För bara hundra år sedan upptäckte forskare att vårt universum snabbt ökar i storlek.
1870 kom den engelska matematikern William Clifford till den mycket djupa idén att rymden kan böjas, och inte samma på olika punkter, och att över tid kan dess krökning förändras. Han medgav till och med att sådana förändringar på något sätt är kopplade till materiens rörelse. Båda dessa idéer låg till grund för den allmänna relativitetsteorin många år senare. Clifford själv levde inte för att se detta - han dog av tuberkulos vid 34 års ålder, 11 dagar före Albert Einsteins födelse.
Rödförskjutning
Astrospektrografi gav den första informationen om universums expansion. 1886 märkte den engelska astronomen William Huggins att våglängderna i stjärnljus var lite förskjutna jämfört med de markbundna spektra för samma element. Baserat på formeln för den optiska versionen av Doppler-effekten, härledd av den franska fysikern Armand Fizeau 1848, är det möjligt att beräkna storleken på stjärnans radiella hastighet. Sådana observationer gör det möjligt att spåra ett rymdobjekts rörelse.
För hundra år sedan var universums koncept baserat på newtons mekanik och euklidisk geometri. Till och med några få forskare, som Lobachevsky och Gauss, som erkände (endast som en hypotes!) Den fysiska verkligheten i icke-euklidisk geometri ansåg att yttre rymden var evigt och oföränderligt. Universums expansion gör det svårt att bedöma avståndet till avlägsna galaxer. Ljuset som nådde 13 miljarder år senare från galaxen A1689-zD1 3,35 miljarder ljusår från oss (A), "reddens" och försvagas när det passerar det expanderande utrymmet, och själva galaxen går tillbaka (B). Den kommer att bära information om avståndet i rödförskjutning (13 miljarder ljusår), i vinkelstorlek (3,5 miljarder ljusår), i intensitet (263 miljarder ljusår), medan det verkliga avståndet är 30 miljarder ljusår. år.
Ett kvart sekel senare utnyttjades denna möjlighet av Vesto Slipher, ett observatorium i Flagstaff, Arizona, som sedan 1912 studerat spektra av spiralnebuler med ett 24-tums teleskop med en bra spektrograf. För att få en högkvalitativ bild exponerades samma fotografiska platta under flera nätter, så projektet rörde sig långsamt. Från september till december 1913 studerade Slipher Andromeda-nebulosan och kom med slutsatsen Doppler-Fizeau till slutsatsen att den närmar sig jorden med 300 km varje sekund.
Kampanjvideo:
År 1917 publicerade han data om radiella hastigheter för 25 nebulosor, som visade betydande asymmetrier i deras riktningar. Endast fyra nebulosor närmade sig solen, resten flydde (och vissa mycket snabbt).
Slipher strävade inte efter berömmelse eller publicerade sina resultat. Därför blev de bara kända i astronomiska kretsar när den berömda brittiska astrofysikern Arthur Eddington uppmärksammade dem.
År 1924 publicerade han en monografi om relativitetsteorin, som innehöll en lista över 41 nebulosor som hittades av Slipher. Samma fyra blåskiftade nebulosor var där, medan de återstående 37 spektrallinjerna var rödskiftade. Deras radiella hastigheter varierade i intervallet 150 - 1800 km / s och i genomsnitt 25 gånger högre än hastigheterna för Vintergatan som kändes vid den tiden. Detta föreslog att nebulosorna är inblandade i andra rörelser än de "klassiska" armaturerna.
Rymdöar
I början av 1920-talet trodde de flesta astronomer att spiralnebulosor var belägna vid Vintergatans periferi, och bortom det fanns inget annat än tomt mörkt utrymme. Det är sant att även på 1700-talet såg vissa forskare gigantiska stjärnkluster i nebulosor (Immanuel Kant kallade dem öuniverser). Denna hypotes var dock inte populär, eftersom det inte var möjligt att på ett tillförlitligt sätt avgöra avstånden till nebulosor.
