Vaid sada aastat tagasi avastasid teadlased, et meie Universumi suurus suureneb kiiresti.
1870. aastal jõudis inglise matemaatik William Clifford väga sügava ideeni, et ruumi saab kõverdada ja mitte erinevates punktides ühesugune ning aja jooksul võib selle kõverus muutuda. Ta tunnistas isegi, et sellised muutused on kuidagi seotud aine liikumisega. Mõlemad ideed moodustasid aastaid hiljem üldise relatiivsusteooria aluse. Clifford ise seda ei elanud - ta suri tuberkuloosi 34-aastaselt, 11 päeva enne Albert Einsteini sündi.
Punane nihe
Esimese teabe Universumi laienemise kohta andis astrospektograafia. 1886. aastal märkas inglise astronoom William Huggins, et tähevalguse lainepikkused on samade elementide maapealsete spektritega võrreldes veidi nihkunud. Prantsuse füüsiku Armand Fizeau 1848. aastal tuletatud Doppleri efekti optilise versiooni valemi põhjal on võimalik arvutada tähe radiaalkiiruse suurus. Sellised vaatlused võimaldavad jälgida kosmoseobjekti liikumist.
Sada aastat tagasi põhines Universumi kontseptsioon Newtoni mehaanikal ja Eukleidese geomeetrial. Isegi vähesed teadlased, näiteks Lobachevsky ja Gauss, kes tunnistasid (ainult hüpoteesina!) Mitte-Eukleidese geomeetria füüsilist reaalsust, pidasid kosmoset igaveseks ja muutumatuks. Universumi paisumine muudab kaugete galaktikate kauguse hindamise keeruliseks. Valgus, mis jõudis galaktikast A1689-zD1 3,35 miljardi valgusaasta kaugusele (A) 13 miljardit aastat hiljem, „punetab” ja nõrgeneb, kui see läbib laienevat ruumi, ja galaktika ise taandub (B). See kannab teavet kauguse kohta punases nihkes (13 miljardit valgusaastat), nurkade suuruses (3,5 miljardit valgusaastat), intensiivsuses (263 miljardit valgusaastat), samas kui tegelik kaugus on 30 miljardit valgusaastat. aastat.
Veerand sajandit hiljem kasutas seda võimalust uuesti Arizonas, Flagstaffis asuv observatoorium Vesto Slipher, kes oli alates 1912. aastast spiraalsete udude spektreid uurinud 24-tollise hea spektrograafiga teleskoobiga. Kvaliteetse pildi saamiseks paljastati mitu ööd sama fotoplaati, nii et projekt liikus aeglaselt. 1913. aasta septembrist detsembrini uuris Slipher Andromeda udukogu ja jõudis Doppler-Fizeau valemit kasutades järeldusele, et see läheneb Maale iga sekundi tagant 300 km.
Reklaamvideo:
1917. aastal avaldas ta andmed 25 udukogu radiaalsete kiiruste kohta, mis näitasid nende suundades märkimisväärset asümmeetriat. Päikesele lähenes vaid neli udukogu, ülejäänud pääsesid (ja mõned väga kiiresti).
Slipher ei püüdnud kuulsuse poole ega avaldanud oma tulemusi. Seetõttu said nad astronoomilistes ringkondades tuntuks alles siis, kui kuulus Briti astrofüüsik Arthur Eddington neile tähelepanu juhtis.
1924. aastal avaldas ta relatiivsusteooria monograafia, mis sisaldas Slipheri leitud 41 udukogu loetelu. Seal viibisid samad neli sinise nihkega udukogu, ülejäänud 37 spektrijoont olid punase nihkega. Nende radiaalkiirused varieerusid vahemikus 150 - 1800 km / s ja keskmiselt 25 korda suuremad kui selleks ajaks teadaolevad Linnutee tähtede kiirused. See viitas sellele, et udukogud on seotud muude liikumistega kui "klassikalised" valgustid.
