Pred samo sto leti so znanstveniki odkrili, da se naše vesolje hitro povečuje.
Leta 1870 je angleški matematik William Clifford prišel do zelo globoke ideje, da je prostor lahko ukrivljen in ne enak na različnih točkah in da se sčasoma njegova ukrivljenost lahko spremeni. Priznal je celo, da so takšne spremembe nekako povezane z gibanjem snovi. Obe ideji sta bili mnogo let kasneje osnova splošne teorije relativnosti. Clifford sam tega ni dočakal - umrl je zaradi tuberkuloze v starosti 34 let, 11 dni pred rojstvom Alberta Einsteina.
Redshift
Astrospektrografija je dala prve informacije o širitvi vesolja. Leta 1886 je angleški astronom William Huggins opazil, da so valovne dolžine zvezdne svetlobe nekoliko premaknjene v primerjavi s kopenskimi spektri istih elementov. Na podlagi formule za optično različico Dopplerjevega učinka, ki jo je leta 1848 izpeljal francoski fizik Armand Fizeau, je mogoče izračunati velikost radialne hitrosti zvezde. Takšna opazovanja omogočajo sledenje gibanju vesoljskega predmeta.
Pred sto leti je koncept vesolja temeljil na Newtonovi mehaniki in evklidski geometriji. Celo nekateri znanstveniki, na primer Lobačevski in Gauss, ki so priznali (le kot hipotezo!) Fizično resničnost neevklidske geometrije, je vesolje štelo za večno in nespremenljivo. Širjenje vesolja otežuje presojo razdalje do oddaljenih galaksij. Svetloba, ki je dosegla 13 milijard let kasneje iz galaksije A1689-zD1, oddaljene 3,35 milijarde svetlobnih let (A), med prehodom po razširjenem vesolju »pordeči« in oslabi, sama galaksija pa se umika (B). Prinašal bo informacije o razdalji v rdečem premiku (13 milijard svetlobnih let), v kotni velikosti (3,5 milijarde svetlobnih let), v intenzivnosti (263 milijard svetlobnih let), medtem ko je dejanska razdalja 30 milijard svetlobnih let. letih.
Četrt stoletja kasneje je to priložnost ponovno izkoristil Vesto Slipher, observatorij v Flagstaffu v Arizoni, ki je od leta 1912 s 24-palčnim teleskopom z dobrim spektrografom preučeval spektre spiralnih meglic. Za pridobitev kakovostne slike je bila ista fotografska plošča več noči izpostavljena, zato se je projekt počasi premikal. Od septembra do decembra 1913 je Slipher preučeval meglico Andromeda in z uporabo Doppler-Fizeaujeve formule prišel do zaključka, da se Zemlji vsako sekundo približa za 300 km.
Promocijski video:
Leta 1917 je objavil podatke o radialnih hitrostih 25 meglic, ki so pokazale pomembne asimetrije v njihovih smereh. Le štiri meglice so se približale Soncu, ostale so pobegnile (nekatere pa zelo hitro).
Slipher si ni prizadeval za slavo in ni promoviral svojih rezultatov. Zato so v astronomskih krogih postali znani šele, ko je nanje opozoril slavni britanski astrofizik Arthur Eddington.
Leta 1924 je objavil monografijo o teoriji relativnosti, ki je vključeval seznam 41 meglic, ki jih je našel Slipher. Tam so bile prisotne iste štiri modro-premikane meglice, preostalih 37 spektralnih črt pa rdeče. Njihove radialne hitrosti so se gibale v razponu od 150 do 1800 km / s in so bile v povprečju 25-krat večje od takrat znanih hitrosti zvezd Mlečne ceste. To je nakazovalo, da meglice sodelujejo v drugih gibih, razen pri "klasičnih" svetilkah.
Vesoljski otoki
V zgodnjih dvajsetih letih je večina astronomov verjela, da so spiralne meglice na obrobju Rimske ceste, zunaj nje pa ni bilo nič drugega kot prazen temen prostor. Res je, tudi v 18. stoletju so nekateri znanstveniki v meglicah videli velikanske zvezdne kopice (Immanuel Kant jih je imenoval otoška vesolja). Vendar ta hipoteza ni bila priljubljena, saj ni bilo mogoče zanesljivo določiti razdalje do meglic.
