Kako znanstvenici nazivaju ekspanziju. Teorija širenja svemira

Kao i sve ostalo u fizici, naš svemir teži postojati u najnižem energetsko stanje od mogućih. Ali 10 ^ -36 sekundi nakon Velikog praska, prema inflatornim kozmolozima, svemir je bio u energiji lažnog vakuuma - najniže točke, koja zapravo nije bila najniža. U potrazi za istinskim najnižem vrijednosti energije vakuuma, djelić sekunde kasnije, Svemir je nabujao za faktor od 1050.

Od tada se svemir nastavio širiti. Vidimo dokaze ove ekspanzije u svjetlu udaljenih objekata. Dok fotoni koje oslobađa zvijezda ili galaksija putuju svemirom, rastezanje prostora uzrokuje da oni gube energiju. Kada fotoni stignu do nas, njihove se valne duljine pomaknu u crveno prema udaljenosti koju su prešli.

Zbog toga kozmolozi govore o crvenom pomaku kao funkciji udaljenosti u prostoru i vremenu. Svjetlost udaljenih objekata putuje toliko dugo da kada je konačno vidimo, vidimo objekte kakvi su bili prije milijardi godina.

Hubble volumen

Crveni pomak svjetlosti omogućuje nam da vidimo objekte poput galaksija kakvi su postojali u dalekoj prošlosti, ali ne možemo promatrati sve događaje koji su se dogodili u našem svemiru kroz njegovu povijest. Kako se naš prostor širi, svjetlost nekih predmeta jednostavno je predaleko od nas da bismo je primijetili.

Fizika ove granice posebno se oslanja na dio prostor-vremena koji nas okružuje koji se zove Hubbleov volumen. Ovdje na Zemlji određujemo Hubbleov volumen mjerenjem takozvanog Hubbleovog parametra (H0), veličine koja povezuje brzinu povlačenja udaljenih objekata s njihovim crvenim pomakom. Prvi ga je izračunao Edwin Hubble 1929. godine, kada je otkrio da se udaljene galaksije udaljavaju od nas brzinom proporcionalnom crvenom pomaku njihove svjetlosti.

Dva izvora crvenog pomaka: Doppler i kozmološka ekspanzija. Dolje: detektori hvataju svjetlost koju emitira središnja zvijezda. Ovo svjetlo se rasteže, ili pomiče, zajedno sa širenjem prostora.

Dijeljenjem brzine svjetlosti s H0, dobivamo Hubbleov volumen. Ovaj sferni mjehur obuhvaća područje u kojem se svi objekti udaljavaju od središnjeg promatrača brzinom manjom od brzine svjetlosti. Sukladno tome, svi objekti izvan Hubbleovog volumena udaljavaju se od središta brže od brzine svjetlosti.

Da, "brže od brzine svjetlosti". Kako je ovo moguće?

Magija relativnosti

Odgovor na ovo pitanje odnosi se na razliku između specijalne teorije relativnosti i opće teorije relativnosti. Posebna teorija relativnosti zahtijeva takozvani "inercijski referentni okvir", ili, jednostavnije, pozadinu. Prema ovoj teoriji, brzina svjetlosti je ista u svim inercijskim sustavima. Ako promatrač sjedne na klupu u parku planeta Zemlje ili poleti s Neptuna vrtoglavom brzinom, za njega će brzina svjetlosti uvijek biti ista. Foton se uvijek udaljava od promatrača brzinom od 300 000 000 metara u sekundi.

Međutim, on opisuje tkivo samog prostora-vremena. U ovoj teoriji ne postoje inercijski referentni okviri. Prostor se ne širi u odnosu na ništa izvan njega, pa ograničenje brzine svjetlosti u odnosu na promatrača ne funkcionira. Da, galaksije izvan Hubbleove sfere udaljavaju se od nas brže od brzine svjetlosti. Ali galaksije same po sebi ne prelaze kozmičke granice. Za promatrača u jednoj od ovih galaksija ništa ne krši posebna teorija relativnosti. Ovaj prostor između nas i ovih galaksija se eksponencijalno ubrzava i proteže.

Uočljivi svemir

Možda će vas sljedeće malo iznenaditi: Hubbleov volumen nije isti kao svemir koji se može promatrati.

Da biste to razumjeli, uzmite u obzir da kako svemir postaje stariji, potrebno je više vremena da udaljena svjetlost stigne do naših detektora ovdje na Zemlji. Možemo vidjeti objekte koji su ubrzali iznad našeg trenutnog Hubbleovog volumena jer su svjetlost koju vidimo danas oslobodili kada su bili unutar sfere.

Strogo govoreći, naš svemir koji se može promatrati podudara se s nečim što se zove horizont čestica. Horizont čestica označava udaljenost do najudaljenije svjetlosti koju možemo promatrati u ovom trenutku - fotoni su imali dovoljno vremena da ili ostanu unutar ili sustignu Hubbleovu sferu koja se lagano širi.

Uočljivi svemir. Tehnički poznat kao horizont čestica

Što je s udaljenosti? Na nešto više od 46 milijardi svjetlosnih godina u bilo kojem smjeru, naš svemir koji se može promatrati ima otprilike 93 milijarde svjetlosnih godina u prečniku, ili više od 500 milijardi bilijuna kilometara.

(Kratka napomena: horizont čestica nije isto što i horizont kozmološkog događaja. Horizont čestica obuhvaća sve događaje u prošlosti koje možemo vidjeti u sadašnjosti. Kozmološki horizont događaja, s druge strane, određuje udaljenost na koje u tom trenutku može vidjeti budući promatrač drevno svjetlo koji zrači iz našeg malog kutka prostor-vremena danas.

Drugim riječima, horizont čestica bavi se udaljenosti do objekata u prošlosti, čiju drevnu svjetlost možemo promatrati danas; a kozmološki horizont događaja bavi se daljinom koju naše moderno svjetlo može prijeći dok se udaljeni dijelovi svemira ubrzavaju udaljavaju od nas.)

Tamna energija

Zahvaljujući širenju Svemira, postoje područja svemira koja nikada nećemo vidjeti, čak i ako čekamo beskonačno vrijeme dok njihova svjetlost ne stigne do nas. Ali što je s onim zonama koje se nalaze neposredno izvan našeg današnjeg Hubbleovog volumena? Ako se i ovaj prostor širi, hoćemo li moći vidjeti te granične objekte?

Ovisi koja se regija brže širi – volumen Hubblea ili dio Svemira u neposrednoj blizini izvana. A odgovor na ovo pitanje ovisi o dvije stvari: 1) H0 se povećava ili smanjuje; 2) Svemir se ubrzava ili usporava. Ova dva tempa su usko povezana, ali nisu ista.

Zapravo, kozmolozi vjeruju da živimo u vremenu kada se H0 smanjuje; ali zbog tamne energije brzina širenja svemira raste.

Možda se čini kontraintuitivnim, ali sve dok se H0 smanjuje sporijom brzinom nego što raste stopa širenja Svemira, cjelokupno pomicanje galaksija dalje od nas i dalje se ubrzava. A u ovom trenutku, prema kozmolozima, širenje Svemira će nadmašiti skromniji rast Hubbleovog volumena.

Stoga, čak i dok se Hubbleov volumen širi, utjecaj tamne energije postavlja čvrstu granicu na rast svemira koji se može promatrati.

Kozmolozi razbijaju mozak nad dubokim pitanjima kao što su kako će jednog dana izgledati svemir koji se može promatrati i kako će se širenje kozmosa promijeniti. Ali u konačnici, znanstvenici mogu samo nagađati o odgovorima na pitanja o budućnosti na temelju današnjeg razumijevanja svemira. Kozmološki vremenski okvir toliko je nezamislivo dug da je nemoguće išta konkretno reći o ponašanju svemira u budućnosti. Trenutni modeli se iznenađujuće dobro uklapaju u trenutne podatke, ali istina je da nitko od nas neće živjeti dovoljno dugo da vidi hoće li se predviđanja ostvariti.

Ako, znatiželjni, uzmemo u ruke priručnu knjigu ili neki popularnoznanstveni udžbenik, onda ćemo zasigurno naletjeti na jednu od verzija teorije o nastanku Svemira – takozvanu teoriju „velikog praska“. Ukratko, ova teorija se može izreći na sljedeći način: u početku je sva materija bila sabijena u jednu "točku", koja je imala neobično visoku temperaturu, a zatim je ta "točka" eksplodirala ogromnom snagom. Kao rezultat eksplozije, atomi, materija, planeti, zvijezde, galaksije i, konačno, život su postupno nastali iz supervrućeg oblaka subatomskih čestica koje su se postupno širile u svim smjerovima.

U isto vrijeme, širenje Svemira se nastavlja, a ne zna se koliko će se nastaviti: možda će jednog dana doći do svojih granica.

Zaključci kozmologije temelje se i na zakonima fizike i na podacima promatračke astronomije. Kao i svaka znanost, kozmologija u svojoj strukturi, osim empirijske i teorijske razine, ima i razinu filozofskih premisa, filozofskih temelja.

Dakle, temelj moderne kozmologije je pretpostavka da se zakoni prirode, ustanovljeni na temelju proučavanja vrlo ograničenog dijela Svemira, najčešće na temelju eksperimenata na planeti Zemlji, mogu ekstrapolirati na mnogo veća područja, u konačnici cijelom Svemiru.

Ova pretpostavka o stabilnosti zakona prirode u prostoru i vremenu pripada razini filozofskih temelja moderne kozmologije.

Pojava moderne kozmologije povezana je sa stvaranjem relativističke teorije gravitacije – opće teorije relativnosti Einsteina (1916.).

Zakrivljenost prostor-vremena i veza zakrivljenosti s gustoćom mase (energije) proizlaze iz Einsteinovih jednadžbi opće teorije relativnosti.

Primjenjujući opću relativnost na svemir kao cjelinu, Einstein je otkrio da ne postoji takvo rješenje jednadžbi koje bi odgovaralo svemiru koji se ne mijenja tijekom vremena.

Međutim, Einstein je zamišljao svemir kao stacionaran. Stoga je u rezultirajuće jednadžbe uveo dodatni član koji osigurava stacionarnost Svemira.

Početkom 1920-ih, sovjetski matematičar A.A. Fridman bio je prvi koji je riješio jednadžbe opće teorije relativnosti primijenjene na cijeli Svemir, bez nametanja uvjeta stacionarnosti.

Pokazao je da se Svemir, ispunjen gravitirajućom materijom, mora širiti ili skupljati.

Jednadžbe koje je dobio Friedman čine osnovu moderne kozmologije.

Američki astronom E. Hubble objavio je 1929. godine članak „Odnos udaljenosti i radijalne brzine ekstragalaktičkih maglica“ u kojem je došao do zaključka: „Udaljene galaksije se udaljavaju od nas brzinom proporcionalnom njihovoj udaljenosti od nas.

Hubble je do ovog zaključka došao na temelju empirijskog utvrđivanja određenog fizički učinak- crveni pomak, t.j.

povećanje valnih duljina linija u spektru izvora (pomicanje linija prema crvenom dijelu spektra) u usporedbi s linijama referentnog spektra, zbog Dopplerovog efekta, u spektrima galaksija.

