V histórii poznania sveta okolo nás je jasne vysledovaný všeobecný smer - postupné spoznávanie nevyčerpateľnosti prírody, jej nekonečnosti vo všetkých ohľadoch. Vesmír je nekonečný v priestore a čase a ak odhodíme predstavy I. Newtona o „prvom zatlačení“, tak tento druh videnia sveta možno považovať za dosť materialistický. Newtonovský vesmír tvrdil, že vesmír je úložiskom všetkého nebeských telies, s pohybom a hmotnosťou, s ktorými nijako nesúvisí; Vesmír je vždy ten istý, teda nehybný, hoci v ňom neustále prebieha smrť a zrod svetov.

Zdalo by sa, že obloha newtonovskej kozmológie sľubovala, že bude bez mráčika. Čoskoro sa však ukázal opak. AT počas XIX v. boli objavené tri protirečenia, ktoré boli formulované vo forme troch paradoxov, nazývaných kozmologické. Zdalo sa, že podkopávajú predstavu o nekonečnosti vesmíru.

fotometrický paradox. Ak je Vesmír nekonečný a hviezdy sú v ňom rovnomerne rozložené, potom v akomkoľvek smere by sme mali vidieť nejaký druh hviezdy. V tomto prípade by bolo pozadie oblohy oslnivo jasné ako Slnko.

gravitačný paradox. Ak je vesmír nekonečný a hviezdy rovnomerne zaberajú jeho priestor, potom by gravitačná sila v každom z jeho bodov mala byť nekonečne veľká, a teda aj relatívne zrýchlenia by boli nekonečne veľké. vesmírne telesáčo, ako viete, nie je.

termodynamický paradox. Podľa druhého zákona termodynamiky všetko fyzikálnych procesov Vo vesmíre nakoniec dôjde k uvoľneniu tepla, ktoré sa nezvratne rozptýli vo svetovom priestore. Skôr či neskôr všetky telá vychladnú na teplotu absolútna nula, pohyb sa zastaví a príde navždy“ tepelná smrť“ Vesmír mal začiatok a čaká ho nevyhnutný koniec.

Prvá štvrtina 20. storočia prešiel v napätom očakávaní rozuzlenia. Samozrejme, nikto nechcel poprieť nekonečnosť Vesmíru, no na druhej strane sa nikomu nepodarilo odstrániť kozmologické paradoxy stacionárneho Vesmíru. Až génius Alberta Einsteina priniesol do kozmologických sporov nový prúd.

newtonovský klasickej fyziky, ako už bolo spomenuté, považovali priestor za schránku tiel. Podľa Newtona nemohla existovať žiadna interakcia medzi telesami a priestorom.

V roku 1916 zverejnil A. Einstein základy všeobecná teória relativity. Jednou z jeho hlavných myšlienok je, že najmä materiálne telá veľká hmota, nápadne ohýbať priestor. Kvôli tomu napríklad lúč svetla prechádzajúci v blízkosti Slnka zmení svoj pôvodný smer.

Predstavme si teraz, že v celej nami pozorovanej časti Vesmíru je hmota rovnomerne „rozmazaná“ v priestore a v ktoromkoľvek bode v ňom fungujú rovnaké zákony. Pri určitej priemernej hustote kozmickej hmoty bude vybraná obmedzená časť Vesmíru nielen ohýbať priestor, ale

dokonca to uzavrieť „na seba“. Vesmír (presnejšie jeho vybraná časť) sa zmení na uzavretý svet pripomínajúci obyčajnú guľu. Ale bude to len štvorrozmerná guľa, alebo hypersféra, ktorú si my, trojrozmerné bytosti, nevieme predstaviť. Analogicky však môžeme ľahko pochopiť niektoré vlastnosti hypersféry. Rovnako ako obyčajná guľa má konečný objem obsahujúci konečnú hmotnosť hmoty. Ak lietate vo svetovom priestore stále jedným smerom, po určitom počte miliárd rokov sa môžete dostať do východiskového bodu.