Detta problem löstes av Edwin Hubble, som arbetade på ett 100-tums reflektorteleskop vid Mount Wilson Observatory i Kalifornien. 1923-1924 upptäckte han att Andromeda-nebulosan består av många lysande föremål, bland vilka det finns variabla stjärnor i Cepheid-familjen. Det var redan känt att förändringsperioden i deras uppenbara ljusstyrka är förknippad med den absoluta ljusstyrkan, och därför är cepheiderna lämpliga för kalibrering av kosmiska avstånd. Med deras hjälp uppskattade Hubble avståndet till Andromeda till 285 000 parsec (enligt modern data är det 800 000 parsec). Vintergatans diameter antogs då vara cirka 100 000 parsec (i själva verket är det tre gånger mindre). Av detta följde att Andromeda och Vintergatan måste betraktas som oberoende stjärnkluster. Hubble identifierade snart ytterligare två oberoende galaxer,som äntligen bekräftade hypotesen om "öuniverser".
För att vara rättvis bör det noteras att avståndet till Andromeda två år före Hubble beräknades av den estniska astronomen Ernst Opik, vars resultat - 450 000 parsec - var närmare det korrekta. Han använde dock ett antal teoretiska överväganden som inte var lika övertygande som Hubbles direkta observationer.
1926 hade Hubble genomfört en statistisk analys av observationer av fyra hundra "extragalaktiska nebulosor" (han använde denna term under lång tid och undvekade att kalla dem galaxer) och föreslog en formel för att relatera avståndet till en nebulosa med dess uppenbara ljusstyrka. Trots de enorma felen i denna metod bekräftade nya data att nebulosor fördelades mer eller mindre jämnt i rymden och ligger långt utanför gränserna för Vintergatan. Nu var det inte längre tvivel om att det inte är stängt utrymme på vår Galaxy och dess närmaste grannar.
Space Modelers
Eddington blev intresserad av Sliffers resultat redan innan den slutliga belysningen av spiralnebulosernas natur. Vid den här tiden fanns det redan en kosmologisk modell, på ett sätt som förutsäger den effekt som avslöjats av Slipher. Eddington funderade mycket på det och missade naturligtvis inte chansen att ge observationerna från Arizona-astronomen ett kosmologiskt ljud.
Modern teoretisk kosmologi började 1917 med två revolutionära artiklar som presenterade modeller av universum baserat på allmän relativitet. En av dem skrevs av Einstein själv, den andra av den holländska astronomen Willem de Sitter.
Hubbles lagar
Edwin Hubble avslöjade empiriskt den ungefärliga proportionaliteten hos rödförskjutningar och galaktiska avstånd, som han med hjälp av Doppler-Fizeau-formeln förvandlade till en proportionalitet mellan hastigheter och avstånd. Så vi har att göra med två olika mönster här.
Hubble visste inte hur de relaterar till varandra, men vad säger dagens vetenskap om detta?
Som Lemaitre redan visade är den linjära korrelationen mellan kosmologiska (orsakade av universums expansion) rödförskjutningar och avstånd inte alls absolut. I praktiken observeras det väl endast för förskjutningar mindre än 0,1. Så den empiriska Hubbles lag är inte exakt, utan ungefärlig, och Doppler-Fizeau-formeln gäller endast för små skift i spektrumet.
Men den teoretiska lagen som länkar fjärrföremålens radiella hastighet med avståndet till dem (med proportionalitetskoefficienten i form av Hubble-parametern V = Hd) gäller för alla rödförskjutningar. Hastigheten V som visas i den är emellertid inte hastigheten för fysiska signaler eller verkliga kroppar i fysiskt utrymme. Detta är ökningshastigheten i avstånden mellan galaxer och galaxkluster, vilket beror på universums expansion. Vi skulle kunna mäta det bara om vi kunde stoppa universums expansion, omedelbart sträcka mätband mellan galaxer, läsa avstånden mellan dem och dela dem i tidsintervall mellan mätningarna. Naturligtvis tillåter fysikens lagar inte detta. Därför föredrar kosmologer att använda Hubble-parametern H i en annan formel,där universums skalfaktor dyker upp, som exakt beskriver graden av dess expansion i olika kosmiska epoker (eftersom denna parameter ändras över tiden betecknas dess moderna värde H0). Universum expanderar nu med acceleration, så värdet på Hubble-parametern ökar.
