Prije samo stotinu godina znanstvenici su otkrili da se naš Svemir brzo povećava.
1870. engleski je matematičar William Clifford došao do vrlo duboke ideje da se prostor može zakriviti, a ne isti u različitim točkama i da se s vremenom njegova zakrivljenost može promijeniti. Čak je priznao da su takve promjene nekako povezane s kretanjem materije. Obje ove ideje mnogo godina kasnije stvorile su osnovu opće teorije relativnosti. Ni sam Clifford to nije doživio - umro je od tuberkuloze u 34. godini, 11 dana prije rođenja Alberta Einsteina.
Redshift
Astrospektrografija je pružila prve informacije o širenju Svemira. 1886. godine engleski je astronom William Huggins primijetio da su valne duljine zvjezdane svjetlosti malo pomaknute u usporedbi sa zemaljskim spektrima istih elemenata. Na temelju formule za optičku verziju Dopplerovog efekta, koju je 1848. izveo francuski fizičar Armand Fizeau, moguće je izračunati veličinu radijalne brzine zvijezde. Takva promatranja omogućuju praćenje kretanja svemirskog objekta.
Prije stotinu godina koncept Svemira temeljio se na Newtonovoj mehanici i euklidskoj geometriji. Čak i nekoliko znanstvenika, poput Lobačevskog i Gaussa, koji su priznali (samo kao hipotezu!) Fizičku stvarnost neeuklidske geometrije, smatrali su da je svemir vječan i nepromjenjiv. Širenje svemira otežava prosudbu udaljenosti do udaljenih galaksija. Svjetlost koja je dosegla 13 milijardi godina kasnije od galaksije A1689-zD1, udaljene 3,35 milijardi svjetlosnih godina (A), "crveni" i slabi dok prolazi sve većim prostorom, a sama galaksija se povlači (B). Nosit će informacije o udaljenosti u crvenom pomaku (13 milijardi svjetlosnih godina), u kutnoj veličini (3,5 milijarde svjetlosnih godina), u intenzitetu (263 milijarde svjetlosnih godina), dok je stvarna udaljenost 30 milijardi svjetlosnih godina. godine.
Četvrt stoljeća kasnije ovu je priliku ponovno iskoristio Vesto Slipher, zvjezdarnica u Flagstaffu u Arizoni, koji je proučavao spektre spiralnih maglica od 1912. godine 24-inčnim teleskopom s dobrim spektrografom. Da bi se dobila visokokvalitetna slika, ista je fotografska ploča bila izložena nekoliko noći, pa se projekt polako kretao. Od rujna do prosinca 1913. Slipher je proučavao maglicu Andromedu i, koristeći Doppler-Fizeauovu formulu, došao do zaključka da se Zemlji približava za 300 km svake sekunde.
Promotivni video:
1917. objavio je podatke o radijalnim brzinama 25 maglica, koje su pokazale značajne asimetrije u njihovim smjerovima. Samo su se četiri maglice približile Suncu, ostale su pobjegle (a neke vrlo brzo).
Slipher nije težio slavi i nije promovirao svoje rezultate. Stoga su u astronomskim krugovima postali poznati tek kad je na njih skrenuo pozornost poznati britanski astrofizičar Arthur Eddington.
1924. objavio je monografiju o teoriji relativnosti koja je sadržavala popis od 41 maglice koje je pronašao Slipher. Iste četiri maglice pomaknute u plavo bile su tamo, dok je preostalih 37 spektralnih crta bilo pomaknuto crveno. Njihove radijalne brzine varirale su u rasponu od 150 - 1800 km / s i, u prosjeku, 25 puta veće od brzina zvijezda Mliječnog puta poznatih u to vrijeme. To sugerira da su maglice uključene u druga kretanja osim u "klasična" svjetiljke.
Svemirski otoci
Početkom 1920-ih većina astronoma vjerovala je da su spiralne maglice smještene na periferiji Mliječne staze, a izvan nje nije bilo ničega osim praznog tamnog prostora. Istina, čak su i u 18. stoljeću neki znanstvenici vidjeli magnetske nakupine zvijezda u maglicama (Immanuel Kant nazvao ih je otočnim svemirima). Međutim, ova hipoteza nije bila popularna, jer nije bilo moguće pouzdano utvrditi udaljenost do maglica.
