Jak naukowcy nazywają ekspansję. Rozszerzanie teorii wszechświata

Jak wszystko inne w fizyce, nasz wszechświat ma tendencję do istnienia w najniższych stan energetyczny z możliwych. Ale 10^-36 sekund po Wielkim Wybuchu, według kosmologów inflacyjnych, przestrzeń była w energii fałszywej próżni - najniższy punkt, który w rzeczywistości nie był najniższy. W poszukiwaniu prawdziwego nadiru energii próżni, ułamek sekundy później, Wszechświat powiększył się o współczynnik 1050.

Od tego czasu wszechświat nadal się rozszerza. Dowody tej ekspansji widzimy w świetle odległych obiektów. Gdy fotony uwalniane przez gwiazdę lub galaktykę podróżują przez wszechświat, rozciąganie przestrzeni powoduje utratę energii. Kiedy fotony do nas docierają, ich długości fal są przesunięte ku czerwieni w zależności od odległości, jaką przebyły.

Dlatego kosmolodzy mówią o przesunięciu ku czerwieni jako funkcji odległości w czasie i przestrzeni. Światło z odległych obiektów przemieszcza się tak długo, że kiedy w końcu je widzimy, widzimy obiekty takimi, jakimi były miliardy lat temu.

Objętość Hubble'a

Przesunięcie ku czerwieni światła pozwala nam widzieć obiekty takie jak galaktyki, takie jakie istniały w odległej przeszłości, ale nie możemy obserwować wszystkich wydarzeń, które miały miejsce w naszym wszechświecie w całej jego historii. Gdy nasza przestrzeń się rozszerza, światło niektórych obiektów jest po prostu zbyt daleko, aby można je było zauważyć.

Fizyka tej granicy opiera się w szczególności na kawałku czasoprzestrzeni, który nas otacza, zwanym tomem Hubble'a. Tutaj, na Ziemi, określamy objętość Hubble'a, mierząc tak zwany parametr Hubble'a (H0), wielkość, która wiąże prędkość recesji odległych obiektów z ich przesunięciem ku czerwieni. Po raz pierwszy obliczył to Edwin Hubble w 1929 roku, kiedy odkrył, że odległe galaktyki oddalają się od nas z prędkością proporcjonalną do przesunięcia ku czerwieni ich światła.

Dwa źródła przesunięcia ku czerwieni: Doppler i ekspansja kosmologiczna. Na dole: Detektory wychwytują światło emitowane przez gwiazdę centralną. To światło jest rozciągane lub przemieszczane wraz z rozszerzaniem się przestrzeni.

Dzieląc prędkość światła przez H0, otrzymujemy objętość Hubble'a. Ta kulista bańka obejmuje obszar, w którym wszystkie obiekty oddalają się od centralnego obserwatora z prędkością mniejszą niż prędkość światła. W związku z tym wszystkie obiekty poza objętością Hubble'a oddalają się od centrum szybciej niż prędkość światła.

Tak, „szybciej niż prędkość światła”. Jak to jest możliwe?

Magia względności

Odpowiedź na to pytanie dotyczy różnicy między szczególną teorią względności a ogólną teorią względności. Szczególna teoria względności wymaga tak zwanego „inercyjnego układu odniesienia”, lub prościej, tła. Zgodnie z tą teorią prędkość światła jest taka sama we wszystkich układach inercyjnych. Jeśli obserwator usiądzie na ławce w parku planety Ziemia lub wystartuje z Neptuna z zawrotną prędkością, dla niego prędkość światła będzie zawsze taka sama. Foton zawsze oddala się od obserwatora z prędkością 300 000 000 metrów na sekundę.

Opisuje jednak samą tkankę czasoprzestrzeni. W tej teorii nie ma inercyjnych układów odniesienia. Przestrzeń nie rozszerza się względem niczego poza nią, więc ograniczenie prędkości światła względem obserwatora nie działa. Tak, galaktyki poza sferą Hubble'a oddalają się od nas szybciej niż prędkość światła. Ale galaktyki same w sobie nie przekraczają kosmicznych granic. Dla obserwatora w jednej z tych galaktyk nic nie narusza specjalna teoria względność. Ta przestrzeń między nami a tymi galaktykami przyspiesza i rozciąga się wykładniczo.

Obserwowalny wszechświat

Być może zaskoczy cię trochę: objętość Hubble'a to nie to samo, co obserwowalny wszechświat.

Aby to zrozumieć, weź pod uwagę, że wraz ze starzeniem się Wszechświata odległe światło potrzebuje więcej czasu na dotarcie do naszych detektorów na Ziemi. Możemy zobaczyć obiekty, które przyspieszyły poza naszą obecną objętość Hubble'a, ponieważ światło, które widzimy dzisiaj, zostało przez nie wypuszczone, gdy znajdowały się wewnątrz kuli.

Ściśle mówiąc, nasz obserwowalny wszechświat pokrywa się z czymś, co nazywa się horyzontem cząstek. Horyzont cząstek wyznacza odległość do najdalszego światła, jakie możemy w tym momencie zaobserwować - fotony miały wystarczająco dużo czasu, aby albo pozostać w środku, albo dogonić delikatnie rozszerzającą się sferę Hubble'a.

Obserwowalny Wszechświat. Technicznie znany jako horyzont cząstek

A co z odległością? W odległości nieco ponad 46 miliardów lat świetlnych w dowolnym kierunku nasz obserwowalny wszechświat ma około 93 miliardy lat świetlnych średnicy, czyli ponad 500 miliardów bilionów kilometrów.

(Krótka uwaga: horyzont cząstek to nie to samo, co kosmologiczny horyzont zdarzeń. Horyzont cząstek obejmuje wszystkie zdarzenia z przeszłości, które możemy zobaczyć w teraźniejszości. Z drugiej strony kosmologiczny horyzont zdarzeń określa odległość w którą w tym momencie może zobaczyć przyszły obserwator starożytne światło który promieniuje z naszego małego zakątka czasoprzestrzeni dzisiaj.

Innymi słowy, horyzont cząstek dotyczy odległości do obiektów w przeszłości, której pradawne światło możemy obserwować dzisiaj; a kosmologiczny horyzont zdarzeń dotyczy odległości, jaką nasze obecne światło może przebyć, gdy odległe zakątki wszechświata przyspieszają od nas).

Ciemna energia

Dzięki ekspansji Wszechświata istnieją obszary przestrzeni, których nigdy nie zobaczymy, nawet jeśli czekamy nieskończony czas, aż ich światło do nas dotrze. Ale co z tymi strefami, które leżą tuż poza naszym dzisiejszym tomem Hubble'a? Jeśli ten obszar również się rozszerza, czy będziemy mogli zobaczyć te obiekty przygraniczne?

Zależy to od tego, który region rozszerza się szybciej - objętość Hubble'a czy część Wszechświata w bezpośrednim sąsiedztwie z zewnątrz. A odpowiedź na to pytanie zależy od dwóch rzeczy: 1) wzrost lub spadek H0; 2) Wszechświat przyspiesza lub zwalnia. Te dwa tempa są ze sobą ściśle powiązane, ale nie takie same.

W rzeczywistości kosmolodzy uważają, że żyjemy w czasach, gdy H0 spada; ale z powodu ciemnej energii tempo ekspansji wszechświata wzrasta.

Może się to wydawać sprzeczne z intuicją, ale dopóki H0 zmniejsza się wolniej niż tempo ekspansji Wszechświata, ogólny ruch galaktyk od nas wciąż przyspiesza. I w tym momencie, według kosmologów, ekspansja Wszechświata wyprzedzi skromniejszy wzrost objętości Hubble'a.

Dlatego nawet w miarę rozszerzania się objętości Hubble'a wpływ ciemnej energii wyznacza twardą granicę wzrostu obserwowalnego wszechświata.

Kosmolodzy głowią się nad głębokimi pytaniami, takimi jak to, jak będzie wyglądał obserwowalny wszechświat pewnego dnia i jak zmieni się ekspansja kosmosu. Ale ostatecznie naukowcy mogą jedynie spekulować na temat odpowiedzi na pytania dotyczące przyszłości w oparciu o dzisiejsze rozumienie wszechświata. Kosmologiczne ramy czasowe są tak niewyobrażalnie długie, że nie można powiedzieć nic konkretnego o zachowaniu wszechświata w przyszłości. Obecne modele zaskakująco dobrze pasują do aktualnych danych, ale prawda jest taka, że ​​nikt z nas nie przeżyje wystarczająco długo, aby sprawdzić, czy prognozy się sprawdzą.

Jeśli, ciekawi, sięgniemy do podręcznika lub jakiegoś podręcznika popularnonaukowego, to z pewnością natkniemy się na jedną z wersji teorii powstania Wszechświata – tak zwaną teorię „wielkiego wybuchu”. Krótko mówiąc, teorię tę można sformułować następująco: początkowo cała materia została skompresowana w jeden „punkt”, który miał niezwykle wysoką temperaturę, a następnie ten „punkt” eksplodował z ogromną siłą. W wyniku eksplozji atomy, materia, planety, gwiazdy, galaktyki i wreszcie życie stopniowo uformowały się z super-gorącej chmury cząstek subatomowych, która stopniowo rozszerzała się we wszystkich kierunkach.

Jednocześnie ekspansja Wszechświata trwa i nie wiadomo, jak długo potrwa: być może kiedyś osiągnie swoje granice.

Wnioski kosmologii opierają się zarówno na prawach fizyki, jak i na danych astronomii obserwacyjnej. Jak każda nauka, kosmologia w swojej strukturze, oprócz poziomu empirycznego i teoretycznego, posiada również poziom przesłanek filozoficznych, fundamentów filozoficznych.

Podstawą współczesnej kosmologii jest więc założenie, że prawa natury, ustalone na podstawie badania bardzo ograniczonej części Wszechświata, najczęściej na podstawie eksperymentów na planecie Ziemia, można ostatecznie ekstrapolować na znacznie większe obszary. do całego Wszechświata.

To założenie o stabilności praw przyrody w przestrzeni i czasie należy do podstaw filozoficznych współczesnej kosmologii.

Pojawienie się nowoczesnej kosmologii wiąże się z powstaniem relatywistycznej teorii grawitacji - ogólnej teorii względności Einsteina (1916).

Krzywizna czasoprzestrzeni i związek krzywizny z gęstością masy (energii) wynikają z równań Einsteina ogólnej teorii względności.

Stosując ogólną teorię względności do wszechświata jako całości, Einshein odkrył, że nie ma takiego rozwiązania równań, które odpowiadałoby wszechświatowi, który nie zmienia się w czasie.

Jednak Einstein wyobrażał sobie wszechświat jako nieruchomy. Dlatego wprowadził do otrzymanych równań dodatkowy wyraz, który zapewnia stacjonarność Wszechświata.

Na początku lat dwudziestych radziecki matematyk A.A. Fridman jako pierwszy rozwiązał równania ogólnej teorii względności zastosowanej do całego Wszechświata, bez narzucania warunku stacjonarności.

Pokazał, że Wszechświat wypełniony grawitującą materią musi się rozszerzać lub kurczyć.

Równania otrzymane przez Friedmana stanowią podstawę współczesnej kosmologii.

W 1929 roku amerykański astronom E. Hubble opublikował artykuł „Relationship between distance and radial velocity of extragalact nebulae nebulae”, w którym doszedł do wniosku: „Odległe galaktyki oddalają się od nas z prędkością proporcjonalną do ich odległości od nas.

Hubble doszedł do tego wniosku na podstawie empirycznego ustalenia pewnego efekt fizyczny- przesunięcie ku czerwieni, tj.

wzrost długości fal w widmie źródłowym (przesunięcie linii w kierunku czerwonej części widma) w porównaniu z liniami widm referencyjnych, na skutek efektu Dopplera, w widmach galaktyk.

Odkrycie przez Hubble'a efektu przesunięcia ku czerwieni, rozpraszania galaktyk, leży u podstaw koncepcji rozszerzającego się Wszechświata.

