Tikai pirms simts gadiem zinātnieki atklāja, ka mūsu Visums strauji palielinās.
1870. gadā angļu matemātiķis Viljams Klifords ieguva ļoti dziļu ideju, ka telpu var izliekt, nevis dažādos punktos vienādi, un ka laika gaitā tās izliekums var mainīties. Viņš pat atzina, ka šādas izmaiņas kaut kādā veidā ir saistītas ar matērijas kustību. Abas šīs idejas daudzus gadus vēlāk veidoja vispārējās relativitātes teorijas pamatu. Pats Klifords to nedzīvoja - viņš nomira no tuberkulozes 34 gadu vecumā, 11 dienas pirms Alberta Einšteina dzimšanas.
Sarkanā nobīde
Astrospektrogrāfija sniedza pirmo informāciju par Visuma paplašināšanos. 1886. gadā angļu astronoms Viljams Hugginss pamanīja, ka zvaigžņu gaismas viļņu garumi ir nedaudz nobīdīti, salīdzinot ar to pašu elementu zemes spektru. Pamatojoties uz Doplera efekta optiskās versijas formulu, kuru 1848. gadā ieguva franču fiziķis Armands Fizeau, ir iespējams aprēķināt zvaigznes radiālā ātruma lielumu. Šādi novērojumi ļauj izsekot kosmosa objekta kustībai.
Pirms simts gadiem Visuma koncepcijas pamatā bija Ņūtona mehānika un Eiklida ģeometrija. Pat daži zinātnieki, piemēram, Lobačevskis un Gauss, kuri atzina (tikai kā hipotēzi!) Neeiklida ģeometrijas fizisko realitāti uzskatīja kosmosu par mūžīgu un nemainīgu. Visuma paplašināšanās apgrūtina spriešanu par attālumu līdz tālām galaktikām. Gaisma, kas sasniedza 13 miljardus gadu vēlāk no galaktikas A1689-zD1, kas atrodas 3,35 miljardu gaismas gadu attālumā (A), “nosarkst” un vājina, šķērsojot paplašinošo telpu, un pati galaktika atkāpjas (B). Tajā būs informācija par attālumu sarkanajā maiņā (13 miljardi gaismas gadu), leņķa izmēros (3,5 miljardi gaismas gadu), intensitātē (263 miljardi gaismas gadu), bet reālais attālums ir 30 miljardi gaismas gadu. gadiem.
Pēc ceturtdaļgadsimta šo iespēju atkārtoti izmantoja observatorija Vesto Slipher, kas atrodas Arizonas štatā Flagstafā, kurš kopš 2412. gada ar 24 collu teleskopu ar labu spektrogrāfu pētīja spirālveida miglāju spektrus. Lai iegūtu augstas kvalitātes attēlu, vairākas naktis tika eksponēta viena un tā pati fotoplate, tāpēc projekts virzījās lēni. No 1913. gada septembra līdz decembrim Slipher pētīja Andromedas miglāju un, izmantojot Doplera-Fizo formulu, nonāca pie secinājuma, ka tas katru sekundi tuvojas Zemei par 300 km.
Reklāmas video:
1917. gadā viņš publicēja datus par 25 miglāju radiālajiem ātrumiem, kas parādīja ievērojamu asimetriju to virzienos. Tikai četri miglāji tuvojās Saulei, pārējie aizbēga (un daži ļoti ātri).
Slipher netiecās pēc slavas un nepubliskoja savus rezultātus. Tāpēc viņi kļuva zināmi astronomijas aprindās tikai tad, kad slavenais britu astrofiziķis Artūrs Eddingtons pievērsa viņiem uzmanību.
1924. gadā viņš publicēja monogrāfiju par relativitātes teoriju, kurā bija iekļauts Slipher atrasto 41 miglāja saraksts. Tur atradās tie paši četri zilā krāsā nobīdītie miglāji, bet atlikušās 37 spektrālās līnijas bija sarkanā krāsā. To radiālie ātrumi mainījās diapazonā no 150 līdz 1800 km / s un vidēji 25 reizes pārsniedza to laiku zināmo Piena ceļa zvaigžņu ātrumu. Tas liecināja, ka miglāji ir iesaistīti citās kustībās, nevis "klasiskajos" gaismekļos.
