เหลือเป็นหน้าที่ของนักทฤษฎี ดังนั้น ด้วยความเคารพต่อฮับเบิล ไม่มีเหตุผลใดที่จะถือว่าเขาเป็นผู้ค้นพบการขยายตัวของจักรวาล

และยังขยายตัว!

อย่างไรก็ตาม ฮับเบิลปูทางไปสู่การรับรู้การขยายตัวของจักรวาลและแบบจำลองเลอไมร์ ในปี 1930 ผู้เชี่ยวชาญด้านจักรวาลวิทยาเช่น Eddington และ de Sitter ได้ยกย่องเธอ ต่อมาไม่นาน นักวิทยาศาสตร์สังเกตเห็นและชื่นชมผลงานของฟรีดแมน ในปี ค.ศ. 1931 ตามคำแนะนำของเอดดิงตัน เลอไมเตรแปลบทความของเขาเป็นภาษาอังกฤษ (มีบางส่วน) สำหรับจดหมายข่าวรายเดือนของสมาคมดาราศาสตร์หลวง ในปีเดียวกัน Einstein เห็นด้วยกับข้อสรุปของ Lemaitre และอีกหนึ่งปีต่อมาร่วมกับ de Sitter เขาได้สร้างแบบจำลองของจักรวาลที่กำลังขยายตัวด้วยพื้นที่ราบและเวลาโค้ง รุ่นนี้เนื่องจากความเรียบง่ายจึงได้รับความนิยมในหมู่นักจักรวาลวิทยามาช้านาน

ในปี 1931 เดียวกัน Lemaitre ได้ตีพิมพ์คำอธิบายสั้น ๆ (และไม่มีคณิตศาสตร์) ของแบบจำลองอื่นของจักรวาลที่รวมกลศาสตร์จักรวาลวิทยาและกลศาสตร์ควอนตัมเข้าด้วยกัน ในแบบจำลองนี้ โมเมนต์เริ่มต้นคือการระเบิดของอะตอมปฐมภูมิ (Lemaitre เรียกอีกอย่างว่าควอนตัม) ซึ่งก่อให้เกิดทั้งพื้นที่และเวลา เนื่องจากแรงโน้มถ่วงทำให้การขยายตัวของเอกภพเกิดใหม่ช้าลง ความเร็วของมันจึงลดลง - เป็นไปได้ที่เกือบเป็นศูนย์ ต่อมา Lemaitre ได้แนะนำค่าคงที่ของจักรวาลในแบบจำลองของเขา ซึ่งทำให้จักรวาลเข้าสู่สภาวะคงที่ของการขยายตัวอย่างรวดเร็วเมื่อเวลาผ่านไป ดังนั้นเขาจึงคาดหวังทั้งแนวคิดของบิกแบงและแบบจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ที่คำนึงถึงการมีอยู่ของพลังงานมืด และในปี 1933 เขาได้ระบุค่าคงที่จักรวาลด้วยความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศ ซึ่งไม่มีใครคิดมาก่อน น่าแปลกใจมากที่นักวิทยาศาสตร์ผู้นี้สมควรได้รับตำแหน่งผู้ค้นพบการขยายตัวของจักรวาลอย่างแน่นอนอยู่ข้างหน้าเวลาของเขา!

จักรวาลขยายตัวอย่างไร

Yuri Efremov ดุษฎีบัณฑิตสาขาวิทยาศาสตร์กายภาพและคณิตศาสตร์

นักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซียได้แสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของเอกภพถูกควบคุมโดยสุญญากาศทางกายภาพ ซึ่งค้นพบในปี 1998 โดยการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ การค้นพบที่ไม่คาดฝันนี้เปิดช่องทางใหม่สำหรับการพัฒนาวิทยาศาสตร์ธรรมชาติและความเข้าใจเกี่ยวกับรูปแบบที่ลึกที่สุดของโลกรอบตัวเรา