Genom att mäta kosmologiska rödförskjutningar får vi information om graden av rymdens expansion. Ljuset från galaxen som kom till oss med en kosmologisk rödförskjutning z lämnade den när alla kosmologiska avstånd var 1 + z gånger mindre än i vår epok. Ytterligare information om denna galax, såsom dess aktuella avstånd eller avståndet från Vintergatan, kan endast erhållas med hjälp av en specifik kosmologisk modell. Till exempel, i Einstein-de Sitter-modellen rör sig en galax med z = 5 bort från oss med en hastighet av 1,1 s (ljusets hastighet). Men om du gör ett vanligt misstag och bara utjämnar V / c och z, kommer denna hastighet att vara fem gånger ljusets hastighet. Avvikelsen är, som vi kan se, allvarlig.
Beroende på hastigheten för avlägsna föremål på rödförskjutningen enligt SRT, GRT (beror på modell och tid, kurvan visar nuvarande tid och aktuell modell). Vid små förskjutningar är beroendet linjärt.
Einstein trodde i tidens anda att universum som helhet är statiskt (han försökte också göra det oändligt i rymden, men kunde inte hitta de rätta gränsvillkoren för hans ekvationer). Som ett resultat byggde han en modell av ett slutet universum, vars utrymme har en konstant positiv krökning (och därför har den en konstant ändlig radie). Tiden i detta universum, tvärtom, flyter på ett newtonskt sätt, i samma riktning och med samma hastighet. Rummets tid är krökt på grund av den rumsliga komponenten, medan tidskomponenten inte deformeras på något sätt. Denna världs statiska karaktär ger en speciell "insättning" i grundekvationen, som förhindrar gravitationskollaps och därmed fungerar som ett allestädes närvarande antigravationsfält. Dess intensitet är proportionell mot en speciell konstant,som Einstein kallade universell (nu kallas den kosmologisk konstant).
Lemaitres kosmologiska modell, som beskriver universums expansion, var långt före sin tid. Lemaitres universum börjar med Big Bang, varefter expansionen först saktar ner och sedan börjar accelerera.
Einsteins modell gjorde det möjligt att beräkna universums storlek, den totala mängden materia och till och med värdet på den kosmologiska konstanten. Detta kräver endast den genomsnittliga densiteten för kosmisk materia, som i princip kan bestämmas utifrån observationer. Det är ingen slump att Eddington beundrade denna modell och använde Hubble i praktiken. Det förstörs emellertid av instabilitet, vilket Einstein helt enkelt inte märkte: vid den minsta avvikelsen av radien från jämviktsvärdet expanderar Einstein-världen antingen eller genomgår en gravitationskollaps. Därför har denna modell inget att göra med det verkliga universum.
Tom värld
De Sitter byggde också, som han själv trodde, en statisk värld med konstant krökning, men inte positiv, men negativ. Den innehåller Einsteins kosmologiska konstant, men det finns ingen sak alls. När vi inför testpartiklar med godtyckligt liten massa sprids de och går till oändlighet. Dessutom flyter tiden långsammare vid de Sitters universums periferi än i dess centrum. På grund av detta kommer ljusvågor från stora avstånd med rödförskjutning, även om källan är stationär i förhållande till observatören. Så på 1920-talet undrade Eddington och andra astronomer om de Sitters modell hade något att göra med den verklighet som återspeglas i Sliphers observationer?
Dessa misstankar bekräftades, om än på ett annat sätt. Den statiska naturen i de Sitters universum visade sig vara imaginär, eftersom den var förknippad med ett olyckligt val av koordinatsystemet. Efter att ha korrigerat detta fel visade sig de Sitter-utrymmet vara platt, euklidiskt, men icke-statiskt. På grund av den anti-gravitationella kosmologiska konstanten expanderar den, samtidigt som den bibehåller noll krökning. På grund av denna expansion ökar fotonernas våglängder, vilket medför en förskjutning av de spektrala linjer som de Sitter förutsäger. Det bör noteras att det är så den kosmologiska rödförskjutningen av avlägsna galaxer förklaras idag.
