MOSKOW, 26 Januari - RIA Novosti. Sebuah tim ilmuwan independen telah mengkonfirmasi bahwa alam semesta memang berkembang pada tingkat yang lebih cepat sekarang daripada yang ditunjukkan oleh perhitungan berdasarkan pengamatan "gema" Big Bang, menurut serangkaian lima artikel yang diterima untuk diterbitkan dalam jurnal Monthly Notices. dari Royal Astronomical Society.
"Perbedaan antara tingkat ekspansi alam semesta saat ini dan apa yang ditunjukkan oleh pengamatan Big Bang tidak hanya dikonfirmasi, tetapi juga diperkuat oleh data baru tentang seberapa jauh galaksi membelokkan cahaya. Perbedaan ini mungkin dihasilkan oleh" fisika baru " di luar Model Standar kosmologi , khususnya, beberapa bentuk energi gelap lainnya," kata Frederic Coubrin dari Sekolah Politeknik Federal di Lausanne (Swiss).
Kelahiran gelap alam semesta
Kembali pada tahun 1929, astronom terkenal Edwin Hubble membuktikan bahwa Alam Semesta kita tidak diam, tetapi berkembang secara bertahap, mengamati pergerakan galaksi yang jauh dari kita. Pada akhir abad ke-20, para astrofisikawan menemukan dengan mengamati supernova Tipe 1 bahwa supernova itu mengembang tidak dengan kecepatan konstan, tetapi dengan kecepatan yang semakin cepat. Alasan untuk ini, seperti yang diyakini para ilmuwan saat ini, adalah energi gelap - zat misterius yang bekerja pada materi sebagai semacam "anti-gravitasi".
Juni lalu, peraih Nobel Adam Reiss dan rekan-rekannya yang menemukan fenomena ini menghitung laju ekspansi alam semesta yang tepat saat ini menggunakan bintang variabel Cepheid di galaksi terdekat, yang jaraknya dapat dihitung dengan presisi ultra-tinggi.
Penyempurnaan ini memberikan hasil yang sangat tidak terduga - ternyata dua galaksi, yang dipisahkan oleh jarak sekitar 3 juta tahun cahaya, terbang terpisah dengan kecepatan sekitar 73 kilometer per detik. Angka seperti itu jauh lebih tinggi daripada data yang diperoleh dengan menggunakan teleskop yang mengorbit WMAP dan Planck - 69 kilometer per detik, dan itu tidak dapat dijelaskan menggunakan ide-ide kami tentang sifat energi gelap dan mekanisme kelahiran Semesta.
Riess dan rekan-rekannya menyarankan bahwa ada juga zat "gelap" ketiga - "radiasi gelap" (radiasi gelap), yang membuatnya berakselerasi lebih cepat daripada prediksi teoretis pada hari-hari awal kehidupan Semesta. Pernyataan seperti itu tidak luput dari perhatian, dan kolaborasi H0LiCOW, yang mencakup puluhan astronom dari semua benua di planet ini, mulai menguji hipotesis ini dengan mengamati quasar, inti aktif galaksi jauh.
Permainan lilin dan lensa kosmik
Quasar, berkat lubang hitam raksasa di pusatnya, membengkokkan struktur ruang-waktu dengan cara khusus, memperkuat cahaya yang melewati sekitarnya, seperti lensa raksasa.
Jika dua quasar terletak satu di belakang yang lain untuk pengamat di Bumi, hal yang menarik muncul - cahaya quasar yang lebih jauh akan terbelah ketika melewati lensa gravitasi dari inti galaksi pertama. Karena itu, kita tidak akan melihat dua, tetapi lima quasar, empat di antaranya akan menjadi "salinan" ringan dari objek yang lebih jauh. Yang paling penting, setiap salinan akan menjadi "foto" quasar pada waktu yang berbeda dalam hidupnya, karena fakta bahwa cahaya mereka membutuhkan waktu yang berbeda untuk keluar dari lensa gravitasi.
Durasi waktu ini, seperti yang dijelaskan oleh para ilmuwan, tergantung pada tingkat ekspansi Semesta, yang memungkinkan untuk menghitungnya dengan mengamati sejumlah besar quasar jauh. Inilah yang dilakukan peserta H0LiCOW, mencari quasar "ganda" yang serupa dan mengamati "salinan" mereka.
Secara total, Kubrin dan rekan-rekannya menemukan tiga quasar "matryoshka" serupa dan mempelajarinya secara rinci menggunakan teleskop yang mengorbit Hubble dan Spitzer dan sejumlah teleskop berbasis darat di Kepulauan Hawaii dan Chili. Pengukuran ini, menurut para peneliti, memungkinkan mereka untuk mengukur konstanta Hubble pada jarak kosmologis "rata-rata" dengan tingkat kesalahan 3,8%, yang beberapa kali lebih baik dari hasil yang diperoleh sebelumnya.
Perhitungan ini menunjukkan bahwa Semesta mengembang dengan kecepatan sekitar 71,9 kilometer per detik, yang umumnya sesuai dengan hasil yang diperoleh Riess dan rekan-rekannya pada jarak kosmologis "dekat", dan mendukung keberadaan "gelap" ketiga. zat yang mempercepat alam semesta di masa mudanya. Cara lain untuk menjelaskan perbedaan dengan data adalah bahwa Semesta sebenarnya tidak datar, tetapi menyerupai bola atau "akordeon". Selain itu, ada kemungkinan bahwa jumlah atau sifat materi gelap telah berubah selama 13 miliar tahun terakhir, yang menyebabkan Alam Semesta mulai tumbuh lebih cepat.
Bagaimanapun, para ilmuwan berencana untuk mempelajari sekitar seratus lebih quasar semacam itu untuk memverifikasi keandalan data mereka dan memahami bagaimana perilaku Semesta yang tidak biasa, yang tidak sesuai dengan teori kosmologi standar, dapat dijelaskan.
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.
Alexey Levin
Pada tahun 1870, ahli matematika Inggris William Clifford sampai pada gagasan yang sangat mendalam bahwa ruang dapat dilengkungkan, dan tidak sama pada titik yang berbeda, dan bahwa 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 oleh fisikawan Prancis Armand Fizeau, seseorang dapat menghitung 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 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-Fiso, 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 daripada kecepatan bintang di Bima Sakti yang dikenal pada saat 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 gugusan bintang raksasa di nebula (Immanuel Kant menyebutnya alam semesta pulau). 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 terdapat bintang variabel dari 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, sudah ada model kosmologis yang, dalam arti tertentu, memprediksi efek yang diidentifikasi oleh Slifer. 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 berurusan 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 teoretis yang menghubungkan kecepatan radial objek yang jauh dengan jaraknya (dengan koefisien proporsionalitas dalam bentuk parameter Hubble V=Hd) berlaku untuk setiap pergeseran merah. Namun, kecepatan V yang muncul di dalamnya sama sekali bukan kecepatan sinyal fisik atau benda nyata di 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, ahli kosmologi lebih suka menggunakan parameter Hubble H dalam formula lain, di mana faktor skala Semesta muncul, yang hanya menggambarkan tingkat ekspansi di zaman ruang yang berbeda (karena parameter ini berubah seiring waktu, nilai modernnya 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. Untuk memperoleh informasi tambahan tentang galaksi ini, seperti jaraknya saat ini atau kecepatan pemindahannya 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, jumlah 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, itu dihancurkan oleh ketidakstabilan yang tidak diperhatikan Einstein: pada penyimpangan jari-jari sekecil apa pun dari nilai keseimbangan, dunia Einstein mengembang atau mengalami keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu, model seperti itu tidak ada hubungannya dengan Alam Semesta yang sebenarnya.
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 jauh, gelombang cahaya tiba 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 oleh fisikawan Soviet Alexander Fridman yang diterbitkan dalam jurnal 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 nilai numerik Einstein. 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 sistem koordinat bergerak yang mengembang bersamaan 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 pada suatu titik waktu tertentu 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 arti 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 untuk mengisolasi komponen spasial dan temporal menggunakan transformasi Lorentz dalam jumlah cara yang tak terbatas. Ruang-waktu kosmologis, sebaliknya, secara alami pecah menjadi ruang melengkung yang mengembang dan waktu kosmik tunggal. 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 dalam bahasa Prancis di jurnal Annals of the Brussels Scientific Society. 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 dilambangkan dengan H0 dan disebut parameter Hubble (menurut data terbaru, ini sedikit lebih tinggi dari 70 (km / s) / megaparsec).
Makalah Hubble dengan hubungan 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, telah 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 adalah 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 gagasan Big Bang maupun model kosmologis modern yang 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!
