Bilim adamlarının genişleme dediği şey. Genişleyen evren teorisi

Fizikteki diğer her şey gibi, evrenimiz de en düşük seviyede var olma eğilimindedir. enerji durumu mümkün olanlardan. Ancak, şişirmeci kozmologlara göre, Büyük Patlama'dan 10^-36 saniye sonra, kozmos sahte bir vakum enerjisindeydi - gerçekten en düşük olmayan bir en düşük nokta. Vakum enerjisinin gerçek en alt noktasını bulmak için, bir saniyeden kısa bir süre sonra, evren 1050 kat genişledi.

O zamandan beri, evren genişlemeye devam etti. Bu genişlemenin kanıtlarını uzaktaki nesnelerin ışığında görüyoruz. Bir yıldız veya galaksi tarafından salınan fotonlar evrende yayılırken, uzayın gerilmesi onların enerji kaybetmelerine neden olur. Fotonlar bize ulaştığında, gittikleri mesafeye göre dalga boyları kırmızıya kayar.

Kozmologların kırmızıya kaymadan uzay ve zamandaki mesafenin bir fonksiyonu olarak bahsetmelerinin nedeni budur. Uzak nesnelerden gelen ışığın seyahat etmesi o kadar uzun sürer ki, sonunda onu gördüğümüzde, nesneleri milyarlarca yıl önceki halleriyle görürüz.

Hubble hacmi

Işığın kırmızıya kayması, galaksiler gibi nesneleri uzak geçmişte var oldukları gibi görmemizi sağlar, ancak evrenimizde meydana gelen tüm olayları tarihi boyunca gözlemleyemeyiz. Kozmozumuz genişledikçe, bazı nesnelerin ışığı bizden farkedilemeyecek kadar uzaktadır.

Bu sınırın fiziği, özellikle etrafımızdaki Hubble hacmi adı verilen bir uzay-zaman parçasına dayanır. Burada, Dünya'da, uzaktaki nesnelerin durgunluk hızlarını kırmızıya kaymalarıyla ilişkilendiren bir miktar olan Hubble parametresini (H0) ölçerek Hubble hacmini belirliyoruz. İlk olarak Edwin Hubble tarafından 1929'da uzak galaksilerin ışıklarının kırmızıya kaymasıyla orantılı bir hızla bizden uzaklaştıklarını keşfettiğinde hesaplandı.

Kırmızıya kaymanın iki kaynağı: Doppler ve kozmolojik genişleme. Altta: Dedektörler merkezdeki yıldızdan gelen ışığı alır. Bu ışık, uzayın genişlemesiyle birlikte gerilir veya yer değiştirir.

Işık hızını H0'a bölerek Hubble hacmini elde ederiz. Bu küresel kabarcık, tüm nesnelerin merkezi gözlemciden ışık hızından daha düşük bir hızla uzaklaştığı bölgeyi kapsar. Buna göre, Hubble hacminin dışındaki tüm nesneler merkezden ışık hızından daha hızlı uzaklaşır.

Evet, ışık hızından daha hızlı. Bu nasıl mümkün olabilir?

Görelilik büyüsü

Bu sorunun cevabı, özel görelilik ile genel görelilik arasındaki farkla ilgilidir. Özel görelilik, sözde bir "atalet referans çerçevesi" veya daha basit bir şekilde bir arka plan gerektirir. Bu teoriye göre ışığın hızı tüm eylemsiz çerçevelerde aynıdır. Bir gözlemci Dünya gezegeninde bir parkta oturuyorsa veya Neptün'den son derece hızlı bir şekilde kalkıyorsa, ışık hızı onun için her zaman aynı olacaktır. Bir foton her zaman saniyede 300.000.000 metre hızla gözlemciden uzaklaşır.

Ancak, uzay-zamanın dokusunu tanımlar. Bu teoride eylemsiz referans çerçeveleri yoktur. Uzay, dışındaki hiçbir şeye göre genişlemez, bu nedenle ışığın gözlemciye göre hızının sınırı çalışmaz. Evet, Hubble küresinin dışındaki galaksiler bizden ışık hızından daha hızlı uzaklaşıyorlar. Ancak galaksiler kendi başlarına kozmik sınırları aşamazlar. Bu galaksilerden birindeki bir gözlemci için hiçbir şey ihlal edilemez. özel teori görelilik. Bizimle bu galaksiler arasındaki bu boşluk katlanarak hızlanıyor ve esniyor.

Gözlemlenebilir evren

Belki aşağıdakiler sizi biraz şaşırtacaktır: Hubble'ın hacmi gözlemlenebilir evren ile aynı değildir.

Bunu anlamak için, evren yaşlandıkça, uzaktaki ışığın burada, Dünya'daki dedektörlerimize ulaşmasının daha fazla zaman aldığını düşünün. Bugünkü Hubble hacmimizin ötesinde hızlanan nesneleri görebiliriz çünkü bugün gördüğümüz ışık onlar kürenin içindeyken onlar tarafından serbest bırakıldı.

Açıkçası, gözlemlenebilir evrenimiz parçacık ufku denilen bir şeyle çakışıyor. Parçacık ufku, zamanın o noktasında gözlemleyebildiğimiz en uzak ışığa olan mesafeyi işaret ediyor - fotonların ya içinde kalmak ya da hafifçe genişleyen Hubble küresini yakalamak için bolca zamanı oldu.

Gözlemlenebilir evren. Teknik olarak parçacık ufku olarak bilinir

Peki mesafe? Herhangi bir yönde 46 milyar ışıkyılının biraz üzerinde - ve gözlemlenebilir evrenimizin çapı yaklaşık 93 milyar ışıkyılı veya 500 milyar trilyon kilometrenin üzerindedir.

(Kısa bir not: parçacık ufku, kozmolojik olay ufku ile aynı değildir. Parçacık ufku, şu anda görebildiğimiz geçmişteki tüm olayları kapsar. Öte yandan, kozmolojik olay ufku, bir geleceğin uzaklığı tanımlar. gözlemci o anda görebilir eski ışık bugün uzay-zamanın küçük köşesinden yayılan.

Başka bir deyişle, parçacık ufku, eski ışıklarını bugün gözlemleyebildiğimiz geçmişteki nesnelere olan mesafeyle ilgilenir; ve kozmolojik olay ufku, evrenin uzak köşeleri bizden uzaklaştıkça modern ışığımızın kat edebileceği mesafeyle ilgilidir).

karanlık enerji

Evrenin genişlemesi sayesinde, ışığı bize ulaşana kadar sonsuz bir süre beklesek bile asla göremeyeceğimiz uzay bölgeleri var. Peki ya şu anki Hubble hacmimizin hemen dışında kalan bölgeler? Bu küre de genişliyorsa bu sınır tesislerini görebilecek miyiz?

Hangi bölgenin daha hızlı genişlediğine bağlıdır - Hubble'ın hacmi veya evrenin hemen yakınında bulunan kısmı. Ve bu sorunun cevabı iki şeye bağlıdır: 1) H0 artar veya azalır; 2) Evren hızlanır veya yavaşlar. Bu iki tempo birbiriyle yakından ilişkilidir, ancak aynı değildir.

Esasen, kozmologlar H0'ın azaldığı bir zamanda yaşadığımıza inanırlar; ama karanlık enerji yüzünden evrenin genişleme hızı artıyor.

Sezgilere aykırı görünebilir, ancak H0, Evrenin genişleme hızının artmasından daha yavaş bir hızda azaldığı sürece, galaksilerin bizden genel hareketi hala hızlanıyor. Ve zamanın bu noktasında, kozmologlara göre, Evrenin genişlemesi, Hubble'ın hacmindeki daha mütevazı artışı geride bırakacak.

Dolayısıyla Hubble hacmi genişliyor olsa da, karanlık enerjinin etkisi gözlemlenebilir evrenin genişlemesine katı bir sınır koyuyor.

Kozmologlar, bir gün gözlemlenebilir evrenin nasıl görüneceği ve kozmosun genişlemesinin nasıl değişeceği gibi derin sorular üzerinde kafa yoruyorlar. Ancak nihayetinde bilim adamları, gelecekle ilgili soruların yanıtlarını yalnızca bugünün evren anlayışına dayanarak tahmin edebilirler. Kozmolojik zaman çerçevesi o kadar hayal edilemeyecek kadar büyüktür ki, evrenin gelecekteki davranışı hakkında spesifik bir şey söylemek imkansızdır. Mevcut modeller, mevcut verilerle şaşırtıcı derecede iyi uyuyor, ancak gerçek şu ki, hiçbirimiz tahminlerin gerçekleşip gerçekleşmeyeceğini görecek kadar uzun yaşamayacağız.

Meraktan, bir başvuru kitabı veya popüler bir bilim el kitabı alırsak, kesinlikle Evrenin kökeni teorisinin versiyonlarından birine - sözde "büyük patlama" teorisine - rastlarız. Bu teori kısaca şu şekilde ifade edilebilir: Başlangıçta tüm maddeler, alışılmadık derecede yüksek bir sıcaklığa sahip olan bir "noktaya" sıkıştırıldı ve daha sonra bu "nokta" muazzam bir güçle patladı. Patlamanın bir sonucu olarak, atomlar, maddeler, gezegenler, yıldızlar, galaksiler ve nihayet yaşam, yavaş yavaş her yöne genişleyen süper sıcak bir atom altı parçacık bulutundan yavaş yavaş oluştu.

Aynı zamanda Evrenin genişlemesi devam ediyor ve ne kadar süreceği bilinmiyor: belki bir gün sınırlarına ulaşacak.

Kozmolojinin sonuçları hem fizik yasalarına hem de gözlemsel astronomi verilerine dayanmaktadır. Herhangi bir bilim gibi, yapısındaki kozmoloji, ampirik ve teorik seviyelere ek olarak, felsefi öncüller, felsefi temeller seviyesine de sahiptir.

Bu nedenle, modern kozmoloji, Evrenin çok sınırlı bir bölümünün incelenmesi temelinde, çoğunlukla Dünya gezegeni üzerindeki deneyler temelinde oluşturulan doğa yasalarının, nihayetinde çok daha geniş alanlara tahmin edilebileceği varsayımına dayanmaktadır. tüm Evrene.

Doğa yasalarının uzay ve zaman içindeki istikrarı hakkındaki bu varsayım, modern kozmolojinin felsefi temellerinin düzeyine aittir.

Modern kozmolojinin ortaya çıkışı, göreli bir yerçekimi teorisinin yaratılmasıyla ilişkilidir - Einstein'ın genel görelilik teorisi (1916).

Einstein'ın genel görelilik teorisi denklemlerinden, uzay-zamanın eğriliğini ve eğriliğin kütle yoğunluğu (enerji) ile ilişkisini takip eder.

Genel görelilik teorisini bir bütün olarak evrene uygulayan Einstein, zamanla değişmeyen bir evrene karşılık gelen böyle bir denklem çözümünün olmadığını keşfetti.

Ancak Einstein, evreni durağan olarak hayal etti. Bu nedenle, elde edilen denklemlere Evrenin durağanlığını sağlayan ek bir terim ekledi.

1920'lerin başında, Sovyet matematikçi A.A. Fridman, durağanlık koşulları dayatmadan tüm evren için genel görelilik denklemlerini çözen ilk kişiydi.

Yerçekimi yapan maddeyle dolu evrenin genişlemesi veya büzülmesi gerektiğini gösterdi.

Friedman tarafından elde edilen denklemler, modern kozmolojinin temelini oluşturur.

1929'da Amerikalı astronom E. Hubble, "Uzaklık ve galaksi dışı bulutsuların radyal hızı arasındaki ilişki" adlı bir makale yayınladı ve şu sonuca vardı: "Uzak galaksiler bizden uzaklıkla orantılı bir hızla bizden uzaklaşıyorlar.

Hubble, bu sonuca, belirli bir kavramın ampirik olarak kurulması temelinde varmıştır. fiziksel etki- kırmızıya kayma, yani

Galaksilerin tayflarındaki Doppler etkisinden dolayı referans tayfın çizgileri ile karşılaştırıldığında kaynağın tayfındaki çizgilerin dalga boylarında bir artış (çizgilerin tayfın kırmızı kısmına doğru kayması).

Hubble'ın kırmızıya kayma etkisini, galaksilerin durgunluğunu keşfetmesi, genişleyen bir evren kavramının temelini oluşturur.