Zgodnie ze współczesnymi koncepcjami kosmologicznymi Wszechświat rozszerza się, ale nie ma środka ekspansji: z dowolnego punktu we Wszechświecie wzorzec ekspansji będzie wyglądał tak samo, a mianowicie wszystkie galaktyki będą miały przesunięcie ku czerwieni proporcjonalne do ich odległości.

Sama przestrzeń jest jakby napompowana.

Jeśli narysujesz galaktyki na balonie i zaczniesz go nadmuchiwać, wówczas odległości między nimi wzrosną, a im szybciej, tym dalej będą się od siebie znajdować. Jedyna różnica polega na tym, że same galaktyki narysowane na kuli powiększają się, podczas gdy prawdziwe układy gwiezdne w całym Wszechświecie zachowują swoją objętość dzięki siłom grawitacji.

Jednym z największych problemów, z jakimi borykają się zwolennicy teorii „Wielkiego Wybuchu” jest właśnie fakt, że żadnego z proponowanych przez nich scenariuszy powstania wszechświata nie da się opisać ani matematycznie, ani fizycznie.

Zgodnie z podstawowymi teoriami „Wielkiego Wybuchu”, pierwotny stan wszechświata był punktem o nieskończenie małych wymiarach o nieskończenie wysokiej gęstości i nieskończenie wysokiej temperaturze. Taki stan wykracza jednak poza granice logiki matematycznej i wymyka się formalnemu opisowi. Tak więc w rzeczywistości nie można powiedzieć nic konkretnego o stanie początkowym Wszechświata, a obliczenia tutaj zawodzą. Dlatego stan ten otrzymał wśród naukowców nazwę „zjawisko”.

Ponieważ ta bariera nie została jeszcze przezwyciężona, w popularnonaukowych publikacjach o charakterze ogólnym zwykle pomija się temat „zjawiska”, a w specjalistycznych publikacjach naukowych i publikacjach, których autorzy starają się jakoś uporać z tym matematycznym problemem, dotyczącym Stephen Hawking, profesor matematyki na Uniwersytecie w Cambridge i JFR Ellis, profesor matematyki na Uniwersytecie Kapsztadzkim, w swojej książce "The Long Scale of Space-Time Structure" wskazują na "zjawisko" :" Wyniki, które osiągnęliśmy, potwierdzają koncepcję, że wszechświat pojawił się skończoną liczbę lat temu.

Jednak punkt wyjścia teorii powstania Wszechświata – tzw. „zjawisko” – wykracza poza znane prawa fizyki.”

Jak odkryto ekspansję wszechświata

Następnie trzeba przyznać, że w imię uzasadnienia „zjawiska”, tego kamienia węgielnego teorii „wielkiego wybuchu”, trzeba przyznać możliwość wykorzystania metod badawczych, które wykraczają poza ramy współczesnej fizyki.

„Zjawisko”, jak każdy inny punkt wyjścia „początku Wszechświata”, który zawiera w sobie coś, czego nie da się opisać kategoriami naukowymi, pozostaje kwestią otwartą.

Powstaje jednak pytanie: skąd wzięło się samo „zjawisko”, jak doszło do tego? Wszak problem „zjawiska” jest tylko częścią znacznie większego problemu, problemu samego źródła stanu początkowego Wszechświata. Innymi słowy, jeśli wszechświat został pierwotnie skompresowany do pewnego punktu, to co doprowadziło go do tego stanu? I nawet jeśli porzucimy „zjawisko”, które powoduje trudności teoretyczne, pozostaje pytanie: jak powstał Wszechświat?

Próbując obejść tę trudność, niektórzy naukowcy zaproponowali tak zwaną teorię „pulsującego wszechświata”.

Ich zdaniem Wszechświat jest nieskończony, raz za razem, potem kurczy się do pewnego punktu, a potem rozszerza do pewnego rodzaju granic. Taki Wszechświat nie ma początku ani końca, istnieje tylko cykl ekspansji i cykl kurczenia się. Jednocześnie autorzy hipotezy argumentują, że Wszechświat istniał zawsze, a zatem wydaje się, że całkowicie usuwa kwestię „początku świata”.

Ale faktem jest, że nikt jeszcze nie dostarczył zadowalającego wyjaśnienia mechanizmu pulsacji.

Dlaczego występuje pulsacja wszechświata? Jakie są tego powody? Fizyk Stephen Weinberg w swojej książce „Pierwsze trzy minuty” zwraca uwagę, że z każdą kolejną pulsacją we Wszechświecie stosunek liczby fotonów do liczby nukleonów musi nieuchronnie wzrastać, co prowadzi do wygaśnięcia nowych pulsacji.

Weinberg konkluduje, że zatem liczba cykli pulsacyjnych Wszechświata jest skończona, co oznacza, że ​​w pewnym momencie muszą się one zatrzymać. W konsekwencji „pulsujący Wszechświat” ma koniec, a zatem ma początek.

W 2011 roku Nagroda Nobla w dziedzinie fizyki została przyznana Saulowi Perlmutterowi z Lawrence Berkeley National Laboratory oraz członkom High-z Supernova Research Group Brianowi P.

Schmidt z Australii Uniwersytet Narodowy i Adam G. Riess z Johns Hopkins University.

Trzej naukowcy podzielili się nagrodą za odkrycie przyspieszającej ekspansji wszechświata poprzez obserwacje odległych supernowych. Zbadali specjalny rodzaj supernowej typu Ia.

Te eksplodujące stare zwarte gwiazdy są cięższe niż Słońce, ale są wielkości Ziemi. Jedna taka supernowa może emitować tyle światła, ile cała galaktyka gwiazd. Ponad 50 odległych supernowych Ia zostało wykrytych przez dwa zespoły badaczy, których światło było słabsze niż oczekiwano.

Był to dowód na to, że ekspansja wszechświata przyspiesza. W badaniu wielokrotnie pojawiały się tajemnice i złożone problemy, jednak ostatecznie oba zespoły naukowców doszły do ​​tych samych wniosków dotyczących przyspieszenia ekspansji Wszechświata.

To odkrycie jest naprawdę niesamowite.

Wiemy już, że po Wielkim Wybuchu około 14 miliardów lat temu wszechświat zaczął się rozszerzać. Jednak odkrycie, że ta ekspansja przyspiesza, zadziwiło samych odkrywców.

Przyczyną tajemniczego przyspieszenia jest hipotetyczna ciemna energia, której wielkość szacuje się na około trzy czwarte wszechświata, ale nadal pozostaje największą zagadką współczesnej fizyki.

Astronomia

Astronomia-> Rozszerzający się Wszechświat->

Testowanie online

materiał z książki Stephena Hawkinga i Leonarda Mlodinowa” Najkrótsza historia czas "

efekt Dopplera

W latach dwudziestych, kiedy astronomowie zaczęli badać widma gwiazd w innych galaktykach, odkryto coś bardzo interesującego: okazały się one tymi samymi charakterystycznymi zestawami brakujących kolorów, co gwiazdy w naszej własnej galaktyce, ale wszystkie zostały przesunięte w kierunku czerwieni. końca widma i w tej samej proporcji.

Dla fizyków przesunięcie koloru lub częstotliwości jest znane jako efekt Dopplera.

Wszyscy wiemy, jak to zjawisko wpływa na dźwięk. Wsłuchaj się w dźwięk przejeżdżającego obok Ciebie samochodu.

Rozszerzający się wszechświat

Kiedy się zbliża, dźwięk jego silnika lub gwizdek wydaje się wyższy, a gdy samochód już mija i zaczyna odjeżdżać, dźwięk cichnie. Samochód policyjny jadący w naszym kierunku z prędkością stu kilometrów na godzinę rozwija około jednej dziesiątej prędkości dźwięku. Dźwięk jego syreny to fala, naprzemienne grzbiety i doliny. Przypomnijmy, że odległość między najbliższymi grzbietami (lub dolinami) nazywana jest długością fali. Im krótsza długość fali, tym więcej drgań dociera do naszego ucha w ciągu sekundy i tym wyższy jest ton lub częstotliwość dźwięku.

Efekt Dopplera spowodowany jest tym, że zbliżający się samochód emitujący każdy kolejny grzbiet fali dźwiękowej będzie coraz bliżej nas, a w efekcie odległość między grzbietami będzie mniejsza niż gdyby samochód stał w miejscu .

Oznacza to, że długości fal docierających do nas stają się krótsze, a ich częstotliwość - wyższa. I odwrotnie, jeśli samochód się oddala, odbierane przez nas długości fal stają się dłuższe, a częstotliwości niższe. A im szybciej samochód się porusza, tym silniejszy jest efekt Dopplera, który pozwala na jego wykorzystanie do pomiaru prędkości.

Gdy źródło emitujące fale porusza się w kierunku obserwatora, długość fali maleje.

Wręcz przeciwnie, gdy źródło jest usuwane, wzrasta. Nazywa się to efektem Dopplera.

Tak samo zachowują się fale świetlne i radiowe. Policja wykorzystuje efekt Dopplera do określania prędkości pojazdów, mierząc długość fali odbitego od nich sygnału radiowego.

Światło to wibracje lub fale, pole elektromagnetyczne... Długość fali światła widzialnego jest niezwykle mała – od czterdziestu do osiemdziesięciu milionowych części metra. Ludzkie oko odbiera fale świetlne o różnej długości jako różne kolory, przy czym najdłuższe fale znajdują się na czerwonym końcu widma, a najkrótsze na niebieskim.

Teraz wyobraź sobie źródło światła w stałej odległości od nas, na przykład gwiazdę emitującą fale świetlne o określonej długości. Zarejestrowane długości fal będą takie same jak te wyemitowane. Ale przypuśćmy teraz, że źródło światła zaczęło się od nas oddalać. Podobnie jak w przypadku dźwięku, zwiększy to długość fali światła, co oznacza, że ​​widmo przesunie się w kierunku czerwonego końca.

Ekspansja wszechświata

Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk, Hubble w kolejnych latach zajmował się określaniem odległości do nich i obserwowaniem ich widm.

W tamtym czasie wielu zakładało, że galaktyki poruszają się nieregularnie i spodziewało się, że liczba widm przesuniętych ku czerwieni będzie mniej więcej taka sama jak liczba przesunięta ku czerwieni. Dlatego całkowitym zaskoczeniem było odkrycie, że widma większości galaktyk wykazują przesunięcie ku czerwieni – prawie wszystkie układy gwiezdne oddalają się od nas!

Jeszcze bardziej zaskakujący był fakt odkryty przez Hubble'a i upubliczniony w 1929 roku: wielkość przesunięcia ku czerwieni galaktyk nie jest przypadkowa, ale jest wprost proporcjonalna do ich odległości od nas. Innymi słowy, im dalej galaktyka jest od nas, tym szybciej się oddala! Z tego wynikało, że Wszechświat nie może być statyczny, o niezmienionej wielkości, jak wcześniej sądzono.

W rzeczywistości rozszerza się: odległość między galaktykami stale rośnie.

Uświadomienie sobie, że wszechświat się rozszerza, zrewolucjonizowało umysł, jeden z największych w dwudziestym wieku. Patrząc wstecz, może wydawać się zaskakujące, że nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inne wielkie umysły powinny zdać sobie sprawę, że statyczny wszechświat byłby niestabilny. Nawet jeśli w pewnym momencie byłby nieruchomy, wzajemne przyciąganie gwiazd i galaktyk szybko doprowadziłoby do jego kurczenia się.

Nawet gdyby wszechświat rozszerzał się stosunkowo wolno, grawitacja ostatecznie zakończyłaby jego ekspansję i spowodowała kurczenie się. Jeśli jednak tempo ekspansji Wszechświata jest większe niż pewien punkt krytyczny, grawitacja nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność.

Istnieje dalekie podobieństwo do rakiety unoszącej się z powierzchni Ziemi.