Taj je problem riješio Edwin Hubble, koji je radio na 100-inčnom reflektorskom teleskopu na zvjezdarnici Mount Wilson u Kaliforniji. 1923.-1924. Otkrio je da se maglica Andromeda sastoji od mnogih svjetlećih objekata, među kojima su i promjenjive zvijezde iz porodice Cefeida. Tada je već bilo poznato da je razdoblje promjene njihove prividne svjetline povezano s apsolutnom sjajnošću, pa su stoga Cefeide prikladne za kalibriranje kozmičkih udaljenosti. Uz njihovu pomoć, Hubble je udaljenost do Andromede procijenio na 285 000 parseka (prema suvremenim podacima to je 800 000 parseka). Tada se pretpostavljalo da promjer Mliječne staze iznosi približno 100 000 parseka (u stvari je to tri puta manje). Iz toga je slijedilo da se Andromeda i Mliječni put moraju smatrati neovisnim zvjezdastim nakupinama. Hubble je ubrzo identificirao još dvije neovisne galaksije,što je konačno potvrdilo hipotezu o "otočnim svemirima".
Radi pravednosti, valja napomenuti da je dvije godine prije Hubblea udaljenost do Andromede izračunao estonski astronom Ernst Opik, čiji je rezultat - 450 000 parseka - bio bliži ispravnom. Međutim, poslužio se brojnim teorijskim razmatranjima koja nisu bila toliko uvjerljiva kao Hubbleova izravna zapažanja.
Do 1926. godine Hubble je izvršio statističku analizu promatranja četristo "ekstragalaktičkih maglica" (dugo je koristio ovaj izraz, izbjegavajući ih nazivati galaksijama) i predložio formulu za povezivanje udaljenosti do maglice s njezinom prividnom svjetlinom. Unatoč ogromnim pogreškama ove metode, novi su podaci potvrdili da su maglice distribuirane manje-više ravnomjerno u svemiru i da se nalaze daleko izvan granica Mliječne staze. Sad više nije bilo sumnje da prostor nije zatvoren za našu Galaksiju i njene najbliže susjede.
Svemirski modelatori
Eddington se za Slipherove rezultate zainteresirao i prije konačnog rasvjetljavanja prirode spiralnih maglica. U to je vrijeme već postojao kozmološki model, u izvjesnom smislu predviđajući učinak koji je otkrio Slipher. Eddington je puno razmišljao o tome i, naravno, nije propustio priliku da opažanjima astronoma iz Arizone da kozmološki zvuk.
Moderna teorijska kozmologija započela je 1917. godine s dva revolucionarna članka koja su predstavljala modele svemira utemeljene na općoj relativnosti. Jednu od njih napisao je sam Einstein, drugu nizozemski astronom Willem de Sitter.
Hubbleovi zakoni
Edwin Hubble empirijski je otkrio približnu proporcionalnost crvenih pomaka i galaktičkih udaljenosti, što je on, koristeći Doppler-Fizeauovu formulu, pretvorio u proporcionalnost između brzina i udaljenosti. Dakle, ovdje imamo posla s dva različita uzorka.
Hubble nije znao u kakvom su međusobnom odnosu, ali što današnja znanost kaže o tome?
Kao što je Lemaitre već pokazao, linearna korelacija između kozmoloških (uzrokovanih širenjem Svemira) crvenih pomaka i udaljenosti nikako nije apsolutna. U praksi se dobro opaža samo kod pomaka manjih od 0,1. Dakle, empirijski Hubbleov zakon nije točan, već približan, a Doppler-Fizeauova formula vrijedi samo za male pomake spektra.
No, teoretski zakon koji povezuje radijalnu brzinu udaljenih objekata s udaljenostom do njih (s koeficijentom proporcionalnosti u obliku Hubbleova parametra V = Hd) vrijedi za bilo koji crveni pomak. Međutim, brzina V koja se u njoj pojavljuje nije brzina fizičkih signala ili stvarnih tijela u fizičkom prostoru. Ovo je stopa povećanja udaljenosti između galaksija i nakupina galaksija, što je posljedica širenja Svemira. Mogli bismo ga izmjeriti samo ako uspijemo zaustaviti širenje Svemira, trenutno razvući mjerne vrpce između galaksija, očitati udaljenosti između njih i podijeliti ih u vremenske intervale između mjerenja. Prirodno, zakoni fizike to ne dopuštaju. Stoga kozmolozi radije koriste Hubbleov parametar H u drugoj formuli,gdje se pojavljuje faktor razmjera Svemira, koji precizno opisuje stupanj njegovog širenja u različitim kozmičkim epohama (budući da se ovaj parametar mijenja s vremenom, njegova suvremena vrijednost označena je kao H0). Svemir se sada širi ubrzanjem, pa se vrijednost Hubbleova parametra povećava.
