În istoria cunoașterii lumii din jurul nostru, se urmărește clar o direcție generală - recunoașterea treptată a inepuizabilității naturii, infinitatea ei în toate privințele. Universul este infinit în spațiu și timp, iar dacă renunțăm la ideile lui I. Newton despre „prima împingere”, atunci acest tip de viziune asupra lumii poate fi considerat destul de materialist. Universul newtonian susținea că spațiul este depozitul tuturor corpuri cerești, cu mișcarea și masa cărora nu este în niciun caz legată; Universul este întotdeauna același, adică staționar, deși moartea și nașterea lumilor are loc în mod constant în el.

S-ar părea că cerul cosmologiei newtoniene promitea să fie fără nori. Cu toate acestea, opusul avea să se vadă curând. LA în timpul XIXîn. au fost descoperite trei contradicţii, care au fost formulate sub forma a trei paradoxuri, numite cosmologice. Păreau să submineze noțiunea de infinitate a universului.

paradoxul fotometric. Dacă Universul este infinit și stelele sunt distribuite uniform în el, atunci în orice direcție ar trebui să vedem un fel de stea. În acest caz, fundalul cerului ar fi orbitor de strălucitor, ca Soarele.

paradoxul gravitațional. Dacă Universul este infinit și stelele își ocupă uniform spațiul, atunci forța gravitațională în fiecare dintre punctele sale ar trebui să fie infinit de mare și, prin urmare, accelerațiile relative ar fi, de asemenea, infinit de mari. corpuri spațiale ceea ce, după cum știți, nu este.

paradoxul termodinamic. Conform celei de-a doua lege a termodinamicii, totul procese fiziceîn Univers se reduce în cele din urmă la eliberarea de căldură, care este disipată ireversibil în spațiul mondial. Mai devreme sau mai târziu, toate corpurile se vor răci la o temperatură zero absolut, mișcarea se va opri și va veni pentru totdeauna” moarte prin căldură„. Universul a avut un început, iar sfârșitul lui inevitabil așteaptă.

Primul sfert al secolului XX trecută în așteptarea anxioasă a deznodământului. Desigur, nimeni nu a vrut să nege infinitul Universului, dar, pe de altă parte, nimeni nu a reușit să elimine paradoxurile cosmologice ale Universului staționar. Doar geniul lui Albert Einstein a adus un nou curent disputelor cosmologice.

Newtonian fizica clasica, după cum am menționat deja, a considerat spațiul ca un recipient al corpurilor. Potrivit lui Newton, nu ar fi putut exista nicio interacțiune între corpuri și spațiu.

În 1916, A. Einstein a publicat elementele de bază teorie generală relativitatea. Una dintre ideile sale principale este că corpurile materiale, în special masa mare, îndoiți vizibil spațiul. Din această cauză, de exemplu, un fascicul de lumină care trece lângă Soare își schimbă direcția inițială.

Să ne imaginăm acum că în întreaga parte a Universului pe care o observăm, materia este uniform „untată” în spațiu și aceleași legi operează în orice punct al acestuia. La o anumită densitate medie a materiei cosmice, partea limitată selectată a Universului nu numai că va îndoi spațiul, dar

chiar să-l închidă „pe sine”. Universul (mai precis, partea sa aleasă) se va transforma într-o lume închisă asemănătoare cu o sferă obișnuită. Dar doar va fi o sferă cu patru dimensiuni, sau o hipersferă, pe care noi, ființe tridimensionale, nu suntem capabili să ne imaginăm. Cu toate acestea, gândind prin analogie, putem înțelege cu ușurință unele dintre proprietățile hipersferei. Ea, ca o sferă obișnuită, are un volum finit care conține o masă finită de materie. Dacă zburați în spațiul lumii tot timpul într-o direcție, atunci după un anumit număr de miliarde de ani puteți ajunge la punctul de plecare.

Ideea posibilității ca Universul să fie închis a fost exprimată pentru prima dată de A. Einstein. În 1922 matematician sovietic A. A. Friedman a demonstrat că „Universul închis” al lui Einstein nu poate fi static. În orice caz, spațiul său fie se extinde, fie se contractă cu tot conținutul său.

În 1929, astronomul american E. Hubble a descoperit un model remarcabil: liniile din spectrele marii majorități a galaxiilor sunt deplasate la capătul roșu, iar deplasarea corpurilor este cu atât mai mare, cu cât galaxia este mai departe de noi. Acest fenomen interesant se numește redshift. Explicând deplasarea spre roșu prin efectul Doppler, adică prin modificarea lungimii de undă a luminii din cauza mișcării sursei, oamenii de știință au ajuns la concluzia că distanța dintre galaxiile noastre și celelalte este în continuă creștere. Desigur, galaxiile nu se împrăștie în toate direcțiile din Galaxia noastră, care nu ocupă nicio poziție specială în Metagalaxie, dar există o îndepărtare reciprocă a tuturor galaxiilor. Aceasta înseamnă că un observator situat în orice galaxie ar putea, ca și noi, să detecteze o deplasare spre roșu, i s-ar părea că toate galaxiile se îndepărtează de ea. Astfel, Metagalaxia este non-staționară. Descoperirea expansiunii Metagalaxiei indică faptul că Metagalaxia în trecut nu era la fel ca acum și va fi diferită în viitor, adică Metagalaxia evoluează.

Vitezele de retragere ale galaxiilor sunt determinate din deplasarea spre roșu. În multe galaxii, acestea sunt foarte mari, proporționale cu viteza luminii. Cele mai mari viteze, uneori depășind

250 mii km/s, unii quasari, care sunt considerați cele mai îndepărtate obiecte ale Metagalaxiei de la noi, au.

Legea conform căreia deplasarea către roșu (și deci viteza de îndepărtare a galaxiilor) crește proporțional cu distanța față de galaxii (legea lui Hubble) poate fi scrisă astfel: v - Hr, unde v este viteza radială a galaxiei; r - distanta fata de acesta; H este constanta Hubble. De estimări moderne, valoarea lui H se află în:

În consecință, rata de expansiune observată a Metagalaxiei este de așa natură încât galaxiile separate prin distanta 1 Mpc (3 10 19 km), îndepărtați-vă unul de celălalt cu o viteză de 50 până la 100 km/s. Dacă este cunoscută rata de retragere a galaxiei, atunci distanța până la galaxiile îndepărtate poate fi calculată.

Deci, trăim într-o Metagalaxie în expansiune. Acest fenomen are propriile sale caracteristici. Expansiunea Metagalaxiei se manifestă doar la nivelul clusterelor și superclusterelor de galaxii, adică sistemelor ale căror elemente sunt galaxii. O altă caracteristică a expansiunii Metagalaxiei este că nu există un centru din care galaxiile să se împrăștie.

Expansiunea Metagalaxiei este cel mai grandios fenomen natural cunoscut în prezent. Interpretarea sa corectă are o semnificație ideologică excepțional de mare. Nu este o coincidență că diferența fundamentală dintre opiniile filozofice ale oamenilor de știință s-a manifestat brusc în explicarea cauzei acestui fenomen. Unii dintre ei, identificând Metagalaxia cu întregul Univers, încearcă să demonstreze că expansiunea Metagalaxiei confirmă religios despre supranatural, origine divină Univers. Totuși, universul știe procese naturale, care poate fi cauzat expansiunea observată în trecut. După toate probabilitățile, acestea sunt explozii. Amploarea lor ne lovește deja când studiem anumite tipuri galaxii. Ne putem imagina că expansiunea Metagalaxiei

De asemenea, a început cu un fenomen asemănător cu o explozie colosală de materie cu temperatură și densitate enormă.

Deoarece Universul se extinde, este firesc să ne gândim că era mai mic și că la un moment dat tot spațiul a fost comprimat într-o supradensă. punct material. A fost momentul așa-zisei singularități, care nu poate fi descrisă de ecuațiile fizicii moderne. Din motive necunoscute, a avut loc un proces asemănător unei explozii, iar de atunci Universul a început să se „expandă”. Procesele care au loc în acest caz sunt explicate de teoria Universului fierbinte.

În 1965, oamenii de știință americani A. Penzias și R. Wilson au descoperit dovada experimentala rămânerea Universului într-o stare superdensă și fierbinte, adică radiația relicvă. S-a dovedit că spațiul exterior este plin de unde electromagnetice, care sunt mesagerii acestora epocă antică dezvoltarea Universului, când nu existau stele, galaxii, nebuloase. Radiația relicvă pătrunde în tot spațiul, în toate galaxiile, participă la expansiunea Metagalaxiei. Radiația electromagnetică relicvă se află în domeniul radio cu lungimi de undă de la 0,06 cm la 60 cm. Distribuția energiei este similară cu spectrul unui corp negru cu o temperatură de 2,7 K. Densitatea energiei radiații relicve egală cu 4 10 -13 erg/cm 3, radiația maximă cade pe 1,1 mm. În acest caz, radiația în sine are caracterul unui anumit fond, deoarece umple întreg spațiul și este complet izotropă. Este un martor al stării inițiale a universului.