Przy stosunkowo niskiej prędkości grawitacja w końcu zatrzyma rakietę i zacznie uderzać w Ziemię. Z drugiej strony, jeśli prędkość rakiety jest wyższa niż krytyczna (ponad 11,2 km na sekundę), grawitacja nie może jej utrzymać i opuszcza Ziemię na zawsze.

W 1965 roku dwaj amerykańscy fizycy, Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories w New Jersey, debugowali bardzo czuły odbiornik mikrofalowy.

(Mikrofale odnoszą się do promieniowania o długości fali około centymetra.) Penzias i Wilson obawiali się, że odbiornik rejestruje więcej szumów niż oczekiwano. Znaleźli ptasie odchody na antenie i wyeliminowali inne potencjalne przyczyny awarii, ale wkrótce wyczerpali wszystkie możliwe źródła zakłóceń. Hałas był inny, ponieważ był rejestrowany przez całą dobę przez cały rok, niezależnie od obrotu Ziemi wokół własnej osi i jej obrotu wokół Słońca. Ponieważ ruch Ziemi kierował odbiornik w różne sektory przestrzeni, Penzias i Wilson doszli do wniosku, że hałas pochodzi z zewnątrz. Układ Słoneczny a nawet spoza galaktyki.

Wydawał się chodzić jednakowo ze wszystkich stron kosmosu. Teraz wiemy, że wszędzie tam, gdzie skierowany jest odbiornik, szum ten pozostaje stały, z wyjątkiem nieznacznych zmian. Tak więc Penzias i Wilson przypadkowo natknęli się na uderzający przykład, że wszechświat jest taki sam we wszystkich kierunkach.

Jakie jest pochodzenie tego kosmicznego szumu tła? Mniej więcej w tym samym czasie, gdy Penzias i Wilson badali tajemniczy szum w odbiorniku, mikrofalami zainteresowali się również dwaj amerykańscy fizycy z Uniwersytetu Princeton, Bob Dick i Jim Peebles.

Przestudiowali założenie George'a (George'a) Gamowa, że ​​na wczesne stadia rozwój Wszechświata był bardzo gęsty i rozpalony do białości. Dick i Peebles wierzyli, że jeśli to prawda, to powinniśmy być w stanie zaobserwować blask wczesnego wszechświata, ponieważ światło z bardzo odległych rejonów naszego świata dopiero teraz dociera do nas. Jednak ze względu na rozszerzanie się Wszechświata światło to musi być tak silnie przesunięte na czerwony koniec widma, że ​​przechodzi z promieniowania widzialnego w promieniowanie mikrofalowe.

Dick i Peebles przygotowywali się do poszukiwania tego promieniowania, kiedy Penzias i Wilson, słysząc o swojej pracy, zdali sobie sprawę, że już ją znaleźli.

Za to znalezisko Penzias i Wilson zostali nagrodzeni w 1978 roku nagroda Nobla(co wydaje się nieco niesprawiedliwe dla Dicka i Peeblesa, nie wspominając o Gamowie).

Na pierwszy rzut oka fakt, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, sugeruje, że zajmujemy w nim szczególne miejsce. W szczególności może się wydawać, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, to powinniśmy znajdować się w centrum wszechświata.

Istnieje jednak inne wytłumaczenie tego zjawiska: Wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach, także patrząc z dowolnej innej galaktyki.

Wszystkie galaktyki oddalają się od siebie.

Przypomina rozchodzenie się kolorowych plam na powierzchni napompowanego balonu. Wraz ze wzrostem wielkości kuli zwiększają się również odległości między dowolnymi dwoma punktami, ale żadnego z punktów nie można uznać za środek ekspansji.

Co więcej, jeśli promień balonu stale rośnie, to im dalej od siebie znajdują się plamy na jego powierzchni, tym szybciej zostaną usunięte podczas rozszerzania. Powiedzmy, że promień balonu podwaja się co sekundę.

Wtedy dwie plamki, oddzielone początkowo odległością jednego centymetra, w ciągu sekundy będą już w odległości dwóch centymetrów od siebie (jeśli mierzone są wzdłuż powierzchni balonu), tak aby ich prędkość względna wynosiła jeden centymetr na sekundę .

Z drugiej strony, para plamek, które zostały oddzielone o dziesięć centymetrów, sekundę po rozpoczęciu ekspansji, odsunie się o dwadzieścia centymetrów, tak że ich względna prędkość wyniesie dziesięć centymetrów na sekundę. Szybkość, z jaką dowolne dwie galaktyki oddalają się od siebie, jest proporcjonalna do odległości między nimi.

Zatem przesunięcie ku czerwieni galaktyki powinno być wprost proporcjonalne do jej odległości od nas - to właśnie zależność, którą Hubble później odkrył. W 1922 roku rosyjskiemu fizykowi i matematykowi Aleksandrowi Friedmanowi udało się zaproponować udany model i przewidzieć wyniki obserwacji Hubble’a, jego praca była prawie nieznana na Zachodzie aż do 1935 roku, gdy podobny model został zaproponowany przez amerykańskiego fizyka Howarda Robertsona i Brytyjczyka. matematyk Arthur Walker, podążający śladami odkrycia ekspansji wszechświata przez Hubble'a.

W wyniku ekspansji Wszechświata galaktyki oddalają się od siebie.

Z biegiem czasu odległość między odległymi wyspami gwiezdnymi zwiększa się bardziej niż między pobliskimi galaktykami, podobnie jak w przypadku plam na zgrubieniach balon na gorące powietrze.

Dlatego też obserwatorowi z dowolnej galaktyki prędkość usuwania innej galaktyki wydaje się tym większa, im dalej jest ona położona.

Trzy rodzaje ekspansji wszechświata

Pierwsza klasa rozwiązań (to odkryte przez Friedmana) zakłada, że ​​ekspansja Wszechświata jest na tyle powolna, że ​​przyciąganie między galaktykami stopniowo zwalnia, a ostatecznie je zatrzymuje.

Następnie galaktyki zaczynają się zbliżać, a Wszechświat zaczyna się kurczyć. Według drugiej klasy rozwiązań Wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacja tylko nieznacznie spowolni rozpraszanie galaktyk, ale nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, zgodnie z którym wszechświat rozszerza się w takim tempie, aby uniknąć zapadnięcia się. Z biegiem czasu prędkość ekspansji galaktyk staje się coraz mniejsza, ale nigdy nie osiąga zera.

Niesamowitą cechą pierwszego modelu Friedmana jest to, że wszechświat nie jest w nim nieskończony w przestrzeni, ale nigdzie w przestrzeni nie ma granic.

Grawitacja jest tak silna, że ​​przestrzeń zapada się i zamyka w sobie. Jest to trochę podobne do powierzchni Ziemi, która również jest skończona, ale nie ma granic. Jeśli poruszasz się po powierzchni Ziemi w określonym kierunku, nigdy nie trafisz na barierę nie do pokonania ani na skraj świata, ale w końcu wrócisz do miejsca, w którym rozpocząłeś podróż.

W pierwszym modelu Friedmana przestrzeń jest zaaranżowana dokładnie w ten sam sposób, ale w trzech wymiarach, a nie w dwóch, jak w przypadku powierzchni Ziemi. Pomysł, że możesz okrążyć wszechświat i wrócić do punktu wyjścia, jest dobry dla science fiction, ale nie ma praktyczny ponieważ, jak można udowodnić, wszechświat skurczy się do punktu, zanim podróżnik powróci na początek swojej podróży.

Wszechświat jest tak duży, że trzeba się ruszać szybszy niż światło mieć czas na dokończenie podróży tam, gdzie ją rozpocząłeś, a takie prędkości są zakazane (zgodnie z teorią względności). W drugim modelu Friedmana przestrzeń też jest zakrzywiona, ale w inny sposób.

I dopiero w trzecim modelu wielkoskalowa geometria Wszechświata jest płaska (chociaż przestrzeń jest zakrzywiona w sąsiedztwie masywnych ciał).

Który z modeli Friedmana opisuje nasz Wszechświat? Czy ekspansja Wszechświata kiedykolwiek się zatrzyma i czy zostanie zastąpiona przez kurczenie się, czy też Wszechświat rozszerzy się na zawsze?

Okazało się, że odpowiedź na to pytanie jest trudniejsza, niż początkowo sądzili naukowcy. Jego rozwiązanie zależy głównie od dwóch rzeczy - obserwowanego obecnie tempa rozszerzania się Wszechświata oraz jego aktualnej średniej gęstości (ilości materii na jednostkę objętości przestrzeni).

Im wyższa jest obecna szybkość ekspansji, tym większa grawitacja, a co za tym idzie gęstość materii, jest wymagana do zatrzymania ekspansji. Jeśli średnia gęstość jest wyższa niż pewna wartość krytyczna (określona przez tempo ekspansji), wówczas przyciąganie grawitacyjne materii może zatrzymać ekspansję Wszechświata i zmusić go do kurczenia się. Takie zachowanie wszechświata odpowiada pierwszemu modelowi Friedmana.

Jeśli średnia gęstość jest mniejsza niż wartość krytyczna, to przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma ekspansji i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność – tak jak w drugim modelu Friedmanna. Wreszcie, jeśli średnia gęstość Wszechświata jest dokładnie równa wartości krytycznej, ekspansja Wszechświata będzie zwalniać na zawsze, zbliżając się coraz bardziej do stanu statycznego, ale nigdy go nie osiągając.

Ten scenariusz jest zgodny z trzecim modelem Friedmana.

Więc który model jest poprawny? Aktualne tempo rozszerzania się Wszechświata możemy określić, mierząc tempo oddalania się od nas innych galaktyk za pomocą efektu Dopplera.

Można to zrobić bardzo dokładnie. Jednak odległości do galaktyk nie są dobrze znane, ponieważ możemy je zmierzyć tylko pośrednio. Dlatego wiemy tylko, że tempo ekspansji Wszechświata wynosi od 5 do 10% na miliard lat. Jeszcze bardziej niejasna jest nasza wiedza na temat obecnej średniej gęstości wszechświata. Tak więc, jeśli zsumujemy masy wszystkich widocznych gwiazd w naszej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna tego, co jest potrzebne do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy najniższym oszacowaniu tempa ekspansji.

Ale to nie wszystko.

Nasza i inne galaktyki muszą zawierać duża liczba jakaś „ciemna materia”, której nie możemy obserwować bezpośrednio, ale o której istnieniu wiemy dzięki jej grawitacyjnemu wpływowi na orbity gwiazd w galaktykach. Być może najlepszy dowód na istnienie ciemnej materii pochodzi z orbit gwiazd na obrzeżach galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna.

Gwiazdy te krążą wokół swoich galaktyk zbyt szybko, aby mogły być utrzymywane na orbicie jedynie przez przyciąganie widocznych gwiazd galaktyki. Ponadto większość galaktyk jest częścią gromad i podobnie możemy wywnioskować obecność ciemnej materii między galaktykami w tych gromadach na podstawie jej wpływu na ruch galaktyk.

W rzeczywistości ilość ciemnej materii we Wszechświecie znacznie przekracza ilość zwykła substancja... Jeśli weźmiemy pod uwagę całą ciemną materię, otrzymamy około jednej dziesiątej masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji.

Nie da się jednak wykluczyć istnienia innych nieznanych nam jeszcze form materii, rozmieszczonych niemal równomiernie w całym Wszechświecie, które mogłyby ją zwiększać średnia gęstość.

Na przykład są cząstki elementarne zwane neutrinami, które bardzo słabo oddziałują z materią i są niezwykle trudne do wykrycia.

W ciągu ostatnich kilku lat różne zespoły badawcze badały najmniejsze zmarszczki tła mikrofalowego, które znaleźli Penzias i Wilson. Wielkość tych zmarszczek może służyć jako wskaźnik wielkoskalowej struktury wszechświata. Jego charakter zdaje się wskazywać, że wszechświat jest wciąż płaski (jak w trzecim modelu Friedmana)!