Kosmosa salas
20. gadu sākumā lielākā daļa astronomu uzskatīja, ka spirālie miglāji atrodas Piena ceļa perifērijā, un aiz tā nav nekā cita, kā tukša tumšā telpa. Tiesa, pat 18. gadsimtā daži zinātnieki miglājos redzēja milzu zvaigžņu kopas (Imanuels Kants tos sauca par salu Visumiem). Tomēr šī hipotēze nebija populāra, jo nebija iespējams droši noteikt attālumus līdz miglājiem.
Šo problēmu atrisināja Edvīns Habls, kurš strādāja pie 100 collu atstarotāja teleskopa Mount Wilson observatorijā Kalifornijā. 1923.-1924. Gadā viņš atklāja, ka Andromedas miglājs sastāv no daudziem gaismas objektiem, starp kuriem ir mainīgas Cefeidu dzimtas zvaigznes. Tad jau bija zināms, ka to šķietamā spilgtuma maiņas periods ir saistīts ar absolūto spilgtumu, un tāpēc cefeīdi ir piemēroti kosmisko attālumu kalibrēšanai. Ar viņu palīdzību Habls novērtēja attālumu līdz Andromedai 285 000 parseku (pēc mūsdienu datiem tas ir 800 000 parseku). Pēc tam tika pieņemts, ka Piena ceļa diametrs ir aptuveni 100 000 parseku (faktiski tas ir trīs reizes mazāks). No tā izrietēja, ka Andromeda un Piena ceļš jāuzskata par neatkarīgām zvaigžņu kopām. Habla drīz identificēja vēl divas neatkarīgas galaktikas,kas beidzot apstiprināja "salu Visumu" hipotēzi.
Taisnības labad jāatzīmē, ka divus gadus pirms Habla attālumu līdz Andromedai aprēķināja igauņu astronoms Ernsts Opiks, kura rezultāts - 450 000 parseku - bija tuvāk pareizajam. Tomēr viņš izmantoja vairākus teorētiskus apsvērumus, kas nebija tik pārliecinoši kā Habla tiešie novērojumi.
Līdz 1926. gadam Habls bija veicis četru simtu "ekstragalaktisko miglāju" novērojumu statistisko analīzi (viņš šo terminu lietoja ilgu laiku, izvairoties tos saukt par galaktikām) un piedāvāja formulu, lai attālumu līdz miglājam saistītu ar tā šķietamo spilgtumu. Neskatoties uz šīs metodes milzīgajām kļūdām, jauni dati apstiprināja, ka miglāji izplatās telpā vairāk vai mazāk vienmērīgi un atrodas tālu aiz Piena ceļa robežām. Tagad vairs nebija šaubu, ka mūsu Galaktikā un tās tuvākajos kaimiņos telpa nav slēgta.
Kosmosa modelētāji
Eddingtons par Sliferera rezultātiem sāka interesēties vēl pirms spirālveida miglāju būtības galīgās noskaidrošanas. Šajā laikā kosmoloģiskais modelis jau pastāvēja, savā ziņā paredzot Slipher atklāto efektu. Eddingtons par to daudz domāja un, protams, nepalaida garām iespēju sniegt Arizonas astronoma novērojumiem kosmoloģisku skanējumu.
Mūsdienu teorētiskā kosmoloģija sākās 1917. gadā ar diviem revolucionāriem rakstiem, kas iepazīstināja ar Visuma modeļiem, kuru pamatā bija vispārējā relativitāte. Vienu no tām sarakstījis pats Einšteins, otru - holandiešu astronoms Vilems de Siters.
Habla likumi
Edvīns Habls empīriski atklāja aptuveno sarkanās nobīdes un galaktisko attālumu proporcionalitāti, kuru viņš, izmantojot Doplera-Fizo formulu, pārvērta proporcionalitātē starp ātrumiem un attālumiem. Tātad šeit mums ir darīšana ar diviem dažādiem modeļiem.
Habls nezināja, kā viņi ir saistīti viens ar otru, bet ko par šo saka mūsdienu zinātne?