Myšlienku možnosti uzavretia vesmíru prvýkrát vyslovil A. Einstein. V roku 1922 Sovietsky matematik A. A. Friedman dokázal, že Einsteinov „uzavretý vesmír“ v žiadnom prípade nemôže byť statický. V každom prípade sa jej priestor buď rozširuje, alebo sťahuje s celým svojim obsahom.

V roku 1929 objavil americký astronóm E. Hubble pozoruhodný obrazec: čiary v spektrách veľkej väčšiny galaxií sú posunuté k červenému koncu a posun telies je tým väčší, čím ďalej je galaxia od nás. Tento zaujímavý jav sa nazýva červený posun. Vysvetlením červeného posunu Dopplerovým javom, teda zmenou vlnovej dĺžky svetla v dôsledku pohybu zdroja, vedci dospeli k záveru, že vzdialenosť medzi našou a ostatnými galaxiami sa neustále zväčšuje. Galaxie sa samozrejme nerozptyľujú všetkými smermi od našej Galaxie, ktorá v Metagalaxii nezaujíma žiadne špeciálne postavenie, ale dochádza k vzájomnému odstráneniu všetkých galaxií. To znamená, že pozorovateľ nachádzajúci sa v akejkoľvek galaxii by mohol podobne ako my zaznamenať červený posun, zdalo by sa mu, že všetky galaxie sa od neho vzďaľujú. Metagalaxia je teda nestacionárna. Objav expanzie Metagalaxie naznačuje, že Metagalaxia v minulosti nebola rovnaká ako teraz a bude iná v budúcnosti, t.j. Metagalaxia sa vyvíja.

Ustupujúce rýchlosti galaxií sú určené z červeného posunu. V mnohých galaxiách sú veľmi veľké, úmerné rýchlosti svetla. Najvyššie rýchlosti, niekedy presahujúce

250 tisíc km/s majú niektoré kvazary, ktoré sú od nás považované za najvzdialenejšie objekty Metagalaxie.

Zákon, podľa ktorého sa červený posuv (a tým aj rýchlosť odstraňovania galaxií) zväčšuje úmerne so vzdialenosťou od galaxií (Hubbleov zákon), možno zapísať ako: v - Hr, kde v je radiálna rýchlosť galaxie; r - vzdialenosť k nemu; H je Hubbleova konštanta. Autor: moderné odhady, hodnota H leží v rozmedzí:

V dôsledku toho je pozorovaná rýchlosť expanzie metagalaxie taká, že galaxie oddelené vzdialenosťou 1 Mpc (3 10 19 km), vzďaľujte sa od seba rýchlosťou 50 až 100 km/s. Ak je známa rýchlosť ustupovania galaxie, potom je možné vypočítať vzdialenosť k vzdialeným galaxiám.

Takže žijeme v rozširujúcej sa Metagalaxii. Tento jav má svoje vlastné charakteristiky. Expanzia Metagalaxie sa prejavuje len na úrovni kopy a nadkopy galaxií, teda systémov, ktorých prvkami sú galaxie. Ďalšou črtou expanzie Metagalaxie je, že neexistuje žiadne centrum, z ktorého sa galaxie rozptyľujú.

Expanzia Metagalaxie je najveľkolepejším prírodným fenoménom, ktorý je v súčasnosti známy. Jeho správna interpretácia má mimoriadne veľký ideologický význam. Nie je náhoda, že zásadný rozdiel medzi filozofickými názormi vedcov sa ostro prejavil vo vysvetlení príčiny tohto javu. Niektorí z nich, stotožňujúc Metagalaxiu s celým Vesmírom, sa snažia dokázať, že expanzia Metagalaxie potvrdzuje vierovyznanie o nadprirodzenom, božského pôvodu Vesmír. Vesmír však vie prirodzené procesy, čo mohlo spôsobiť pozorovanú expanziu v minulosti. S najväčšou pravdepodobnosťou ide o výbuchy. Ich mierka nás napadne už pri štúdiu určité typy galaxie. Možno si predstaviť, že expanzia Metagalaxie

tiež začal javom pripomínajúcim kolosálny výbuch hmoty s obrovskou teplotou a hustotou.

