Len pred sto rokmi vedci zistili, že náš vesmír sa rýchlo zväčšuje.
V roku 1870 anglický matematik William Clifford dospel k veľmi hlbokej myšlienke, že priestor môže byť zakrivený, a nie v rôznych bodoch rovnaký, a že sa jeho zakrivenie môže časom meniť. Dokonca pripustil, že také zmeny nejako súvisia s pohybom hmoty. Obe tieto myšlienky o mnoho rokov neskôr vytvorili základ všeobecnej teórie relativity. Samotný Clifford sa toho už nedožil - zomrel na tuberkulózu vo veku 34 rokov, 11 dní pred narodením Alberta Einsteina.
Červený posun
Astrospektrografia poskytla prvé informácie o expanzii vesmíru. V roku 1886 si anglický astronóm William Huggins všimol, že vlnové dĺžky hviezdneho svetla sú v porovnaní s pozemskými spektrami rovnakých prvkov mierne posunuté. Na základe vzorca pre optickú verziu Dopplerovho javu, ktorý odvodil v roku 1848 francúzsky fyzik Armand Fizeau, je možné vypočítať veľkosť radiálnej rýchlosti hviezdy. Takéto pozorovania umožňujú sledovať pohyb vesmírneho objektu.
Pred sto rokmi bol koncept Vesmíru založený na newtonovskej mechanike a euklidovskej geometrii. Dokonca niekoľko vedcov, ako napríklad Lobachevskij a Gauss, ktorí pripustili (iba ako hypotézu!) Fyzická realita neeuklidovskej geometrie považovala vesmír za večný a nemenný. Expanzia vesmíru sťažuje posúdenie vzdialenosti od vzdialených galaxií. Svetlo, ktoré dosiahlo 13 miliárd rokov neskôr z galaxie A1689-zD1, 3,35 miliárd svetelných rokov od nás (A), „redne“a slabne pri prechode rozširujúcim sa priestorom a galaxia sama ustupuje (B). Bude niesť informácie o vzdialenosti v červenom posune (13 miliárd svetelných rokov), v uhlovej veľkosti (3,5 miliárd svetelných rokov), v intenzite (263 miliárd svetelných rokov), zatiaľ čo skutočná vzdialenosť je 30 miliárd svetelných rokov. rokov.
O štvrťstoročie neskôr túto príležitosť znovu využilo observatórium Vesto Slipher vo arizonskom Flagstaffe, ktorý od roku 1912 študoval spektrá špirálových hmlovín pomocou 24-palcového ďalekohľadu s dobrým spektrografom. Na získanie vysoko kvalitného obrazu bola na niekoľko nocí exponovaná rovnaká fotografická doska, takže sa projekt pohyboval pomaly. Od septembra do decembra 1913 študoval Slipher hmlovinu Andromeda a pomocou Doppler-Fizeauovho vzorca dospel k záveru, že sa k Zemi približuje každou sekundou o 300 km.
Propagačné video:
V roku 1917 publikoval údaje o radiálnych rýchlostiach 25 hmlovín, ktoré vykazovali výrazné asymetrie v ich smeroch. K Slnku sa priblížili iba štyri hmloviny, zvyšné unikli (a niektoré veľmi rýchlo).
Slipher sa nesnažil o slávu a svoje výsledky nezverejňoval. Preto sa v astronomických kruhoch dostali do povedomia, až keď na ne upozornil slávny britský astrofyzik Arthur Eddington.
V roku 1924 vydal monografiu o teórii relativity, ktorá obsahovala zoznam 41 hmlovín nájdených Slipherom. Boli tu prítomné rovnaké štyri hmloviny s modrým posunom, zatiaľ čo zvyšných 37 spektrálnych čiar bolo posunutých do červena. Ich radiálne rýchlosti sa pohybovali v rozmedzí 150 - 1 800 km / s a v priemere boli 25-krát vyššie ako v tom čase známe rýchlosti hviezd Mliečnej dráhy. To naznačuje, že hmloviny sú zapojené do iných pohybov ako do „klasických“svietidiel.