วิทยาศาสตร์พื้นฐานช่วยแก้ปัญหาที่มนุษยชาติกำลังเผชิญอยู่ หรือนำไปสู่อันตรายใหม่ๆ เท่านั้น? - คำตอบสำหรับคำถามนี้ขึ้นอยู่กับว่าบุคคลสามารถมองไปข้างหน้าได้ไกลแค่ไหน เราถือเอาประโยชน์ทั้งหมดของอารยธรรมมาโดยเปล่าประโยชน์ แต่ทั้งหมดนั้น เช่นเดียวกับความสำเร็จของการแพทย์ เป็นผลจากการทำงานหลายทศวรรษและหลายศตวรรษโดยนักวิทยาศาสตร์ที่ทำกิจกรรมเล็กๆ น้อยๆ ตามความเห็นของฆราวาส เช่น การสังเกต ดวงดาวหรือชีวิตของคนขี้ขลาดบางคน การประยุกต์ใช้ผลทางวิทยาศาสตร์ที่นักวิทยาศาสตร์ควบคุมไม่ได้ ได้นำมาซึ่งปัญหายากๆ มากมายเช่นกัน แต่ตอนนี้มีเพียงการพัฒนาทางวิทยาศาสตร์เท่านั้นที่จะช่วยเราให้รอดพ้นจากปัญหาเหล่านั้นได้ ตลอดจนจัดหาแหล่งพลังงานใหม่ๆ และช่วยเราให้พ้นจากความท้าทายในอนาคต เช่น โรคระบาดใหม่ หรือภัยธรรมชาติ

การพัฒนาวิทยาศาสตร์ธรรมชาติซึ่งไม่ช้าก็เร็วก็เกิดผลที่จำเป็นสำหรับการดำรงอยู่ต่อไปของอารยธรรมของเรา เป็นไปได้ก็ต่อเมื่อกิ่งก้านทั้งหมดพัฒนาอย่างเท่าเทียมกัน ไม่ว่าความต้องการของมนุษย์ในปัจจุบันจะดูห่างไกลจากความต้องการของมนุษย์มากแค่ไหนก็ตาม จนถึงปี 1939 การวิจัยเกี่ยวกับนิวเคลียสของอะตอมดูเหมือนจะเป็นการเสียเงิน นักวิจัยไม่กี่คนที่จัดการกับปัญหานี้เพียงเพราะพวกเขาอยากรู้ว่าโลกทำงานอย่างไร ความอยากรู้นี้ยังคงเป็นแรงผลักดันของวิทยาศาสตร์ ปัญหาที่เกิดขึ้นจะถูกกำหนดโดยตรรกะภายในของการพัฒนา

ดาราศาสตร์ดูเหมือนจะเป็นหนึ่งในอาชีพที่ทำให้เสียสมาธิมากที่สุดจากชีวิตโดยเฉพาะอย่างยิ่งตอนนี้เมื่อนักบินและลูกเรือไม่ต้องการบริการ อย่างไรก็ตาม ขอให้เราระลึกถึงคำพูดของไอน์สไตน์ที่ว่า "เครื่องมือทางปัญญา หากไม่มีการพัฒนาเทคโนโลยีสมัยใหม่จะเป็นไปไม่ได้ ส่วนใหญ่มาจากการสังเกตดวงดาว" ในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา การพัฒนาฟิสิกส์เชิงทฤษฎี (ซึ่งในศตวรรษที่ 20 ไม่เพียงแต่ทำให้เราเกิดระเบิด แต่ยังรวมถึงเลเซอร์และอุปกรณ์อิเล็กทรอนิกส์ทุกประเภท...) ได้มีความเชื่อมโยงอย่างใกล้ชิดยิ่งขึ้นกับความสำเร็จของดาราศาสตร์ และในวิทยาศาสตร์นี้ เมื่อสิ้นสุดศตวรรษที่ 20 การปฏิวัติที่แท้จริงได้เริ่มต้นขึ้น ซึ่งคนทั่วไปยังไม่ค่อยรู้จัก (มีการอธิบายไว้ในหนังสือสองเล่มที่ตีพิมพ์เมื่อเร็ว ๆ นี้โดยพนักงานของ SAI MSU: Yu.N. Efremov, "Deep into the Universe", M. , URSS, 2003; A.M. Cherepashchuk, A.D. Chernin, "The Universe, Life, Black Holes ", M. , Vek-II, 2003)

สักวันหนึ่ง อาจจะในอีกไม่กี่ปี หรืออาจจะแค่ในหลายๆ ทศวรรษเท่านั้น การปฏิวัติครั้งนี้จะนำผลมาสู่มนุษยชาติ ต้นกำเนิดของสิ่งนั้นจะถูกลืมไปเมื่อถึงเวลานั้น เช่นเดียวกับที่เกือบทุกคนจะลืมต้นกำเนิดของความสะดวกสบายในเมืองของเราในปัจจุบัน อย่างไรก็ตาม บุคคลก็มีความต้องการทางวิญญาณเช่นกัน ว่ากันมานานแล้วว่าเขาแตกต่างจากสัตว์บางชนิดตรงที่บางครั้งสามารถเงยหน้าขึ้นฟ้าและมองดูดาวได้ ...

