Száz évvel ezelőtt a tudósok felfedezték, hogy Univerzumunk gyorsan növekszik.
1870-ben William Clifford angol matematikus arra a nagyon mély gondolatra jutott, hogy a tér görbülhet, és nem ugyanaz a különböző pontokon, és hogy idővel a görbülete megváltozhat. Még azt is elismerte, hogy az ilyen változások valahogy összefüggenek az anyag mozgásával. Mindkét ötlet sok évvel később képezte az általános relativitáselmélet alapját. Clifford maga sem élte ezt meg - 34 évesen, Albert Einstein születése előtt 11 nappal tuberkulózisban halt meg.
Vörös váltás
Az első információt az Univerzum terjeszkedéséről az asztrospektrográfia szolgáltatta. 1886-ban William Huggins angol csillagász észrevette, hogy a csillagfény hullámhossza kissé eltolódott az ugyanazon elemek földi spektrumaihoz képest. Armand Fizeau francia fizikus által 1848-ban levezetett Doppler-effektus optikai változatának képlete alapján kiszámítható a csillag sugársebességének nagysága. Az ilyen megfigyelések lehetővé teszik egy űrobjektum mozgásának nyomon követését.
Száz évvel ezelőtt az Univerzum koncepciója a newtoni mechanikán és az euklideszi geometrián alapult. Még néhány tudós is, például Lobacsevszkij és Gauss, akik beismerték (csak hipotézisként!) A nem euklideszi geometria fizikai valóságát, a világűr öröknek és változatlannak tartották. A világegyetem tágulása megnehezíti a távoli galaxisok távolságának megítélését. A 3,35 milliárd fényévnyire lévő A1689-zD1 galaxisból 13 milliárd évvel később elért fény (A) „vörösödik” és gyengül, amikor áthalad a táguló térben, és maga a galaxis visszahúzódik (B). Információt fog tartalmazni a távolságról vöröseltolódásban (13 milliárd fényév), szögméretben (3,5 milliárd fényév), intenzitásban (263 milliárd fényév), míg a valós távolság 30 milliárd fényév. évek.
Negyedszázaddal később ezt a lehetőséget újból kihasználta az arizonai Flagstaff-i obszervatórium, Vesto Slipher, aki 1912 óta tanulmányozta a spirális ködök spektrumait egy jó spektrográfiás 24 hüvelykes távcsővel. A kiváló minőségű kép elérése érdekében ugyanaz a fényképes lemez több éjszakán át volt exponálva, így a projekt lassan haladt. 1913 szeptemberétől decemberig Slipher tanulmányozta az Andromeda-ködöt, és a Doppler-Fizeau-formula segítségével arra a következtetésre jutott, hogy másodpercenként 300 km-rel közelíti meg a Földet.
Promóciós videó:
1917-ben 25 köd sugársebességéről közölt adatokat, amelyek irányukban jelentős aszimmetriákat mutattak. Csak négy köd közeledett a Naphoz, a többi elmenekült (és néhány nagyon gyorsan).
Slipher nem törekedett hírnévre és nem hozta nyilvánosságra eredményeit. Ezért csillagászati körökben csak akkor váltak ismertté, amikor a híres brit asztrofizikus Arthur Eddington felhívta rájuk a figyelmet.
1924-ben megjelentette a relativitáselmélet monográfiáját, amely tartalmazta a Slipher által megtalált 41 köd listáját. Ugyanaz a négy kék eltolódású köd volt ott, míg a fennmaradó 37 spektrális vonal vörös eltolású volt. Radiális sebességük 150 - 1800 km / s tartományban változott, és átlagosan 25-ször nagyobb, mint az akkorra ismert Tejút-csillagok sebessége. Ez arra utalt, hogy a ködök a "klasszikus" világítótesteken kívül más mozgásokban vesznek részt.
Űrszigetek
Az 1920-as évek elején a legtöbb csillagász úgy vélte, hogy a Tejút perifériáján spirális ködök találhatók, azon túl pedig semmi más nem volt, csak üres sötét tér. Igaz, néhány tudós még a 18. században is óriási csillaghalmazokat látott a ködökben (Immanuel Kant szigetuniverzumoknak nevezte őket). Ez a hipotézis azonban nem volt népszerű, mivel nem lehetett megbízhatóan meghatározni a ködök távolságát.