Ponieważ jednak całkowita ilość zwykłej i ciemnej materii to za mało, fizycy postulowali istnienie innej, jeszcze nieodkrytej substancji - ciemnej energii.

I jakby jeszcze bardziej komplikować problem, ostatnie obserwacje wykazały, że ekspansja wszechświata nie zwalnia, ale przyspiesza.

W przeciwieństwie do wszystkich modeli Friedmana! To bardzo dziwne, ponieważ obecność materii w kosmosie – o dużej lub małej gęstości – może jedynie spowolnić ekspansję. Wszakże grawitacja zawsze działa jako siła przyciągania. Przyspieszenie kosmologicznej ekspansji jest jak bomba, która po wybuchu gromadzi, a nie rozprasza energię.

Jaka siła odpowiada za przyspieszającą ekspansję kosmosu? Nikt nie ma rzetelnej odpowiedzi na to pytanie. Być może jednak Einstein miał nadal rację, gdy wprowadził do swoich równań stałą kosmologiczną (i odpowiadający jej efekt antygrawitacyjny).

Błąd Einsteina

Ekspansję wszechświata można było przewidzieć w dowolnym momencie XIX lub XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku.

Jednak wiara w statyczny wszechświat była tak silna, że ​​złudzenie utrzymało się w umysłach aż do początku XX wieku. Nawet Einstein był tak pewny statycznej natury wszechświata, że ​​w 1915 roku wprowadził specjalną poprawkę do ogólnej teorii względności, sztucznie dodając do równań specjalny wyraz, zwany stałą kosmologiczną, który zapewniał statyczny charakter wszechświata.

Stała kosmologiczna objawiła się jako działanie pewnej nowej siły – „antygrawitacji”, która w przeciwieństwie do innych sił nie miała żadnego określonego źródła, lecz była po prostu nieodłączną właściwością tkwiącą w samej tkance czasoprzestrzeni.

Pod wpływem tej siły czasoprzestrzeń wykazywała wrodzoną tendencję do rozszerzania się. Wybierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein mógł zmieniać siłę tego trendu. Z jego pomocą był w stanie dokładnie zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej istniejącej materii i uzyskać w rezultacie statyczny Wszechświat.

Einstein później odrzucił ideę stałej kosmologicznej, uznając ją za swój „największy błąd”.

Jak wkrótce zobaczymy, istnieją dzisiaj powody, by sądzić, że mimo wszystko Einstein mógł mieć rację wprowadzając stałą kosmologiczną. Ale Einsteina najbardziej zniechęcił fakt, że pozwolił, by jego wiara w stacjonarny wszechświat podważyła wniosek, że wszechświat musi się rozszerzać, jak przewidziała jego własna teoria. Wydaje się, że tylko jedna osoba dostrzegła tę konsekwencję ogólnej teorii względności i potraktowała ją poważnie. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu na uniknięcie niestatycznej natury Wszechświata, rosyjski fizyk i matematyk Alexander Fridman wręcz przeciwnie, upierał się, że wszechświat się rozszerza.

Friedman poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące wszechświata: że wygląda tak samo bez względu na to, gdzie spojrzymy, i że jest to prawdą niezależnie od tego, skąd patrzymy we wszechświecie.

Opierając się na tych dwóch pomysłach i rozwiązując równania ogólnej teorii względności, udowodnił, że wszechświat nie może być statyczny. Tak więc w 1922, kilka lat przed odkryciem Edwina Hubble'a, Friedman dokładnie przewidział rozszerzanie się wszechświata!

Wieki temu kościół chrześcijański uznałby go za herezję, ponieważ doktryna kościoła postulowała, że ​​zajmujemy szczególne miejsce w centrum wszechświata.

Ale dzisiaj przyjmujemy to założenie Friedmana z prawie przeciwnego powodu, z pewnego rodzaju skromności: wydawałoby się nam całkowicie zdumiewające, gdyby wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach tylko dla nas, ale nie dla innych obserwatorów we wszechświecie!

WSZECHŚWIAT(z greckiego „oikumena” – zamieszkana, zamieszkana ziemia) – „wszystko, co istnieje”, „całość wszechobejmująca świat”, „całość wszystkich rzeczy”; znaczenie tych terminów jest niejednoznaczne i zdeterminowane przez kontekst pojęciowy.

Istnieją co najmniej trzy poziomy pojęcia „wszechświata”.

1. Wszechświat jako idea filozoficzna ma znaczenie bliskie pojęciu „wszechświata” lub „świata”: „świat materialny”, „istota stworzona” itp. Odgrywa ważną rolę w filozofii europejskiej. Obrazy Wszechświata w ontologiach filozoficznych zostały włączone do filozoficznych podstaw badań naukowych Wszechświata.

2. Wszechświat w kosmologii fizycznej, czyli Wszechświat jako całość, jest przedmiotem kosmologicznych ekstrapolacji.

W tradycyjnym sensie jest to wszechogarniający, nieograniczony i zasadniczo unikalny system fizyczny („Wszechświat został opublikowany w jednym egzemplarzu” – A. Poincaré); świat materialny, widziany z fizycznego i astronomicznego punktu widzenia (A.L. Zelmanov). Różne teorie i modele Wszechświata są z tego punktu widzenia postrzegane jako nierównoważne względem tego samego oryginału.

To rozumienie Wszechświata jako całości uzasadniano na różne sposoby: 1) przez odniesienie do „domniemania ekstrapolacji”: kosmologia twierdzi, że właśnie reprezentuje całościową całość w systemie wiedzy za pomocą środków pojęciowych i dopóki nie zostanie udowodnione coś przeciwnego roszczenia te należy w całości przyjąć; 2) logicznie - Wszechświat jest definiowany jako wszechobejmująca całość świata, a inne Wszechświaty z definicji nie mogą istnieć itp. Klasyczna kosmologia newtonowska stworzyła obraz Wszechświata, nieskończonego w czasie i przestrzeni, a nieskończoność uznano za atrybutową właściwość Wszechświata.

Powszechnie przyjmuje się, że nieskończony, jednorodny Wszechświat Newtona „zniszczył” starożytny kosmos. Jednak naukowe i filozoficzne obrazy Wszechświata nadal współistnieją w kulturze, która wzajemnie się wzbogaca.

Wszechświat Newtona zniszczył obraz starożytnego kosmosu tylko w tym sensie, że oddzielił człowieka od Wszechświata, a nawet przeciwstawił mu się.

W nieklasycznej, relatywistycznej kosmologii po raz pierwszy skonstruowano teorię wszechświata.

Jego właściwości okazały się zupełnie inne niż newtonowskie. Zgodnie z teorią rozszerzającego się Wszechświata, rozwiniętą przez Friedmana, Wszechświat jako całość może być zarówno skończony, jak i nieskończony w przestrzeni, a w każdym przypadku jest skończony, tj.

miał początek. AA Fridman wierzył, że świat, czyli Wszechświat jako przedmiot kosmologii, „jest nieskończenie węższy i mniejszy niż wszechświat światowy filozofa”. Wręcz przeciwnie, przytłaczająca większość kosmologów, kierując się zasadą jednolitości, utożsamiała modele rozszerzającego się Wszechświata z naszą metagalaktyką. Początkowy moment ekspansji metagalaktyki uznano za absolutny „początek wszystkiego”, z kreacjonistycznego punktu widzenia – za „stworzenie świata”. Część kosmologów relatywistycznych, uznając zasadę jednorodności za niewystarczająco uzasadnione uproszczenie, uważała Wszechświat za wszechogarniający układ fizyczny o większej skali niż Metagalaktyka, a Metagalaktykę - jedynie za ograniczoną część Wszechświata.

Kosmologia relatywistyczna radykalnie zmieniła obraz wszechświata w naukowym obrazie świata.

Światopoglądowo powróciła do obrazu starożytnego kosmosu w tym sensie, że ponownie połączył on człowieka z (ewoluującym) Wszechświatem. Następny krok w tym kierunku przyszedł zasada antropiczna w kosmologii.

Współczesne podejście do interpretacji Wszechświata jako całości opiera się po pierwsze na zróżnicowaniu filozoficznej idei świata i Wszechświata jako przedmiotu kosmologii; po drugie, pojęcie to jest relatywizowane, tj. jego objętość jest skorelowana z pewnym stanem poznania, teorią kosmologiczną lub modelem - w sensie czysto językowym (niezależnie od ich statusu przedmiotowego) lub w sensie przedmiotowym.

Wszechświat został zinterpretowany na przykład jako „największy zbiór wydarzeń, do których nasz prawa fizyczne ekstrapolowane w taki czy inny sposób ”lub„ można uznać za fizycznie związane z nami ”(G. Bondi).

Rozwinięciem tego podejścia była koncepcja, zgodnie z którą Wszechświat w kosmologii to „wszystko, co istnieje” nie w jakimś absolutnym sensie, ale tylko z punktu widzenia tej teorii kosmologicznej, tj. system fizyczny o największej skali i porządku, którego istnienie wynika z pewnego systemu wiedzy fizycznej.

Jest to względna i przejściowa granica poznanego megaświata, wyznaczona przez możliwości ekstrapolacji systemu wiedzy fizycznej. Wszechświat jako całość nie zawsze ma być tym samym „oryginalnym”. Wręcz przeciwnie, różne teorie mogą mieć za przedmiot różne oryginały, tj. systemy fizyczne inny porządek i skalę hierarchii strukturalnej. Ale wszelkie twierdzenia, że ​​reprezentują wszechobejmującą całość świata w sensie absolutnym, pozostają bezpodstawne.

Interpretując wszechświat w kosmologii, należy dokonać rozróżnienia między potencjalnie i faktycznie istniejącym. To, co dziś uważane jest za nieistniejące, jutro może wejść do sfery”. badania naukowe, okaże się, że istnieje (z punktu widzenia fizyki) i zostanie uwzględniona w naszym rozumieniu Wszechświata. Jeśli więc teoria rozszerzającego się Wszechświata zasadniczo opisywała naszą metagalaktykę, to teoria Wszechświata inflacyjnego („pęczniejącego”), najpopularniejsza we współczesnej kosmologii, wprowadza pojęcie zbioru „innych wszechświatów” (lub, w kategoriach język empiryczny, obiekty pozametagalaktyczne) o jakościowo różnych właściwościach.

Teoria inflacyjna uznaje zatem megaskopowe naruszenie zasady jednorodności Wszechświata i wprowadza zasadę nieskończonej różnorodności Wszechświata, która jest w swoim znaczeniu komplementarna.

IS Shklovsky zasugerował nazwanie całości tych wszechświatów „Metawersem”. Kosmologia inflacyjna w określonej formie ożywia zatem ideę nieskończoności Wszechświata (Metawersum) jako jego nieskończonej różnorodności. Obiekty takie jak Metagalaktyka są często nazywane „mini-wszechświatami” w kosmologii inflacyjnej.

Miniwszechświaty powstają dzięki spontanicznym fluktuacjom fizycznej próżni. Z tego punktu widzenia wynika, że ​​początkowy moment ekspansji naszego Wszechświata, metagalaktykę, niekoniecznie należy uważać za absolutny początek wszystkiego.

To dopiero początkowy moment ewolucji i samoorganizacji jednego z systemów kosmicznych. W niektórych wersjach kosmologii kwantowej pojęcie wszechświata jest ściśle związane z istnieniem obserwatora („zasada uczestnictwa”). Czyż z kolei Wszechświat, wygenerowawszy na pewnym ograniczonym etapie swego istnienia obserwatorów-uczestników, poprzez ich obserwacje nie nabywa namacalności, którą nazywamy rzeczywistością? Czy to nie jest mechanizm istnienia?” (AJ Wheeler).

O znaczeniu pojęcia Wszechświata decyduje w tym przypadku teoria oparta na rozróżnieniu potencjalnego i faktycznego istnienia Wszechświata jako całości w świetle zasady kwantowej.