Este foarte important că, deși această descoperire a fost făcută întâmplător în timpul studierii interferențelor radio cosmice, existența CMB a fost prezisă de teoreticieni. Unul dintre primii care a prezis această radiație a fost D. Gamow, dezvoltând o teorie a originii elemente chimice care a apărut în primele minute după Marea explozie. Predicția existenței radiațiilor relicve și detectarea acesteia în spațiul cosmic- un alt exemplu convingător al cognoscibilității lumii și a legilor sale.

În toate modelele cosmologice dinamice dezvoltate, se afirmă ideea expansiunii Universului dintr-o stare superdensă și superfierbintă, numită singular. Astrofizicianul american D. Gamow a ajuns la conceptul de Big Bang și de Univers fierbinte în primele etape ale evoluției sale. Analiza problemei stadiul inițial evoluția universului a fost posibilă prin idei noi despre natura vidului. Soluţia cosmologică obţinută de W. de Sitter pentru vid (r ~ e Ht) a arătat că expansiunea exponenţială este instabilă: nu poate continua la infinit. După o perioadă relativ scurtă de timp, expansiunea exponențială se oprește, are loc o tranziție de fază în vid, timp în care energia vidului trece în materia obișnuită și energie kinetică expansiunea universului. Big Bang-ul a avut loc acum 15-20 de miliarde de ani.

Conform modelului standard al Universului fierbinte, materia superdensă a început să se extindă și să se răcească treptat după Big Bang. Pe măsură ce a avut loc expansiunea tranziții de fază, ceea ce a avut ca rezultat forte fizice interacțiunile corpurilor materiale. La valori experimentale de asemenea de bază parametrii fizici, ca densitate și temperatură (p ~ 10 96 kg/m 3 și T ~ 10 32 K), în stadiul inițial al expansiunii Universului, diferența dintre particulele elementare și patru tipuri interacțiuni fizice practic absent. Începe să se manifeste atunci când temperatura scade și începe diferențierea materiei.

Prin urmare, idei moderne despre istoria apariției Metagalaxiei noastre se bazează pe cinci observații experimentale importante:

1. Cercetare linii spectrale stelele arată că Metagalaxia, în medie, are o singură compoziție chimică. Predomină hidrogenul și heliul.

2. În spectrele elementelor galaxiilor îndepărtate, este detectată o schimbare sistematică a părții roșii a spectrului. Valoare

Această schimbare crește pe măsură ce galaxiile se îndepărtează de observator.

3. Măsurătorile undelor radio care vin din spațiu în intervalele de centimetri și milimetri indică faptul că spațiul cosmic este umplut uniform și izotrop cu emisii radio slabe. Caracteristica spectrală a acestei așa-numite radiații de fond corespunde radiației unui corp complet negru la o temperatură de aproximativ 2,7 grade Kelvin.

4. Conform observațiilor astronomice, distribuția pe scară largă a galaxiilor corespunde unei densități de masă constante, care, conform estimărilor moderne, este de cel puțin 0,3 barioni pe metru cub.

5. Analiza procesului dezintegrare radioactivăîn meteoriți arată că unele dintre aceste componente trebuie să fi avut originea între 14 și 24 de miliarde de ani în urmă.

Cu doar o sută de ani în urmă, oamenii de știință au descoperit că Universul nostru crește rapid în dimensiune.

Acum o sută de ani, ideile despre univers se bazau pe mecanica newtoniană și geometria euclidiană. Chiar și câțiva oameni de știință, precum Lobachevsky și Gauss, care au admis (doar ca ipoteză!) Realitatea fizică a geometriei non-euclidiene, au considerat spațiul cosmic ca fiind etern și neschimbător.

În 1870, matematicianul englez William Clifford a ajuns la o idee foarte profundă că spațiul poate fi curbat și nu uniform în puncte diferite, și că curbura sa se poate schimba în timp. El chiar a recunoscut că astfel de schimbări sunt oarecum legate de mișcarea materiei. Ambele idei au stat mai târziu la baza teoriei generale a relativității, mulți ani mai târziu. Clifford însuși nu a trăit pentru a vedea asta - a murit de tuberculoză la vârsta de 34 de ani, cu 11 zile înainte de nașterea lui Albert Einstein.

Tura roșie

Primele informații despre expansiunea Universului au fost furnizate de astrospectrografie. În 1886, astronomul englez William Huggins a observat că lungimile de undă ale stelelor erau ușor modificate în comparație cu spectrele terestre ale acelorași elemente. Pe baza formulei pentru versiunea optică a efectului Doppler, derivată în 1848 fizician francez Armand Fizeau, se poate calcula valoarea vitezei radiale a unei stele. Astfel de observații fac posibilă urmărirea mișcării unui obiect spațial.

Acum o sută de ani, ideile despre univers se bazau pe mecanica newtoniană și geometria euclidiană. Chiar și câțiva oameni de știință, precum Lobachevsky și Gauss, care au admis (doar ca ipoteză!) realitatea fizică a geometriei non-euclidiene, au considerat spațiul exterior ca fiind etern și neschimbător. Datorită expansiunii universului, nu este ușor să judeci distanța până la galaxiile îndepărtate. Lumina care a ajuns 13 miliarde de ani mai târziu din galaxia A1689-zD1, aflată la 3,35 miliarde de ani lumină distanță (A), se „înroșește” și se slăbește pe măsură ce depășește spațiul în expansiune, iar galaxia însăși se îndepărtează (B). Acesta va transporta informații despre distanța în deplasare spre roșu (13 miliarde de ani lumină), în dimensiune unghiulară (3,5 miliarde de ani lumină), în intensitate (263 miliarde de ani lumină), în timp ce distanța reală este de 30 miliarde de ani lumină. ani.

Un sfert de secol mai târziu, Westo Slifer, angajat al Observatorului Flagstaff din Arizona, a folosit această ocazie într-un mod nou, care din 1912 a studiat spectrele nebuloaselor spiralate cu un telescop de 24 de inci cu un spectrograf bun. Pentru a obține o imagine de înaltă calitate, aceeași placă fotografică a fost expusă câteva nopți, așa că proiectul s-a deplasat încet. Din septembrie până în decembrie 1913, Slifer a studiat nebuloasa Andromeda și, folosind formula Doppler-Fizo, a ajuns la concluzia că se apropie de Pământ cu 300 km în fiecare secundă.

În 1917 a publicat date despre vitezele radiale a 25 de nebuloase, care au arătat o asimetrie semnificativă în direcțiile lor. Doar patru nebuloase se apropiau de Soare, restul fugeau (și unele foarte repede).

Slipher nu și-a căutat faima și nici nu și-a făcut public rezultatele. Prin urmare, au devenit cunoscuți în cercurile astronomice doar atunci când celebrul astrofizician britanic Arthur Eddington le-a acordat atenție.

În 1924, a publicat o monografie despre teoria relativității, care includea o listă a vitezelor radiale a 41 de nebuloase găsite de Slifer. Aceleași patru nebuloase cu deplasarea în albastru erau prezente acolo, în timp ce celelalte 37 aveau liniile spectrale deplasate spre roșu. Vitezele lor radiale au variat în intervalul 150-1800 km/s și, în medie, au fost de 25 de ori mai mari decât vitezele stelelor din Calea Lactee cunoscute în acel moment. Acest lucru a sugerat că nebuloasele sunt implicate în alte mișcări decât luminile „clasice”.

insule spațiale

La începutul anilor 1920, cei mai mulți astronomi credeau că nebuloasele spirale sunt situate la periferia Căii Lactee, iar dincolo de ea nu exista altceva decât spațiu întunecat gol. Adevărat, în secolul al XVIII-lea, unii oameni de știință au văzut stele uriașe în nebuloase. clustere de stele(Immanuel Kant le numea universuri insulare). Cu toate acestea, această ipoteză nu a fost populară, deoarece a fost imposibil să se determine în mod fiabil distanțele până la nebuloase.

Această problemă a fost rezolvată de Edwin Hubble, care a lucrat la un telescop reflectorizant de 100 de inci la Observatorul Mount Wilson din California. În 1923-1924, a descoperit că Nebuloasa Andromeda este formată din multe obiecte luminoase, printre care se numără stele variabile familia Cefeidelor. Atunci se știa deja că perioada de schimbare a luminozității lor aparente este legată de luminozitatea absolută și, prin urmare, Cefeidele sunt potrivite pentru calibrarea distanțelor cosmice. Cu ajutorul lor, Hubble a estimat distanța până la Andromeda la 285.000 de parsecs (conform datelor moderne, este de 800.000 de parsecs). Atunci se credea că diametrul Căii Lactee este aproximativ egal cu 100.000 de parsecs (de fapt, este de trei ori mai mic). De aici rezultă că Andromeda și Calea Lactee trebuie considerate grupuri de stele independente. În curând Hubble a identificat încă două galaxii independente, care au confirmat în cele din urmă ipoteza „universurilor insulare”.