Bahan dari Uncyclopedia
Menganalisis hasil pengamatan galaksi dan radiasi peninggalan, para astronom sampai pada kesimpulan bahwa distribusi materi di Semesta (wilayah ruang yang dipelajari dengan diameter melebihi 100 Mpc) adalah seragam dan isotropik, yaitu tidak tergantung pada posisi dan arah dalam ruang (lihat Kosmologi). Dan sifat-sifat ruang seperti itu, menurut teori relativitas, tak terhindarkan memerlukan perubahan jarak antara benda-benda yang mengisi Semesta dari waktu ke waktu, yaitu, Semesta harus mengembang atau menyusut, dan pengamatan menunjukkan ekspansi.
Ekspansi Alam Semesta berbeda secara signifikan dari pemuaian materi biasa, misalnya, dari pemuaian gas dalam silinder. Gas, mengembang, mengubah posisi piston di dalam silinder, tetapi silinder tetap tidak berubah. Di Alam Semesta ada perluasan semua ruang secara keseluruhan. Oleh karena itu, pertanyaan ke arah mana ekspansi terjadi kehilangan maknanya di Semesta. Ekspansi ini berlangsung dalam skala yang sangat besar. Dalam sistem bintang, galaksi, cluster dan supercluster galaksi, ekspansi tidak terjadi. Sistem yang terikat secara gravitasi seperti itu terisolasi dari ekspansi umum Alam Semesta.
Kesimpulan bahwa Alam Semesta mengembang didukung oleh pengamatan pergeseran merah dalam spektrum galaksi.
Biarkan sinyal cahaya dikirim dari beberapa titik di ruang angkasa pada dua momen, yang diamati di titik lain di ruang angkasa.
Karena perubahan skala Alam Semesta, yaitu peningkatan jarak antara titik pancaran dan pengamatan cahaya, sinyal kedua harus menempuh jarak yang lebih jauh daripada yang pertama. Dan karena kecepatan cahaya konstan, sinyal kedua tertunda; interval antara sinyal pada titik pengamatan akan lebih besar daripada pada titik keberangkatannya. Delay semakin besar, semakin besar jarak antara sumber dan pengamat. Standar frekuensi alami adalah frekuensi radiasi selama transisi elektromagnetik dalam atom. Karena efek ekspansi Semesta yang dijelaskan, frekuensi ini berkurang. Jadi, ketika mengamati spektrum emisi dari beberapa galaksi yang jauh, semua garisnya harus berubah menjadi pergeseran merah dibandingkan dengan spektrum laboratorium. Fenomena pergeseran merah ini adalah efek Doppler (lihat Kecepatan Radial) dari saling "mundur" galaksi dan diamati dalam kenyataan.
Nilai pergeseran merah diukur dengan rasio frekuensi radiasi yang diubah dengan yang asli. Perubahan frekuensi semakin besar, semakin besar jarak ke galaksi yang diamati.
Jadi, dengan mengukur pergeseran merah dari spektrum, ternyata dimungkinkan untuk menentukan kecepatan v galaksi-galaksi yang menjauh dari pengamat. Kecepatan ini berhubungan dengan jarak r ke pengamat dengan hukum Hubble v = Hr; nilai H disebut konstanta Hubble.
Penentuan yang tepat dari nilai H dikaitkan dengan kesulitan besar. Berdasarkan pengamatan jangka panjang, nilai H (0,5÷1) 10 -10 tahun -1 saat ini diterima.
Nilai H ini sesuai dengan peningkatan kecepatan resesi galaksi, sama dengan kira-kira 50-100 km/s untuk setiap megaparsec jarak.
Hukum Hubble memungkinkan untuk memperkirakan jarak ke galaksi yang jauh pada jarak yang sangat jauh dari pergeseran merah garis yang diukur dalam spektrumnya.
Hukum surut galaksi berasal dari pengamatan dari Bumi (atau, bisa dikatakan, dari Galaksi kita), dan dengan demikian menjelaskan penghapusan galaksi dari Bumi (Galaksi kita). Namun, seseorang tidak dapat menyimpulkan dari sini bahwa Bumi (Galaksi kita)lah yang menjadi pusat perluasan Alam Semesta. Konstruksi geometris sederhana meyakinkan kita bahwa hukum Hubble berlaku untuk pengamat yang berada di salah satu galaksi yang berpartisipasi dalam resesi.
Hukum ekspansi Hubble menunjukkan bahwa suatu saat materi di Alam Semesta berada dalam kondisi kepadatan yang sangat tinggi. Waktu yang memisahkan kita dari keadaan ini dapat secara kondisional disebut usia Semesta. Hal ini ditentukan oleh nilai
t V ~ 1/H (10÷20) 10 9 tahun.
Karena kecepatan cahaya terbatas, usia terbatas alam semesta sesuai dengan wilayah terbatas alam semesta yang dapat kita amati saat ini. Dalam hal ini, bagian paling jauh yang dapat diamati dari Semesta sesuai dengan momen paling awal evolusinya. Pada saat-saat ini, beragam partikel elementer dapat lahir dan berinteraksi di Semesta. Menganalisis proses yang terjadi dengan partisipasi partikel tersebut pada detik pertama perluasan Semesta, kosmologi teoretis, berdasarkan teori partikel elementer, menemukan jawaban atas pertanyaan mengapa tidak ada antimateri di Semesta dan bahkan mengapa alam semesta mengembang.
Banyak prediksi teori tentang proses fisik partikel elementer mengacu pada wilayah energi yang tidak dapat dicapai dalam kondisi laboratorium terestrial modern, misalnya, dalam akselerator. Namun, dalam periode hingga detik pertama perluasan Semesta, partikel dengan energi seperti itu seharusnya ada. Oleh karena itu, fisikawan menganggap Alam Semesta yang mengembang sebagai laboratorium alami partikel elementer.
Di laboratorium ini, seseorang dapat melakukan "eksperimen pemikiran", menganalisis bagaimana keberadaan partikel tertentu akan memengaruhi proses fisik di Semesta, bagaimana prediksi teori satu atau lain akan terwujud dalam pengamatan astronomi.
Teori partikel elementer terlibat dalam penjelasan "massa tersembunyi" Alam Semesta. Untuk menjelaskan bagaimana galaksi terbentuk, bagaimana mereka bergerak dalam kelompok galaksi, dan banyak fitur lain dari distribusi materi yang terlihat, ternyata perlu untuk mengasumsikan bahwa lebih dari 80% massa Semesta tersembunyi dalam bentuk tak terlihat, partikel yang berinteraksi lemah. Dalam hal ini, neutrino dengan massa diam bukan nol, serta partikel hipotetis baru, banyak dibahas dalam kosmologi.
Bahkan para astronom tidak selalu mendapatkan perluasan alam semesta dengan benar. Balon yang menggembung adalah analogi lama tapi bagus untuk perluasan alam semesta. Galaksi yang terletak di permukaan bola tidak bergerak, tetapi saat Semesta mengembang, jarak di antara mereka meningkat, dan ukuran galaksi itu sendiri tidak bertambah.
Pada Juli 1965, para ilmuwan mengumumkan penemuan tanda-tanda yang jelas dari perluasan alam semesta dari keadaan awal yang lebih panas dan lebih padat. Mereka menemukan sisa-sisa pendinginan Big Bang - CMB. Sejak saat itu, ekspansi dan pendinginan Alam Semesta membentuk dasar kosmologi. Ekspansi kosmologis memungkinkan kita untuk memahami bagaimana struktur sederhana terbentuk dan bagaimana mereka secara bertahap berkembang menjadi kompleks. 75 tahun setelah penemuan perluasan alam semesta, banyak ilmuwan tidak dapat menembus makna sebenarnya. James Peebles, seorang ahli kosmologi di Universitas Princeton yang mempelajari CMB, menulis pada tahun 1993: "Tampaknya bagi saya bahkan para ahli tidak tahu apa arti dan kemungkinan model Big Bang yang panas itu."
Fisikawan terkenal, penulis buku teks tentang astronomi dan pempopuler sains terkadang memberikan interpretasi yang salah atau terdistorsi tentang perluasan Semesta, yang menjadi dasar model Big Bang. Apa yang kita maksud ketika kita mengatakan bahwa alam semesta mengembang? Tidak diragukan lagi, keadaan yang mereka bicarakan sekarang tentang percepatan ekspansi membingungkan, dan ini membingungkan kita.
IKHTISAR: KESALAHAN KOSMIK
* Perluasan Alam Semesta, salah satu konsep dasar sains modern, masih ditafsirkan secara berbeda.
* Istilah "Big Bang" tidak boleh diartikan secara harfiah. Dia bukanlah bom yang meledak di pusat alam semesta. Itu adalah ledakan ruang itu sendiri, yang terjadi di mana-mana, sama seperti permukaan balon yang mengembang.
* Memahami perbedaan antara perluasan ruang dan perluasan ruang sangat penting untuk memahami ukuran alam semesta, laju penyusutan galaksi, serta kemungkinan pengamatan astronomi, dan sifat percepatan perluasan yang mungkin dialami alam semesta. .
* Model Big Bang hanya menggambarkan apa yang terjadi setelahnya.
Apa itu ekstensi?