Ezt a problémát Edwin Hubble oldotta meg, aki egy 100 hüvelykes reflektoros teleszkópon dolgozott a kaliforniai Mount Wilson Obszervatóriumban. 1923-1924-ben felfedezte, hogy az Androméda-köd sok fényes tárgyból áll, amelyek között a Cepheid család változó csillagai találhatók. Akkor már ismert volt, hogy a látszólagos fényerő változásának időszaka összefügg az abszolút fényességgel, ezért a cefeidák alkalmasak a kozmikus távolságok kalibrálására. Segítségükkel Hubble 285 000 parsecre becsülte az Andromeda távolságát (a modern adatok szerint 800 000 parsec). A Tejútrendszer átmérőjét akkor feltételeztük, hogy körülbelül 100 000 parsec (valójában háromszor kisebb). Ebből következett, hogy az Andromedát és a Tejút független csillagfürtöknek kell tekinteni. A Hubble hamarosan további két független galaxist azonosított,amely végül megerősítette a "szigetuniverzumok" hipotézisét.
A tisztesség kedvéért meg kell jegyezni, hogy a Hubble előtt két évvel Ernst Opik észt csillagász kiszámította az Andromeda távolságát, akinek eredménye - 450 000 parszek - közelebb állt a helyeshez. Ugyanakkor számos olyan elméleti megfontolást alkalmazott, amelyek nem voltak olyan meggyőzőek, mint Hubble közvetlen megfigyelései.
1926-ig Hubble négyszáz "extragalaktikus köd" megfigyelésének statisztikai elemzését végezte el (ezt a kifejezést sokáig használta, elkerülve, hogy galaxisnak hívják őket), és javaslatot tett egy képletre, amely a ködhöz való távolságot annak látszólagos fényességével viszonyítja. A módszer hatalmas hibái ellenére az új adatok megerősítették, hogy a ködök nagyjából egyenletesen oszlanak el az űrben, és messze túl vannak a Tejútrendszer határain. Most már nem volt kétséges, hogy a galaxisunkon és legközelebbi szomszédain nincs zárva az űr.
Űrmodellezők
Eddington még a spirális ködök természetének végleges tisztázása előtt érdeklődött Slipher eredményei iránt. Ekkorra már létezett egy kozmológiai modell, amely bizonyos értelemben megjósolta a Slipher által feltárt hatást. Eddington sokat gondolkodott rajta, és természetesen nem hagyta ki az alkalmat, hogy kozmológiai hangot adjon az arizonai csillagász megfigyeléseinek.
A modern elméleti kozmológia 1917-ben kezdődött két forradalmi cikkel, amelyek az univerzum általános relativitáselméleten alapuló modelljeit mutatták be. Az egyiket maga Einstein, a másikat Willem de Sitter holland csillagász írta.
Hubble törvényei
Edwin Hubble empirikusan feltárta a vöröseltolódások és a galaktikus távolságok hozzávetőleges arányosságát, amelyet a Doppler-Fizeau-képlet felhasználásával arányossá változtatott a sebességek és a távolságok között. Tehát itt két különböző mintával van dolgunk.
Hubble nem tudta, hogy viszonyulnak egymáshoz, de mit mond erről a mai tudomány?
Ahogy Lemaitre már megmutatta, a kozmológiai (az Univerzum tágulása által okozott) vöröseltolódások és a távolságok lineáris összefüggése korántsem abszolút. A gyakorlatban csak 0,1-nél kisebb elmozdulások esetén figyelhető meg jól. Tehát az empirikus Hubble-törvény nem pontos, hanem közelítő, és a Doppler-Fizeau-formula csak a spektrum kis eltolódásaira érvényes.
De az elméleti törvény, amely összekapcsolja a távoli objektumok sugársebességét a hozzájuk való távolsággal (az arányossági együtthatóval a Hub = V = Hd paraméter formájában), minden vöröseltolódásra érvényes. A benne megjelenő V sebesség azonban nem a fizikai jelek vagy valós testek sebessége a fizikai térben. Ez a galaxisok és galaxishalmazok közötti távolság növekedésének üteme, amely az Univerzum tágulásának köszönhető. Csak akkor tudnánk mérni, ha képesek lennénk megállítani az Univerzum tágulását, azonnal kinyújtani a mérőszalagokat a galaxisok között, felolvasni a köztük lévő távolságokat és elosztani a mérések közötti időintervallumokkal. Természetesen a fizika törvényei ezt nem engedik meg. Ezért a kozmológusok inkább egy másik képletben használják a H Hubble paramétert,ahol megjelenik az Univerzum léptéktényezője, amely pontosan leírja tágulásának mértékét a különböző kozmikus korszakokban (mivel ez a paraméter idővel változik, modern értékét H0-nak nevezzük). A világegyetem most gyorsulással tágul, így a Hubble paraméter értéke növekszik.