Kosmosesaared
1920. aastate alguses uskus enamik astronoome, et spiraalsed udukogud asetsevad Linnutee äärealadel ja sellest kaugemal pole muud kui tühi pime ruum. Tõsi, isegi 18. sajandil nägid mõned teadlased udukogudes hiiglaslikke täheparvesid (Immanuel Kant nimetas neid saareuniversumiteks). See hüpotees polnud siiski populaarne, kuna udude kaugusi ei olnud võimalik usaldusväärselt kindlaks määrata.
Selle probleemi lahendas Edwin Hubble, kes töötas Californias Mount Wilsoni observatooriumis 100-tollise helkuriteleskoobi kallal. Aastatel 1923–1924 avastas ta, et Andromeda udukogu koosneb paljudest helendavatest objektidest, mille hulgas on ka Cepheidide perekonna muutuvaid tähti. Siis oli juba teada, et nende näiva heleduse muutumise periood on seotud absoluutse heledusega ja seetõttu sobivad tsefeiidid kosmiliste kauguste kalibreerimiseks. Nende abiga hindas Hubble kauguseks Andromedaks 285 000 parseki (tänapäevaste andmete kohaselt on see 800 000 parseki). Linnutee läbimõõduks arvati siis umbes 100 000 parseki (tegelikult on see kolm korda väiksem). Sellest järeldus, et Andromedat ja Linnuteed tuleb pidada iseseisvateks täheparvedeks. Peagi tuvastas Hubble veel kaks iseseisvat galaktikat,mis kinnitas lõpuks hüpoteesi "saareuniversumitest".
Õigluse huvides tuleb märkida, et kaks aastat enne Hubble'i arvutas kauguse Andromedast välja Eesti astronoom Ernst Opik, kelle tulemus - 450 000 parseki - oli õigele lähemal. Siiski kasutas ta mitmeid teoreetilisi kaalutlusi, mis polnud nii veenvad kui Hubble'i otsesed tähelepanekud.
Aastaks 1926 viis Hubble läbi statistilise analüüsi neljasaja "ekstragalaktilise udukogu" vaatlustest (ta kasutas seda terminit pikka aega, vältides nende nimetamist galaktikateks) ja pakkus välja valemi, mis seostaks kaugust udukoguga oma näiva heledusega. Vaatamata selle meetodi tohututele vigadele kinnitasid uued andmed, et udukogud jaotuvad ruumis enam-vähem ühtlaselt ja asuvad kaugel Linnutee piiridest. Nüüd ei tekkinud enam kahtlust, et meie galaktikal ja selle lähimatel naabritel pole kosmos suletud.
Kosmosemodellerid
Eddington hakkas Sliferi tulemuste vastu huvi tundma juba enne spiraalsete udude olemuse lõplikku selgitamist. Selleks ajaks oli kosmoloogiline mudel juba olemas, mis teatud mõttes ennustas Slipheri paljastatud efekti. Eddington mõtles sellele palju ja loomulikult ei jätnud kasutamata võimalust anda Arizona astronoomi tähelepanekutele kosmoloogilist heli.
Kaasaegne teoreetiline kosmoloogia algas 1917. aastal kahe revolutsioonilise artikliga, mis esitasid universumi üldisel relatiivsusel põhinevad mudelid. Ühe neist kirjutas Einstein ise, teise Hollandi astronoom Willem de Sitter.
Hubble'i seadused
Edwin Hubble paljastas empiiriliselt punaste nihete ja galaktiliste kauguste ligikaudse proportsionaalsuse, mille ta Doppler-Fizeau valemit kasutades muutis kiiruste ja vahemaade vahel proportsionaalseks. Nii et siin on tegemist kahe erineva mustriga.
Hubble ei teadnud, kuidas nad üksteisega suhestuvad, aga mida tänane teadus selle kohta ütleb?