Ketika sesuatu yang akrab berkembang, seperti titik basah atau Kekaisaran Romawi, mereka menjadi lebih besar, batas-batasnya bergerak terpisah, dan mereka mulai menempati volume yang lebih besar di ruang angkasa. Tetapi alam semesta tampaknya tidak memiliki batas fisik, dan tidak memiliki tempat untuk bergerak. Perluasan alam semesta kita sangat mirip dengan menggembungkan balon. Jarak ke galaksi yang jauh semakin meningkat. Para astronom biasanya mengatakan bahwa galaksi sedang surut atau menjauh dari kita, tetapi mereka tidak bergerak melalui ruang angkasa seperti pecahan "bom Big Bang". Pada kenyataannya, ruang antara kita dan galaksi meluas, bergerak secara kacau di dalam gugusan yang praktis tidak bergerak. CMB mengisi alam semesta dan berfungsi sebagai kerangka acuan, seperti permukaan karet balon, yang dapat digunakan untuk mengukur gerakan.
Berada di luar bola, kita melihat bahwa perluasan permukaan dua dimensi yang melengkung hanya mungkin karena ia berada dalam ruang tiga dimensi. Di dimensi ketiga, pusat bola berada, dan permukaannya mengembang ke volume yang mengelilinginya. Berdasarkan ini, orang dapat menyimpulkan bahwa perluasan dunia tiga dimensi kita membutuhkan kehadiran dimensi keempat di ruang angkasa. Namun menurut teori relativitas umum Einstein, ruang bersifat dinamis: ia dapat mengembang, mengerut, dan menekuk.
Macet
Alam semesta mandiri. Itu tidak memerlukan pusat untuk berkembang darinya, atau ruang kosong di luar (di mana pun itu) untuk berkembang di sana. Memang benar bahwa beberapa teori yang lebih baru, seperti teori string, mendalilkan dimensi ekstra, tetapi mereka tidak diperlukan saat alam semesta tiga dimensi kita mengembang.
Di alam semesta kita, seperti di permukaan balon, setiap objek bergerak menjauh dari yang lain. Dengan demikian, Big Bang bukanlah ledakan di ruang angkasa, melainkan ledakan ruang itu sendiri yang tidak terjadi di lokasi tertentu dan kemudian meluas ke ruang hampa di sekitarnya. Itu terjadi di mana-mana pada waktu yang sama.
Seperti apa BIG BANG itu?
SALAH: Alam semesta lahir ketika materi, seperti bom, meledak di tempat tertentu. Tekanan tinggi di tengah dan rendah di kekosongan sekitarnya, yang menyebabkan materi mengembang.
BAIK: Itu adalah ledakan ruang itu sendiri yang menggerakkan materi. Ruang dan waktu kita berasal dari Big Bang dan mulai berkembang. Tidak ada pusat di mana pun, karena kondisinya sama di mana-mana, tidak ada penurunan tekanan yang khas dari ledakan biasa.
Jika kita membayangkan bahwa kita sedang memutar film dalam urutan terbalik, kita akan melihat bagaimana semua wilayah alam semesta dikompresi, dan galaksi-galaksi bertemu hingga mereka semua bertabrakan bersama dalam Big Bang, seperti mobil dalam kemacetan lalu lintas. Tapi perbandingannya tidak lengkap. Jika itu adalah kecelakaan, maka Anda dapat menghindari kemacetan lalu lintas dengan mendengar laporan tentang hal itu di radio. Tapi Big Bang adalah bencana yang tidak bisa dihindari. Seolah-olah permukaan bumi dan semua jalan di atasnya kusut, tetapi mobil-mobilnya tetap berukuran sama. Akhirnya mobil-mobil itu akan bertabrakan, dan tidak ada komunikasi radio yang dapat mencegahnya. Begitu juga Big Bang: itu terjadi di mana-mana, tidak seperti ledakan bom, yang terjadi pada titik tertentu, dan pecahannya berhamburan ke segala arah.
Teori Big Bang tidak memberi kita informasi tentang ukuran alam semesta, atau bahkan apakah itu terbatas atau tidak terbatas. Teori relativitas menjelaskan bagaimana setiap wilayah ruang mengembang, tetapi tidak mengatakan apa pun tentang ukuran atau bentuk. Ahli kosmologi terkadang mengklaim bahwa alam semesta dulunya tidak lebih besar dari jeruk bali, tetapi yang mereka maksudkan hanyalah bagian darinya yang sekarang dapat kita amati.
Penghuni Nebula Andromeda atau galaksi lain memiliki alam semesta yang dapat diamati sendiri. Pengamat di Andromeda dapat melihat galaksi yang tidak dapat diakses oleh kita, hanya karena mereka sedikit lebih dekat dengan mereka; tetapi mereka tidak dapat merenungkan apa yang kita pertimbangkan. Alam semesta mereka yang dapat diamati juga seukuran jeruk bali. Orang dapat membayangkan bahwa alam semesta awal seperti seikat buah-buahan ini, membentang tanpa batas ke segala arah. Jadi anggapan bahwa Big Bang itu "kecil" adalah salah. Ruang alam semesta tidak terbatas. Dan tidak peduli bagaimana Anda mengompresnya, itu akan tetap demikian.
lebih cepat dari cahaya
Kesalahpahaman juga terkait dengan deskripsi kuantitatif ekstensi. Laju peningkatan jarak antar galaksi mengikuti pola sederhana yang diidentifikasi oleh astronom Amerika Edwin Hubble pada tahun 1929: kecepatan surut galaksi v berbanding lurus dengan jaraknya dari kita d, atau v = Hd. Koefisien proporsionalitas H disebut konstanta Hubble dan menentukan laju ekspansi ruang baik di sekitar kita maupun di sekitar pengamat mana pun di Semesta.
Beberapa dibingungkan oleh fakta bahwa tidak semua galaksi mematuhi hukum Hubble. Galaksi besar terdekat dengan kita (Andromeda) umumnya bergerak ke arah kita, dan tidak menjauhi kita. Ada pengecualian seperti itu, karena hukum Hubble hanya menjelaskan perilaku rata-rata galaksi. Tetapi masing-masing dari mereka juga dapat memiliki gerakan kecilnya sendiri, karena pengaruh gravitasi galaksi satu sama lain, seperti Galaksi kita dan Andromeda, misalnya. Galaksi jauh juga memiliki kecepatan kacau yang kecil, tetapi pada jarak yang jauh dari kita (untuk nilai d yang besar), kecepatan acak ini sangat kecil dengan latar belakang kecepatan surut yang besar (v). Oleh karena itu, untuk galaksi jauh, hukum Hubble dipenuhi dengan akurasi tinggi.
Menurut hukum Hubble, alam semesta tidak mengembang dengan kecepatan konstan. Beberapa galaksi bergerak menjauh dari kita dengan kecepatan 1.000 km / s, yang lain dua kali lebih jauh dengan kecepatan 2 ribu km / s, dll. Jadi, hukum Hubble menunjukkan bahwa, mulai dari jarak tertentu, yang disebut jarak Hubble, galaksi-galaksi bergerak menjauh dengan kecepatan superluminal. Untuk nilai terukur dari konstanta Hubble, jarak ini sekitar 14 miliar tahun cahaya.
Tetapi bukankah teori relativitas khusus Einstein mengatakan bahwa tidak ada benda yang dapat bergerak lebih cepat dari kecepatan cahaya? Pertanyaan ini telah membingungkan banyak generasi siswa. Dan jawabannya adalah bahwa teori relativitas khusus hanya berlaku untuk kecepatan "normal" - untuk gerak di ruang angkasa. Hukum Hubble adalah tentang laju pemindahan yang disebabkan oleh perluasan ruang itu sendiri, bukan gerakan melalui ruang. Efek dari teori relativitas umum ini tidak tunduk pada teori relativitas khusus. Kehadiran kecepatan penghilangan di atas kecepatan cahaya sama sekali tidak melanggar teori relativitas pribadi. Masih benar bahwa tidak ada yang bisa mengejar seberkas cahaya.
APAKAH GALAXI MASIH TINGGAL PADA KECEPATAN LEBIH TINGGI DARI KECEPATAN CAHAYA?
SALAH: Teori relativitas khusus Einstein melarang hal ini. Pertimbangkan wilayah ruang yang berisi beberapa galaksi. Karena ekspansinya, galaksi menjauh dari kita. Semakin jauh galaksi, semakin besar kecepatannya (panah merah). Jika kecepatan cahaya adalah batasnya, maka kecepatan penyingkiran pada akhirnya akan menjadi konstan.
BAIK: Tentu saja mereka bisa. Teori relativitas pribadi tidak mempertimbangkan kecepatan penghapusan. Kecepatan penghapusan meningkat tak terbatas dengan jarak. Di luar jarak tertentu, yang disebut jarak Hubble, ia melebihi kecepatan cahaya. Ini bukan pelanggaran terhadap teori relativitas, karena penghilangan itu tidak disebabkan oleh pergerakan di ruang angkasa, tetapi oleh perluasan ruang itu sendiri.