Hubbleovo otkriće efekta crvenog pomaka, raspršenja galaksija, leži u osnovi koncepta svemira koji se širi.

U skladu s modernim kozmološkim konceptima, Svemir se širi, ali nema centra širenja: iz bilo koje točke u Svemiru, obrazac širenja će izgledati isti, naime, sve galaksije će imati crveni pomak proporcionalan njihovoj udaljenosti.

Sam prostor je, takoreći, napuhan.

Ako nacrtate galaksije na balon i počnete ga napuhavati, tada će se udaljenosti između njih povećavati, a što su brže, što su udaljenije jedna od druge. Jedina razlika je u tome što se same galaksije nacrtane na lopti povećavaju u veličini, dok pravi zvjezdani sustavi u cijelom Svemiru zadržavaju svoj volumen zbog sila gravitacije.

Jedan od najvećih problema s kojima se susreću pobornici teorije "velikog praska" upravo je činjenica da se nijedan od njihovih predloženih scenarija nastanka svemira ne može opisati matematički ili fizički.

Prema osnovnim teorijama "velikog praska", izvorno stanje svemira bila je točka beskonačno malih dimenzija s beskonačno velikom gustoćom i beskonačno visokom temperaturom. Međutim, takvo stanje nadilazi granice matematičke logike i prkosi formalnom opisu. Dakle, u stvarnosti se ništa određeno ne može reći o početnom stanju Svemira, a izračuni ovdje ne uspijevaju. Stoga je ova država među znanstvenicima dobila naziv "fenomen".

Budući da ta barijera još nije prevladana, u popularnoznanstvenim publikacijama za širu javnost tema "fenomen" obično se uopće izostavlja, a u specijaliziranim znanstvenim publikacijama i publikacijama čiji se autori pokušavaju nekako nositi s ovim matematičkim problemom, o "fenomen "O kojima se govori kao o znanstveno neprihvatljivim", Stephen Hawking, profesor matematike na Sveučilištu Cambridge, i JFR Ellis, profesor matematike na Sveučilištu Cape Town, u svojoj knjizi "Duga skala prostorno-vremenske strukture" ukazuju :" Rezultati koje smo postigli podržavaju koncept da je svemir nastao prije konačnog broja godina.

Međutim, početna točka teorije o podrijetlu svemira - takozvani "fenomen" - je izvan poznatih zakona fizike."

Kako je otkriveno širenje svemira

Tada se mora priznati da je u ime potkrijepljivanja "fenomena", ovog kamena temeljca teorije "velikog praska", potrebno priznati mogućnost korištenja istraživačkih metoda koje nadilaze okvire moderne fizike.

“Fenomen”, kao i svako drugo polazište “početka svemira”, koji uključuje nešto što se ne može opisati u znanstvenim kategorijama, ostaje otvoreno pitanje.

Međutim, postavlja se sljedeće pitanje: odakle je došao sam “fenomen”, kako je nastao? Uostalom, problem "fenomena" samo je dio mnogo većeg problema, problema samog izvora početnog stanja Svemira. Drugim riječima, ako je svemir izvorno bio komprimiran do točke, što ga je onda dovelo do ovog stanja? Pa čak i ako napustimo "fenomen" koji uzrokuje teorijske poteškoće, ostaje pitanje: kako je nastao Svemir?

U pokušaju da zaobiđu ovu poteškoću, neki znanstvenici su predložili takozvanu teoriju "pulzirajućeg svemira".

Po njihovom mišljenju, Svemir je beskonačan, uvijek iznova, zatim se skuplja do točke, pa se širi do neke vrste granica. Takav Svemir nema početka ni kraja, postoji samo ciklus širenja i ciklus kontrakcije. Istodobno, autori hipoteze tvrde da je Svemir oduvijek postojao, čime se, čini se, potpuno otklanja pitanje "početka svijeta".

No činjenica je da još nitko nije dao zadovoljavajuće objašnjenje za mehanizam pulsiranja.

Zašto dolazi do pulsiranja svemira? Koji su razlozi za to? Fizičar Stephen Weinberg u svojoj knjizi “Prve tri minute” ističe da se sa svakom sljedećom pulsacijom u Svemiru neminovno mora povećati omjer broja fotona i broja nukleona, što dovodi do gašenja novih pulsacija.

Weinberg zaključuje da je stoga broj ciklusa pulsiranja Svemira konačan, što znači da u nekom trenutku moraju prestati. Posljedično, "pulsirajući Svemir" ima kraj, a samim tim i početak.

Godine 2011. Nobelova nagrada za fiziku dodijeljena je suradniku Supernova Cosmology Saulu Perlmutteru iz Nacionalnog laboratorija Lawrencea Berkeleya i članovima High-z Supernove istraživačke grupe Brianu P.

Schmidt iz Australije nacionalno sveučilište i Adam G. Riess sa Sveučilišta Johns Hopkins.

Trojica znanstvenika podijelila su nagradu za otkrivanje ubrzanog širenja svemira promatranjem udaljenih supernova. Proučavali su posebnu vrstu supernove tipa Ia.

Ove eksplodirane stare kompaktne zvijezde teže su od Sunca, ali veličine Zemlje. Jedna takva supernova može emitirati svjetlost koliko i cijela galaksija zvijezda. Više od 50 udaljenih supernova Ia otkrila su dva tima istraživača, čija je svjetlost bila slabija od očekivanog.

To je bio dokaz da se širenje svemira ubrzava. Studija je više puta nailazila na misterije i složene probleme, međutim, na kraju su oba tima znanstvenika došla do istih zaključaka o ubrzanju širenja Svemira.

Ovo otkriće je zapravo nevjerojatno.

Već znamo da se nakon Velikog praska prije otprilike 14 milijardi godina svemir počeo širiti. Međutim, otkriće da se ova ekspanzija ubrzava zadivilo je i same otkrivače.

Razlog za tajanstveno ubrzanje pripisuje se hipotetskoj tamnoj energiji, za koju se procjenjuje da je oko tri četvrtine svemira, ali i dalje ostaje najveći misterij moderne fizike.

Astronomija

Astronomija-> Svemir koji se širi->

Online testiranje

materijal iz knjige Stephena Hawkinga i Leonarda Mlodinova “ Najkraća povijest vrijeme"

Dopplerov učinak

Dvadesetih godina prošlog stoljeća, kada su astronomi počeli proučavati spektre zvijezda u drugim galaksijama, otkriveno je nešto vrlo zanimljivo: ispostavilo se da su to isti karakteristični skupovi boja koje nedostaju kao zvijezde u našoj galaksiji, ali su svi bili pomaknuti prema crvenom kraju. spektra. , i to u istom omjeru.

Fizičarima je pomicanje boje ili frekvencije poznato kao Dopplerov efekt.

Svima nam je poznato kako ovaj fenomen utječe na zvuk. Slušajte zvuk automobila koji prolazi pored vas.

Svemir koji se širi

Kada se približi, zvuk njegovog motora ili zvižduk djeluje jače, a kada je automobil već prošao i počeo se udaljavati, zvuk se smanjuje. Policijski automobil koji putuje prema nama brzinom od stotinu kilometara na sat razvija oko desetinu brzine zvuka. Zvuk njegove sirene je val, izmjenjujući grebene i korita. Podsjetimo da se udaljenost između najbližih vrhova (ili korita) naziva valna duljina. Što je valna duljina kraća, više vibracija svake sekunde dopire do našeg uha i veći je ton ili frekvencija zvuka.

Dopplerov efekt uzrokovan je činjenicom da će nam automobil koji se približava, emitirajući svaki sljedeći vrh zvučnog vala, biti sve bliže i bliže, a kao rezultat toga, udaljenost između vrhova bit će manja nego da automobil stoji na mjestu. .

To znači da duljine valova koji dolaze do nas postaju kraće, a njihova učestalost - veća. Suprotno tome, ako se automobil udalji, valne duljine koje hvatamo postaju duže, a frekvencije niže. I što se automobil brže kreće, jači je Dopplerov efekt, što mu omogućuje da se koristi za mjerenje brzine.

Kada se izvor koji emitira valove kreće prema promatraču, valna duljina se smanjuje.

Naprotiv, kada se izvor ukloni, on se povećava. To se zove Dopplerov efekt.

Svjetlost i radio valovi ponašaju se na isti način. Policija koristi Dopplerov efekt kako bi odredila brzinu vozila mjerenjem valne duljine radio signala koji se od njih reflektira.

Svjetlost su vibracije, ili valovi, elektromagnetsko polje... Valna duljina vidljive svjetlosti iznimno je mala - od četrdeset do osamdeset milijuntih dijelova metra. Ljudsko oko svjetlosne valove različitih duljina percipira kao različite boje, s najdužim valnim duljinama za crveni kraj spektra, a najkraćim za plavi kraj.

Sada zamislite izvor svjetlosti na stalnoj udaljenosti od nas, kao što je zvijezda koja emitira svjetlosne valove određene duljine. Snimljene valne duljine bit će iste kao i emitirane. Ali pretpostavimo sada da se izvor svjetlosti počeo udaljavati od nas. Kao i kod zvuka, to će povećati valnu duljinu svjetlosti, što znači da će se spektar pomaknuti prema crvenom kraju.

Širenje svemira

Nakon što je dokazao postojanje drugih galaksija, Hubble se sljedećih godina bavio određivanjem udaljenosti do njih i promatranjem njihovih spektra.

U to vrijeme mnogi su pretpostavljali da se galaksije kreću neredovito i očekivali su da će broj spektra pomaknutih u plavo biti otprilike isti kao i crveno pomaknuti broj. Stoga je potpuno iznenađenje bilo otkriće da spektri većine galaksija pokazuju crveni pomak – gotovo svi zvjezdani sustavi se udaljavaju od nas!

Još više iznenađuje činjenica koju je otkrio Hubble i javno obznanio 1929.: veličina crvenog pomaka galaksija nije slučajna, već je izravno proporcionalna njihovoj udaljenosti od nas. Drugim riječima, što je galaksija dalje od nas, to se brže udaljava! Iz ovoga je slijedilo da Svemir ne može biti statičan, nepromijenjene veličine, kako se prije mislilo.

U stvarnosti se širi: udaljenost između galaksija neprestano raste.

Spoznaja da se svemir širi revolucionirala je um, jednu od najvećih u dvadesetom stoljeću. Gledajući unatrag, može se činiti iznenađujućim da se nitko prije toga nije sjetio. Newton i drugi veliki umovi trebali su shvatiti da bi statičan svemir bio nestabilan. Čak i ako bi u nekom trenutku bio nepomičan, uzajamno privlačenje zvijezda i galaksija brzo bi dovelo do njegovog skupljanja.

Čak i kada bi se svemir širio relativno sporo, gravitacija bi u konačnici prekinula njegovo širenje i izazvala kontrakciju. Međutim, ako je brzina širenja Svemira veća od određene kritične točke, gravitacija je nikada neće moći zaustaviti i Svemir će se nastaviti širiti zauvijek.

Daleka je sličnost s raketom koja se diže s površine Zemlje.