Nagu Lemaitre juba näitas, pole kosmoloogiliste (universumi paisumisest tingitud) punaste nihete ja kauguste vaheline lineaarne seos sugugi absoluutne. Praktikas on seda hästi täheldatud ainult siis, kui nihked on väiksemad kui 0,1. Nii et empiiriline Hubble'i seadus ei ole täpne, vaid ligikaudne ja Doppler-Fizeau valem kehtib ainult spektri väikeste nihete korral.
Kuid teoreetiline seadus, mis seob kaugete objektide radiaalkiiruse nende kaugusega (proportsionaalsuse koefitsiendiga Hubble'i parameetri kujul V = Hd), kehtib kõigi punaste nihete korral. Kuid selles ilmuv kiirus V ei ole füüsiliste signaalide ega reaalsete kehade kiirus füüsilises ruumis. See on galaktikate ja galaktikaparvede vaheliste kauguste suurenemise kiirus, mis on tingitud Universumi paisumisest. Me suudaksime seda mõõta ainult siis, kui suudaksime peatada Universumi paisumise, sirutada galaktikate vahel mõõdulinte koheselt, lugeda nende vahelisi kaugusi ja jagada mõõtmiste vahelisteks intervallideks. Füüsikaseadused seda loomulikult ei luba. Seetõttu eelistavad kosmoloogid kasutada Hubble'i parameetrit H teises valemis,kus ilmub Universumi skaalategur, mis kirjeldab täpselt selle laienemise astet erinevates kosmilistes ajastutes (kuna see parameeter ajas muutub, tähistatakse selle tänapäevast väärtust H0). Universum laieneb nüüd kiirendusega, mistõttu Hubble'i parameetri väärtus suureneb.
Mõõtes kosmoloogilisi punaseid nihkeid, saame teavet ruumi laienemise astme kohta. Galaktika valgus, mis jõudis meile koos kosmoloogilise punase nihkega z, lahkus sellest, kui kõik kosmoloogilised kaugused olid 1 + z korda väiksemad kui meie ajastul. Lisateavet selle galaktika kohta, näiteks praegust kaugust või kaugust Linnuteest, saab ainult konkreetse kosmoloogilise mudeli abil. Näiteks Einstein-de Sitteri mudelis liigub galaktika, mille väärtus on z = 5, meist eemal kiirusega 1,1 s (valguse kiirus). Kuid kui teete tavalise vea ja viigistate lihtsalt V / c ja z, siis on see kiirus viis korda suurem kui valguskiirus. Vastuolu, nagu näeme, on tõsine.
Kaugete objektide kiiruse sõltuvus punasest nihkest vastavalt SRT-le, GRT-le (sõltub mudelist ja ajast, kõver näitab praegust aega ja praegust mudelit). Väikeste nihete korral on sõltuvus lineaarne.
Einstein uskus aegade vaimus, et universum tervikuna on staatiline (ta püüdis muuta selle ka ruumis lõpmatuks, kuid ei leidnud oma võrrandite õigeid piiritingimusi). Selle tulemusena ehitas ta suletud universumi mudeli, mille ruumis on püsiv positiivne kumerus (ja seetõttu on sellel ka pidev lõplik raadius). Aeg selles universumis voolab vastupidi Newtoni viisil, samas suunas ja sama kiirusega. Selle mudeli aegruum on ruumilise komponendi tõttu kõver, samas kui ajakomponent ei deformeeru kuidagi. Selle maailma staatiline olemus annab põhivõrrandisse spetsiaalse "sisestuse", hoides ära gravitatsioonilise kollapsi ja toimides seeläbi üldlevinud antigravitatsiooniväljana. Selle intensiivsus on võrdeline spetsiaalse konstandiga,mida Einstein nimetas universaalseks (nüüd nimetatakse seda kosmoloogiliseks konstandiks).
Lemaitre'i universumi laienemise kosmoloogiline mudel oli oma ajast kaugel ees. Lemaitre'i universum algab Suurest Paugust, mille järel laienemine kõigepealt aeglustub ja seejärel hakkab kiirenema.