ในบทความนี้ เราจะพูดถึงการมีส่วนร่วมของนักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเซียในการพัฒนาจักรวาลวิทยาในช่วงไม่กี่ปีที่ผ่านมา ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ในความเข้าใจของเราเกี่ยวกับจักรวาล จักรวาลวิทยา ศาสตร์แห่งจักรวาลโดยรวม ยืนอยู่ที่จุดตัดของฟิสิกส์

และดาราศาสตร์ ถือกำเนิดขึ้นพร้อมกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป จากสมการของเธอที่เขียนโดยอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ ในปี 1916 เดิมทีจักรวาลไม่สามารถคงที่ได้ จักรวาลจะต้องขยายตัวหรือหดตัว

อย่างไรก็ตาม จากกาลเวลาที่นักปรัชญาโบราณได้แน่ใจว่าจักรวาลโดยรวมแล้วจักรวาลนั้นเป็นนิรันดร์และไม่เปลี่ยนแปลง ไม่มีข้อมูลเชิงสังเกตที่อนุญาตให้ในปี 1916 พูดคุยเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาล - และที่จริงแล้ว จักรวาลยังไม่ถูกค้นพบ ไอน์สไตน์เชื่อว่าดาวฤกษ์อาศัยอยู่ และระบบทางช้างเผือกของเราครอบคลุมทั้งจักรวาล ไม่มีการสังเกตการเคลื่อนที่ของดาวที่มีความเร็วมาก และทำให้พื้นที่เชิงประจักษ์เพิ่มอีกหนึ่งเทอมในสมการของเขา นั่นคือ ค่าคงที่จักรวาลวิทยา ซึ่งจะทำให้จักรวาลคงที่

อย่างไรก็ตาม ในปี 1925 เป็นที่แน่ชัดแล้วว่าระบบดาวของเราเป็นเพียงหนึ่งในระบบดังกล่าวนับไม่ถ้วน - กาแล็กซีที่อาศัยอยู่ในจักรวาลอันกว้างใหญ่ (รูปที่ 1) การเคลื่อนที่ความเร็วสูงตามแนวสายตาของดาราจักรเป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้ว - เส้นในสเปกตรัมของดาราจักรที่อยู่ห่างไกลนั้นจะเปลี่ยนไปทางสีแดงอย่างสม่ำเสมอ นี่เป็นผลมาจากปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ ซึ่งทำให้เส้นสเปกตรัมเคลื่อนไปทางด้านคลื่นยาว (สีแดง) เมื่อวัตถุที่สังเกตพบเคลื่อนออกจากเรา และไปทางด้านสีน้ำเงินเมื่อพวกมันเข้าใกล้

ภายในปี 1929 ต้องขอบคุณงานของ Edwin Hubble และ Milton Humason บนกล้องโทรทรรศน์ 2.5 ม. ที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในขณะนั้นในโลกที่ Mount Wilson ในแคลิฟอร์เนีย เห็นได้ชัดว่ามีสัดส่วนระหว่างความเร็วของดาราจักรที่ถอยห่างและระยะห่างจากเรา (เพิ่มขึ้นจริง ระยะทางทั้งหมดระหว่างกาแลคซีทั้งหมด) - จักรวาลกำลังขยายตัว (รูปที่ 2) ความต้องการค่าคงที่ของจักรวาลดูเหมือนจะหายไป - จักรวาลกลับกลายเป็นว่าไม่คงที่ ระยะทางของกาแลคซี่ R นั้นใช้สูตร R = Ht โดยที่ t คือเวลาและ H เป็นค่าคงที่ ซึ่งต่อมาเรียกว่าค่าคงที่ฮับเบิล