Modern kozmolojik kavramlara göre, Evren genişliyor, ancak genişleme merkezi yok: Evrenin herhangi bir noktasından genişleme modeli aynı olacak, yani tüm galaksilerin mesafeleriyle orantılı bir kırmızıya kayması olacak.

Alanın kendisi şişirilmiş gibi görünüyor.

eğer açıksa balon galaksiler çizin ve onu şişirmeye başlayın, aralarındaki mesafeler artacak ve birbirlerinden ne kadar hızlı olursa, o kadar uzaklaşacaklar. Tek fark, topun üzerine çizilen galaksilerin boyutlarının artması, Evrendeki gerçek yıldız sistemlerinin ise yerçekimi kuvvetleri nedeniyle hacimlerini korumasıdır.

"Büyük patlama" teorisini savunanların karşı karşıya oldukları en büyük sorunlardan biri, kesinlikle evrenin ortaya çıkışı için önerdikleri senaryoların hiçbirinin matematiksel veya fiziksel olarak tanımlanamamasıdır.

"Büyük patlama"nın temel teorilerine göre, Evrenin ilk durumu, sonsuz derecede yüksek yoğunluğa ve sonsuz yüksek sıcaklığa sahip sonsuz küçük bir noktaydı. Ancak böyle bir durum matematiksel mantığın sınırlarını aşar ve formel olarak tanımlanamaz. Yani gerçekte, Evrenin ilk durumu hakkında kesin bir şey söylenemez ve buradaki hesaplamalar başarısız olur. Bu nedenle bu durum bilim adamları arasında "fenomen" adını almıştır.

Bu engel henüz aşılamadığından, genel halk için popüler bilim yayınlarında, “fenomen” konusu genellikle tamamen atlanır ve yazarları bu matematiksel problemle bir şekilde başa çıkmaya çalışan özel bilimsel yayınlarda ve yayınlarda, Cambridge Üniversitesi'nde matematik profesörü Stephen Hawking ve Cape Town Üniversitesi'nde matematik profesörü JFR Ellis, "Uzay-Zaman Yapısının Uzun Ölçeği" adlı kitaplarında, "fenomen"den bilimsel olarak kabul edilemez olarak bahsedildiğini belirtiyorlar. : “Sonuçlarımız, evrenin sonlu sayıda yıl önce başladığı fikrini desteklemektedir.

Ancak "olgu" denen evrenin kökeni teorisinin çıkış noktası bilinen fizik yasalarının ötesindedir.

Evrenin genişlemesi nasıl keşfedildi?

O halde, "büyük patlama" teorisinin bu temel taşı olan "olgunu" haklı çıkarmak için, modern fiziğin kapsamını aşan araştırma yöntemlerini kullanma olasılığını kabul etmek gerektiğini kabul etmeliyiz.

"Olay", "evrenin başlangıcı"nın diğer herhangi bir başlangıç noktası gibi, tanımlanamayan bir şey içerir. bilimsel kategoriler, açık bir soru olarak kalır.

Ancak şu soru ortaya çıkıyor: “olgunun” kendisi nereden geldi, nasıl oluştu? Ne de olsa, "olgu" sorunu, çok daha büyük bir sorunun, Evrenin ilk durumunun kaynağı sorununun yalnızca bir parçasıdır. Başka bir deyişle, eğer Evren başlangıçta bir noktaya sıkıştırılmışsa, onu bu duruma ne getirdi? Ve teorik zorluklara neden olan “olgu”yu terk etsek bile, soru hala devam ediyor: Evren nasıl oluştu?

Bu zorluğun üstesinden gelmek için bazı bilim adamları, sözde "zonklayan evren" teorisini öne sürüyorlar.

Onlara göre Evren sonsuzdur, tekrar tekrar bir noktaya kadar küçülür, sonra bazı sınırlara kadar genişler. Böyle bir evrenin ne başı ne de sonu vardır, sadece bir genişleme döngüsü ve bir daralma döngüsü vardır. Aynı zamanda, hipotezin yazarları, Evrenin her zaman var olduğunu iddia ederek, “dünyanın başlangıcı” sorusunu görünüşte tamamen ortadan kaldırıyor.

Ancak gerçek şu ki, hiç kimse nabız mekanizmasının tatmin edici bir açıklamasını sunmadı.

Evren neden titreşiyor? Bunun nedenleri nelerdir? Fizikçi Steven Weinberg "İlk Üç Dakika" adlı kitabında, Evrendeki sonraki her titreşimde, foton sayısının nükleon sayısına oranının kaçınılmaz olarak artması gerektiğini ve bunun da yeni titreşimlerin yok olmasına yol açtığını belirtir.

Weinberg, bu şekilde Evrenin titreşim döngülerinin sayısının sonlu olduğu sonucuna varıyor, bu da bir noktada durmaları gerektiği anlamına geliyor. Bu nedenle, "nabız atan Evrenin" bir sonu vardır ve bu nedenle bir başlangıcı vardır.

2011 yılında, Nobel Fizik Ödülü, Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı'ndan Supernova Cosmology proje katılımcısı Saul Perlmutter ve High-z Supernova araştırma grubu üyeleri Brian P.

Avustralya konumundan Schmidt Ulusal Üniversite ve Johns Hopkins Üniversitesi'nden Adam G. Riess.

Üç bilim insanı, uzaktaki süpernovaları gözlemleyerek evrenin genişlemesinin hızlandığını keşfettikleri için ödülü paylaştılar. Özel bir Tip Ia süpernova türü üzerinde çalıştılar.

Bunlar, Güneş'ten daha ağır, ancak Dünya'nın büyüklüğünde, patlamış eski kompakt yıldızlardır. Böyle bir süpernova, bütün bir yıldız galaksisi kadar ışık yayabilir. İki araştırma ekibi, ışığı beklenenden daha zayıf olan 50'den fazla uzak süpernova Ia'yı tespit etmeyi başardı.

Bu, evrenin genişlemesinin hızlandığının kanıtıydı. Çalışma defalarca gizemlere ve karmaşık problemlere rastladı, ancak sonunda, her iki bilim insanı ekibi de evrenin genişlemesinin hızlanması hakkında aynı sonuçlara vardı.

Bu keşif gerçekten şaşırtıcı.

sonrasını biliyoruz zaten büyük patlama Yaklaşık 14 milyar yıl önce evren genişlemeye başladı. Ancak, bu genişlemenin hızlandığının keşfi, kaşifleri bile şaşırttı.

Gizemli hızlanmanın nedeni, evrenin yaklaşık dörtte üçünü oluşturduğu tahmin edilen, ancak hala modern fiziğin en büyük gizemi olmaya devam eden varsayımsal karanlık enerjiye bağlanıyor.

Astronomi

Astronomi->Genişleyen Evren->

Çevrimiçi test

Stephen Hawking ve Leonard Mlodinov'un kitabından malzeme " en kısa tarih zaman"

Doppler etkisi

1920'lerde, gökbilimciler diğer galaksilerdeki yıldızların tayfını incelemeye başladıklarında, çok ilginç bir şey keşfedildi: onların kendi galaksimizdeki yıldızlarla aynı karakteristik eksik renk kümeleri olduğu ortaya çıktı, ancak hepsi galaksiye doğru kaydırıldı. spektrumun kırmızı ucu. , ve aynı oranda.

Fizikçiler için renk veya frekans kayması Doppler etkisi olarak bilinir.

Hepimiz bu fenomenin sesi nasıl etkilediğine aşinayız. Geçen bir arabanın sesini dinleyin.

Genişleyen Evren

Yaklaştığında motorunun veya kornasının sesi daha yüksek geliyor ve araba zaten geçip uzaklaşmaya başladığında ses azalıyor. Saatte yüz kilometre hızla bize doğru gelen bir polis arabası, ses hızının yaklaşık onda birini geliştirir. Sireninin sesi bir dalga, değişen tepeler ve çukurlar. En yakın tepeler (veya çukurlar) arasındaki mesafeye dalga boyu dendiğini hatırlayın. Dalga boyu ne kadar kısa olursa, her saniye kulağımıza o kadar çok titreşim ulaşır ve sesin tonu veya frekansı o kadar yüksek olur.

Bu da bize gelen dalgaların dalga boylarının kısaldığı ve frekanslarının yükseldiği anlamına gelir. Tersine, araba uzaklaşırsa, yakaladığımız dalgaların uzunluğu uzar ve frekansları azalır. Ve araba ne kadar hızlı hareket ederse, Doppler etkisi o kadar güçlü olur ve bu da hızı ölçmek için kullanılmasına izin verir.

Kaynak yayan dalgalar gözlemciye doğru hareket ettiğinde dalga boyu azalır.

Aksine, kaynak kaldırıldığında artar. Buna Doppler etkisi denir.

Işık ve radyo dalgaları benzer şekilde davranır. Polis, araçlardan yansıyan radyo sinyalinin dalga boyunu ölçerek araçların hızını belirlemek için Doppler etkisini kullanır.

Işık, titreşimler veya dalgalardır, elektromanyetik alan. Görünür ışığın dalga boyu son derece küçüktür - bir metrenin kırk ila seksen milyonda biri. İnsan gözü, farklı dalga boylarındaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar, en uzun dalga boyları tayfın kırmızı ucuna karşılık gelir ve en kısası mavi ucuna karşılık gelir.

Şimdi, belirli bir dalga boyunda ışık dalgaları yayan bir yıldız gibi, bizden sabit bir uzaklıkta bulunan bir ışık kaynağı hayal edin. Kaydedilen dalgaların uzunluğu yayılanlarınkiyle aynı olacaktır. Ama şimdi farz edelim ki ışık kaynağı bizden uzaklaşmaya başladı. Ses durumunda olduğu gibi, bu, ışığın dalga boyunu artıracak, bu da tayfın kırmızı uca doğru kayacağı anlamına geliyor.

Evren genişlemesi

Diğer galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble, sonraki yıllarda onlara olan mesafeleri belirlemek ve tayflarını gözlemlemekle meşgul oldu.

O zamanlar pek çok kişi galaksilerin rastgele hareket ettiğini varsayıyordu ve maviye kayan tayfların sayısının kırmızıya kayan tayfların sayısıyla hemen hemen aynı olacağını umuyordu. Bu nedenle, çoğu galaksinin tayfının kırmızıya kayma gösterdiğini keşfetmek tam bir sürpriz oldu - neredeyse tüm yıldız sistemleri bizden uzaklaşıyor!

Daha da şaşırtıcı olan, Hubble tarafından keşfedilen ve 1929'da yayınlanan gerçekti: galaksilerin kırmızıya kaymasının büyüklüğü rastgele değil, bizden uzaklıkları ile doğru orantılı. Başka bir deyişle, bir galaksi bizden ne kadar uzaktaysa, o kadar hızlı uzaklaşıyor! Bundan, daha önce düşünüldüğü gibi, Evrenin statik, boyutu değişmemiş olamayacağı sonucu çıktı.

Aslında genişliyor: galaksiler arasındaki mesafe sürekli büyüyor.

Evren nispeten yavaş genişliyor olsa bile, yerçekimi sonunda genişlemesine son verecek ve büzülmesine neden olacaktı. Ancak, evrenin genişleme hızı kritik bir noktadan daha büyükse, yerçekimi onu asla durduramayacak ve evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecektir.

Burada, Dünya yüzeyinden yükselen bir rokete uzak bir benzerlik görebilirsiniz.

Nispeten düşük bir hızda, yerçekimi sonunda roketi durduracak ve Dünya'ya doğru düşmeye başlayacak. Öte yandan, roketin hızı kritik olandan daha yüksekse (saniyede 11,2 kilometreden fazla), yerçekimi onu tutamaz ve Dünya'yı sonsuza kadar terk eder.

1965'te, New Jersey'deki Bell Telephone Laboratories'den iki Amerikalı fizikçi, Arno Penzias ve Robert Wilson, çok hassas bir mikrodalga alıcısında hata ayıklama yapıyorlardı.

(Mikrodalgalar, dalga boyu yaklaşık bir santimetre olan radyasyondur.) Penzias ve Wilson, alıcının beklenenden daha fazla gürültü almasından endişe duyuyorlardı. Antende kuş pisliği buldular ve diğer olası arıza nedenlerini ortadan kaldırdılar, ancak kısa sürede olası tüm parazit kaynaklarını tükettiler. Gürültü, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünden ve Güneş etrafındaki dönüşünden bağımsız olarak, yıl boyunca 24 saat boyunca kaydedildiği için farklıydı. Dünyanın hareketi alıcıyı uzayın çeşitli sektörlerine yönelttiğinden, Penzias ve Wilson gürültünün dışarıdan geldiği sonucuna vardılar. Güneş Sistemi ve hatta galaksinin dışından.

