Dalam sejarah pengetahuan dunia di sekitar kita, arah umum dilacak dengan jelas - pengakuan bertahap tentang alam yang tidak habis-habisnya, ketidakterbatasannya dalam segala hal. Alam semesta tidak terbatas dalam ruang dan waktu, dan jika kita membuang ide-ide I. Newton tentang "dorongan pertama", maka pandangan dunia semacam ini dapat dianggap cukup materialistis. Alam semesta Newtonian mengklaim bahwa ruang adalah gudang dari semua benda angkasa, dengan gerakan dan massa yang sama sekali tidak terhubung; Semesta selalu sama, yaitu stasioner, meskipun kematian dan kelahiran dunia terus-menerus terjadi di dalamnya.

Tampaknya langit kosmologi Newtonian berjanji untuk tidak berawan. Namun, kebalikannya segera terlihat. PADA selama XIX di. ditemukan tiga kontradiksi, yang dirumuskan dalam bentuk tiga paradoks, yang disebut paradoks kosmologis. Mereka tampaknya melemahkan gagasan tentang ketidakterbatasan alam semesta.

paradoks fotometrik. Jika Alam Semesta tidak terbatas dan bintang-bintang tersebar merata di dalamnya, maka ke segala arah kita akan melihat semacam bintang. Dalam hal ini, latar belakang langit akan sangat terang, seperti Matahari.

paradoks gravitasi. Jika Alam Semesta tidak terbatas dan bintang-bintang menempati ruangnya secara seragam, maka gaya gravitasi di setiap titiknya harus sangat besar, dan oleh karena itu, percepatan relatif juga akan sangat besar. benda luar angkasa yang, seperti yang Anda tahu, tidak.

paradoks termodinamika. Menurut hukum kedua termodinamika, semuanya proses fisik di Semesta pada akhirnya turun ke pelepasan panas, yang hilang secara permanen di ruang dunia. Cepat atau lambat semua tubuh akan mendingin ke suhu nol mutlak, gerakan akan berhenti dan datang selamanya" kematian panas". Alam semesta memiliki awal, dan akhir yang tak terhindarkan menunggu.

Kuartal pertama abad ke-20 berlalu dengan cemas mengantisipasi kesudahan itu. Tentu saja, tidak ada yang ingin menyangkal ketidakterbatasan Alam Semesta, tetapi, di sisi lain, tidak ada yang berhasil menghilangkan paradoks kosmologis Alam Semesta yang diam. Hanya kejeniusan Albert Einstein yang membawa arus baru ke perselisihan kosmologis.

Newtonian fisika klasik, seperti yang telah disebutkan, menganggap ruang sebagai wadah benda-benda. Menurut Newton, tidak mungkin ada interaksi antara benda dan ruang.

Pada tahun 1916, A. Einstein menerbitkan dasar-dasar teori umum relativitas. Salah satu ide utamanya adalah tubuh material, terutama massa besar, terasa menekuk ruang. Karena itu, misalnya, seberkas cahaya yang lewat di dekat Matahari mengubah arah aslinya.

Sekarang mari kita bayangkan bahwa di seluruh bagian Semesta yang kita amati, materi "diolesi" secara merata di ruang angkasa dan hukum yang sama berlaku di titik mana pun di dalamnya. Pada kepadatan rata-rata materi kosmik tertentu, bagian terbatas yang dipilih dari Semesta tidak hanya akan membengkokkan ruang, tetapi

bahkan menutupnya "pada dirinya sendiri". Semesta (lebih tepatnya, bagian yang dipilihnya) akan berubah menjadi dunia tertutup yang menyerupai bola biasa. Tetapi hanya itu yang akan menjadi bola empat dimensi, atau hypersphere, yang kita, makhluk tiga dimensi, tidak dapat bayangkan. Namun, berpikir dengan analogi, kita dapat dengan mudah memahami beberapa sifat dari hypersphere. Itu, seperti bola biasa, memiliki volume terbatas yang mengandung massa materi yang terbatas. Jika Anda terbang di ruang dunia sepanjang waktu dalam satu arah, maka setelah beberapa miliar tahun Anda bisa sampai ke titik awal.

Gagasan tentang kemungkinan tertutupnya alam semesta pertama kali diungkapkan oleh A. Einstein. Pada tahun 1922 Matematikawan Soviet A. A. Friedman membuktikan bahwa "Alam Semesta tertutup" Einstein tidak mungkin statis. Bagaimanapun, ruangnya mengembang atau menyusut dengan semua isinya.

Pada tahun 1929, astronom Amerika E. Hubble menemukan pola yang luar biasa: garis-garis dalam spektrum sebagian besar galaksi bergeser ke ujung merah, dan pergeseran benda semakin besar, semakin jauh galaksi dari kita. Fenomena menarik ini disebut pergeseran merah. Menjelaskan pergeseran merah oleh efek Doppler, yaitu dengan mengubah panjang gelombang cahaya karena pergerakan sumber, para ilmuwan sampai pada kesimpulan bahwa jarak antara kita dan galaksi lain terus meningkat. Tentu saja, galaksi-galaksi tidak menyebar ke segala arah dari Galaksi kita, yang tidak menempati posisi khusus apa pun di Metagalaxy, tetapi ada saling pemindahan semua galaksi. Ini berarti bahwa seorang pengamat yang terletak di galaksi mana pun dapat, seperti kita, mendeteksi pergeseran merah, dan baginya semua galaksi akan menjauh darinya. Dengan demikian, Metagalaxy tidak stasioner. Penemuan perluasan Metagalaxy menunjukkan bahwa Metagalaxy di masa lalu tidak sama dengan sekarang, dan akan berbeda di masa depan, yaitu Metagalaxy berkembang.

Kecepatan surut galaksi ditentukan dari pergeseran merah. Di banyak galaksi mereka sangat besar, sepadan dengan kecepatan cahaya. Kecepatan tertinggi, terkadang melebihi

250 ribu km / s, dimiliki oleh beberapa quasar, yang dianggap sebagai objek terjauh Metagalaxy dari kita.

Hukum yang menyatakan bahwa pergeseran merah (dan karenanya kecepatan pemindahan galaksi) meningkat sebanding dengan jarak dari galaksi (hukum Hubble) dapat ditulis sebagai: v - Hr, di mana v adalah kecepatan radial galaksi; r - jarak ke sana; H adalah konstanta Hubble. Oleh perkiraan modern, nilai H terletak di dalam:

Akibatnya, laju ekspansi Metagalaxy yang teramati sedemikian rupa sehingga galaksi-galaksi dipisahkan oleh jarak 1 Mpc (3 10 19 km), menjauh satu sama lain dengan kecepatan 50 hingga 100 km/s. Jika laju penyusutan galaksi diketahui, maka jarak ke galaksi-galaksi jauh dapat dihitung.

Jadi, kita hidup di Metagalaxy yang berkembang. Fenomena ini memiliki ciri tersendiri. Perluasan Metagalaxy memanifestasikan dirinya hanya pada tingkat cluster dan supercluster galaksi, yaitu sistem yang elemennya adalah galaksi. Fitur lain dari perluasan Metagalaxy adalah bahwa tidak ada pusat dari mana galaksi-galaksi menyebar.

Perluasan Metagalaxy adalah fenomena alam paling muluk yang dikenal saat ini. Penafsirannya yang benar memiliki makna ideologis yang luar biasa besar. Bukan kebetulan bahwa perbedaan mendasar antara pandangan filosofis para ilmuwan dimanifestasikan secara tajam dalam penjelasan penyebab fenomena ini. Beberapa dari mereka, mengidentifikasi Metagalaxy dengan seluruh Alam Semesta, mencoba membuktikan bahwa perluasan Metagalaxy menegaskan agama tentang supernatural, asal ilahi Semesta. Namun, alam semesta tahu proses alami, yang mungkin telah menyebabkan ekspansi yang diamati di masa lalu. Kemungkinan besar, ini adalah ledakan. Skala mereka sudah mengejutkan kita saat belajar jenis tertentu galaksi. Orang dapat membayangkan bahwa perluasan Metagalaxy

juga dimulai dengan fenomena yang menyerupai ledakan materi yang sangat besar dengan suhu dan kepadatan yang sangat besar.

Karena Alam Semesta mengembang, wajar untuk berpikir bahwa dulunya lebih kecil dan bahwa pada suatu waktu semua ruang dikompresi menjadi superpadat poin materi. Itu adalah momen yang disebut singularitas, yang tidak dapat dijelaskan oleh persamaan fisika modern. Untuk alasan yang tidak diketahui, sebuah proses yang mirip dengan ledakan terjadi, dan sejak itu Alam Semesta mulai "berkembang". Proses yang terjadi dalam hal ini dijelaskan oleh teori alam semesta yang panas.

Pada tahun 1965, ilmuwan Amerika A. Penzias dan R. Wilson menemukan bukti eksperimental tinggalnya Alam Semesta dalam keadaan superpadat dan panas, yaitu radiasi peninggalan. Ternyata luar angkasa dipenuhi dengan gelombang elektromagnetik, yang merupakan pembawa pesan itu jaman dahulu perkembangan Alam Semesta, ketika tidak ada bintang, galaksi, nebula. Radiasi peninggalan menembus semua ruang, semua galaksi, ia berpartisipasi dalam perluasan Metagalaxy. Radiasi elektromagnetik peninggalan berada dalam jangkauan radio dengan panjang gelombang dari 0,06 cm hingga 60 cm. Distribusi energinya mirip dengan spektrum benda hitam pekat dengan suhu 2,7 K. Kerapatan energi radiasi peninggalan sama dengan 4 10 -13 erg / cm 3, radiasi maksimum jatuh pada 1,1 mm. Dalam hal ini, radiasi itu sendiri memiliki karakter latar belakang tertentu, karena memenuhi seluruh ruang dan sepenuhnya isotropik. Ini adalah saksi dari keadaan awal alam semesta.