APAKAH MUNGKIN MELIHAT GALAXI BERJALAN LEBIH CEPAT DARIPADA CAHAYA?
SALAH: Tentu saja tidak. Cahaya dari galaksi seperti itu berjalan bersama mereka. Biarkan galaksi berada di luar jarak Hubble (bola), mis. menjauh dari kita lebih cepat dari kecepatan cahaya. Ini memancarkan foton (ditandai dengan warna kuning). Saat foton terbang melintasi ruang angkasa, ruang itu sendiri mengembang. Jarak ke Bumi meningkat lebih cepat daripada perjalanan foton. Dia tidak akan pernah mencapai kita.
BAIK: Tentu saja bisa, karena laju pemuaian berubah seiring waktu. Pada awalnya, foton benar-benar terpesona oleh ekspansi. Namun, jarak Hubble tidak konstan: bertambah, dan akhirnya foton bisa jatuh ke dalam bola Hubble. Setelah ini terjadi, foton akan bergerak lebih cepat daripada Bumi bergerak menjauh, dan itu akan dapat mencapai kita.
Peregangan foton
Pengamatan pertama yang menunjukkan bahwa alam semesta mengembang dilakukan antara tahun 1910 dan 1930. Di laboratorium, atom memancarkan dan menyerap cahaya selalu pada panjang gelombang tertentu. Hal yang sama diamati dalam spektrum galaksi jauh, tetapi dengan pergeseran ke wilayah panjang gelombang panjang. Para astronom mengatakan bahwa radiasi galaksi bergeser merah. Penjelasannya sederhana: saat ruang mengembang, gelombang cahaya meregang dan karenanya melemah. Jika selama waktu gelombang cahaya mencapai kita, Semesta berlipat ganda, maka panjang gelombangnya berlipat ganda, dan energinya melemah setengahnya.
HIPOTESIS KELELAHAN
Setiap kali Scientific American menerbitkan artikel tentang kosmologi, banyak pembaca menulis kepada kita bahwa mereka berpikir galaksi tidak benar-benar menjauh dari kita dan bahwa perluasan ruang adalah ilusi. Mereka percaya bahwa pergeseran merah dalam spektrum galaksi disebabkan oleh sesuatu seperti "kelelahan" dari perjalanan jauh. Beberapa proses yang tidak diketahui menyebabkan cahaya, menyebar melalui ruang, kehilangan energi dan karena itu berubah menjadi merah.
Hipotesis ini berusia lebih dari setengah abad, dan sekilas tampak masuk akal. Tapi itu benar-benar tidak konsisten dengan pengamatan. Misalnya, ketika sebuah bintang meledak sebagai supernova, ia berkobar dan kemudian meredup. Seluruh proses memakan waktu sekitar dua minggu untuk jenis supernova yang digunakan para astronom untuk menentukan jarak ke galaksi. Selama periode waktu ini, supernova memancarkan aliran foton. Hipotesis kelelahan ringan mengatakan bahwa foton akan kehilangan energi selama perjalanan, tetapi pengamat akan tetap menerima aliran foton yang berlangsung selama dua minggu.
Namun, dalam ruang yang meluas, tidak hanya foton itu sendiri yang diregangkan (dan karenanya kehilangan energi), tetapi alirannya juga diregangkan. Oleh karena itu, dibutuhkan lebih dari dua minggu untuk semua foton mencapai Bumi. Pengamatan mengkonfirmasi efek ini. Ledakan supernova di galaksi dengan pergeseran merah 0,5 diamati selama tiga minggu, dan di galaksi dengan pergeseran merah 1 - sebulan.
Hipotesis kelelahan cahaya juga bertentangan dengan pengamatan spektrum CMB dan pengukuran kecerahan permukaan galaksi jauh. Saatnya untuk menempatkan "cahaya lelah" (Charles Lineweaver dan Tamara Davis) untuk beristirahat.
Supernova, seperti yang ada di gugus galaksi Virgo, membantu mengukur ekspansi kosmik. Sifat-sifat mereka yang dapat diamati mengesampingkan teori kosmologis alternatif di mana ruang tidak berkembang.
Prosesnya dapat digambarkan dalam hal suhu. Foton yang dipancarkan oleh suatu benda memiliki distribusi energi yang umumnya ditandai dengan suhu yang menunjukkan seberapa panas benda tersebut. Saat foton bergerak melalui ruang yang meluas, mereka kehilangan energi dan suhunya menurun. Jadi, alam semesta mendingin saat mengembang, seperti udara terkompresi yang keluar dari balon penyelam. Misalnya, CMB sekarang memiliki suhu sekitar 3 K, sementara CMB lahir pada suhu sekitar 3000 K. Namun sejak saat itu, ukuran Alam Semesta telah meningkat dengan faktor 1000, dan suhu foton telah menurun. oleh faktor yang sama. Dengan mengamati gas di galaksi yang jauh, para astronom langsung mengukur suhu radiasi ini di masa lalu yang jauh. Pengukuran mengkonfirmasi bahwa alam semesta mendingin dari waktu ke waktu.
Ada juga beberapa kontroversi dalam hubungan antara pergeseran merah dan kecepatan. Pergeseran merah yang disebabkan oleh ekspansi sering dikacaukan dengan pergeseran merah yang lebih dikenal yang disebabkan oleh efek Doppler, yang umumnya membuat gelombang suara lebih panjang jika sumber suara dihilangkan. Hal yang sama berlaku untuk gelombang cahaya, yang menjadi lebih panjang saat sumber cahaya bergerak menjauh di ruang angkasa.
Pergeseran merah Doppler dan pergeseran merah kosmologis adalah hal yang sama sekali berbeda dan dijelaskan oleh formula yang berbeda. Yang pertama mengikuti dari teori relativitas khusus, yang tidak memperhitungkan perluasan ruang, dan yang kedua mengikuti dari teori relativitas umum. Kedua rumus ini hampir sama untuk galaksi-galaksi terdekat, tetapi berbeda untuk galaksi-galaksi jauh.
Menurut rumus Doppler, jika kecepatan suatu benda di ruang angkasa mendekati kecepatan cahaya, maka pergeseran merahnya cenderung tak terhingga, dan panjang gelombang menjadi terlalu besar sehingga tidak dapat diamati. Jika ini benar untuk galaksi, maka objek yang terlihat paling jauh di langit akan surut dengan kecepatan yang jauh lebih kecil dari kecepatan cahaya. Tetapi rumus kosmologis untuk pergeseran merah mengarah pada kesimpulan yang berbeda. Dalam kerangka model kosmologis standar, galaksi dengan pergeseran merah sekitar 1,5 (yaitu, panjang gelombang radiasi yang diterima 50% lebih besar dari nilai laboratorium) bergerak menjauh dengan kecepatan cahaya. Para astronom telah menemukan sekitar 1000 galaksi dengan pergeseran merah lebih besar dari 1,5. Jadi, kita tahu sekitar 1000 benda bergerak lebih cepat dari kecepatan cahaya. CMB datang dari jarak yang lebih jauh dan memiliki pergeseran merah sekitar 1000. Ketika plasma panas Semesta muda memancarkan radiasi yang kita terima hari ini, ia menjauh dari kita hampir 50 kali kecepatan cahaya.
Berjalan di tempat
Sulit dipercaya bahwa kita dapat melihat galaksi bergerak lebih cepat dari kecepatan cahaya, tetapi ini dimungkinkan karena perubahan dalam laju ekspansi. Bayangkan seberkas cahaya datang ke arah kita dari jarak yang lebih jauh dari jarak Hubble (14 miliar tahun cahaya). Itu bergerak ke arah kita dengan kecepatan cahaya relatif terhadap lokasinya, tetapi bergerak menjauh dari kita lebih cepat dari kecepatan cahaya. Meskipun cahaya bergegas ke arah kita dengan kecepatan setinggi mungkin, ia tidak dapat mengikuti perluasan ruang. Ini seperti anak kecil yang mencoba berlari mundur di atas eskalator. Foton pada jarak Hubble bergerak dengan kecepatan maksimum untuk tetap berada di tempat yang sama.
Orang mungkin berpikir bahwa cahaya dari daerah yang lebih jauh dari jarak Hubble tidak akan pernah bisa mencapai kita dan kita tidak akan pernah melihatnya. Tetapi jarak Hubble tidak tetap sama, karena konstanta Hubble, yang menjadi sandarannya, berubah seiring waktu. Nilai ini sebanding dengan kecepatan resesi dua galaksi dibagi dengan jarak di antara mereka. (Dua galaksi mana pun dapat digunakan untuk perhitungan.) Dalam model alam semesta yang konsisten dengan pengamatan astronomi, penyebut bertambah lebih cepat daripada pembilang, sehingga konstanta Hubble berkurang. Oleh karena itu, jarak Hubble semakin meningkat. Dan jika demikian, cahaya yang awalnya tidak mencapai kita mungkin akhirnya berada dalam jarak Hubble. Kemudian foton akan menemukan diri mereka di daerah yang bergerak lebih lambat dari kecepatan cahaya, setelah itu mereka akan bisa sampai ke kita.