Från statistik till dynamik
Historien om öppet icke-statiska kosmologiska teorier börjar med två artiklar av den sovjetiska fysikern Alexander Friedman, publicerad i den tyska tidskriften Zeitschrift fur Physik 1922 och 1924. Friedman beräknade modeller av universum med tidsvariabla positiva och negativa krökningar, vilket blev den gyllene fonden för teoretisk kosmologi. Men hans samtida märkte knappast dessa verk (Einstein ansåg till och med Friedmans första artikel matematiskt felaktig). Friedman själv trodde att astronomin ännu inte hade en arsenal av observationer som skulle göra det möjligt att avgöra vilken av de kosmologiska modellerna som är mer konsekvent med verkligheten och begränsade sig därför till ren matematik. Kanske skulle han ha handlat annorlunda om han hade bekantat sig med resultaten från Slipher, men detta hände inte.
Georges Lemaitre, den största kosmologen under första hälften av 1900-talet, tänkte annorlunda. Hemma i Belgien försvarade han sin avhandling i matematik och sedan i mitten av 1920-talet studerade han astronomi - i Cambridge under ledning av Eddington och vid Harvard Observatory i Harlow Shapley (under sin vistelse i USA, där han förberedde sin andra avhandling vid MIT, han träffade Slipher och Hubble). Tillbaka 1925 var Lemaitre den första som visade att de Sitters modell var statisk. När han återvände till sitt hemland som professor vid universitetet i Louvain byggde Lemaitre den första modellen av ett expanderande universum med en klar astronomisk grund. Utan överdrift var detta arbete ett revolutionerande genombrott inom rymdvetenskapen.
Ekumenisk revolution
I sin modell behöll Lemaitre en kosmologisk konstant med ett Einstein-numeriskt värde. Därför börjar dess universum i ett statiskt tillstånd, men över tid, på grund av fluktuationer, går det in på en väg för konstant expansion med en ökande hastighet. I detta skede bibehåller den en positiv krökning som minskar när radien växer. Lemaitre inkluderade i sitt universums sammansättning inte bara materia utan också elektromagnetisk strålning. Varken Einstein eller de Sitter, vars verk var kända av Lemaitre, eller Friedman, om vilken han inte visste någonting vid den tiden, gjorde detta.
Associerade koordinater
I kosmologiska beräkningar är det bekvämt att använda medföljande koordinatsystem som expanderar tillsammans med universums expansion. I den idealiserade modellen, där galaxer och galaktiska kluster inte deltar i några riktiga rörelser, ändras inte deras medföljande koordinater. Men avståndet mellan två objekt vid en given tidpunkt är lika med deras konstanta avstånd i de medföljande koordinaterna, multiplicerat med storleken på skalfaktorn för det ögonblicket. Denna situation kan enkelt illustreras på ett uppblåsbart jordklot: latitud och longitud för varje punkt ändras inte och avståndet mellan ett par punkter ökar med ökande radie.
Användningen av koordinater hjälper till att förstå de djupa skillnaderna mellan det expanderande universums kosmologi, specialrelativitet och Newtons fysik. Så i Newtons mekanik är alla rörelser relativa och absolut orörlighet har ingen fysisk betydelse. Tvärtom, i kosmologi är rörligheten i medföljande koordinater absolut och kan i princip bekräftas av observationer. Den speciella relativitetsteorin beskriver processer i rymdtid, från vilka det är möjligt att använda Lorentz-transformationerna för att isolera de rumsliga och temporala komponenterna på ett oändligt antal sätt. Tvärtom sönderfaller kosmologisk rymdtid naturligt till ett krökt expanderande utrymme och en enda kosmisk tid. I detta fall kan avlägsna galaxers nedgångshastighet vara många gånger högre än ljusets hastighet.
Lemaitre, tillbaka i USA, föreslog att de röda förskjutningarna i avlägsna galaxer beror på expanderingen av rymden, som "sträcker" ljusvågor. Nu bevisade han det matematiskt. Han visade också att små (mycket mindre än enhet) röda förskjutningar är proportionella mot avståndet till ljuskällan, och proportionalitetskoefficienten beror bara på tid och bär information om den nuvarande expansionstakten i universum. Eftersom det följer av Doppler-Fizeau-formeln att den radiella hastigheten för en galax är proportionell mot rödförskjutningen, drog Lemaître slutsatsen att denna hastighet också är proportionell mot dess avstånd. Efter att ha analyserat hastigheterna och avstånden från 42 galaxer från Hubble-listan och med beaktande av solens intragalaktiska hastighet fastställde han värdena för proportionalitetskoefficienterna.