A kozmológiai vöröseltolódások mérésével információt kapunk a tér tágulási fokáról. A galaxis fénye, amely z kozmológiai vöröseltolódással érkezett hozzánk, akkor hagyta el, amikor az összes kozmológiai távolság 1 + z-szer kisebb volt, mint korunkban. További információk erről a galaxisról, például annak jelenlegi távolsága vagy a Tejútról való távolság mértéke, csak egy adott kozmológiai modell felhasználásával szerezhetők be. Például az Einstein-de Sitter modellben egy z = 5 galaxis 1,1 s (a fénysebesség) sebességgel távolodik el tőlünk. De ha elkövet egy gyakori hibát, és csak kiegyenlíti a V / c és z értéket, akkor ez a sebesség a fénysebesség ötszöröse lesz. Az eltérés, mint láthatjuk, komoly.
A távoli objektumok sebességének függése a vöröseltolódástól az SRT, GRT szerint (a modelltől és az időtől függ, a görbe mutatja a jelenlegi időt és az aktuális modellt). Kis elmozdulások esetén a függőség lineáris.
Einstein az idők szellemében úgy vélte, hogy az Univerzum egésze statikus (megpróbálta végtelenné tenni az űrben is, de nem találta egyenleteinek megfelelő határfeltételeit). Ennek eredményeként felépítette egy zárt univerzum modelljét, amelynek terének állandó pozitív görbülete van (és ezért állandó véges sugara van). Az idő ebben az Univerzumban éppen ellenkezőleg, newtoni módon áramlik, ugyanabba az irányba és ugyanolyan sebességgel. Ennek a modellnek a tér-ideje a térbeli komponens miatt görbül, míg az idő komponens semmilyen módon nem deformálódik. Ennek a világnak a statikus jellege különleges "beillesztést" biztosít az alapegyenletbe, megakadályozva a gravitációs összeomlást és ezáltal mindenütt jelenlévő anti-gravitációs térként. Intenzitása arányos egy speciális állandóval,amelyet Einstein univerzálisnak nevezett (most kozmológiai állandónak hívják).
Lemaitre kozmológiai modellje, amely az univerzum tágulását írja le, messze megelőzte korát. Lemaitre univerzuma az Ősrobbanással kezdődik, amely után a tágulás először lelassul, majd gyorsulni kezd.
Einstein modellje lehetővé tette a világegyetem méretének, az anyag teljes mennyiségének, sőt a kozmológiai állandó értékének kiszámítását. Ehhez csak a kozmikus anyag átlagos sűrűsége szükséges, amelyet elvileg megfigyelések alapján lehet meghatározni. Nem véletlen, hogy Eddington csodálta ezt a modellt, és a gyakorlatban használta a Hubble-t. Tönkreteszi azonban az instabilitás, amelyet Einstein egyszerűen nem vett észre: a sugár legkisebb eltérésénél az egyensúlyi értéktől az Einstein-világ vagy tágul, vagy gravitációs összeomláson megy keresztül. Ezért ennek a modellnek semmi köze a valódi Univerzumhoz.
Üres világ
De Sitter egy állandó görbületű, de nem pozitív, hanem negatív statikus világot is felépített. Einstein kozmológiai állandóját tartalmazza, de egyáltalán nincs. Önkényesen kis tömegű tesztrészecskék bevezetésekor szétszóródnak és a végtelenségig mennek. Ezenkívül az idő lassabban folyik de Sitter univerzumának perifériáján, mint annak középpontjában. Emiatt a fényhullámok nagy távolságból jönnek vöröseltolódással, még akkor is, ha a forrásuk a megfigyelőhöz képest álló helyzetben van. Tehát az 1920-as években Eddington és más csillagászok arra voltak kíváncsiak, hogy de Sitter modelljének van-e köze a Slipher megfigyelésében tükröződő valósághoz?
Ezek a gyanúk beigazolódtak, bár más módon. De Sitter univerzumának statikus jellege képzeltnek bizonyult, mivel a koordinátarendszer szerencsétlen megválasztásával társult. A hiba kijavítása után a de Sitter tér laposnak, euklideszi, de nem statikusnak bizonyult. Az antigravitációs kozmológiai állandó miatt kitágul, miközben megtartja a nulla görbületet. Ennek a tágulásnak a következtében a fotonok hullámhossza megnő, ami a de Sitter által megjósolt spektrális vonalak eltolódását vonja maga után. Meg kell jegyezni, hogy a távoli galaxisok kozmológiai vöröseltolódását így magyarázzák ma.