Kā jau parādīja Lemaitre, lineārā korelācija starp kosmoloģiskajām (Visuma paplašināšanās dēļ) sarkanajām nobīdēm un attālumiem nebūt nav absolūta. Praksē tas ir labi novērojams tikai attiecībā uz pārvietojumiem, kas mazāki par 0,1. Tātad empīriskais Habla likums nav precīzs, bet aptuvens, un Doplera-Fizo formula ir derīga tikai nelielām spektra nobīdēm.
Bet teorētiskais likums, kas attālinātu objektu radiālo ātrumu saista ar attālumu līdz tiem (ar proporcionalitātes koeficientu Habla parametra V = Hd formā), ir derīgs jebkurai sarkanai nobīdei. Tomēr ātrums V, kas tajā parādās, nav fizisko signālu vai reālo ķermeņu ātrums fiziskajā telpā. Tas ir attāluma pieauguma ātrums starp galaktikām un galaktiku kopām, kas ir saistīts ar Visuma paplašināšanos. Mēs to spētu izmērīt tikai tad, ja mēs spētu apturēt Visuma izplešanos, acumirklī izstiept mērlentes starp galaktikām, nolasīt attālumus starp tām un sadalīt tos ar laika intervāliem starp mērījumiem. Dabiski, ka fizikas likumi to nepieļauj. Tāpēc kosmologi dod priekšroku Habla parametra H izmantošanai citā formulā,kur parādās Visuma mēroga faktors, kas precīzi raksturo tā izplešanās pakāpi dažādās kosmiskās laikmetās (tā kā šis parametrs laika gaitā mainās, tā mūsdienu vērtība tiek apzīmēta ar H0). Tagad Visums paplašinās ar paātrinājumu, tāpēc Habla parametra vērtība palielinās.
Mērot kosmoloģiskās sarkanās nobīdes, mēs iegūstam informāciju par telpas paplašināšanās pakāpi. Galaktikas gaisma, kas nonāca pie mums ar kosmoloģisko sarkano nobīdi z, atstāja to, kad visi kosmoloģiskie attālumi bija 1 + z reizes mazāki nekā mūsu laikmetā. Papildu informāciju par šo galaktiku, piemēram, tās pašreizējo attālumu vai attāluma ātrumu no Piena ceļa, var iegūt tikai, izmantojot noteiktu kosmoloģisko modeli. Piemēram, Einšteina-De Sitera modelī galaktika ar z = 5 attālinās no mums ar ātrumu 1,1 s (gaismas ātrums). Bet, ja jūs pieļaujat izplatītu kļūdu un vienkārši izlīdzināsiet V / c un z, tad šis ātrums būs piecreiz lielāks par gaismas ātrumu. Neatbilstība, kā mēs redzam, ir nopietna.
Attālu objektu ātruma atkarība no sarkanās nobīdes saskaņā ar SRT, GRT (atkarīgs no modeļa un laika, līkne parāda pašreizējo laiku un pašreizējo modeli). Pie nelieliem pārvietojumiem atkarība ir lineāra.
Einšteins laika garā uzskatīja, ka Visums kopumā ir statisks (viņš mēģināja padarīt to bezgalīgu arī kosmosā, taču nevarēja atrast pareizos robežnosacījumus saviem vienādojumiem). Rezultātā viņš uzcēla slēgta Visuma modeli, kura telpai ir nemainīgs pozitīvs izliekums (un tāpēc tam ir nemainīgs ierobežots rādiuss). Laiks šajā Visumā, gluži pretēji, plūst Ņūtona veidā, tajā pašā virzienā un ar tādu pašu ātrumu. Šī modeļa telpas laiks ir izliekts telpiskās komponentes dēļ, savukārt laika komponents nekādā veidā netiek deformēts. Šīs pasaules statiskais raksturs nodrošina īpašu "ievietojumu" pamatvienādojumā, kas novērš gravitācijas sabrukumu un tādējādi darbojas kā visuresošs anti-gravitācijas lauks. Tās intensitāte ir proporcionāla īpašai konstantei,kuru Einšteins nosauca par universālu (tagad to sauc par kosmoloģisko konstanti).