Evrenin her tarafından eşit ölçüde geliyor gibiydi. Artık, alıcı nereye yönlendirilirse yönlendirilsin, bu gürültünün ihmal edilebilir değişimler dışında sabit kaldığını biliyoruz. Böylece Penzias ve Wilson, evrenin her yönden aynı olduğuna dair çarpıcı bir örneğe rastladılar.

George (George) Gamow'un önerisini incelediler: erken aşamalar gelişme, evren çok yoğun ve beyaz-sıcaktı. Dick ve Peebles, eğer bu doğruysa, dünyamızın çok uzak bölgelerinden gelen ışık bize ancak şimdi ulaştığı için erken evrenin parıltısını gözlemleyebilmemiz gerektiğini düşündüler. Bununla birlikte, Evrenin genişlemesi nedeniyle, bu ışık, görünür radyasyondan mikrodalga radyasyonuna dönüşecek kadar güçlü bir şekilde spektrumun kırmızı ucuna kaydırılmalıdır.

Dick ve Peebles bu radyasyonu aramaya hazırlanıyorlardı ki Penzias ve Wilson çalışmalarını duyunca onu zaten bulduklarını fark ettiler.

Bu keşif için Penzias ve Wilson 1978'de ödüllendirildi. Nobel Ödülü(Dick ve Peebles için biraz adaletsiz görünüyor, Gamow'dan bahsetmiyorum bile).

Ancak bu fenomenin başka bir açıklaması daha var: evren başka herhangi bir galaksiden de her yöne aynı görünebilir.

Tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor.

Bu, şişirilmiş bir balonun yüzeyinde renkli lekelerin yayılmasını andırıyor. Topun boyutu arttıkça, herhangi iki nokta arasındaki mesafeler de artar, ancak bu durumda, noktaların hiçbiri genişleme merkezi olarak kabul edilemez.

Ayrıca, balonun yarıçapı sürekli büyüyorsa, yüzeyindeki noktalar birbirinden ne kadar uzak olursa, genişleme sırasında o kadar hızlı çıkarlar. Diyelim ki balonun yarıçapı her saniye ikiye katlanıyor.

Daha sonra, başlangıçta bir santimetre mesafeyle ayrılan iki nokta, bir saniyede, birbirinden iki santimetre uzaklıkta olacak (balonun yüzeyi boyunca ölçülürse), böylece göreceli hızları saniyede bir santimetre olacaktır. .

Öte yandan, on santimetre ile ayrılan bir çift nokta, genişlemenin başlamasından bir saniye sonra yirmi santimetre uzaklaşacak ve böylece göreli hızları saniyede on santimetre olacaktır. Herhangi iki galaksinin birbirinden uzaklaşma hızı, aralarındaki mesafeyle orantılıdır.

Bu nedenle, bir galaksinin kırmızıya kayması, bizden uzaklığıyla doğru orantılı olmalıdır - bu, Hubble'ın daha sonra keşfettiği bağımlılığın aynısıdır. Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Fridman 1922'de başarılı bir model önermeyi başardı ve Hubble'ın gözlemlerinin sonuçlarını tahmin etmeyi başardı, çalışmaları Batı'da neredeyse bilinmiyordu, 1935'te Amerikalı fizikçi Howard Robertson ve İngiliz matematikçi tarafından benzer bir model önerildi. Arthur Walker, Hubble'ın keşfinin ardından zaten evrenin genişlemesi.

Evren genişledikçe galaksiler birbirinden uzaklaşıyor.

Zaman geçtikçe, uzak yıldız adaları arasındaki mesafe, tıpkı şişirilmiş bir gezegendeki beneklerde olduğu gibi, yakındaki galaksiler arasındakinden daha fazla artar. sıcak hava balonu.

Bu nedenle, herhangi bir gökadadan gelen bir gözlemciye, başka bir gökadanın uzaklaştırılma hızı, o ne kadar uzaksa o kadar büyük gibi görünür.

Evrenin üç çeşit genişlemesi

Bundan sonra galaksiler yakınsamaya başlar ve Evren küçülmeye başlar. İkinci sınıf çözümlere göre, evren o kadar hızlı genişliyor ki, yerçekimi galaksilerin durgunluğunu sadece biraz yavaşlatacak, ama asla durduramayacak. Son olarak, evrenin çökmeyi önleyecek bir hızda genişlediğine göre üçüncü bir çözüm daha var. Zamanla, galaksilerin genişleme hızı giderek azalır, ancak asla sıfıra ulaşmaz.

Friedman'ın ilk modelinin şaşırtıcı bir özelliği, içinde Evrenin uzayda sonsuz olmaması, ancak aynı zamanda uzayda hiçbir yerde sınırların olmamasıdır.

Yerçekimi o kadar güçlüdür ki uzay kıvrılır ve kendi üzerine kapanır. Bu, aynı zamanda sonlu olan, ancak sınırları olmayan Dünya'nın yüzeyine biraz benzer. Dünyanın yüzeyinde belirli bir yönde hareket ederseniz, asla aşılmaz bir engel veya dünyanın kenarıyla karşılaşmazsınız, ancak sonunda başladığınız yere dönersiniz.

Friedman'ın ilk modelinde, uzay tamamen aynı şekilde düzenlenmiştir, ancak Dünya yüzeyinde olduğu gibi iki boyutta değil, üç boyutta düzenlenmiştir. Evreni dolaşıp başlangıç noktasına dönebileceğiniz fikri bilimkurgu için iyidir, ancak öyle değildir. pratik değer, çünkü kanıtlanabileceği gibi, gezgin yolculuğunun başlangıcına dönmeden önce evren bir noktaya küçülecektir.

Evren o kadar büyük ki hareket etmeniz gerekiyor ışıktan daha hızlı, başladığınız yolculuğu bitirmek için zamana sahip olmak için ve bu tür hızlar (görecelik teorisi tarafından) yasaktır. Friedman'ın ikinci modelinde uzay da kavislidir, ancak farklı bir şekilde.

Ve sadece üçüncü modelde, Evren düzlüğünün büyük ölçekli geometrisi vardır (uzay, büyük kütlelerin yakınında kavisli olmasına rağmen).

Friedman'ın modellerinden hangisi evrenimizi tanımlar? Evrenin genişlemesi hiç duracak mı ve yerini büzülmeye mi bırakacak, yoksa Evren sonsuza kadar genişleyecek mi?

Bu soruyu cevaplamanın bilim adamlarının başlangıçta düşündüğünden daha zor olduğu ortaya çıktı. Çözümü esas olarak iki şeye bağlıdır - evrenin şu anda gözlemlenen genişleme hızı ve mevcut ortalama yoğunluğu (birim hacim başına madde miktarı).

Mevcut genişleme hızı ne kadar yüksek olursa, yerçekimi ve dolayısıyla maddenin yoğunluğu o kadar büyük olur, genişlemeyi durdurmak için gereklidir. Ortalama yoğunluk bir kritik değerin üzerindeyse (genişleme hızıyla belirlenir), o zaman maddenin yerçekimi, evrenin genişlemesini durdurabilir ve büzülmesine neden olabilir. Evrenin bu davranışı, ilk Friedman modeline tekabül etmektedir.

Ortalama yoğunluk kritik değerden küçükse, yerçekimi kuvveti genişlemeyi durdurmayacak ve Evren sonsuza kadar genişleyecektir - ikinci Friedmann modelinde olduğu gibi. Son olarak, evrenin ortalama yoğunluğu kritik değere tam olarak eşitse, evrenin genişlemesi sonsuza kadar yavaşlayacak, statik bir duruma yaklaşacak, ancak asla ulaşamayacak.

Bu senaryo, üçüncü Friedman modeline tekabül etmektedir.

Peki hangi model doğru? Doppler etkisini kullanarak diğer galaksilerin bizden uzaklaşma hızını ölçersek, evrenin mevcut genişleme hızını belirleyebiliriz.

Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Ancak galaksilere olan uzaklıklar iyi bilinmiyor çünkü onları sadece dolaylı olarak ölçebiliyoruz. Bu nedenle, yalnızca Evrenin genişleme hızının milyar yılda %5 ila %10 olduğunu biliyoruz. Evrenin mevcut ortalama yoğunluğu hakkındaki bilgimiz daha da belirsizdir. O halde hepsinin kütlelerini toplarsak görünür yıldızlar kendi galaksilerimizde ve diğer galaksilerde, toplam, genişleme hızının en düşük tahmininde bile, evrenin genişlemesini durdurmak için gerekenin yüzde birinden daha az olacaktır.

Ama hepsi bu değil.

Bizim ve diğer galaksilerimiz şunları içermelidir: çok sayıda doğrudan gözlemleyemediğimiz, ancak galaksilerdeki yıldızların yörüngeleri üzerindeki yerçekimi etkisi nedeniyle varlığını bildiğimiz bir tür "karanlık madde". Belki de karanlık maddenin varlığına dair en iyi kanıt, çevredeki yıldızların yörüngelerinden geliyor. sarmal galaksiler, benzer Samanyolu.

Bu yıldızlar, gökadalarının etrafında, yalnızca gökadanın görünür yıldızlarının yerçekimi tarafından yörüngede tutulamayacak kadar hızlı dönerler. Ek olarak, çoğu gökada kümelerin parçasıdır ve benzer şekilde, gökadaların hareketi üzerindeki etkisiyle bu kümelerdeki gökadalar arasındaki karanlık maddenin varlığını çıkarabiliriz.

Aslında, Evrendeki karanlık madde miktarı, bu miktarın çok ötesindedir. sıradan mesele. Tüm karanlık maddeyi hesaba katarsak, genişlemeyi durdurmak için gereken kütlenin yaklaşık onda birini elde ederiz.

Bununla birlikte, Evren boyunca neredeyse eşit olarak dağılmış, henüz bizim bilmediğimiz diğer madde biçimlerinin varlığını dışlamak imkansızdır. ortalama yoğunluk.

Örneğin, var temel parçacıklar Madde ile çok zayıf etkileşen ve tespit edilmesi son derece zor olan nötrinolar olarak adlandırılırlar.

Son birkaç yılda, farklı araştırmacı grupları, Penzias ve Wilson'ın keşfettiği mikrodalga arka planındaki en küçük dalgalanmaları inceledi. Bu dalgalanmanın boyutu, evrenin büyük ölçekli yapısının bir göstergesi olabilir. Karakteri, evrenin hala düz olduğunu gösteriyor gibi görünüyor (Friedman'ın üçüncü modelinde olduğu gibi)!

Ancak sıradan ve karanlık maddenin toplam miktarı bunun için yeterli olmadığından, fizikçiler henüz keşfedilmemiş başka bir madde - karanlık enerjinin varlığını öne sürdüler.

Ve sanki sorunu daha da karmaşık hale getirmek için, son gözlemler göstermiştir ki, Evrenin genişlemesi yavaşlamıyor, hızlanıyor.

Friedman'ın tüm modellerinin aksine! Bu çok garip, çünkü uzayda maddenin varlığı - yüksek veya düşük yoğunluklu - sadece genişlemeyi yavaşlatabilir. Sonuçta, yerçekimi her zaman bir çekim kuvveti olarak hareket eder. Kozmolojik genişlemenin hızlanması, patlamadan sonra enerjiyi dağıtmak yerine toplayan bir bomba gibidir.

Kozmosun hızlanan genişlemesinden hangi güç sorumludur? Kimsenin bu soruya güvenilir bir cevabı yok. Ancak Einstein, kozmolojik sabiti (ve buna karşılık gelen anti-yerçekimi etkisini) denklemlerine dahil ettiğinde her şeye rağmen haklı olabilirdi.

Einstein'ın hatası

Evrenin genişlemesi on dokuzuncu veya on sekizinci yüzyılda ve hatta on yedinci yüzyılın sonunda herhangi bir zamanda tahmin edilebilirdi.