Sangat penting bahwa meskipun penemuan ini dibuat secara tidak sengaja saat mempelajari interferensi radio kosmik, keberadaan CMB diprediksi oleh para ahli teori. Salah satu yang pertama memprediksi radiasi ini adalah D. Gamow, mengembangkan teori asal-usul unsur kimia yang muncul di menit pertama setelahnya dentuman Besar. Prediksi keberadaan radiasi relik dan deteksinya di luar angkasa- contoh meyakinkan lain tentang dunia dan hukumnya yang dapat dikenali.

Dalam semua model kosmologis dinamis yang dikembangkan, gagasan perluasan Alam Semesta dari suatu keadaan superpadat dan superpanas, yang disebut singular, ditegaskan. Ahli astrofisika Amerika D. Gamow sampai pada konsep Big Bang dan Alam Semesta yang panas pada tahap awal evolusinya. Analisa masalah tahap awal evolusi alam semesta dimungkinkan oleh ide-ide baru tentang sifat vakum. Solusi kosmologis yang diperoleh W. de Sitter untuk vakum (r ~ e Ht) menunjukkan bahwa pemuaian eksponensial tidak stabil: tidak dapat berlanjut tanpa batas. Setelah periode waktu yang relatif singkat, ekspansi eksponensial berhenti, transisi fase terjadi dalam ruang hampa, di mana energi vakum masuk ke materi biasa dan energi kinetik perluasan alam semesta. Big Bang terjadi 15-20 miliar tahun yang lalu.

Menurut model standar Alam Semesta yang panas, materi superpadat mulai mengembang dan berangsur-angsur mendingin setelah Big Bang. Saat ekspansi terjadi transisi fase, yang mengakibatkan kekuatan fisik interaksi benda-benda material. Pada nilai eksperimental dasar seperti itu parameter fisik, sebagai kerapatan dan suhu (p ~ 10 96 kg/m 3 dan T ~ 10 32 K), pada tahap awal perluasan Semesta, perbedaan antara partikel elementer dan empat jenis interaksi fisik praktis tidak ada. Itu mulai memanifestasikan dirinya ketika suhu menurun dan diferensiasi materi dimulai.

Lewat sini, ide-ide modern tentang sejarah kemunculan Metagalaxy kita didasarkan pada lima pengamatan eksperimental penting:

1. Penelitian garis spektral bintang menunjukkan bahwa Metagalaxy, rata-rata, memiliki komposisi kimia tunggal. Hidrogen dan helium mendominasi.

2. Dalam spektrum elemen galaksi jauh, pergeseran sistematis bagian merah spektrum terdeteksi. Nilai

Pergeseran ini meningkat ketika galaksi menjauh dari pengamat.

3. Pengukuran gelombang radio yang datang dari luar angkasa dalam rentang sentimeter dan milimeter menunjukkan bahwa luar angkasa secara seragam dan isotropik diisi dengan pancaran radio yang lemah. Karakteristik spektral dari apa yang disebut radiasi latar ini sesuai dengan radiasi benda yang benar-benar hitam pada suhu sekitar 2,7 derajat Kelvin.

4. Menurut pengamatan astronomi, distribusi skala besar galaksi sesuai dengan kepadatan massa konstan, yang menurut perkiraan modern, setidaknya 0,3 baryon per meter kubik.

5. Analisis proses peluruhan radioaktif di meteorit menunjukkan bahwa beberapa komponen ini pasti berasal antara 14 dan 24 miliar tahun yang lalu.

Hanya seratus tahun yang lalu, para ilmuwan menemukan bahwa alam semesta kita berkembang pesat dalam ukuran.

Seratus tahun yang lalu, gagasan tentang alam semesta didasarkan pada mekanika Newton dan geometri Euclidean. Bahkan beberapa ilmuwan, seperti Lobachevsky dan Gauss, yang mengakui (hanya sebagai hipotesis!) Realitas fisik geometri non-Euclidean, menganggap luar angkasa sebagai abadi dan tidak berubah.

Pada tahun 1870, matematikawan Inggris William Clifford sampai pada gagasan yang sangat mendalam bahwa ruang dapat dilengkungkan, dan tidak seragam dalam titik yang berbeda, dan kelengkungannya dapat berubah seiring waktu. Dia bahkan mengakui bahwa perubahan semacam itu entah bagaimana berhubungan dengan gerakan materi. Kedua ide ini kemudian menjadi dasar teori relativitas umum bertahun-tahun kemudian. Clifford sendiri tidak hidup untuk melihat ini - dia meninggal karena TBC pada usia 34, 11 hari sebelum kelahiran Albert Einstein.

pergeseran merah

Informasi pertama tentang perluasan Alam Semesta diberikan oleh astrospektrografi. Pada tahun 1886, astronom Inggris William Huggins memperhatikan bahwa panjang gelombang cahaya bintang sedikit bergeser dibandingkan dengan spektrum terestrial dari elemen yang sama. Berdasarkan rumus untuk versi optik dari efek Doppler, yang diturunkan pada tahun 1848 Fisikawan Prancis Armand Fizeau, seseorang dapat menghitung nilai kecepatan radial sebuah bintang. Pengamatan semacam itu memungkinkan untuk melacak pergerakan objek luar angkasa.

Seratus tahun yang lalu, gagasan tentang alam semesta didasarkan pada mekanika Newton dan geometri Euclidean. Bahkan beberapa ilmuwan, seperti Lobachevsky dan Gauss, yang mengakui (hanya sebagai hipotesis!) realitas fisik geometri non-Euclidean, menganggap luar angkasa sebagai abadi dan tidak berubah. Karena perluasan alam semesta, tidak mudah untuk menilai jarak ke galaksi yang jauh. Cahaya yang mencapai 13 miliar tahun kemudian dari galaksi A1689-zD1, 3,35 miliar tahun cahaya (A), "memerah" dan melemah saat mengatasi perluasan ruang, dan galaksi itu sendiri bergerak menjauh (B). Ini akan membawa informasi tentang jarak dalam pergeseran merah (13 miliar tahun cahaya), dalam ukuran sudut (3,5 miliar tahun cahaya), dalam intensitas (263 miliar tahun cahaya), sedangkan jarak sebenarnya adalah 30 miliar tahun cahaya. bertahun-tahun.

Seperempat abad kemudian, Westo Slifer, seorang pegawai Flagstaff Observatory di Arizona, menggunakan kesempatan ini dengan cara baru, yang sejak 1912 mempelajari spektrum nebula spiral dengan teleskop 24 inci dengan spektrograf yang bagus. Untuk mendapatkan gambar berkualitas tinggi, pelat fotografi yang sama diekspos selama beberapa malam, sehingga proyek bergerak lambat. Dari September hingga Desember 1913, Slifer mempelajari nebula Andromeda dan, menggunakan rumus Doppler-Fizo, sampai pada kesimpulan bahwa ia mendekati Bumi sejauh 300 km setiap detik.

Pada tahun 1917 ia menerbitkan data tentang kecepatan radial dari 25 nebula, yang menunjukkan asimetri yang signifikan dalam arahnya. Hanya empat nebula yang mendekati Matahari, sisanya melarikan diri (dan beberapa sangat cepat).

Slipher tidak mencari ketenaran atau mempublikasikan hasilnya. Oleh karena itu, mereka menjadi dikenal di kalangan astronomi hanya ketika ahli astrofisika Inggris terkenal Arthur Eddington memperhatikan mereka.

Pada tahun 1924, ia menerbitkan sebuah monografi tentang teori relativitas, yang mencakup daftar kecepatan radial dari 41 nebula yang ditemukan oleh Slifer. Empat nebula pergeseran biru yang sama hadir di sana, sementara 37 lainnya memiliki garis spektral yang bergeser merah. Kecepatan radial mereka bervariasi dalam kisaran 150-1800 km/s dan, rata-rata, 25 kali lebih tinggi dari kecepatan bintang Bima Sakti yang dikenal pada waktu itu. Ini menunjukkan bahwa nebula terlibat dalam gerakan lain selain tokoh-tokoh "klasik".

pulau luar angkasa

Pada awal 1920-an, sebagian besar astronom percaya bahwa nebula spiral terletak di pinggiran Bima Sakti, dan di luarnya tidak ada apa pun kecuali ruang gelap yang kosong. Benar, pada abad ke-18, beberapa ilmuwan melihat bintang raksasa di nebula. gugusan bintang(Imanuel Kant menyebutnya sebagai pulau alam semesta). Namun, hipotesis ini tidak populer, karena tidak mungkin menentukan jarak ke nebula dengan andal.

Masalah ini dipecahkan oleh Edwin Hubble, yang bekerja pada teleskop pemantul 100 inci di Observatorium Mount Wilson California. Pada tahun 1923-1924, ia menemukan bahwa Nebula Andromeda terdiri dari banyak objek bercahaya, di antaranya adalah bintang variabel keluarga Cepheid. Kemudian sudah diketahui bahwa periode perubahan kecerahan nyata mereka terkait dengan luminositas absolut, dan oleh karena itu Cepheid cocok untuk mengkalibrasi jarak kosmik. Dengan bantuan mereka, Hubble memperkirakan jarak ke Andromeda pada 285.000 parsec (menurut data modern, itu adalah 800.000 parsec). Diameter Bima Sakti kemudian diyakini kira-kira sama dengan 100.000 parsec (pada kenyataannya, itu tiga kali lebih kecil). Oleh karena itu, Andromeda dan Bima Sakti harus dianggap sebagai gugus bintang independen. Segera Hubble mengidentifikasi dua galaksi independen lagi, yang akhirnya mengkonfirmasi hipotesis "alam semesta pulau".

Sejujurnya, perlu dicatat bahwa dua tahun sebelum Hubble, jarak ke Andromeda dihitung oleh astronom Estonia Ernst Opik, yang hasilnya - 450.000 parsec - lebih dekat ke yang benar. Namun, ia menggunakan sejumlah pertimbangan teoretis yang tidak meyakinkan seperti pengamatan langsung Hubble.