Lemaitre kosmoloģiskais modelis, kas raksturo Visuma paplašināšanos, bija tālu priekšā savam laikam. Lemaitre visums sākas ar Lielo sprādzienu, pēc kura izplešanās vispirms palēninās un pēc tam sāk paātrināties.
Einšteina modelis ļāva aprēķināt Visuma lielumu, kopējo vielas daudzumu un pat kosmoloģiskās konstantes vērtību. Tam nepieciešams tikai vidējais kosmiskās vielas blīvums, ko principā var noteikt pēc novērojumiem. Nav nejaušība, ka Eddingtons apbrīnoja šo modeli un praktiski izmantoja Hablu. Tomēr to sabojā nestabilitāte, kuru Einšteins vienkārši nepamanīja: pie mazākās rādiusa novirzes no līdzsvara vērtības Einšteina pasaule vai nu izplešas, vai piedzīvo gravitācijas sabrukumu. Tādēļ šim modelim nav nekāda sakara ar reālo Visumu.
Tukša pasaule
De Siters arī uzcēla statisku pasauli ar pastāvīgu izliekumu, bet ne pozitīvu, bet negatīvu. Tajā ir Einšteina kosmoloģiskā konstante, taču jautājuma nav vispār. Ieviešot patvaļīgi mazas masas testa daļiņas, tās izkliedējas un nonāk bezgalībā. Turklāt de Sitera Visuma perifērijā laiks plūst lēnāk nekā tā centrā. Tāpēc no liela attāluma gaismas viļņi nonāk ar sarkanu nobīdi, pat ja to avots ir nekustīgs attiecībā pret novērotāju. Tātad 1920. gados Eddingtons un citi astronomi domāja, vai de Sitera modelim ir kāds sakars ar Sliferera novērojumos atspoguļoto realitāti?
Šīs aizdomas apstiprinājās, kaut arī citādi. De Sitera Visuma statiskais raksturs izrādījās iedomāts, jo tas bija saistīts ar neveiksmīgu koordinātu sistēmas izvēli. Pēc šīs kļūdas labošanas de Sitter telpa izrādījās plakana, eiklida, bet nestatīva. Antigravitācijas kosmoloģiskās konstantes dēļ tā izplešas, vienlaikus saglabājot nulles izliekumu. Šīs izplešanās dēļ fotonu viļņu garumi palielinās, kas nozīmē de Sitera paredzēto spektrālo līniju nobīdi. Jāatzīmē, ka šādi šodien tiek izskaidrota tālu galaktiku kosmoloģiskā sarkanā nobīde.
Sākot no statistikas līdz dinamikai
Atklāti nestacionāru kosmoloģisko teoriju vēsture sākas ar diviem padomju fiziķa Aleksandra Frīdmana rakstiem, kas publicēti vācu žurnālā Zeitschrift fur Physik 1922. un 1924. gadā. Frīdmans aprēķināja Visumu modeļus ar laika mainīgiem pozitīviem un negatīviem izliekumiem, kas kļuva par teorētiskās kosmoloģijas zelta fondu. Tomēr viņa laikabiedri šos darbus gandrīz nepamanīja (Einšteins sākumā pat uzskatīja, ka pirmais Frīdmana raksts bija matemātiski kļūdains). Pats Frīdmans uzskatīja, ka astronomijai vēl nav novērojumu arsenāla, kas ļautu izlemt, kurš no kosmoloģiskajiem modeļiem vairāk atbilst realitātei, un tāpēc aprobežojās tikai ar tīru matemātiku. Varbūt viņš būtu rīkojies savādāk, ja būtu iepazinies ar Slipher rezultātiem, taču tas nenotika.
Lielākais 20. gadsimta pirmās puses kosmologs Žoržs Lemaitre domāja citādi. Mājās, Beļģijā, viņš aizstāvēja disertāciju matemātikā un pēc tam 1920. gadu vidū studēja astronomiju - Kembridžā pie Eddingtonas un Hārvardas observatorijā Harlow Shapley (uzturoties Amerikas Savienotajās Valstīs, kur MIT sagatavoja otro disertāciju, viņš satika Sliferu un Hablu). Vēl 1925. gadā Lemērs bija pirmais, kurš parādīja, ka de Sitera modeļa statiskais raksturs ir iedomāts. Pēc atgriešanās dzimtenē kā profesors Luvēnas universitātē Lemērs uzcēla pirmo paplašinātā Visuma modeli ar skaidru astronomisko pamatu. Nepārspīlējot, šis darbs bija revolucionārs sasniegums kosmosa zinātnē.