Bununla birlikte, statik bir evrene olan inanç o kadar güçlüydü ki, sanrılar yirminci yüzyılın başlarına kadar zihinlerde hüküm sürdü. Einstein bile evrenin statik doğasından o kadar emindi ki, 1915'te, evrenin statik doğasını sağlayan denklemlere yapay olarak kozmolojik sabit adı verilen özel bir terim ekleyerek genel görelilik kuramında özel bir düzeltme yaptı. .

Kozmolojik sabit, kendisini yeni bir kuvvetin - diğer kuvvetlerden farklı olarak, kesin bir kaynağı olmayan, ancak uzay-zamanın dokusunda içkin bir özellik olan "anti-yerçekimi"nin eylemi olarak gösterdi.

Bu kuvvetin etkisi altında uzay-zaman, doğuştan gelen bir genişleme eğilimi gösterdi. Einstein, kozmolojik sabitin değerini seçerek bu eğilimin gücünü değiştirebilirdi. Onun yardımıyla, mevcut tüm maddelerin karşılıklı çekimini tam olarak dengelemeyi ve bunun sonucunda statik bir evren elde etmeyi başardı.

Einstein daha sonra kozmolojik sabit fikrini "en büyük hatası" olarak reddetti.

Yakında göreceğimiz gibi, bugün Einstein'ın kozmolojik sabiti ortaya koymakta her şeye rağmen haklı olabileceğine inanmak için nedenler var. Ancak Einstein'ı en çok üzen şey, durağan bir evrene olan inancının, kendi teorisinin öngördüğü evrenin genişlemesi gerektiği sonucunu geçersiz kılmasına izin vermesiydi. Görünen o ki, genel görelilik kuramının bu sonucunu yalnızca bir kişi görmüş ve ciddiye almıştır. Einstein ve diğer fizikçiler evrenin durağan olmamasını engellemenin yollarını ararken, Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Friedman tam tersine evrenin genişlemekte olduğu konusunda ısrar etti.

Friedman, evren hakkında çok basit iki varsayımda bulundu: nereye bakarsak bakalım aynı görünüyor ve bu varsayımın nereden bakarsak bakalım doğru olduğu.

Bu iki fikre dayanarak ve genel görelilik denklemlerini çözerek evrenin statik olamayacağını kanıtladı. Böylece, 1922'de, Edwin Hubble'ın keşfinden birkaç yıl önce, Friedman evrenin genişlemesini doğru bir şekilde öngördü!

Yüzyıllar önce, kilise doktrini evrenin merkezinde özel bir yer işgal ettiğimizi varsaydığından, Hıristiyan kilisesi onu sapkın olarak kabul ederdi.

Ancak bugün, Friedman'ın varsayımını neredeyse tam tersi bir nedenle kabul ediyoruz, bir tür alçakgönüllülük: Evrenin her yönden aynı görünüp de evrendeki diğer gözlemcilere değil de bize tamamen aynı göründüğünü tamamen şaşırtıcı buluruz!

EVREN(Yunanca "oecumene" - yerleşik, yerleşik dünya) - "var olan her şey", "kapsamlı dünya bütünü", "her şeyin toplamı"; bu terimlerin anlamı belirsizdir ve kavramsal bağlam tarafından belirlenir.

"Evren" kavramının en az üç düzeyi vardır.

1. Felsefi bir fikir olarak evren, "evren" veya "dünya" kavramına yakın bir anlama sahiptir: "maddi dünya", "yaratılmış varlık" vb. Avrupa felsefesinde önemli bir rol oynar. Evrenin felsefi ontolojilerdeki görüntüleri, Evrenin bilimsel araştırmasının felsefi temellerine dahil edildi.

2. Fiziksel kozmolojideki Evren veya bir bütün olarak Evren, kozmolojik tahminlerin bir nesnesidir.

Geleneksel anlamda - kapsamlı, sınırsız ve temelde benzersiz bir fiziksel sistem ("Evren bir kopya halinde yayınlanır" - A. Poincaré); fiziksel ve astronomik bir bakış açısıyla düşünülen maddi dünya (A.L. Zelmanov). Evrenin farklı teorileri ve modelleri, bu bakış açısından, aynı orijinalin birbirine eşdeğer olmadığı kabul edilir.

Evrenin bir bütün olarak böyle bir şekilde anlaşılması farklı şekillerde haklı çıkarıldı: 1) “ekstrapolasyon varsayımına” atıfta bulunarak: kozmoloji, kavramsal araçlarıyla bilgi sistemindeki kapsamlı dünya bütününü tam olarak temsil ettiğini iddia eder ve bunun tersi olana kadar. ispatlanmışsa, bu iddialar tam olarak kabul edilmelidir; 2) mantıksal olarak - Evren, kapsamlı bir dünya bütünü olarak tanımlanır ve diğer Evrenler tanım gereği var olamaz, vb. Klasik, Newtoncu kozmoloji, Evrenin uzay ve zamanda sonsuz bir görüntüsünü yarattı ve sonsuzluk, Evrenin atfedilen bir özelliği olarak kabul edildi.

Newton'un sonsuz homojen Evreninin eski kozmosu "yok ettiği" genel olarak kabul edilir. Bununla birlikte, Evrenin bilimsel ve felsefi görüntüleri kültürde bir arada var olmaya devam ediyor, karşılıklı olarak birbirini zenginleştiriyor.

Newtoncu Evren, yalnızca insanı Evrenden ayırması ve hatta onlara karşı çıkması anlamında antik kozmosun görüntüsünü yok etti.

Klasik olmayan, göreli kozmolojide, Evren teorisi ilk olarak inşa edildi.

Özelliklerinin Newton'dan tamamen farklı olduğu ortaya çıktı. Friedman tarafından geliştirilen genişleyen Evren teorisine göre, Evren bir bütün olarak uzayda hem sonlu hem de sonsuz olabilir, ancak zaman içinde her durumda sonludur, yani.

bir başlangıç yaptı. AA Fridman, dünyanın veya kozmolojinin bir nesnesi olarak Evrenin “filozofun dünya evreninden sonsuz derecede daha dar ve daha küçük” olduğuna inanıyordu. Aksine, kozmologların büyük çoğunluğu, tekdüzelik ilkesi temelinde, genişleyen Evrenin modellerini Metagalaksimizle tanımladı. Metagalaksinin ilk genişleme anı, yaratılışçı bir bakış açısından mutlak "her şeyin başlangıcı" olarak kabul edildi - "dünyanın yaratılışı" olarak. Bazı göreli kozmologlar, tekdüzelik ilkesini yeterince kanıtlanmamış bir basitleştirme olarak değerlendirerek, Evreni Metagalaksi'den daha büyük ölçekli kapsamlı bir fiziksel sistem ve Metagalaksi'yi Evrenin yalnızca sınırlı bir parçası olarak gördüler.

Göreceli kozmoloji, dünyanın bilimsel resminde Evrenin imajını kökten değiştirdi.

İdeolojik açıdan, insan ve (gelişmekte olan) Evreni yeniden birbirine bağlaması anlamında eski kozmos imajına geri döndü. Sonraki adım bu yönde ortaya çıktı antropik ilke kozmolojide.

Evrenin bir bütün olarak yorumlanmasına modern yaklaşım, ilk olarak, dünyanın felsefi fikri ile kozmolojinin bir nesnesi olarak Evren arasındaki ayrıma dayanır; ikinci olarak, bu kavram görelileştirilmiştir, yani. kapsamı belirli bir bilgi düzeyi, kozmolojik teori veya modelle ilgilidir - tamamen dilsel (nesne statüsünden bağımsız olarak) veya nesne anlamında.

Evren, örneğin, "bizim karşı karşıya olduğumuz en büyük olaylar dizisi" olarak yorumlanmıştır. fiziksel yasalarşu ya da bu şekilde tahmin edilmiştir” veya “bizimle fiziksel olarak bağlantılı olduğu düşünülebilir” (G. Bondi).

Bu yaklaşımın gelişimi, kozmolojide Evrenin mutlak anlamda değil, yalnızca belirli bir kozmolojik teori, yani. Varlığı belirli bir fiziksel bilgi sisteminden kaynaklanan en büyük ölçekte ve düzende bir fiziksel sistem.

Bu, fiziksel bilgi sisteminin ekstrapolasyon olasılıkları tarafından belirlenen, bilinen mega-dünyanın göreli ve geçici bir sınırıdır. Bir bütün olarak Evren altında, her durumda aynı "orijinal" kastedilmez. Tersine, farklı teoriler, nesneleri olarak farklı orijinallere sahip olabilir, yani. fiziksel sistemler yapısal hiyerarşinin farklı düzeni ve ölçeği. Ancak her şeyi kapsayan dünyayı mutlak anlamda temsil eden tüm iddialar asılsız kalır.

Evreni kozmolojide yorumlarken, potansiyel ve fiilen var olan arasında bir ayrım yapılmalıdır. Bugün yok sayılan yarın küreye girebilir bilimsel araştırma, var olduğu ortaya çıkacak (fiziksel olarak) ve Evren anlayışımıza dahil edilecektir. Dolayısıyla, genişleyen Evren teorisi esasen bizim Metagalaksimizi tanımlıyorsa, o zaman modern kozmolojideki en popüler enflasyonist ("şişen") Evren teorisi, bir dizi "diğer evrenler" (veya ampirik dil açısından) kavramını ortaya koymaktadır. , ekstra-metagalaktik nesneler) niteliksel olarak farklı özelliklere sahip.

Böylece şişme teorisi, Evrenin tekdüzeliği ilkesinin megaskobik bir ihlalini kabul eder ve ona anlam açısından ek olarak Evrenin sonsuz çeşitliliği ilkesini sunar.

Bu evrenlerin toplamı I.S. Shklovsky, “Metaevren” olarak adlandırmayı önerdi. Belirli bir biçimde enflasyonist kozmoloji, bu nedenle, sonsuz çeşitliliği olarak Evrenin (Metauniverse) sonsuzluğu fikrini canlandırır. Metagalaksi gibi nesneler, şişirici kozmolojide genellikle "küçük evrenler" olarak adlandırılır.

Mini evrenler, fiziksel boşluğun kendiliğinden dalgalanmalarıyla ortaya çıkar. Bu bakış açısına göre, Evrenimizin genişlemesinin ilk anı olan Metagalaksi, her şeyin mutlak başlangıcı olarak görülmemelidir.

Bu, evrim ve öz-örgütlenmenin yalnızca ilk anıdır. uzay sistemleri. Kuantum kozmolojisinin bazı versiyonlarında, evren kavramı bir gözlemcinin ("katılım ilkesi") varlığıyla yakından bağlantılıdır. “Varlığının sınırlı bir aşamasında, gözlemci-katılımcılar yaratan Evren, sırayla, gözlemleri aracılığıyla gerçeklik dediğimiz somutluğu elde etmiyor mu? Bu varoluş mekanizması değil mi? (AJ Wheeler).

Bu durumda Evren kavramının anlamı da kuantum ilkesi ışığında Evrenin bir bütün olarak potansiyeli ve fiili varlığı arasındaki ayrıma dayanan bir teori tarafından belirlenir.

3. Astronomideki Evren (gözlemlenebilir veya astronomik Evren), dünyanın gözlemlerle ve şimdi kısmen uzay deneyleriyle kapsanan bir bölgesidir, yani.

astronomide mevcut olan gözlem araçları ve araştırma yöntemleri açısından "var olan her şey". Astronomik evren, bilim tarafından art arda keşfedilen ve incelenen, artan ölçek ve karmaşıklık düzenine sahip kozmik sistemlerin bir hiyerarşisidir. Bunlar Güneş Sistemi, bizim yıldız sistemimiz, Galaksi (varlığı 18. yüzyılda W. Herschel tarafından kanıtlandı), 1920'lerde E. Hubble tarafından keşfedilen Metagalaksi.

Şu anda, Evrenin nesneleri, bizden yaklaşık olarak uzakta, gözlem için kullanılabilir. 9-12 milyar ışık yılı.

2. yarıya kadar astronomi tarihi boyunca.

Genişleyen bir evren kavramı.

20. yüzyıl astronomik Evrende, aynı tür gök cisimleri biliniyordu: gezegenler, yıldızlar, gaz ve toz maddesi. Modern astronomi, daha önce bilinmeyen, temelde yeni keşfetti bilinen türler gök cisimleri, dahil.

galaksilerin çekirdeklerindeki aşırı yoğun nesneler (belki de kara delikleri temsil eder). Astronomik Evrendeki birçok gök cismi durumunun keskin bir şekilde durağan olmadığı, kararsız olduğu, yani. çatallanma noktalarında bulunur. Astronomik Evrenin maddesinin büyük çoğunluğunun (% 90-95'e kadar) görünmez, ancak gözlemlenemeyen formlarda ("gizli kütle") yoğunlaştığı varsayılmaktadır.