Keďže sa vesmír rozpína, je prirodzené si myslieť, že býval menší a že naraz bol celý priestor stlačený do superhustoty. hmotný bod. Bol to moment takzvanej singularity, ktorý sa nedá opísať rovnicami modernej fyziky. Z neznámych príčin prebehol proces podobný výbuchu a odvtedy sa Vesmír začal „rozpínať“. Procesy vyskytujúce sa v tomto prípade sú vysvetlené teóriou horúceho vesmíru.

V roku 1965 americkí vedci A. Penzias a R. Wilson zistili experimentálny dôkaz pobyt vesmíru v superhustom a horúcom stave, t.j. reliktné žiarenie. Ukázalo sa, že vesmír je vyplnený elektromagnetickými vlnami, ktoré sú ich poslami starovekej éry vývoj Vesmíru, keď ešte neboli hviezdy, galaxie, hmloviny. Reliktné žiarenie preniká celým priestorom, všetkými galaxiami, podieľa sa na expanzii Metagalaxie. Reliktné elektromagnetické žiarenie je v rádiovom rozsahu s vlnovými dĺžkami od 0,06 cm do 60 cm.Rozloženie energie je podobné spektru úplne čierneho telesa s teplotou 2,7 K. Hustota energie reliktné žiarenie rovná 4 10 -13 erg / cm 3, maximum žiarenia pripadá na 1,1 mm. Samotné žiarenie má v tomto prípade charakter určitého pozadia, pretože vypĺňa celý priestor a je úplne izotropné. Je svedkom počiatočného stavu vesmíru.

Je veľmi dôležité, že hoci tento objav vznikol náhodou pri štúdiu kozmického rádiového rušenia, existenciu CMB teoretici predpovedali. Jedným z prvých, ktorí predpovedali toto žiarenie, bol D. Gamow, ktorý vypracoval teóriu pôvodu chemické prvky ktorý sa objavil v prvých minútach po veľký tresk. Predikcia existencie reliktného žiarenia a jeho detekcia v vonkajší priestor- ďalší presvedčivý príklad poznateľnosti sveta a jeho zákonitostí.

Vo všetkých rozvinutých dynamických kozmologických modeloch je potvrdená myšlienka expanzie vesmíru z nejakého superhustého a superhorúceho stavu, nazývaného singulár. Americký astrofyzik D. Gamow prišiel ku konceptu Veľkého tresku a horúceho vesmíru v raných fázach jeho vývoja. Analýza problému počiatočná fáza vývoj vesmíru umožnili nové predstavy o povahe vákua. Kozmologické riešenie získané W. de Sitterom pre vákuum (r ~ e Ht) ukázalo, že exponenciálna expanzia je nestabilná: nemôže pokračovať donekonečna. Po relatívne krátkom čase sa exponenciálna expanzia zastaví, vo vákuu nastáva fázový prechod, počas ktorého energia vákua prechádza do bežnej hmoty a Kinetická energia expanzia vesmíru. Veľký tresk bol pred 15-20 miliardami rokov.

Podľa štandardného modelu horúceho vesmíru sa superhustá hmota po Veľkom tresku začala rozpínať a postupne ochladzovať. Ako došlo k expanzii fázové prechody, čo malo za následok fyzické sily interakcie hmotných telies. Pri experimentálnych hodnotách takejto zákl fyzické parametre, ako hustota a teplota (p ~ 10 96 kg/m 3 a T ~ 10 32 K), v počiatočnom štádiu rozpínania vesmíru, rozdiel medzi elementárnymi časticami a štyrmi typmi fyzické interakcie prakticky chýba. Začína sa prejavovať pri poklese teploty a začína sa diferenciácia hmoty.

teda moderné nápady o histórii vzniku našej Metagalaxie sú založené na piatich dôležitých experimentálnych pozorovaniach:

1. Výskum spektrálne čiary hviezd ukazuje, že metagalaxia má v priemere jediné chemické zloženie. Prevláda vodík a hélium.