APAKAH COSMIC REDSHIFT BENAR-BENAR PERGESERAN DOPPLER?
SALAH: Ya, karena galaksi yang sedang surut bergerak di luar angkasa. Dalam efek Doppler, gelombang cahaya meregang (menjadi lebih merah) saat sumbernya menjauh dari pengamat. Panjang gelombang cahaya tidak berubah selama perjalanan melalui ruang. Pengamat menerima cahaya, mengukur pergeseran merahnya, dan menghitung kecepatan galaksi.
BAIK J: Tidak, pergeseran merah tidak ada hubungannya dengan efek Doppler. Galaksi hampir tidak bergerak di luar angkasa, sehingga memancarkan cahaya dengan panjang gelombang yang sama ke segala arah. Selama perjalanan, panjang gelombang menjadi lebih panjang saat ruang mengembang. Oleh karena itu, lampu secara bertahap berubah menjadi merah. Pengamat menerima cahaya, mengukur pergeseran merahnya, dan menghitung kecepatan galaksi. Pergeseran merah kosmik berbeda dari pergeseran Doppler, yang dikonfirmasi oleh pengamatan.
Namun, galaksi yang mengirimkan cahaya dapat terus bergerak menjauh dengan kecepatan superluminal. Dengan demikian, kita dapat mengamati cahaya dari galaksi, yang, seperti sebelumnya, akan selalu menjauh lebih cepat dari kecepatan cahaya. Singkatnya, jarak Hubble tidak tetap dan tidak menunjukkan kepada kita batas-batas alam semesta yang dapat diamati.
Dan apa yang sebenarnya menandai batas ruang yang dapat diamati? Di sini juga, ada beberapa kebingungan. Jika ruang tidak mengembang, maka kita dapat mengamati objek terjauh sekarang pada jarak sekitar 14 miliar tahun cahaya dari kita, yaitu. jarak yang ditempuh cahaya dalam 14 miliar tahun sejak Big Bang. Tetapi saat alam semesta mengembang, ruang yang dilalui oleh foton meluas selama perjalanannya. Oleh karena itu, jarak saat ini ke objek yang paling jauh dari objek yang diamati kira-kira tiga kali lebih besar - sekitar 46 miliar tahun cahaya.
Ahli kosmologi dulu berpikir bahwa kita hidup di alam semesta yang melambat dan karena itu kita dapat mengamati lebih banyak galaksi. Namun, di Alam Semesta yang berakselerasi, kita dipagari oleh batas di mana kita tidak akan pernah melihat peristiwa yang terjadi - ini adalah cakrawala peristiwa kosmik. Jika cahaya dari galaksi surut lebih cepat dari kecepatan cahaya mencapai kita, maka jarak Hubble akan meningkat. Tetapi di alam semesta yang berakselerasi, peningkatannya dilarang. Peristiwa yang jauh dapat mengirimkan seberkas cahaya ke arah kita, tetapi cahaya ini akan selamanya berada di luar jarak Hubble karena percepatan ekspansi.
Seperti yang Anda lihat, Semesta yang berakselerasi menyerupai lubang hitam, yang juga memiliki cakrawala peristiwa, yang dari luarnya kita tidak menerima sinyal. Jarak saat ini ke cakrawala peristiwa kosmik kita (16 miliar tahun cahaya) terletak sepenuhnya di dalam wilayah kita yang dapat diamati. Cahaya yang dipancarkan oleh galaksi yang sekarang berada di luar cakrawala peristiwa kosmik tidak akan pernah bisa mencapai kita, karena. jaraknya, yang sekarang setara dengan 16 miliar tahun cahaya, akan meluas terlalu cepat. Kita akan dapat melihat peristiwa yang terjadi di galaksi sebelum mereka melintasi cakrawala, tetapi kita tidak akan pernah tahu tentang peristiwa selanjutnya.
Apakah segala sesuatu di alam semesta mengembang?
Orang sering berpikir bahwa jika ruang mengembang, maka semua yang ada di dalamnya juga mengembang. Tapi ini tidak benar. Ekspansi seperti itu (yaitu dengan inersia, tanpa percepatan atau perlambatan) tidak menghasilkan gaya apapun. Panjang gelombang foton meningkat seiring dengan pertumbuhan Semesta, karena, tidak seperti atom dan planet, foton bukanlah objek yang terhubung, yang dimensinya ditentukan oleh keseimbangan gaya. Laju pemuaian yang berubah memang menimbulkan gaya baru ke dalam keseimbangan, tetapi tidak dapat menyebabkan benda memuai atau berkontraksi.
Misalnya, jika gravitasi semakin kuat, sumsum tulang belakang Anda akan menyusut sampai elektron di tulang belakang Anda mencapai posisi keseimbangan baru, sedikit lebih dekat satu sama lain. Tinggi badan Anda akan berkurang sedikit, tetapi kontraksi akan berhenti di situ. Demikian pula, jika kita hidup di alam semesta yang didominasi gravitasi, seperti yang diyakini sebagian besar kosmolog beberapa tahun lalu, maka ekspansi akan melambat, dan semua benda akan mengalami sedikit kontraksi, memaksa mereka mencapai ukuran keseimbangan yang lebih kecil. Tetapi, setelah mencapainya, mereka tidak akan menyusut lagi.
SEBERAPA BESAR ALAM SEMESTA YANG DAPAT DIOBSERVASI?
SALAH: Alam Semesta berumur 14 miliar tahun, jadi bagian yang dapat diamati seharusnya memiliki radius 14 miliar tahun cahaya Pertimbangkan galaksi yang paling jauh yang diamati - galaksi yang foton-nya dipancarkan segera setelah Big Bang baru sekarang mencapai kita. Satu tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh oleh sebuah foton dalam satu tahun. Ini berarti foton telah melampaui 14 miliar tahun cahaya
BAIK: Saat ruang mengembang, wilayah yang dapat diamati memiliki radius lebih besar dari 14 miliar tahun cahaya. Saat foton bergerak, ruang yang dilaluinya mengembang. Pada saat mencapai kita, jarak ke galaksi yang dipancarkan menjadi lebih dari sekedar dihitung dari waktu penerbangan - kira-kira tiga kali lebih
Faktanya, pemuaian semakin cepat, yang disebabkan oleh gaya lemah yang "mengembang" semua benda. Oleh karena itu, objek terikat sedikit lebih besar daripada di alam semesta non-percepatan, karena keseimbangan gaya dicapai dengan mereka pada ukuran yang sedikit lebih besar. Di permukaan bumi, percepatan luar dari pusat planet adalah sebagian kecil ($10^(–30)$) dari percepatan gravitasi normal menuju pusat. Jika percepatan ini konstan, maka tidak akan menyebabkan Bumi mengembang. Hanya saja planet ini mengambil ukuran yang sedikit lebih besar daripada tanpa gaya tolak.
Tetapi segalanya akan berubah jika percepatannya tidak konstan, seperti yang diyakini oleh beberapa kosmolog. Jika tolakan meningkat, maka ini pada akhirnya dapat menyebabkan kehancuran semua struktur dan mengarah pada "Robek Besar", yang bukan karena ekspansi atau akselerasi semata, tetapi karena akselerasi akan semakin cepat.
APAKAH OBJEK DI ALAM SEMESTA JUGA MEMPERLUAS?
SALAH: Ya. Ekspansi menyebabkan alam semesta dan segala isinya mengembang. Pertimbangkan sekelompok galaksi sebagai objek. Saat alam semesta semakin besar, begitu pula cluster. Batas cluster (garis kuning) semakin meluas.
BAIK: Bukan. Alam semesta mengembang, tetapi objek terkait di dalamnya tidak. Galaksi tetangga pertama-tama menjauh, tetapi akhirnya ketertarikan timbal balik mereka mengalahkan ekspansi. Sebuah cluster terbentuk dengan ukuran yang sesuai dengan keadaan keseimbangannya.
Karena pengukuran presisi baru membantu ahli kosmologi lebih memahami ekspansi dan percepatan, mereka mungkin mengajukan pertanyaan yang lebih mendasar tentang momen paling awal dan skala terbesar alam semesta. Apa yang menyebabkan ekspansi? Banyak kosmolog percaya bahwa proses yang disebut "inflasi" (mengembang), jenis khusus dari percepatan ekspansi, yang harus disalahkan. Tapi mungkin ini hanya sebagian jawaban: untuk memulainya, tampaknya Semesta pasti sudah mengembang. Dan bagaimana dengan skala terbesar di luar pengamatan kita? Apakah bagian-bagian berbeda dari alam semesta mengembang secara berbeda, sehingga alam semesta kita hanyalah gelembung inflasi sederhana di alam semesta super raksasa? Tidak ada yang tahu. Tapi kami berharap seiring waktu kami akan dapat memahami proses perluasan Alam Semesta.