To težavo je rešil Edwin Hubble, ki je delal na 100-palčnem reflektorskem teleskopu na observatoriju Mount Wilson v Kaliforniji. V letih 1923-1924 je odkril, da je meglica Andromeda sestavljena iz številnih svetlečih predmetov, med katerimi so spremenljive zvezde družine Cefeid. Takrat je bilo že znano, da je obdobje spremembe njihove navidezne svetlosti povezano z absolutno svetilnostjo, zato so Cefeide primerne za umerjanje kozmičnih razdalj. Z njihovo pomočjo je Hubble razdaljo do Andromede ocenil na 285.000 parsekov (po sodobnih podatkih je 800.000 parsekov). Nato so domnevali, da je premer Mlečne poti približno 100.000 parsekov (v resnici je trikrat manj). Iz tega je sledilo, da je treba Andromedo in Mlečno pot obravnavati kot neodvisni zvezdni kopici. Hubble je kmalu identificiral še dve neodvisni galaksiji,kar je dokončno potrdilo hipotezo o "otoških vesoljih".
Po pravici povedano je treba opozoriti, da je dve leti pred Hubblom razdaljo do Andromede izračunal estonski astronom Ernst Opik, katerega rezultat - 450.000 parsekov - je bil bližje pravilnemu. Vendar je uporabil vrsto teoretičnih premislekov, ki niso bili tako prepričljivi kot Hubblove neposredne ugotovitve.
Do leta 1926 je Hubble izvedel statistično analizo opazovanja štiristo "ekstragalaktičnih meglic" (dolgo je uporabljal ta izraz, ne da bi jih imenoval galaksije) in predlagal formulo, s katero bi razdaljo do meglice povezal z navidezno svetlostjo. Kljub ogromnim napakam te metode so novi podatki potrdili, da so meglice bolj ali manj enakomerno razporejene v vesolju in se nahajajo daleč čez meje Rimske ceste. Zdaj ni bilo več nobenega dvoma, da prostor za našo Galaksijo in njene najbližje sosede ni zaprt.
Vesoljski modelarji
Eddington se je za Slipherjeve rezultate začel zanimati še pred dokončnim razjasnitvijo narave spiralnih meglic. V tem času je že obstajal kozmološki model, ki je v nekem smislu napovedal učinek, ki ga je razkril Slipher. Eddington je veliko razmišljal o tem in seveda ni zamudil priložnosti, da bi opazovanjem astronoma iz Arizone dal kozmološki zvok.
Sodobna teoretična kozmologija se je začela leta 1917 z dvema revolucionarnima člankoma, ki sta predstavila modele vesolja, ki temeljijo na splošni relativnosti. Enega je napisal Einstein sam, drugega nizozemski astronom Willem de Sitter.
Hubblovi zakoni
Edwin Hubble je empirično razkril približno sorazmernost rdečih premikov in galaktičnih razdalj, ki jih je z uporabo Doppler-Fizeaujeve formule spremenil v sorazmernost med hitrostmi in razdaljami. Torej imamo tukaj opravka z dvema različnima vzorcema.
Hubble ni vedel, kako se navezujejo drug na drugega, toda kaj o tem pravi današnja znanost?
Kot je že pokazal Lemaitre, linearna korelacija med kozmološkimi (zaradi širjenja vesolja) rdečimi premiki in razdaljami nikakor ni absolutna. V praksi je dobro opazen le pri premikih, manjših od 0,1. Torej empirični Hubblov zakon ni natančen, ampak približen, Doppler-Fizeaujeva formula pa velja le za majhne premike spektra.
Toda teoretični zakon, ki povezuje radialno hitrost oddaljenih predmetov z razdaljo do njih (s koeficientom sorazmernosti v obliki Hubblovega parametra V = Hd), velja za vse rdeče premike. Vendar hitrost V, ki se pojavi v njej, ni hitrost fizičnih signalov ali resničnih teles v fizičnem prostoru. To je stopnja povečanja razdalj med galaksijami in jatami galaksij, ki je posledica širjenja vesolja. Izmerili bi ga lahko le, če bi lahko ustavili širjenje vesolja, v trenutku raztegnili merilne trakove med galaksijami, odčitali razdalje med njimi in jih delili s časovnimi intervali med meritvami. Seveda zakoni fizike tega ne dopuščajo. Zato kozmologi raje uporabljajo Hubblov parameter H v drugi formuli,kjer se pojavi faktor obsega vesolja, ki natančno opisuje stopnjo njegove širitve v različnih kozmičnih obdobjih (ker se ta parameter sčasoma spreminja, je njegova sodobna vrednost označena kot H0). Vesolje se zdaj s pospeševanjem širi, zato se vrednost Hubblovega parametra povečuje.