Edebiyat:

1. Fridman A.A.

Favori İşler. M., 1965;

2. Sonsuzluk ve Evren. M., 1970;

3. Evren, astronomi, felsefe. M, 1988;

4. Astronomi ve dünyanın modern resmi.

5. Bondy H. Kozmoloji. Cambr., 1952;

6. Münitz M. Uzay, Zaman ve Yaratılış. NY, 1965.

V.V. Kazyutinsky

Aysız bir gecede gökyüzüne bakarsanız, en parlak nesnelerin Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn gezegenleri olması muhtemeldir. Ayrıca Güneşimize benzer, ancak bizden çok daha uzakta bulunan bir dizi yıldız da göreceksiniz. Bu sabit yıldızlardan bazıları, dünya güneşin etrafında hareket ederken, birbirlerine göre ancak zar zor algılanabilecek şekilde hareket ederler. Hiç hareketsiz değiller! Bunun nedeni, bu tür yıldızların bize nispeten yakın olmasıdır. Dünya'nın Güneş etrafındaki hareketi nedeniyle, bu daha yakın yıldızları arka planda farklı konumlardan daha uzaktaki yıldızların önünde görüyoruz. Aynı etki, araba kullanırken de gözlenir ve yol boyunca uzanan ağaçlar, ufka doğru uzanan bir manzara fonunda konumlarını değiştirir gibi görünür (Şek. 14). Ağaçlar ne kadar yakınsa, belirgin hareketleri o kadar belirgindir. Göreceli konumdaki bu değişikliğe paralaks denir. Yıldızlar söz konusu olduğunda, bu insanlık için gerçek bir şanstır, çünkü paralaks onlara olan mesafeyi doğrudan ölçmemize izin verir.

Pirinç. 14. Yıldız paralaksı.

İster yolda ister uzayda hareket ediyor olun, hareket ettikçe yakın ve uzak cisimlerin göreli konumları değişir. Bu değişikliklerin büyüklüğü, cisimler arasındaki mesafeyi belirlemek için kullanılabilir.

En yakın yıldız olan Proxima Centauri, yaklaşık dört ışıkyılı veya kırk milyon milyon kilometre uzaklıktadır. Çıplak gözle görülebilen diğer yıldızların çoğu bizden birkaç yüz ışıkyılı uzaklıkta. Karşılaştırma için: Dünya'dan Güneş'e sadece sekiz ışık dakikası! Yıldızlar gece gökyüzünde dağılmışlardır, ancak özellikle dediğimiz bantta yoğun bir şekilde dağılmışlardır. Samanyolu. 1750 gibi erken bir tarihte, bazı gökbilimciler, Samanyolu'nun görünümünün, görünür yıldızların çoğunun, şimdi sarmal gökadalar dediğimiz gibi, disk benzeri bir konfigürasyonda düzenlendiği varsayılarak açıklanabileceğini öne sürdüler. Sadece birkaç on yıl sonra, İngiliz gökbilimci William Herschel, gökyüzünün farklı yerlerinde teleskopla görülebilen yıldızların sayısını özenle sayarak bu fikrin geçerliliğini doğruladı. Bununla birlikte, fikir tam olarak kabul görmesi yirminci yüzyıla kadar değildi. Artık biliyoruz ki Samanyolu - bizim Galaksimiz - yaklaşık yüz bin ışıkyılı boyunca uçtan uca uzanıyor ve yavaş dönüyor; sarmal kollarındaki yıldızlar, her birkaç yüz milyon yılda bir Galaksinin merkezi etrafında bir devrim yapar. En yaygın orta boy sarı yıldız olan Güneşimiz, sarmal kollardan birinin iç kenarında yer alır. Aristoteles ve Ptolemy'nin, insanların Dünya'yı evrenin merkezi olarak kabul ettiği zamandan bu yana elbette çok yol kat ettik.

Evrenin modern resmi, 1924'te Amerikalı astronom Edwin Hubble'ın Samanyolu'nun tek galaksi olmadığını kanıtladığı zaman ortaya çıkmaya başladı. Uçsuz bucaksız boşluklarla ayrılmış birçok başka yıldız sistemi olduğunu keşfetti. Bunu doğrulamak için Hubble, Dünya'dan diğer galaksilere olan mesafeyi belirlemek zorunda kaldı. Ancak galaksiler o kadar uzaktalar ki, yakındaki yıldızların aksine aslında durağan görünüyorlar. Galaksilere olan mesafeleri ölçmek için paralaksı kullanamayan Hubble, mesafeleri tahmin etmek için dolaylı yöntemler kullanmak zorunda kaldı. Bir yıldıza olan uzaklığın bariz bir ölçüsü parlaklığıdır. Ancak görünen parlaklık sadece yıldıza olan mesafeye değil, aynı zamanda yıldızın parlaklığına - yaydığı ışık miktarına da bağlıdır. Loş ama bize yakın bir yıldız, uzak bir galaksideki en parlak yıldızı gölgede bırakacaktır. Bu nedenle, görünen parlaklığı bir mesafe ölçüsü olarak kullanmak için yıldızın parlaklığını bilmeliyiz.

Yakındaki yıldızların parlaklıkları, görünür parlaklıklarından hesaplanabilir, çünkü paralaks sayesinde onlara olan mesafeyi biliyoruz. Hubble, yakındaki yıldızların yaydıkları ışığın doğasına göre sınıflandırılabileceğini fark etti. Aynı sınıftaki yıldızlar her zaman aynı parlaklığa sahiptir. Ayrıca, bu sınıflardaki yıldızları uzak bir galakside bulursak, bu yıldızlara çevremizdeki benzer yıldızlarla aynı parlaklıkta atanabileceklerini önerdi. Bu bilgi ile galaksiye olan mesafeyi hesaplamak kolaydır. Aynı galaksideki birçok yıldız için yapılan hesaplamalar aynı mesafeyi veriyorsa, tahminimizin doğru olduğundan emin olabiliriz. Edwin Hubble bu şekilde dokuz farklı galaksiye olan mesafeleri hesapladı.

Bugün çıplak gözle görülebilen yıldızların tüm yıldızların çok küçük bir bölümünü oluşturduğunu biliyoruz. Gökyüzünde yaklaşık 5.000 yıldız görüyoruz - Galaksimiz Samanyolu'ndaki tüm yıldızların sadece yaklaşık %0,0001'i. Ve Samanyolu, modern teleskoplarla gözlemlenebilen yüz milyardan fazla galaksiden sadece biridir. Ve her galaksi yaklaşık yüz milyar yıldız içerir. Bir yıldız bir tuz tanesi olsaydı, çıplak gözle görülebilen tüm yıldızlar bir çay kaşığına sığardı, ancak tüm evrenin yıldızları on üç kilometreden daha büyük bir çapa sahip bir top oluştururdu.

Yıldızlar bizden o kadar uzakta ki ışık noktaları gibi görünüyorlar. Boyutlarını veya şekillerini ayırt edemiyoruz. Ancak Hubble'ın belirttiği gibi, birçok farklı yıldız türü vardır ve onları yaydıkları radyasyonun rengine göre ayırt edebiliriz. Newton keşfetti ki eğer Güneş ışığıüç yüzlü cam prizmadan geçerse, gökkuşağı gibi kurucu renklerine ayrışır (Şek. 15). Bir ışık kaynağı tarafından yayılan radyasyondaki farklı renklerin göreli yoğunluğu, spektrumu olarak adlandırılır. Bir teleskopu tek bir yıldıza veya galaksiye odaklayarak, yaydıkları ışığın spektrumunu inceleyebilirsiniz.

Pirinç. 15. Yıldız tayfı.

Bir yıldızın emisyon spektrumunu analiz ederek, hem sıcaklığı hem de atmosferin bileşimi belirlenebilir.

Diğer şeylerin yanı sıra, bir cismin radyasyonu, sıcaklığını yargılamayı mümkün kılar. 1860'da Alman fizikçi Gustav Kirchhoff, yıldız gibi herhangi bir maddi cismin ısıtıldığında, tıpkı sıcak kömürlerin parlaması gibi ışık veya başka radyasyon yaydığını tespit etti. Isıtılmış cisimlerin parlaması, içlerindeki atomların termal hareketinden kaynaklanır. Buna siyah cisim radyasyonu denir (ısıtılmış cisimlerin kendilerinin siyah olmamasına rağmen). Kara cisim ışıması spektrumunun herhangi bir şeyle karıştırılması zordur: vücut sıcaklığı ile değişen karakteristik bir şekle sahiptir (Şekil 16). Bu nedenle, ısıtılmış bir cismin radyasyonu, bir termometrenin okumalarına benzer. Gözlemlediğimiz çeşitli yıldızların emisyon spektrumu her zaman siyah bir cismin radyasyonuna benzer, bu bir yıldızın sıcaklığı hakkında bir tür bildirimdir.

Pirinç. 16. Siyah bir cismin radyasyon spektrumu.

Tüm cisimler - sadece yıldızlar değil - kendilerini oluşturan mikroskobik parçacıkların termal hareketi nedeniyle radyasyon yayarlar. Radyasyonun frekans dağılımı vücudun sıcaklığını karakterize eder.

Yıldız ışığını dikkatlice incelersek, bize daha da fazla bilgi verecektir. Kesin olarak tanımlanmış belirli renklerin yokluğunu bulacağız ve bunlar farklı yıldızlar için farklı olacak. Ve bildiğimizden beri, herkes kimyasal element onun için karakteristik bir renk kümesini emer, sonra bu renkleri bir yıldızın tayfında bulunmayanlarla karşılaştırarak, atmosferinde tam olarak hangi elementlerin bulunduğunu belirleyebiliriz.

1920'lerde, gökbilimciler diğer galaksilerdeki yıldızların spektrumlarını incelemeye başladıklarında çok ilginç bir şey keşfettiler: kendi galaksimizdeki yıldızlarla aynı karakteristik eksik renk kümeleri oldukları ortaya çıktı, ancak hepsi kırmızıya doğru kaydırıldı. spektrumun sonu. , ve aynı oranda. Fizikçiler için renk veya frekans kayması Doppler etkisi olarak bilinir.

Hepimiz bu fenomenin sesi nasıl etkilediğine aşinayız. Geçen bir arabanın sesini dinleyin. Yaklaştığında motorunun veya kornasının sesi daha yüksek geliyor ve araba zaten geçip uzaklaşmaya başladığında ses azalıyor. Saatte yüz kilometre hızla bize doğru gelen bir polis arabası, ses hızının yaklaşık onda birini geliştirir. Sireninin sesi bir dalga, değişen tepeler ve çukurlar. En yakın tepeler (veya çukurlar) arasındaki mesafeye dalga boyu dendiğini hatırlayın. Dalga boyu ne kadar kısa olursa, her saniye kulağımıza o kadar çok titreşim ulaşır ve sesin tonu veya frekansı o kadar yüksek olur.

Doppler etkisi, bir sonraki her tepe noktasında bir ses dalgası yayan yaklaşan arabanın bize daha yakın olacağı ve bunun sonucunda tepeler arasındaki mesafelerin araba dururken olduğundan daha az olacağı gerçeğinden kaynaklanır. Bu, bize gelen dalgaların uzunluklarının kısaldığı ve frekanslarının daha yüksek olduğu anlamına gelir (Şek. 17). Tersine, araba uzaklaşırsa, yakaladığımız dalgaların uzunluğu uzar ve frekansları azalır. Ve araba ne kadar hızlı hareket ederse, Doppler etkisi o kadar güçlü olur ve bu da hızı ölçmek için kullanılmasına izin verir.

Pirinç. 17. Doppler etkisi.

Kaynak yayan dalgalar gözlemciye doğru hareket ettiğinde dalga boyu azalır. Aksine, kaynak kaldırıldığında artar. Buna Doppler etkisi denir.

Işık ve radyo dalgaları benzer şekilde davranır. Polis, araçlardan yansıyan radyo sinyalinin dalga boyunu ölçerek araçların hızını belirlemek için Doppler etkisini kullanır. Işık, elektromanyetik alanın bir titreşimi veya dalgasıdır. Bölümde belirttiğimiz gibi. 5, görünür ışığın dalga boyu son derece küçüktür - bir metrenin kırk ila seksen milyonda biri.