Vesmírne ostrovy
Na začiatku 20. rokov minulého storočia sa väčšina astronómov domnievala, že špirálové hmloviny sa nachádzajú na periférii Mliečnej dráhy a za nimi už nie je nič iné ako prázdny temný priestor. Je pravda, že ešte v 18. storočí niektorí vedci videli obrovské hviezdokopy v hmlovinách (Immanuel Kant ich nazval ostrovné vesmíry). Táto hypotéza však nebola populárna, pretože nebolo možné spoľahlivo určiť vzdialenosti k hmlovinám.
Tento problém vyriešil Edwin Hubble, ktorý pracoval na 100-palcovom reflektorovom ďalekohľade na observatóriu Mount Wilson v Kalifornii. V rokoch 1923-1924 zistil, že hmlovina Andromeda sa skladá z mnohých svetieliacich objektov, medzi ktorými sú aj variabilné hviezdy rodiny Cepheid. Už vtedy sa vedelo, že doba zmeny ich zdanlivej jasnosti je spojená s absolútnou svietivosťou, a preto sú cefeidy vhodné na kalibráciu kozmických vzdialeností. Hubble s ich pomocou odhadol vzdialenosť do Andromedy na 285 000 parsekov (podľa moderných údajov je to 800 000 parsekov). Priemer Mliečnej dráhy sa potom považoval za približne 100 000 parsekov (v skutočnosti je to trikrát menej). Z toho vyplývalo, že Andromedu a Mliečnu cestu treba považovať za nezávislé hviezdokopy. Hubble čoskoro identifikoval ďalšie dve nezávislé galaxie,ktorá nakoniec potvrdila hypotézu „ostrovných vesmírov“.
Pre spravodlivosť treba poznamenať, že dva roky pred Hubblom vypočítal vzdialenosť do Andromedy estónsky astronóm Ernst Opik, ktorého výsledok - 450 000 parsekov - bol bližšie k správnemu. Použil však niekoľko teoretických úvah, ktoré neboli také presvedčivé ako priame pozorovania HST.
Do roku 1926 uskutočnil Hubble štatistickú analýzu pozorovaní štyristo „extragalaktických hmlovín“(tento termín používal dlhší čas, aby ich nenazýval galaxiami) a navrhol vzorec, ktorý spojí vzdialenosť hmloviny s jej zjavnou jasnosťou. Napriek obrovským chybám tejto metódy nové údaje potvrdili, že hmloviny sú vo vesmíre distribuované viac-menej rovnomerne a nachádzajú sa ďaleko za hranicami Mliečnej dráhy. Teraz už nebolo pochýb o tom, že vesmír nie je uzavretý v našej Galaxii a jej najbližších susedoch.
Vesmírni modelári
Eddington sa začal zaujímať o Slipherove výsledky ešte pred konečným objasnením podstaty špirálovitých hmlovín. Do tejto doby už existoval kozmologický model, ktorý v istom zmysle predpovedal efekt, ktorý odhalil Slipher. Eddington o tom veľa premýšľal a prirodzene si nenechal ujsť príležitosť dať pozorovaniam arizonského astronóma kozmologický zvuk.
Moderná teoretická kozmológia začala v roku 1917 dvoma revolučnými článkami, ktoré predstavili modely vesmíru založené na všeobecnej teórii relativity. Jednu z nich napísal sám Einstein, druhú holandský astronóm Willem de Sitter.
Hubblove zákony
Edwin Hubble empiricky odhalil približnú proporcionalitu červených posunov a galaktických vzdialeností, ktorú pomocou Doppler-Fizeauovho vzorca zmenil na proporcionalitu medzi rýchlosťami a vzdialenosťami. Máme tu teda do činenia s dvoma rôznymi vzormi.
Hubble nevedel, aký je ich vzájomný vzťah, ale čo na to hovorí dnešná veda?
