Üks 20. sajandi olulisemaid saavutusi oli täpne määratlus selle kohta, kui suur, lai ja massiline on meie universum. Ligikaudu kahe triljoni galaktikaga, mis on suletud 46 miljardi valgusaasta raadiusesse, võimaldab meie vaadeldav universum rekonstrueerida kogu meie kosmose ajalugu kuni Suure Pauguni ja võib-olla isegi veidi varem. Aga mis saab tulevikust? Milline saab olema universum? Kas saab?
Keegi ütleb, et universumi laienemine aeglustub. Nobeli preemia anti „avastuse“eest, et universumi laienemine kasvab. Aga kellel on õigus? Kas universum võib ühel päeval nn Suure Kokkusurumise (Suure Paugu tagurpidi) käigus kokku kukkuda?
Tuleviku käitumist saab kõige paremini ennustada varasema käitumise põhjal. Kuid nii nagu inimesed võivad meid mõnikord üllatada, suudab ka Universum.
Universumi paisumiskiirus antud hetkel sõltub ainult kahest tegurist: kogu aegruumis eksisteerivast kogu energiatihedusest ja olemasolevast ruumi kõveruse hulgast. Kui mõistame gravitatsiooniseadusi ja seda, kuidas erinevad energialiigid aja jooksul arenevad, saame rekonstrueerida kõik, mis toimus mingis mineviku teatud punktis. Samuti võime vaadata erinevaid kaugeid objekte erineval kaugusel ja mõõta, kuidas valgus ruumi laienemise tõttu välja venib. Iga galaktika, supernoova, molekulaarne gaasipilv jms - kõik, mis valgust neelab või kiirgab - räägib kosmilise loo sellest, kuidas ruumi laienemine venitas selle valguse sündimise hetkest hetkeni, mil seda jälgisime.
Erinevate sõltumatute vaatluste põhjal suutsime järeldada, millest koosneb universum ise. Tegime kolm suurt sõltumatut vaatlusahelat:
- Kosmilises mikrolainete taustal on temperatuuri kõikumisi, mis kodeerivad teavet universumi kõveruse, normaalse aine, tumeaine, neutriinode ja kogu tiheduse kohta.
- Suurimate skaalade galaktikate vahelised seosed - tuntud kui barüonilised akustilised vibratsioonid - võimaldavad väga täpselt mõõta aine kogutihedust, normaalse aine ja tumeaine suhet ning paisumiskiiruse muutumist aja jooksul.
Reklaamvideo:
„Ja Universumi kõige kaugemad, helendavad standardsed küünlad, Ia tüüpi supernoovad, räägivad meile paisumiskiirusest ja tumedast energiast, kuidas need on aja jooksul muutunud.
Need tõendite ahelad kokku võttes annavad meile universumist ühtse pildi. Nad ütlevad meile, mis on kaasaegses Universumis, ja annavad meile kosmoloogia, milles:
- 4,9% Universumi energiast esindab normaalne aine (prootonid, neutronid ja elektronid);
- 0,1% universumi energiast eksisteerib massiivsete neutriinodena (mis toimivad viimasel ajal mateeriana ja varajasel ajal kiiritusena);
- 0,01% universumi energiast eksisteerib kiirguse kujul (nagu footonid);
- 27% universumi energiast eksisteerib tumeaine kujul;
- 68% energiast on omane kosmosele endale: tume energia.
Kõik see annab meile tasase universumi (kumerusega 0%), topoloogiliste defektideta universumi (magnetilised monopolid, kosmilised stringid, domeeniseinad või kosmilised tekstuurid), teadaoleva paisumisajalooga universumi.
Üldrelatiivsusteooria võrrandid on selles mõttes väga deterministlikud: kui me teame, millest tänapäeval Universum koosneb, ja gravitatsiooniseadusi, siis teame täpselt, kui oluline oli iga komponent igal konkreetsel intervallil minevikus. Alguses domineerisid kiirgus ja neutriinod. Miljardite aastate jooksul olid kõige olulisemad komponendid tumeaine ja normaalne aine. Viimase mitme miljardi aasta jooksul - ja see muutub aja jooksul veelgi hullemaks - on tumedast energiast saanud universumi laienemise domineeriv tegur. See paneb universumi kiirenema ja sellest hetkest alates lakkavad paljud inimesed toimuvast aru saamast.