Pentru dreptate, trebuie remarcat că cu doi ani înainte de Hubble, distanța până la Andromeda a fost calculată de astronomul estonian Ernst Opik, al cărui rezultat - 450.000 de parsecs - a fost mai aproape de cel corect. Cu toate acestea, a folosit o serie de considerații teoretice care nu au fost la fel de convingătoare precum observațiile directe ale lui Hubble.

Până în 1926, Hubble făcuse o analiză statistică a observațiilor a patru sute de „nebuloase extragalactice” (a folosit acest termen mult timp, evitând să le numească galaxii) și a propus o formulă pentru a raporta distanța de la o nebuloasă la luminozitatea ei aparentă. . În ciuda erorilor uriașe ale acestei metode, noi date au confirmat că nebuloasele sunt distribuite mai mult sau mai puțin uniform în spațiu și sunt situate cu mult dincolo de granițele Căii Lactee. Acum nu mai era nicio îndoială că spațiul nu se limitează la Galaxia noastră și cei mai apropiați vecini ai săi.

Creatori de modă spațială

Eddington a devenit interesat de rezultatele lui Slipher chiar înainte de clarificarea finală a naturii nebuloaselor spirale. Până atunci, un model cosmologic exista deja, în într-un anumit sens prezicând efectul descoperit de Slipher. Eddington s-a gândit mult la asta și, desigur, nu a ratat ocazia de a oferi observațiilor astronomului din Arizona un sunet cosmologic.

Cosmologia teoretică modernă a început în 1917 cu două lucrări revoluționare care prezintă modele ale universului bazate pe relativitatea generală. Una dintre ele a fost scrisă de însuși Einstein, cealaltă de astronomul olandez Willem de Sitter.

Legile Hubble

Edwin Hubble a găsit empiric o proporționalitate aproximativă între deplasările spre roșu și distanțele galactice, pe care a transformat-o într-o proporționalitate între viteze și distanțe folosind formula Doppler-Fizeau. Deci avem de-a face cu două modele diferite aici.
Hubble nu știa cum erau relaționați unul cu celălalt, dar ce spune știința de astăzi?
După cum a arătat Lemaitre, corelația liniară dintre deplasările cosmologice (cauzate de expansiunea Universului) și distanțe nu este absolută. În practică, se observă bine doar pentru offset-uri mai mici de 0,1. Deci legea empirică Hubble nu este exactă, ci aproximativă, iar formula Doppler-Fizo este valabilă doar pentru mici deplasări ale spectrului.
Si aici drept teoretic, relaționând viteza radială a obiectelor îndepărtate cu distanța până la acestea (cu un factor de proporționalitate sub forma parametrului Hubble V=Hd), este valabilă pentru orice deplasări către roșu. Cu toate acestea, viteza V care apare în ea nu este deloc viteza semnalelor fizice sau corpuri realeîn spațiul fizic. Aceasta este rata de creștere a distanțelor dintre galaxii și clustere de galaxii, care se datorează expansiunii universului. Am putea să o măsurăm doar dacă am fi capabili să oprim expansiunea Universului, să întindem instantaneu benzile de măsurare între galaxii, să citim distanțele dintre ele și să le împărțim în intervale de timp între măsurători. Desigur, legile fizicii nu permit acest lucru. Prin urmare, cosmologii preferă să folosească parametrul Hubble H într-o altă formulă, unde apare factorul de scară al Universului, care descrie doar gradul de expansiune al acestuia în diverse epoci spațiale(deoarece acest parametru se modifică în timp, valoarea lui curentă este notă cu H0). Universul se extinde acum într-un ritm accelerat, astfel încât valoarea parametrului Hubble crește.
Măsurând deplasările cosmologice spre roșu, obținem informații despre gradul de expansiune a spațiului. Lumina galaxiei, care a venit la noi cu o deplasare cosmologică spre roșu z, a părăsit-o când toate distanțele cosmologice erau de 1+z ori mai mici decât în ​​epoca noastră. Treci prin această galaxie Informații suplimentare, cum ar fi distanța actuală sau rata sa de retragere din Calea Lactee, este posibilă numai cu ajutorul unui model cosmologic specific. De exemplu, în modelul Einstein-de Sitter, o galaxie cu z = 5 se îndepărtează de noi cu o viteză egală cu 1,1 s (viteza luminii). Dar dacă faceți o greșeală comună și pur și simplu egalizați V / c și z, atunci această viteză va fi de cinci ori mai mare decât viteza luminii. Discrepanța, după cum vedem, este gravă.
Dependența vitezei obiectelor îndepărtate de deplasarea spre roșu în funcție de SRT, GR (depinde de model și timp, curba arată timpul prezent și modelul actual). La deplasări mici, dependența este liniară.

Einstein, în spiritul vremurilor, credea că Universul ca întreg este static (a încercat să-l facă și infinit în spațiu, dar nu a putut găsi condițiile de limită corecte pentru ecuațiile sale). Drept urmare, a construit un model al unui univers închis, al cărui spațiu are o curbură pozitivă constantă (și, prin urmare, are o rază finită constantă). Timpul în acest univers, dimpotrivă, curge într-o manieră newtoniană, în aceeași direcție și cu aceeași viteză. Spațiul-timp al acestui model este curbat datorită componentei spațiale, în timp ce cea temporală nu este deformată în niciun fel. Natura statică a acestei lumi oferă o „inserție” specială în ecuația principală care previne colapsul gravitațional și astfel acționează ca un câmp antigravitațional omniprezent. Intensitatea sa este proporțională cu o constantă specială, pe care Einstein a numit-o constantă universală (numită acum constantă cosmologică).

Modelul cosmologic al lui Lemaitre care descrie expansiunea Universului a fost cu mult înaintea timpului său. Universul lui Lemaitre începe cu Big Bang, după care expansiunea încetinește mai întâi și apoi începe să accelereze.

Modelul lui Einstein a făcut posibilă calcularea dimensiunii universului, total materie şi chiar valoarea constantei cosmologice. Pentru aceasta este nevoie doar de densitatea medie a materiei cosmice, care, în principiu, poate fi determinată din observații. Nu întâmplător acest model a fost admirat de Eddington și folosit în practică de Hubble. Cu toate acestea, este distrus de o instabilitate pe care Einstein pur și simplu nu a observat-o: la cea mai mică abatere a razei de la valoarea de echilibru, lumea Einstein fie se extinde, fie suferă un colaps gravitațional. Prin urmare, să univers real acest model nu are nimic de-a face cu el.

lume goală

De Sitter a construit și el, așa cum credea el însuși, o lume statică de curbură constantă, dar nu pozitivă, ci negativă. Constanta cosmologică a lui Einstein este prezentă în ea, dar materia este complet absentă. Când sunt introduse particule de testare cu masă arbitrar mică, acestea se împrăștie și merg la infinit. În plus, timpul curge mai încet la periferia universului de Sitter decât în ​​centrul acestuia. Din această cauză, de la distanțe mari unde luminoase vin cu o deplasare spre roșu, chiar dacă sursa lor este staționară în raport cu observatorul. Așadar, în anii 1920, Eddington și alți astronomi s-au întrebat dacă modelul lui de Sitter are vreo legătură cu realitatea reflectată în observațiile lui Slifer.

Aceste suspiciuni au fost confirmate, deși într-un mod diferit. Natura statică a universului de Sitter s-a dovedit a fi imaginară, deoarece a fost asociată cu o alegere nefericită a sistemului de coordonate. După corectarea acestei erori, spațiul de Sitter s-a dovedit a fi plat, euclidian, dar nestatic. Datorită constantei cosmologice antigravitaționale, se extinde menținând curbura zero. Datorită acestei expansiuni, lungimile de undă ale fotonilor cresc, ceea ce implică deplasarea liniilor spectrale prezise de de Sitter. Este de remarcat faptul că așa se explică astăzi deplasarea cosmologică spre roșu a galaxiilor îndepărtate.

De la statistici la dinamica

Istoria teoriilor cosmologice deschis non-statice începe cu două lucrări fizician sovietic Alexander Fridman, publicat în revista germana Zeitschrift fur Physik în 1922 și 1924. Friedman a calculat modele ale universurilor cu curbură pozitivă și negativă care variază în timp, care au devenit fondul de aur al cosmologiei teoretice. Cu toate acestea, aceste lucrări au fost cu greu observate de contemporani (Einstein a considerat la început chiar primul articol al lui Friedman ca fiind eronat din punct de vedere matematic). Friedman însuși credea că astronomia nu are încă un arsenal de observații pentru a decide care dintre modelele cosmologice este mai în concordanță cu realitatea și, prin urmare, s-a limitat la matematică pură. Poate că ar fi procedat altfel dacă ar fi citit rezultatele lui Slipher, dar acest lucru nu s-a întâmplat.