Pri relativno maloj brzini, gravitacija će na kraju zaustaviti raketu i ona će početi udarati u Zemlju. S druge strane, ako je brzina rakete veća od kritične (više od 11,2 kilometara u sekundi), gravitacija je ne može zadržati i ona zauvijek napušta Zemlju.

Godine 1965. dvojica američkih fizičara, Arno Penzias i Robert Wilson iz Bell Telephone Laboratories u New Jerseyju, otklanjali su pogreške u vrlo osjetljivom mikrovalnom prijemniku.

(Mikrovalovi se odnose na zračenje valne duljine od oko centimetar.) Penzias i Wilson bili su zabrinuti što prijemnik bilježi više šuma nego što se očekivalo. Pronašli su ptičji izmet na anteni i eliminirali druge potencijalne uzroke kvarova, ali su ubrzo iscrpili sve moguće izvore smetnji. Buka je bila drugačija po tome što se bilježila danonoćno tijekom cijele godine, bez obzira na rotaciju Zemlje oko svoje osi i njezinu revoluciju oko Sunca. Budući da je kretanje Zemlje usmjerilo prijemnik u različite sektore svemira, Penzias i Wilson su zaključili da buka dolazi izvana Sunčev sustav pa čak i izvan galaksije.

Činilo se da jednako hoda sa svih strana svemira. Sada znamo da gdje god je prijemnik usmjeren, ovaj šum ostaje konstantan, osim zanemarivih varijacija. Tako su Penzias i Wilson slučajno naletjeli na upečatljiv primjer da je svemir isti u svim smjerovima.

Koje je porijeklo ove kozmičke pozadinske buke? Otprilike u isto vrijeme kada su Penzias i Wilson istraživali tajanstvenu buku u prijemniku, dva američka fizičara sa Sveučilišta Princeton, Bob Dick i Jim Peebles, također su se zainteresirala za mikrovalne pećnice.

Proučavali su pretpostavku Georgea (George) Gamowa da je na rani stadiji razvoj Svemira bio je vrlo gust i užaren. Dick i Peebles vjerovali su da ako je to istina, onda bismo trebali moći promatrati sjaj ranog svemira, budući da svjetlost iz vrlo udaljenih područja našeg svijeta tek sada dolazi do nas. Međutim, zbog širenja Svemira, ovo svjetlo mora biti tako snažno pomaknuto na crveni kraj spektra da se iz vidljivog zračenja pretvori u mikrovalno zračenje.

Dick i Peebles su se pripremali tražiti ovo zračenje kada su Penzias i Wilson, čuvši za njihov rad, shvatili da su ga već pronašli.

Za ovo otkriće Penzias i Wilson su nagrađeni 1978. godine Nobelova nagrada(što se čini pomalo nepravednim prema Dicku i Peeblesu, da ne spominjemo Gamowa).

Na prvi pogled činjenica da svemir izgleda isto u bilo kojem smjeru sugerira da u njemu imamo posebno mjesto. Konkretno, može se činiti da, budući da se sve galaksije udaljuju od nas, onda bismo trebali biti u središtu svemira.

Postoji, međutim, još jedno objašnjenje za ovaj fenomen: Svemir može izgledati isto u svim smjerovima i kada se gleda iz bilo koje druge galaksije.

Sve galaksije se udaljuju jedna od druge.

Podsjeća na širenje obojenih mrlja na površini napuhanog balona. Kako veličina kugle raste, udaljenosti između bilo koje dvije točke također se povećavaju, ali nijedna točka se ne može smatrati središtem širenja.

Štoviše, ako radijus balona stalno raste, onda što su mrlje na njegovoj površini dalje jedna od druge, to će se brže ukloniti tijekom širenja. Recimo da se radijus balona udvostručuje svake sekunde.

Tada će dvije točke, koje su u početku odvojene razmakom od jednog centimetra, u sekundi već biti na udaljenosti od dva centimetra jedna od druge (ako se mjere duž površine balona), tako da će njihova relativna brzina biti jedan centimetar u sekundi .

S druge strane, par točaka koji su bili razdvojeni deset centimetara, sekundu nakon početka širenja, razmaknut će se dvadeset centimetara, tako da će njihova relativna brzina biti deset centimetara u sekundi. Brzina kojom se bilo koje dvije galaksije udaljavaju jedna od druge proporcionalna je udaljenosti između njih.

Dakle, crveni pomak galaksije trebao bi biti izravno proporcionalan njezinoj udaljenosti od nas - to je upravo ovisnost koju je Hubble kasnije otkrio. Godine 1922. ruski fizičar i matematičar Alexander Friedman uspio je predložiti uspješan model i anticipirati rezultate Hubbleovih opažanja; njegov rad je ostao gotovo nepoznat na Zapadu sve dok 1935. sličan model nisu predložili američki fizičar Howard Robertson i britanski matematičar Arthur Walker, već na tragu Hubbleovog otkrića širenja svemira.

Zbog širenja Svemira, galaksije se udaljavaju jedna od druge.

S vremenom se udaljenost između udaljenih zvjezdanih otoka povećava više nego između obližnjih galaksija, slično onome što se događa s mrljama na otoku balon na vrući zrak.

Stoga se promatraču iz bilo koje galaksije čini da je brzina uklanjanja druge galaksije veća, što je udaljenija.

Tri vrste širenja svemira

Prva klasa rješenja (ono koje je pronašao Friedman) pretpostavlja da je širenje svemira dovoljno sporo da se privlačnost između galaksija postupno usporava i konačno zaustavlja.

Nakon toga, galaksije se počinju približavati jedna drugoj, a Svemir se počinje smanjivati. Prema drugoj klasi rješenja, Svemir se širi tako brzo da će gravitacija samo malo usporiti raspršivanje galaksija, ali ga nikada neće moći zaustaviti. Konačno, postoji i treće rješenje, prema kojem se svemir širi upravo takvom brzinom da izbjegne kolaps. S vremenom, brzina širenja galaksija postaje sve manja, ali nikada ne doseže nulu.

Nevjerojatna značajka prvog Friedmanovog modela je da u njemu svemir nije beskonačan u svemiru, ali nigdje u svemiru nema granica.

Gravitacija je toliko jaka da se prostor urušava i zatvara u sebe. Ovo je donekle slično površini Zemlje, koja je također konačna, ali nema granica. Krenete li se duž površine Zemlje u određenom smjeru, nikada nećete udariti u nepremostivu barijeru ili rub svijeta, ali ćete se na kraju vratiti tamo odakle ste krenuli.

U prvom Friedmanovom modelu prostor je uređen na potpuno isti način, ali trodimenzionalno, a ne dvodimenzionalno, kao u slučaju Zemljine površine. Ideja da možete oploviti svemir i vratiti se na svoju početnu točku dobra je za znanstvenu fantastiku, ali nema praktičan jer, kao što se može dokazati, svemir će se smanjiti do točke prije nego što se putnik vrati na početak svog putovanja.

Svemir je toliko velik da se morate kretati brže od svjetlosti da imate vremena završiti putovanje tamo gdje ste ga započeli, a takve brzine su zabranjene (teorijom relativnosti). U drugom Friedmanovom modelu prostor je također zakrivljen, ali na drugačiji način.

I tek u trećem modelu je velika geometrija Svemira ravna (iako je prostor zakrivljen u blizini masivnih tijela).

Koji od Friedmanovih modela opisuje naš svemir? Hoće li se širenje Svemira ikada zaustaviti i hoće li ga zamijeniti kontrakcija ili će se Svemir zauvijek širiti?

Pokazalo se da je na ovo pitanje teže odgovoriti nego što su znanstvenici u početku mislili. Njegovo rješenje ovisi uglavnom o dvije stvari - trenutno promatranoj brzini širenja Svemira i njegovoj trenutnoj prosječnoj gustoći (količina materije po jedinici volumena prostora).

Što je veća trenutna brzina širenja, veća je gravitacija, a time i gustoća materije, potrebna da bi se širenje zaustavilo. Ako je prosječna gustoća viša od određene kritične vrijednosti (određene brzinom širenja), tada gravitacijsko privlačenje materije može zaustaviti širenje Svemira i prisiliti ga da se skupi. Ovo ponašanje svemira odgovara prvom Friedmanovom modelu.

Ako je prosječna gustoća manja od kritične vrijednosti, tada gravitacijsko privlačenje neće zaustaviti širenje i Svemir će se širiti zauvijek – kao u drugom Friedmannovom modelu. Konačno, ako je prosječna gustoća Svemira točno jednaka kritičnoj vrijednosti, širenje svemira će se zauvijek usporiti, sve više i više približavajući se statičkom stanju, ali ga nikada neće dostići.

Ovaj scenarij je u skladu s Friedmanovim trećim modelom.

Dakle, koji je model ispravan? Trenutnu brzinu širenja svemira možemo odrediti ako izmjerimo brzinu odlaska drugih galaksija od nas pomoću Dopplerovog efekta.

To se može učiniti vrlo precizno. Međutim, udaljenosti do galaksija nisu dobro poznate, jer ih možemo mjeriti samo neizravno. Stoga znamo samo da je stopa širenja svemira od 5 do 10% na milijardu godina. Još je nejasnije naše znanje o trenutnoj prosječnoj gustoći svemira. Dakle, zbrojimo li mase svih vidljivih zvijezda u našoj i drugim galaksijama, zbroj će biti manji od stotinke onoga što je potrebno da se zaustavi širenje Svemira, čak i uz najnižu procjenu brzine širenja.

Ali to nije sve.

Naša i druge galaksije moraju sadržavati veliki broj neka "tamna tvar" koju ne možemo izravno promatrati, ali za koju znamo da postoji zbog njenog gravitacijskog učinka na orbite zvijezda u galaksijama. Možda najbolji dokaz za postojanje tamne tvari dolazi iz orbita zvijezda na periferiji spiralnih galaksija poput Mliječne staze.

Ove zvijezde kruže oko svojih galaksija prebrzo da bi ih zadržala u orbiti samo privlačenje vidljivih zvijezda galaksije. Osim toga, većina galaksija je dio klastera, a na sličan način možemo zaključiti prisutnost tamne tvari između galaksija u tim nakupinama iz njezina učinka na kretanje galaksija.

Zapravo, količina tamne tvari u Svemiru znatno premašuje količinu obična tvar... Uzmemo li u obzir svu tamnu tvar, dobivamo otprilike desetinu mase koja je potrebna za zaustavljanje širenja.

Međutim, nemoguće je isključiti postojanje drugih oblika materije koji nam još nisu poznati, raspoređenih gotovo ravnomjerno po Svemiru, što bi ga moglo povećati srednje gustoće.

Na primjer, postoje elementarne čestice koji se nazivaju neutrinima, koji vrlo slabo djeluju s materijom i iznimno ih je teško otkriti.

Tijekom proteklih nekoliko godina, različiti istraživački timovi proučavali su najmanje mreškanje u mikrovalnoj pozadini koje su pronašli Penzias i Wilson. Veličina tih valova može poslužiti kao pokazatelj strukture svemira velikih razmjera. Čini se da njegov karakter ukazuje na to da je svemir još uvijek ravan (kao u Friedmanovom trećem modelu)!

No, budući da ukupna količina obične i tamne tvari za to nije dovoljna, fizičari su pretpostavili postojanje druge, još neotkrivene, tvari - tamne energije.