Universumi paisumise osas saame mõõta kahte asja: paisumiskiirus ja kiirus, millega üksikud galaktikad lähevad meie vaatenurgast perspektiivi. Need on omavahel seotud, kuid jäävad teistsuguseks. Laienemiskiirus räägib ühest küljest, kuidas ruumi kangast ise aja jooksul venitatakse. See on alati määratletud kui kiirus distantsiühiku kohta, tavaliselt antakse see kilomeetrites sekundis (kiirus) megaparseki kohta (vahemaa), kus megaparsek on umbes 3,26 miljonit valgusaastat.
Tume energia puudumisel väheneks paisumiskiirus aja jooksul, lähenedes nullile, kuna aine ja kiirguse tihedus langeks mahu laienedes nulli. Kuid pimeda energia korral sõltub see paisumiskiirus pimeda energia tihedusest. Kui näiteks tume energia oleks kosmoloogiline konstant, tasanduks paisumiskiirus püsivale väärtusele. Kuid sel juhul kiirendaksid üksikud meist kaugenevad galaktikad.
Kujutage ette teatud suurusjärgu paisumiskiirust: 50 km / s / Mpc. Kui galaktika asub meist 20 Mpc kaugusel, näib see meilt taanduvat kiirusega 1000 km / s. Andke talle aga aega ja kui kosmosekangas paisub, on see galaktika lõpuks meist kaugemal. Aja jooksul on see kaks korda nii kaugel: 40 Mpc ja eemaldamise kiirus on 2000 km / s. See võtab rohkem aega ja see on kümme korda kaugem: 200 Mpc ja eemaldamiskiirus 10 000 km / s. Aja jooksul eemaldub see meist 6000 Mpc kaugusel ja eemaldub kiirusega 300 000 km / s, mis on kiirem kui valguskiirus. Mida aeg edasi, seda kiiremini galaktika meist kaugeneb. Sellepärast Universum "kiireneb": paisumiskiirus väheneb, kuid üksikute galaktikate meist eraldumise kiirus ainult kasvab.
Kõik see on kooskõlas meie parimate mõõtmistega: tume energia on kosmosele endale omane pidev energiatihedus. Ruumi laienedes jääb tumeenergia tihedus konstantseks ja Universum satub "suurde külmumisse", kui kõik, mida gravitatsioon ei seo (nagu meie kohalik rühm, galaktika, päikesesüsteem), lahkneb ja lahkneb. Kui tume energia on tõepoolest kosmoloogiline konstant, jätkub see paisumine lõpmatuseni, kuni universum muutub külmaks ja tühjaks.
Kuid kui tume energia on dünaamiline - mis on teoreetiliselt võimalik, kuid ilma vaadeldavate tõenditeta - võib see lõppeda suure pigistuse või suure rebimisega. Suures kompressioonis nõrgeneb tume energia ja muudab universumi laienemise järk-järgult vastupidiseks, nii et see hakkab kokku tõmbuma. Võib isegi olla tsükliline universum, kus "kokkusurumine" annab uue Suure Paugu. Kui tume energia tugevneb, ootab meid teistsugune saatus, kui ühendatud struktuurid puruneb järk-järgult suureneva paisumiskiirusega. Kuid täna näitab kõik, et meid ootab suur külmumine, kui Universum laieneb igavesti.
Tulevaste vaatluskeskuste, nagu ESA Euclid või NASA WFIRST, peamised teaduslikud eesmärgid hõlmavad mõõtmist, kas pime energia on kosmoloogiline konstant. Ja kuigi juhtiv teooria räägib pideva tumeda energia kasuks, on oluline mõista, et võib olla võimalusi, mida mõõtmised ja vaatlused ei välista. Jämedalt öeldes võib universum ikkagi kokku variseda ja see on võimalik. Vaja on rohkem andmeid.
ILYA KHEL