Georges Lemaitre, cel mai mare cosmolog din prima jumătate a secolului al XX-lea, a gândit diferit. Acasă, în Belgia, și-a susținut teza de matematică, iar apoi la mijlocul anilor 1920 a studiat astronomia - la Cambridge sub Eddington și la Observatorul Harvard cu Harlow Shapley (în timpul unui sejur în SUA, unde a pregătit o a doua disertație la MIT, i-a cunoscut pe Slipher și Hubble). În 1925, Lemaitre a fost primul care a arătat că natura statică a modelului de Sitter este imaginară. La întoarcerea în patria sa ca profesor la Universitatea din Louvain, Lemaitre a construit primul model al unui univers în expansiune cu o justificare astronomică clară. Fără exagerare, această lucrare a devenit o descoperire revoluționară în știința spațială.

revoluție universală

În modelul său, Lemaitre a păstrat constanta cosmologică cu Einstein valoare numerică. Prin urmare, universul său începe într-o stare statică, dar în timp, din cauza fluctuațiilor, intră pe calea expansiunii constante cu viteza crescândă. În această etapă, păstrează o curbură pozitivă, care scade pe măsură ce raza crește. Lemaitre a inclus în universul său nu numai materia, ci și radiația electromagnetică. Nici Einstein, nici de Sitter, a cărui opera Lemaitre o cunoștea, nici Friedmann, despre care nu știa nimic la acea vreme, nu au făcut asta.

Coordonatele aferente

În calculele cosmologice, este convenabil să se folosească însoțitorul sisteme de coordonate, care se extind la unison cu expansiunea universului. În modelul idealizat, în care galaxiile și clusterele de galaxii nu participă la nicio mișcare adecvată, coordonatele lor comode nu se schimbă. Dar distanța dintre două obiecte în acest moment timpul este egal cu distanța lor constantă în coordonate comode înmulțită cu mărimea factorului de scară pentru acel moment. Această situație poate fi ușor ilustrată pe un glob gonflabil: latitudinea și longitudinea fiecărui punct nu se modifică, iar distanța dintre orice pereche de puncte crește odată cu creșterea razei.
Utilizarea coordonatelor comoving ajută la înțelegerea diferențelor profunde dintre cosmologia unui univers în expansiune, relativitatea specială și fizica newtoniană. Astfel, în mecanica newtoniană, toate mișcările sunt relative, iar imobilitatea absolută nu are simțul fizic. Dimpotrivă, în cosmologie imobilitatea în coordonatele comobile este absolută și în principiu poate fi confirmată prin observații. Teoria specială a relativității descrie procesele din spațiu-timp, din care este posibil, folosind transformările Lorentz un număr infinit modalități de a izola componentele spațiale și temporale. Spațiul-timp cosmologic, dimpotrivă, se desparte în mod natural într-un spațiu curbat în expansiune și un singur spațiu timp. În acest caz, viteza de recesiune a galaxiilor îndepărtate poate depăși de multe ori viteza luminii.

Lemaitre, întors în SUA, a sugerat că deplasările spre roșu ale galaxiilor îndepărtate apar din cauza expansiunii spațiului, care „întinde” undele luminoase. Acum a dovedit-o matematic. El a demonstrat, de asemenea, că micile deplasări spre roșu (unități mult mai mici) sunt proporționale cu distanțele până la sursa de lumină, iar factorul de proporționalitate depinde doar de timp și poartă informații despre rata actuală de expansiune a Universului. Deoarece din formula Doppler-Fizeau a rezultat că viteza radială a unei galaxii este proporțională cu deplasarea sa spre roșu, Lemaitre a concluzionat că această viteză este, de asemenea, proporțională cu distanța sa. După ce a analizat vitezele și distanțele a 42 de galaxii din lista Hubble și ținând cont de viteza intragalactică a Soarelui, a stabilit valorile coeficienților de proporționalitate.

Muncă nevăzută

Lemaitre și-a publicat opera în 1927 pe limba francezaîn jurnalul puțin citit „Analele de la Bruxelles societate științifică". Se crede că acesta a fost principalul motiv pentru care ea a trecut inițial aproape neobservată (chiar și de profesorul său Eddington). Adevărat, în toamna acelui an, Lemaitre a putut să discute despre descoperirile sale cu Einstein și a aflat de la el despre rezultatele lui Friedmann. Creatorul relativității generale nu a avut obiecții tehnice, dar el nu credea cu hotărâre în realitatea fizică a modelului lui Lemaître (la fel cum nu acceptase mai devreme concluziile lui Friedmann).

Diagramele Hubble

Între timp, la sfârșitul anilor 1920, Hubble și Humason au descoperit o corelație liniară între distanțele de până la 24 de galaxii și vitezele radiale ale acestora calculate (în mare parte de Slifer) din deplasările spre roșu. Hubble a concluzionat de aici că viteza radială a unei galaxii este direct proporțională cu distanța sa. Coeficientul acestei proporționalități este acum desemnat H0 și se numește parametrul Hubble (conform ultimelor date, este puțin mai mare de 70 (km / s) / megaparsec).

Hârtie Hubble cu grafic dependență liniarăîntre viteze și distanțe galactice a fost publicat la începutul anului 1929. Cu un an mai devreme, un tânăr matematician american, Howard Robertson, l-a urmat pe Lemaitre pentru a deriva această dependență dintr-un model al unui univers în expansiune, pe care Hubble poate să-l fi cunoscut. Cu toate acestea, acest model nu a fost menționat direct sau indirect în celebrul său articol. Mai târziu, Hubble și-a exprimat îndoielile că vitezele care apar în formula sa descriu de fapt mișcările galaxiilor în spațiul cosmic, dar s-a abținut întotdeauna de la interpretarea lor specifică. El a văzut sensul descoperirii sale în demonstrarea proporționalității distanțelor galactice și a deplasărilor către roșu, lăsând restul în seama teoreticienilor. Prin urmare, cu tot respectul pentru Hubble, nu există niciun motiv să-l considerăm descoperitorul expansiunii Universului.

Și totuși se extinde!

Cu toate acestea, Hubble a deschis calea pentru recunoașterea expansiunii universului și a modelului Lemaitre. Deja în 1930, asemenea maeștri ai cosmologiei precum Eddington și de Sitter i-au adus un omagiu; puțin mai târziu, oamenii de știință au observat și au apreciat munca lui Friedman. În 1931, la sugestia lui Eddington, Lemaitre a tradus în engleză articolul său (cu mici reduceri) pentru Buletinul informativ lunar al Societății Regale de Astronomie. În același an, Einstein a fost de acord cu concluziile lui Lemaitre, iar un an mai târziu, împreună cu de Sitter, a construit un model al unui univers în expansiune cu spațiu plat și timp curbat. Acest model, datorită simplității sale perioadă lungă de timp a fost foarte popular printre cosmologi.

În același 1931, Lemaitre a publicat o descriere scurtă (și fără nicio matematică) a unui alt model al universului care combina cosmologia și mecanica cuantică. In acest model momentul initial are loc o explozie a atomului primar (Lemaitre a numit-o și cuantum), care a dat naștere atât spațiului cât și timpului. Deoarece gravitația încetinește expansiunea Universului nou-născut, viteza acestuia scade - este posibil ca aproape la zero. Lemaitre a introdus mai târziu o constantă cosmologică în modelul său, ceea ce a făcut ca universul să intre într-o stare constantă de accelerare a expansiunii în timp. Așa că a anticipat atât ideea Big Bang-ului, cât și cea modernă modele cosmologiceținând cont de prezența energiei întunecate. Și în 1933, el a identificat constanta cosmologică cu densitatea de energie în vid, la care nimeni nu se gândise înainte. Este pur și simplu uimitor cât de mult a fost înaintea timpului său acest om de știință, cu siguranță demn de titlul de descoperitor al expansiunii Universului!

Când privim Universul îndepărtat, vedem galaxii peste tot - în toate direcțiile, timp de milioane și chiar miliarde de ani lumină. Deoarece există două trilioane de galaxii pe care le-am putea observa, suma a tot ce se află dincolo de ele este mai mare și mai rece decât imaginația noastră cea mai sălbatică. Una dintre cele mai fapte interesante este că toate galaxiile pe care le-am observat vreodată respectă (în medie) aceleași reguli: cu cât sunt mai departe de noi, cu atât se îndepărtează mai repede de noi. Această descoperire, făcută de Edwin Hubble și colegii săi încă din anii 1920, ne-a condus la o imagine a unui univers în expansiune. Dar dacă se extinde? Știința știe, iar acum veți și voi.

La prima vedere, această întrebare poate părea rezonabilă. Pentru că tot ceea ce se extinde constă de obicei din materie și există în spațiul și timpul universului. Dar Universul însuși este spațiu și timp care conține materie și energie în sine. Când spunem că „universul se extinde”, ne referim la expansiunea în sine a spațiului, ca urmare a căreia galaxiile individuale și grupurile de galaxii se îndepărtează unele de altele. Cel mai ușor ar fi să ne imaginăm o bilă de aluat cu stafide înăuntru, care se coace la cuptor, spune Ethan Siegel.