Pada tahun 1926, Hubble telah membuat analisis statistik pengamatan empat ratus "nebula ekstra-galaksi" (ia menggunakan istilah ini untuk waktu yang lama, menghindari menyebutnya sebagai galaksi) dan mengusulkan formula untuk menghubungkan jarak ke nebula dengan kecerahannya yang tampak. . Terlepas dari kesalahan besar metode ini, data baru menegaskan bahwa nebula kurang lebih terdistribusi secara merata di ruang angkasa dan terletak jauh di luar batas Bima Sakti. Sekarang tidak ada lagi keraguan bahwa ruang tidak terbatas pada Galaxy kita dan tetangga terdekatnya.

Perancang busana luar angkasa

Eddington menjadi tertarik pada hasil Slipher bahkan sebelum klarifikasi akhir dari sifat nebula spiral. Pada saat ini, model kosmologis sudah ada, di dalam arti tertentu memprediksi efek yang ditemukan Slipher. Eddington banyak memikirkannya dan, tentu saja, tidak melewatkan kesempatan untuk memberikan pengamatan astronom Arizona suara kosmologis.

Kosmologi teoretis modern dimulai pada tahun 1917 dengan dua makalah revolusioner yang menyajikan model alam semesta berdasarkan relativitas umum. Salah satunya ditulis oleh Einstein sendiri, yang lain oleh astronom Belanda Willem de Sitter.

Hukum Hubble

Edwin Hubble secara empiris menemukan proporsionalitas perkiraan antara pergeseran merah dan jarak galaksi, yang ia ubah menjadi proporsionalitas antara kecepatan dan jarak menggunakan rumus Doppler-Fizeau. Jadi kita berhadapan dengan dua pola yang berbeda di sini.
Hubble tidak tahu bagaimana mereka terkait satu sama lain, tetapi apa yang dikatakan sains saat ini?
Seperti yang ditunjukkan Lemaitre, korelasi linier antara pergeseran merah kosmologis (disebabkan oleh perluasan Semesta) dan jarak sama sekali tidak mutlak. Dalam praktiknya, ini diamati dengan baik hanya untuk offset kurang dari 0,1. Jadi hukum empiris Hubble tidak eksak, tetapi mendekati, dan rumus Doppler-Fizo hanya berlaku untuk pergeseran spektrum yang kecil.
Tetapi hukum teoritis, menghubungkan kecepatan radial objek jauh dengan jaraknya (dengan faktor proporsionalitas dalam bentuk parameter Hubble V=Hd), berlaku untuk semua pergeseran merah. Namun, kecepatan V yang muncul di dalamnya sama sekali bukan kecepatan sinyal fisik atau tubuh asli dalam ruang fisik. Ini adalah laju peningkatan jarak antara galaksi dan gugus galaksi, yang disebabkan oleh perluasan alam semesta. Kita akan dapat mengukurnya hanya jika kita mampu menghentikan perluasan Alam Semesta, secara instan meregangkan pita pengukur antar galaksi, membaca jarak di antara mereka dan membaginya ke dalam interval waktu antar pengukuran. Secara alami, hukum fisika tidak mengizinkan hal ini. Oleh karena itu, para kosmolog lebih suka menggunakan parameter Hubble H dalam rumus lain, di mana faktor skala Alam Semesta muncul, yang hanya menggambarkan tingkat ekspansinya ke berbagai zaman luar angkasa(karena parameter ini berubah dari waktu ke waktu, nilai saat ini dilambangkan dengan H0). Alam semesta sekarang berkembang dengan kecepatan yang semakin cepat, sehingga nilai parameter Hubble meningkat.
Dengan mengukur pergeseran merah kosmologis, kami memperoleh informasi tentang tingkat perluasan ruang. Cahaya galaksi, yang datang kepada kita dengan pergeseran merah kosmologis z, meninggalkannya ketika semua jarak kosmologis 1+z kali lebih kecil daripada di zaman kita. Dapatkan tentang galaksi ini informasi tambahan, seperti jaraknya saat ini atau laju penyusutannya dari Bima Sakti, hanya dimungkinkan dengan bantuan model kosmologis tertentu. Misalnya, dalam model Einstein-de Sitter, sebuah galaksi dengan z = 5 bergerak menjauhi kita dengan kecepatan yang sama dengan 1,1 s (kecepatan cahaya). Tetapi jika Anda membuat kesalahan umum dan hanya menyamakan V / c dan z, maka kecepatan ini akan menjadi lima kali kecepatan cahaya. Perbedaannya, seperti yang kita lihat, sangat serius.
Ketergantungan kecepatan benda jauh pada pergeseran merah menurut SRT, GR (tergantung pada model dan waktu, kurva menunjukkan waktu sekarang dan model saat ini). Pada perpindahan kecil, ketergantungannya linier.

Einstein, dalam semangat waktu, percaya bahwa Semesta secara keseluruhan adalah statis (ia mencoba membuatnya juga tak terbatas di ruang angkasa, tetapi tidak dapat menemukan kondisi batas yang tepat untuk persamaannya). Akibatnya, ia membangun model alam semesta tertutup, yang ruangnya memiliki kelengkungan positif yang konstan (dan karenanya memiliki radius terbatas yang konstan). Waktu di alam semesta ini, sebaliknya, mengalir dengan cara Newtonian, dalam arah yang sama dan dengan kecepatan yang sama. Ruang-waktu model ini melengkung karena komponen spasial, sedangkan temporal tidak berubah bentuk dengan cara apa pun. Sifat statis dunia ini memberikan "sisipan" khusus dalam persamaan utama yang mencegah keruntuhan gravitasi dan dengan demikian bertindak sebagai medan antigravitasi yang ada di mana-mana. Intensitasnya sebanding dengan konstanta khusus, yang disebut Einstein sebagai konstanta universal (sekarang disebut konstanta kosmologis).

Model kosmologis Lemaitre yang menggambarkan perluasan Alam Semesta jauh melampaui zamannya. Alam semesta Lemaitre dimulai dengan Big Bang, setelah itu ekspansi pertama melambat dan kemudian mulai berakselerasi.

Model Einstein memungkinkan untuk menghitung ukuran alam semesta, total materi dan bahkan nilai konstanta kosmologis. Untuk ini, hanya kepadatan rata-rata materi kosmik yang diperlukan, yang pada prinsipnya dapat ditentukan dari pengamatan. Bukan kebetulan bahwa model ini dikagumi oleh Eddington dan digunakan dalam praktik oleh Hubble. Namun, ia dihancurkan oleh ketidakstabilan, yang tidak diperhatikan oleh Einstein: pada penyimpangan kecil dari jari-jari dari nilai keseimbangan, dunia Einstein mengembang atau mengalami keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu, untuk alam semesta nyata model ini tidak ada hubungannya dengan itu.

dunia kosong

De Sitter juga membangun, seperti yang diyakininya sendiri, dunia statis dengan kelengkungan konstan, tetapi tidak positif, tetapi negatif. Konstanta kosmologis Einstein ada di dalamnya, tetapi materi sama sekali tidak ada. Ketika partikel uji dengan massa kecil sewenang-wenang diperkenalkan, mereka menyebar dan pergi ke tak terhingga. Selain itu, waktu di pinggiran alam semesta de Sitter mengalir lebih lambat daripada di pusatnya. Karena itu, dari jarak yang sangat jauh gelombang cahaya datang dengan pergeseran merah, bahkan jika sumbernya tidak bergerak relatif terhadap pengamat. Jadi pada 1920-an, Eddington dan astronom lainnya bertanya-tanya apakah model de Sitter ada hubungannya dengan realitas yang tercermin dalam pengamatan Slifer.

Kecurigaan ini dikonfirmasi, meskipun dengan cara yang berbeda. Sifat statis alam semesta de Sitter ternyata imajiner, karena dikaitkan dengan pilihan sistem koordinat yang tidak menguntungkan. Setelah mengoreksi kesalahan ini, ruang de Sitter ternyata datar, Euclidean, tetapi tidak statis. Berkat konstanta kosmologis anti-gravitasi, ia mengembang sambil mempertahankan kelengkungan nol. Karena ekspansi ini, panjang gelombang foton meningkat, yang menyebabkan pergeseran garis spektral yang diprediksi oleh de Sitter. Perlu dicatat bahwa ini adalah bagaimana pergeseran merah kosmologis galaksi jauh dijelaskan hari ini.

Dari statistik ke dinamika

Sejarah teori kosmologis non-statis terbuka dimulai dengan dua makalah Fisikawan Soviet Alexander Fridman, diterbitkan di majalah jerman Zeitschrift fur Physik pada tahun 1922 dan 1924. Friedman menghitung model alam semesta dengan kelengkungan positif dan negatif yang berubah-ubah terhadap waktu, yang menjadi dana emas kosmologi teoretis. Namun, karya-karya ini hampir tidak diperhatikan oleh orang-orang sezamannya (Einstein pada awalnya bahkan menganggap artikel pertama Friedman salah secara matematis). Friedman sendiri percaya bahwa astronomi belum memiliki gudang pengamatan untuk memutuskan model kosmologis mana yang lebih konsisten dengan kenyataan, dan karena itu membatasi dirinya pada matematika murni. Mungkin dia akan bertindak berbeda jika dia membaca hasil Slipher, tapi ini tidak terjadi.