Ako už ukázal Lemaitre, lineárna korelácia medzi kozmologickými (spôsobenými expanziou vesmíru) červenými posunmi a vzdialenosťami nie je v žiadnom prípade absolútna. V praxi sa to dobre pozoruje iba pri posunoch menších ako 0,1. Empirický Hubblov zákon teda nie je presný, ale približný a Doppler-Fizeauov vzorec platí iba pre malé posuny spektra.
Ale teoretický zákon spájajúci radiálnu rýchlosť vzdialených objektov so vzdialenosťou k nim (s koeficientom proporcionality vo forme Hubblovho parametra V = Hd) platí pre akékoľvek červené posuny. Avšak rýchlosť V, ktorá sa v ňom objavuje, nie je rýchlosť fyzických signálov alebo skutočných telies vo fyzickom priestore. Toto je rýchlosť nárastu vzdialeností medzi galaxiami a zhlukmi galaxií, ktorá je dôsledkom rozpínania sa vesmíru. Dokázali by sme to zmerať, iba ak by sme dokázali zastaviť rozpínanie vesmíru, okamžite natiahnuť meracie pásky medzi galaxiami, prečítať si vzdialenosti medzi nimi a vydeliť ich časovými intervalmi medzi meraniami. Fyzikálne zákony to prirodzene neumožňujú. Kozmológovia preto radšej používajú Hubblov parameter H v inom vzorci,kde sa objaví mierkový faktor vesmíru, ktorý presne popisuje stupeň jeho rozpínania v rôznych kozmických epochách (keďže sa tento parameter časom mení, jeho moderná hodnota sa označuje ako H0). Vesmír sa teraz rozširuje so zrýchlením, takže hodnota parametra Hubble rastie.
Meraním kozmologických červených posunov získavame informácie o miere rozpínania vesmíru. Svetlo galaxie, ktoré k nám prišlo s kozmologickým červeným posunom z, ho opustilo, keď boli všetky kozmologické vzdialenosti 1 + zkrát menšie ako v našej epoche. Ďalšie informácie o tejto galaxii, ako napríklad jej aktuálna vzdialenosť alebo rýchlosť vzdialenosti od Mliečnej dráhy, je možné získať iba pomocou konkrétneho kozmologického modelu. Napríklad v modeli Einstein-de Sitter sa od nás galaxia so z = 5 vzďaľuje rýchlosťou 1,1 s (rýchlosť svetla). Ak ale urobíte bežnú chybu a iba vyrovnáte V / c a z, potom bude táto rýchlosť päťkrát vyššia ako rýchlosť svetla. Rozpor, ako vidíme, je vážny.
Závislosť rýchlosti vzdialených objektov na červenom posune podľa SRT, GRT (závisí od modelu a času, krivka zobrazuje súčasný čas a aktuálny model). Pri malých posunoch je závislosť lineárna.
Einstein v duchu doby veril, že Vesmír ako celok je statický (snažil sa ho urobiť nekonečným aj vo vesmíre, ale nedokázal nájsť správne hraničné podmienky pre svoje rovnice). Vďaka tomu zostrojil model uzavretého vesmíru, ktorého priestor má neustále kladné zakrivenie (a preto má konštantný konečný polomer). Čas v tomto vesmíre naopak plynie newtonovským spôsobom, rovnakým smerom a rovnakou rýchlosťou. Časopriestor tohto modelu je zakrivený kvôli priestorovej zložke, zatiaľ čo časová zložka sa nijako nedeformuje. Statická povaha tohto sveta poskytuje špeciálnu „vložku“do základnej rovnice, ktorá zabraňuje gravitačnému kolapsu a pôsobí tak ako všadeprítomné antigravitačné pole. Jeho intenzita je úmerná špeciálnej konštante,ktoré Einstein nazval univerzálnym (teraz sa nazýva kozmologická konštanta).
Lemaitreov kozmologický model popisujúci rozpínanie vesmíru bol ďaleko pred svojou dobou. Lemaitreov vesmír začína Veľkým treskom, potom sa expanzia najskôr spomalí a potom začne akcelerovať.