Modelul unui „chic” în expansiune al universului, în care distanțele relative cresc pe măsură ce spațiul se extinde

Acest aluat este materialul spațiului, iar stafidele sunt structuri aferente(cum ar fi galaxiile sau grupurile de galaxii). Din punctul de vedere al oricărei stafide, toate celelalte stafide se vor îndepărta de ea și cu cât sunt mai departe, cu atât mai repede. Doar în cazul universului cuptorului și aerul din afara aluatului nu există, există doar aluat (spațiu) și stafide (substanță).

Redshift-ul este creat nu doar de galaxiile în retragere, ci mai degrabă de spațiul dintre noi.

De unde știm că acest spațiu se extinde și nu galaxiile se retrag?

Dacă vezi obiecte care se îndepărtează de tine în toate direcțiile, există un singur motiv care poate explica acest lucru: spațiul dintre tine și aceste obiecte se extinde. De asemenea, s-ar presupune că vă aflați în apropierea centrului exploziei și că multe obiecte sunt pur și simplu mai departe și îndepărtate mai repede, deoarece au primit mai multă energie explozie. Dacă acesta ar fi cazul, am putea dovedi în două moduri:

• La distanțe mai mari și la viteze mai mari, vor fi mai puține galaxii, deoarece în timp s-ar răspândi mult în spațiu.
• Raportul dintre deplasarea spre roșu și distanță va lua o anumită formă la distanțe mari, care va fi diferită de forma în cazul în care țesătura spațiului s-a extins.

Când ne uităm la distanțe mari, constatăm că densitatea galaxiilor mai îndepărtate în Univers este mai mare decât cea mai apropiată de noi. Acest lucru este în concordanță cu imaginea în care spațiul se extinde, deoarece a privi mai departe este același lucru cu a privi în trecut, unde a existat mai puțină expansiune. De asemenea, descoperim că galaxiile îndepărtate au un raport deplasare către roșu la distanță corespunzător expansiunii spațiului și deloc - dacă galaxiile pur și simplu s-ar îndepărta rapid de noi. Știința poate răspunde la această întrebare în două moduri. căi diferite, iar ambele răspunsuri susțin expansiunea universului.

S-a extins universul întotdeauna în același ritm?

O numim constanta Hubble, dar este constantă doar în spațiu, nu în timp. Univers în acest moment extinzându-se mai lent decât în ​​trecut. Când vorbim despre rata de expansiune, vorbim despre viteza pe unitatea de distanță: aproximativ 70 km/s/Mpc astăzi. (Mpc este megaparsec, aproximativ 3.260.000 de ani lumină). Dar rata de expansiune depinde de densitățile tuturor lucrurilor diferite din univers, inclusiv materie și radiații. Pe măsură ce Universul se extinde, materia și radiația din el devin mai puțin dense, iar pe măsură ce densitatea scade, la fel și rata de expansiune. Universul s-a extins mai repede în trecut și a încetinit de la Big Bang. Constanta Hubble este o denumire greșită, ar trebui numită parametrul Hubble.

Destinele îndepărtate ale universului oferă posibilități diferite, dar dacă energia întunecată este într-adevăr constantă, așa cum sugerează datele, vom urma o curbă roșie.

Se va extinde universul pentru totdeauna sau se va opri vreodată?

Câteva generații de astrofizicieni și cosmologi s-au nedumerit cu privire la această întrebare și nu se poate răspunde decât prin determinarea ratei de expansiune a Universului și a tuturor tipurilor (și cantităților) de energie prezente în el. Am măsurat deja cu succes câtă materie obișnuită, radiații, neutrini, materie întunecată și energie întunecată, precum și rata de expansiune a universului. Bazat pe legile fizicii și pe ceea ce s-a întâmplat în trecut, se pare că universul se va extinde pentru totdeauna. Deși probabilitatea acestui lucru nu este de 100%; dacă ceva de genul energiei întunecate se comportă diferit în viitor față de trecut și prezent, toate concluziile noastre vor trebui să fie reconsiderate.

Se mișcă galaxiile mai repede decât viteza luminii? Nu este interzis?

Din punctul nostru de vedere, spațiul dintre noi și punctul îndepărtat se extinde. Cu cât este mai departe de noi, cu atât mai repede ni se pare că se îndepărtează. Chiar dacă rata de expansiune ar fi mică, un obiect îndepărtat ar depăși într-o zi pragul oricărei limite de viteză, deoarece rata de expansiune (viteza pe unitate de distanță) s-ar înmulți de multe ori cu o distanță suficientă. OTO favorizează un astfel de scenariu. Legea că nimic nu se poate mișca viteza mai mare lumina se aplică doar mișcării unui obiect prin spațiu, nu și expansiunii spațiului în sine. În realitate, galaxiile în sine se mișcă cu doar câteva mii de kilometri pe secundă, cu mult sub limita de 300.000 km/s stabilită de viteza luminii. Expansiunea universului este cea care provoacă recesiunea și deplasarea spre roșu, nu adevărata mișcare a galaxiei.

Există aproximativ 2 trilioane de galaxii în universul observabil (cerc galben). Galaxiile care sunt mai aproape de o treime din drum de această graniță, nu le vom putea ajunge niciodată din urmă din cauza expansiunii universului. Doar 3% din volumul Universului este deschis pentru dezvoltare de către forțele umane

Expansiunea universului este o consecință necesară a faptului că materia și energia umplu spațiu-timp, care este supus legilor relativității generale. Atâta timp cât există materie, există atracție gravitațională, așa că fie gravitația învinge și totul se contractă din nou, fie gravitația pierde și câștigă expansiunea. Nu există centru de expansiune și nu există nimic în afara spațiului care să se extindă; este însăși țesătura universului care se extinde. Ce este mai interesant, chiar dacă am părăsi Pământul cu viteza luminii astăzi, am putea vizita doar 3% din galaxiile din universul observabil; 97% dintre ei sunt deja la îndemâna noastră. Universul este complex.

Universul nu este static. Acest lucru a fost confirmat de studiile astronomului Edwin Hubble încă din 1929, adică acum aproape 90 de ani. El a fost condus la această idee de observațiile mișcării galaxiilor. O altă descoperire a astrofizicienilor la sfârșitul secolului al XX-lea a fost calculul expansiunii Universului cu accelerație.

Cum se numește expansiunea universului?

Unii sunt surprinși să audă ceea ce oamenii de știință numesc expansiunea universului. Acest nume este asociat cu majoritatea economiei și cu așteptări negative.

Inflația este procesul de expansiune a Universului imediat după apariția sa și cu o accelerare bruscă. Tradus din engleză, „inflație” - „pump up”, „umflate”.

Noi îndoieli cu privire la existența energiei întunecate ca factor în teoria inflației Universului sunt folosite de oponenții teoriei expansiunii.

Apoi oamenii de știință au propus o hartă a găurilor negre. Datele inițiale diferă de cele obținute într-o etapă ulterioară:

1. Șaizeci de mii de găuri negre cu distanța dintre cele mai îndepărtate mai mult de unsprezece milioane de ani lumină - date în urmă cu patru ani.
2. O sută optzeci de mii de galaxii cu găuri negre la treisprezece milioane de ani lumină distanță. Date obținute de oameni de știință, inclusiv de ruși fizicienii nucleari, la începutul anului 2017.

Această informație, spun astrofizicienii, nu contrazice model clasic Univers.

Rata de expansiune a universului este o provocare pentru cosmologi

Rata de expansiune este într-adevăr o provocare pentru cosmologi și astronomi. Adevărat, cosmologii nu mai susțin că rata de expansiune a Universului nu are un parametru constant, discrepanțele s-au mutat într-un alt plan - când expansiunea a început să se accelereze. Datele despre rătăcirea în spectrul galaxiilor supernove foarte îndepărtate de primul tip demonstrează că expansiunea nu este un proces de debut brusc.

Oamenii de știință cred că universul s-a micșorat în primele cinci miliarde de ani.

Primele consecințe ale Big Bang-ului au provocat mai întâi o expansiune puternică, iar apoi a început o contracție. Dar energia întunecată a influențat în continuare creșterea universului. Și cu accelerație.

Oamenii de știință americani au început să creeze o hartă a dimensiunii universului pentru diferite epoci pentru a afla când a început accelerația. Observând exploziile supernovei, precum și direcția de concentrare în galaxiile antice, cosmologii au observat caracteristici ale accelerației.

De ce universul „accelerează”

Inițial, s-a presupus că în harta compilată, valorile accelerației nu erau liniare, ci s-au transformat într-o sinusoidă. A fost numit „unda universului”.

Valul Universului spune că accelerația nu a mers cu viteza constanta: a încetinit, apoi a accelerat. Și de mai multe ori. Oamenii de știință cred că au existat șapte astfel de procese în cele 13,81 miliarde de ani de după Big Bang.

Cu toate acestea, cosmologii nu pot răspunde încă la întrebarea de ce depinde accelerația-decelerația. Ipotezele se rezumă la ideea că câmpul energetic din care provine energia întunecată este supus undei Universului. Și, trecând dintr-o poziție în alta, Universul fie extinde accelerația, fie o încetinește.