3. Wszechświat w astronomii (obserwowalny, czyli astronomiczny) to obszar świata objęty obserwacjami, a obecnie częściowo eksperymentami kosmicznymi, tj.

„Wszystko, co istnieje” z punktu widzenia narzędzi obserwacyjnych i metod badawczych dostępnych w astronomii. Wszechświat astronomiczny to hierarchia systemów kosmicznych o rosnącej skali i porządku złożoności, które są konsekwentnie odkrywane i badane przez naukę. Są to Układ Słoneczny, nasz system gwiezdny, Galaktyka (której istnienie udowodnił W. Herschel w XVIII wieku), Metagalaktyka odkryta przez E. Hubble'a w latach dwudziestych.

Obecnie do obserwacji dostępne są obiekty Wszechświata, które oddalone są od nas w odległości ok. 1 km. 9-12 miliardów lat świetlnych.

W całej historii astronomii aż do 2 piętra.

Koncepcja rozszerzania wszechświata.

XX wiek we wszechświecie astronomicznym znane były te same typy ciał niebieskich: planety, gwiazdy, materia gazowa i pyłowa. Współczesna astronomia odkryła zupełnie nowe, wcześniej nie znane typy ciała niebieskie, m.in.

supergęste obiekty w jądrach galaktyk (prawdopodobnie czarne dziury). Wiele stanów ciał niebieskich we Wszechświecie astronomicznym okazało się mocno niestacjonarnych, niestabilnych, tj. zlokalizowane w punktach rozwidlenia. Przyjmuje się, że przytłaczająca część (aż 90-95%) substancji astronomicznego Wszechświata skoncentrowana jest w niewidzialnych, ale nieobserwowalnych formach („masa ukryta”).

Literatura:

1. Fridman AA

Ulubione Pracuje. M., 1965;

2. Nieskończoność i Wszechświat. M., 1970;

3. Wszechświat, astronomia, filozofia. M, 1988;

4. Astronomia a współczesny obraz świata.

5. Bondy H. Kosmologia. Cambr. 1952;

6. Munitz M. Przestrzeń, czas i twórczość. Nowy Jork, 1965.

W.W. Kazyutinski

Jeśli spojrzysz na niebo w pogodną bezksiężycową noc, najjaśniejszymi obiektami będą prawdopodobnie planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Zobaczysz też całe rozproszenie gwiazd podobnych do naszego Słońca, ale znajdujących się znacznie dalej od nas. Niektóre z tych gwiazd stałych są w rzeczywistości ledwo przesunięte względem siebie, gdy Ziemia porusza się wokół Słońca. Wcale nie są nieruchome! Dzieje się tak, ponieważ takie gwiazdy są stosunkowo blisko nas. Ze względu na ruch Ziemi wokół Słońca widzimy te bliższe gwiazdy na tle bardziej odległych od różnych pozycji. Ten sam efekt obserwujemy podczas jazdy samochodem, a drzewa przy drodze wydają się zmieniać swoje położenie na tle rozciągającego się w kierunku horyzontu krajobrazu (ryc. 14). Im bliżej drzew, tym bardziej zauważalny jest ich ruch. Ta zmiana względnej pozycji nazywana jest paralaksą. W przypadku gwiazd jest to prawdziwy łut szczęścia dla ludzkości, ponieważ paralaksa pozwala nam bezpośrednio zmierzyć odległość do nich.

Ryż. 14. Paralaksa gwiezdna.

Niezależnie od tego, czy jesteś na drodze, czy w kosmosie, względne położenie ciał bliskich i dalekich zmienia się podczas ruchu. Wielkość tych zmian można wykorzystać do określenia odległości między ciałami.

Najbliższa gwiazda, Proxima Centauri, znajduje się w odległości około czterech lat świetlnych lub czterdziestu milionów milionów kilometrów. Większość innych gwiazd widocznych gołym okiem znajduje się w odległości kilkuset lat świetlnych od nas. Dla porównania: od Ziemi do Słońca tylko osiem minut świetlnych! Gwiazdy rozsiane są po nocnym niebie, ale szczególnie gęsto rozrzucone są w pasie, który nazywamy Droga Mleczna... Już w 1750 roku niektórzy astronomowie sugerowali, że pojawienie się Drogi Mlecznej można wytłumaczyć, jeśli założymy, że większość widocznych gwiazd jest zebrana w konfiguracji dysku, takiej jak te, które teraz nazywamy galaktykami spiralnymi. Zaledwie kilkadziesiąt lat później angielski astronom William Herschel potwierdził słuszność tego pomysłu, skrupulatnie licząc liczbę gwiazd widocznych przez teleskop w różnych częściach nieba. Niemniej jednak idea ta zyskała pełne uznanie dopiero w XX wieku. Teraz wiemy, że Droga Mleczna – nasza Galaktyka – rozciąga się od krawędzi do krawędzi przez około sto tysięcy lat świetlnych i powoli obraca się; gwiazdy w jej ramionach spiralnych wykonują jeden obrót wokół centrum Galaktyki w ciągu kilkuset milionów lat. Nasze Słońce, najpowszechniejsza żółta gwiazda średniej wielkości, znajduje się na wewnętrznej krawędzi jednego z ramion spiralnych. Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy ludzie uważali Ziemię za centrum wszechświata.

Współczesny obraz wszechświata zaczął się wyłaniać w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble udowodnił, że Droga Mleczna nie jest jedyną galaktyką. Odkrył, że istnieje wiele innych systemów gwiezdnych, oddzielonych rozległymi pustymi przestrzeniami. Aby to potwierdzić, Hubble musiał określić odległość od Ziemi do innych galaktyk. Ale galaktyki są tak daleko, że w przeciwieństwie do pobliskich gwiazd wydają się być nieruchome. Nie mogąc użyć paralaksy do pomiaru odległości do galaktyk, Hubble został zmuszony do użycia pośrednich metod szacowania odległości. Oczywistą miarą odległości gwiazdy jest jej jasność. Ale pozorna jasność zależy nie tylko od odległości do gwiazdy, ale także od jasności gwiazdy - ilości emitowanego przez nią światła. Słaba, ale bliska nam gwiazda zaćmi najjaśniejszą gwiazdę z odległej galaktyki. Dlatego, aby użyć pozornej jasności jako miary odległości, musimy znać jasność gwiazdy.

Jasność pobliskich gwiazd można obliczyć z ich pozornej jasności, ponieważ dzięki paralaksie znamy odległość do nich. Hubble zauważył, że pobliskie gwiazdy można sklasyfikować na podstawie charakteru emitowanego przez nie światła. Gwiazdy tej samej klasy mają zawsze tę samą jasność. Następnie zasugerował, że jeśli znajdziemy gwiazdy tych klas w odległej galaktyce, to można je przypisać tej samej jasności co podobne gwiazdy w pobliżu. Dzięki tym informacjom łatwo obliczyć odległość do galaktyki. Jeśli obliczenia wykonane dla wielu gwiazd w tej samej galaktyce dają tę samą odległość, to możemy być pewni poprawności naszych szacunków. W ten sposób Edwin Hubble obliczył odległości do dziewięciu różnych galaktyk.

Dziś wiemy, że gwiazdy widoczne gołym okiem stanowią niewielki ułamek wszystkich gwiazd. Na niebie widzimy około 5000 gwiazd - tylko około 0,0001% całkowitej liczby gwiazd w naszej Galaktyce, Drodze Mlecznej. A Droga Mleczna to tylko jedna z ponad stu miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów. A każda galaktyka zawiera około stu miliardów gwiazd. Gdyby gwiazda była ziarnkiem soli, wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem zmieściłyby się w łyżeczce, ale gwiazdy całego wszechświata utworzyłyby kulę o średnicy ponad trzynastu kilometrów.

Gwiazdy są tak daleko od nas, że wydają się być punktami świetlnymi. Nie możemy odróżnić ich wielkości czy kształtu. Ale, jak zauważył Hubble, istnieje wiele różnych typów gwiazd i możemy je rozróżnić po kolorze emitowanego przez nie promieniowania. Newton odkrył, że jeśli światło słoneczne przechodzi przez trójkątny szklany pryzmat, rozkłada się na kolory składowe, jak tęcza (ryc. 15). Względną intensywność różnych kolorów w promieniowaniu emitowanym przez określone źródło światła nazywamy jego widmem. Skupiając teleskop na pojedynczej gwieździe lub galaktyce, możesz zbadać widmo emitowanego przez nią światła.

Ryż. 15. Widmo gwiazd.

Analizując widmo promieniowania gwiazdy, można określić zarówno jej temperaturę, jak i skład atmosfery.

Promieniowanie ciała umożliwia między innymi ocenę jego temperatury. W 1860 r. niemiecki fizyk Gustav Kirchhoff ustalił, że każde ciało materialne, na przykład gwiazda, po podgrzaniu emituje światło lub inne promieniowanie, tak jak świecą się rozżarzone węgle. Blask rozgrzanych ciał wynika z ruchu termicznego znajdujących się w nich atomów. Nazywa się to promieniowaniem ciała doskonale czarnego (nawet jeśli same ogrzane ciała nie są czarne). Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego trudno pomylić z czymkolwiek: ma ono charakterystyczną postać, która zmienia się wraz z temperaturą ciała (ryc. 16). Dlatego promieniowanie ogrzanego ciała jest podobne do odczytów termometru. Widmo promieniowania, które obserwujemy z różnych gwiazd, jest zawsze zbliżone do promieniowania ciała doskonale czarnego, jest to rodzaj ostrzeżenia o temperaturze gwiazdy.

Ryż. 16. Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego.

Wszystkie ciała - nie tylko gwiazdy - emitują promieniowanie w wyniku ruchu termicznego tworzących je mikroskopijnych cząstek. Rozkład częstotliwości promieniowania charakteryzuje temperaturę ciała.

Jeśli przyjrzymy się uważnie światłu gwiazd, da nam to jeszcze więcej informacji. Znajdziemy brak niektórych ściśle określonych kolorów i będą one różne dla różnych gwiazd. A skoro wiemy, że wszyscy pierwiastek chemiczny pochłania zestaw charakterystycznych dla niej kolorów, to porównując te kolory z tymi, których nie ma w widmie gwiazdy, będziemy w stanie określić dokładnie, jakie pierwiastki występują w jej atmosferze.

W latach dwudziestych, kiedy astronomowie zaczęli badać widma gwiazd w innych galaktykach, odkryto coś bardzo interesującego: okazały się one tymi samymi charakterystycznymi zestawami brakujących kolorów, co gwiazdy w naszej własnej galaktyce, ale wszystkie zostały przesunięte w kierunku czerwieni. końca widma i w tej samej proporcji. Dla fizyków przesunięcie koloru lub częstotliwości jest znane jako efekt Dopplera.

Wszyscy wiemy, jak to zjawisko wpływa na dźwięk. Wsłuchaj się w dźwięk przejeżdżającego obok Ciebie samochodu. Kiedy się zbliża, dźwięk jego silnika lub gwizdek wydaje się wyższy, a gdy samochód już mija i zaczyna odjeżdżać, dźwięk cichnie. Samochód policyjny jadący w naszym kierunku z prędkością stu kilometrów na godzinę rozwija około jednej dziesiątej prędkości dźwięku. Dźwięk jego syreny to fala, naprzemienne grzbiety i doliny. Przypomnijmy, że odległość między najbliższymi grzbietami (lub dolinami) nazywana jest długością fali. Im krótsza długość fali, tym więcej drgań dociera do naszego ucha w ciągu sekundy i tym wyższy jest ton lub częstotliwość dźwięku.