TENTANG PENULIS:
Charles H. Lineweaver dan Tamara M. Davis adalah astronom di Observatorium Gunung Stromlo Australia. Pada awal 1990-an Di University of California di Berkeley, Lineweaver adalah bagian dari sekelompok ilmuwan yang menemukan fluktuasi CMB menggunakan satelit COBE. Dia mempertahankan disertasinya tidak hanya dalam astrofisika, tetapi juga dalam sejarah dan sastra Inggris. Davis sedang membangun observatorium luar angkasa Supernova/Acceleration Probe.
KETERANGAN ATAS ARTIKEL "PARADOX OF THE BIG BANG"
Profesor Zasov Anatoly Vladimirovich, phys. Fakultas Universitas Negeri Moskow: Semua kesalahpahaman yang diperdebatkan oleh penulis artikel terkait dengan fakta bahwa, untuk kejelasan, mereka paling sering mempertimbangkan perluasan volume terbatas Semesta dalam kerangka acuan yang kaku (selain itu, perluasan area yang cukup kecil untuk tidak memperhitungkan perbedaan perjalanan waktu di Bumi dan di galaksi-galaksi jauh dalam kerangka acuan Bumi). Oleh karena itu gagasan tentang ledakan dan pergeseran Doppler, dan kebingungan yang meluas dengan kecepatan gerakan. Penulis, di sisi lain, menulis, dan menulis dengan benar, bagaimana segala sesuatu terlihat dalam sistem koordinat non-inersia (menggerak) di mana kosmolog biasanya bekerja, meskipun artikel tersebut tidak secara langsung mengatakan ini (pada prinsipnya, semua jarak dan kecepatan bergantung pada pilihan kerangka acuan, dan di sini selalu ada kesewenang-wenangan). Satu-satunya hal yang tidak tertulis dengan jelas adalah bahwa tidak didefinisikan apa yang dimaksud dengan jarak di Alam Semesta yang mengembang. Pertama, penulis mengatakan bahwa ini adalah kecepatan cahaya dikalikan dengan waktu propagasi, dan kemudian dikatakan bahwa ekspansi juga perlu diperhitungkan, yang menghilangkan galaksi lebih banyak lagi saat cahaya sedang dalam perjalanan. Jadi jarak sudah dipahami sebagai kecepatan cahaya dikalikan dengan waktu propagasi yang diperlukan jika galaksi berhenti surut dan memancarkan cahaya sekarang. Pada kenyataannya, semuanya lebih rumit. Jarak adalah besaran yang bergantung pada model dan tidak dapat diperoleh secara langsung dari pengamatan, jadi ahli kosmologi baik-baik saja tanpanya, menggantinya dengan pergeseran merah. Tapi mungkin pendekatan yang lebih ketat tidak tepat di sini.
Beberapa ironi alam adalah bahwa bentuk energi paling melimpah di alam semesta juga paling misterius. Setelah penemuan menakjubkan tentang percepatan perluasan alam semesta, gambaran konsensus dengan cepat muncul yang menunjukkan bahwa 2/3 dari kosmos "terbuat" dari "energi gelap" - semacam bahan yang menolak gravitasi. Tetapi apakah buktinya cukup kuat untuk mendukung hukum alam baru yang eksotik? Mungkin ada penjelasan astrofisika yang lebih sederhana untuk hasil ini?
Prototipe catatan ini baru-baru ini diterbitkan di bagian sains populer Habr, meskipun terkunci, jadi mungkin tidak semua orang yang tertarik mendapatkannya. Dalam versi ini, penambahan yang cukup signifikan telah dibuat, yang seharusnya menarik bagi semua orang.
Sejarah energi gelap dimulai pada tahun 1998, ketika dua tim independen sedang menyelidiki supernova jauh. untuk mendeteksi laju perlambatan ekspansi alam semesta. Salah satunya, Proyek Kosmologi Supernova, mulai dikerjakan pada tahun 1988 dan dipimpin oleh Saul Perlmutter. Lainnya, dipimpin oleh Brian Schmidt High-z Supernova Search Team, bergabung dalam penelitian pada tahun 1994. Hasilnya mengejutkan mereka: Semesta telah berada dalam mode ekspansi yang dipercepat untuk waktu yang lama.
Seperti detektif, ahli kosmologi di seluruh dunia telah mengumpulkan dokumen tentang tersangka yang bertanggung jawab atas percepatan tersebut. Ciri-ciri khususnya: menolak secara gravitasi, mencegah pembentukan galaksi (pengelompokan materi menjadi galaksi), memanifestasikan dirinya dalam peregangan ruang-waktu. Julukan terdakwa adalah "energi gelap". Banyak ahli teori berasumsi bahwa tertuduh adalah konstanta kosmologis. Ini tentu cocok dengan skenario ekspansi yang dipercepat. Tetapi apakah ada cukup bukti untuk sepenuhnya mengidentifikasi energi gelap dengan konstanta kosmologis?
Keberadaan energi gelap yang menolak gravitasi akan memiliki implikasi dramatis bagi fisika fundamental. Asumsi yang paling konservatif adalah bahwa Semesta dipenuhi dengan lautan homogen energi kuantum titik nol atau kondensat partikel baru yang massanya $((10)^(39))$ kali lebih kecil dari elektron. Beberapa peneliti juga menyarankan perlunya mengubah teori relativitas umum, khususnya gaya jarak jauh baru yang melemahkan efek gravitasi. Tetapi bahkan proposal yang paling konservatif pun memiliki kekurangan yang serius. Misalnya, kerapatan energi osilasi titik nol ternyata 120 orde besarnya yang tidak mungkin lebih kecil dari prediksi teoretis. Dari sudut pandang asumsi ekstrem ini, tampaknya lebih alami untuk mencari solusi dalam kerangka konsep astrofisika tradisional: debu antargalaksi (hamburan foton di atasnya dan redaman yang dihasilkan dari fluks foton) atau perbedaan antara baru dan supernova tua. Kemungkinan ini telah didukung oleh banyak kosmolog yang terjaga di malam hari.
Pengamatan supernova dan analisisnya yang dilakukan oleh S. Perlmutter, B. Schmidt dan A. Riess memperjelas bahwa penurunan kecerahannya dengan jarak jauh lebih cepat daripada yang diharapkan, menurut model kosmologis yang diterima saat itu. Baru-baru ini, penemuan ini telah dicatat. Fading tambahan ini berarti bahwa beberapa penambahan jarak efektif sesuai dengan pergeseran merah yang diberikan. Tetapi ini, pada gilirannya, hanya mungkin jika ekspansi kosmologis terjadi dengan percepatan, yaitu. kecepatan di mana sumber cahaya bergerak menjauh dari kita tidak berkurang, tetapi meningkat seiring waktu. Fitur paling penting dari eksperimen baru adalah bahwa mereka memungkinkan tidak hanya untuk menentukan fakta ekspansi yang dipercepat, tetapi juga untuk menarik kesimpulan penting tentang kontribusi berbagai komponen terhadap kepadatan materi di Semesta.
Sampai saat ini, supernova adalah satu-satunya bukti langsung dari percepatan ekspansi dan satu-satunya pilar energi gelap yang meyakinkan. Pengukuran yang tepat dari latar belakang gelombang mikro kosmik, termasuk data WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), telah memberikan konfirmasi independen tentang realitas energi gelap. Hal yang sama dikonfirmasi oleh data dari dua proyek yang lebih kuat: distribusi galaksi skala besar di Alam Semesta dan Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Kombinasi data dari WMAP, SDSS, dan sumber lain telah menemukan bahwa gaya tolak gravitasi yang dihasilkan oleh energi gelap memperlambat keruntuhan wilayah materi superpadat di alam semesta. Realitas energi gelap segera menjadi jauh lebih dapat diterima.
perluasan ruang
Ekspansi kosmik ditemukan oleh Edwin Hubble pada akhir 1920-an dan bisa dibilang merupakan fitur terpenting dari alam semesta kita. Benda-benda astronomi tidak hanya bergerak di bawah pengaruh interaksi gravitasi tetangganya, tetapi struktur skala besar bahkan lebih teregang oleh ekspansi kosmik. Analogi yang populer adalah gerakan kismis dalam kue yang sangat besar di dalam oven. Saat pai mendekat, jarak antara sepasang kismis yang dicelupkan ke dalam pai bertambah. Jika kita membayangkan bahwa satu zest tertentu mewakili galaksi kita, maka kita menemukan bahwa semua zest (galaksi) lainnya bergerak menjauh dari kita ke segala arah. Alam semesta kita telah berkembang dari sup kosmik panas dan padat yang diciptakan oleh Big Bang menjadi kumpulan galaksi dan kelompok galaksi yang jauh lebih dingin dan lebih jelas yang kita lihat sekarang.