Z merjenjem kozmoloških rdečih premikov dobimo informacije o stopnji razširitve vesolja. Luč galaksije, ki je k nam prišla s kozmološkim rdečim premikom z, jo je zapustila, ko so bile vse kozmološke razdalje 1 + z krat manjše kot v naši epohi. Dodatne informacije o tej galaksiji, na primer njeno trenutno razdaljo ali hitrost oddaljenosti od Rimske ceste, je mogoče dobiti le z uporabo določenega kozmološkega modela. Na primer, v modelu Einstein-de Sitter se galaksija z z = 5 odmakne od nas s hitrostjo 1,1 s (svetlobna hitrost). Če pa naredite pogosto napako in samo izenačite V / c in z, bo ta hitrost petkrat večja od svetlobne. Kot vidimo, je neskladje resno.
Odvisnost hitrosti oddaljenih predmetov od rdečega premika po SRT, GRT (odvisno od modela in časa, krivulja prikazuje sedanji čas in trenutni model). Pri majhnih premikih je odvisnost linearna.
Einstein je v duhu časa verjel, da je vesolje kot celota statično (poskušal ga je narediti neskončnega tudi v vesolju, vendar ni mogel najti pravilnih mejnih pogojev za svoje enačbe). Kot rezultat je zgradil model zaprtega vesolja, katerega prostor ima konstantno pozitivno ukrivljenost (in ima zato konstanten končni polmer). Čas v tem vesolju, nasprotno, teče po Newtonu, v isti smeri in z enako hitrostjo. Prostor-čas tega modela je zaradi prostorske komponente ukrivljen, časovna komponenta pa na noben način ni deformirana. Statičnost tega sveta zagotavlja poseben "vložek" v osnovno enačbo, ki preprečuje gravitacijski kolaps in s tem deluje kot vseprisotno antigravitacijsko polje. Njegova intenzivnost je sorazmerna s posebno konstanto,ki jo je Einstein poimenoval univerzalno (zdaj se imenuje kozmološka konstanta).
Lemaitrov kozmološki model, ki opisuje širitev vesolja, je bil daleč pred svojim časom. Lemaitrejevo vesolje se začne z Velikim pokom, nato pa se širitev najprej upočasni in nato začne pospeševati.
Einsteinov model je omogočil izračun velikosti vesolja, celotne količine snovi in celo vrednosti kozmološke konstante. To zahteva le povprečno gostoto kozmične snovi, ki jo načeloma lahko določimo z opazovanji. Ni naključje, da je Eddington občudoval ta model in uporabil Hubble v praksi. Vendar ga uniči nestabilnost, ki je Einstein preprosto ni opazil: ob najmanjšem odstopanju polmera od ravnotežne vrednosti se Einsteinov svet bodisi razširi ali doživi gravitacijski kolaps. Zato ta model nima nič skupnega z resničnim vesoljem.
Prazen svet
De Sitter je zgradil tudi, kot je sam verjel, statični svet s konstantno ukrivljenostjo, vendar ne pozitivno, ampak negativno. Vsebuje Einsteinovo kozmološko konstanto, vendar je sploh ni. Pri vnosu preskusnih delcev poljubno majhne mase se razpršijo in gredo v neskončnost. Poleg tega čas teče počasneje na obrobju de Sitterjevega vesolja kot v njegovem središču. Zaradi tega na velike razdalje svetlobni valovi prihajajo z rdečim premikom, tudi če je njihov vir mirujoč glede na opazovalca. Eddington in drugi astronomi so se torej v dvajsetih letih spraševali, ali ima de Sitterjev model kaj skupnega z resničnostjo, ki se odraža v Slipherjevih opažanjih?
Ti sumi so bili potrjeni, čeprav na drugačen način. Statična narava de Sitterjevega vesolja se je izkazala za namišljeno, saj je bila povezana z nesrečno izbiro koordinatnega sistema. Po odpravi te napake se je de Sitterjev prostor izkazal kot raven, evklidski, vendar nestatičen. Zaradi antigravitacijske kozmološke konstante se širi, hkrati pa ohranja ničelno ukrivljenost. Zaradi te širitve se valovne dolžine fotonov povečajo, kar pomeni premik spektralnih črt, ki jih je napovedal de Sitter. Omeniti velja, da je danes tako razložen kozmološki rdeči premik oddaljenih galaksij.