I kao da žele dodatno zakomplicirati problem, to su pokazala nedavna opažanja širenje svemira se ne usporava, već ubrzava.

Za razliku od svih Friedmanovih modela! To je vrlo čudno, budući da prisutnost materije u svemiru – visoke ili niske gustoće – može samo usporiti širenje. Uostalom, gravitacija uvijek djeluje kao sila privlačenja. Ubrzavanje kozmološke ekspanzije je poput bombe koja skuplja, a ne rasipa energiju nakon što eksplodira.

Koja je sila odgovorna za ubrzano širenje prostora? Nitko nema pouzdan odgovor na ovo pitanje. Međutim, možda je Einstein ipak bio u pravu kada je uveo kozmološku konstantu (i odgovarajući antigravitacijski učinak) u svoje jednadžbe.

Einsteinova greška

Širenje svemira moglo se predvidjeti bilo kada u devetnaestom ili osamnaestom stoljeću, pa čak i na kraju sedamnaestog stoljeća.

Međutim, vjera u statičan svemir bila je toliko jaka da je zabluda zadržala svoj um sve do početka dvadesetog stoljeća. Čak je i Einstein bio toliko siguran u statičnu prirodu svemira da je 1915. godine napravio poseban amandman na opću teoriju relativnosti, umjetno dodajući jednadžbama poseban izraz, nazvan kozmološka konstanta, čime je osigurana statičnost svemira.

Kozmološka konstanta očitovala se kao djelovanje određene nove sile - "antigravitacije", koja, za razliku od drugih sila, nije imala nikakav određeni izvor, već je jednostavno bila inherentno svojstvo inherentno samom tkivu prostor-vremena.

Pod utjecajem te sile prostor-vrijeme je pokazalo urođenu sklonost širenju. Odabirom vrijednosti kozmološke konstante, Einstein je mogao mijenjati snagu ovog trenda. Uz njegovu pomoć, uspio je točno uravnotežiti međusobnu privlačnost sve postojeće materije i kao rezultat dobiti statičan Svemir.

Einstein je kasnije odbacio ideju kozmološke konstante, priznavši je kao svoju "najveću pogrešku".

Kao što ćemo uskoro vidjeti, danas postoje razlozi za vjerovanje da je, naposljetku, Einstein možda bio u pravu kada je uveo kozmološku konstantu. Ali Einsteina je zacijelo najviše obeshrabrila činjenica da je dopustio da njegova vjera u stacionarni svemir potkopa zaključak da se svemir mora širiti, kao što je predviđeno njegovom vlastitom teorijom. Čini se da je samo jedna osoba uočila ovu posljedicu opće relativnosti i shvatila je ozbiljno. Dok su Einstein i drugi fizičari tražili kako izbjeći nestatičnost svemira, ruski fizičar i matematičar Alexander Fridman, naprotiv, inzistirao je da se on širi.

Friedman je napravio dvije vrlo jednostavne pretpostavke o svemiru: da izgleda isto bez obzira gdje pogledamo, i da je to istina bez obzira odakle u svemiru gledamo.

Na temelju ove dvije ideje i rješavanja jednadžbi opće relativnosti dokazao je da svemir ne može biti statičan. Tako je 1922. godine, nekoliko godina prije otkrića Edwina Hubblea, Friedman točno predvidio širenje svemira!

Prije nekoliko stoljeća, kršćanska crkva bi ga prepoznala kao heretičku, budući da je crkvena doktrina postulirala da mi zauzimamo posebno mjesto u središtu svemira.

Ali danas prihvaćamo tu Friedmanovu pretpostavku iz gotovo suprotnog razloga, iz svojevrsne skromnosti: činilo bi nam se potpuno nevjerojatno kad bi svemir izgledao isto u svim smjerovima samo za nas, ali ne i za druge promatrače u svemiru!

SVEMIR(od grčkog "oikumena" - naseljena, naseljena zemlja) - "sve što postoji", "sveobuhvatna svjetska cjelina", "sveukupnost svih stvari"; značenje ovih pojmova je višeznačno i određeno je konceptualnim kontekstom.

Postoje najmanje tri razine koncepta "Univerzuma".

1. Svemir kao filozofska ideja ima značenje blisko pojmu "svemir" ili "svijet": "materijalni svijet", "stvoreno biće" itd. Ima važnu ulogu u europskoj filozofiji. Slike svemira u filozofskim ontologijama bile su uključene u filozofske temelje znanstvenog istraživanja svemira.

2. Svemir u fizičkoj kozmologiji, ili Svemir u cjelini, predmet je kozmoloških ekstrapolacija.

U tradicionalnom smislu, to je sveobuhvatan, neograničen i u osnovi jedinstven fizički sustav (“Svemir je objavljen u jednom primjerku” - A. Poincaré); materijalni svijet, promatran s fizičke i astronomske točke gledišta (A.L. Zelmanov). Različite teorije i modeli svemira promatraju se s ove točke gledišta kao neekvivalentne jedna drugoj istog izvornika.

Ovo shvaćanje svemira kao cjeline potkrijepljeno je na različite načine: 1) pozivanjem na "pretpostavku ekstrapolacije": kozmologija tvrdi da upravo svojim konceptualnim sredstvima predstavlja sveobuhvatnu svjetsku cjelinu u sustavu znanja, i dok se ne dokaže suprotno ove tvrdnje treba prihvatiti u cijelosti; 2) logički - Svemir je definiran kao sveobuhvatna svjetska cjelina, a drugi Svemiri ne mogu postojati po definiciji itd. Klasična, Newtonova kozmologija stvorila je sliku svemira, beskonačnog u prostoru i vremenu, a beskonačnost se smatrala atributivnim svojstvom Svemira.

Općenito je prihvaćeno da je Newtonov beskonačni homogeni Svemir "uništio" drevni kozmos. Međutim, znanstvene i filozofske slike svemira nastavljaju koegzistirati u kulturi koja se međusobno obogaćuje.

Newtonovski svemir uništio je sliku drevnog kozmosa samo u smislu da je čovjeka odvojio od Svemira i čak im se suprotstavio.

U neklasičnoj, relativističkoj kozmologiji, najprije je konstruirana teorija svemira.

Pokazalo se da su njegova svojstva potpuno drugačija od Newtonovih. Prema teoriji svemira koji se širi, koju je razvio Friedman, Svemir kao cjelina može biti i konačan i beskonačan u prostoru, a u vremenu je u svakom slučaju konačan, t.j.

imao početak. AA Fridman je vjerovao da je svijet, odnosno Svemir kao objekt kozmologije, "beskrajno uži i manji od svijeta-svemira filozofa". Naprotiv, velika većina kozmologa, na temelju načela uniformnosti, identificirala je modele svemira koji se širi s našom Metagalaksijom. Početni trenutak ekspanzije Metagalaksije smatran je apsolutnim "početkom svega", s kreacionističkog stajališta - "stvaranjem svijeta". Neki relativistički kozmolozi, smatrajući načelo uniformnosti nedovoljno utemeljenim pojednostavljenjem, svemir su smatrali sveobuhvatnim fizičkim sustavom većeg razmjera od Metagalaksije, a Metagalaksiju - samo ograničenim dijelom Svemira.

Relativistička kozmologija radikalno je promijenila sliku svemira u znanstvenoj slici svijeta.

U svjetonazorskom smislu, vratila se slici antičkog kozmosa u smislu da je ponovno povezao čovjeka i (evoluirajući) Svemir. Slijedeći korak u ovom smjeru došao antropski princip u kozmologiji.

Suvremeni pristup tumačenju svemira u cjelini temelji se, prvo, na diferencijaciji filozofske ideje svijeta i svemira kao objekta kozmologije; drugo, ovaj koncept je relativiziran, t.j. njegov je volumen u korelaciji s određenim stupnjem spoznaje, kozmološkom teorijom ili modelom - u čisto lingvističkom (bez obzira na njihov objektni status) ili u predmetnom smislu.

Svemir je tumačen, na primjer, kao „najveći skup događaja na koji su naši fizikalni zakoni ekstrapolirano na ovaj ili onaj način ”ili” moglo se smatrati fizički povezanim s nama” (G. Bondi).

Razvoj ovog pristupa bio je koncept prema kojemu je Svemir u kozmologiji “sve što postoji” ne u nekom apsolutnom smislu, već samo sa stajališta ove kozmološke teorije, tj. fizički sustav najvećeg razmjera i reda, čije postojanje proizlazi iz određenog sustava fizikalnog znanja.

To je relativna i prolazna granica spoznatog megasvijeta, određena mogućnostima ekstrapolacije sustava fizičkog znanja. Svemir kao cjelina nije uvijek zamišljen da bude isti „izvornik“. Naprotiv, različite teorije mogu imati različite izvornike kao svoj predmet, t.j. fizičkih sustava različit redoslijed i razmjer strukturalne hijerarhije. Ali sve tvrdnje da predstavljaju sveobuhvatnu svjetsku cjelinu u apsolutnom smislu ostaju neutemeljene.

Prilikom tumačenja svemira u kozmologiji, mora se napraviti razlika između potencijalnog i stvarno postojećeg. Ono što se danas smatra nepostojećim može ući u sferu sutra znanstveno istraživanje, ispostavit će se da postoji (sa stajališta fizike) i bit će uključeno u naše razumijevanje Svemira. Dakle, ako je teorija svemira koji se širi u suštini opisala našu Metagalaksiju, onda teorija inflatornog ("nabujalog") svemira, najpopularnija u modernoj kozmologiji, uvodi koncept skupa "drugih svemira" (ili, u smislu empirijski jezik, ekstrametagalaktički objekti) s kvalitativno različitim svojstvima.

Teorija inflacije prepoznaje, dakle, megaskopsko kršenje načela jednoličnosti Svemira i uvodi princip beskonačne raznolikosti Svemira, koji je komplementaran u svom značenju.

IS Shklovsky je predložio da se ukupnost ovih svemira nazove "Metaverse". Inflacijska kozmologija u specifičnom obliku oživljava, dakle, ideju o beskonačnosti Svemira (Metaverse) kao njegove beskonačne raznolikosti. Objekti poput Metagalaksije se u inflatornoj kozmologiji često nazivaju "mini-svemirima".

Mini-svemiri nastaju spontanim fluktuacijama fizičkog vakuuma. S ove točke gledišta, proizlazi da se početni trenutak širenja našeg svemira, Metagalaksija, ne mora nužno smatrati apsolutnim početkom svega.

Ovo je samo početni trenutak evolucije i samoorganizacije jednog od kozmičkih sustava. U nekim verzijama kvantne kozmologije, koncept svemira je usko povezan s postojanjem promatrača ("princip sudjelovanja"). “Pošto je u određenom ograničenom stupnju svog postojanja stvorio promatrače-sudionike, ne stječe li, zauzvrat, Svemir kroz njihova opažanja opipljivost koju nazivamo stvarnošću? Nije li to mehanizam postojanja?" (A.J. Wheeler).

Značenje koncepta Svemira u ovom slučaju određeno je teorijom koja se temelji na razlikovanju između potencijalnog i stvarnog postojanja Svemira kao cjeline u svjetlu kvantnog principa.