หลังจากการค้นพบนี้ ไอน์สไตน์เรียกค่าคงที่จักรวาลวิทยาว่าความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุดของเขา และจนถึงจุดสิ้นสุดของศตวรรษที่ 20 นักฟิสิกส์ชั้นนำเชื่อว่าไม่มีความจำเป็นสำหรับค่าคงที่นี้ - มันมีค่าเท่ากับศูนย์ เฉพาะตอนนี้เท่านั้นที่เราเริ่มเข้าใจว่าไอน์สไตน์ถูกเข้าใจผิดเพียงในการให้ค่าคงที่จักรวาลวิทยาซึ่งจำเป็นสำหรับธรรมชาติคงที่ของจักรวาลเท่านั้น เมื่อเร็ว ๆ นี้การมีอยู่ของแรงบางชนิดพร้อมกับแรงโน้มถ่วงปกติที่ควบคุมพลวัตของจักรวาลได้รับการพิสูจน์แล้ว หลังจากการค้นพบการขยายตัวของจักรวาล (ในปี 1929) และการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่หลงเหลือจากการขยายตัวของจักรวาลในช่วงพันปีแรก (ในปี 1965) นี่เป็นความสำเร็จครั้งใหญ่ที่สุดในดาราศาสตร์เชิงสังเกตและจักรวาลวิทยา สามารถเปรียบเทียบได้กับหลักฐานการมีอยู่ของหลุมดำมวลมหาศาลในนิวเคลียสของดาราจักรเท่านั้น

ทางเลือกระหว่างแบบจำลองจักรวาลวิทยาที่อธิบายจักรวาลโดยรวมสามารถทำได้โดยเปรียบเทียบกับการสังเกตการพึ่งพาทางทฤษฎีระหว่าง redshift กับระยะทางของวัตถุที่อยู่ห่างไกลที่มีความส่องสว่างที่ทราบ: ที่ redshift ขนาดใหญ่ คุณสมบัติควรปรากฏขึ้นที่ควรบอกว่าการขยายตัวของ จักรวาลกำลังเร่ง สม่ำเสมอ หรือช้าลง โดยหลักการแล้วสิ่งนี้สามารถให้ค่าของค่าคงที่จักรวาลวิทยาได้

ปัญหาหลักในการใช้วิธีนี้เกี่ยวข้องกับความต้องการที่จะมีข้อมูลที่เชื่อถือได้เกี่ยวกับวัตถุที่อยู่ไกลที่สุดที่มีความส่องสว่างที่รู้จัก - และในการกำหนดความส่องสว่างนี้และระยะทางด้วย เป็นเวลานาน วัตถุเดียวที่ดูเหมือนจะเป็นไปตามข้อกำหนดเหล่านี้คือดาราจักรที่สว่างที่สุดในกระจุกที่อุดมสมบูรณ์ ซึ่งถือว่าความส่องสว่างใกล้เคียงกัน อย่างไรก็ตาม ปัญหาร้ายแรงยังคงอยู่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งกับความจริงที่ว่าเราเห็นดาราจักรที่อยู่ห่างไกลที่สุดซึ่งอายุน้อยกว่าดาราจักรในละแวกของเราหลายพันล้านปี (รูปที่ 3)

แน่นอน ปัญหาของการเริ่มต้นของการขยายตัวยังคงร้ายแรงกว่านั้น การคาดคะเนกลับนำไปสู่ข้อสรุปว่าเมื่อหลายพันล้านปีก่อน เรื่องราวทั้งหมดของจักรวาลกระจุกตัวอยู่ในปริมาณจุดเดียว ฮับเบิลเองก็ตกใจกับข้อสรุปที่ไม่เปลี่ยนรูปแบบนี้จากการค้นพบของเขา และคิดว่าเป็นไปได้ที่โฟตอนมีอายุมากขึ้น ซึ่งก็คือพลังงานที่ลดลง และความยาวคลื่นที่เพิ่มขึ้น (และด้วยเหตุนี้จึงเพิ่มความยาวคลื่น) ระหว่างทางออกจากส่วนลึกของจักรวาล อย่างไรก็ตาม ข้อสันนิษฐานนี้ก่อให้เกิดผลหลายอย่างที่ไม่สอดคล้องกับทฤษฎีหรือข้อสังเกต