Einsteinov model umožnil vypočítať veľkosť vesmíru, celkové množstvo hmoty a dokonca aj hodnotu kozmologickej konštanty. Vyžaduje si to iba priemernú hustotu kozmickej hmoty, ktorú je v zásade možné určiť z pozorovaní. Nie je náhoda, že Eddington obdivoval tento model a použil Hubble v praxi. Ničí ju však nestabilita, ktorú si Einstein jednoducho nevšimol: pri najmenšej odchýlke polomeru od rovnovážnej hodnoty sa Einsteinov svet buď rozšíri, alebo podstúpi gravitačný kolaps. Preto tento model nemá nič spoločné so skutočným Vesmírom.
Prázdny svet
De Sitter tiež vybudoval, ako sám veril, statický svet neustáleho zakrivenia, ktorý však nebol pozitívny, ale negatívny. Obsahuje Einsteinovu kozmologickú konštantu, ale vôbec na nej nezáleží. Pri zavádzaní testovacích častíc s ľubovoľne malou hmotnosťou sa rozptýlia a prechádzajú do nekonečna. Okrem toho čas plynie pomalšie na periférii de Sitterovho vesmíru ako v jeho strede. Z tohto dôvodu z veľkých vzdialeností prichádzajú svetelné vlny s červeným posunom, aj keď je ich zdroj nehybný vo vzťahu k pozorovateľovi. V 20. rokoch si teda Eddington a ďalší astronómovia položili otázku, či má de Sitterov model niečo spoločné s realitou odrážajúcou sa v Slipherových pozorovaniach?
Tieto podozrenia sa potvrdili, aj keď iným spôsobom. Statická povaha de Sitterovho vesmíru sa ukázala byť imaginárna, pretože bola spojená s nešťastnou voľbou súradnicového systému. Po oprave tejto chyby sa de Sitterov priestor ukázal byť plochý, euklidovský, ale nestatický. Vďaka antigravitačnej kozmologickej konštante sa rozpína a udržuje nulové zakrivenie. Z dôvodu tejto expanzie sa vlnové dĺžky fotónov zvyšujú, čo má za následok posun spektrálnych čiar predpovedaných de Sitterom. Stojí za zmienku, že takto sa dnes vysvetľuje kozmologický červený posun vzdialených galaxií.
Od štatistík po dynamiku
História otvorene nestatických kozmologických teórií sa začína dvoma prácami od sovietskeho fyzika Alexandra Friedmana, ktoré boli publikované v nemeckom časopise Zeitschrift fur Physik v rokoch 1922 a 1924. Friedman vypočítal modely vesmírov s časovo premennými kladnými a zápornými zakriveniami, ktoré sa stali zlatým fondom teoretickej kozmológie. Jeho súčasníci si však tieto diela sotva všimli (Einstein spočiatku považoval prvý Friedmanov článok dokonca za matematicky chybný). Friedman sám veril, že astronómia ešte nemá arzenál pozorovaní, ktoré by umožňovali rozhodovať, ktorý z kozmologických modelov je viac v súlade s realitou, a preto sa obmedzil na čistú matematiku. Možno by postupoval inak, keby sa oboznámil s výsledkami Sliphera, ale nestalo sa tak.
Najväčší kozmológ prvej polovice 20. storočia Georges Lemaitre uvažoval inak. Doma, v Belgicku, obhájil dizertačnú prácu z matematiky a potom v polovici 20. rokov študoval astronómiu - v Cambridge pod vedením Eddingtona a na Harvardskom observatóriu v Harlow Shapley (počas pobytu v USA, kde pripravoval svoju druhú dizertačnú prácu na MIT, stretli Slipher a Hubble). Ešte v roku 1925 Lemaitre ako prvý ukázal, že statická povaha de Sitterovho modelu bola imaginárna. Po návrate do vlasti ako profesor na univerzite v Louvain zostrojil Lemaitre prvý model rozpínavého vesmíru s jasným astronomickým odôvodnením. Bez preháňania bola táto práca revolučným prielomom v kozmickej vede.