În ciuda caracterului persuasiv al argumentelor, ele rămân încă o teorie până acum. Astrofizicienii speră că informațiile de la telescopul orbital Planck vor confirma existența unei unde în univers.

Când a fost găsită energia întunecată

Pentru prima dată au început să vorbească despre asta în anii nouăzeci din cauza exploziilor de supernove. Natura energiei întunecate este necunoscută. Deși Albert Einstein a evidențiat constanta cosmică în teoria sa a relativității.

În 1916, acum o sută de ani, universul era încă considerat neschimbabil. Dar gravitația a intervenit: masele cosmice s-ar lovi invariabil unele de altele dacă universul ar fi staționar. Einstein declară gravitația datorită forței de respingere cosmice.

Georges Lemaitre va fundamenta acest lucru prin fizică. Vidul conține energie. Datorită vibrațiilor sale, care duc la apariția particulelor și la distrugerea lor ulterioară, energia capătă o forță de respingere.

Când Hubble a dovedit expansiunea universului, Einstein a numit-o o prostie.

Influența energiei întunecate

Universul se desparte cu o viteză constantă. În 1998, lumii au fost prezentate date dintr-o analiză a exploziilor de supernove de tip 1. S-a dovedit că universul crește din ce în ce mai repede.

Acest lucru se întâmplă din cauza unei substanțe necunoscute, a fost supranumită „energie întunecată”. Se dovedește că ocupă aproape 70% din spațiul Universului. Esența, proprietățile și natura energiei întunecate nu au fost studiate, dar oamenii de știință ale acesteia încearcă să afle dacă a existat în alte galaxii.

În 2016, au calculat rata exactă de expansiune pentru viitorul apropiat, dar a apărut o discrepanță: Universul se extinde într-un ritm mai rapid decât au presupus anterior astrofizicienii. Printre oamenii de știință, au izbucnit dispute cu privire la existența energiei întunecate și la influența acesteia asupra ratei de expansiune a limitelor universului.

Expansiunea universului are loc fără energie întunecată

Teoria independenței expansiunii Universului față de energia întunecată a fost prezentată de oamenii de știință la începutul anului 2017. Ei explică expansiunea ca o schimbare în structura universului.

Oamenii de știință de la universitățile din Budapesta și Hawaii au ajuns la concluzia că discrepanța dintre calcule și rata reală de expansiune este asociată cu o schimbare a proprietăților spațiului. Nimeni nu a ținut cont de ceea ce se întâmplă cu modelul Universului în timpul expansiunii.

Îndoindu-se de existența energiei întunecate, oamenii de știință explică: cele mai mari concentrate de materie din univers îi afectează expansiunea. În acest caz, restul conținutului este distribuit uniform. Cu toate acestea, faptul rămâne neexplicat.

Pentru a demonstra validitatea ipotezelor lor, oamenii de știință au propus un model de mini-univers. L-au prezentat sub forma unui set de bule și au început să calculeze parametrii de creștere ai fiecărei bule în ritmul său propriu, în funcție de masa acesteia.

Această modelare a universului le-a arătat oamenilor de știință că se poate schimba fără a ține cont de energie. Și dacă „amesteci” energie întunecată, atunci modelul nu se va schimba, cred oamenii de știință.

În general, controversa este încă în desfășurare. Susținătorii energiei întunecate spun că aceasta afectează extinderea granițelor universului, adversarii își susțin locul, argumentând că concentrația materiei contează.

Rata de expansiune a universului acum

Oamenii de știință sunt convinși că Universul a început să crească după Big Bang. Apoi, acum aproape paisprezece miliarde de ani, sa dovedit că rata de expansiune a universului mai multa viteza Sveta. Și ea continuă să crească.

Cartea lui Stephen Hawking și Leonard Mlodinov The Shortest History of Time notează că rata de expansiune a granițelor universului nu poate depăși 10% pe miliard de ani.

În vara anului 2016, laureatul Premiului Nobel Adam Riess a calculat distanța până la cefeidele pulsatoare din galaxiile apropiate una de cealaltă pentru a determina care este rata de expansiune a Universului. Aceste date ne-au permis să calculăm viteza. S-a dovedit că galaxiile aflate la o distanță de cel puțin trei milioane de ani lumină se pot îndepărta cu o viteză de aproape 73 km/s.

Rezultatul a fost uimitor: telescoape orbitale, același Planck, au vorbit despre 69 km/s. De ce a fost înregistrată o astfel de diferență, oamenii de știință nu pot răspunde: ei nu știu nimic despre originea materiei întunecate, pe care se bazează teoria expansiunii Universului.

radiații întunecate

Un alt factor în „accelerarea” universului a fost descoperit de astronomii folosind Hubble. Se crede că radiațiile întunecate au apărut chiar la începutul formării universului. Apoi era mai multă energie în ea, nu contează.

Radiația întunecată „a ajutat” energia întunecată să extindă granițele universului. Diferențele în determinarea vitezei de accelerație s-au datorat naturii necunoscute a acestei radiații, spun oamenii de știință.

Lucrările ulterioare ale lui Hubble ar trebui să facă observațiile mai precise.

Energia misterioasă ar putea distruge universul

Oamenii de știință au în vedere un astfel de scenariu de câteva decenii, datele de la observatorul spațial Planck spun că acest lucru este departe de doar speculații. Au fost publicate în 2013.

„Planck” a măsurat „ecoul” Big Bang-ului, care a apărut la vârsta Universului de aproximativ 380 de mii de ani, temperatura a fost de 2.700 de grade. Și temperatura s-a schimbat. „Planck” a determinat și „compoziția” Universului:

• aproape 5% sunt stele, praf spațial, gaz spațial, galaxii;
• aproape 27% este masa materiei întunecate;
• aproximativ 70% este energie întunecată.

Fizicianul Robert Caldwell a sugerat că energia întunecată are o putere care poate crește. Și această energie va separa spațiu-timp. Galaxia se va îndepărta în următoarele douăzeci până la cincizeci de miliarde de ani, crede omul de știință. Acest proces va avea loc odată cu extinderea tot mai mare a granițelor universului. Aceasta va rupe Calea Lactee de stea și, de asemenea, se va dezintegra.

S-a măsurat că cosmosul are aproximativ șaizeci de milioane de ani. Soarele va deveni o stea pitică care se estompează și planetele se vor separa de ea. Atunci pământul va exploda. În următoarele treizeci de minute, spațiul va rupe atomii. Finalul va fi distrugerea structurii spațiu-timpului.

Unde merge Calea Lactee?

Astronomii din Ierusalim sunt convinși că Calea Lactee a câștigat viteza maxima, care este mai mare decât rata de expansiune a universului. Oamenii de știință explică acest lucru prin dorința Căii Lactee către „Marele Atractor”, care este considerat cel mai mare. Așa că Calea Lactee părăsește deșertul cosmic.

Oamenii de știință folosesc tehnici diferite măsurarea ratei de expansiune a universului, deci nu un singur rezultat această setare.

material din cartea „Cea mai scurtă istorie a timpului” de Stephen Hawking și Leonard Mlodinov

efectul Doppler

În anii 1920, când astronomii au început să studieze spectrele stelelor din alte galaxii, s-a descoperit ceva foarte interesant: s-au dovedit a fi aceleași seturi caracteristice de culori lipsă ca și stelele din propria noastră galaxie, dar toate au fost deplasate către capătul roșu al spectrului, și în aceeași proporție. Pentru fizicieni, schimbarea culorii sau a frecvenței este cunoscută ca efect Doppler.

Cu toții suntem familiarizați cu modul în care acest fenomen afectează sunetul. Ascultă sunetul unei mașini care trece. Când se apropie, sunetul motorului sau al claxonului său pare mai ridicat, iar când mașina a trecut deja și a început să se îndepărteze, sunetul scade. O mașină de poliție care se deplasează spre noi cu o viteză de o sută de kilometri pe oră dezvoltă aproximativ o zecime din viteza sunetului. Sunetul sirenei sale este un val, alternând creste și jgheaburi. Amintiți-vă că distanța dintre cele mai apropiate creste (sau jgheaburi) se numește lungime de undă. Cu cât lungimea de undă este mai scurtă, cu atât Mai mult vibrațiile ajung la urechea noastră în fiecare secundă și cu cât tonul sau frecvența sunetului este mai mare.

Efectul Doppler este cauzat de faptul că o mașină se apropie, emițând fiecare creasta următoare unda de sunet, va fi din ce în ce mai aproape de noi și, ca urmare, distanțele dintre creste vor fi mai mici decât dacă mașina ar sta pe loc. Aceasta înseamnă că lungimile de undă ale undelor care vin la noi devin mai scurte, iar frecvența lor devine mai mare. În schimb, dacă mașina se îndepărtează, lungimea valurilor pe care le prindem devine mai mare și frecvența lor devine mai mică. Și cu cât mașina se mișcă mai repede, cu atât efectul Doppler se manifestă mai puternic, ceea ce îi permite să fie folosit pentru a măsura viteza.