กับพื้นหลังของปัญหาสุดยอดนี้ อีกปัญหาหนึ่งยังคงไม่มีใครสังเกตเห็นมาเป็นเวลานาน ตามทฤษฎีที่มีอยู่ การขยายตัวของจักรวาลวิทยาในโลกที่เป็นเนื้อเดียวกันและไอโซโทรปิกเกิดขึ้นตามกฎเชิงเส้น หากเราไปยังระยะทางที่ความเร็วของการขยายตัวของอวกาศนี้เกินความเร็วของดาราจักร เนื่องจากการเคลื่อนที่ของพวกมันระหว่างปฏิสัมพันธ์โน้มถ่วงกับ กาแล็กซีใกล้เคียง ฮับเบิลมีข้อมูลเพียงระยะทาง (ในระดับปัจจุบัน) ประมาณ 20 เมกะพาร์เซก (~ 60,000 ปีแสง) ดาราจักรที่อยู่ห่างไกลที่สุดคือสมาชิกของกระจุกดาราจักรในกลุ่มดาวราศีกันย์ อย่างไรก็ตาม ฮับเบิลพบว่าความเร็วการถอยของดาราจักรขึ้นอยู่กับระยะทางเป็นเส้นตรง แม้ว่าตอนนี้เราทราบแล้วว่าความสม่ำเสมอของการกระจายตัวของดาราจักรในอวกาศและไอโซโทรปีของความเร็วของดาราจักรนั้นเกิดขึ้นในระดับ 100 - 300 เมกะพาร์เซกเท่านั้น และปรากฎว่าที่ระยะทางเหล่านี้ ค่าคงที่ฮับเบิลมีค่าเท่ากับที่ระยะทาง 2 - 20 เมกะพาร์เซก

เฉพาะในปี 1972 เท่านั้นที่ Allan Sandage นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันผู้ยิ่งใหญ่ที่สุดได้ตั้งข้อสังเกตถึงลักษณะที่ขัดแย้งของเหตุการณ์นี้โดยธรรมชาติที่ขัดแย้งกันของเหตุการณ์นี้ นอกจากนี้ เขายังเน้นถึงความจำเป็นในการอธิบายความแปลกประหลาดอีกประการหนึ่ง - การมีอยู่ของกระจุกดาราจักรซึ่งพวกมันเคลื่อนที่อย่างรวดเร็วภายในนั้น ไม่ได้ทำให้เกิดการแพร่กระจายอย่างมากในตำแหน่งของกาแลคซีรอบเส้นกลางของกาแล็กซีเรดชิฟต์เทียบกับระยะทาง ในบทความที่ตีพิมพ์ในปี 2542 แซนเดจพบว่าค่าคงที่ฮับเบิลในระดับท้องถิ่นและระดับโลกนั้นตรงกับความแม่นยำอย่างน้อย 10%

I.D. ได้ผลลัพธ์ที่คล้ายกันโดยใช้ข้อมูลที่แม่นยำยิ่งขึ้น ฮับเบิล (รูปที่ 4). ค่าคงที่ของฮับเบิลที่วัดโดย Karachentsev et al. จากข้อมูลบนกาแลคซีที่ระยะทางถึง 8 เมกะพาร์เซกกลายเป็นค่าเดียวกับข้อมูลจากดาราจักรที่ห่างไกลที่สุด แซนเดจไม่สามารถอธิบายความขัดแย้งนี้และสรุปว่า "เราเหลือความลึกลับนี้" จริงอยู่ในปี 1972 เขาสงสัยว่าความมั่นคงของการขยายตัวของจักรวาลในทุกระดับนั้นเกิดจากเหตุผลทางจักรวาลวิทยาอย่างลึกซึ้ง และนั่นเป็นการเดาที่ถูกต้อง

ในปี 1990 เป็นที่ชัดเจนว่าซุปเปอร์โนวาประเภท Ia สามารถทำหน้าที่เป็น "เทียนมาตรฐาน" ได้ดีกว่ากาแลคซีที่สว่างที่สุดในกระจุกดาวมาก เหล่านี้เป็นดาวฤกษ์ที่ลุกเป็นไฟเป็นเวลาหลายวันหรือหลายสัปดาห์จนสว่างจนเทียบได้กับความสว่างของดาราจักรทั้งมวล ปรากฏการณ์ของซุปเปอร์โนวาประเภท Ia เกิดขึ้นในระบบปิดซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์หนาแน่นสองดวง - ดาวแคระขาวระหว่างการแลกเปลี่ยนสสารระหว่างส่วนประกอบของระบบ (รูปที่ 5)

ความพยายามที่จะใช้ซุปเปอร์โนวาประเภทนี้เพื่อจุดประสงค์ของจักรวาลวิทยาได้เริ่มขึ้นเมื่อนานมาแล้ว แต่ไม่มีข้อมูลเชิงสังเกตเพียงพอ ปัญหาคือความยากลำบากในการหาเวลาสังเกตการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ คณะกรรมการที่จัดสรรเวลาของกล้องโทรทรรศน์เหล่านี้ใช้เพื่อต่อต้านการร้องของาน ​​เช่น การค้นหา การติดตาม การสำรวจ; กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ถูกออกแบบมาเพื่อศึกษาวัตถุที่ไม่เหมือนใคร ...