Ekumenická revolúcia
Lemaitre vo svojom modeli zachoval kozmologickú konštantu s Einsteinovou číselnou hodnotou. Preto jeho vesmír začína v statickom stave, ale časom v dôsledku výkyvov vstupuje so stále väčšou rýchlosťou na cestu neustáleho rozširovania. V tejto fáze si zachováva pozitívne zakrivenie, ktoré sa s pribúdajúcim polomerom zmenšuje. Lemaitre do zloženia svojho vesmíru zahrnul nielen hmotu, ale aj elektromagnetické žiarenie. Nerobili to ani Einstein, ani de Sitter, ktorého diela poznal Lemaitre, ani Friedman, o ktorom vtedy nič nevedel.
Priradené súradnice
V kozmologických výpočtoch je vhodné použiť sprievodné súradnicové systémy, ktoré sa rozširujú unisono s expanziou vesmíru. V idealizovanom modeli, kde sa galaxie a galaktické zhluky nezúčastňujú žiadnymi správnymi pohybmi, sa ich sprievodné súradnice nemenia. Ale vzdialenosť medzi dvoma objektmi v danom časovom okamihu sa rovná ich konštantnej vzdialenosti v sprievodných súradniciach vynásobenej veľkosťou faktora mierky pre daný okamih. Túto situáciu je možné ľahko ilustrovať na nafukovacom glóbuse: zemepisná šírka a dĺžka každého bodu sa nemení a vzdialenosť medzi ľubovoľnými pármi bodov sa zväčšuje so zväčšujúcim sa polomerom.
Použitie súradníc pomáha pochopiť hlboké rozdiely medzi kozmológiou rozpínajúceho sa vesmíru, špeciálnou relativitou a newtonovskou fyzikou. Takže v newtonovskej mechanike sú všetky pohyby relatívne a absolútna nehybnosť nemá žiadny fyzický význam. Naopak, v kozmológii je nehybnosť v sprievodných súradniciach absolútna a v zásade ju možno potvrdiť pozorovaniami. Špeciálna teória relativity popisuje procesy v časopriestore, od ktorých je možné pomocou Lorentzových transformácií získať nekonečné množstvo spôsobov na izolovanie priestorových a časových zložiek. Kozmologický časopriestor sa naopak prirodzene rozpadá na zakrivený rozpínajúci sa priestor a jediný vesmírny čas. V takom prípade môže rýchlosť recesie vzdialených galaxií mnohokrát prekročiť rýchlosť svetla.
Lemaitre, ktorý bol späť v USA, naznačil, že červené posuny vzdialených galaxií sú dôsledkom rozpínania vesmíru, ktorý „tiahne“svetelné vlny. Teraz to dokázal matematicky. Tiež demonštroval, že malé (oveľa menšie ako jednota) červené posuny sú úmerné vzdialenosti od svetelného zdroja a koeficient proporcionality závisí iba od času a prenáša informácie o aktuálnej rýchlosti rozpínania vesmíru. Pretože z Doppler-Fizeauovho vzorca vyplynulo, že radiálna rýchlosť galaxie je úmerná červenému posunu, Lemaître dospel k záveru, že táto rýchlosť je úmerná aj jej vzdialenosti. Po analýze rýchlostí a vzdialeností 42 galaxií zo zoznamu HST a po zohľadnení intragalaktickej rýchlosti Slnka stanovil hodnoty koeficientov proporcionality.