Cahaya yang dipancarkan oleh bintang-bintang dan gas di galaksi-galaksi jauh diregangkan dengan cara yang sama, memperpanjang panjang gelombangnya saat bergerak ke Bumi. Pergeseran panjang gelombang ini diberikan oleh pergeseran merah $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$ di mana $\lambda_(obs)$ adalah panjang cahaya di Bumi dan $\lambda_( 0) $ adalah panjang gelombang cahaya yang dipancarkan. Misalnya, transisi alfa Lyman dalam atom hidrogen dicirikan oleh panjang gelombang $\lambda_0=121,6$ nanometer (saat kembali ke keadaan dasar). Transisi ini dapat dideteksi dalam radiasi galaksi jauh. Secara khusus, telah digunakan untuk mendeteksi rekor pergeseran merah yang tinggi: z=10 yang mengejutkan dengan garis alfa Lyman pada $\lambda_(obs)=1337.6$ nanometer. Tapi pergeseran merah hanya menggambarkan perubahan skala kosmos saat cahaya dipancarkan dan diserap, dan tidak memberikan informasi langsung tentang jarak ke emitor atau usia alam semesta saat cahaya dipancarkan. Jika kita mengetahui jarak ke objek dan pergeseran merahnya, kita dapat mencoba mendapatkan informasi penting tentang dinamika perluasan Semesta.
Pengamatan supernova telah mengungkapkan beberapa zat yang menolak gravitasi yang mengontrol percepatan alam semesta. Para astronom bukan yang pertama kali dihadapkan pada masalah materi yang hilang. Massa galaksi yang bercahaya ternyata jauh lebih kecil daripada massa gravitasinya. Perbedaan ini dibuat oleh materi gelap - materi non-relativistik dingin, sebagian besar, mungkin, terdiri dari partikel yang berinteraksi lemah dengan atom dan cahaya.
Namun, pengamatan menunjukkan bahwa jumlah total materi di alam semesta, termasuk materi gelap, hanya 1/3 dari total energi. Ini dikonfirmasi oleh studi jutaan galaksi dalam kerangka proyek 2DF dan SDSS. Tetapi relativitas umum memprediksi bahwa ada hubungan yang tepat antara ekspansi dan kandungan energi alam semesta. Oleh karena itu kita tahu bahwa kerapatan energi total dari semua foton, atom, dan materi gelap harus ditambahkan hingga beberapa nilai kritis yang ditentukan oleh konstanta Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. Tangkapannya adalah apa yang tidak ada, tapi itu cerita yang berbeda.
Massa, energi, dan kelengkungan ruang-waktu berhubungan langsung dalam relativitas umum. Satu penjelasan, oleh karena itu, bisa jadi bahwa celah antara densitas kritis dan densitas materi yang diamati diisi oleh beberapa densitas energi yang terkait dengan deformasi ruang pada skala besar dan hanya diamati pada skala orde $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. Untungnya, kelengkungan alam semesta dapat ditentukan dengan menggunakan pengukuran ICF yang presisi. Sebuah peninggalan, dengan asal 400.000 setelah Big Bang, ICF adalah radiasi dari benda yang benar-benar hitam, yang sumbernya adalah plasma primer. Ketika Alam Semesta mendingin di bawah $3000\K$ plasma menjadi transparan untuk foton dan mereka dapat menyebar dengan bebas di luar angkasa. Hari ini, hampir 15 miliar tahun kemudian, kita mengamati reservoir termal foton pada suhu $2,726\K$, yang merupakan hasil dari pergeseran merah akibat ekspansi kosmik.
Gambar indah ICF diperoleh dengan menggunakan satelit WMAP, menunjukkan sedikit perubahan pada suhu foton "langit". Variasi ini, yang dikenal sebagai anisotropi ICF, mencerminkan variasi kecil dalam kepadatan dan gerak alam semesta awal. Variasi yang terjadi pada tingkat $((10)^(-5))$ ini adalah benih dari struktur skala besar (galaksi, gugus) yang kita amati saat ini.
Titik terdingin/terpanas di latar belakang gelombang mikro kosmik disebabkan oleh foton yang lolos dari area potensial gravitasi dengan kerapatan tertinggi/terendah. Dimensi wilayah ini didefinisikan dengan baik oleh fisika plasma. Ketika kita mempertimbangkan Semesta penuh, ukuran sudut yang tampak dari anisotropi ini seharusnya sekitar $((0.5)^(0))$ jika Semesta memiliki kelengkungan yang cukup untuk mengisi celah energi dan dua kali ukuran sudut tanpa adanya ruang lengkungan. Cara paling sederhana untuk memvisualisasikan efek geometris ini adalah sebagai berikut: bayangkan sebuah segitiga dengan alas tetap dan sisi-sisinya (sisi-sisinya saja?) digambar pada permukaan dengan kelengkungan yang bervariasi. Untuk permukaan/bola pelana, sudut interior akan lebih kecil/lebih besar dari segitiga yang sama yang digambar pada permukaan datar (dengan geometri Euclidean).
Sejak 1999, sejumlah percobaan telah dilakukan (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), yang menunjukkan bahwa titik-titik ICF memiliki ukuran orde $((1)^(0))$. Ini berarti bahwa geometri alam semesta adalah datar. Dalam hal masalah energi yang hilang, ini berarti bahwa sesuatu selain kelengkungan harus bertanggung jawab untuk mengisi kesenjangan. Untuk beberapa kosmolog, hasil ini tampak seperti déjà vu. Inflasi, teori terbaik untuk asal mula fluktuasi primordial ICF, menunjukkan bahwa sangat awal alam semesta mengalami periode percepatan ekspansi yang didorong oleh partikel yang disebut inflasi. Inflaton harus meregangkan kelengkungan skala besar, membuat geometri alam semesta menjadi datar atau Euclidean. Bukti menunjukkan adanya bentuk energi yang mencegah pengelompokan galaksi, yang menolak secara gravitasi, dan mungkin disebabkan oleh partikel selain inflasi.
Harmoni kosmik
Data CMB dan supernova secara konsisten menegaskan bahwa energi gelap adalah sumber percepatan kosmik. Tapi itu hanya permulaan. Dengan menggabungkan pengukuran ICF presisi WMAP dengan radio, optik, dan suara sinar-X dari distribusi materi skala besar, ahli astrofisika memiliki bukti lebih lanjut untuk laju percepatan perluasan alam semesta. Ternyata potensi gravitasi sumur kepadatan dan pemadatan di Semesta diregangkan dan dihaluskan dari waktu ke waktu, seolah-olah di bawah pengaruh gravitasi yang menjijikkan. Efek ini dikenal sebagai efek integral (Sachs-Wolfe (ISW)). Ini mengarah pada korelasi antara anisotropi suhu di CMB dan struktur alam semesta skala besar. Meskipun plasma primordial menjadi transparan bagi foton saat alam semesta mendingin, foton tidak bergerak tanpa hambatan. Kosmos penuh dengan ketidakteraturan yang kuat pada jarak kecil (di mana materi mengelompok menjadi bintang, galaksi dan nebula) dan secara bertahap melemah pada skala panjang yang besar ... Selama penerbangan mereka, foton jatuh ke dalam dan keluar dari sumur gravitasi.
Setelah radiasi kosmik pertama kali terdeteksi (sekitar 40 tahun yang lalu), Sacks dan Wolf menunjukkan bahwa potensi yang berubah-ubah terhadap waktu seharusnya menyebabkan pergeseran energi dalam ICF dari foton yang melewatinya. Sebuah foton memperoleh energi ketika jatuh ke dalam sumur gravitasi dan menghabiskannya ketika keluar darinya. Jika potensial menjadi lebih dalam selama proses ini, maka foton secara keseluruhan akan kehilangan energi. Jika potensial menjadi lebih kecil, foton akan memperoleh energi.