Od statistike do dinamike
Zgodovina odkrito nestatičnih kozmoloških teorij se začne z dvema prispevkoma sovjetskega fizika Alexandra Friedmana, objavljenega v nemški reviji Zeitschrift fur Physik v letih 1922 in 1924. Friedman je izračunal modele vesolj s časovno spremenljivimi pozitivnimi in negativnimi ukrivljenostmi, ki so postali zlati sklad teoretične kozmologije. Vendar pa njegovi sodobniki teh del skoraj niso opazili (Einstein je sprva celo menil, da je Friedmanov prvi članek matematično napačen). Friedman je sam verjel, da astronomija še ni imela arzenala opazovanj, ki bi omogočala odločitev, kateri od kozmoloških modelov je bolj skladen z resničnostjo, in se je zato omejil na čisto matematiko. Morda bi ravnal drugače, če bi se seznanil z rezultati Slipherja, vendar se to ni zgodilo.
Največji kozmolog prve polovice 20. stoletja Georges Lemaitre je mislil drugače. Doma v Belgiji je zagovarjal disertacijo iz matematike, nato pa sredi dvajsetih študiral astronomijo - v Cambridgeu pri Eddingtonu in na Harvardskem observatoriju pri Harlowu Shapleyju (med bivanjem v ZDA, kjer je na MIT-u pripravljal drugo disertacijo, je Slipher in Hubble). Leta 1925 je Lemaitre prvi pokazal, da je statična narava de Sitterjevega modela namišljena. Po vrnitvi v domovino kot profesor na univerzi v Louvainu je Lemaitre zgradil prvi model naraščajočega vesolja z jasno astronomsko podlago. Brez pretiravanja je bilo to delo revolucionaren preboj v vesoljski znanosti.
Ekumenska revolucija
V svojem modelu je Lemaitre ohranil kozmološko konstanto z Einsteinovo numerično vrednostjo. Zato se njegovo vesolje začne v statičnem stanju, vendar sčasoma zaradi nihanja z naraščajočo hitrostjo vstopi na pot nenehnega širjenja. Na tej stopnji ohranja pozitivno ukrivljenost, ki se z naraščanjem polmera zmanjša. Lemaitre je v sestavo svojega vesolja vključil ne samo snov, temveč tudi elektromagnetno sevanje. Niti Einstein niti de Sitter, čigar dela je poznal Lemaitre, niti Friedman, o katerem takrat ni vedel ničesar, niso storili.
Pridružene koordinate
Pri kozmoloških izračunih je primerno uporabiti spremljajoče koordinatne sisteme, ki se širijo v sozvočju s širitvijo vesolja. V idealiziranem modelu, kjer galaksije in galaktične kopice ne sodelujejo v nobenem pravilnem gibanju, se njihove spremljevalne koordinate ne spremenijo. Toda razdalja med dvema predmetoma v določenem času je enaka njihovi konstantni razdalji v pripadajočih koordinatah, pomnoženi z velikostjo faktorja merila za ta trenutek. To situacijo lahko enostavno ponazorimo na napihljivem globusu: zemljepisna širina in dolžina vsake točke se ne spreminjata, razdalja med katerim koli parom točk pa narašča z naraščajočim polmerom.
Uporaba koordinat pomaga razumeti globoke razlike med kozmologijo naraščajočega vesolja, posebno relativnostjo in Newtonovo fiziko. Torej so v Newtonovi mehaniki vsa gibanja relativna in absolutna nepremičnost nima fizičnega pomena. Nasprotno, v kozmologiji je nepremičnost v spremljajočih koordinatah absolutna in jo načeloma lahko potrdimo z opazovanji. Posebna teorija relativnosti opisuje procese v vesolju-času, iz katerih je mogoče z Lorentzovimi transformacijami uporabiti neskončno število načinov za izolacijo prostorskih in časovnih komponent. Kozmološki prostor-čas, nasprotno, naravno razpade v ukrivljen prostor, ki se širi, in en sam kozmični čas. V tem primeru je hitrost recesije oddaljenih galaksij lahko večkrat večja od hitrosti svetlobe.