ความสำเร็จมาถึงปี 1997 พร้อมกันสองทีม หนึ่งในนั้นก่อตั้งขึ้นในปี 2531 ที่ห้องปฏิบัติการแห่งชาติ Lawrence ในสหรัฐอเมริกาและประกอบด้วยนักฟิสิกส์ส่วนใหญ่ นำโดย S. Perlmutter; นักดาราศาสตร์อีกทีมหนึ่งเป็นผู้นำในปี 1994 โดย B. Schmidt ซึ่งทำงานที่ Mount Stromlo และ Siding Spring Observatories ในออสเตรเลีย ทีมเหล่านี้สามารถเข้าถึงกล้องโทรทรรศน์ขนาด 4 เมตรที่หอดูดาวแห่งนี้และ Cerro Tololo และต่อมากล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลและกล้องโทรทรรศน์เค็ก 10 เมตรในหมู่เกาะฮาวาย ในระยะหลังได้รับข้อมูลสเปกตรัม (ซึ่งโดยวิธีการที่แสดงให้เห็นว่าการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมที่คล้ายกันเกิดขึ้นช้ากว่าในซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลกว่าในที่ใกล้ - ข้อพิสูจน์อีกประการหนึ่งของธรรมชาติดอปเปลอร์ของเรดชิฟต์)

ผลลัพธ์ดูเหมือน - และยังคงดูเหมือนบางอย่าง - เหลือเชื่อ ซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลกลายเป็นระบบที่อ่อนแอกว่ากฎเชิงเส้นของฮับเบิลที่กำหนดไว้ ซึ่งหมายความว่าจักรวาลกำลังขยายตัวด้วยความเร่งและค่าคงที่จักรวาลวิทยาไม่เท่ากับศูนย์ แต่มีเครื่องหมายบวก (รูปที่ 6) S. Perlmutter กล่าวว่าหลังจากการปราศรัยครั้งแรกของเขาพร้อมกับข้อความเกี่ยวกับการค้นพบ นักฟิสิกส์เชิงทฤษฎีที่มีชื่อเสียงตั้งข้อสังเกตว่าผลการสังเกตเหล่านี้จะต้องผิดพลาด เนื่องจากค่าคงที่จักรวาลวิทยาจะต้องใกล้เคียงกับศูนย์มาก

อย่างไรก็ตาม ความน่าเชื่อถือของผลลัพธ์ถูกระบุโดยความใกล้ชิดของข้อสรุปที่เป็นอิสระของทั้งสองทีม ซึ่งพิจารณาอย่างรอบคอบถึงแหล่งที่มาของข้อผิดพลาดที่อาจเกิดขึ้นทั้งหมด เป็นไปได้ที่จะคำนึงถึงความแตกต่างเล็กน้อยในความสว่างสูงสุดของซุปเปอร์โนวาโดยพิจารณาจากงานที่ทำในทศวรรษ 1970 โดย Yu.P.

ในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2546 ทีมนักดาราศาสตร์นานาชาติขนาดใหญ่ได้ยืนยันการขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาล พวกเขาได้รับข้อมูลเกี่ยวกับซุปเปอร์โนวา 23 แห่ง รวมทั้งซุปเปอร์โนวา 7 ดวงที่อยู่ห่างไกลกันมาก ทำให้เราพูดได้อย่างมั่นใจว่าความเร่งของการขยายตัวของเอกภพนั้นไม่ชัดเจน และลักษณะของซุปเปอร์โนวา Ia นั้นไม่ได้ขึ้นอยู่กับระยะทางและอายุของพวกมัน

การขยายตัวอย่างรวดเร็วของเอกภพทำให้นักฟิสิกส์บางคนแนะนำเอนทิตีใหม่ "แก่นสาร" ซึ่งเป็นสนามทางกายภาพใหม่ที่ความหนาแน่นโน้มถ่วงที่มีประสิทธิผลเป็นลบ และด้วยเหตุนี้จึงสามารถสร้างแอนติแรงโน้มถ่วงได้ ซึ่งนำไปสู่การเร่งการขยายตัวของ จักรวาล. อย่างไรก็ตาม ความคลาสสิกของวิทยาศาสตร์สอนเราไม่ให้แนะนำสิ่งใหม่ๆ เว้นแต่จำเป็นจริงๆ สุญญากาศของอวกาศซึ่งมีอยู่ทุกหนทุกแห่งมีคุณสมบัติของแรงดันลบเหมือนกัน นอกจากนี้ยังปรากฏในฟิสิกส์ของพิภพเล็ก ๆ ซึ่งแสดงถึงสถานะพลังงานต่ำสุดของสนามควอนตัม มันอยู่ในนั้นที่ปฏิสัมพันธ์ของอนุภาคมูลฐานเกิดขึ้น ความเป็นจริงของสูญญากาศทางกายภาพได้รับการพิสูจน์แล้วในการทดลองหลายครั้ง