Práce bez povšimnutia
Lemaitre publikoval svoju prácu v roku 1927 vo francúzštine v nečitateľnom časopise Annals of the Scientific Society of Brussels. Predpokladá sa, že to bol hlavný dôvod, prečo spočiatku zostala takmer bez povšimnutia (dokonca aj jeho učiteľom Eddingtonom). Je pravda, že na jeseň toho istého roku mohol Lemaitre diskutovať o svojich zisteniach s Einsteinom a dozvedel sa od neho o Friedmannových výsledkoch. Tvorca všeobecnej teórie relativity nemal technické námietky, ale rezolútne neveril vo fyzickú realitu Lemaitreovho modelu (rovnako ako predtým neprijal Friedmannove závery).
Hubblove pozemky
Na konci 20. rokov 20. storočia medzitým Hubble a Humason našli lineárnu koreláciu medzi vzdialenosťami až 24 galaxií a ich radiálnymi rýchlosťami, vypočítanú (väčšinou Slipherom) z červených posunov. Z toho Hubble vyvodil záver, že radiálna rýchlosť galaxie je priamo úmerná vzdialenosti od nej. Koeficient tejto proporcionality sa teraz označuje ako H0 a nazýva sa Hubblovým parametrom (podľa posledných údajov mierne presahuje 70 (km / s) / megaparsec).
Začiatkom roku 1929 bol publikovaný Hubblov príspevok s grafom lineárneho vzťahu medzi galaktickými rýchlosťami a vzdialenosťami. O rok skôr vyvodil mladý americký matematik Howard Robertson, ktorý nasledoval Lemaitreho, túto závislosť z modelu rozpínajúceho sa vesmíru, o ktorom Hubble mohol vedieť. Vo svojom slávnom článku však tento model nebol uvedený priamo ani nepriamo. Neskôr Hubble vyjadril pochybnosti, že rýchlosti, ktoré sa objavujú v jeho vzorci, skutočne popisujú pohyby galaxií vo vesmíre, vždy sa však zdržal ich konkrétnej interpretácie. Zmysel svojho objavu videl v demonštrácii proporcionality galaktických vzdialeností a červených posunov a zvyšok prenechal teoretikom. Preto pri všetkej úcte k Hubblovi nie je dôvod považovať ho za objaviteľa rozpínania vesmíru.
A napriek tomu sa rozširuje
Napriek tomu Hubble pripravil cestu pre uznanie rozpínania vesmíru a Lemaitreovho modelu. Už v roku 1930 jej bola vzdaná pocta takým majstrom kozmológie ako Eddington a de Sitter; o niečo neskôr si vedci všimli a ocenili Friedmanovu prácu. V roku 1931 Lemaitre na návrh Eddingtona preložil do angličtiny svoj článok pre Mesačné správy Kráľovskej astronomickej spoločnosti (s malými úryvkami). V tom istom roku Einstein súhlasil so závermi Lemaitreho a o rok neskôr spolu s de Sitterom vytvorili model rozširujúceho sa vesmíru s rovným priestorom a zakriveným časom. Tento model je vďaka svojej jednoduchosti medzi kozmológmi už dlho veľmi obľúbený.
V tom istom roku 1931 publikoval Lemaitre krátky (a bez akejkoľvek matematiky) popis ešte ďalšieho modelu vesmíru kombinujúceho kozmológiu a kvantovú mechaniku. V tomto modeli je počiatočným momentom explózia primárneho atómu (Lemaitre ho tiež nazval kvantom), pri ktorom vznikol priestor aj čas. Pretože gravitácia spomaľuje expanziu novonarodeného vesmíru, jeho rýchlosť klesá - je možné, že takmer na nulu. Neskôr Lemaitre vniesol do svojho modelu kozmologickú konštantu, ktorá prinútila Vesmír prejsť v priebehu času do stabilného režimu zrýchľujúcej sa expanzie. Očakával teda myšlienku veľkého tresku aj moderné kozmologické modely, ktoré zohľadňujú prítomnosť temnej energie. A v roku 1933 stotožnil kozmologickú konštantu s energetickou hustotou vákua, na ktorú predtým nikto nemyslel. Je to proste úžasnéo koľko tento vedec, nepochybne hodný titulu objaviteľa rozpínania vesmíru, predbehol svoju dobu!
Alexey Levin