Când sursa care emite unde se deplasează spre observator, lungimea de undă scade. Dimpotrivă, atunci când sursa este îndepărtată, aceasta crește. Acesta se numește efect Doppler.

Lumina și undele radio se comportă în mod similar. Poliția folosește efectul Doppler pentru a determina viteza vehiculelor prin măsurarea lungimii de undă a semnalului radio reflectat de acestea. Lumina sunt vibrații sau unde, câmp electromagnetic. Lungime de undă lumina vizibila extrem de mic - de la patruzeci la optzeci de milioane de metru. ochiul uman percepe unde luminoase de diferite lungimi de undă ca diverse culori, cu cele mai lungi lungimi de undă corespunzătoare capătului roșu al spectrului, iar cea mai scurtă - legată de capătul albastru. Acum imaginați-vă o sursă de lumină la o distanță constantă de noi, cum ar fi o stea, care emite unde luminoase de o anumită lungime de undă. Lungimea undelor înregistrate va fi aceeași cu cea a celor emise. Dar să presupunem acum că sursa de lumină a început să se îndepărteze de noi. Ca și în cazul sunetului, aceasta va crește lungimea de undă a luminii, ceea ce înseamnă că spectrul se va deplasa spre capătul roșu.

Expansiunea universului

După ce a demonstrat existența altor galaxii, Hubble s-a angajat în anii următori să determine distanța până la acestea și să le observe spectrele. La acea vreme, mulți au presupus că galaxiile se mișcau aleatoriu și se așteptau ca numărul de spectre deplasate în albastru să fie aproximativ același cu numărul celor cu deplasare spre roșu. Prin urmare, a fost o surpriză completă să descoperi că spectrele majorității galaxiilor arată o deplasare către roșu - aproape toate sistemele stelare se îndepărtează de noi! Și mai surprinzător a fost faptul descoperit de Hubble și publicat în 1929: magnitudinea deplasării către roșu a galaxiilor nu este întâmplătoare, ci direct proporțională cu distanța lor față de noi. Cu alte cuvinte, cu cât o galaxie este mai departe de noi, cu atât se retrage mai repede! De aici rezultă că Universul nu poate fi static, neschimbat ca mărime, așa cum se credea anterior. De fapt, se extinde: distanța dintre galaxii este în continuă creștere.

Conștientizarea că universul se extinde a făcut o adevărată revoluție în minți, una dintre cele mai mari din secolul al XX-lea. Când te uiți în urmă, poate părea surprinzător că nimeni nu s-a gândit la asta înainte. Newton și alte minți mari trebuie să fi realizat că un univers static ar fi instabil. Chiar dacă la un moment dat ar fi staționar, atracția reciprocă a stelelor și galaxiilor ar duce rapid la comprimarea acesteia. Chiar dacă universul s-ar extinde relativ lent, gravitația ar pune capăt expansiunii sale și ar face-o să se contracte. Cu toate acestea, dacă rata de expansiune a universului este mai mare decât un punct critic, gravitația nu o va putea opri niciodată și universul va continua să se extindă pentru totdeauna.

Aici puteți vedea o asemănare îndepărtată cu o rachetă care se ridică de la suprafața Pământului. La o viteză relativ mică, gravitația va opri în cele din urmă racheta și va începe să cadă spre Pământ. Pe de altă parte, dacă viteza rachetei este mai mare decât cea critică (mai mult de 11,2 kilometri pe secundă), gravitația nu o poate ține și părăsește Pământul pentru totdeauna.

În 1965, doi fizicieni americani, Arno Penzias și Robert Wilson de la Bell Telephone Laboratories din New Jersey, depanau un receptor cu microunde foarte sensibil. (Microundele sunt radiații cu o lungime de undă de aproximativ un centimetru.) Penzias și Wilson erau îngrijorați de faptul că receptorul capta mai mult zgomot decât se aștepta. Ei au găsit excremente de păsări pe antenă și au eliminat alte cauze potențiale de defecțiune, dar în curând au epuizat toate sursele posibile de interferență. Zgomotul a fost diferit prin faptul că a fost înregistrat non-stop pe tot parcursul anului, indiferent de rotația Pământului în jurul axei sale și de revoluția sa în jurul Soarelui. Deoarece mișcarea Pământului a direcționat receptorul în diferite sectoare ale spațiului, Penzias și Wilson au ajuns la concluzia că zgomotul venea din exterior. sistem solarși chiar din afara galaxiei. Părea să vină în egală măsură din toate părțile cosmosului. Știm acum că oriunde este direcționat receptorul, acest zgomot rămâne constant, în afară de variațiile neglijabile. Așa că Penzias și Wilson au dat peste un exemplu izbitor că universul este același în toate direcțiile.

Care este originea acestui zgomot cosmic de fond? Cam în aceeași perioadă în care Penzias și Wilson investigau zgomotul misterios dintr-un receptor, doi fizicieni americani de la Universitatea Princeton, Bob Dick și Jim Peebles, au devenit și ei interesați de cuptorul cu microunde. Ei au studiat presupunerea lui George (George) Gamow că, în primele etape de dezvoltare, Universul era foarte dens și încins alb. Dick și Peebles credeau că, dacă acest lucru este adevărat, atunci ar trebui să putem observa strălucirea universului timpuriu, deoarece lumina din regiuni foarte îndepărtate ale lumii noastre ajunge abia acum până la noi. Cu toate acestea, din cauza expansiunii Universului, această lumină trebuie să fie deplasată atât de puternic către capătul roșu al spectrului, încât se va transforma din radiație vizibilă în radiație cu microunde. Dick și Peebles tocmai se pregăteau să caute această radiație când Penzias și Wilson, auzind despre munca lor, și-au dat seama că o găsiseră deja. Pentru această descoperire, Penzias și Wilson au primit Premiul Nobel în 1978 (ceea ce pare oarecum nedrept pentru Dick și Peebles, ca să nu mai vorbim de Gamow).

La prima vedere, faptul că universul arată la fel în orice direcție sugerează că ocupăm un loc special în el. În special, ar putea părea că, deoarece toate galaxiile se îndepărtează de noi, atunci trebuie să fim în centrul universului. Există, totuși, o altă explicație pentru acest fenomen: universul poate arăta la fel în toate direcțiile și din orice altă galaxie.

Toate galaxiile se îndepărtează unele de altele. Acest lucru amintește de răspândirea petelor colorate pe suprafața unui balon umflat. Pe măsură ce dimensiunea mingii crește, distanțele dintre oricare două puncte cresc și ele, dar în acest caz, niciunul dintre pete nu poate fi considerat centrul de expansiune. În plus, dacă raza balonului crește în mod constant, atunci cu cât petele de pe suprafața lui sunt mai îndepărtate, cu atât mai repede vor fi îndepărtate în timpul expansiunii. Să presupunem că raza balonului se dublează în fiecare secundă. Apoi două puncte, separate inițial de o distanță de un centimetru, într-o secundă se vor afla deja la o distanță de doi centimetri una de alta (dacă sunt măsurate de-a lungul suprafeței balonului), astfel încât viteza lor relativă va fi de un centimetru pe secundă. . Pe de altă parte, o pereche de puncte care au fost separate de zece centimetri, la o secundă după începerea expansiunii, se vor depărta cu douăzeci de centimetri, astfel încât viteza lor relativă va fi de zece centimetri pe secundă. Viteza cu care oricare două galaxii se îndepărtează una de cealaltă este proporțională cu distanța dintre ele. Astfel, deplasarea către roșu a unei galaxii ar trebui să fie direct proporțională cu distanța ei față de noi - aceasta este aceeași dependență pe care Hubble a descoperit-o mai târziu. Fizicianul și matematicianul rus Alexander Fridman a reușit să propună un model de succes în 1922 și să anticipeze rezultatele observațiilor lui Hubble, opera sa rămânând aproape necunoscută în Occident până când un model similar a fost propus în 1935. fizician american Howard Robertson și matematicianul britanic Arthur Walker sunt deja pe urmele expansiunii universului descoperit de Hubble.

Pe măsură ce universul se extinde, galaxiile se îndepărtează unele de altele. Pe măsură ce trece timpul, distanța dintre insulele stelare îndepărtate crește mai mult decât între galaxiile din apropiere, la fel cum se întâmplă cu petele de pe un umflat. balon cu aer cald. Prin urmare, pentru un observator din orice galaxie, rata de îndepărtare a unei alte galaxii pare să fie cu atât mai mare, cu cât este mai departe.

Trei tipuri de expansiune a universului

Prima clasă de soluții (cea găsită de Friedman) presupune că expansiunea universului este suficient de lentă încât atracția dintre galaxii să o încetinească treptat și, în cele din urmă, să o oprească. După aceea, galaxiile încep să convergă, iar Universul începe să se micșoreze. Potrivit celei de-a doua clase de soluții, universul se extinde atât de rapid încât gravitația va încetini doar puțin recesiunea galaxiilor, dar nu o va putea opri niciodată. În cele din urmă, există o a treia soluție, conform căreia universul se extinde într-un ritm atât de mare încât să evite colapsul. În timp, viteza de expansiune a galaxiilor devine din ce în ce mai mică, dar nu ajunge niciodată la zero.