Ekumeniskā revolūcija
Savā modelī Lemitrs saglabāja kosmoloģisko konstanti ar Einšteina skaitlisko vērtību. Tāpēc tā Visums sākas statiskā stāvoklī, bet laika gaitā svārstību dēļ tas ar pieaugošu ātrumu nonāk pastāvīgas paplašināšanās ceļā. Šajā posmā tas saglabā pozitīvu izliekumu, kas, rādiusam augot, samazinās. Lemaitre, kas iekļauts sava Visuma sastāvā, ir ne tikai matērijas, bet arī elektromagnētiskais starojums. To nedarīja ne Einšteins, ne de Siters, kuru darbi bija zināmi Lemitram, ne Frīdmans, par kuru viņš tajā laikā neko nezināja.
Saistītās koordinātas
Kosmoloģiskajos aprēķinos ir ērti izmantot pavadošās koordinātu sistēmas, kas paplašinās vienoti ar Visuma paplašināšanos. Idealizētajā modelī, kur galaktikas un galaktikas kopas nepiedalās nevienā pareizā kustībā, to pavadošās koordinātas nemainās. Bet attālums starp diviem objektiem noteiktā laika momentā ir vienāds ar to nemainīgo attālumu pavadošajās koordinātās, kas reizināts ar šī brīža mēroga koeficienta lielumu. Šo situāciju var viegli ilustrēt uz piepūšamā globusa: katra punkta platums un garums nemainās, un attālums starp jebkuru punktu pāri palielinās, palielinoties rādiusam.
Koordinātu izmantošana palīdz saprast dziļas atšķirības starp paplašinātā Visuma kosmoloģiju, īpašo relativitāti un Ņūtona fiziku. Tātad Ņūtona mehānikā visas kustības ir relatīvas, un absolūtai nekustīgumam nav fiziskas nozīmes. Gluži pretēji, kosmoloģijā nekustīgums pavadošajās koordinātās ir absolūts, un principā to var apstiprināt ar novērojumiem. Īpašā relativitātes teorija apraksta procesus telpā-laikā, no kuriem, izmantojot Lorenca transformācijas, bezgalīgi daudzos veidos var izolēt telpiskos un laika komponentus. Kosmoloģiskais telpas laiks, gluži pretēji, dabiski sadalās izliektā paplašinātā telpā un vienā kosmiskā laikā. Šajā gadījumā tālu galaktiku recesijas ātrums var būt daudzkārt lielāks nekā gaismas ātrums.
Lemaitre, kas atrodas ASV, apgalvoja, ka tālu galaktiku sarkanās nobīdes ir saistītas ar kosmosa paplašināšanos, kas "izstiepj" gaismas viļņus. Tagad viņš to pierādīja matemātiski. Viņš arī parādīja, ka nelielas (daudz mazākas par vienotību) sarkanās nobīdes ir proporcionālas attālumam līdz gaismas avotam, un proporcionalitātes koeficients ir atkarīgs tikai no laika un nes informāciju par pašreizējo Visuma paplašināšanās ātrumu. Tā kā no Doplera-Fizo formulas izrietēja, ka galaktikas radiālais ātrums ir proporcionāls sarkanajai nobīdei, Lemērs secināja, ka šis ātrums ir proporcionāls tā attālumam. Izanalizējis 42 galaktiku ātrumus un attālumus no Habla saraksta un ņemot vērā Saules intragalaktisko ātrumu, viņš noteica proporcionalitātes koeficientu vērtības.
Nepamanīts darbs
Lemiters savu darbu 1927. gadā publicēja franču valodā nelasāmā žurnālā Annals of the Scientific Society of Brussels. Tiek uzskatīts, ka tas bija galvenais iemesls, kāpēc viņa sākotnēji palika gandrīz nepamanīta (pat viņa skolotājs Eddingtons). Tiesa, tā paša gada rudenī Lemiters varēja apspriest savus atklājumus ar Einšteinu un uzzināja no viņa par Frīdmana rezultātiem. Vispārējās relativitātes radītājam nebija tehnisku iebildumu, taču viņš apņēmīgi neticēja Lemitera modeļa fiziskajai realitātei (tāpat kā viņš iepriekš nepieņēma Frīdmana secinājumus).