İnsan gözü, farklı dalga boylarındaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar, en uzun dalga boyları tayfın kırmızı ucuna karşılık gelir ve en kısası mavi ucuna karşılık gelir. Şimdi, belirli bir dalga boyunda ışık dalgaları yayan bir yıldız gibi, bizden sabit bir uzaklıkta bulunan bir ışık kaynağı hayal edin. Kaydedilen dalgaların uzunluğu yayılanlarınkiyle aynı olacaktır. Ama şimdi farz edelim ki ışık kaynağı bizden uzaklaşmaya başladı. Ses durumunda olduğu gibi, bu, ışığın dalga boyunu artıracak, bu da tayfın kırmızı uca doğru kayacağı anlamına geliyor.

Diğer galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble, sonraki yıllarda onlara olan mesafeleri belirlemek ve tayflarını gözlemlemekle meşgul oldu. O zamanlar pek çok kişi galaksilerin rastgele hareket ettiğini varsayıyordu ve maviye kayan tayfların sayısının kırmızıya kayan tayfların sayısıyla hemen hemen aynı olacağını umuyordu. Bu nedenle, çoğu galaksinin tayfının kırmızıya kayma gösterdiğini keşfetmek tam bir sürpriz oldu - neredeyse tüm yıldız sistemleri bizden uzaklaşıyor! Daha da şaşırtıcı olan, Hubble tarafından keşfedilen ve 1929'da yayınlanan gerçekti: galaksilerin kırmızıya kaymasının büyüklüğü rastgele değil, bizden uzaklıkları ile doğru orantılı. Başka bir deyişle, bir galaksi bizden ne kadar uzaktaysa, o kadar hızlı uzaklaşıyor! Bundan, daha önce düşünüldüğü gibi, Evrenin statik, boyutu değişmemiş olamayacağı sonucu çıktı. Aslında genişliyor: galaksiler arasındaki mesafe sürekli büyüyor.

Evrenin genişlediğinin anlaşılması, yirminci yüzyılın en büyüklerinden biri olan zihinlerde gerçek bir devrim yarattı. Geriye dönüp baktığınızda, bunu daha önce kimsenin düşünmemiş olması şaşırtıcı görünebilir. Newton ve diğer büyük beyinler, statik bir evrenin kararsız olacağını fark etmiş olmalılar. Bir noktada durağan olsa bile, yıldızların ve galaksilerin karşılıklı çekimi hızla sıkışmasına yol açacaktır. Evren nispeten yavaş genişliyor olsa bile, yerçekimi sonunda genişlemesine son verecek ve büzülmesine neden olacaktı. Ancak, evrenin genişleme hızı kritik bir noktadan daha büyükse, yerçekimi onu asla durduramayacak ve evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecektir.

Burada, Dünya yüzeyinden yükselen bir rokete uzak bir benzerlik görebilirsiniz. Nispeten düşük bir hızda, yerçekimi sonunda roketi durduracak ve Dünya'ya doğru düşmeye başlayacak. Öte yandan, roketin hızı kritik olandan daha yüksekse (saniyede 11,2 kilometreden fazla), yerçekimi onu tutamaz ve Dünya'yı sonsuza kadar terk eder.

Newton'un yerçekimi teorisine dayanarak, evrenin bu davranışı on dokuzuncu veya on sekizinci yüzyılda ve hatta on yedinci yüzyılın sonunda herhangi bir zamanda tahmin edilebilirdi. Bununla birlikte, statik bir evrene olan inanç o kadar güçlüydü ki, sanrılar yirminci yüzyılın başlarına kadar zihinlerde hüküm sürdü. Einstein bile evrenin statik doğasından o kadar emindi ki, 1915'te, evrenin statik doğasını sağlayan denklemlere yapay olarak kozmolojik sabit adı verilen özel bir terim ekleyerek genel görelilik kuramında özel bir düzeltme yaptı. .
Kozmolojik sabit, kendisini yeni bir kuvvetin - diğer kuvvetlerden farklı olarak, kesin bir kaynağı olmayan, ancak uzay-zamanın dokusunda içkin bir özellik olan "anti-yerçekimi"nin eylemi olarak gösterdi. Bu kuvvetin etkisi altında uzay-zaman, doğuştan gelen bir genişleme eğilimi sergiledi. Einstein, kozmolojik sabitin değerini seçerek bu eğilimin gücünü değiştirebilirdi. Onun yardımıyla, mevcut tüm maddelerin karşılıklı çekimini tam olarak dengelemeyi ve bunun sonucunda statik bir evren elde etmeyi başardı.
Einstein daha sonra kozmolojik sabit fikrini "en büyük hatası" olarak reddetti. Yakında göreceğimiz gibi, bugün Einstein'ın kozmolojik sabiti ortaya koymakta her şeye rağmen haklı olabileceğine inanmak için nedenler var. Ancak Einstein'ı en çok üzen şey, durağan bir evrene olan inancının, kendi teorisinin öngördüğü evrenin genişlemesi gerektiği sonucunu geçersiz kılmasına izin vermesiydi. Görünen o ki, genel görelilik kuramının bu sonucunu yalnızca bir kişi görmüş ve ciddiye almıştır. Einstein ve diğer fizikçiler evrenin durağan olmamasını engellemenin yollarını ararken, Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Friedman tam tersine evrenin genişlemekte olduğu konusunda ısrar etti.

Friedman, evren hakkında çok basit iki varsayımda bulundu: nereye bakarsak bakalım aynı görünüyor ve bu varsayımın nereden bakarsak bakalım doğru olduğu. Bu iki fikre dayanarak ve genel görelilik denklemlerini çözerek evrenin statik olamayacağını kanıtladı. Böylece, 1922'de, Edwin Hubble'ın keşfinden birkaç yıl önce, Friedman evrenin genişlemesini doğru bir şekilde öngördü!

Evrenin her yönden aynı göründüğü varsayımı tamamen doğru değildir. Örneğin, zaten bildiğimiz gibi, Galaksimizin yıldızları gece gökyüzünde belirgin bir parlak bant - Samanyolu - oluşturur. Ancak uzak galaksilere bakarsak, gökyüzünün her yerinde sayıları aşağı yukarı eşit olacak gibi görünüyor. Dolayısıyla, galaksiler arasındaki mesafelere kıyasla büyük ölçekte gözlemlerseniz ve küçük ölçekte farklılıkları görmezden gelirseniz, evren her yönde aşağı yukarı aynı görünür.

Ağaçların rastgele büyüdüğü bir ormanda olduğunuzu hayal edin. Bir yöne baktığınızda, sizden bir metre uzaktaki en yakın ağacı göreceksiniz. Diğer yönde, en yakın ağaç üç metre uzaklıkta bulunacaktır. Üçüncüsü, sizden bir, iki ve üç metre uzakta aynı anda birkaç ağaç göreceksiniz. Orman her yönden aynı görünmüyor. Ancak bir kilometre yarıçapındaki tüm ağaçları hesaba katarsanız, bu tür farklılıkların ortalaması alınır ve ormanın her yönden aynı olduğunu görürsünüz (Şek. 18).

Pirinç. 18. İzotropik orman.

Ormandaki ağaçların dağılımı bir bütün olarak eşit olsa bile, daha yakından incelendiğinde yer yer daha yoğun oldukları ortaya çıkabilir. Benzer şekilde, Evren bize en yakın uzayda aynı görünmüyor, yakınlaştırdığımızda, hangi yöne bakarsak bakalım aynı resmi görüyoruz.

Uzun bir süre boyunca, yıldızların düzgün dağılımı, Friedmann modelini Evrenin gerçek resmine ilk yaklaşım olarak kabul etmek için yeterli bir temel olarak hizmet etti. Ancak daha sonra, bir şans eseri, Friedman'ın önerisinin evreni tanımlamada dikkate değer ölçüde doğru olduğuna dair başka kanıtlar ortaya çıkardı. 1965'te, New Jersey'deki Bell Telephone Laboratuarlarında iki Amerikalı fizikçi, Arno Penzias ve Robert Wilson, çok hassas bir mikrodalga alıcısında hata ayıklama yapıyorlardı. (Mikrodalgalar, dalga boyu yaklaşık bir santimetre olan radyasyondur.) Penzias ve Wilson, alıcının beklenenden daha fazla gürültü almasından endişe duyuyorlardı. Antende kuş pisliği buldular ve diğer olası arıza nedenlerini ortadan kaldırdılar, ancak kısa sürede olası tüm parazit kaynaklarını tükettiler. Gürültü, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünden ve Güneş etrafındaki dönüşünden bağımsız olarak, yıl boyunca 24 saat boyunca kaydedildiği için farklıydı. Dünyanın hareketi alıcıyı uzayın farklı sektörlerine gönderdiğinden, Penzias ve Wilson gürültünün güneş sisteminin dışından ve hatta galaksinin dışından geldiği sonucuna vardılar. Evrenin her tarafından eşit ölçüde geliyor gibiydi. Artık, alıcı nereye yönlendirilirse yönlendirilsin, bu gürültünün ihmal edilebilir değişimler dışında sabit kaldığını biliyoruz. Böylece Penzias ve Wilson, Friedman'ın evrenin her yönden aynı olduğu şeklindeki ilk hipotezini destekleyen çarpıcı bir örneğe rastladılar.

Bu kozmik arka plan gürültüsünün kaynağı nedir? Penzias ve Wilson'ın alıcıdaki gizemli gürültüyü araştırdıkları sıralarda, Princeton Üniversitesi'nden iki Amerikalı fizikçi, Bob Dick ve Jim Peebles de mikrodalgalarla ilgilenmeye başladı. George (George) Gamow'un (eskiden Alexander Friedman'ın öğrencisiydi) gelişiminin ilk aşamalarında Evrenin çok yoğun ve çok sıcak olduğu yönündeki önerisini incelediler. Dick ve Peebles, eğer bu doğruysa, dünyamızın çok uzak bölgelerinden gelen ışık bize ancak şimdi ulaştığı için erken evrenin parıltısını gözlemleyebilmemiz gerektiğini düşündüler. Bununla birlikte, Evrenin genişlemesi nedeniyle, bu ışık, görünür radyasyondan mikrodalga radyasyonuna dönüşecek kadar güçlü bir şekilde spektrumun kırmızı ucuna kaydırılmalıdır. Dick ve Peebles bu radyasyonu aramaya hazırlanıyorlardı ki Penzias ve Wilson çalışmalarını duyunca onu zaten bulduklarını fark ettiler. Bu keşif için Penzias ve Wilson 1978'de Nobel Ödülü'ne layık görüldüler (bu, Gamow bir yana, Dick ve Peebles'a biraz haksızlık gibi görünüyor).

İlk bakışta evrenin her yönden aynı görünmesi, bizim onda özel bir yer işgal ettiğimizi düşündürür. Özellikle, tüm galaksiler bizden uzaklaştıklarına göre, evrenin merkezinde olmamız gerekiyormuş gibi görünebilir. Ancak bu fenomenin başka bir açıklaması daha var: evren başka herhangi bir galaksiden de her yöne aynı görünebilir. Hatırlarsanız, bu tam olarak Friedman'ın ikinci önerisiydi.

Friedman'ın ikinci hipotezinin lehinde veya aleyhinde hiçbir bilimsel argümanımız yok. Yüzyıllar önce, kilise doktrini evrenin merkezinde özel bir yer işgal ettiğimizi varsaydığından, Hıristiyan kilisesi onu sapkın olarak kabul ederdi. Ancak bugün, Friedman'ın varsayımını neredeyse tam tersi bir nedenle kabul ediyoruz, bir tür alçakgönüllülük: Evrenin her yönden aynı görünüp de evrendeki diğer gözlemcilere değil de bize tamamen aynı göründüğünü tamamen şaşırtıcı buluruz!