Mjerenjem kozmoloških crvenih pomaka dobivamo informacije o stupnju širenja prostora. Svjetlost galaksije koja nam je došla kozmološkim crvenim pomakom z napustila ju je kad su sve kozmološke udaljenosti bile 1 + z puta manje nego u našu epohu. Dodatne informacije o ovoj galaksiji, poput trenutne udaljenosti ili brzine udaljenosti od Mliječne staze, mogu se dobiti samo pomoću određenog kozmološkog modela. Primjerice, u modelu Einstein-de Sitter, galaksija sa z = 5 odmiče se od nas brzinom od 1,1 s (brzina svjetlosti). Ali ako napravite uobičajenu pogrešku i samo izjednačite V / c i z, tada će ta brzina biti pet puta veća od brzine svjetlosti. Nesklad je, kao što vidimo, ozbiljan.
Ovisnost brzine udaljenih objekata o crvenom pomaku prema SRT, GRT (ovisi o modelu i vremenu, krivulja prikazuje sadašnje vrijeme i trenutni model). Pri malim pomacima ovisnost je linearna.
Einstein je, u duhu vremena, vjerovao da je Svemir u cjelini statičan (pokušao ga je učiniti beskonačnim i u svemiru, ali nije mogao pronaći ispravne granične uvjete za svoje jednadžbe). Kao rezultat toga, izgradio je model zatvorenog svemira, čiji prostor ima konstantnu pozitivnu zakrivljenost (i prema tome ima stalni konačni radijus). Vrijeme u ovom Svemiru, naprotiv, teče newtonovski, u istom smjeru i istom brzinom. Prostor-vrijeme ovog modela zakrivljeno je zbog prostorne komponente, dok vremenska komponenta nije ni na koji način deformirana. Statičnost ovog svijeta pruža poseban "umetak" u osnovnu jednadžbu, sprečavajući gravitacijski kolaps i djelujući tako kao sveprisutno antigravitacijsko polje. Njegov intenzitet proporcionalan je posebnoj konstanti,koju je Einstein nazvao univerzalnom (sada se zove kozmološka konstanta).
Lemaitreov kozmološki model širenja svemira bio je daleko ispred svog vremena. Lemaitrov svemir započinje Velikim praskom, nakon čega se širenje prvo usporava, a zatim počinje ubrzati.
Einsteinov model omogućio je izračunavanje veličine svemira, ukupne količine materije, pa čak i vrijednosti kozmološke konstante. To zahtijeva samo prosječnu gustoću kozmičke materije, koja se, u načelu, može utvrditi promatranjem. Nije slučajno da se Eddington divio ovom modelu i koristio Hubble u praksi. Međutim, uništava ga nestabilnost, koju Einstein jednostavno nije primijetio: pri najmanjem odstupanju radijusa od ravnotežne vrijednosti, Einsteinov svijet ili se širi ili prolazi kroz gravitacijski kolaps. Stoga ovaj model nema nikakve veze sa stvarnim svemirom.
Prazan svijet
De Sitter je također izgradio, kako je i sam vjerovao, statični svijet stalne zakrivljenosti, ali ne pozitivan, već negativan. Sadrži Einsteinovu kozmološku konstantu, ali uopće nema materije. Pri uvođenju testnih čestica proizvoljno male mase, one se raspršuju i odlaze u beskonačnost. Uz to, vrijeme teče sporije na periferiji de Sitterova svemira nego u njegovom središtu. Zbog toga na velike udaljenosti svjetlosni valovi dolaze s crvenim pomakom, čak i ako im je izvor stacionaran u odnosu na promatrača. Tako su se 1920-ih Eddington i drugi astronomi pitali ima li de Sitter-ov model veze sa stvarnošću koja se odražava u Slipherovim opažanjima?
Te su se sumnje potvrdile, iako na drugačiji način. Pokazalo se da je statična priroda de Sitterova svemira bila imaginarna, jer je bila povezana s nesretnim izborom koordinatnog sustava. Nakon ispravljanja ove pogreške, pokazalo se da je de Sitter-ov prostor ravan, euklidski, ali nestatičan. Zbog antigravitacijske kozmološke konstante širi se, zadržavajući nultu zakrivljenost. Zbog ovog širenja valne duljine fotona povećavaju se, što podrazumijeva pomicanje spektralnih linija koje je predvidio de Sitter. Vrijedno je napomenuti da se tako danas objašnjava kozmološki crveni pomak udaljenih galaksija.