A statisztikától a dinamikáig
A nyíltan nem statikus kozmológiai elméletek története Alexander Friedman szovjet fizikus két írásával kezdődik, amelyet a Zeitschrift fur Physik német folyóirat 1922-ben és 1924-ben publikált. Friedman az univerzumok időváltozós pozitív és negatív görbületű modelljeit számolta ki, amelyek az elméleti kozmológia aranytársa lettek. Kortársai azonban alig vették észre ezeket a műveket (Einstein először Friedman első cikkét matematikailag is hibásnak tartotta). Maga Friedman úgy vélte, hogy a csillagászatnak még nem volt olyan megfigyelési arzenálja, amely lehetővé tenné annak eldöntését, hogy a kozmológiai modellek közül melyik felel meg jobban a valóságnak, és ezért csak a tiszta matematikára szorítkozik. Talán másképp járt volna el, ha megismerkedik a Slipher eredményeivel, de ez nem történt meg.
A 20. század első felének legnagyobb kozmológusa, Georges Lemaitre másként gondolkodott. Otthon, Belgiumban megvédte matematikai disszertációját, majd az 1920-as évek közepén csillagászatot tanult - Cambridge-ben Eddington irányításával, valamint a Harlow Shapley-i Harvard Obszervatóriumban (az Egyesült Államokban töltött tartózkodása alatt, ahol a MIT-ben elkészítette második értekezését. találkozott Slipher és Hubble). Még 1925-ben Lemaitre mutatta be elsőként, hogy de Sitter modelljének statikus jellege képzeletbeli. Hazatérése után a Louvaini Egyetem professzoraként Lemaitre megépítette a táguló világegyetem első, egyértelmű csillagászati alapú modelljét. Túlzás nélkül ez a mű forradalmi áttörést jelentett az űrtudományban.
Ökumenikus forradalom
Modelljében Lemaitre megtartott egy kozmológiai állandót, Einstein számértékkel. Ezért univerzuma statikus állapotban kezdődik, de idővel az ingadozások miatt egyre nagyobb sebességgel lép be az állandó tágulás útjára. Ebben a szakaszban megtartja a pozitív görbületet, amely a sugár növekedésével csökken. Lemaitre univerzumának összetételében nemcsak anyagot, hanem elektromágneses sugárzást is tartalmaz. Sem Einstein, sem de Sitter, akinek műveit Lemaitre ismerte, sem Friedman, akiről akkor még semmit sem tudott.
Társított koordináták
A kozmológiai számításokban kényelmes kísérő koordináta-rendszereket használni, amelyek egységesen tágulnak az univerzum tágulásával. Az idealizált modellben, ahol a galaxisok és a galaktikus halmazok nem vesznek részt semmilyen megfelelő mozgásban, kísérő koordinátáik nem változnak. De két objektum közötti távolság egy adott időpontban megegyezik a kísérő koordináták állandó távolságával, szorozva az adott pillanat skálafaktorának nagyságával. Ez a helyzet könnyen felfújható egy felfújható földgömbön: az egyes pontok szélessége és hosszúsága nem változik, és bármely pontpár távolsága növekszik a sugár növekedésével.
A koordináták használata segít megérteni a táguló világegyetem kozmológiája, a speciális relativitáselmélet és a newtoni fizika közötti mély különbségeket. Tehát a newtoni mechanikában minden mozgás relatív, és az abszolút mozdulatlanságnak nincs fizikai jelentése. Éppen ellenkezőleg, a kozmológiában a kísérő koordinátákban való mozdulatlanság abszolút, és elvileg megfigyelésekkel megerősíthető. A speciális relativitáselmélet a tér-idő folyamatait írja le, amelyekből a Lorentz-transzformációk felhasználásával végtelen sokféle módon lehet elkülöníteni a térbeli és időbeli komponenseket. A kozmológiai téridő éppen ellenkezőleg, természetesen szétesik egy ívelt táguló térré és egyetlen kozmikus idővé. Ebben az esetben a távoli galaxisok recessziójának sebessége sokszor nagyobb lehet, mint a fény sebessége.
Lemaitre, aki még az Egyesült Államokban tartózkodott, azt sugallta, hogy a távoli galaxisok vöröseltolódásai a tér tágulásának köszönhetők, amely "kinyújtja" a fényhullámokat. Most matematikailag bebizonyította. Kimutatta azt is, hogy a kicsi (az egységnél jóval kisebb) vöröseltolódások arányosak a fényforrástól mért távolsággal, és az arányossági együttható csak az időtől függ, és információt hordoz az Univerzum aktuális tágulási sebességéről. Mivel a Doppler-Fizeau-képletből az következett, hogy egy galaxis sugársebessége arányos a vöröseltolódással, Lemaître arra a következtetésre jutott, hogy ez a sebesség arányos a távolságával is. Miután elemezte 42 galaxis sebességét és távolságát a Hubble-listából, és figyelembe vette a Nap intragalaktikus sebességét, megállapította az arányossági együtthatók értékeit.