Friedmann'ın evren modelinde tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor. Bu, şişirilmiş bir balonun yüzeyinde renkli lekelerin yayılmasını andırıyor. Topun boyutu arttıkça, herhangi iki nokta arasındaki mesafeler de artar, ancak bu durumda, noktaların hiçbiri genişleme merkezi olarak kabul edilemez. Ayrıca, balonun yarıçapı sürekli büyüyorsa, yüzeyindeki noktalar birbirinden ne kadar uzak olursa, genişleme sırasında o kadar hızlı çıkarlar. Diyelim ki balonun yarıçapı her saniye ikiye katlanıyor. Daha sonra, başlangıçta bir santimetre mesafeyle ayrılan iki nokta, bir saniyede, birbirinden iki santimetre uzaklıkta olacak (balonun yüzeyi boyunca ölçülürse), böylece göreceli hızları saniyede bir santimetre olacaktır. . Öte yandan, on santimetre ile ayrılan bir çift nokta, genişlemenin başlamasından sonraki bir saniyede yirmi santimetre uzaklaşacak ve böylece göreli hızları saniyede on santimetre olacaktır (Şekil 19). Benzer şekilde, Friedman'ın modelinde, herhangi iki galaksinin birbirinden uzaklaşma hızı, aralarındaki mesafeyle orantılıdır. Bu nedenle model, bir galaksinin kırmızıya kaymasının bizden uzaklığıyla doğru orantılı olması gerektiğini öngörür - bu, Hubble'ın daha sonra keşfettiği bağımlılığın aynısıdır. Friedman başarılı bir model önerebilmiş ve Hubble'ın gözlemlerinin sonuçlarını tahmin edebilmiş olsa da, 1935'te Amerikalı fizikçi Howard Robertson ve İngiliz matematikçi Arthur Walker tarafından benzer bir model önerilene kadar, çalışması Batı'da neredeyse bilinmiyordu. Hubble tarafından keşfedilen evrenin genişlemesinin ardından.

Pirinç. 19. Genişleyen balon evreni.

Evren genişledikçe galaksiler birbirinden uzaklaşıyor. Zamanla, uzak yıldız adaları arasındaki mesafe, tıpkı şişen bir balonun üzerindeki noktalarda olduğu gibi, yakındaki galaksiler arasındakinden daha fazla artar. Bu nedenle, herhangi bir gökadadan gelen bir gözlemciye, başka bir gökadanın uzaklaştırılma hızı, o ne kadar uzaksa o kadar büyük gibi görünür.

Friedman, evrenin yalnızca bir modelini önerdi. Ama onun varsayımları altında, Einstein'ın denklemleri üç çözüm sınıfını kabul eder, yani üç tane çözüm vardır. farklı şekiller Friedmann'ın modelleri ve Evrenin gelişimi için üç farklı senaryo.

Birinci çözüm sınıfı (Friedman tarafından bulunan), evrenin genişlemesinin, galaksiler arasındaki çekimin onu yavaş yavaş yavaşlattığı ve sonunda durduracağı kadar yavaş olduğunu varsayar. Bundan sonra galaksiler birbirine yaklaşmaya başlar ve Evren küçülmeye başlar. İkinci sınıf çözümlere göre, evren o kadar hızlı genişliyor ki, yerçekimi galaksilerin durgunluğunu sadece biraz yavaşlatacak, ama asla durduramayacak. Son olarak, evrenin çökmeyi önleyecek bir hızda genişlediğine göre üçüncü bir çözüm daha var. Zamanla, galaksilerin genişleme hızı giderek azalır, ancak asla sıfıra ulaşmaz.

Friedman'ın ilk modelinin şaşırtıcı bir özelliği, içinde Evrenin uzayda sonsuz olmaması, ancak aynı zamanda uzayda hiçbir yerde sınırların olmamasıdır. Yerçekimi o kadar güçlüdür ki uzay kıvrılır ve kendi üzerine kapanır. Bu, aynı zamanda sonlu olan, ancak sınırları olmayan Dünya'nın yüzeyine biraz benzer. Dünyanın yüzeyinde belirli bir yönde hareket ederseniz, asla aşılmaz bir engel veya dünyanın kenarıyla karşılaşmazsınız, ancak sonunda başladığınız yere dönersiniz. Friedman'ın ilk modelinde, uzay tamamen aynı şekilde düzenlenmiştir, ancak Dünya yüzeyinde olduğu gibi iki boyutta değil, üç boyutta düzenlenmiştir. Evrenin etrafında dolaşmanın ve başlangıç noktasına geri dönmenin mümkün olduğu fikri bilim kurgu için iyidir, ancak pratik bir değeri yoktur, çünkü gösterildiği gibi, gezgin başlangıca dönmeden önce evren bir noktaya kadar küçülecektir. onun yolculuğundan. Evren o kadar büyüktür ki, başladığınız yolculuğu bitirmek için zamanınız olması için ışıktan hızlı hareket etmeniz gerekir ve bu tür hızlar yasaktır (görecelik teorisine göre. - Çev.). Friedman'ın ikinci modelinde uzay da kavislidir, ancak farklı bir şekilde. Ve sadece üçüncü modelde, Evren düzlüğünün büyük ölçekli geometrisi vardır (uzay, büyük kütlelerin yakınında kavisli olmasına rağmen).

Friedman'ın modellerinden hangisi evrenimizi tanımlar? Evrenin genişlemesi hiç duracak mı ve yerini büzülmeye mi bırakacak, yoksa Evren sonsuza kadar genişleyecek mi?

Bu soruyu cevaplamanın bilim adamlarının başlangıçta düşündüğünden daha zor olduğu ortaya çıktı. Çözümü esas olarak iki şeye bağlıdır - Evrenin şu anda gözlemlenen genişleme hızı ve mevcut ortalama yoğunluğu (birim hacim başına madde miktarı). Mevcut genişleme hızı ne kadar yüksek olursa, yerçekimi ve dolayısıyla maddenin yoğunluğu o kadar büyük olur, genişlemeyi durdurmak için gereklidir. Ortalama yoğunluk bir kritik değerin üzerindeyse (genişleme hızıyla belirlenir), o zaman maddenin yerçekimi, evrenin genişlemesini durdurabilir ve büzülmesine neden olabilir. Evrenin bu davranışı, ilk Friedman modeline tekabül etmektedir. Ortalama yoğunluk kritik değerden küçükse, yerçekimi kuvveti genişlemeyi durdurmayacak ve Evren sonsuza kadar genişleyecektir - ikinci Friedmann modelinde olduğu gibi. Son olarak, evrenin ortalama yoğunluğu kritik değere tam olarak eşitse, evrenin genişlemesi sonsuza kadar yavaşlayacak, statik bir duruma yaklaşacak, ancak asla ulaşamayacak. Bu senaryo, üçüncü Friedman modeline tekabül etmektedir.

Peki hangi model doğru? Doppler etkisini kullanarak diğer galaksilerin bizden uzaklaşma hızını ölçersek, evrenin mevcut genişleme hızını belirleyebiliriz. Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Ancak galaksilere olan uzaklıklar iyi bilinmiyor çünkü onları sadece dolaylı olarak ölçebiliyoruz. Bu nedenle, yalnızca Evrenin genişleme hızının milyar yılda %5 ila %10 olduğunu biliyoruz. Evrenin mevcut ortalama yoğunluğu hakkındaki bilgimiz daha da belirsizdir. Böylece, kendi galaksimizdeki ve diğer galaksilerdeki tüm görünür yıldızların kütlelerini toplarsak, toplam, genişleme hızının en düşük tahmininde bile, Evrenin genişlemesini durdurmak için gerekenin yüzde birinden daha az olacaktır.

Ama hepsi bu değil. Bizim galaksilerimiz ve diğer galaksilerimiz, doğrudan gözlemleyemediğimiz, ancak galaksilerdeki yıldızların yörüngeleri üzerindeki kütleçekimsel etkisi nedeniyle varlığını bildiğimiz büyük miktarda bir tür "karanlık madde" içermelidir. Belki de karanlık maddenin varlığına dair en iyi kanıt, Samanyolu gibi sarmal gökadaların çevresindeki yıldızların yörüngelerinden geliyor. Bu yıldızlar, gökadalarının etrafında, yalnızca gökadanın görünür yıldızlarının yerçekimi tarafından yörüngede tutulamayacak kadar hızlı dönerler. Ek olarak, çoğu gökada kümelerin parçasıdır ve benzer şekilde, gökadaların hareketi üzerindeki etkisiyle bu kümelerdeki gökadalar arasındaki karanlık maddenin varlığını çıkarabiliriz. Aslında, Evrendeki karanlık madde miktarı, sıradan madde miktarını çok aşıyor. Tüm karanlık maddeyi hesaba katarsak, genişlemeyi durdurmak için gereken kütlenin yaklaşık onda birini elde ederiz.

Bununla birlikte, Evren boyunca neredeyse eşit olarak dağılmış ve ortalama yoğunluğunu artırabilecek, henüz bilmediğimiz diğer madde biçimlerinin varlığını dışlamak imkansızdır. Örneğin, madde ile çok zayıf etkileşen ve tespit edilmesi son derece zor olan nötrino adı verilen temel parçacıklar vardır.

(Daha yeni nötrino deneylerinden biri, 50.000 ton su ile dolu bir yeraltı rezervuarı kullanır.) Nötrinoların ağırlıksız olduğu ve bu nedenle yerçekimine neden olmadığı düşünülmektedir.

Ancak çalışmaların birkaç son yıllar Nötrinonun daha önce sabitlenemeyecek kadar küçük bir kütleye sahip olduğuna tanıklık edin. Nötrinoların kütlesi varsa, bir tür karanlık madde olabilirler. Yine de böyle karanlık maddeyle bile, evrende genişlemesini durdurmak için gerekenden çok daha az madde var gibi görünüyor. Yakın zamana kadar çoğu fizikçi, Friedmann'ın ikinci modelinin gerçeğe en yakın olduğu konusunda hemfikirdi.

Ama sonra yeni gözlemler ortaya çıktı. Son birkaç yılda, farklı araştırmacı grupları, Penzias ve Wilson'ın keşfettiği mikrodalga arka planındaki en küçük dalgalanmaları inceledi. Bu dalgalanmanın boyutu, evrenin büyük ölçekli yapısının bir göstergesi olabilir. Karakteri, Evrenin hala düz olduğunu gösteriyor gibi görünüyor (Friedman'ın üçüncü modelinde olduğu gibi)! Ancak sıradan ve karanlık maddenin toplam miktarı bunun için yeterli olmadığından, fizikçiler henüz keşfedilmemiş başka bir madde - karanlık enerjinin varlığını öne sürdüler.

Ve sanki sorunu daha da karmaşık hale getirirmiş gibi, son gözlemler evrenin genişlemesinin yavaşlamadığını, aksine hızlandığını göstermiştir. Friedman'ın tüm modellerinin aksine! Bu çok garip, çünkü uzayda maddenin varlığı - yüksek veya düşük yoğunluklu - sadece genişlemeyi yavaşlatabilir. Sonuçta, yerçekimi her zaman bir çekim kuvveti olarak hareket eder. Kozmolojik genişlemenin hızlanması, patlamadan sonra enerjiyi dağıtmak yerine toplayan bir bomba gibidir. Kozmosun hızlanan genişlemesinden hangi güç sorumludur? Kimsenin bu soruya güvenilir bir cevabı yok. Bununla birlikte, belki de Einstein, kozmolojik sabiti (ve buna karşılık gelen anti-yerçekimi etkisini) denklemlerine dahil ettiğinde hala haklıydı.

Yeni teknolojilerin gelişmesi ve mükemmel uzay teleskoplarının ortaya çıkmasıyla birlikte, ara sıra evren hakkında şaşırtıcı şeyler öğrenmeye başladık. Ve işte iyi haber: Şimdi biliyoruz ki, evren yakın gelecekte giderek artan bir hızla genişlemeye devam edecek ve zaman, en azından bir kara deliğe düşmeyecek kadar akıllı olanlar için sonsuza kadar süreceğini vaat ediyor. Ama ilk anlarda ne oldu? Evren nasıl başladı ve genişlemesine ne sebep oldu?

Peki evren gerçekte nerede genişliyor? Evet, hiçbir yerde. Eşyalarla dolu bir boşluk dolabı yok. Ama bunu anlamak için, genel göreliliğin uzay-zaman hakkında ne söylediğine bakalım.

Genel görelilikte (profesyonellerin dediği gibi), uzayın (ve zamanın) en önemli özelliği iki nokta arasındaki mesafedir (ve zaman aralığıdır). Aslında mesafe uzayı tam olarak tanımlar. Mesafe ölçeğinin evrimi, uzaydaki madde ve enerji miktarı tarafından belirlenir ve zaman geçtikçe ölçek artar ve galaksiler arasındaki mesafe de artar. Ancak - ve bu garip - bu, galaksilerin gerçek hareketi olmadan gerçekleşir.