2. V spektrách prvkov vzdialených galaxií sa zisťuje systematický posun červenej časti spektra. Hodnota

Tento posun sa zvyšuje, keď sa galaxie vzďaľujú od pozorovateľa.

3. Merania rádiových vĺn prichádzajúcich z vesmíru v rozsahu centimetrov a milimetrov naznačujú, že vonkajší priestor je rovnomerne a izotropne vyplnený slabým rádiovým vyžarovaním. Spektrálna charakteristika tohto takzvaného žiarenia pozadia zodpovedá žiareniu úplne čierneho telesa pri teplote asi 2,7 stupňa Kelvina.

4. Veľkoplošné rozloženie galaxií podľa astronomických pozorovaní zodpovedá konštantnej hustote hmoty, ktorá je podľa moderných odhadov najmenej 0,3 baryónu na meter kubický.

5. Procesná analýza rádioaktívny rozpad v meteoritoch ukazuje, že niektoré z týchto zložiek museli vzniknúť pred 14 až 24 miliardami rokov.

Len pred sto rokmi vedci zistili, že náš vesmír sa rýchlo zväčšuje.

Pred sto rokmi boli predstavy o vesmíre založené na newtonovskej mechanike a euklidovskej geometrii. Dokonca aj niekoľko vedcov, ako Lobačevskij a Gauss, ktorí priznali (iba ako hypotézu!) fyzikálnu realitu neeuklidovskej geometrie, považovali vesmírny priestor za večný a nemenný.

V roku 1870 anglický matematik William Clifford dospel k veľmi hlbokej myšlienke, že priestor môže byť zakrivený, a nie rovnomerne v rôzne body a že jeho zakrivenie sa môže časom meniť. Dokonca priznal, že takéto zmeny nejako súvisia s pohybom hmoty. Obe tieto myšlienky neskôr o mnoho rokov neskôr vytvorili základ všeobecnej teórie relativity. Sám Clifford sa toho nedožil – zomrel na tuberkulózu vo veku 34 rokov, 11 dní pred narodením Alberta Einsteina.

Červený posun

Prvé informácie o expanzii vesmíru poskytla astrospektrografia. V roku 1886 si anglický astronóm William Huggins všimol, že vlnové dĺžky hviezdneho svetla sú mierne posunuté v porovnaní s pozemskými spektrami tých istých prvkov. Na základe vzorca pre optickú verziu Dopplerovho javu odvodeného v roku 1848 francúzsky fyzik Armand Fizeau, možno vypočítať hodnotu radiálnej rýchlosti hviezdy. Takéto pozorovania umožňujú sledovať pohyb vesmírneho objektu.

Pred sto rokmi boli predstavy o vesmíre založené na newtonovskej mechanike a euklidovskej geometrii. Dokonca aj niekoľko vedcov, ako Lobačevskij a Gauss, ktorí priznali (len ako hypotézu!) fyzikálnu realitu neeuklidovskej geometrie, považovali vesmírny priestor za večný a nemenný. Kvôli rozpínavosti vesmíru nie je ľahké posúdiť vzdialenosť k vzdialeným galaxiám. Svetlo, ktoré dosiahlo o 13 miliárd rokov neskôr z galaxie A1689-zD1 vzdialenej 3,35 miliardy svetelných rokov (A), pri prekonávaní rozpínajúceho sa priestoru „červenie“ a slabne a samotná galaxia sa vzďaľuje (B). Ponesie informácie o vzdialenosti v červenom posune (13 miliárd svetelných rokov), v uhlovej veľkosti (3,5 miliardy svetelných rokov), v intenzite (263 miliárd svetelných rokov), pričom skutočná vzdialenosť je 30 miliárd svetelných rokov. rokov.