3. Svemir u astronomiji (opažljivi, odnosno astronomski svemir) je područje svijeta pokriveno promatranjima, a sada dijelom svemirskim eksperimentima, tj.

"Sve što postoji" sa stajališta promatračkih alata i istraživačkih metoda dostupnih u astronomiji. Astronomski svemir je hijerarhija kozmičkih sustava sve većeg razmjera i reda složenosti, koje je znanost dosljedno otkrivala i proučavala. To su Sunčev sustav, naš zvjezdani sustav, Galaksija (čije je postojanje dokazao W. Herschel u 18. stoljeću), Metagalaksija, koju je E. Hubble otkrio 1920-ih.

Trenutno su za promatranje dostupni objekti Svemira koji su od nas udaljeni na udaljenosti od cca. 9-12 milijardi svjetlosnih godina.

Kroz povijest astronomije do 2. kat.

Koncept širenja svemira.

20. stoljeće u astronomskom svemiru bile su poznate iste vrste nebeskih tijela: planeti, zvijezde, plin i prašina. Moderna astronomija otkrila je temeljno novo, prije ne poznate vrste nebeska tijela, uklj.

supergusti objekti u jezgrima galaksija (moguće crne rupe). Mnoga stanja nebeskih tijela u astronomskom Svemiru ispala su oštro nestacionarna, nestabilna, t.j. nalazi se na bifurkcijskim točkama. Pretpostavlja se da je najveći dio (do 90-95%) tvari astronomskog svemira koncentriran u nevidljivim, ali neuočljivim oblicima ("skrivena masa").

Književnost:

1. Fridman A.A.

Fav. djela. M., 1965;

2. Beskonačnost i svemir. M., 1970;

3. Svemir, astronomija, filozofija. M, 1988;

4. Astronomija i suvremena slika svijeta.

5. Bondy H. kozmologija. Cambr 1952.;

6. Munitz M. Prostor, vrijeme i stvaranje. N.Y., 1965.

V. V. Kazyutinsky

Ako pogledate nebo u vedroj noći bez mjeseca, najsvjetliji objekti vjerojatno će biti planeti Venera, Mars, Jupiter i Saturn. A vidjet ćete i cijeli raspršivač zvijezda, sličnih našem Suncu, ali smještenih mnogo dalje od nas. Neke od ovih fiksnih zvijezda zapravo su jedva pomaknute jedna u odnosu na drugu dok se Zemlja kreće oko Sunca. Nisu nimalo nepomični! To je zato što su nam takve zvijezde relativno blizu. Zbog kretanja Zemlje oko Sunca, ove bliže zvijezde vidimo na pozadini udaljenijih s raznih pozicija. Isti učinak se opaža kada vozite automobil, a drveće uz cestu kao da mijenja svoj položaj na pozadini krajolika koji se proteže prema horizontu (Sl. 14). Što su stabla bliže, to je vidljivije njihovo kretanje. Ova promjena relativnog položaja naziva se paralaksa. U slučaju zvijezda, ovo je prava sreća za čovječanstvo, jer nam paralaksa omogućuje izravno mjerenje udaljenosti do njih.

Riža. 14. Zvjezdana paralaksa.

Bilo da ste na cesti ili u svemiru, relativni položaj bliskih i udaljenih tijela mijenja se kako se krećete. Veličina ovih promjena može se koristiti za određivanje udaljenosti između tijela.

Najbliža zvijezda, Proxima Centauri, udaljena je oko četiri svjetlosne godine ili četrdeset milijuna milijuna kilometara. Većina ostalih zvijezda vidljivih golim okom nalazi se unutar nekoliko stotina svjetlosnih godina od nas. Za usporedbu: od Zemlje do Sunca samo osam svjetlosnih minuta! Zvijezde su razasute po noćnom nebu, ali su posebno gusto razasute u traci koju zovemo Mliječna staza... Već 1750. neki su astronomi sugerirali da se izgled Mliječne staze može objasniti ako pretpostavimo da je većina vidljivih zvijezda skupljena u konfiguraciji u obliku diska, poput onih koje danas nazivamo spiralne galaksije. Samo nekoliko desetljeća kasnije engleski astronom William Herschel potvrdio je valjanost ove ideje, pomno prebrojavajući broj zvijezda vidljivih kroz teleskop na različitim dijelovima neba. Ipak, ova je ideja dobila puno priznanje tek u dvadesetom stoljeću. Sada znamo da se Mliječna staza – naša galaksija – proteže od ruba do ruba oko sto tisuća svjetlosnih godina i da se polako rotira; zvijezde u njegovim spiralnim krakovima naprave jednu revoluciju oko središta Galaksije u nekoliko stotina milijuna godina. Naše Sunce, najčešća žuta zvijezda srednje veličine, nalazi se na unutarnjem rubu jednog od spiralnih krakova. Dakako, prešli smo dug put od Aristotela i Ptolomeja, kada su ljudi smatrali Zemlju središtem svemira.

Moderna slika svemira počela je nastajati 1924. godine, kada je američki astronom Edwin Hubble dokazao da Mliječna staza nije jedina galaksija. Otkrio je da postoje mnogi drugi zvjezdani sustavi, razdvojeni ogromnim praznim prostorima. Kako bi to potvrdio, Hubble je morao odrediti udaljenost od Zemlje do drugih galaksija. Ali galaksije su toliko udaljene da se, za razliku od obližnjih zvijezda, čini da su nepomične. Budući da nije mogao koristiti paralaksu za mjerenje udaljenosti do galaksija, Hubble je bio prisiljen koristiti metode neizravne procjene udaljenosti. Očito mjerilo udaljenosti zvijezde je njezin sjaj. No, prividni sjaj ne ovisi samo o udaljenosti do zvijezde, već i o svjetlini zvijezde – količini svjetlosti koju emitira. Prigušena, ali blizu nas zvijezda pomračit će najsjajniju zvijezdu iz udaljene galaksije. Stoga, da bismo koristili prividni sjaj kao mjeru udaljenosti, moramo znati sjaj zvijezde.

Svjetlost obližnjih zvijezda može se izračunati iz njihovog prividnog sjaja, jer zahvaljujući paralaksi znamo udaljenost do njih. Hubble je primijetio da se obližnje zvijezde mogu klasificirati prema prirodi svjetlosti koju emitiraju. Zvijezde iste klase uvijek imaju isti sjaj. Nadalje je sugerirao da, ako pronađemo zvijezde ovih klasa u udaljenoj galaksiji, onda im se može pripisati ista sjajnost kao i slične zvijezde u našoj blizini. Uz ove podatke, lako je izračunati udaljenost do galaksije. Ako proračuni napravljeni za mnoge zvijezde u istoj galaksiji daju istu udaljenost, onda možemo biti sigurni u točnost naše procjene. Na taj je način Edwin Hubble izračunao udaljenosti do devet različitih galaksija.

Danas znamo da zvijezde vidljive golim okom čine mali dio svih zvijezda. Vidimo oko 5000 zvijezda na nebu – samo oko 0,0001% od ukupnog broja zvijezda u našoj Galaksiji, Mliječnoj stazi. A Mliječna staza samo je jedna od više od stotinu milijardi galaksija koje se mogu promatrati modernim teleskopima. A svaka galaksija sadrži oko stotinu milijardi zvijezda. Da je zvijezda zrno soli, sve bi zvijezde vidljive golim okom stane u žličicu, ali zvijezde cijelog svemira činile bi kuglu promjera većeg od trinaest kilometara.

Zvijezde su toliko udaljene od nas da se doimaju kao svjetlosne točke. Ne možemo razlikovati njihovu veličinu ili oblik. No, kao što je Hubble primijetio, postoji mnogo različitih vrsta zvijezda, a možemo ih razlikovati po boji zračenja koje emitiraju. Newton je otkrio da ako sunčeva svjetlost proći kroz trokutastu staklenu prizmu, raspada se na sastavne boje, poput duge (slika 15). Relativni intenzitet različitih boja u zračenju koje emitira određeni izvor svjetlosti naziva se njegov spektar. Fokusiranjem teleskopa na pojedinačnu zvijezdu ili galaksiju možete ispitati spektar svjetlosti koju emitira.

Riža. 15. Zvjezdani spektar.

Analizom spektra zračenja zvijezde može se odrediti i njezina temperatura i sastav atmosfere.

Između ostalog, zračenje tijela omogućuje procjenu njegove temperature. Godine 1860. njemački fizičar Gustav Kirchhoff ustanovio je da svako materijalno tijelo, na primjer, zvijezda, kada se zagrije, emitira svjetlost ili drugo zračenje, baš kao što svijetli užareni ugljen. Sjaj zagrijanih tijela posljedica je toplinskog gibanja atoma unutar njih. To se zove zračenje crnog tijela (iako zagrijana tijela sama po sebi nisu crna). Spektar zračenja crnog tijela teško je pobrkati s bilo čim: ima karakterističan oblik koji se mijenja s temperaturom tijela (slika 16). Stoga je zračenje zagrijanog tijela slično očitanjima termometra. Spektar zračenja koji promatramo od raznih zvijezda uvijek je sličan zračenju crnog tijela, ovo je svojevrsno upozorenje o temperaturi zvijezde.

Riža. 16. Spektar zračenja crnog tijela.

Sva tijela – ne samo zvijezde – emitiraju zračenje zbog toplinskog gibanja mikroskopskih čestica koje su u njima sastavljene. Raspodjela frekvencija zračenja karakterizira tjelesnu temperaturu.

Ako pomno pogledamo svjetlo zvijezda, to će nam dati još više informacija. Naći ćemo izostanak nekih strogo definiranih boja, a one će biti različite za različite zvijezde. A pošto znamo da svi kemijski element apsorbira skup boja karakterističnih za nju, a zatim usporedbom tih boja s onima kojih nema u spektru zvijezde, možemo točno odrediti koji su elementi prisutni u njezinoj atmosferi.

Dvadesetih godina 20. stoljeća, kada su astronomi počeli proučavati spektre zvijezda u drugim galaksijama, otkriveno je nešto vrlo zanimljivo: pokazalo se da su to isti karakteristični skupovi boja koje nedostaju kao zvijezde u našoj galaksiji, ali su svi bili pomaknuti prema crvenoj boji. kraj spektra. , i to u istom omjeru. Fizičarima je pomicanje boje ili frekvencije poznato kao Dopplerov efekt.

Svima nam je poznato kako ovaj fenomen utječe na zvuk. Slušajte zvuk automobila koji prolazi pored vas. Kada se približi, zvuk njegovog motora ili zvižduk djeluje jače, a kada je automobil već prošao i počeo se udaljavati, zvuk se smanjuje. Policijski automobil koji putuje prema nama brzinom od stotinu kilometara na sat razvija oko desetinu brzine zvuka. Zvuk njegove sirene je val, izmjenjujući grebene i korita. Podsjetimo da se udaljenost između najbližih vrhova (ili korita) naziva valna duljina. Što je valna duljina kraća, više vibracija svake sekunde dopire do našeg uha i veći je ton ili frekvencija zvuka.