Od statistike do dinamike
Povijest otvoreno nestatičnih kozmoloških teorija započinje s dva rada sovjetskog fizičara Alexandera Friedmana, objavljena u njemačkom časopisu Zeitschrift fur Physik 1922. i 1924. godine. Friedman je izračunao modele svemira s vremenski promjenjivim pozitivnim i negativnim zakrivljenostima, koji su postali zlatni fond teorijske kozmologije. Međutim, njegovi suvremenici jedva da su primijetili ova djela (Einstein je isprva čak i Friedmanov prvi članak smatrao matematički pogrešnim). I sam Friedman vjerovao je da astronomija još nije imala arsenal promatranja koji bi omogućio odluku koji je od kozmoloških modela sukladniji stvarnosti, pa se stoga ograničio na čistu matematiku. Možda bi postupio drugačije da se upoznao s rezultatima Sliphera, ali to se nije dogodilo.
Najveći kozmolog prve polovice 20. stoljeća Georges Lemaitre mislio je drugačije. Kod kuće, u Belgiji, obranio je disertaciju iz matematike, a zatim je sredinom 1920-ih studirao astronomiju - na Cambridgeu pod Eddingtonom i na opservatoriju Harvard u Harlowu Shapleyu (za vrijeme boravka u Sjedinjenim Državama, gdje je na MIT-u pripremao drugu disertaciju, upoznao Sliphera i Hubblea). Davne 1925. Lemaitre je prvi pokazao da je statičnost de Sitter-ovog modela zamišljena. Po povratku u domovinu kao profesor na Sveučilištu u Louvainu, Lemaitre je izgradio prvi model svemira koji se širi s jasnom astronomskom osnovom. Bez pretjerivanja, ovo je djelo predstavljalo revolucionarni proboj u svemirskoj znanosti.
Ekumenska revolucija
U svom je modelu Lemaitre zadržao kozmološku konstantu s Einsteinovom numeričkom vrijednošću. Stoga njegov svemir započinje u statičnom stanju, ali s vremenom, zbog kolebanja, sve većom brzinom ulazi na put stalnog širenja. U ovoj fazi zadržava pozitivnu zakrivljenost koja se smanjuje kako radijus raste. Lemaitre je u sastav svog svemira uključio ne samo materiju, već i elektromagnetsko zračenje. To nisu učinili ni Einstein ni de Sitter, čije je djelo bilo poznato Lemaitreu, ni Friedman, o kojem u to vrijeme nije znao ništa.
Pridružene koordinate
U kozmološkim proračunima prikladno je koristiti prateće koordinatne sustave koji se šire u skladu s širenjem svemira. U idealiziranom modelu, gdje galaksije i galaktičke nakupine ne sudjeluju ni u kakvim pravilnim pokretima, njihove prateće koordinate se ne mijenjaju. Ali udaljenost između dva objekta u danom trenutku je jednaka njihovoj stalnoj udaljenosti u pripadajućim koordinatama, pomnoženoj s veličinom faktora razmjere za taj trenutak. Ova se situacija može lako ilustrirati na globusu na napuhavanje: zemljopisna širina i dužina svake točke ne mijenjaju se, a udaljenost između bilo kojeg para točaka raste s povećanjem radijusa.
Upotreba koordinata pomaže razumjeti duboke razlike između kozmologije svemira koji se širi, posebne relativnosti i Newtonove fizike. Dakle, u Newtonovoj mehanici sva su kretanja relativna, a apsolutna nepokretnost nema fizičko značenje. Suprotno tome, u kozmologiji je nepokretnost u pripadajućim koordinatama apsolutna i u načelu se može potvrditi promatranjima. Posebna teorija relativnosti opisuje procese u prostor-vremenu, od kojih se pomoću Lorentzovih transformacija može beskonačno mnogo načina izolirati prostorne i vremenske komponente. Kozmološki prostor-vrijeme se, naprotiv, prirodno raspada u zakrivljeni prostor koji se širi i jedinstveno kozmičko vrijeme. U ovom slučaju, brzina recesije udaljenih galaksija može biti višestruko veća od brzine svjetlosti.