Efekt Dopplera spowodowany jest tym, że zbliżający się samochód emitujący każdy kolejny grzbiet fali dźwiękowej będzie coraz bliżej nas, a w efekcie odległość między grzbietami będzie mniejsza niż gdyby samochód stał w miejscu . Oznacza to, że długości docierających do nas fal stają się coraz krótsze, a ich częstotliwość - wyższa (rys. 17). I odwrotnie, jeśli samochód się oddala, odbierane przez nas długości fal stają się dłuższe, a częstotliwości niższe. A im szybciej samochód się porusza, tym silniejszy jest efekt Dopplera, który pozwala na jego wykorzystanie do pomiaru prędkości.

Ryż. 17. Efekt Dopplera.

Gdy źródło emitujące fale porusza się w kierunku obserwatora, długość fali maleje. Wręcz przeciwnie, gdy źródło jest usuwane, wzrasta. Nazywa się to efektem Dopplera.

Tak samo zachowują się fale świetlne i radiowe. Policja wykorzystuje efekt Dopplera do określania prędkości pojazdów, mierząc długość fali odbitego od nich sygnału radiowego. Światło to wibracje lub fale pola elektromagnetycznego. Jak zauważyliśmy w Ch. 5, długość fali światła widzialnego jest niezwykle mała – od czterdziestu do osiemdziesięciu milionowych części metra.

Ludzkie oko odbiera fale świetlne o różnej długości jako różne kolory, przy czym najdłuższe fale odpowiadają czerwonemu końcowi widma, a najkrótsze należą do niebieskiego końca. Teraz wyobraź sobie źródło światła w stałej odległości od nas, na przykład gwiazdę emitującą fale świetlne o określonej długości. Zarejestrowane długości fal będą takie same jak te wyemitowane. Ale przypuśćmy teraz, że źródło światła zaczęło się od nas oddalać. Podobnie jak w przypadku dźwięku, zwiększy to długość fali światła, co oznacza, że ​​widmo przesunie się w kierunku czerwonego końca.

Po udowodnieniu istnienia innych galaktyk, Hubble w kolejnych latach zajmował się określaniem odległości do nich i obserwowaniem ich widm. W tamtym czasie wielu zakładało, że galaktyki poruszają się nieregularnie i spodziewało się, że liczba widm przesuniętych ku czerwieni będzie mniej więcej taka sama jak liczba przesunięta ku czerwieni. Dlatego całkowitym zaskoczeniem było odkrycie, że widma większości galaktyk wykazują przesunięcie ku czerwieni – prawie wszystkie układy gwiezdne oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zaskakujący był fakt odkryty przez Hubble'a i upubliczniony w 1929 roku: wielkość przesunięcia ku czerwieni galaktyk nie jest przypadkowa, ale jest wprost proporcjonalna do ich odległości od nas. Innymi słowy, im dalej galaktyka jest od nas, tym szybciej się oddala! Z tego wynikało, że Wszechświat nie może być statyczny, o niezmienionej wielkości, jak wcześniej sądzono. W rzeczywistości rozszerza się: odległość między galaktykami stale rośnie.

Uświadomienie sobie, że wszechświat się rozszerza, zrewolucjonizowało umysł, jeden z największych w dwudziestym wieku. Patrząc wstecz, może wydawać się zaskakujące, że nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inne wielkie umysły powinny zdać sobie sprawę, że statyczny wszechświat byłby niestabilny. Nawet jeśli w pewnym momencie byłby nieruchomy, wzajemne przyciąganie gwiazd i galaktyk szybko doprowadziłoby do jego kurczenia się. Nawet gdyby wszechświat rozszerzał się stosunkowo wolno, grawitacja ostatecznie zakończyłaby jego ekspansję i spowodowała kurczenie się. Jeśli jednak tempo ekspansji Wszechświata jest większe niż pewien punkt krytyczny, grawitacja nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność.

Istnieje dalekie podobieństwo do rakiety unoszącej się z powierzchni Ziemi. Przy stosunkowo niskiej prędkości grawitacja w końcu zatrzyma rakietę i zacznie uderzać w Ziemię. Z drugiej strony, jeśli prędkość rakiety jest wyższa niż krytyczna (ponad 11,2 km na sekundę), grawitacja nie może jej utrzymać i opuszcza Ziemię na zawsze.

Opierając się na teorii grawitacji Newtona, takie zachowanie wszechświata można było przewidzieć w dowolnym momencie XIX lub XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku. Jednak wiara w statyczny wszechświat była tak silna, że ​​złudzenie utrzymało się w umysłach aż do początku XX wieku. Nawet Einstein był tak pewny statycznej natury wszechświata, że ​​w 1915 roku wprowadził specjalną poprawkę do ogólnej teorii względności, sztucznie dodając do równań specjalny wyraz, zwany stałą kosmologiczną, który zapewniał statyczny charakter wszechświata.
Stała kosmologiczna objawiła się jako działanie pewnej nowej siły – „antygrawitacji”, która w przeciwieństwie do innych sił nie miała żadnego określonego źródła, lecz była po prostu nieodłączną właściwością tkwiącą w samej tkance czasoprzestrzeni. Pod wpływem tej siły czasoprzestrzeń wykazywała wrodzoną tendencję do rozszerzania się. Wybierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein mógł zmieniać siłę tego trendu. Z jego pomocą był w stanie dokładnie zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej istniejącej materii i uzyskać w rezultacie statyczny Wszechświat.
Einstein później odrzucił ideę stałej kosmologicznej, uznając ją za swój „największy błąd”. Jak wkrótce zobaczymy, istnieją dzisiaj powody, by sądzić, że mimo wszystko Einstein mógł mieć rację wprowadzając stałą kosmologiczną. Ale Einsteina najbardziej zniechęcił fakt, że pozwolił, by jego wiara w stacjonarny wszechświat podważyła wniosek, że wszechświat musi się rozszerzać, jak przewidziała jego własna teoria. Wydaje się, że tylko jedna osoba dostrzegła tę konsekwencję ogólnej teorii względności i potraktowała ją poważnie. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu na uniknięcie niestatycznej natury Wszechświata, rosyjski fizyk i matematyk Alexander Fridman wręcz przeciwnie, upierał się, że wszechświat się rozszerza.

Friedman poczynił dwa bardzo proste założenia dotyczące wszechświata: że wygląda tak samo bez względu na to, gdzie spojrzymy, i że jest to prawdą niezależnie od tego, skąd patrzymy we wszechświecie. Opierając się na tych dwóch pomysłach i rozwiązując równania ogólnej teorii względności, udowodnił, że wszechświat nie może być statyczny. Tak więc w 1922, kilka lat przed odkryciem Edwina Hubble'a, Friedman przewidział dokładnie ekspansję wszechświata!

Założenie, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, nie jest do końca prawdą. Na przykład, jak już wiemy, gwiazdy naszej Galaktyki tworzą wyraźny pas światła na nocnym niebie - Drogę Mleczną. Ale jeśli spojrzymy na odległe galaktyki, wygląda na to, że ich liczba będzie mniej więcej taka sama we wszystkich częściach nieba. Tak więc wszechświat wygląda mniej więcej tak samo w każdym kierunku oglądany w dużej skali w porównaniu z odległościami między galaktykami i ignorowanymi różnicami w małej skali.

Wyobraź sobie, że jesteś w lesie, w którym drzewa rosną chaotycznie. Patrząc w jednym kierunku, zobaczysz najbliższe drzewo metr od ciebie. W przeciwnym kierunku najbliższe drzewo pojawi się w odległości trzech metrów. W trzecim zobaczysz kilka drzew na raz, jeden, dwa i trzy metry dalej. Nie wygląda na to, że las wygląda tak samo we wszystkich kierunkach. Ale jeśli weźmiesz pod uwagę wszystkie drzewa w promieniu kilometra, ta różnica zostanie uśredniona i zobaczysz, że las jest taki sam we wszystkich kierunkach (ryc. 18).

Ryż. 18. Las izotropowy.

Nawet jeśli rozmieszczenie drzew w lesie jest generalnie równomierne, przy bliższym przyjrzeniu się może się okazać, że miejscami gęstnieją. Podobnie Wszechświat nie wygląda tak samo w najbliższej nam przestrzeni kosmicznej, natomiast w coraz większej skali obserwujemy ten sam obraz, niezależnie od kierunku, który obserwujemy.

Przez długi czas równomierny rozkład gwiazd stanowił wystarczającą podstawę do przyjęcia modelu Friedmanna jako pierwszego przybliżenia do rzeczywistego obrazu Wszechświata. Ale później, szczęśliwy traf znalazł dalsze dowody na to, że hipoteza Friedmanna opisuje wszechświat z zaskakującą dokładnością. W 1965 roku dwaj amerykańscy fizycy, Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories w New Jersey, debugowali bardzo czuły odbiornik mikrofalowy. (Mikrofale odnoszą się do promieniowania o długości fali około centymetra.) Penzias i Wilson obawiali się, że odbiornik rejestruje więcej szumów niż oczekiwano. Znaleźli ptasie odchody na antenie i wyeliminowali inne potencjalne przyczyny awarii, ale wkrótce wyczerpali wszystkie możliwe źródła zakłóceń. Hałas był inny, ponieważ był rejestrowany przez całą dobę przez cały rok, niezależnie od obrotu Ziemi wokół własnej osi i jej obrotu wokół Słońca. Ponieważ ruch Ziemi skierował odbiornik w różne sektory przestrzeni, Penzias i Wilson doszli do wniosku, że hałas pochodzi spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza galaktyki. Wydawał się chodzić jednakowo ze wszystkich stron kosmosu. Teraz wiemy, że wszędzie tam, gdzie skierowany jest odbiornik, szum ten pozostaje stały, z wyjątkiem nieznacznych zmian. Tak więc Penzias i Wilson natknęli się na uderzający przykład, który potwierdza pierwszą hipotezę Friedmana, że ​​wszechświat jest taki sam we wszystkich kierunkach.

Jakie jest pochodzenie tego kosmicznego szumu tła? Mniej więcej w tym samym czasie, gdy Penzias i Wilson badali tajemniczy szum w odbiorniku, mikrofalami zainteresowali się również dwaj amerykańscy fizycy z Uniwersytetu Princeton, Bob Dick i Jim Peebles. Badali założenie George'a (George) Gamowa (byłego ucznia Aleksandra Friedmana), że we wczesnych stadiach rozwoju wszechświat był bardzo gęsty i rozgrzany do białości. Dick i Peebles wierzyli, że jeśli to prawda, to powinniśmy być w stanie zaobserwować blask wczesnego wszechświata, ponieważ światło z bardzo odległych rejonów naszego świata dopiero teraz dociera do nas. Jednak ze względu na rozszerzanie się Wszechświata światło to musi być tak silnie przesunięte na czerwony koniec widma, że ​​przechodzi z promieniowania widzialnego w promieniowanie mikrofalowe. Dick i Peebles przygotowywali się do poszukiwania tego promieniowania, kiedy Penzias i Wilson, słysząc o swojej pracy, zdali sobie sprawę, że już ją znaleźli. Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 roku Nagrodę Nobla (co wydaje się nieco niesprawiedliwe dla Dicka i Peeblesa, nie wspominając o Gamowie).

Na pierwszy rzut oka fakt, że wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, sugeruje, że zajmujemy w nim szczególne miejsce. W szczególności może się wydawać, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, to powinniśmy znajdować się w centrum wszechświata. Istnieje jednak inne wytłumaczenie tego zjawiska: Wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach, także patrząc z dowolnej innej galaktyki. Jeśli pamiętasz, to było drugie przypuszczenie Friedmana.

Nie mamy żadnych naukowych argumentów za lub przeciw drugiej hipotezie Friedmana. Wieki temu kościół chrześcijański uznałby go za herezję, ponieważ doktryna kościoła postulowała, że ​​zajmujemy szczególne miejsce w centrum wszechświata. Ale dzisiaj przyjmujemy to założenie Friedmana z prawie przeciwnego powodu, z pewnego rodzaju skromności: wydawałoby się nam całkowicie zdumiewające, gdyby wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach tylko dla nas, ale nie dla innych obserwatorów we wszechświecie!