Dopplerov efekt uzrokovan je činjenicom da će nam automobil koji se približava, emitirajući svaki sljedeći vrh zvučnog vala, biti sve bliže i bliže, a kao rezultat toga, udaljenost između vrhova bit će manja nego da automobil stoji na mjestu. . To znači da duljine valova koji dolaze do nas postaju kraće, a njihova učestalost - veća (slika 17). Suprotno tome, ako se automobil udalji, valne duljine koje hvatamo postaju duže, a frekvencije niže. I što se automobil brže kreće, jači je Dopplerov efekt, što mu omogućuje da se koristi za mjerenje brzine.

Riža. 17. Dopplerov efekt.

Kada se izvor koji emitira valove kreće prema promatraču, valna duljina se smanjuje. Naprotiv, kada se izvor ukloni, on se povećava. To se zove Dopplerov efekt.

Svjetlost i radio valovi ponašaju se na isti način. Policija koristi Dopplerov efekt kako bi odredila brzinu vozila mjerenjem valne duljine radio signala koji se od njih reflektira. Svjetlost su vibracije, ili valovi, elektromagnetskog polja. Kao što smo primijetili u Ch. 5, valna duljina vidljive svjetlosti je izuzetno mala - od četrdeset do osamdeset milijuntih dijelova metra.

Ljudsko oko svjetlosne valove različitih duljina percipira kao različite boje, s najdužim valnim duljinama za crveni kraj spektra, a najkraćim za plavi kraj. Sada zamislite izvor svjetlosti na stalnoj udaljenosti od nas, kao što je zvijezda koja emitira svjetlosne valove određene duljine. Snimljene valne duljine bit će iste kao i emitirane. Ali pretpostavimo sada da se izvor svjetlosti počeo udaljavati od nas. Kao i kod zvuka, to će povećati valnu duljinu svjetlosti, što znači da će se spektar pomaknuti prema crvenom kraju.

Nakon što je dokazao postojanje drugih galaksija, Hubble se sljedećih godina bavio određivanjem udaljenosti do njih i promatranjem njihovih spektra. U to vrijeme mnogi su pretpostavljali da se galaksije kreću neredovito i očekivali su da će broj spektra pomaknutih u plavo biti otprilike isti kao i crveno pomaknuti broj. Stoga je potpuno iznenađenje bilo otkriće da spektri većine galaksija pokazuju crveni pomak – gotovo svi zvjezdani sustavi se udaljavaju od nas! Još više iznenađuje činjenica koju je otkrio Hubble i javno obznanio 1929.: veličina crvenog pomaka galaksija nije slučajna, već je izravno proporcionalna njihovoj udaljenosti od nas. Drugim riječima, što je galaksija dalje od nas, to se brže udaljava! Iz ovoga je slijedilo da Svemir ne može biti statičan, nepromijenjene veličine, kako se prije mislilo. U stvarnosti se širi: udaljenost između galaksija neprestano raste.

Spoznaja da se svemir širi revolucionirala je um, jednu od najvećih u dvadesetom stoljeću. Gledajući unatrag, može se činiti iznenađujućim da se nitko prije toga nije sjetio. Newton i drugi veliki umovi trebali su shvatiti da bi statičan svemir bio nestabilan. Čak i ako bi u nekom trenutku bio nepomičan, uzajamno privlačenje zvijezda i galaksija brzo bi dovelo do njegovog skupljanja. Čak i kada bi se svemir širio relativno sporo, gravitacija bi u konačnici prekinula njegovo širenje i izazvala kontrakciju. Međutim, ako je brzina širenja Svemira veća od određene kritične točke, gravitacija je nikada neće moći zaustaviti i Svemir će se nastaviti širiti zauvijek.

Daleka je sličnost s raketom koja se diže s površine Zemlje. Pri relativno maloj brzini, gravitacija će na kraju zaustaviti raketu i ona će početi udarati u Zemlju. S druge strane, ako je brzina rakete veća od kritične (više od 11,2 kilometara u sekundi), gravitacija je ne može zadržati i ona zauvijek napušta Zemlju.

Na temelju Newtonove teorije gravitacije, ovakvo ponašanje svemira moglo se predvidjeti bilo kada u devetnaestom ili osamnaestom stoljeću, pa čak i na kraju sedamnaestog stoljeća. Međutim, vjera u statičan svemir bila je toliko jaka da je zabluda zadržala svoj um sve do početka dvadesetog stoljeća. Čak je i Einstein bio toliko uvjeren u statičnu prirodu svemira da je 1915. godine napravio poseban amandman na opću teoriju relativnosti, umjetno dodajući jednadžbama poseban izraz, nazvan kozmološka konstanta, čime je osigurana statičnost svemira.
Kozmološka konstanta očitovala se kao djelovanje određene nove sile - "antigravitacije", koja, za razliku od drugih sila, nije imala nikakav određeni izvor, već je jednostavno bila inherentno svojstvo inherentno samom tkivu prostor-vremena. Pod utjecajem te sile prostor-vrijeme je pokazalo urođenu sklonost širenju. Odabirom vrijednosti kozmološke konstante, Einstein je mogao mijenjati snagu ovog trenda. Uz njegovu pomoć, uspio je točno uravnotežiti međusobnu privlačnost sve postojeće materije i kao rezultat dobiti statičan Svemir.
Einstein je kasnije odbacio ideju kozmološke konstante, priznavši je kao svoju "najveću pogrešku". Kao što ćemo uskoro vidjeti, danas postoje razlozi za vjerovanje da je, naposljetku, Einstein možda bio u pravu kada je uveo kozmološku konstantu. Ali Einsteina je zacijelo najviše obeshrabrila činjenica da je dopustio da njegova vjera u stacionarni svemir potkopa zaključak da se svemir mora širiti, kao što je predviđeno njegovom vlastitom teorijom. Čini se da je samo jedna osoba uočila ovu posljedicu opće relativnosti i shvatila je ozbiljno. Dok su Einstein i drugi fizičari tražili kako izbjeći nestatičnost svemira, ruski fizičar i matematičar Alexander Fridman, naprotiv, inzistirao je da se on širi.

Friedman je napravio dvije vrlo jednostavne pretpostavke o svemiru: da izgleda isto bez obzira gdje pogledamo, i da je to istina bez obzira odakle u svemiru gledamo. Na temelju ove dvije ideje i rješavanja jednadžbi opće relativnosti dokazao je da svemir ne može biti statičan. Tako je 1922. godine, nekoliko godina prije otkrića Edwina Hubblea, Friedman točno predvidio širenje svemira!

Pretpostavka da svemir izgleda isto u bilo kojem smjeru nije u potpunosti istinita. Na primjer, kao što već znamo, zvijezde naše Galaksije tvore izrazitu svjetlosnu traku na noćnom nebu - Mliječnu stazu. No, ako pogledamo udaljene galaksije, čini se da će njihov broj biti manje-više jednak na svim dijelovima neba. Dakle, svemir izgleda otprilike isto u bilo kojem smjeru kada se promatra u velikoj mjeri u usporedbi s udaljenostima između galaksija i zanemarivanjem malih razlika.

Zamislite da se nalazite u šumi u kojoj stabla neujednačeno rastu. Gledajući u jednom smjeru, vidjet ćete najbliže stablo udaljeno metar od sebe. U drugom smjeru pojavit će se najbliže stablo na udaljenosti od tri metra. U trećem ćete vidjeti nekoliko stabala odjednom, udaljenih jedan, dva i tri metra. Ne izgleda kao da šuma izgleda isto u svim smjerovima. Ali ako uzmete u obzir sva stabla u krugu od jednog kilometra, ovakva razlika će biti usrednjena i vidjet ćete da je šuma ista u svim smjerovima (slika 18).

Riža. 18. Izotropna šuma.

Čak i ako je distribucija stabala u šumi općenito ujednačena, pri pažljivijem pregledu može se pokazati da mjestimice postaju gušće. Isto tako, Svemir ne izgleda isto u nama najbližem svemiru, dok s povećanjem razmjera promatramo istu sliku, u kojem god smjeru promatramo.

Dugo je vremena ujednačena raspodjela zvijezda služila kao dovoljna osnova za usvajanje Friedmannova modela kao prve aproksimacije stvarnoj slici Svemira. Ali kasnije je sretan prekid pronašao dodatne dokaze da Friedmannova hipoteza opisuje svemir s iznenađujućom točnošću. Godine 1965. dvojica američkih fizičara, Arno Penzias i Robert Wilson iz Bell Telephone Laboratories u New Jerseyju, otklanjali su pogreške u vrlo osjetljivom mikrovalnom prijemniku. (Mikrovalovi se odnose na zračenje valne duljine od oko centimetar.) Penzias i Wilson bili su zabrinuti što prijemnik bilježi više šuma nego što se očekivalo. Pronašli su ptičji izmet na anteni i eliminirali druge potencijalne uzroke kvarova, ali su ubrzo iscrpili sve moguće izvore smetnji. Buka je bila drugačija po tome što se bilježila danonoćno tijekom cijele godine, bez obzira na rotaciju Zemlje oko svoje osi i njezinu revoluciju oko Sunca. Budući da je kretanje Zemlje usmjerilo prijemnik u različite sektore svemira, Penzias i Wilson su zaključili da buka dolazi izvan Sunčevog sustava, pa čak i izvan galaksije. Činilo se da jednako hoda sa svih strana svemira. Sada znamo da gdje god je prijemnik usmjeren, ovaj šum ostaje konstantan, osim zanemarivih varijacija. Tako su Penzias i Wilson naišli na upečatljiv primjer koji podupire Friedmanovu prvu hipotezu da je svemir isti u svim smjerovima.

Koje je porijeklo ove kozmičke pozadinske buke? Otprilike u isto vrijeme kada su Penzias i Wilson istraživali tajanstvenu buku u prijemniku, dva američka fizičara sa Sveučilišta Princeton, Bob Dick i Jim Peebles, također su se zainteresirala za mikrovalne pećnice. Proučavali su pretpostavku Georgea (Georgea) Gamowa (bivšeg učenika Alexandera Fridmana) da je u ranim fazama razvoja svemir bio vrlo gust i užaren. Dick i Peebles vjerovali su da ako je to istina, onda bismo trebali moći promatrati sjaj ranog svemira, budući da svjetlost iz vrlo udaljenih područja našeg svijeta tek sada dolazi do nas. Međutim, zbog širenja Svemira, ovo svjetlo mora biti tako snažno pomaknuto na crveni kraj spektra da se iz vidljivog zračenja pretvori u mikrovalno zračenje. Dick i Peebles su se pripremali tražiti ovo zračenje kada su Penzias i Wilson, čuvši za njihov rad, shvatili da su ga već pronašli. Za ovo otkriće Penzias i Wilson su 1978. dobili Nobelovu nagradu (što se čini pomalo nepravednim prema Dicku i Peeblesu, da ne spominjemo Gamowa).

Na prvi pogled činjenica da svemir izgleda isto u bilo kojem smjeru sugerira da u njemu imamo posebno mjesto. Konkretno, može se činiti da, budući da se sve galaksije udaljuju od nas, onda bismo trebali biti u središtu svemira. Postoji, međutim, još jedno objašnjenje za ovaj fenomen: Svemir može izgledati isto u svim smjerovima i kada se gleda iz bilo koje druge galaksije. Ako se sjećate, ovo je bila Friedmanova druga pretpostavka.