Einsteini mudel võimaldas arvutada universumi suuruse, aine üldkoguse ja isegi kosmoloogilise konstandi väärtuse. Selleks on vaja ainult kosmilise aine keskmist tihedust, mille põhimõtteliselt saab määrata vaatluste põhjal. Pole juhus, et Eddington imetles seda mudelit ja kasutas Hubble'i praktikas. Selle rikub aga ebastabiilsus, mida Einstein lihtsalt ei märganud: raadiuse vähimalgi kõrvalekaldumisel tasakaaluväärtusest Einsteini maailm kas laieneb või läbib gravitatsioonilise varingu. Seetõttu pole sellel mudelil midagi pistmist tegeliku Universumiga.
Tühi maailm
Samuti ehitas De Sitter, nagu ta ise uskus, staatilise, pidevalt kumerate, kuid mitte positiivsete, vaid negatiivsete maailmade. See sisaldab Einsteini kosmoloogilist konstandit, kuid pole mingit asja. Suvaliselt väikese massiga testosakeste sisseviimisel hajuvad nad laiali ja lähevad lõpmatusse. Lisaks voolab aeg de Sitteri universumi perifeerias aeglasemalt kui selle keskmes. Seetõttu tulevad valguslained punase nihkega suurtest kaugustest, isegi kui nende allikas on vaatleja suhtes statsionaarne. Nii et 1920. aastatel mõtlesid Eddington ja teised astronoomid, kas de Sitteri mudelil on midagi pistmist Slipheri tähelepanekutes kajastatud reaalsusega?
Need kahtlused said kinnitust, ehkki teistmoodi. De Sitteri universumi staatiline olemus osutus mõtteliseks, kuna see oli seotud koordinaatsüsteemi õnnetu valikuga. Pärast selle vea parandamist osutus de Sitteri ruum tasaseks, eukleidiliseks, kuid mittestaatiliseks. Gravitatsioonivastase kosmoloogilise konstandi tõttu see laieneb, säilitades samas kumeruse null. Selle paisumise tõttu suurenevad footonite lainepikkused, mis toob kaasa de Sitteri ennustatud spektrijoonte nihke. Tuleb märkida, et nii seletatakse tänapäeval kaugete galaktikate kosmoloogilist punast nihet.
Alates statistikast kuni dünaamikani
Avalikult mittestaatiliste kosmoloogiliste teooriate ajalugu algab Nõukogude füüsiku Alexander Friedmani kahe paberiga, mis avaldati Saksa ajakirjas Zeitschrift fur Physik 1922. ja 1924. aastal. Friedman arvutas ajas muutuvate positiivsete ja negatiivsete kõverustega universumite mudelid, millest sai teoreetilise kosmoloogia kuldfond. Kuid tema kaasaegsed vaevalt neid teoseid märkasid (Einstein pidas Friedmani esimest artiklit algul isegi matemaatiliselt ekslikuks). Friedman ise uskus, et astronoomial pole veel vaatluste arsenali, mis võimaldaks otsustada, milline kosmoloogilistest mudelitest on tegelikkusega rohkem kooskõlas, ja piirdus seetõttu puhta matemaatikaga. Võib-olla oleks ta käitunud teisiti, kui oleks end Slipheri tulemustega kurssi viinud, kuid seda ei juhtunud.
20. sajandi esimese poole suurim kosmoloog Georges Lemaitre arvas teisiti. Kodus, Belgias, kaitses ta väitekirja matemaatikas ja õppis 1920. aastate keskel astronoomiat - Cambridge'is Eddingtoni käe all ja Harvardi observatooriumis Harlow Shapley's (viibides Ameerika Ühendriikides, kus MIT-is valmistas oma teise lõputöö kohtusid Slipheri ja Hubble'iga). Veel 1925. aastal näitas Lemaitre esimesena, et de Sitteri mudeli staatiline olemus oli kujuteldav. Pärast tagasitulekut kodumaale Louvaini ülikooli professorina ehitas Lemaitre esimese astronoomilise alusega laieneva universumi mudeli. Liialdamata oli see töö revolutsiooniline läbimurre kosmoseteaduses.