Di Alam Semesta di mana kepadatan kritis total hanya dibentuk oleh atom dan materi gelap, potensi gravitasi lemah pada skala spasial yang sangat besar (yang sesuai dengan gelombang kerapatan materi lembut) berkembang terlalu lambat untuk meninggalkan jejak yang terlihat pada foton ICF. Daerah yang lebih padat hanya menangkap materi di sekitarnya dengan kecepatan yang sama dengan ekspansi kosmik yang memperpanjang gelombang, meninggalkan potensi yang tidak berubah. Namun, dengan ekspansi Semesta yang lebih cepat karena energi gelap, pertambahan materi tidak dapat bersaing dengan peregangan. Secara efektif ternyata keruntuhan gravitasi diperlambat oleh materi gelap yang menjijikkan. Akibatnya, potensi gravitasi cenderung mendatar dan foton memperoleh energi saat melewati daerah ini. Demikian pula, foton kehilangan energi saat melewati area dengan kepadatan rendah. (Tidak sepele!)
tekanan negatif
Misteri terbesar dari percepatan kosmik bukanlah bahwa hal itu menunjukkan bahwa kita tidak dapat melihat 2/3 dari zat yang mengisi Semesta, tetapi bahwa ia memaksakan keberadaan materi dengan gaya tolak gravitasi. Untuk mempertimbangkan sifat aneh energi gelap ini, akan berguna untuk memasukkan nilai $w=((p)_(dark))/((\rho )_(dark))$. Ungkapan ini menyerupai persamaan keadaan untuk gas. Dalam relativitas umum, laju perubahan ekspansi kosmik sebanding dengan $-\left(((\rho )_(total))+3((p)_(total)) \right)$. Untuk percepatan ekspansi, nilai ini harus positif. Karena $((\rho )_(total))$ positif, dan tekanan rata-rata materi biasa dan materi gelap dapat diabaikan (karena dingin dan non-relativistik), kita sampai pada persyaratan $3w\times ((\ rho )_(gelap ))+((\rho )_(total))
Mengapa tekanan mempengaruhi perluasan alam semesta? Einstein menunjukkan bahwa materi dan energi membengkokkan ruang-waktu. Oleh karena itu, untuk gas panas, energi kinetik atom-atomnya berkontribusi terhadap gaya gravitasinya, yang diukur dengan mengukur percepatan benda-benda jauh. Namun, gaya yang diperlukan untuk menahan atau mengisolasi gas bekerja melawan tekanan berlebih ini. Alam semesta, di sisi lain, tidak terisolasi atau terbatas. Perluasan ruang yang diisi dengan gas panas secara efektif akan lebih lambat (karena gravitasi sendiri) daripada perluasan alam semesta yang diisi dengan gas dingin. Dengan logika yang sama, media dengan tekanan negatif sedemikian rupa sehingga $((\rho )_(total))+3p
Tekanan negatif tidak jarang terjadi. Tekanan air di beberapa pohon tinggi menjadi negatif saat nutrisi naik melalui sistem vaskular mereka. Dalam medan listrik atau magnet yang seragam, konfigurasi dengan tekanan negatif juga dapat ditemukan. Dalam kasus ini, tekanannya seperti pegas yang diregangkan di bawah tegangan yang disebabkan oleh gaya internal. Pada tingkat mikroskopis, reservoir boson Higgs (partikel hipotetis yang menghasilkan massa partikel dalam Model Standar) menciptakan tekanan negatif ketika eksitasi termal atau kinetiknya kecil. Memang, inflasi dapat dilihat sebagai versi berat dari Higgs boson. Satu versi energi gelap yang diusulkan, saripati, bisa menjadi versi Higgs yang lebih ringan.
Pada prinsipnya, tidak ada batas bawah pada tekanan di alam semesta. Meskipun hal-hal aneh terjadi jika $w$ turun ke nilai kurang dari $-1.$ Potongan bahan yang terisolasi dapat memiliki massa negatif. …..Tapi satu hal yang jelas. Tekanan negatif yang kuat seperti itu tidak terjadi untuk partikel dan medan normal dalam relativitas umum. Banyak pengamatan mengarah pada rentang parameter energi gelap yang lebih sempit daripada yang mengikuti dari alasan umum di atas.
Kombinasi prediksi dari berbagai model teoretis dan pengamatan terbaik CMB, struktur skala besar, dan supernova menghasilkan $$\Omega_(gelap)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= -0,980\ pm0.053 $ $
Sejarah Singkat Energi Gelap
Energi gelap, atau sesuatu yang serupa, telah muncul berkali-kali dalam sejarah kosmologi. Kotak Pandora dibuka oleh Einstein, yang memperkenalkan medan gravitasi ke dalam persamaannya. Ekspansi kosmik belum ditemukan pada waktu itu, dan persamaan dengan benar "menunjukkan" bahwa Alam Semesta yang mengandung materi tidak dapat statis tanpa penambahan matematis - konstanta kosmologis, yang biasanya dilambangkan dengan $\Lambda$. Efeknya setara dengan mengisi alam semesta dengan lautan energi negatif, di mana bintang dan nebula melayang. Penemuan ekstensi menghilangkan kebutuhan akan tambahan ad hoc pada teori ini.
Dalam dekade berikutnya, ahli teori putus asa secara berkala memperkenalkan $\Lambda$ dalam upaya untuk menjelaskan fenomena astronomi baru. Pengembalian ini selalu berumur pendek dan biasanya berakhir dengan penjelasan yang lebih masuk akal untuk temuan tersebut. Namun, sejak tahun 1960-an, gagasan bahwa energi vakum (nol) dari semua partikel dan medan pasti menghasilkan istilah yang mirip dengan $\Lambda$ mulai muncul. Selain itu, ada alasan untuk percaya bahwa konstanta kosmologis dapat muncul secara alami pada tahap awal evolusi Semesta.
Pada tahun 1980, teori inflasi dikembangkan. Dalam teori ini, alam semesta awal mengalami periode ekspansi eksponensial yang dipercepat. Ekspansi ini disebabkan oleh tekanan negatif karena partikel baru - . Inflaton terbukti sangat sukses. Dia mengizinkan banyak. Paradoks ini mencakup masalah cakrawala dan kerataan alam semesta. Prediksi teori itu sesuai dengan berbagai pengamatan kosmologis.
Energi gelap dan masa depan alam semesta
Dengan ditemukannya energi gelap, gagasan tentang masa depan alam semesta kita yang jauh akan berubah secara dramatis. Sebelum penemuan ini, pertanyaan tentang masa depan jelas terkait dengan pertanyaan tentang kelengkungan ruang tiga dimensi. Jika, seperti yang diyakini banyak orang sebelumnya, kelengkungan ruang sebesar 2/3 menentukan laju ekspansi Semesta saat ini, dan tidak ada energi gelap, maka Semesta akan mengembang tanpa batas, secara bertahap melambat. Sekarang jelas bahwa masa depan ditentukan oleh sifat-sifat energi gelap.
Karena kita sekarang mengetahui sifat-sifat ini dengan buruk, kita belum dapat memprediksi masa depan. Anda hanya dapat mempertimbangkan opsi yang berbeda. Sulit untuk mengatakan tentang apa yang terjadi dalam teori dengan gravitasi baru, tetapi ada kesempatan untuk mendiskusikan skenario lain sekarang. Jika energi gelap konstan dalam waktu, seperti halnya energi vakum, maka alam semesta akan selalu mengalami ekspansi yang dipercepat. Sebagian besar galaksi pada akhirnya akan menjauh dari kita dengan jarak yang sangat jauh, dan Galaksi kita, bersama dengan beberapa tetangga, akan berubah menjadi sebuah pulau dalam kehampaan. Jika energi gelap adalah intisarinya, maka di masa depan yang jauh ekspansi yang dipercepat dapat berhenti dan bahkan digantikan oleh kontraksi. Dalam kasus terakhir, Semesta akan kembali ke keadaan dengan materi panas dan padat, akan ada "Big Bang terbalik", kembali ke masa.
Anggaran energi alam semesta kita. Perlu memperhatikan fakta bahwa bagian materi yang sudah dikenal (planet, bintang, seluruh dunia di sekitar kita) hanya menyumbang 4 persen, sisanya adalah bentuk energi "gelap".
Nasib yang bahkan lebih dramatis menunggu Semesta jika energi gelap adalah hantu, dan kepadatan energinya meningkat tanpa batas. Ekspansi Alam Semesta akan semakin cepat, akan semakin cepat sehingga galaksi akan ditarik keluar dari cluster, bintang dari galaksi, planet dari tata surya. Hal-hal akan sampai pada titik di mana elektron akan melepaskan diri dari atom, dan inti atom akan dibagi menjadi proton dan neutron. Akan ada, seperti yang mereka katakan, kesenjangan besar.
Skenario seperti itu, bagaimanapun, tampaknya tidak terlalu mungkin. Kemungkinan besar, kepadatan energi hantu akan tetap terbatas. Tetapi meskipun demikian, Semesta dapat mengharapkan masa depan yang tidak biasa. Faktanya adalah bahwa dalam banyak teori, perilaku hantu - peningkatan kepadatan energi seiring waktu - disertai dengan ketidakstabilan. Dalam hal ini, medan hantu di Semesta akan menjadi sangat tidak homogen, kerapatan energinya di berbagai bagian Semesta akan berbeda, beberapa bagian akan mengembang dengan cepat, dan beberapa mungkin mengalami keruntuhan. Nasib Galaksi kita akan tergantung pada daerah mana ia jatuh.
Semua ini, bagaimanapun, mengacu pada masa depan, jauh bahkan menurut standar kosmologis. Selama 20 miliar tahun ke depan, alam semesta akan tetap sama seperti sekarang. Kami punya waktu untuk memahami sifat-sifat energi gelap dan dengan demikian lebih pasti memprediksi masa depan - dan bahkan mungkin mempengaruhinya.