Georges Lemaitre, ahli kosmologi terbesar pada paruh pertama abad ke-20, berpikir secara berbeda. Di rumah, di Belgia, ia mempertahankan tesisnya dalam matematika, dan kemudian pada pertengahan 1920-an belajar astronomi - di Cambridge di bawah Eddington dan di Observatorium Harvard bersama Harlow Shapley (selama tinggal di AS, di mana ia menyiapkan disertasi kedua di MIT, dia bertemu Slipher dan Hubble). Kembali pada tahun 1925, Lemaitre adalah orang pertama yang menunjukkan bahwa sifat statis model de Sitter adalah imajiner. Sekembalinya ke tanah airnya sebagai profesor di Universitas Louvain, Lemaitre membangun model pertama dari alam semesta yang mengembang dengan pembenaran astronomi yang jelas. Tanpa berlebihan, karya ini telah menjadi terobosan revolusioner dalam ilmu luar angkasa.

revolusi universal

Dalam modelnya, Lemaitre mempertahankan konstanta kosmologis dengan Einstein nilai numerik. Oleh karena itu, alam semestanya dimulai dalam keadaan statis, tetapi seiring waktu, karena fluktuasi, memasuki jalur ekspansi konstan dengan kecepatan yang meningkat. Pada tahap ini, ia mempertahankan kelengkungan positif, yang menurun seiring dengan bertambahnya jari-jari. Lemaitre termasuk dalam alam semestanya tidak hanya materi, tetapi juga radiasi elektromagnetik. Baik Einstein maupun de Sitter, yang karyanya diketahui Lemaitre, maupun Friedmann, yang tidak diketahuinya saat itu, tidak melakukan hal ini.

Koordinat terkait

Dalam perhitungan kosmologis, akan lebih mudah untuk menggunakan yang menyertainya sistem koordinat, yang mengembang berbarengan dengan perluasan alam semesta. Dalam model ideal, di mana galaksi dan gugus galaksi tidak berpartisipasi dalam gerakan yang tepat, koordinat geraknya tidak berubah. Tetapi jarak antara dua benda dalam saat ini waktu sama dengan jarak konstan mereka dalam koordinat bergerak dikalikan dengan besarnya faktor skala untuk saat itu. Situasi ini dapat dengan mudah diilustrasikan pada bola dunia yang dapat ditiup: garis lintang dan bujur setiap titik tidak berubah, dan jarak antara pasangan titik mana pun meningkat dengan bertambahnya radius.
Penggunaan koordinat gerak membantu untuk memahami perbedaan besar antara kosmologi alam semesta yang mengembang, relativitas khusus, dan fisika Newton. Jadi, dalam mekanika Newton, semua gerakan adalah relatif, dan imobilitas absolut tidak memiliki pengertian fisik. Sebaliknya, dalam kosmologi, imobilitas dalam koordinat bergerak adalah mutlak dan pada prinsipnya dapat dikonfirmasi dengan pengamatan. Teori relativitas khusus menjelaskan proses dalam ruang-waktu, dari mana dimungkinkan, menggunakan transformasi Lorentz bilangan tak terhingga cara untuk mengisolasi komponen spasial dan temporal. Ruang-waktu kosmologis, sebaliknya, secara alami pecah menjadi ruang melengkung yang mengembang dan satu ruang waktu. Dalam hal ini, kecepatan resesi galaksi jauh bisa berkali-kali melebihi kecepatan cahaya.

Lemaitre, di AS, menyarankan bahwa pergeseran merah galaksi jauh muncul karena perluasan ruang, yang "meregangkan" gelombang cahaya. Sekarang dia telah membuktikannya secara matematis. Dia juga menunjukkan bahwa pergeseran merah kecil (satuan yang jauh lebih kecil) sebanding dengan jarak ke sumber cahaya, dan faktor proporsionalitas hanya bergantung pada waktu dan membawa informasi tentang laju ekspansi Semesta saat ini. Karena mengikuti rumus Doppler-Fizeau bahwa kecepatan radial sebuah galaksi sebanding dengan pergeseran merahnya, Lemaitre menyimpulkan bahwa kecepatan ini juga sebanding dengan jaraknya. Setelah menganalisis kecepatan dan jarak 42 galaksi dari daftar Hubble dan memperhitungkan kecepatan intragalaksi Matahari, ia menetapkan nilai koefisien proporsionalitas.

Pekerjaan tak terlihat

Lemaitre menerbitkan karyanya pada tahun 1927 di Perancis dalam jurnal yang sedikit dibaca "Annals of the Brussels masyarakat ilmiah". Diyakini bahwa inilah alasan utama mengapa dia pada awalnya hampir tidak diperhatikan (bahkan oleh gurunya Eddington). Benar, pada musim gugur tahun itu, Lemaitre dapat mendiskusikan temuannya dengan Einstein dan belajar darinya tentang hasil Friedmann. Pencipta relativitas umum tidak memiliki keberatan teknis, tetapi dia dengan tegas tidak percaya pada realitas fisik model Lemaître (sama seperti dia tidak menerima kesimpulan Friedmann sebelumnya).

Bagan Hubble

Sementara itu, pada akhir 1920-an, Hubble dan Humason menemukan korelasi linier antara jarak hingga 24 galaksi dan kecepatan radialnya yang dihitung (kebanyakan oleh Slifer) dari pergeseran merah. Hubble menyimpulkan dari sini bahwa kecepatan radial galaksi berbanding lurus dengan jaraknya. Koefisien proporsionalitas ini sekarang ditunjuk H0 dan disebut parameter Hubble (menurut data terbaru, ini sedikit lebih tinggi dari 70 (km / s) / megaparsec).

Kertas Hubble dengan grafik ketergantungan linier antara kecepatan dan jarak galaksi diterbitkan pada awal 1929. Setahun sebelumnya, seorang matematikawan muda Amerika, Howard Robertson, mengikuti Lemaitre dalam menurunkan ketergantungan ini dari model alam semesta yang mengembang, yang mungkin telah diketahui Hubble. Namun, model ini tidak disebutkan secara langsung atau tidak langsung dalam artikel terkenalnya. Belakangan, Hubble menyatakan keraguannya bahwa kecepatan yang muncul dalam formulanya benar-benar menggambarkan pergerakan galaksi di luar angkasa, tetapi dia selalu menahan diri dari interpretasi spesifik mereka. Dia melihat arti penemuannya dalam menunjukkan proporsionalitas jarak galaksi dan pergeseran merah, menyerahkan sisanya kepada para ahli teori. Oleh karena itu, dengan segala hormat kepada Hubble, tidak ada alasan untuk menganggapnya sebagai penemu perluasan Alam Semesta.

Namun itu berkembang!

Namun demikian, Hubble membuka jalan bagi pengakuan perluasan alam semesta dan model Lemaitre. Sudah pada tahun 1930, ahli kosmologi seperti Eddington dan de Sitter memberikan penghormatan kepadanya; beberapa saat kemudian, para ilmuwan memperhatikan dan menghargai karya Friedman. Pada tahun 1931, atas saran Eddington, Lemaitre menerjemahkan artikelnya ke dalam bahasa Inggris (dengan potongan kecil) untuk Buletin Bulanan Royal Astronomical Society. Pada tahun yang sama, Einstein setuju dengan kesimpulan Lemaitre, dan setahun kemudian, bersama de Sitter, ia membangun model alam semesta yang mengembang dengan ruang datar dan waktu melengkung. Model ini, karena kesederhanaannya untuk waktu yang lama sangat populer di kalangan kosmolog.

Pada tahun 1931 yang sama, Lemaitre menerbitkan deskripsi singkat (dan tanpa matematika) tentang model alam semesta lain yang menggabungkan kosmologi dan mekanika kuantum. Dalam model ini momen awal ada ledakan atom primer (Lemaitre juga menyebutnya kuantum), yang memunculkan ruang dan waktu. Karena gravitasi memperlambat ekspansi Semesta yang baru lahir, kecepatannya berkurang - ada kemungkinan hampir nol. Lemaitre kemudian memperkenalkan konstanta kosmologis ke dalam modelnya, yang menyebabkan alam semesta masuk ke kondisi stabil dengan percepatan ekspansi dari waktu ke waktu. Jadi dia mengantisipasi baik ide Big Bang maupun modern model kosmologis memperhitungkan keberadaan energi gelap. Dan pada tahun 1933, ia mengidentifikasi konstanta kosmologis dengan kerapatan energi vakum, yang tidak pernah terpikirkan oleh siapa pun sebelumnya. Sungguh menakjubkan betapa ilmuwan ini, yang tentu saja layak menyandang gelar penemu perluasan Alam Semesta, berada di depan zamannya!

Ketika kita melihat alam semesta yang jauh, kita melihat galaksi di mana-mana - ke segala arah, selama jutaan dan bahkan miliaran tahun cahaya. Karena ada dua triliun galaksi yang dapat kita amati, jumlah segala sesuatu di luarnya lebih besar dan lebih dingin daripada imajinasi terliar kita. Salah satu yang paling fakta Menarik adalah bahwa semua galaksi yang pernah kita amati mematuhi (rata-rata) aturan yang sama: semakin jauh mereka dari kita, semakin cepat mereka menjauh dari kita. Penemuan ini, yang dibuat oleh Edwin Hubble dan rekan-rekannya pada tahun 1920-an, membawa kita ke gambaran alam semesta yang mengembang. Tapi bagaimana jika itu meluas? Sains tahu, dan sekarang Anda juga akan tahu.

Sepintas, pertanyaan ini mungkin tampak masuk akal. Karena segala sesuatu yang mengembang biasanya terdiri dari materi dan ada dalam ruang dan waktu alam semesta. Tetapi Semesta itu sendiri adalah ruang dan waktu yang mengandung materi dan energi dalam dirinya sendiri. Ketika kita mengatakan bahwa "alam semesta mengembang", yang kita maksud adalah perluasan ruang itu sendiri, sebagai akibatnya galaksi-galaksi individu dan kelompok-kelompok galaksi saling menjauh. Akan lebih mudah untuk membayangkan bola adonan dengan kismis di dalamnya, yang dipanggang dalam oven, kata Ethan Siegel.

Model "sanggul" alam semesta yang mengembang, di mana jarak relatif bertambah seiring dengan mengembangnya ruang

Adonan ini adalah bahan pembentuk ruang, dan kismis adalah struktur terkait(seperti galaksi atau kelompok galaksi). Dari sudut pandang kismis mana pun, semua kismis lainnya akan menjauh darinya, dan semakin jauh, semakin cepat. Hanya dalam kasus alam semesta oven dan udara di luar adonan tidak ada, hanya ada adonan (ruang) dan kismis (zat).

Pergeseran merah diciptakan tidak hanya dengan menyusutnya galaksi, tetapi juga oleh ruang di antara kita.