O caracteristică uimitoare a primului model al lui Friedman este că în el Universul nu este infinit în spațiu, dar în același timp nu există granițe nicăieri în spațiu. Gravitația este atât de puternică încât spațiul este încovoiat și se închide pe sine. Aceasta este oarecum similară cu suprafața Pământului, care este, de asemenea, finită, dar nu are granițe. Dacă te miști de-a lungul suprafeței Pământului într-o anumită direcție, nu vei da niciodată peste o barieră de netrecut sau o margine a lumii, dar în cele din urmă te vei întoarce de unde ai plecat. În primul model al lui Friedman, spațiul este aranjat exact în același mod, dar în trei dimensiuni, și nu în două, ca în cazul suprafeței Pământului. Ideea că poți face ocolul universului și te poți întoarce la punctul de plecare este bună pentru science fiction, dar nu valoare practică, deoarece, după cum se poate dovedi, universul se va micșora într-un punct înainte ca călătorul să se întoarcă la începutul călătoriei sale. Universul este atât de mare încât trebuie să te miști mai repede decât lumina pentru a-ți termina călătoria de unde ai început, iar astfel de viteze sunt interzise (de teoria relativității). În cel de-al doilea model al lui Friedman, spațiul este și el curbat, dar într-un mod diferit. Și numai în al treilea model geometria pe scară largă a Universului este plată (deși spațiul este curbat în vecinătatea corpurilor masive).

Care dintre modelele lui Friedman descrie Universul nostru? Se va opri vreodată expansiunea Universului și va fi înlocuită de contracție sau Universul se va extinde pentru totdeauna?

S-a dovedit că a răspunde la această întrebare este mai dificil decât au crezut inițial oamenii de știință. Soluția sa depinde în principal de două lucruri - rata de expansiune observată în prezent a Universului și densitatea medie curentă (cantitatea de materie pe unitatea de volum de spațiu). Cu cât este mai mare rata de expansiune a curentului, cu atât este mai mare gravitația și, prin urmare, densitatea materiei, pentru a opri expansiunea. Dacă densitatea medie este peste o anumită valoare critică (determinată de rata de expansiune), atunci atracția gravitațională a materiei poate opri expansiunea universului și îl poate determina să se contracte. Acest comportament al Universului corespunde primului model Friedman. Dacă densitatea medie este mai mică decât valoarea critică, atunci atracția gravitațională nu va opri expansiunea și Universul se va extinde pentru totdeauna - ca în al doilea model Friedmann. În sfârșit, dacă densitatea medie a universului este exact egală cu valoarea critică, expansiunea universului va încetini pentru totdeauna, apropiindu-se de o stare statică, dar nu ajungând niciodată la ea. Acest scenariu corespunde celui de-al treilea model Friedman.

Deci care model este corect? Putem determina rata actuală de expansiune a universului dacă măsurăm viteza cu care alte galaxii se îndepărtează de noi folosind efectul Doppler. Acest lucru se poate face foarte precis. Cu toate acestea, distanțele până la galaxii nu sunt bine cunoscute, deoarece le putem măsura doar indirect. Prin urmare, știm doar că rata de expansiune a Universului este de la 5 la 10% pe miliard de ani. Și mai vagă este cunoștințele noastre despre densitatea medie actuală a universului. Astfel, dacă adunăm masele tuturor stelelor vizibile din galaxiile noastre și ale celorlalte, suma este mai mică de o sutime din ceea ce este necesar pentru a opri expansiunea universului, chiar și la cea mai mică estimare a ratei de expansiune.

Dar asta nu este tot. Galaxiile noastre și celelalte trebuie să conțină un numar mare de un fel de „materie întunecată” pe care nu o putem observa direct, dar a cărei existență o cunoaștem datorită influenței gravitaționale asupra orbitelor stelelor din galaxii. Poate că cea mai bună dovadă a existenței materiei întunecate provine de la orbitele stelelor de la periferie. galaxii spirale, asemănător Calea lactee. Aceste stele se învârt în jurul galaxiilor lor prea repede pentru a fi ținute pe orbită numai de gravitația stelelor vizibile ale galaxiei. În plus, majoritatea galaxiilor fac parte din clustere și, în mod similar, putem deduce prezența materiei întunecate între galaxii din aceste clustere prin efectul său asupra mișcării galaxiilor. De fapt, cantitatea de materie întunecată din Univers depășește cu mult cantitatea de materie obișnuită. Dacă luăm în considerare toată materia întunecată, obținem aproximativ o zecime din masa necesară pentru a opri expansiunea.

Cu toate acestea, este imposibil să excludem existența altor forme de materie, necunoscute încă de la noi, distribuite aproape uniform în întregul Univers, care ar putea să-i sporească densitate medie. De exemplu, există particule elementare, numiți neutrini, care interacționează foarte slab cu materia și sunt extrem de greu de detectat.

În ultimii ani s grupuri diferite cercetătorii au studiat cele mai mici ondulații din fundalul microundelor pe care le-au descoperit Penzias și Wilson. Mărimea acestei ondulații poate servi ca un indicator al structurii la scară largă a universului. Personajul ei pare să indice că universul este încă plat (ca în cel de-al treilea model al lui Friedman)! Dar, din moment ce cantitatea totală de materie obișnuită și întunecată nu este suficientă pentru aceasta, fizicienii au postulat existența unei alte substanțe, încă nedescoperite, - energia întunecată.

Și parcă ar complica și mai mult problema, observațiile recente au arătat asta expansiunea universului nu încetinește, ci se accelerează. Contrar tuturor modelelor lui Friedman! Acest lucru este foarte ciudat, deoarece prezența materiei în spațiu - densitate mare sau scăzută - nu poate decât să încetinească expansiunea. La urma urmei, gravitația acționează întotdeauna ca o forță de atracție. Accelerarea expansiunii cosmologice este ca o bombă care colectează mai degrabă decât disipează energia după explozie. Ce forță este responsabilă pentru expansiunea accelerată a cosmosului? Nimeni nu are un răspuns de încredere la această întrebare. Cu toate acestea, este posibil ca Einstein să fi avut dreptate până la urmă când a introdus constanta cosmologică (și efectul antigravitațional corespunzător) în ecuațiile sale.

Expansiunea universului ar fi putut fi prezisă în orice moment în secolul al XIX-lea sau al XVIII-lea, și chiar la sfârșitul secolului al XVII-lea. Cu toate acestea, credința într-un univers static a fost atât de puternică încât amăgirea a dominat mințile până la începutul secolului al XX-lea. Chiar și Einstein era atât de sigur de natura statică a universului, încât în ​​1915 a făcut o corecție specială teoriei generale a relativității adăugând artificial la ecuații un termen special, numit constantă cosmologică, care asigura natura statică a universului. .

Constanta cosmologică s-a manifestat ca acțiunea unei noi forțe - „antigravitația”, care, spre deosebire de alte forțe, nu avea o sursă definită, ci era pur și simplu o proprietate inerentă inerentă în însăși țesutul spațiu-timp. Sub influența acestei forțe, spațiu-timp a arătat o tendință înnăscută de a se extinde. Alegând valoarea constantei cosmologice, Einstein ar putea varia puterea acestei tendințe. Cu ajutorul lui, el a reușit să echilibreze exact atracția reciprocă a întregii materii existente și să obțină ca rezultat un univers static.

Einstein a respins mai târziu ideea constantei cosmologice, recunoscând-o drept „cea mai mare greșeală". După cum vom vedea în curând, există motive astăzi să credem că Einstein ar fi putut, până la urmă, să fi avut dreptate introducând constanta cosmologică. Dar ceea ce trebuie să-l fi supărat mai mult pe Einstein a fost că a lăsat credința sa într-un univers staționar să depășească concluzia că universul trebuie să se extindă, prezisă de propria sa teorie. Se pare că doar o persoană a văzut această consecință a teoriei generale a relativității și a luat-o în serios. În timp ce Einstein și alți fizicieni căutau modalități de a evita un univers non-static, fizician rus iar matematicianul Alexander Friedman, pe de altă parte, a insistat că se extinde.

Friedman a făcut două foarte presupuneri simple: că arată la fel indiferent în ce direcție privim și că această afirmație este adevărată indiferent din ce punct din univers ne uităm. Pe baza acestor două idei și rezolvând ecuațiile relativității generale, el a demonstrat că universul nu poate fi static. Astfel, în 1922, cu câțiva ani înainte de descoperirea lui Edwin Hubble, Friedman a prezis cu exactitate expansiunea universului!

Cu secole in urma Biserica Crestina ar recunoaște-o ca eretică, deoarece doctrina bisericii postula că ocupăm loc specialîn centrul universului. Dar astăzi acceptăm presupunerea lui Friedman din motiv aproape opus, un fel de modestie: ne-ar fi cu totul surprinzător dacă universul ar arăta la fel în toate direcțiile doar pentru noi, dar nu și pentru alți observatori din univers!