Belki de bu noktada sezginiz başarısız oldu. Ancak bu, tuhaflıkları anlamamızı engellemeyecek.

Galaksilerin bizden uzaklaştığını zaten söylemiştik. Pek sayılmaz. Bilim adamlarının gerçekte neler olduğunu açıklamaları daha kolay. Seni aldatıyorlar.

“Ama bekle!” Diyecek, bilimsel olarak en bilgiliniz. - "Uzak galaksilerin Doppler kaymasını ölçüyoruz." Bildiğiniz bu sözde "kırmızıya kayma", Dünya'da sabittir ve geçen bir ambulansın sireni gibi, hareket olduğunu bize bildirir. Ancak kozmolojik ölçekte olan bu değildir. Sadece uzak galaksiler ışık yaydığından ve bize ulaştığından beri, uzayın ölçeği ciddi şekilde değişti, büyüdü. Uzay genişledikçe fotonların dalga boyu da genişler, dolayısıyla ışık kırmızıdır.

Bu yaklaşımdan başka bir soru gelir: "Evren gerçekten ışık hızından daha hızlı mı genişliyor?". Çoğu uzak galaksinin bizden uzaklıklarını ışık hızından daha hızlı arttırdığı kesinlikle doğrudur, ama ne olmuş yani? Işıktan hızlı hareket etmezler (genellikle hareketsiz dururlar). Üstelik bunu bilmek size hiçbir şekilde yardımcı olmaz: bilgi iletilmez. Başka bir galaksiye ışık hızından daha hızlı bir paket yiyecek gönderirseniz, bu yapılmayacaktır (ve burada, prensip olarak). Işık hızı evrensel hız sınırlayıcı olmaya devam ediyor.

Kozmolojik genişleme hakkında en yaygın (iyi ya da rölativistler alanında yerleşik) görüşü verdik, ancak hiç anlamadığımız bir şeyle bitirmek mantıklı olacaktır. Yukarıdakilerin tümü, ileri adım atmak ve germek için yeriniz olduğu sürece harika çalışır. Ama en başta ne oldu, uzayın tam anlamıyla yoktan oluşmasına ne sebep oldu? Fizik bu soruya cevap veremez. Ve ortaya çıkıp bu konuya ışık tutana kadar beklememiz gerekecek.

Karanlık enerjinin doğası, şiddetli tartışmaların konusudur. Otuz yıldan biraz daha kısa bir süre önce keşfedilen evrenin görünmeyen bileşeni hâlâ tek bir açıklama alamadı. Bunu çözmenin zamanı geldi: karanlık enerji neden bu kadar çok soruna neden oluyor ve bilim adamları bunu nasıl tespit etmeye çalışıyor?

evrenin şekli

İyi bir doğruluk derecesi ile, Evrenimiz mekansal olarak homojen ve izotropiktir - özelliklerinin değiştiği "özel" noktalar ve yönler içermez. Böyle bir alan yaratmak kolay değildir: tüm bileşenlerinin belirli bir enerji yoğunluğunu korumak gerekir.

Daha 1980'lerde, bilim adamları uzaysal olarak düz bir Evren sağlayan sözde kritik yoğunluğu tam olarak biliyorlardı. Ancak galaktik kümelerdeki baryonik madde miktarının, Büyük Patlama'nın sağlayabileceği yoğunlukla birlikte ölçülmesinin elde edilen sonuçları, daha ziyade uzayda düşük bir madde yoğunluğunu gösterdi.

Ayrıca, çok yaşlı yıldız kümeleri olan küresel kümelerin yaşı, madde eksikliğinden bahsediyordu. Bu tür kümelerin en az 10 milyar yıl önce doğduğu ortaya çıktı: ancak Büyük Patlama'dan sonra gözlemlenen madde miktarıyla, Evrenin genişlemesi giderek yavaşlamış olmalı ve genel olarak yaş tahmini daha azdı. Dünyamızın bileşenlerinden daha genç olduğu ortaya çıktı.

Tip Ia süpernova

Ia tipi süpernovalar - yıldızlar, yaşam döngüsü Bu, Dünya'da gözlemlenebilecek kadar yoğun bir flaşla sona erer.

İki bilim insanı ekibi, Saul Perlmutter liderliğindeki Süpernova Kozmoloji Projesi ve Brian Schmidt liderliğindeki High-Z Süpernova Araştırma Ekibi, süpernovaları incelemek için dünyanın en güçlü teleskoplarını kullanmak için bir prosedür önerdi.

Bu buluş, Şili'de çalışan bir gökbilimci olan Mark Phillips tarafından yapıldı: Ia tipi süpernovaların iç parlaklığını belirlemek için yeni bir yol önerdi ve bu, doğrudan uzaklıkla ilgiliydi. Gök cismi. Öte yandan, bazı yıldızlara olan mesafe, Evrenin genişlemesi nedeniyle bir nesne tarafından yayılan fotonların dalga boyundaki değişikliği tanımlayan Hubble yasası kullanılarak belirlenebilir.

Uzak galaksilerdeki süpernovaların çok daha “solgun” olduğu ortaya çıktı: parlaklıkları, Hubble yasası kullanılarak hesaplanan mesafeye göre tahmin edilenden çok daha azdı. Başka bir deyişle, süpernova çok daha uzakta olmalıydı: Bilim adamları, Evrenin sadece genişlemekle kalmayıp, aynı zamanda bir miktar hızlanma ile de olduğunu ilk kez bu şekilde önerdiler.

Uzak Tip Ia süpernovalarının bir gecede gözlemlenmesi, bilim adamlarının evren hakkındaki anlayışını değiştirdi. Çalışmalar, enerji yoğunluğunun yaklaşık %70'inin negatif basınçlı yeni, bilinmeyen bir bileşen olduğunu göstermiştir.

"Karanlık enerji" terimi daha sonra kozmolog Michael Turner tarafından önerildi ve bilim adamları yeni bir gizemle karşı karşıya kaldılar: oluşumunun doğasını açıklamak.

Evrenin hızlanan genişlemesi açıklanabilir mi?

Şu anda karanlık enerji olduğunu iddia eden üç sınıf teori var. İlk seçenek boşlukta enerjinin varlığını varsayar: aslında bu, Einstein tarafından statik bir evreni sürdürmek için önerilen kozmolojik sabite bir dönüştü. Yeni versiyonda, vakum yoğunluğu uzay boyunca aynıdır, ancak zamanla değişebileceği de göz ardı edilmemektedir.

ikinci seçenek Alman fizikçi Christoph Weterich tarafından önerilen quintessence adı verilen, yeni bir alanın, aslında evrenin toplam yoğunluğuna katkıda bulunan yeni parçacıkların varlığını öne sürüyor. Bu tür parçacıkların enerjisi sadece zamanla değil, uzayda da değişir: karanlık enerjinin yoğunluğunda güçlü dalgalanmalar olmaması için parçacıkların yeterince hafif olması gerekir. Bu, belki de özün ana sorunudur: modern fiziğin temel ilkelerine göre önerilen parçacıkların varyantları hafif olamaz, aksine önemli bir kütle kazanır ve şu anda hiçbir belirti yoktur. bu senaryo alındı.

İLE üçüncü seçenek Büyük nesneler arasındaki etkileşimin standart yasalara uymadığı çeşitli modifiye yerçekimi teorilerini içerir. genel teori görelilik (GR). Yerçekiminde pek çok değişiklik var, ancak şimdiye kadar deneylerde genel görelilikten herhangi bir sapma bulunmadı.

Karanlık enerji, Evrenin durumuna büyük katkısına rağmen, inatla gözlemcilerden "gizlenir" ve özelliklerinin yalnızca dolaylı tezahürleri incelenir. Bunların arasında, baryon akustik salınımları, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun anizotropisi ve zayıf kütleçekimsel merceklenme ana rolü oynar.

Baryon akustik salınımları

Baryon akustik salınımları veya kısaca BAO, büyük ölçeklerde sıradan, baryonik maddenin yoğunluğunda gözlenen periyodik bir değişikliktir. Baryonlar ve fotonlardan oluşan orijinal, sıcak kozmik plazmada iki süreç rekabet ediyordu: bir yanda yerçekimi çekimi ve diğer yanda madde ve fotonlar arasındaki reaksiyonlar sırasında enerjinin serbest bırakılmasından kaynaklanan itme. Böyle bir "çatışma", akustik titreşimlere yol açtı. ses dalgaları farklı yoğunluktaki alanlar arasındaki havada.

Evren soğuduğunda, belirli bir anda rekombinasyon gerçekleşti - bireysel parçacıkların atomları oluşturması daha karlı hale geldi ve fotonlar aslında "özgür" hale geldi ve maddeden ayrıldı. Aynı zamanda, titreşimler nedeniyle, madde ses ufku adı verilen belirli bir mesafeye dağılmayı başardı. Ufkun etkileri şu anda evrendeki galaksilerin dağılımında gözlemleniyor.

Ses ufkunun kendisi kozmolojik olarak tahmin edilebilir bir niceliktir. Doğrudan, Evrenin genişleme hızını belirleyen Hubble parametresine bağlıdır ve bu da karanlık enerji parametreleri tarafından da belirlenir.

SPK radyasyonu

Mikrodalga kalıntı radyasyonu, Evreni neredeyse aynı enerjiye sahip fotonlarla eşit olarak dolduran Big Bang'in uzak bir "yankısıdır". Şu anda, çeşitli kozmolojik modellerdeki kısıtlamaların ana kaynağı kalıntı radyasyondur.

Bununla birlikte, aletlerin duyarlılığı arttıkça, kozmik mikrodalga arka plan radyasyonunun anizotropik olduğu ve homojen olmayan özelliklere sahip olduğu bulundu - bazı yönlerden diğerlerinden biraz daha fazla foton geliyor. Böyle bir fark, diğer şeylerin yanı sıra, maddenin dağılımındaki homojen olmayanların varlığından da kaynaklanır ve gökyüzündeki "sıcak" ve "soğuk" noktaların dağılımının ölçeği, karanlık enerjinin özellikleri tarafından belirlenir.

Zayıf yerçekimi merceklenmesi

Karanlık enerji çalışması için bir diğer önemli etki, madde alanındaki ışık ışınlarının sapmasından oluşan yerçekimi karanlık merceklenmesidir. Mercekleme aynı anda Evrenin yapısını ve geometrisini, yani uzay-zamanın şeklini incelemenizi sağlar.

Mevcut Farklı türde karanlık enerjiyi incelemek için en uygun olanı, evrenin geniş ölçekli yapısı tarafından ışığın sapması nedeniyle zayıf merceklenme olan yerçekimi merceklemesi - bu, uzak galaksilerin görüntülerinin bulanıklaşmasına yol açar.

Karanlık enerji, hem kaynağa olan uzaklık gibi özellikleri hem de görüntüyü bozan uzayın özelliklerini aynı anda etkiler. Bu nedenle, sürekli güncellenen astronomik veriler göz önüne alındığında, zayıf mercekleme, karanlık enerjinin özelliklerine sınır koymanın iki kat önemli bir yoludur.

Karanlık enerji hala gölgelerde

Özetlemek gerekirse, fizikçiler karanlık enerjiyi inceleme konusunda neredeyse otuz yılı aşkın deneyime sahip olmayı başardılar mı?

Karanlık enerjinin negatif bir basınca sahip olduğu büyük bir doğrulukla bilinmektedir: dahası, basıncın enerji yoğunluğuna bağımlılığı denklemi büyük bir kesinlikle belirlenir ve bildiğimiz başka hiçbir ortam bu özelliklere sahip değildir.

Karanlık enerji uzamsal olarak homojendir ve enerji yoğunluğuna katkısı nispeten yakın zamanda, yaklaşık beş milyar yıl önce baskın hale geldi; aynı zamanda, nesneler arasındaki mesafeleri ve Evrenin yapısını eşzamanlı olarak etkiler.

Çeşitli kozmolojik deneyler, karanlık enerjiyi incelemeyi mümkün kılar, ancak şu anda ölçüm hataları yapmak için çok büyüktür. doğru tahminler. Şimdiye kadar bilim adamları, milyarlarca yıldır Evrenin yapısını gizlice kontrol eden karanlık enerjinin doğası hakkındaki soruyu yanıtlamaktan hala çok uzaklar.