ตอนนี้มีเหตุผลทุกประการที่จะเชื่อว่าคำศัพท์จักรวาลวิทยาในสมการของไอน์สไตน์อธิบายความหนาแน่นของพลังงานและสุญญากาศได้อย่างแม่นยำ ความหนาแน่นนี้คงที่ในเวลาและพื้นที่ และในกรอบอ้างอิงใดๆ และมีค่าเป็นบวก

แรงดันสุญญากาศมีค่าเท่ากับความหนาแน่นลบคูณด้วยกำลังสองของความเร็วแสง ดังนั้นจึงเป็นลบ ซึ่งเป็นสาเหตุให้เกิดการขยายตัวอย่างรวดเร็วของเอกภพซึ่งขณะนี้พบในข้อมูลซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกล

เป็นคุณสมบัติของสุญญากาศที่ทำให้สามารถอธิบายความขัดแย้งของแซนเดจได้ เขาและผู้เขียนร่วมของเขา (Astrophys. J. , V. 590, P. 256, 2003) สังเกตว่านักดาราศาสตร์ชาวรัสเซียและฟินแลนด์เป็นคนแรกที่ทำเช่นนี้ในปี 2544 อ้างอิงจากส A.D. Chernin (GAISH MGU), P. Teerikorpi (Turku Observatory) และ Yu.V. 1153, 2001) - ผลลัพธ์ที่ขัดแย้งกันของ Sandage และ Karachentsev อธิบายได้ด้วยความจริงที่ว่ามันเป็นสุญญากาศที่กำหนดพลวัตของจักรวาล . จลนศาสตร์ขนาดใหญ่ของดาราจักร - การขยายตัวของจักรวาล - เป็นเนื้อเดียวกัน สม่ำเสมอ แม้ว่าการกระจายเชิงพื้นที่ของพวกมันจะไม่สม่ำเสมออย่างมากในปริมาตรเดียวกัน ซึ่งหมายความว่าไดนามิกขนาดใหญ่ของดาราจักรถูกควบคุมโดยสุญญากาศ ความหนาแน่นซึ่งเริ่มเกินความหนาแน่นของสสารแล้วจากระยะห่าง 1.5 - 2 kpc จากเรา ความหนาแน่นของมันจะเท่ากันทุกที่ และความหนาแน่นนี้ที่กำหนดอัตราการขยายตัว - ค่าคงที่ฮับเบิล ผลกระทบแบบไดนามิกของสุญญากาศไม่ได้ขึ้นอยู่กับการเคลื่อนที่หรือการกระจายของดาราจักรในอวกาศ ดังนั้น ตามคำอธิบายของการขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาลโดยการปรากฏตัวของสุญญากาศในจักรวาล A. Chernin และเพื่อนร่วมงานของเขาพบคำอธิบายตามธรรมชาติสำหรับความขัดแย้งของ Sandage แนวคิดของแก่นสารยังคงถูกประดิษฐ์ขึ้นเฉพาะกิจ - มันถูกเสนอเพียงเพราะค่าของความหนาแน่นของพลังงานและสุญญากาศที่ได้รับจากการสังเกตทางดาราศาสตร์นั้นไม่สอดคล้องกับความเชื่อของนักฟิสิกส์หลายคน