Nemamo znanstvenih argumenata za ili protiv druge Friedmanove hipoteze. Prije nekoliko stoljeća, kršćanska crkva bi ga prepoznala kao heretičku, budući da je crkvena doktrina postulirala da mi zauzimamo posebno mjesto u središtu svemira. Ali danas prihvaćamo tu Friedmanovu pretpostavku iz gotovo suprotnog razloga, iz svojevrsne skromnosti: činilo bi nam se potpuno nevjerojatno kad bi svemir izgledao isto u svim smjerovima samo za nas, ali ne i za druge promatrače u svemiru!

U Friedmannovom modelu svemira sve se galaksije udaljavaju jedna od druge. Podsjeća na širenje obojenih mrlja na površini napuhanog balona. Kako veličina kugle raste, udaljenosti između bilo koje dvije točke također se povećavaju, ali nijedna točka se ne može smatrati središtem širenja. Štoviše, ako radijus balona stalno raste, onda što su mrlje na njegovoj površini dalje jedna od druge, to će se brže ukloniti tijekom širenja. Recimo da se radijus balona udvostručuje svake sekunde. Tada će dvije točke, koje su u početku odvojene razmakom od jednog centimetra, u sekundi već biti na udaljenosti od dva centimetra jedna od druge (ako se mjere duž površine balona), tako da će njihova relativna brzina biti jedan centimetar u sekundi . S druge strane, par točaka koje je razmaknulo deset centimetara, sekundu nakon početka širenja, razmaknut će se dvadesetak centimetara, tako da će njihova relativna brzina biti deset centimetara u sekundi (slika 19.). Isto tako, u Friedmannovom modelu brzina kojom se bilo koje dvije galaksije udaljuju jedna od druge proporcionalna je udaljenosti između njih. Dakle, model predviđa da bi crveni pomak galaksije trebao biti izravno proporcionalan njezinoj udaljenosti od nas – to je upravo ovisnost koju je Hubble kasnije otkrio. Iako je Friedman uspio predložiti uspješan model i anticipirati rezultate Hubbleovih opažanja, njegov rad je ostao gotovo nepoznat na Zapadu sve dok 1935. sličan model nisu predložili američki fizičar Howard Robertson i britanski matematičar Arthur Walker, slijedeći tragove širenja svemira koji je otkrio Hubble.

Riža. 19. Proširujući svemir balona.

Zbog širenja Svemira, galaksije se udaljavaju jedna od druge. S vremenom se udaljenost između udaljenih zvjezdanih otoka povećava više nego između obližnjih galaksija, baš kao što se to događa s mrljama na balonu koji se napuhava. Stoga se promatraču iz bilo koje galaksije čini da je brzina uklanjanja druge galaksije veća, što je udaljenija.

Friedman je predložio samo jedan model svemira. Ali pod pretpostavkama koje je napravio, Einsteinove jednadžbe dopuštaju tri klase rješenja, to jest, postoje tri različiti tipovi Friedmannovi modeli i tri različita scenarija razvoja Svemira.

Prva klasa rješenja (ono koje je pronašao Friedman) pretpostavlja da je širenje svemira dovoljno sporo da se privlačnost između galaksija postupno usporava i konačno zaustavlja. Nakon toga, galaksije se počinju približavati jedna drugoj, a Svemir se počinje smanjivati. Prema drugoj klasi rješenja, Svemir se širi tako brzo da će gravitacija samo malo usporiti raspršivanje galaksija, ali ga nikada neće moći zaustaviti. Konačno, postoji i treće rješenje, prema kojem se svemir širi upravo takvom brzinom da izbjegne kolaps. S vremenom, brzina širenja galaksija postaje sve manja, ali nikada ne doseže nulu.

Nevjerojatna značajka prvog Friedmanovog modela je da u njemu svemir nije beskonačan u svemiru, ali nigdje u svemiru nema granica. Gravitacija je toliko jaka da se prostor urušava i zatvara u sebe. Ovo je donekle slično površini Zemlje, koja je također konačna, ali nema granica. Krenete li se duž površine Zemlje u određenom smjeru, nikada nećete udariti u nepremostivu barijeru ili rub svijeta, ali ćete se na kraju vratiti tamo odakle ste krenuli. U prvom Friedmanovom modelu prostor je uređen na potpuno isti način, ali trodimenzionalno, a ne dvodimenzionalno, kao u slučaju Zemljine površine. Ideja da možete oploviti svemir i vratiti se na svoju početnu točku dobra je za znanstvenu fantastiku, ali nema praktičnu vrijednost, budući da će se, kao što se može tvrditi, svemir smanjiti do točke prije nego što se putnik vrati na početak svog putovanja. . Svemir je toliko velik da se morate kretati brže od svjetlosti da biste završili svoje putovanje tamo gdje ste ga i započeli, a takve brzine su zabranjene (teorijom relativnosti. - Prev.). U drugom Friedmanovom modelu prostor je također zakrivljen, ali na drugačiji način. I tek u trećem modelu je velika geometrija Svemira ravna (iako je prostor zakrivljen u blizini masivnih tijela).

Koji od Friedmanovih modela opisuje naš svemir? Hoće li se širenje Svemira ikada zaustaviti i hoće li ga zamijeniti kontrakcija ili će se Svemir zauvijek širiti?

Pokazalo se da je na ovo pitanje teže odgovoriti nego što su znanstvenici u početku mislili. Njegovo rješenje ovisi uglavnom o dvije stvari - trenutno promatranoj brzini širenja Svemira i njegovoj trenutnoj prosječnoj gustoći (količina materije po jedinici volumena prostora). Što je trenutna brzina širenja veća, to je veća gravitacija, a time i gustoća materije, potrebna za zaustavljanje širenja. Ako je prosječna gustoća viša od određene kritične vrijednosti (određene brzinom širenja), tada gravitacijsko privlačenje materije može zaustaviti širenje Svemira i prisiliti ga da se skupi. Ovo ponašanje svemira odgovara prvom Friedmanovom modelu. Ako je prosječna gustoća manja od kritične vrijednosti, tada gravitacijsko privlačenje neće zaustaviti širenje i Svemir će se širiti zauvijek – kao u drugom Friedmannovom modelu. Konačno, ako je prosječna gustoća Svemira točno jednaka kritičnoj vrijednosti, širenje svemira će se zauvijek usporiti, sve više i više približavajući se statičkom stanju, ali ga nikada neće dostići. Ovaj scenarij je u skladu s Friedmanovim trećim modelom.

Dakle, koji je model ispravan? Trenutnu brzinu širenja svemira možemo odrediti ako izmjerimo brzinu odlaska drugih galaksija od nas pomoću Dopplerovog efekta. To se može učiniti vrlo precizno. Međutim, udaljenosti do galaksija nisu dobro poznate, jer ih možemo mjeriti samo neizravno. Stoga znamo samo da je stopa širenja svemira od 5 do 10% na milijardu godina. Još je nejasnije naše znanje o trenutnoj prosječnoj gustoći svemira. Dakle, zbrojimo li mase svih vidljivih zvijezda u našoj i drugim galaksijama, zbroj će biti manji od stotinke onoga što je potrebno da se zaustavi širenje Svemira, čak i uz najnižu procjenu brzine širenja.

Ali to nije sve. Naša i druge galaksije moraju sadržavati veliku količinu neke "tamne tvari", koju ne možemo izravno promatrati, ali za koju znamo zbog njezina gravitacijskog učinka na orbite zvijezda u galaksijama. Možda najbolji dokaz za postojanje tamne tvari dolazi iz orbita zvijezda na periferiji spiralnih galaksija poput Mliječne staze. Ove zvijezde kruže oko svojih galaksija prebrzo da bi ih zadržala u orbiti samo privlačenje vidljivih zvijezda galaksije. Osim toga, većina galaksija je dio klastera, a na sličan način možemo zaključiti prisutnost tamne tvari između galaksija u tim nakupinama iz njezina učinka na kretanje galaksija. Zapravo, količina tamne tvari u svemiru znatno premašuje količinu obične tvari. Uzmemo li u obzir svu tamnu tvar, dobivamo otprilike desetinu mase koja je potrebna za zaustavljanje širenja.

Nemoguće je, međutim, isključiti postojanje drugih, nama još nepoznatih, oblika materije, gotovo ravnomjerno raspoređenih po Svemiru, što bi moglo povećati njegovu prosječnu gustoću. Na primjer, postoje elementarne čestice zvane neutrini koje vrlo slabo djeluju s materijom i iznimno ih je teško otkriti.

(Jedan od novih neutrina eksperimenata koristi podzemni rezervoar napunjen s 50 tisuća tona vode.) Vjeruje se da su neutrini bestežinski i stoga ne uzrokuju gravitacijsko privlačenje.

Međutim, studije nekoliko zadnjih godina pokazuju da neutrino još uvijek ima zanemarivu masu, koja se prije nije mogla detektirati. Ako neutrini imaju masu, mogli bi biti oblik tamne tvari. Međutim, čak i imajući na umu ovu tamnu tvar, čini se da u svemiru ima mnogo manje materije nego što je potrebno da se zaustavi njegovo širenje. Donedavno se većina fizičara slagala da je drugi Friedmannov model najbliži stvarnosti.

Ali onda su se pojavila nova zapažanja. Tijekom proteklih nekoliko godina, različiti istraživački timovi proučavali su najmanje mreškanje u mikrovalnoj pozadini koje su pronašli Penzias i Wilson. Veličina tih valova može poslužiti kao pokazatelj strukture svemira velikih razmjera. Čini se da njegov karakter ukazuje na to da je svemir još uvijek ravan (kao u Friedmanovom trećem modelu)! No, budući da ukupna količina obične i tamne tvari za to nije dovoljna, fizičari su pretpostavili postojanje druge, još neotkrivene, tvari - tamne energije.

I kao da žele dodatno zakomplicirati problem, nedavna opažanja su pokazala da se širenje svemira ne usporava, već ubrzava. Za razliku od svih Friedmanovih modela! To je vrlo čudno, budući da prisutnost materije u svemiru – visoke ili niske gustoće – može samo usporiti širenje. Uostalom, gravitacija uvijek djeluje kao sila privlačenja. Ubrzavanje kozmološke ekspanzije je poput bombe koja skuplja, a ne rasipa energiju nakon što eksplodira. Koja je sila odgovorna za ubrzano širenje prostora? Nitko nema pouzdan odgovor na ovo pitanje. Međutim, moguće je da je Einstein još uvijek bio u pravu kada je u svoje jednadžbe uveo kozmološku konstantu (i odgovarajući antigravitacijski učinak).

S razvojem novih tehnologija i pojavom vrhunskih svemirskih teleskopa, počeli smo s vremena na vrijeme učiti nevjerojatne stvari o Svemiru. I evo dobrih vijesti: sada znamo da će se Svemir nastaviti širiti sve većom brzinom u bliskoj budućnosti, a vrijeme obećava da će trajati zauvijek, barem za one koji su dovoljno mudri da ne padnu u crnu rupu. Ali što se dogodilo u prvim trenucima? Kako je nastao svemir i što je uzrokovalo njegovo širenje?