Bagaimana kita tahu bahwa ruang ini mengembang dan bukan galaksi yang menyusut?

Jika Anda melihat benda-benda bergerak menjauh dari Anda ke segala arah, hanya ada satu alasan yang dapat menjelaskan hal ini: ruang antara Anda dan benda-benda ini meluas. Juga, orang akan berasumsi bahwa Anda berada di dekat pusat ledakan, dan banyak objek hanya lebih jauh dan dihapus lebih cepat, karena mereka mendapat lebih banyak energi ledakan. Jika ini masalahnya, kita bisa membuktikannya dengan dua cara:

• Pada jarak yang lebih jauh dan pada kecepatan yang lebih tinggi, akan ada lebih sedikit galaksi, karena seiring waktu mereka akan banyak menyebar di luar angkasa.
• Rasio pergeseran merah dan jarak akan mengambil bentuk tertentu pada jarak yang jauh, yang akan berbeda dari bentuk jika jalinan ruang mengembang.

Ketika kita melihat pada jarak yang sangat jauh, kita menemukan bahwa kepadatan galaksi yang lebih jauh di Semesta lebih tinggi daripada yang lebih dekat dengan kita. Hal ini sesuai dengan gambaran di mana ruang berkembang, karena melihat lebih jauh sama dengan melihat ke masa lalu, di mana ekspansi lebih sedikit. Kami juga menemukan bahwa galaksi-galaksi jauh memiliki rasio pergeseran merah terhadap jarak yang sesuai dengan perluasan ruang, dan tidak sama sekali - jika galaksi-galaksi itu bergerak cepat menjauh dari kita. Sains dapat menjawab pertanyaan ini dengan dua cara. cara yang berbeda, dan kedua jawaban mendukung perluasan alam semesta.

Apakah alam semesta selalu mengembang dengan kecepatan yang sama?

Kami menyebutnya konstanta Hubble, tetapi itu hanya konstan dalam ruang, bukan waktu. alam semesta di saat ini berkembang lebih lambat dari sebelumnya. Ketika kita berbicara tentang tingkat ekspansi, kita berbicara tentang kecepatan per satuan jarak: sekitar 70 km/s/Mpc hari ini. (Mpc adalah megaparsec, sekitar 3.260.000 tahun cahaya). Tetapi laju pemuaian bergantung pada kepadatan semua benda yang berbeda di alam semesta, termasuk materi dan radiasi. Saat Semesta mengembang, materi dan radiasi di dalamnya menjadi kurang padat, dan saat kerapatan berkurang, begitu pula laju ekspansi. Alam semesta telah berkembang lebih cepat di masa lalu dan telah melambat sejak Big Bang. Konstanta Hubble adalah keliru, itu harus disebut parameter Hubble.

Nasib alam semesta yang jauh menawarkan kemungkinan yang berbeda, tetapi jika energi gelap memang konstan, seperti yang ditunjukkan oleh data, kita akan mengikuti kurva merah.

Akankah alam semesta mengembang selamanya atau akankah berhenti?

Beberapa generasi ahli astrofisika dan kosmolog telah dibingungkan oleh pertanyaan ini, dan itu hanya dapat dijawab dengan menentukan laju pengembangan alam semesta dan semua jenis (dan jumlah) energi yang ada di dalamnya. Kami telah berhasil mengukur berapa banyak materi biasa, radiasi, neutrino, materi gelap dan energi gelap, serta tingkat ekspansi alam semesta. Berdasarkan hukum fisika dan apa yang terjadi di masa lalu, sepertinya alam semesta akan mengembang selamanya. Meskipun kemungkinan ini tidak 100%; jika sesuatu seperti energi gelap berperilaku berbeda di masa depan dibandingkan dengan masa lalu dan masa kini, semua kesimpulan kami harus dipertimbangkan kembali.

Apakah galaksi bergerak lebih cepat dari kecepatan cahaya? Bukankah itu dilarang?

Dari sudut pandang kami, ruang antara kami dan titik jarak jauh meluas. Semakin jauh dari kita, semakin cepat tampaknya bagi kita bahwa itu bergerak menjauh. Bahkan jika laju pemuaian kecil, suatu objek yang jauh suatu hari akan melewati ambang batas kecepatan apa pun, karena laju pemuaian (kecepatan per satuan jarak) akan dikalikan berkali-kali dengan jarak yang cukup. OTO mendukung skenario seperti itu. Hukum bahwa tidak ada yang bisa bergerak kecepatan lebih cepat cahaya hanya berlaku untuk pergerakan suatu objek melalui ruang, bukan untuk perluasan ruang itu sendiri. Pada kenyataannya, galaksi-galaksi itu sendiri bergerak hanya beberapa ribu kilometer per detik, jauh di bawah batas 300.000 km/s yang ditetapkan oleh kecepatan cahaya. Ekspansi alam semestalah yang menyebabkan resesi dan pergeseran merah, bukan pergerakan galaksi yang sebenarnya.

Ada sekitar 2 triliun galaksi di alam semesta yang dapat diamati (lingkaran kuning). Galaksi yang lebih dekat dari sepertiga perjalanan ke perbatasan ini, kita tidak akan pernah bisa mengejarnya karena perluasan alam semesta. Hanya 3% dari volume Alam Semesta yang terbuka untuk dikembangkan oleh kekuatan manusia

Perluasan alam semesta adalah konsekuensi yang diperlukan dari fakta bahwa materi dan energi mengisi ruang-waktu, yang tunduk pada hukum relativitas umum. Selama ada materi, ada gaya tarik gravitasi, jadi gravitasi menang dan semuanya berkontraksi lagi, atau gravitasi kalah dan memenangkan pemuaian. Tidak ada pusat ekspansi dan tidak ada apa pun di luar ruang yang mengembang; itu adalah struktur alam semesta yang mengembang. Apa yang paling menarik, bahkan jika kita meninggalkan Bumi dengan kecepatan cahaya hari ini, kita hanya dapat mengunjungi 3% galaksi di alam semesta yang dapat diamati; 97% dari mereka sudah di luar jangkauan kami. Alam semesta itu kompleks.

Alam semesta tidak statis. Ini dikonfirmasi oleh penelitian astronom Edwin Hubble pada tahun 1929, yaitu hampir 90 tahun yang lalu. Dia dituntun ke ide ini dengan pengamatan pergerakan galaksi. Penemuan lain astrofisikawan pada akhir abad kedua puluh adalah perhitungan perluasan Alam Semesta dengan percepatan.

Pemuaian alam semesta disebut apa?

Beberapa orang terkejut mendengar apa yang disebut para ilmuwan sebagai perluasan alam semesta. Nama ini dikaitkan dengan sebagian besar ekonomi, dan dengan harapan negatif.

Inflasi adalah proses perluasan Alam Semesta segera setelah kemunculannya, dan dengan percepatan yang tajam. Diterjemahkan dari bahasa Inggris, "inflasi" - "pompa", "mengembang".

Keraguan baru tentang keberadaan energi gelap sebagai faktor dalam teori inflasi Semesta digunakan oleh penentang teori ekspansi.

Kemudian para ilmuwan mengusulkan peta lubang hitam. Data awal berbeda dari yang diperoleh pada tahap selanjutnya:

1. Enam puluh ribu lubang hitam dengan jarak antara yang paling jauh lebih dari sebelas juta tahun cahaya - data empat tahun lalu.
2. Seratus delapan puluh ribu galaksi lubang hitam berjarak tiga belas juta tahun cahaya. Data yang diperoleh para ilmuwan, termasuk Rusia fisikawan nuklir, pada awal tahun 2017.

Informasi ini, kata para astrofisikawan, tidak bertentangan model klasik Semesta.

Laju ekspansi alam semesta merupakan tantangan bagi para kosmolog

Laju ekspansi memang menjadi tantangan bagi kosmolog dan astronom. Benar, ahli kosmologi tidak lagi berpendapat bahwa laju ekspansi Semesta tidak memiliki parameter konstan, perbedaan pindah ke bidang lain - ketika ekspansi mulai berakselerasi. Data pengembaraan dalam spektrum galaksi supernova yang sangat jauh dari tipe pertama membuktikan bahwa ekspansi bukanlah proses yang terjadi secara tiba-tiba.

Para ilmuwan percaya bahwa alam semesta menyusut selama lima miliar tahun pertama.

Konsekuensi pertama dari Big Bang pertama kali memicu ekspansi yang kuat, dan kemudian kontraksi dimulai. Namun energi gelap masih mempengaruhi pertumbuhan alam semesta. Dan dengan akselerasi.

Ilmuwan Amerika telah mulai membuat peta seukuran alam semesta untuk era yang berbeda untuk mengetahui kapan percepatan dimulai. Dengan mengamati ledakan supernova, serta arah konsentrasi di galaksi kuno, kosmolog telah memperhatikan fitur percepatan.

Mengapa alam semesta "berakselerasi"

Awalnya, diasumsikan bahwa dalam peta yang dikompilasi, nilai percepatan tidak linier, tetapi berubah menjadi sinusoidal. Itu disebut "gelombang alam semesta."

Gelombang Semesta mengatakan bahwa percepatan tidak pergi dengan kecepatan tetap: itu melambat, kemudian dipercepat. Dan beberapa kali. Para ilmuwan percaya bahwa ada tujuh proses seperti itu dalam 13,81 miliar tahun setelah Big Bang.

Namun, para kosmolog belum bisa menjawab pertanyaan tentang apa yang bergantung pada percepatan-perlambatan. Asumsi bermuara pada gagasan bahwa medan energi dari mana energi gelap berasal tunduk pada gelombang Semesta. Dan, bergerak dari satu posisi ke posisi lain, Semesta memperluas akselerasi, atau memperlambatnya.

Terlepas dari persuasif argumen, mereka masih tetap menjadi teori sejauh ini. Ahli astrofisika berharap bahwa informasi dari teleskop yang mengorbit Planck akan mengkonfirmasi keberadaan gelombang di alam semesta.