Obemärkt arbete
Lemaitre publicerade sitt arbete 1927 på franska i den oläsliga tidskriften Annals of the Scientific Society of Brussels. Man tror att detta var den främsta anledningen till att hon ursprungligen gick nästan obemärkt förbi (även av hans lärare Eddington). Det var sant att hösten samma år kunde Lemaitre diskutera sina resultat med Einstein och lärde sig av honom om Friedmanns resultat. Skaparen av allmän relativitet hade inga tekniska invändningar, men han trodde bestämt inte på den fysiska verkligheten i Lemaitres modell (precis som han inte accepterade Friedmanns slutsatser tidigare).
Hubble-diagram
Under tiden i slutet av 1920-talet fann Hubble och Humason en linjär korrelation mellan avstånden på upp till 24 galaxer och deras radiella hastigheter, beräknade (mestadels av Slipher) från röda förskjutningar. Av detta drog Hubble slutsatsen att galaxens radiella hastighet är direkt proportionell mot avståndet till den. Koefficienten för denna proportionalitet betecknas nu H0 och kallas Hubble-parametern (enligt de senaste uppgifterna överstiger den något 70 (km / s) / megaparsek).
Hubbles papper med en graf över det linjära förhållandet mellan galaktiska hastigheter och avstånd publicerades i början av 1929. Ett år tidigare drog den unga amerikanska matematikern Howard Robertson, efter Lemaitre, detta beroende av modellen för det expanderande universum, som Hubble kanske har känt till. I sin berömda artikel nämndes dock inte denna modell varken direkt eller indirekt. Senare uttryckte Hubble tvivel om att hastigheterna i hans formel faktiskt beskriver galaxernas rörelser i yttre rymden, men han avstod alltid från deras konkreta tolkning. Han såg innebörden av sin upptäckt i att demonstrera proportionaliteten mellan galaktiska avstånd och rödförskjutningar och lämnade resten till teoretiker. Därför, med all respekt för Hubble, finns det ingen anledning att betrakta honom som upptäckaren av universums expansion.
Och ändå expanderar det
Ändå banade Hubble vägen för erkännandet av universums expansion och Lemaitres modell. Redan 1930 hyllades hon sådana kosmologiska mästare som Eddington och de Sitter; lite senare märkte forskarna och uppskattade Friedmans arbete. År 1931, på förslag av Eddington, översatte Lemaitre till engelska sin artikel (med små nedskärningar) för Monthly News of the Royal Astronomical Society. Samma år instämde Einstein med Lemaitres slutsatser och ett år senare byggde han tillsammans med de Sitter en modell av ett expanderande universum med platt utrymme och krökt tid. Denna modell har på grund av sin enkelhet länge varit mycket populär bland kosmologer.
Under samma år 1931 publicerade Lemaitre en kort (och utan matematik) beskrivning av ännu en modell av universum, som kombinerar kosmologi och kvantmekanik. I denna modell är det första ögonblicket explosionen av den primära atomen (Lemaitre kallade den också för kvant), vilket gav upphov till både rum och tid. Eftersom tyngdkraften saktar ner det nyfödda universums expansion, minskar dess hastighet - det är möjligt att det nästan är noll. Senare introducerade Lemaitre en kosmologisk konstant i sin modell, som tvingade universum att över tiden gå in i en stabil regim med accelererande expansion. Så han förväntade sig både idén om Big Bang och moderna kosmologiska modeller som tar hänsyn till närvaron av mörk energi. Och 1933 identifierade han den kosmologiska konstanten med vakuumets energitäthet, som ingen tidigare hade tänkt på. Det är bara fantastiskthur mycket denna vetenskapsman, utan tvekan värdig titeln upptäckaren av universums expansion, var före sin tid!
Alexey Levin