Dakle, gdje se svemir zapravo širi? Da nigdje. Nema prostora ormara punog stvari. Ali da bismo ovo razumjeli, pogledajmo što opća teorija relativnosti ima reći o prostor-vremenu.

U općoj relativnosti (kako kažu profesionalci), najvažnije svojstvo prostora (i vremena) je udaljenost (i vremenski interval) između dviju točaka. Zapravo, udaljenost u potpunosti definira prostor. Evolucija ljestvice udaljenosti određena je količinom materije i energije u prostoru, a kako vrijeme prolazi, ljestvica se povećava, tako se povećava i udaljenost između galaksija. Međutim - i to je neobično - to se događa bez stvarnog kretanja galaksija.

Možda vam je intuicija u ovom trenutku pokvarila. Ali to nas neće spriječiti da razriješimo neobičnosti.

Već smo rekli da se galaksije udaljuju od nas. Ne baš. Samo što je znanstvenicima lakše objasniti što se zapravo događa. Oni vas varaju.

"Ali čekajte!", reći će znanstveno najrazumniji od vas. - "Mjerimo Dopplerov pomak udaljenih galaksija." Taj takozvani "crveni pomak", za koji znate, fiksiran je na Zemlji i poput sirene hitne pomoći u prolazu daje nam do znanja da postoji kretanje. Ali to nije nešto što se događa na kozmološkim razmjerima. Samo, otkako su udaljene galaksije emitirale svjetlost, a ona je stigla do nas, razmjer svemira se ozbiljno promijenio, povećao. Kako se prostor širio, tako se širila i valna duljina fotona, pa svjetlost daje crvenu boju.

Ovaj pristup dovodi do drugog pitanja: "Širi li se svemir doista brže od brzine svjetlosti?" Apsolutno je točno da većina udaljenih galaksija povećava svoju udaljenost u odnosu na nas brže od brzine svjetlosti, pa što? Ne kreću se brže od svjetlosti (uglavnom stoje mirno). Štoviše, to vam neće pomoći ni na koji način: informacije se ne prenose. Ako pošaljete paket s hranom u drugu galaksiju, bržu od brzine svjetlosti, to ne možete učiniti (pa čak i ovdje, u principu). Brzina svjetlosti ostaje univerzalni limitator brzine.

O kozmološkoj ekspanziji dali smo najraširenije (dobro ili uvriježeno u sferi relativista) mišljenje, ali bi bilo logično završiti na onome što uopće ne razumijemo. Sve navedeno izvrsno funkcionira ako imate prostora za korak naprijed i istezanje. No, što se dogodilo na samom početku da je prostor napravio doslovno ni iz čega? Fizika nema odgovor na ovo pitanje. I morat ćete pričekati dok se ne pojavi i rasvijetli ovo pitanje.

Priroda tamne energije predmet je žestokih kontroverzi. Otkrivena prije nešto manje od trideset godina, nevidljiva komponenta Svemira još nije dobila niti jedno objašnjenje. Vrijeme je da to shvatimo: zašto tamna energija uzrokuje toliko problema i kako je znanstvenici pokušavaju otkriti?

Oblik svemira

S dobrim stupnjem točnosti, naš Svemir je prostorno homogen i izotropan – ne sadrži “singularne” točke i smjerove u odnosu na koje se mijenjaju njegova svojstva. Nije lako stvoriti takav prostor: potrebno je održavati određenu gustoću energije svih njegovih komponenti.

Već 1980-ih znanstvenici su točno poznavali takozvanu kritičnu gustoću, koja osigurava prostorno ravan Svemir. Ali rezultati dobiveni mjerenjem količine barionske tvari u galaktičkim nakupinama, zajedno s gustoćom koju bi Veliki prasak mogao pružiti, prije su ukazivali na nisku gustoću materije u svemiru.

Također, o nedostatku materije govorila je starost kuglastih nakupina – vrlo starih konglomerata zvijezda. Ispostavilo se da su takvi skupovi rođeni prije najmanje 10 milijardi godina: ali s uočenom količinom materije nakon Velikog praska, širenje Svemira trebalo je postupno usporiti i općenito je procjena njegove starosti bila manja. Pokazalo se da je naš svijet mlađi od njegovih komponenti.

Supernove tipa Ia

Supernove tipa Ia - zvijezde, životni ciklus koji završava bljeskom toliko intenzivnom da se može promatrati na Zemlji.

Dva tima znanstvenika, Supernova Cosmology Project, na čelu sa Saulom Perlmutterom, i High-Z Supernova Research Team, na čelu s Brianom Schmidtom, predložili su postupak za korištenje najmoćnijih svjetskih teleskopa za proučavanje supernova.

Proboj je napravio Mark Phillips, astronom koji radi u Čileu: predložio je novi način za određivanje unutarnjeg sjaja supernove tipa Ia, koji je izravno povezan s udaljenosti do nebesko tijelo... S druge strane, udaljenost do neke od zvijezda mogla bi se odrediti pomoću Hubbleovog zakona, koji opisuje promjenu valne duljine fotona koje emitira objekt zbog širenja svemira.

Pokazalo se da su supernove u udaljenim galaksijama puno "bljeđe": njihova je svjetlost bila mnogo manja od predviđene na temelju udaljenosti izračunate prema Hubbleovom zakonu. Drugim riječima, supernove su trebale biti locirane mnogo dalje: tako su znanstvenici prvi sugerirali da se Svemir ne širi samo, već uz određeno ubrzanje.

Promatranje udaljenih supernova tipa Ia preko noći je preokrenulo znanstveničku percepciju svemira. Istraživanja su pokazala da je oko 70% gustoće energije nova, nepoznata komponenta negativnog tlaka.

Termin "tamna energija" kasnije je predložio kozmolog Michael Turner, a znanstvenici su se suočili s novom misterijom: objasniti prirodu njezine pojave.

Može li se objasniti ubrzano širenje svemira?

Trenutno postoje tri klase teorija koje tvrde da su tamna energija. Prva opcija postavlja prisutnost energije u vakuumu: u stvari, ovo je bio povratak na kozmološku konstantu koju je predložio Einstein za održavanje statičnog svemira. U novoj verziji gustoća vakuuma je ista u cijelom prostoru, ali je moguće da bi se s vremenom mogla promijeniti.

Druga opcija, nazvana kvintesencija, koju je predložio njemački fizičar Christoph Wetterich, sugerira prisutnost novog polja - zapravo, novih čestica koje doprinose ukupnoj gustoći svemira. Energija takvih čestica ne mijenja se više samo s vremenom, već i u prostoru: da bi izostala jaka kolebanja gustoće tamne energije, čestice moraju biti dovoljno lagane. To je, možda, glavni problem kvintesencije: predložene varijante čestica, prema osnovnim principima moderne fizike, ne mogu se pokazati svjetlošću, već, naprotiv, dobivaju značajnu masu, a trenutno nema primljene su naznake ovog scenarija.

DO treća opcija uključuju različite teorije modificirane gravitacije, u kojima se interakcija između masivnih objekata ne pokorava standardnim zakonima Opća teorija relativnost (opća relativnost). Postoji mnogo modifikacija gravitacije, ali do sada u eksperimentima nisu pronađena odstupanja od opće relativnosti.

Tamna energija, unatoč ogromnom doprinosu stanju Svemira, tvrdoglavo se "skriva" od promatrača, a proučavaju se samo neizravne manifestacije njezinih svojstava. Među njima glavnu ulogu imaju barionske akustične oscilacije, anizotropija reliktnog zračenja i slabo gravitacijsko leće.

Barionske akustične oscilacije

Barionske akustične oscilacije, ili, ukratko, BAO, opažena je periodična promjena gustoće obične, barionske tvari u velikoj mjeri. U izvornoj, vrućoj kozmičkoj plazmi, koja se sastojala od bariona i fotona, natjecala su se dva procesa: gravitacijsko privlačenje, s jedne strane, i odbijanje zbog oslobađanja energije tijekom reakcija između tvari i fotona, s druge strane. To "suprotstavljanje" dovelo je do akustičnih vibracija, poput zvučnih valova u zraku između područja različite gustoće.

Kada se Svemir ohladio, u određenom je trenutku došlo do rekombinacije – pojedinim česticama postalo je isplativije tvoriti atome, a fotoni su zapravo postali "slobodni" i odvojeni od tvari. Istodobno, zbog vibracija, tvar se uspjela raspršiti na određenu udaljenost, nazvanu zvučni horizont. Posljedice prisutnosti horizonta trenutno se promatraju u raspodjeli galaksija u Svemiru.

Sam horizont zvuka je kozmološki predvidljiva veličina. Izravno ovisi o Hubbleovom parametru, koji određuje brzinu širenja Svemira, što je zauzvrat također određeno parametrima tamne energije.

Reliktno zračenje

Mikrovalno reliktno zračenje je daleki "eho" Velikog praska, fotoni s praktički istom energijom jednoliko ispunjavaju Svemir. Trenutno je reliktno zračenje glavni izvor ograničenja na različite kozmološke modele.

Međutim, s povećanjem osjetljivosti instrumenata, ustanovljeno je da je reliktno zračenje anizotropno i ima nehomogenosti – nešto više fotona dolazi iz nekih smjerova nego iz drugih. Ova razlika je također uzrokovana prisutnošću nehomogenosti u raspodjeli materije, a ljestvica raspodjele "vrućih" i "hladnih" točaka na nebu određena je svojstvima tamne energije.

Slabo gravitacijsko leće

Drugi učinak važan za proučavanje tamne energije - gravitacijsko tamno leće - sastoji se u skretanju svjetlosnih zraka u polju materije. Lensing vam istovremeno omogućuje proučavanje strukture svemira i njegove geometrije, odnosno oblika prostor-vremena.

Postoji različite vrste gravitacijsko leće, među kojima je najprikladnije za proučavanje tamne energije slabo leće zbog skretanja svjetlosti velikom strukturom Svemira - to dovodi do zamućenja slika udaljenih galaksija.

Tamna energija istovremeno utječe i na svojstva izvora, na primjer na udaljenost do njega, i na svojstva prostora koji iskrivljuje sliku. Stoga je slabo leće, uzimajući u obzir stalno ažurirane astronomske podatke, dvostruko važan način postavljanja ograničenja na svojstva tamne energije.

Tamna energija je još uvijek u sjeni

Ukratko, što su fizičari uspjeli naučiti tijekom gotovo trideset godina iskustva u proučavanju tamne energije?

Poznato je s velikom točnošću da tamna energija ima negativan tlak: štoviše, jednadžba za ovisnost tlaka o gustoći energije određena je s velikom pouzdanošću, a niti jedan drugi nama poznat medij nema takva svojstva.

Tamna energija je prostorno homogena, a njezin doprinos gustoći energije postao je dominantan relativno nedavno - prije oko pet milijardi godina; istodobno utječe i na udaljenost između objekata i na samu strukturu svemira.

Različiti kozmološki eksperimenti omogućuju proučavanje tamne energije, ali su pogreške mjerenja trenutno prevelike da bi se mogle napraviti. točna predviđanja... Znanstvenici su za sada očito daleko od odgovora na pitanje o prirodi tamne energije, koja je potajno kontrolirala strukturu Svemira već mnogo milijardi godina.