O štvrťstoročie neskôr túto možnosť novým spôsobom využil Westo Slifer, zamestnanec Flagstaff Observatory v Arizone, ktorý od roku 1912 študoval spektrá špirálových hmlovín 24-palcovým ďalekohľadom s dobrým spektrografom. Na získanie vysokokvalitného obrazu bola rovnaká fotografická platňa exponovaná niekoľko nocí, takže projekt sa pohyboval pomaly. Od septembra do decembra 1913 Slifer študoval hmlovinu Andromeda a pomocou Dopplerovho-Fizovho vzorca dospel k záveru, že sa každú sekundu približuje k Zemi na 300 km.

V roku 1917 zverejnil údaje o radiálnych rýchlostiach 25 hmlovín, ktoré vykazovali výraznú asymetriu v ich smeroch. K Slnku sa blížili len štyri hmloviny, ostatné utekali (a niektoré veľmi rýchlo).

Slipher nehľadal slávu ani nezverejňoval svoje výsledky. Preto sa stali známymi v astronomických kruhoch, až keď im venoval pozornosť slávny britský astrofyzik Arthur Eddington.

V roku 1924 vydal monografiu o teórii relativity, ktorá obsahovala zoznam radiálnych rýchlostí 41 hmlovín nájdených Sliferom. Boli tam rovnaké štyri hmloviny s modrým posunom, zatiaľ čo ostatných 37 malo spektrálne čiary s červeným posunom. Ich radiálne rýchlosti sa pohybovali v rozmedzí 150-1800 km/s a v priemere boli 25-krát vyššie ako rýchlosti vtedy známych hviezd Mliečnej dráhy. To naznačuje, že hmloviny sú zapojené do iných pohybov ako "klasické" svietidlá.

vesmírne ostrovy

Začiatkom 20. rokov 20. storočia väčšina astronómov verila, že špirálové hmloviny sa nachádzajú na periférii Mliečnej dráhy a za ňou nie je nič iné ako prázdny tmavý priestor. Pravda, ešte v 18. storočí niektorí vedci videli v hmlovinách obrovské hviezdy. hviezdokopy(Immanuel Kant ich nazval ostrovné vesmíry). Táto hypotéza však nebola populárna, pretože nebolo možné spoľahlivo určiť vzdialenosti k hmlovinám.

Tento problém vyriešil Edwin Hubble, ktorý pracoval na 100-palcovom odrazovom ďalekohľade na kalifornskom observatóriu Mount Wilson. V rokoch 1923-1924 zistil, že hmlovina Andromeda pozostáva z mnohých svetelných objektov, medzi ktoré premenné hviezdy rodina Cepheidov. Vtedy už bolo známe, že perióda zmeny ich zdanlivej jasnosti súvisí s absolútnou svietivosťou, a preto sú cefeidy vhodné na kalibráciu kozmických vzdialeností. Hubble s ich pomocou odhadol vzdialenosť do Andromedy na 285 000 parsekov (podľa moderných údajov je to 800 000 parsekov). Priemer Mliečnej dráhy sa potom považoval za približne rovný 100 000 parsekov (v skutočnosti je trikrát menší). Z toho vyplýva, že Andromedu a Mliečnu dráhu treba považovať za nezávislé hviezdokopy. Čoskoro Hubble identifikoval dve ďalšie nezávislé galaxie, ktoré konečne potvrdili hypotézu „ostrovných vesmírov“.

Pre spravodlivosť treba poznamenať, že dva roky pred Hubbleom vypočítal vzdialenosť do Andromedy estónsky astronóm Ernst Opik, ktorého výsledok – 450 000 parsekov – bol bližšie k tomu správnemu. Použil však množstvo teoretických úvah, ktoré neboli také presvedčivé ako priame pozorovania Hubblea.