Oikumeeniline revolutsioon
Oma mudelis säilitas Lemaitre Einsteini arvväärtusega kosmoloogilise konstandi. Seetõttu algab selle universum staatilises olekus, kuid aja jooksul siseneb kõikumiste tõttu kasvava kiirusega pideva laienemise teele. Selles etapis säilitab see positiivse kumeruse, mis raadiuse kasvades väheneb. Oma universumi koosseisu kuuluv Lemaitre mitte ainult ei loe ainet, vaid ka elektromagnetilist kiirgust. Ei Einstein ega de Sitter, kelle teosed olid Lemaitreile teada, ega Friedman, kellest ta tol ajal midagi ei teadnud.
Seotud koordinaadid
Kosmoloogilistes arvutustes on mugav kasutada kaasnevaid koordinaatsüsteeme, mis laienevad universumi laienemisega ühtselt. Idealiseeritud mudelis, kus galaktikad ja galaktikaparved ei osale üheski õiges liikumises, ei muutu nende kaasnevad koordinaadid. Kuid kahe objekti vaheline kaugus teatud ajahetkel võrdub nende konstantse kaugusega kaasnevates koordinaatides, korrutatuna selle hetke skaalateguri suurusega. Seda olukorda saab hõlpsasti illustreerida täispuhutaval gloobusel: iga punkti laius- ja pikkuskraad ei muutu ning kaugus suvalise punktipaari vahel suureneb raadiusega.
Koordinaatide kasutamine aitab mõista laieneva universumi kosmoloogia, erirelatiivsusteooria ja Newtoni füüsika sügavaid erinevusi. Niisiis, Newtoni mehaanikas on kõik liikumised suhtelised ja absoluutsel liikumatusel pole füüsilist tähendust. Vastupidi, kosmoloogias on liikumatus kaasnevates koordinaatides absoluutne ja seda saab põhimõtteliselt kinnitada vaatlustega. Spetsiaalne relatiivsusteooria kirjeldab aegruumis toimuvaid protsesse, millest on Lorentzi teisendusi kasutades võimalik eraldada ruumilisi ja ajalisi komponente lõpmatul arvul viisidel. Kosmoloogiline aegruum laguneb loomulikult kõveraks paisuvaks ruumiks ja ühtseks kosmiliseks ajaks. Sellisel juhul võib kaugete galaktikate taandarengu kiirus olla mitu korda suurem kui valguse kiirus.
USAs tagasi asunud Lemaitre pakkus, et kaugete galaktikate punased nihked tulenevad ruumi laienemisest, mis "venitab" valguslaineid. Nüüd tõestas ta seda matemaatiliselt. Samuti demonstreeris ta, et väikesed (palju vähem kui ühtsus) punased nihked on proportsionaalsed kaugusega valgusallikani ning proportsionaalsuse koefitsient sõltub ainult ajast ja kannab teavet Universumi praeguse paisumiskiiruse kohta. Kuna Doppler-Fizeau valemist järeldus, et galaktika radiaalkiirus on proportsionaalne punase nihkega, järeldas Lemaître, et see kiirus on proportsionaalne ka tema kaugusega. Olles analüüsinud Hubble'i loendist 42 galaktika kiirust ja kaugust ning võttes arvesse Päikese intragalaktilist kiirust, kehtestas ta proportsionaalsuse koefitsientide väärtused.
Märkamatu töö
Lemaitre avaldas oma töö 1927. aastal prantsuse keeles loetamatus ajakirjas Annals of the Scientific Society of Brüssel. Arvatakse, et see oli peamine põhjus, miks naine esialgu peaaegu märkamatuks jäi (isegi tema õpetaja Eddington). Tõsi, sama aasta sügisel suutis Lemaitre oma järeldusi Einsteiniga arutada ja sai temalt teada Friedmanni tulemustest. Üldrelatiivsusteooria loojal ei olnud tehnilisi vastuväiteid, kuid ta ei uskunud resoluutselt Lemaitre'i mudeli füüsilisse reaalsusesse (nagu ta ei nõustunud Friedmanni varasemate järeldustega).