W modelu Wszechświata Friedmanna wszystkie galaktyki oddalają się od siebie. Przypomina rozchodzenie się kolorowych plam na powierzchni napompowanego balonu. Wraz ze wzrostem wielkości kuli zwiększają się również odległości między dowolnymi dwoma punktami, ale żadnego z punktów nie można uznać za środek ekspansji. Co więcej, jeśli promień balonu stale rośnie, to im dalej od siebie znajdują się plamy na jego powierzchni, tym szybciej zostaną usunięte podczas rozszerzania. Powiedzmy, że promień balonu podwaja się co sekundę. Wtedy dwie plamki, oddzielone początkowo odległością jednego centymetra, w ciągu sekundy będą już w odległości dwóch centymetrów od siebie (jeśli mierzone są wzdłuż powierzchni balonu), tak aby ich prędkość względna wynosiła jeden centymetr na sekundę . Z drugiej strony, para plamek oddzielonych o dziesięć centymetrów, sekundę po rozpoczęciu ekspansji, rozsunie się o dwadzieścia centymetrów, tak że ich względna prędkość wyniesie dziesięć centymetrów na sekundę (ryc. 19). Podobnie w modelu Friedmanna prędkość, z jaką dowolne dwie galaktyki oddalają się od siebie, jest proporcjonalna do odległości między nimi. Zatem model przewiduje, że przesunięcie ku czerwieni galaktyki powinno być wprost proporcjonalne do jej odległości od nas - to właśnie zależność, którą później odkrył Hubble. Chociaż Friedmanowi udało się zaproponować udany model i przewidzieć wyniki obserwacji Hubble'a, jego praca pozostała prawie nieznana na Zachodzie, aż w 1935 roku, podążając śladami amerykańskiego fizyka Howarda Robertsona i brytyjskiego matematyka Arthura Walkera, zaproponowali podobny model. ekspansji Wszechświata odkrytego przez Hubble'a.

Ryż. 19. Rozszerzający się wszechświat balonu.

W wyniku ekspansji Wszechświata galaktyki oddalają się od siebie. Z biegiem czasu odległość między odległymi wyspami gwiezdnymi wzrasta bardziej niż między pobliskimi galaktykami, tak jak dzieje się to w przypadku plam na nadmuchiwanym balonie. Dlatego też obserwatorowi z dowolnej galaktyki prędkość usuwania innej galaktyki wydaje się tym większa, im dalej jest ona położona.

Friedman zaproponował tylko jeden model wszechświata. Ale przy przyjętych przez niego założeniach równania Einsteina dopuszczają trzy klasy rozwiązań, to znaczy są trzy różne rodzaje Modele Friedmanna i trzy różne scenariusze rozwoju Wszechświata.

Pierwsza klasa rozwiązań (to odkryte przez Friedmana) zakłada, że ​​ekspansja Wszechświata jest na tyle powolna, że ​​przyciąganie między galaktykami stopniowo zwalnia, a ostatecznie je zatrzymuje. Następnie galaktyki zaczynają się zbliżać, a Wszechświat zaczyna się kurczyć. Według drugiej klasy rozwiązań Wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacja tylko nieznacznie spowolni rozpraszanie galaktyk, ale nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, zgodnie z którym wszechświat rozszerza się w takim tempie, aby uniknąć zapadnięcia się. Z biegiem czasu prędkość ekspansji galaktyk staje się coraz mniejsza, ale nigdy nie osiąga zera.

Niesamowitą cechą pierwszego modelu Friedmana jest to, że wszechświat nie jest w nim nieskończony w przestrzeni, ale nigdzie w przestrzeni nie ma granic. Grawitacja jest tak silna, że ​​przestrzeń zapada się i zamyka w sobie. Jest to trochę podobne do powierzchni Ziemi, która również jest skończona, ale nie ma granic. Jeśli poruszasz się po powierzchni Ziemi w określonym kierunku, nigdy nie trafisz na barierę nie do pokonania ani na skraj świata, ale w końcu wrócisz do miejsca, w którym rozpocząłeś podróż. W pierwszym modelu Friedmana przestrzeń jest zaaranżowana dokładnie w ten sam sposób, ale w trzech wymiarach, a nie w dwóch, jak w przypadku powierzchni Ziemi. Pomysł, że możesz okrążyć wszechświat i powrócić do punktu wyjścia, jest dobry dla science fiction, ale nie ma żadnej praktycznej wartości, ponieważ, jak można argumentować, wszechświat skurczy się do punktu, zanim podróżnik powróci na początek swojej podróży . Wszechświat jest tak duży, że musisz poruszać się szybciej niż światło, aby zakończyć podróż tam, gdzie ją rozpocząłeś, a takie prędkości są zakazane (zgodnie z teorią względności – tłum.). W drugim modelu Friedmana przestrzeń też jest zakrzywiona, ale w inny sposób. I dopiero w trzecim modelu wielkoskalowa geometria Wszechświata jest płaska (chociaż przestrzeń jest zakrzywiona w sąsiedztwie masywnych ciał).

Który z modeli Friedmana opisuje nasz Wszechświat? Czy ekspansja Wszechświata kiedykolwiek się zatrzyma i czy zostanie zastąpiona przez kurczenie się, czy też Wszechświat rozszerzy się na zawsze?

Okazało się, że odpowiedź na to pytanie jest trudniejsza, niż początkowo sądzili naukowcy. Jego rozwiązanie zależy głównie od dwóch rzeczy - obserwowanego obecnie tempa rozszerzania się Wszechświata oraz jego aktualnej średniej gęstości (ilości materii na jednostkę objętości przestrzeni). Im wyższe jest obecne tempo ekspansji, tym większa grawitacja, a co za tym idzie gęstość materii, jest wymagana do zatrzymania ekspansji. Jeśli średnia gęstość jest wyższa niż pewna wartość krytyczna (określona przez tempo ekspansji), wówczas przyciąganie grawitacyjne materii może zatrzymać ekspansję Wszechświata i zmusić go do kurczenia się. Takie zachowanie wszechświata odpowiada pierwszemu modelowi Friedmana. Jeśli średnia gęstość jest mniejsza niż wartość krytyczna, to przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma ekspansji i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność – tak jak w drugim modelu Friedmanna. Wreszcie, jeśli średnia gęstość Wszechświata jest dokładnie równa wartości krytycznej, ekspansja Wszechświata będzie zwalniać na zawsze, zbliżając się coraz bardziej do stanu statycznego, ale nigdy go nie osiągając. Ten scenariusz jest zgodny z trzecim modelem Friedmana.

Więc który model jest poprawny? Aktualne tempo rozszerzania się Wszechświata możemy określić, mierząc tempo oddalania się od nas innych galaktyk za pomocą efektu Dopplera. Można to zrobić bardzo dokładnie. Jednak odległości do galaktyk nie są dobrze znane, ponieważ możemy je zmierzyć tylko pośrednio. Dlatego wiemy tylko, że tempo ekspansji Wszechświata wynosi od 5 do 10% na miliard lat. Jeszcze bardziej niejasna jest nasza wiedza na temat obecnej średniej gęstości wszechświata. Tak więc, jeśli zsumujemy masy wszystkich widocznych gwiazd w naszej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna tego, co jest potrzebne do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy najniższym oszacowaniu tempa ekspansji.

Ale to nie wszystko. Nasza i inne galaktyki muszą zawierać dużą ilość „ciemnej materii”, której nie możemy obserwować bezpośrednio, ale o której wiemy ze względu na jej grawitacyjny wpływ na orbity gwiazd w galaktykach. Być może najlepszy dowód na istnienie ciemnej materii pochodzi z orbit gwiazd na obrzeżach galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna. Gwiazdy te krążą wokół swoich galaktyk zbyt szybko, aby mogły być utrzymywane na orbicie jedynie przez przyciąganie widocznych gwiazd galaktyki. Ponadto większość galaktyk jest częścią gromad i podobnie możemy wywnioskować obecność ciemnej materii między galaktykami w tych gromadach na podstawie jej wpływu na ruch galaktyk. W rzeczywistości ilość ciemnej materii we wszechświecie znacznie przewyższa ilość zwykłej materii. Jeśli weźmiemy pod uwagę całą ciemną materię, otrzymamy około jednej dziesiątej masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji.

Nie da się jednak wykluczyć istnienia innych, nieznanych nam jeszcze form materii, rozmieszczonych niemal równomiernie w całym Wszechświecie, które mogłyby zwiększać jego średnią gęstość. Na przykład istnieją cząstki elementarne zwane neutrinami, które bardzo słabo oddziałują z materią i są niezwykle trudne do wykrycia.

(Jeden nowy eksperyment z neutrinami wykorzystuje podziemny zbiornik wypełniony 50 000 ton wody.) Uważa się, że neutrina są nieważkie i dlatego nie powodują przyciągania grawitacyjnego.

Jednak badania kilku ostatnie lata wskazują, że neutrino nadal ma znikomą masę, której wcześniej nie można było wykryć. Jeśli neutrina mają masę, mogą być formą ciemnej materii. Jednak nawet mając na uwadze tę ciemną materię, wydaje się, że we wszechświecie jest znacznie mniej materii, niż jest to konieczne do powstrzymania jego ekspansji. Do niedawna większość fizyków zgadzała się, że drugi model Friedmanna jest najbliższy rzeczywistości.

Ale potem pojawiły się nowe obserwacje. W ciągu ostatnich kilku lat różne zespoły badawcze badały najmniejsze zmarszczki tła mikrofalowego, które znaleźli Penzias i Wilson. Wielkość tych zmarszczek może służyć jako wskaźnik wielkoskalowej struktury wszechświata. Jego charakter zdaje się wskazywać, że wszechświat jest wciąż płaski (jak w trzecim modelu Friedmana)! Ponieważ jednak całkowita ilość zwykłej i ciemnej materii to za mało, fizycy postulowali istnienie innej, jeszcze nieodkrytej substancji - ciemnej energii.

I jakby jeszcze bardziej komplikując problem, ostatnie obserwacje wykazały, że ekspansja Wszechświata nie zwalnia, ale przyspiesza. W przeciwieństwie do wszystkich modeli Friedmana! To bardzo dziwne, ponieważ obecność materii w kosmosie – o dużej lub małej gęstości – może jedynie spowolnić ekspansję. Wszakże grawitacja zawsze działa jako siła przyciągania. Przyspieszenie kosmologicznej ekspansji jest jak bomba, która po wybuchu gromadzi, a nie rozprasza energię. Jaka siła odpowiada za przyspieszającą ekspansję kosmosu? Nikt nie ma rzetelnej odpowiedzi na to pytanie. Możliwe jednak, że Einstein miał rację, gdy wprowadził do swoich równań stałą kosmologiczną (i odpowiadający jej efekt antygrawitacyjny).

Wraz z rozwojem nowych technologii i pojawieniem się lepszych teleskopów kosmicznych, od czasu do czasu zaczęliśmy uczyć się niesamowitych rzeczy o Wszechświecie. A oto dobra wiadomość: teraz wiemy, że Wszechświat w najbliższej przyszłości będzie się nadal rozszerzał w coraz szybszym tempie, a czas zapowiada się wiecznie, przynajmniej dla tych, którzy są na tyle mądrzy, by nie wpaść do czarnej dziury. Ale co wydarzyło się w pierwszych chwilach? Jak powstał wszechświat i co spowodowało jego ekspansję?

Więc gdzie właściwie wszechświat się rozszerza? Tak donikąd. Nie ma szafy pełnej rzeczy. Ale żeby to zrozumieć, zobaczmy, co ogólna teoria względności ma do powiedzenia o czasoprzestrzeni.

W ogólnej teorii względności (jak mówią profesjonaliści) najważniejszą właściwością przestrzeni (i czasu) jest odległość (i odstęp czasu) między dwoma punktami. W rzeczywistości odległość w pełni definiuje przestrzeń. Ewolucja skali odległości zależy od ilości materii i energii w przestrzeni, a wraz z upływem czasu skala rośnie, podobnie jak odległość między galaktykami. Jednak – i to jest osobliwe – dzieje się to bez faktycznego ruchu galaktyk.