Ketika energi gelap ditemukan

Untuk pertama kalinya mereka mulai membicarakannya pada tahun sembilan puluhan karena ledakan supernova. Sifat energi gelap tidak diketahui. Meskipun Albert Einstein memilih konstanta kosmik dalam teori relativitasnya.

Pada tahun 1916, seratus tahun yang lalu, alam semesta masih dianggap tidak berubah. Tapi gravitasi campur tangan: massa kosmik akan selalu membanting satu sama lain jika alam semesta tidak bergerak. Einstein menyatakan gravitasi karena gaya tolak kosmik.

Georges Lemaitre akan membuktikan ini melalui fisika. Vakum mengandung energi. Karena getarannya, yang mengarah pada munculnya partikel dan kehancurannya lebih lanjut, energi memperoleh gaya tolak.

Ketika Hubble membuktikan perluasan alam semesta, Einstein menyebutnya omong kosong.

Pengaruh energi gelap

Alam semesta bergerak terpisah dengan kecepatan konstan. Pada tahun 1998, dunia disajikan dengan data dari analisis ledakan supernova tipe 1. Telah terbukti bahwa alam semesta tumbuh lebih cepat dan lebih cepat.

Hal ini terjadi karena zat yang tidak diketahui, itu dijuluki "energi gelap". Ternyata menempati hampir 70% dari ruang Semesta. Esensi, sifat, dan sifat energi gelap belum dipelajari, tetapi para ilmuwan mencoba mencari tahu apakah itu ada di galaksi lain.

Pada tahun 2016, mereka menghitung tingkat ekspansi yang tepat untuk waktu dekat, tetapi perbedaan muncul: Alam Semesta mengembang pada tingkat yang lebih cepat daripada yang diasumsikan oleh astrofisikawan sebelumnya. Di antara para ilmuwan, perselisihan pecah tentang keberadaan energi gelap dan pengaruhnya terhadap laju perluasan batas alam semesta.

Perluasan alam semesta terjadi tanpa energi gelap

Teori kemandirian perluasan Semesta dari energi gelap dikemukakan oleh para ilmuwan pada awal 2017. Mereka menjelaskan ekspansi sebagai perubahan struktur alam semesta.

Para ilmuwan dari universitas Budapest dan Hawaii sampai pada kesimpulan bahwa perbedaan antara perhitungan dan tingkat ekspansi nyata dikaitkan dengan perubahan sifat ruang. Tidak ada yang memperhitungkan apa yang terjadi pada model Alam Semesta selama ekspansi.

Meragukan keberadaan energi gelap, para ilmuwan menjelaskan: konsentrat materi terbesar di alam semesta mempengaruhi ekspansinya. Dalam hal ini, sisa konten didistribusikan secara merata. Namun, faktanya tetap tidak bisa dijelaskan.

Untuk menunjukkan validitas asumsi mereka, para ilmuwan mengusulkan model alam semesta mini. Mereka mempresentasikannya dalam bentuk satu set gelembung dan mulai menghitung parameter pertumbuhan setiap gelembung dengan kecepatannya sendiri, tergantung pada massanya.

Pemodelan alam semesta ini telah menunjukkan kepada para ilmuwan bahwa ia dapat berubah tanpa memperhatikan energi. Dan jika Anda "mencampur" energi gelap, maka modelnya tidak akan berubah, para ilmuwan percaya.

Secara umum, kontroversi masih berlangsung. Pendukung energi gelap mengatakan bahwa itu mempengaruhi perluasan batas-batas alam semesta, penentang berdiri di tanah mereka, dengan alasan bahwa konsentrasi materi penting.

Tingkat ekspansi alam semesta sekarang

Para ilmuwan yakin bahwa Alam Semesta mulai tumbuh setelah Big Bang. Kemudian, hampir empat belas miliar tahun yang lalu, ternyata tingkat ekspansi alam semesta lebih cepat Sveta. Dan dia terus berkembang.

Buku Stephen Hawking dan Leonard Mlodinov The Shortest History of Time mencatat bahwa laju perluasan batas alam semesta tidak dapat melebihi 10% per miliar tahun.

Pada musim panas 2016, pemenang Hadiah Nobel Adam Riess menghitung jarak ke Cepheid yang berdenyut di galaksi-galaksi yang berdekatan untuk menentukan tingkat ekspansi Semesta. Data ini memungkinkan kami menghitung kecepatan. Ternyata galaksi pada jarak setidaknya tiga juta tahun cahaya dapat bergerak menjauh dengan kecepatan hampir 73 km / s.

Hasilnya luar biasa: teleskop yang mengorbit, Planck yang sama, mereka berbicara tentang 69 km / s. Mengapa perbedaan seperti itu dicatat, para ilmuwan tidak dapat menjawab: mereka tidak tahu apa-apa tentang asal usul materi gelap, yang menjadi dasar teori perluasan Semesta.

radiasi gelap

Faktor lain dalam "percepatan" alam semesta ditemukan oleh para astronom dengan bantuan Hubble. Radiasi gelap diyakini telah muncul di awal pembentukan alam semesta. Kemudian ada lebih banyak energi di dalamnya, bukan materi.

Radiasi gelap "membantu" energi gelap untuk memperluas batas alam semesta. Perbedaan dalam menentukan kecepatan akselerasi disebabkan oleh sifat radiasi yang tidak diketahui, kata para ilmuwan.

Pekerjaan lebih lanjut oleh Hubble harus membuat pengamatan lebih akurat.

Energi misterius bisa menghancurkan alam semesta

Para ilmuwan telah mempertimbangkan skenario seperti itu selama beberapa dekade, data dari observatorium luar angkasa Planck mengatakan bahwa ini jauh dari sekadar spekulasi. Mereka diterbitkan pada tahun 2013.

"Planck" mengukur "gema" Big Bang, yang muncul pada usia Semesta sekitar 380 ribu tahun, suhunya 2.700 derajat. Dan suhu berubah. "Planck" juga menentukan "komposisi" Alam Semesta:

• hampir 5% adalah bintang, debu kosmik, ruang gas, galaksi;
• hampir 27% adalah massa materi gelap;
• sekitar 70% adalah energi gelap.

Fisikawan Robert Caldwell menyarankan bahwa energi gelap memiliki kekuatan yang dapat tumbuh. Dan energi ini akan memisahkan ruang-waktu. Galaksi akan menjauh dalam dua puluh hingga lima puluh miliar tahun ke depan, ilmuwan percaya. Proses ini akan terjadi dengan meningkatnya perluasan batas-batas Alam Semesta. Ini akan merobek Bima Sakti dari bintangnya, dan juga akan hancur.

Kosmos telah diukur berusia sekitar enam puluh juta tahun. Matahari akan menjadi bintang kerdil yang memudar, dan planet-planet akan terpisah darinya. Maka bumi akan meledak. Dalam tiga puluh menit berikutnya, ruang akan mengoyak atom-atom. Yang terakhir adalah penghancuran struktur ruang-waktu.

Kemana Bima Sakti pergi?

Para astronom Yerusalem yakin bahwa Bima Sakti telah memperoleh kecepatan tertinggi, yang lebih tinggi dari laju ekspansi alam semesta. Para ilmuwan menjelaskan hal ini dengan keinginan Bima Sakti kepada "Penarik Hebat", yang dianggap terbesar, sehingga Bima Sakti meninggalkan gurun kosmik.

Ilmuwan menggunakan teknik yang berbeda pengukuran tingkat ekspansi alam semesta, jadi tidak hasil tunggal pengaturan ini.

bahan dari buku "The Shortest History of Time" oleh Stephen Hawking dan Leonard Mlodinov

efek Doppler

Pada tahun 1920-an, ketika para astronom mulai mempelajari spektrum bintang di galaksi lain, mereka menemukan sesuatu yang sangat menarik: mereka ternyata merupakan kumpulan karakteristik warna yang sama dengan bintang-bintang di galaksi kita sendiri, tetapi semuanya bergeser ke arah merah. ujung spektrum. , dan dalam proporsi yang sama. Bagi fisikawan, perubahan warna atau frekuensi dikenal sebagai efek Doppler.

Kita semua akrab dengan bagaimana fenomena ini mempengaruhi suara. Dengarkan suara mobil yang lewat. Saat mendekat, suara mesin atau klaksonnya terdengar lebih tinggi, dan ketika mobil sudah lewat dan mulai menjauh, suaranya berkurang. Sebuah mobil polisi yang melaju ke arah kami dengan kecepatan seratus kilometer per jam berkembang sekitar sepersepuluh dari kecepatan suara. Suara sirenenya adalah gelombang, puncak dan palung bergantian. Ingatlah bahwa jarak antara puncak (atau lembah) terdekat disebut panjang gelombang. Semakin pendek panjang gelombang, maka lagi getaran mencapai telinga kita setiap detik dan semakin tinggi nada, atau frekuensi, suara.

Efek Doppler disebabkan oleh fakta bahwa mobil yang mendekat, memancarkan setiap punggung bukit berikut gelombang suara, akan lebih dekat dan lebih dekat dengan kita, dan sebagai hasilnya, jarak antara punggung bukit akan lebih kecil daripada jika mobil diam. Ini berarti bahwa panjang gelombang gelombang yang datang kepada kita menjadi lebih pendek, dan frekuensinya menjadi lebih tinggi. Sebaliknya, jika mobil bergerak menjauh, panjang gelombang yang kita tangkap menjadi lebih panjang dan frekuensinya menjadi lebih rendah. Dan semakin cepat mobil bergerak, semakin kuat efek Doppler yang memanifestasikan dirinya, yang memungkinkannya digunakan untuk mengukur kecepatan.

Ketika sumber yang memancarkan gelombang bergerak menuju pengamat, panjang gelombang berkurang. Sebaliknya, ketika sumbernya dihilangkan, itu meningkat. Ini disebut efek Doppler.