Lemaitre, još u SAD-u, sugerirao je da su crveni pomaci udaljenih galaksija posljedica širenja svemira koji "rasteže" svjetlosne valove. Sada je to matematički dokazao. Također je pokazao da su mali (mnogo manji od jedinke) crveni pomaci proporcionalni udaljenosti od izvora svjetlosti, a koeficijent proporcionalnosti ovisi samo o vremenu i nosi informacije o trenutnoj brzini širenja Svemira. Budući da je iz Doppler-Fizeauove formule slijedilo da je radijalna brzina galaksije proporcionalna crvenom pomaku, Lemaître je zaključio da je i ta brzina proporcionalna njezinoj udaljenosti. Analizirajući brzine i udaljenosti 42 galaksije s popisa Hubble i uzimajući u obzir unutargalaktičku brzinu Sunca, utvrdio je vrijednosti koeficijenata proporcionalnosti.
Nezapažen rad
Lemaitre je svoje djelo objavio 1927. na francuskom jeziku u nečitljivom časopisu Annals of the Scientific Society of Brussels. Vjeruje se da je to bio glavni razlog zašto je u početku prošla gotovo neprimjetno (čak i njegov učitelj Eddington). Istina, u jesen iste godine Lemaitre je mogao razgovarati o svojim nalazima s Einsteinom i od njega je učio o Friedmannovim rezultatima. Tvorac opće relativnosti nije imao tehničkih prigovora, ali odlučno nije vjerovao u fizičku stvarnost Lemaitreova modela (baš kao što ranije nije prihvatio Friedmannove zaključke).
Zemljišta Hubble
U međuvremenu, krajem 1920-ih, Hubble i Humason pronašli su linearnu korelaciju između udaljenosti do 24 galaksije i njihovih radijalnih brzina, izračunatih (uglavnom Slipherom) iz crvenih pomaka. Iz toga je Hubble zaključio da je radijalna brzina galaksije izravno proporcionalna udaljenosti do nje. Koeficijent ove proporcionalnosti sada se označava H0 i naziva se Hubbleovim parametrom (prema najnovijim podacima, malo premašuje 70 (km / s) / megaparsek).
Hubbleov rad koji crta linearni odnos između galaktičkih brzina i udaljenosti objavljen je početkom 1929. Godinu dana ranije, mladi američki matematičar Howard Robertson, slijedeći Lemaitrea, ovu je ovisnost izveo iz modela svemira koji se širi, a koji je Hubble možda znao. Međutim, u njegovom poznatom članku ovaj model nije ni izravno ni neizravno spomenut. Kasnije je Hubble izrazio sumnju da brzine koje se pojavljuju u njegovoj formuli zapravo opisuju kretanja galaksija u svemiru, ali uvijek se suzdržavao od njihove specifične interpretacije. Smisao svog otkrića vidio je u demonstraciji proporcionalnosti galaktičkih udaljenosti i crvenih pomaka, a ostalo je prepustio teoretičarima. Stoga, uz svo dužno poštovanje Hubbleu, nema razloga da ga smatramo otkrivačem širenja Svemira.
A opet se širi
Ipak, Hubble je utro put prepoznavanju širenja svemira i Lemaitreova modela. Već 1930. odana joj je počast majstorima kozmologije kao što su Eddington i de Sitter; malo kasnije znanstvenici su primijetili i cijenili Friedmanov rad. 1931. godine, na prijedlog Eddingtona, Lemaitre je preveo na engleski svoj članak (s malim rezovima) za Monthly News of the Royal Astronomical Society. Iste se godine Einstein složio s Lemaitreovim zaključcima, a godinu dana kasnije, zajedno s de Sitterom, izgradio je model svemira koji se širi s ravnim prostorom i zakrivljenim vremenom. Ovaj je model zbog svoje jednostavnosti već dugo bio vrlo popularan među kozmolozima.
Iste 1931. Lemaitre je objavio kratak (i bez ikakve matematike) opis drugog modela Svemira, kombinirajući kozmologiju i kvantnu mehaniku. U ovom je modelu početni trenutak eksplozija primarnog atoma (Lemaitre ga je također nazvao kvantom), što je stvorilo i prostor i vrijeme. Budući da gravitacija usporava širenje novorođenog Svemira, njegova brzina opada - moguće je da gotovo na nulu. Kasnije je Lemaitre uveo kozmološku konstantu u svoj model, što je prisililo Svemir da se s vremenom pomakne u stabilan režim ubrzanog širenja. Stoga je predvidio i ideju Velikog praska i moderne kozmološke modele koji uzimaju u obzir prisutnost tamne energije. I 1933. godine identificirao je kozmološku konstantu s gustoćom energije vakuuma, na što nitko prije nije mislio. Odlično jekoliko je ovaj znanstvenik, nesumnjivo dostojan naslova otkrivača širenja Svemira, bio ispred svog vremena!
Aleksej Levin