Hubble'i krundid
Vahepeal leidsid Hubble ja Humason 1920. aastate lõpul lineaarse seose kuni 24 galaktika kauguste ja nende radiaalkiiruste vahel, arvutatuna (enamasti Slipheri järgi) punastest nihetest. Sellest järeldas Hubble, et galaktika radiaalkiirus on otseselt proportsionaalne kaugusega temaga. Selle proportsionaalsuse koefitsienti tähistatakse nüüd H0 ja seda nimetatakse Hubble'i parameetriks (viimaste andmete kohaselt ületab see veidi 70 (km / s) / megaparsek).
Hubble'i paber, mis joonistab galaktiliste kiiruste ja kauguste lineaarse seose, avaldati 1929. aasta alguses. Aasta varem järeldas noor Ameerika matemaatik Howard Robertson Lemaitre'i järgides selle sõltuvuse laieneva Universumi mudelist, millest Hubble võis teada olla. Kuid tema kuulsas artiklis ei mainitud seda mudelit ei otseselt ega kaudselt. Hiljem avaldas Hubble kahtlust, kas tema valemis ilmnevad kiirused kirjeldavad tegelikult galaktikate liikumisi avakosmoses, kuid hoidus nende konkreetsest tõlgendamisest alati. Ta nägi oma avastuse mõtet galaktiliste vahemaade ja punaste nihete proportsionaalsuse demonstreerimisel ning ülejäänud jättis teoreetikute hooleks. Seetõttu pole kogu austusega Hubble'ile põhjust pidada teda Universumi paisumise avastajaks.
Ja ometi see laieneb
Sellest hoolimata sillutas Hubble teed universumi laienemise ja Lemaitre'i mudeli äratundmisele. Juba 1930. aastal avaldati talle austust sellistele kosmoloogiameistritele nagu Eddington ja de Sitter; veidi hiljem märkasid teadlased Friedmani tööd ja hindasid seda. 1931. aastal tõlkis Lemaitre Eddingtoni ettepanekul inglise keelde oma artikli (väikeste kärbetega) Kuningliku Astronoomia Seltsi igakuistele uudistele. Samal aastal nõustus Einstein Lemaitre'i järeldustega ja aasta hiljem ehitas ta koos de Sitteriga laieneva universumi mudeli, millel oli tasane ruum ja kõver aeg. See mudel on oma lihtsuse tõttu pikka aega olnud kosmoloogide seas väga populaarne.
Samal 1931. aastal avaldas Lemaitre veel ühe universumi mudeli lühikese (ja ilma igasuguse matemaatikata) kirjelduse, milles olid ühendatud kosmoloogia ja kvantmehaanika. Selles mudelis on algmoment primaarse aatomi plahvatus (Lemaitre kutsus seda ka kvandiks), mis andis alust nii ruumile kui ka ajale. Kuna gravitatsioon aeglustab vastsündinud Universumi laienemist, väheneb selle kiirus - on võimalik, et peaaegu nullini. Hiljem viis Lemaitre oma mudelisse kosmoloogilise konstandi, mis sundis Universumit liikuma aja jooksul stabiilsesse kiireneva laienemise režiimi. Nii ennetas ta nii Suure Paugu ideed kui ka tänapäevaseid kosmoloogilisi mudeleid, mis arvestavad tumeda energia olemasolu. Ja 1933. aastal samastas ta kosmoloogilise konstandi vaakumi energiatihedusega, millest keegi varem polnud mõelnud. See on lihtsalt hämmastavkui palju see teadlane, kes kindlasti oli väärt Universumi laienemise avastaja tiitlit, oli oma ajast ees!
Aleksei Levin