ดังนั้นทุกอย่างมาบรรจบกับความจริงที่ว่านักดาราศาสตร์สามารถวัดค่าที่นักฟิสิกส์ใฝ่ฝันที่จะรู้มานาน - ความหนาแน่นของพลังงานและสุญญากาศ ผลที่คาดไม่ถึง คาดว่าปริมาณพื้นฐานดังกล่าวควรมีค่าที่แตกต่าง อาจเป็นศูนย์หรือกำหนดโดยความหนาแน่นของพลังค์ - การรวมกันของค่าคงที่ความโน้มถ่วง ความเร็วของแสง และค่าคงที่พลังค์ซึ่งมีมิติความหนาแน่นและเท่ากับ 5 x 1093 กรัม/ซม.3 อย่างไรก็ตาม ความหนาแน่นของสุญญากาศที่นักดาราศาสตร์สังเกตพบนั้นมีขนาดเล็กกว่าพลังค์ถึง 122 คำสั่ง แต่ก็ไม่ได้หมายความว่าเป็นศูนย์แต่อย่างใด! ความหนาแน่นของพลังงานและสุญญากาศอยู่ที่ประมาณ 70% ของความหนาแน่นของสสารทั้งหมดของจักรวาล ผลลัพธ์นี้ยังตามมาจากการวัดความผันผวนของดาวเทียมในพื้นหลัง CMB หมายความว่าจักรวาลจะขยายตัวตลอดไป...

ทั้งหมดนี้ก่อให้เกิดปัญหาที่ยากสำหรับฟิสิกส์พื้นฐาน ในบทความทบทวนใน UFN A.D. Chernin ให้เหตุผลสนับสนุนสมมติฐานที่ว่าธรรมชาติของสุญญากาศจะต้องเชื่อมโยงกับฟิสิกส์ของกระบวนการอิเล็กโตรวีกอย่างใดเมื่ออายุของโลกประมาณ 10-12 วินาที ในยุคที่อุณหภูมิของพื้นที่ขยายลดลงตามค่าที่สอดคล้องกับกระบวนการเหล่านี้ บางทีการกระโดดครั้งสุดท้าย (การเปลี่ยนเฟส) อาจเกิดขึ้นในสถานะของสุญญากาศขั้นต้น ซึ่งกำหนดมูลค่าที่ทันสมัยของความหนาแน่นของสุญญากาศทางกายภาพของจักรวาล

สุญญากาศเบื้องต้นเป็นแนวคิดทางทฤษฎีในระดับพื้นฐานเดียวกันกับแนวคิดของเวลาและพื้นที่ สันนิษฐานว่าความหนาแน่นควรใกล้เคียงกับความหนาแน่นของพลังค์ ยังไม่มีข้อมูลเชิงสังเกตที่ยืนยันการมีอยู่ของมัน แต่มันเป็นความผันผวนของสุญญากาศขั้นต้นตามที่นักทฤษฎีหลายคนกล่าวไว้ซึ่งก่อให้เกิดจักรวาลจำนวนมากที่มีค่าคงที่ทางกายภาพที่แตกต่างกันมาก จักรวาลเหล่านี้ ตัวแปรที่ (ในปัจจุบัน!) เข้ากันได้กับชีวิต คือ จักรวาลของเรา...

ดังนั้นจักรวาลประกอบด้วยสุญญากาศ 70% และมีเพียง 4% เท่านั้นที่เป็นแบริออนซึ่งประกอบเป็นดาวและก๊าซ นี่เป็นผลมาจากปีที่ผ่านมา ความหนาแน่นพลังงานที่เหลือ 26% และจักรวาลให้ "สสารมืดเย็น" ซึ่งตรวจพบได้ (ยัง?) โดยสนามโน้มถ่วงเท่านั้น พาหะของมวลที่ซ่อนอยู่นี้มีแนวโน้มมากที่สุดที่จะมีปฏิสัมพันธ์กับอนุภาคมูลฐานที่อ่อนแอซึ่งยังไม่เป็นที่รู้จักของฟิสิกส์ พวกเขาถูกค้นหาอย่างเข้มข้นด้วยอุปกรณ์ที่อยู่ใต้ดินลึก แต่ไม่มีที่ที่จะพูดถึงเรื่องนี้

พวกเขาสามารถพูดได้หรือไม่ว่านักดาราศาสตร์จบลงด้วยอะไรเมื่อสิ้นสุดศตวรรษที่ 20? แต่เราปีนขึ้นไปบนจุดสูงสุดของความรู้ - และเห็นจุดสูงสุดใหม่จากจุดนั้น เราสามารถกำหนดองค์ประกอบของจักรวาลได้โดยการสังเกตดาวที่มีมวลเพียง 1% ของมวลรวมของมัน (รูปที่ 7) นี่เป็นอีกหนึ่งชัยชนะของวิทยาศาสตร์ และเป็นข้อพิสูจน์ว่าวิทยาศาสตร์จะไม่มีวันสิ้นสุดหากมนุษยชาติสนับสนุน แล้วเราจะไม่กลัวความท้าทายใด ๆ ในอนาคต!