Észrevétlen munka
Lemaitre 1927-ben jelentette meg munkáját franciául az Annals of the Scientific Society of Brüsszel olvashatatlan folyóiratában. Úgy gondolják, hogy ez volt a fő oka annak, hogy a nő eredetileg szinte észrevétlen maradt (még a tanár Eddington is). Igaz, ugyanezen év őszén Lemaitre megbeszélhette eredményeit Einsteinnel, és tőle tanult Friedmann eredményeiről. Az általános relativitáselmélet megalkotójának nem volt technikai kifogása, de határozottan nem hitt Lemaitre modelljének fizikai valóságában (mint ahogy korábban nem fogadta el Friedmann következtetéseit).
Hubble cselekményei
Eközben az 1920-as évek végén Hubble és Humason lineáris összefüggést találtak legfeljebb 24 galaxis távolsága és radiális sebessége között, amelyeket (főleg Slipher által) számítottak a vöröseltolódásoktól. Ebből Hubble arra a következtetésre jutott, hogy a galaxis sugársebessége egyenesen arányos a hozzá tartozó távolsággal. Ennek az arányosságnak az együtthatóját most H0-nak nevezik, és Hubble-paraméternek hívják (a legfrissebb adatok szerint kissé meghaladja a 70 (km / s) / megaparszek értéket).
Hubble cikke a galaktikus sebességek és távolságok lineáris kapcsolatának grafikonjával 1929 elején jelent meg. Egy évvel korábban Howard Robertson fiatal amerikai matematikus, Lemaitre nyomán, levezetette ezt a függőséget a táguló Világegyetem modelljéből, amelyről Hubble tudhatott. Híres cikkében azonban ezt a modellt sem közvetlenül, sem közvetve nem említették. Később Hubble kétségeit fejezte ki amiatt, hogy a képletében megjelenő sebességek valóban leírják a galaxisok mozgását a világűrben, de mindig tartózkodott azok konkrét értelmezésétől. Felfedezésének értelmét a galaktikus távolságok és a vöröseltolódások arányosságának bemutatásában látta, a többit elméleti szakemberekre bízta. Ezért a Hubble iránti teljes tisztelet mellett nincs ok őt az Univerzum tágulásának felfedezőjének tekinteni.
És mégis bővül
Mindazonáltal Hubble utat nyitott az univerzum terjeszkedésének és Lemaitre modelljének felismerése előtt. Már 1930-ban tisztelegtek a kozmológia olyan mesterei előtt, mint Eddington és de Sitter; valamivel később a tudósok felfigyeltek és értékelték Friedman munkáját. 1931-ben Eddington javaslatára Lemaitre angol nyelvre lefordította cikkét (apró vágásokkal) a Királyi Csillagászati Társaság havi híréhez. Ugyanebben az évben Einstein egyetértett Lemaitre következtetéseivel, és egy évvel később de Sitterrel együtt egy táguló világegyetem modelljét építette fel, lapos térrel és ívelt idővel. Ez a modell az egyszerűsége miatt régóta nagyon népszerű a kozmológusok körében.
Ugyanebben az 1931-ben Lemaitre rövid (és matematika nélküli) leírást tett közzé az Univerzum egy újabb modelljéről, amely ötvözi a kozmológiát és a kvantummechanikát. Ebben a modellben a kezdeti pillanat az elsődleges atom robbanása (Lemaitre kvantumnak is nevezte), amely teret és időt egyaránt előidézett. Mivel a gravitáció lelassítja az újszülött univerzum tágulását, csökken a sebessége - lehetséges, hogy majdnem nullára. Később Lemaitre kozmológiai állandót vezetett be modelljébe, amely arra kényszerítette az Univerzumot, hogy az idő múlásával a gyorsuló terjeszkedés stabil rendszerébe lépjen. Tehát mind az ősrobbanás gondolatát, mind a modern kozmológiai modelleket előre látta, amelyek figyelembe veszik a sötét energia jelenlétét. 1933-ban pedig azonosította a kozmológiai állandót a vákuum energiasűrűségével, amire korábban senki sem gondolt. Csak csodálatosez a tudós, kétségkívül méltó az Univerzum terjeszkedésének felfedezőjének címéhez, mennyire megelőzte korát!
Alexey Levin