Twoja intuicja mogła w tym momencie zawieść. Ale to nie powstrzyma nas od uporządkowania osobliwości.

Powiedzieliśmy już, że galaktyki oddalają się od nas. Nie bardzo. Tyle, że naukowcom łatwiej jest wyjaśnić, co się naprawdę dzieje. Oszukują cię.

„Ale poczekaj!”, powie najbardziej obeznany naukowo z was. - "Mierzymy przesunięcie Dopplera odległych galaktyk." To tak zwane „przesunięcie ku czerwieni”, o którym wiesz, jest nieruchome na Ziemi i podobnie jak syrena przejeżdżającej karetki, daje nam znać, że jest ruch. Ale to nie dzieje się na skalę kosmologiczną. Tyle, że odkąd odległe galaktyki wyemitowały światło, a ono do nas dotarło, skala kosmosu poważnie się zmieniła, wzrosła. Wraz z rozszerzaniem się przestrzeni kosmicznej zwiększa się długość fali fotonów, więc światło emituje kolor czerwony.

Takie podejście prowadzi do kolejnego pytania: „Czy Wszechświat rzeczywiście rozszerza się szybciej niż prędkość światła?” Prawdą jest, że większość odległych galaktyk zwiększa swoją odległość w stosunku do nas szybciej niż prędkość światła, więc co z tego? Nie poruszają się szybciej niż światło (na ogół stoją w miejscu). Co więcej, wiedza o tym nie pomoże ci w żaden sposób: informacje nie są przesyłane. Jeśli wyślesz paczkę z jedzeniem do innej galaktyki, szybciej niż prędkość światła, nie możesz tego zrobić (a nawet tutaj w zasadzie). Prędkość światła pozostaje uniwersalnym ogranicznikiem prędkości.

Wydawaliśmy najbardziej rozpowszechnioną (no lub ugruntowaną w kręgu relatywistów) opinię o kosmologicznej ekspansji, ale logiczne byłoby zakończyć na tym, czego w ogóle nie rozumiemy. Wszystko to działa świetnie, jeśli masz miejsce na krok do przodu i rozciąganie. Ale co wydarzyło się na samym początku, że przestrzeń dosłownie powstała z niczego? Fizyka nie ma odpowiedzi na to pytanie. I będziesz musiał poczekać, aż się pojawi i rzuci światło na ten problem.

Natura ciemnej energii jest przedmiotem ostrych kontrowersji. Odkryty niespełna trzydzieści lat temu niewidzialny składnik Wszechświata nie otrzymał jeszcze ani jednego wyjaśnienia. Czas to rozgryźć: dlaczego ciemna energia powoduje tak wiele problemów i jak naukowcy próbują ją wykryć?

Kształt wszechświata

Z dużą dokładnością nasz Wszechświat jest przestrzennie jednorodny i izotropowy – nie zawiera „pojedynczych” punktów i kierunków, względem których zmieniają się jego właściwości. Stworzenie takiej przestrzeni nie jest łatwe: konieczne jest utrzymanie określonej gęstości energii wszystkich jej składników.

Już w latach 80. naukowcy znali dokładnie tak zwaną gęstość krytyczną, która zapewnia przestrzennie płaski Wszechświat. Jednak wyniki uzyskane z pomiaru ilości materii barionowej w gromadach galaktycznych, wraz z gęstością, jaką mógł zapewnić Wielki Wybuch, wskazywały raczej na niską gęstość materii w kosmosie.

Również wiek gromad kulistych - bardzo starych konglomeratów gwiazd - mówił o braku materii. Okazało się, że takie gromady narodziły się co najmniej 10 miliardów lat temu: ale przy obserwowanej ilości materii po Wielkim Wybuchu ekspansja Wszechświata powinna stopniowo zwalniać i ogólnie szacowany jego wiek był mniejszy. Nasz świat okazał się młodszy niż jego elementy.

Supernowe typu Ia

Supernowe typu Ia - gwiazdy, koło życia co kończy się błyskiem tak intensywnym, że można go zaobserwować na Ziemi.

Dwa zespoły naukowców, Supernova Cosmology Project, kierowany przez Saula Perlmuttera, oraz High-Z Supernova Research Team, kierowany przez Briana Schmidta, zaproponowały procedurę wykorzystania najpotężniejszych teleskopów na świecie do badania supernowych.

Przełomu dokonał Mark Phillips, astronom pracujący w Chile: zaproponował nowy sposób określania wewnętrznej jasności supernowych typu Ia, która jest bezpośrednio związana z odległością do ciało niebieskie... Z drugiej strony odległość do niektórych gwiazd można określić za pomocą prawa Hubble'a, które opisuje zmianę długości fali fotonów emitowanych przez obiekt w wyniku rozszerzania się wszechświata.

Okazało się, że supernowe w odległych galaktykach są znacznie „bledsze”: ich jasność była znacznie mniejsza niż przewidywano na podstawie odległości obliczonej zgodnie z prawem Hubble'a. Innymi słowy, supernowe powinny być zlokalizowane znacznie dalej: w ten sposób naukowcy po raz pierwszy zasugerowali, że Wszechświat nie tylko się rozszerza, ale także z pewnym przyspieszeniem.

Obserwacja odległych supernowych typu Ia z dnia na dzień zmieniła postrzeganie wszechświata przez naukowców do góry nogami. Badania wykazały, że około 70% gęstości energii to nowy, nieznany składnik podciśnienia.

Termin „ciemna energia” został później zaproponowany przez kosmologa Michaela Turnera, a naukowcy stanęli przed nową tajemnicą: wyjaśnić naturę jej występowania.

Czy można wyjaśnić przyspieszoną ekspansję wszechświata?

Obecnie istnieją trzy klasy teorii, które twierdzą, że są ciemną energią. Pierwsza opcja zakłada obecność energii w próżni: w rzeczywistości był to powrót do stałej kosmologicznej zaproponowanej przez Einsteina w celu utrzymania statycznego wszechświata. W nowej wersji gęstość próżni jest taka sama w całej przestrzeni, ale możliwe, że z czasem się zmieni.

Druga opcja, zwana kwintesencją, zaproponowana przez niemieckiego fizyka Christopha Wettericha, sugeruje obecność nowego pola - w rzeczywistości nowych cząstek, które przyczyniają się do ogólnej gęstości wszechświata. Energia takich cząstek zmienia się już nie tylko w czasie, ale także w przestrzeni: aby nie było silnych wahań gęstości ciemnej energii, cząstki muszą być wystarczająco jasne. Być może jest to główny problem kwintesencji: proponowane warianty cząstek, zgodnie z podstawowymi zasadami współczesnej fizyki, nie mogą okazać się światłem, ale wręcz przeciwnie, uzyskują znaczną masę, a w tej chwili nie otrzymano wskazówki dotyczące tego scenariusza.

DO trzecia opcja obejmują różne teorie zmodyfikowanej grawitacji, w których oddziaływanie między masywnymi obiektami nie jest zgodne ze standardowymi prawami Ogólna teoria teoria względności (ogólna teoria względności). Istnieje wiele modyfikacji grawitacji, ale jak dotąd w eksperymentach nie znaleziono żadnych odchyleń od ogólnej teorii względności.

Ciemna energia, mimo ogromnego wkładu w stan Wszechświata, uparcie „ukrywa się” przed obserwatorami i badane są jedynie pośrednie przejawy jej właściwości. Wśród nich główną rolę odgrywają drgania barionów akustycznych, anizotropia promieniowania reliktowego oraz słabe soczewkowanie grawitacyjne.

Oscylacje akustyczne barionu

Oscylacje akustyczne barionu, czyli w skrócie BAO, to obserwowana okresowa zmiana gęstości zwykłej, barionowej materii na dużą skalę. W pierwotnej, gorącej plazmie kosmicznej, która składała się z barionów i fotonów, współzawodniczyły ze sobą dwa procesy: z jednej strony przyciąganie grawitacyjne, a z drugiej odpychanie w wyniku uwolnienia energii w reakcjach między materią a fotonami. Ta „opozycja” doprowadziła do drgań akustycznych, takich jak fale dźwiękowe w powietrzu pomiędzy obszarami o różnej gęstości.

Gdy Wszechświat ostygł, w pewnym momencie nastąpiła rekombinacja – bardziej opłacało się, aby pojedyncze cząstki tworzyły atomy, a fotony faktycznie stały się „wolne” i oddzielone od substancji. Jednocześnie, dzięki wibracjom, substancja zdołała rozproszyć się na pewną odległość, zwaną horyzontem dźwiękowym. Konsekwencje obecności horyzontu obserwuje się obecnie w rozkładzie galaktyk we Wszechświecie.

Sam horyzont dźwiękowy jest wielkością przewidywalną kosmologicznie. Zależy to bezpośrednio od parametru Hubble'a, który określa tempo ekspansji Wszechświata, które z kolei jest również determinowane przez parametry ciemnej energii.

Reliktowe promieniowanie

Reliktowe promieniowanie mikrofalowe to odległe „echo” Wielkiego Wybuchu, fotony o praktycznie tej samej energii równomiernie wypełniające Wszechświat. Obecnie to promieniowanie reliktowe jest głównym źródłem ograniczeń w różnych modelach kosmologicznych.

Jednak wraz ze wzrostem czułości instrumentów stwierdzono, że promieniowanie reliktowe jest anizotropowe i ma niejednorodność – z niektórych kierunków dociera nieco więcej fotonów niż z innych. Różnica ta jest również spowodowana obecnością niejednorodności w rozkładzie materii, a skala rozmieszczenia „gorących” i „zimnych” plam na niebie jest zdeterminowana właściwościami ciemnej energii.

Słabe soczewkowanie grawitacyjne

Inny efekt ważny dla badania ciemnej energii - grawitacyjne soczewkowanie ciemne - polega na odchylaniu wiązek światła w polu materii. Soczewkowanie pozwala jednocześnie badać strukturę Wszechświata i jego geometrię, czyli kształt czasoprzestrzeni.

istnieje Różne rodzaje soczewkowanie grawitacyjne, wśród których najwygodniejsze do badania ciemnej energii jest słabe soczewkowanie spowodowane odchylaniem światła przez wielkoskalową strukturę Wszechświata - prowadzi to do rozmycia obrazów odległych galaktyk.

Ciemna energia wpływa jednocześnie zarówno na właściwości źródła, na przykład odległość do niego, jak i właściwości przestrzeni, która zniekształca obraz. Dlatego słabe soczewkowanie, biorąc pod uwagę stale aktualizowane dane astronomiczne, jest podwójnie ważnym sposobem wyznaczania granic właściwości ciemnej energii.

Ciemna energia wciąż jest w cieniu

Podsumowując, czego fizycy zdołali nauczyć się przez prawie trzydzieści lat doświadczenia w badaniu ciemnej energii?

Wiadomo z dużą dokładnością, że ciemna energia ma podciśnienie: ponadto równanie zależności ciśnienia od gęstości energii zostało wyznaczone z dużą niezawodnością i żadne inne znane nam medium nie posiada takich właściwości.

Ciemna energia jest przestrzennie jednorodna, a jej udział w gęstości energii stał się dominujący stosunkowo niedawno – około pięciu miliardów lat temu; jednocześnie wpływa zarówno na odległość między obiektami, jak i na samą strukturę wszechświata.

Różne eksperymenty kosmologiczne pozwalają na badanie ciemnej energii, ale błędy pomiarowe są obecnie zbyt duże, aby można je było wykonać. dokładne prognozy... Jak dotąd naukowcom wyraźnie daleko do odpowiedzi na pytanie o naturę ciemnej energii, która przez wiele miliardów lat potajemnie kontrolowała strukturę Wszechświata.