Cahaya dan gelombang radio berperilaku dengan cara yang sama. Polisi menggunakan efek Doppler untuk menentukan kecepatan kendaraan dengan mengukur panjang gelombang sinyal radio yang dipantulkan dari mereka. Cahaya adalah getaran, atau gelombang, medan elektromagnetik. panjang gelombang cahaya tampak sangat kecil - dari empat puluh hingga delapan puluh sepersejuta meter. mata manusia merasakan gelombang cahaya dengan panjang gelombang yang berbeda sebagai berbagai warna, dengan panjang gelombang terpanjang sesuai dengan ujung merah spektrum, dan terpendek terkait dengan ujung biru. Sekarang bayangkan sumber cahaya pada jarak konstan dari kita, seperti bintang, memancarkan gelombang cahaya dengan panjang gelombang tertentu. Panjang gelombang yang direkam akan sama dengan panjang gelombang yang dipancarkan. Tapi misalkan sekarang sumber cahaya itu mulai menjauh dari kita. Seperti dalam kasus suara, ini akan meningkatkan panjang gelombang cahaya, yang berarti bahwa spektrum akan bergeser ke arah ujung merah.

Ekspansi alam semesta

Setelah membuktikan keberadaan galaksi lain, Hubble di tahun-tahun berikutnya terlibat dalam menentukan jarak ke mereka dan mengamati spektrum mereka. Pada saat itu, banyak yang berasumsi bahwa galaksi bergerak secara acak dan berharap bahwa jumlah spektrum yang bergeser biru akan hampir sama dengan jumlah yang mengalami pergeseran merah. Oleh karena itu, sangat mengejutkan untuk mengetahui bahwa spektrum sebagian besar galaksi menunjukkan pergeseran merah - hampir semua sistem bintang bergerak menjauh dari kita! Yang lebih mengejutkan adalah fakta yang ditemukan oleh Hubble dan diterbitkan pada tahun 1929: besarnya pergeseran merah galaksi tidak acak, tetapi berbanding lurus dengan jaraknya dari kita. Dengan kata lain, semakin jauh sebuah galaksi dari kita, semakin cepat ia surut! Dari sini diikuti bahwa Semesta tidak dapat statis, tidak berubah ukurannya, seperti yang diperkirakan sebelumnya. Faktanya, itu meluas: jarak antar galaksi terus bertambah.

Kesadaran bahwa alam semesta mengembang telah membuat revolusi nyata dalam pikiran, salah satu yang terbesar di abad kedua puluh. Ketika Anda melihat ke belakang, mungkin tampak mengejutkan bahwa tidak ada yang memikirkan hal ini sebelumnya. Newton dan pemikir besar lainnya pasti menyadari bahwa alam semesta yang statis tidak akan stabil. Bahkan jika pada titik tertentu itu akan diam, ketertarikan timbal balik antara bintang dan galaksi akan dengan cepat menyebabkan kompresinya. Bahkan jika alam semesta mengembang relatif lambat, gravitasi pada akhirnya akan mengakhiri ekspansinya dan menyebabkannya berkontraksi. Namun, jika tingkat ekspansi alam semesta lebih besar dari beberapa titik kritis, gravitasi tidak akan pernah bisa menghentikannya dan alam semesta akan terus mengembang selamanya.

Di sini Anda dapat melihat kemiripan jauh dengan roket yang naik dari permukaan bumi. Pada kecepatan yang relatif rendah, gravitasi pada akhirnya akan menghentikan roket dan akan mulai jatuh ke arah Bumi. Di sisi lain, jika kecepatan roket lebih tinggi dari kecepatan kritis (lebih dari 11,2 kilometer per detik), gravitasi tidak dapat menahannya dan meninggalkan Bumi selamanya.

Pada tahun 1965, dua fisikawan Amerika, Arno Penzias dan Robert Wilson dari Bell Telephone Laboratories di New Jersey, sedang men-debug penerima gelombang mikro yang sangat sensitif. (Gelombang mikro adalah radiasi dengan panjang gelombang sekitar satu sentimeter.) Penzias dan Wilson khawatir bahwa penerima menerima lebih banyak suara daripada yang diharapkan. Mereka menemukan kotoran burung di antena dan menghilangkan potensi penyebab kegagalan lainnya, tetapi segera menghabiskan semua kemungkinan sumber gangguan. Kebisingan berbeda karena direkam sepanjang waktu sepanjang tahun, terlepas dari rotasi Bumi di sekitar porosnya dan revolusi di sekitar Matahari. Karena gerakan Bumi mengarahkan penerima ke berbagai sektor ruang, Penzias dan Wilson menyimpulkan bahwa suara itu datang dari luar. tata surya dan bahkan dari luar galaksi. Tampaknya datang dalam ukuran yang sama dari semua sisi kosmos. Kita sekarang tahu bahwa ke mana pun penerima diarahkan, kebisingan ini tetap konstan, terlepas dari variasi yang dapat diabaikan. Jadi Penzias dan Wilson menemukan contoh yang mencolok bahwa alam semesta adalah sama ke segala arah.

Apa asal usul kebisingan latar belakang kosmik ini? Sekitar waktu yang sama ketika Penzias dan Wilson sedang menyelidiki suara misterius di penerima, dua fisikawan Amerika dari Universitas Princeton, Bob Dick dan Jim Peebles, juga menjadi tertarik pada gelombang mikro. Mereka mempelajari asumsi George (George) Gamow bahwa pada tahap awal perkembangan Alam Semesta sangat padat dan sangat panas. Dick dan Peebles berpikir bahwa jika ini benar, maka kita seharusnya dapat mengamati cahaya alam semesta awal, karena cahaya dari wilayah yang sangat jauh di dunia kita baru sekarang mencapai kita. Namun, karena perluasan Alam Semesta, cahaya ini harus digeser begitu kuat ke ujung merah spektrum sehingga akan berubah dari radiasi tampak menjadi radiasi gelombang mikro. Dick dan Peebles baru saja bersiap untuk mencari radiasi ini ketika Penzias dan Wilson, mendengar tentang pekerjaan mereka, menyadari bahwa mereka telah menemukannya. Untuk penemuan ini, Penzias dan Wilson dianugerahi Hadiah Nobel pada tahun 1978 (yang tampaknya agak tidak adil bagi Dick dan Peebles, belum lagi Gamow).

Sekilas, fakta bahwa alam semesta terlihat sama ke segala arah menunjukkan bahwa kita menempati tempat khusus di dalamnya. Secara khusus, tampaknya karena semua galaksi menjauh dari kita, maka kita pasti berada di pusat alam semesta. Namun, ada penjelasan lain untuk fenomena ini: alam semesta juga dapat terlihat sama ke segala arah dari galaksi lain mana pun.

Semua galaksi bergerak menjauh satu sama lain. Ini mengingatkan pada penyebaran bintik-bintik berwarna di permukaan balon yang digelembungkan. Dengan bertambahnya ukuran bola, jarak antara dua titik mana pun juga meningkat, tetapi dalam kasus ini, tidak ada titik yang dapat dianggap sebagai pusat pemuaian. Terlebih lagi, jika jari-jari balon terus bertambah, maka semakin jauh bintik-bintik di permukaannya, semakin cepat mereka akan dihilangkan selama ekspansi. Katakanlah jari-jari balon berlipat ganda setiap detik. Kemudian dua titik, awalnya dipisahkan oleh jarak satu sentimeter, dalam sedetik akan berada pada jarak dua sentimeter dari satu sama lain (jika diukur di sepanjang permukaan balon), sehingga kecepatan relatifnya akan menjadi satu sentimeter per detik. . Di sisi lain, sepasang titik yang dipisahkan oleh sepuluh sentimeter akan, satu detik setelah awal ekspansi, bergerak terpisah sejauh dua puluh sentimeter, sehingga kecepatan relatif mereka akan menjadi sepuluh sentimeter per detik. Kecepatan di mana dua galaksi bergerak menjauh satu sama lain sebanding dengan jarak di antara mereka. Jadi, pergeseran merah sebuah galaksi harus berbanding lurus dengan jaraknya dari kita - ini adalah ketergantungan yang sama yang kemudian ditemukan Hubble. Fisikawan dan matematikawan Rusia Alexander Fridman berhasil mengusulkan model yang sukses pada tahun 1922 dan mengantisipasi hasil pengamatan Hubble, karyanya tetap hampir tidak dikenal di Barat sampai model serupa diusulkan pada tahun 1935. fisikawan Amerika Howard Robertson dan matematikawan Inggris Arthur Walker sudah berada di jalur perluasan alam semesta yang ditemukan oleh Hubble.

Saat alam semesta mengembang, galaksi-galaksi bergerak menjauh satu sama lain. Seiring berjalannya waktu, jarak antara pulau-pulau bintang yang jauh meningkat lebih dari antara galaksi-galaksi di dekatnya, seperti yang terjadi dengan bintik-bintik pada galaksi yang mengembang. balon udara. Oleh karena itu, bagi pengamat dari galaksi mana pun, laju pemindahan galaksi lain tampaknya semakin besar, semakin jauh letaknya.

Tiga jenis perluasan alam semesta

Solusi kelas pertama (yang ditemukan oleh Friedman) mengasumsikan bahwa perluasan alam semesta cukup lambat sehingga daya tarik antar galaksi secara bertahap memperlambatnya dan akhirnya menghentikannya. Setelah itu, galaksi-galaksi mulai berkumpul, dan Alam Semesta mulai menyusut. Menurut solusi kelas kedua, alam semesta mengembang begitu cepat sehingga gravitasi hanya akan sedikit memperlambat resesi galaksi, tetapi tidak akan pernah bisa menghentikannya. Akhirnya, ada solusi ketiga, yang menurutnya alam semesta mengembang dengan kecepatan sedemikian rupa untuk menghindari keruntuhan. Seiring waktu, kecepatan perluasan galaksi menjadi semakin kecil, tetapi tidak pernah mencapai nol.