Lemaitre iz ZDA je predlagal, da so rdeči premiki oddaljenih galaksij posledica širjenja vesolja, ki "razteza" svetlobne valove. Zdaj je to matematično dokazal. Pokazal je tudi, da so majhni (veliko manj kot enotni) rdeči premiki sorazmerni z razdaljo do svetlobnega vira, koeficient sorazmernosti pa je odvisen le od časa in nosi informacije o trenutni hitrosti širjenja vesolja. Ker je iz formule Doppler-Fizeau izhajalo, da je radialna hitrost galaksije sorazmerna z rdečim premikom, je Lemaître zaključil, da je tudi ta hitrost sorazmerna z njeno razdaljo. Po analizi hitrosti in razdalje 42 galaksij s Hubblovega seznama in ob upoštevanju intragalaktične hitrosti Sonca je ugotovil vrednosti koeficientov sorazmernosti.
Neopaženo delo
Lemaitre je svoje delo leta 1927 objavil v francoščini v neberljivi reviji Annals of the Scientific Society of Brussels. Verjame se, da je bil to glavni razlog, da je na začetku ostala skoraj neopažena (tudi pri njegovem učitelju Eddingtonu). Res je, Lemaitre je jeseni istega leta lahko z Einsteinom razpravljal o svojih ugotovitvah in od njega izvedel za Friedmannove rezultate. Ustvarjalec splošne relativnosti ni imel tehničnih ugovorov, vendar odločno ni verjel v fizično resničnost Lemaitrejevega modela (tako kot prej ni sprejel Friedmannovih sklepov).
Parcele Hubble
Medtem sta konec dvajsetih let Hubble in Humason našla linearno korelacijo med razdaljami do 24 galaksij in njihovimi radialnimi hitrostmi, izračunana (večinoma s Slipherjem) iz rdečih premikov. Iz tega je Hubble zaključil, da je radialna hitrost galaksije neposredno sorazmerna z razdaljo do nje. Koeficient te sorazmernosti je zdaj označen z H0 in se imenuje Hubblov parameter (po zadnjih podatkih nekoliko presega 70 (km / s) / megaparsek).
Hubblov članek z grafom linearnega razmerja med galaktičnimi hitrostmi in razdaljami je bil objavljen v začetku leta 1929. Leto prej je mladi ameriški matematik Howard Robertson po Lemaitreju to odvisnost izpeljal iz modela naraščajočega vesolja, za katerega je Hubble morda vedel. Vendar v njegovem slavnem članku ta model ni bil omenjen niti posredno niti posredno. Kasneje je Hubble izrazil dvom, da hitrosti, ki se pojavljajo v njegovi formuli, dejansko opisujejo gibanje galaksij v vesolju, vendar se je vedno vzdržal njihove konkretne razlage. Smisel svojega odkritja je videl v dokazovanju sorazmernosti galaktičnih razdalj in rdečih premikov, ostalo pa prepustil teoretikom. Zato ob vsem spoštovanju Hubbla ni razloga, da bi ga imeli za odkritelja širjenja vesolja.
Pa vendar se širi
Kljub temu je Hubble odprl pot za prepoznavanje širjenja vesolja in Lemaitrejevega modela. Že leta 1930 so ji poklonili mojstra kozmologije, kot sta Eddington in de Sitter; malo kasneje so znanstveniki opazili in cenili Friedmanovo delo. Leta 1931 je Lemaitre na predlog Eddingtona prevedel v angleščino svoj članek (z majhnimi kosi) za Monthly News of the Royal Astronomical Society. Istega leta se je Einstein strinjal z Lemaitrovimi sklepi in leto kasneje skupaj z de Sitterjem zgradil model vesolja, ki se širi, z ravnim prostorom in ukrivljenim časom. Ta model je zaradi svoje preprostosti že dolgo zelo priljubljen med kozmologi.
Istega leta 1931 je Lemaitre objavil kratek (in brez matematike) opis drugega modela Vesolja, ki združuje kozmologijo in kvantno mehaniko. V tem modelu je začetni trenutek eksplozija primarnega atoma (Lemaitre ga je imenoval tudi kvant), ki je povzročil tako prostor kot čas. Ker gravitacija upočasni širitev novorojenega vesolja, se njegova hitrost zmanjša - možno je, da skoraj na nič. Kasneje je Lemaitre v svoj model vnesel kozmološko konstanto, ki je vesolje prisilila, da se je sčasoma premaknilo v stabilen režim pospeševanja širitve. Tako je predvidel tako idejo Velikega poka kot sodobne kozmološke modele, ki upoštevajo prisotnost temne energije. In leta 1933 je kozmološko konstanto identificiral z energijsko gostoto vakuuma, na katero še nihče ni pomislil. Prav neverjetno jekoliko je bil ta znanstvenik, nedvomno vreden naslova odkritelja širjenja vesolja, pred svojim časom!
Alexey Levin