Habla diagrammas
Tikmēr 20. gadu beigās Habls un Humasons atrada lineāru korelāciju starp attālumiem līdz 24 galaktikām un to radiālajiem ātrumiem, ko aprēķina (galvenokārt pēc Slipher) no sarkanās nobīdes. No tā Habls secināja, ka galaktikas radiālais ātrums ir tieši proporcionāls attālumam līdz tai. Šīs proporcionalitātes koeficients tagad tiek apzīmēts ar H0, un to sauc par Habla parametru (saskaņā ar jaunākajiem datiem tas nedaudz pārsniedz 70 (km / s) / megaparsekus).
Habla dokuments, kurā uzzīmēta lineārā attiecība starp galaktikas ātrumiem un attālumiem, tika publicēts 1929. gada sākumā. Gadu iepriekš jaunais amerikāņu matemātiķis Hovards Robertsons, sekojot Lemitram, secināja šo atkarību no paplašināšanās Visuma modeļa, par kuru Habls varēja zināt. Tomēr viņa slavenajā rakstā šis modelis netika tieši vai netieši pieminēts. Vēlāk Habls pauda šaubas, vai viņa formulā parādītie ātrumi faktiski raksturo galaktiku kustības kosmosā, taču viņš vienmēr atturējās no to konkrētās interpretācijas. Viņš atklāja sava atklājuma nozīmi, demonstrējot galaktisko attālumu un sarkano nobīdes proporcionalitāti, bet pārējo atstāja teorētiķu ziņā. Tāpēc ar visu cieņu Hablam nav pamata uzskatīt viņu par Visuma paplašināšanās atklājēju.
Un tomēr tas paplašinās
Neskatoties uz to, Habls pavēra ceļu Visuma paplašināšanās un Lemaitre modeļa atzīšanai. Jau 1930. gadā viņai tika veltīta cieņa pret tādiem kosmoloģijas meistariem kā Eddingtons un de Siters; nedaudz vēlāk zinātnieki pamanīja un novērtēja Frīdmana darbu. Pēc Eddingtona ierosinājuma Lemitre 1931. gadā tulkoja angļu valodā savu rakstu (ar nelieliem griezumiem) Karaliskās astronomijas biedrības ikmēneša ziņām. Tajā pašā gadā Einšteins piekrita Lemitera secinājumiem un gadu vēlāk kopā ar de Siteru uzcēla paplašinātā Visuma modeli ar plakanu telpu un izliektu laiku. Šis modelis vienkāršības dēļ ilgu laiku ir bijis ļoti populārs kosmologu vidū.
Tajā pašā 1931. gadā Lemaitre publicēja īsu (un bez jebkādas matemātikas) aprakstu par citu Visuma modeli, apvienojot kosmoloģiju un kvantu mehāniku. Šajā modelī sākotnējais moments ir primārā atoma eksplozija (Lemaitre to sauca arī par kvantu), kas radīja gan telpu, gan laiku. Tā kā gravitācija palēnina jaundzimušā Visuma izplešanos, tā ātrums samazinās - iespējams, ka gandrīz līdz nullei. Vēlāk Lemitrejs savā modelī ieviesa kosmoloģisko konstanti, kas lika Visumam laika gaitā pāriet uz stabilu ekspansijas paātrināšanas režīmu. Tāpēc viņš paredzēja gan Lielā sprādziena ideju, gan mūsdienu kosmoloģiskos modeļus, kas ņem vērā tumšās enerģijas klātbūtni. Un 1933. gadā viņš identificēja kosmoloģisko konstanti ar vakuuma enerģijas blīvumu, par kuru neviens iepriekš nebija domājis. Tas ir vienkārši pārsteidzošicik daudz šis zinātnieks, neapšaubāmi, Visuma paplašināšanās atklājēja titula cienīgs, bija priekšā savam laikam!
Aleksejs Levins