Fitur luar biasa dari model pertama Friedman adalah bahwa di dalamnya Semesta tidak terbatas dalam ruang, tetapi pada saat yang sama tidak ada batas di mana pun di ruang angkasa. Gravitasi begitu kuat sehingga ruang meringkuk dan menutup dengan sendirinya. Ini agak mirip dengan permukaan Bumi, yang juga terbatas, tetapi tidak memiliki batas. Jika Anda bergerak di sepanjang permukaan Bumi ke arah tertentu, Anda tidak akan pernah menemukan penghalang atau ujung dunia yang tidak dapat diatasi, tetapi pada akhirnya Anda akan kembali ke tempat Anda memulai. Dalam model pertama Friedman, ruang diatur dengan cara yang persis sama, tetapi dalam tiga dimensi, dan bukan dalam dua, seperti dalam kasus permukaan bumi. Gagasan bahwa Anda dapat mengelilingi alam semesta dan kembali ke titik awal baik untuk fiksi ilmiah, tetapi tidak nilai praktis, karena, sebagaimana dapat dibuktikan, alam semesta akan menyusut menjadi satu titik sebelum pengelana kembali ke awal perjalanannya. Alam semesta begitu besar sehingga Anda perlu bergerak lebih cepat daripada cahaya untuk menyelesaikan perjalanan Anda di tempat Anda memulai, dan kecepatan seperti itu dilarang (oleh teori relativitas). Dalam model kedua Friedman, ruang juga melengkung, tetapi dengan cara yang berbeda. Dan hanya pada model ketiga adalah geometri skala besar dari Alam Semesta yang datar (walaupun ruang melengkung di sekitar benda-benda masif).

Manakah dari model Friedman yang menggambarkan alam semesta kita? Apakah ekspansi alam semesta akan berhenti, dan akan digantikan oleh kontraksi, atau akankah alam semesta mengembang selamanya?

Ternyata menjawab pertanyaan ini lebih sulit daripada yang diperkirakan para ilmuwan pada awalnya. Solusinya tergantung terutama pada dua hal - laju ekspansi alam semesta yang diamati saat ini dan kerapatan rata-ratanya saat ini (jumlah materi per satuan volume ruang). Semakin tinggi laju ekspansi saat ini, semakin besar gravitasi, dan karenanya kepadatan materi, diperlukan untuk menghentikan ekspansi. Jika kerapatan rata-rata berada di atas suatu nilai kritis (ditentukan oleh laju pemuaian), maka gaya tarik gravitasi materi dapat menghentikan pemuaian alam semesta dan menyebabkannya berkontraksi. Perilaku Semesta ini sesuai dengan model Friedman pertama. Jika kerapatan rata-rata kurang dari nilai kritis, maka gaya tarik gravitasi tidak akan menghentikan ekspansi dan Semesta akan mengembang selamanya - seperti pada model Friedmann kedua. Akhirnya, jika kerapatan rata-rata alam semesta sama persis dengan nilai kritisnya, perluasan alam semesta akan melambat selamanya, semakin mendekati keadaan statis, tetapi tidak pernah mencapainya. Skenario ini sesuai dengan model Friedman ketiga.

Jadi model mana yang benar? Kita dapat menentukan laju ekspansi alam semesta saat ini jika kita mengukur laju di mana galaksi lain bergerak menjauh dari kita menggunakan efek Doppler. Ini dapat dilakukan dengan sangat akurat. Namun, jarak ke galaksi tidak diketahui dengan baik karena kita hanya dapat mengukurnya secara tidak langsung. Oleh karena itu, kita hanya tahu bahwa laju ekspansi Alam Semesta adalah dari 5 hingga 10% per miliar tahun. Yang lebih samar adalah pengetahuan kita tentang kepadatan rata-rata alam semesta saat ini. Jadi, jika kita menjumlahkan massa semua bintang yang terlihat di galaksi kita sendiri dan galaksi lain, jumlahnya akan kurang dari seperseratus dari apa yang diperlukan untuk menghentikan perluasan Alam Semesta, bahkan pada perkiraan laju ekspansi terendah.

Tapi itu tidak semua. Galaksi kita dan galaksi lain harus berisi sejumlah besar semacam "materi gelap" yang tidak dapat kita amati secara langsung, tetapi keberadaannya kita ketahui karena pengaruh gravitasinya terhadap orbit bintang-bintang di galaksi. Mungkin bukti terbaik keberadaan materi gelap berasal dari orbit bintang di pinggirannya. galaksi spiral, serupa Bima Sakti. Bintang-bintang ini berputar di sekitar galaksi mereka terlalu cepat untuk tetap berada di orbit oleh gravitasi bintang-bintang yang terlihat di galaksi saja. Selain itu, sebagian besar galaksi adalah bagian dari gugusan, dan kita juga dapat menyimpulkan keberadaan materi gelap di antara galaksi-galaksi dalam gugus ini berdasarkan pengaruhnya terhadap pergerakan galaksi. Faktanya, jumlah materi gelap di alam semesta jauh melebihi jumlah materi biasa. Jika kita memperhitungkan semua materi gelap, kita mendapatkan sekitar sepersepuluh dari massa yang diperlukan untuk menghentikan ekspansi.

Namun, tidak mungkin untuk mengecualikan keberadaan bentuk materi lain, yang belum kita ketahui, didistribusikan hampir merata di seluruh Semesta, yang dapat meningkatkannya. kepadatan rata-rata. Misalnya ada partikel dasar, yang disebut neutrino, yang berinteraksi sangat lemah dengan materi dan sangat sulit dideteksi.

Selama beberapa tahun terakhir kelompok yang berbeda peneliti mempelajari riak terkecil di latar belakang gelombang mikro yang ditemukan Penzias dan Wilson. Ukuran riak ini bisa menjadi indikator struktur alam semesta berskala besar. Karakternya tampaknya menunjukkan bahwa alam semesta masih datar (seperti dalam model ketiga Friedman)! Tetapi karena jumlah total materi biasa dan gelap tidak cukup untuk ini, fisikawan mendalilkan keberadaan zat lain yang belum ditemukan - energi gelap.

Dan seolah-olah semakin memperumit masalah, pengamatan baru-baru ini menunjukkan bahwa perluasan alam semesta tidak melambat, tetapi mempercepat. Bertentangan dengan semua model Friedman! Ini sangat aneh, karena keberadaan materi di ruang angkasa - kepadatan tinggi atau rendah - hanya dapat memperlambat pemuaian. Bagaimanapun, gravitasi selalu bertindak sebagai gaya tarik-menarik. Percepatan ekspansi kosmologis adalah seperti bom yang mengumpulkan daripada membuang energi setelah ledakan. Kekuatan apa yang bertanggung jawab atas percepatan ekspansi kosmos? Tidak ada yang memiliki jawaban yang dapat diandalkan untuk pertanyaan ini. Namun, Einstein mungkin benar ketika ia memperkenalkan konstanta kosmologis (dan efek anti-gravitasi yang sesuai) ke dalam persamaannya.

Perluasan alam semesta dapat diprediksi kapan saja pada abad kesembilan belas atau kedelapan belas, dan bahkan pada akhir abad ketujuh belas. Namun, kepercayaan pada alam semesta yang statis begitu kuat sehingga khayalan menguasai pikiran sampai awal abad kedua puluh. Bahkan Einstein begitu yakin akan sifat statis alam semesta sehingga pada tahun 1915 ia membuat koreksi khusus terhadap teori relativitas umum dengan menambahkan istilah khusus, yang disebut konstanta kosmologis, ke dalam persamaan, yang memastikan sifat statis alam semesta. .

Konstanta kosmologis memanifestasikan dirinya sebagai aksi dari beberapa kekuatan baru - "anti-gravitasi", yang, tidak seperti kekuatan lain, tidak memiliki sumber yang pasti, tetapi hanya merupakan properti inheren yang melekat pada struktur ruang-waktu. Di bawah pengaruh gaya ini, ruang-waktu menunjukkan kecenderungan bawaan untuk berkembang. Dengan memilih nilai konstanta kosmologis, Einstein dapat memvariasikan kekuatan tren ini. Dengan bantuannya, ia berhasil dengan tepat menyeimbangkan daya tarik timbal balik dari semua materi yang ada dan sebagai hasilnya, mendapatkan alam semesta yang statis.

Einstein kemudian menolak gagasan tentang konstanta kosmologis, mengakuinya sebagai "yang paling" miliknya kesalahan besar". Seperti yang akan segera kita lihat, ada alasan hari ini untuk percaya bahwa Einstein mungkin benar dalam memperkenalkan konstanta kosmologis. Tapi yang paling membuat Einstein kesal adalah dia membiarkan keyakinannya pada alam semesta yang diam mengesampingkan kesimpulan bahwa alam semesta harus mengembang, yang diprediksi oleh teorinya sendiri. Tampaknya hanya satu orang yang melihat konsekuensi dari teori relativitas umum ini dan menganggapnya serius. Sementara Einstein dan fisikawan lainnya sedang mencari cara untuk menghindari alam semesta non-statis, Fisikawan Rusia dan ahli matematika Alexander Friedman, di sisi lain, bersikeras bahwa itu berkembang.

Friedman membuat dua sangat asumsi sederhana: bahwa itu terlihat sama tidak peduli ke arah mana kita melihat, dan bahwa pernyataan ini benar tidak peduli dari titik mana di alam semesta kita melihat. Berdasarkan dua ide ini dan memecahkan persamaan relativitas umum, ia membuktikan bahwa alam semesta tidak dapat statis. Jadi, pada tahun 1922, beberapa tahun sebelum penemuan Edwin Hubble, Friedman secara akurat memprediksi perluasan alam semesta!

Berabad-abad yang lalu Gereja Kristen akan mengenalinya sebagai sesat, karena doktrin gereja mendalilkan bahwa kita menempati tempat spesial di pusat alam semesta. Tetapi hari ini kita menerima asumsi Friedman untuk alasan yang hampir berlawanan, semacam kerendahan hati: kita akan merasa sangat mengejutkan jika alam semesta tampak sama ke segala arah hanya bagi kita, tetapi tidak bagi pengamat lain di alam semesta!