Do roku 1926 Hubble urobil štatistickú analýzu pozorovaní štyroch stoviek „extragalaktických hmlovín“ (tento výraz používal dlho, vyhýbal sa ich nazývaniu galaxiami) a navrhol vzorec na vzťah medzi vzdialenosťou hmloviny a jej zdanlivou jasnosťou. . Napriek obrovským chybám tejto metódy nové údaje potvrdili, že hmloviny sú v priestore rozmiestnené viac-menej rovnomerne a nachádzajú sa ďaleko za hranicami Mliečnej dráhy. Teraz už nebolo pochýb o tom, že vesmír sa neobmedzuje len na našu Galaxiu a jej najbližších susedov.

Vesmírni módni návrhári

Eddington sa o výsledky Sliphera začal zaujímať ešte pred konečným objasnením podstaty špirálových hmlovín. V tom čase už existoval kozmologický model, v r v určitom zmysle predpovedanie účinku objaveného Slipherom. Eddington o tom veľa premýšľal a, samozrejme, nenechal si ujsť príležitosť dať pozorovaniam arizonského astronóma kozmologický zvuk.

Moderná teoretická kozmológia začala v roku 1917 dvoma revolučnými prácami, ktoré prezentovali modely vesmíru založené na všeobecnej teórii relativity. Jednu z nich napísal sám Einstein, druhú holandský astronóm Willem de Sitter.

Hubbleove zákony

Edwin Hubble empiricky našiel približnú proporcionalitu medzi červenými posunmi a galaktickými vzdialenosťami, ktorú premenil na proporcionalitu medzi rýchlosťami a vzdialenosťami pomocou Dopplerovho-Fizeauovho vzorca. Takže tu máme do činenia s dvoma rôznymi vzormi.
Hubble nevedel, ako spolu súvisia, ale čo hovorí dnešná veda?
Ako ukázal Lemaitre, lineárna korelácia medzi kozmologickými (spôsobenými expanziou vesmíru) červenými posunmi a vzdialenosťami nie je v žiadnom prípade absolútna. V praxi je dobre pozorovateľný len pri posunoch menších ako 0,1. Takže Hubbleov empirický zákon nie je presný, ale približný a Dopplerov-Fizov vzorec platí len pre malé posuny spektra.
A tu teoretický zákon, ktorý spája radiálnu rýchlosť vzdialených objektov so vzdialenosťou k nim (s faktorom úmernosti vo forme Hubbleovho parametra V=Hd), platí pre akékoľvek červené posuny. Rýchlosť V, ktorá sa v nej objavuje, však vôbec nie je rýchlosťou fyzických signálov resp skutočné telá vo fyzickom priestore. Ide o rýchlosť zväčšovania vzdialeností medzi galaxiami a kopami galaxií, ktorá je spôsobená rozpínaním vesmíru. Dokázali by sme to zmerať len vtedy, ak by sme dokázali zastaviť rozpínanie Vesmíru, okamžite natiahnuť meracie pásky medzi galaxiami, prečítať vzdialenosti medzi nimi a rozdeliť ich na časové intervaly medzi meraniami. Prirodzene, fyzikálne zákony to nedovoľujú. Preto kozmológovia radšej používajú Hubbleov parameter H v inom vzorci, kde sa objavuje mierkový faktor vesmíru, ktorý len popisuje stupeň jeho expanzie do rôznych vesmírne veky(pretože tento parameter sa v čase mení, jeho aktuálna hodnota je označená H0). Vesmír sa teraz zrýchľuje, takže hodnota Hubbleovho parametra rastie.
Meraním kozmologických červených posunov získavame informácie o stupni expanzie vesmíru. Svetlo galaxie, ktoré k nám prišlo s kozmologickým červeným posunom z, ju opustilo, keď boli všetky kozmologické vzdialenosti 1+z krát menšie ako v našej dobe. Dostaňte sa do tejto galaxie Ďalšie informácie, ako je jeho súčasná vzdialenosť alebo rýchlosť vzďaľovania sa od Mliečnej dráhy, je možné len s pomocou špecifického kozmologického modelu. Napríklad v Einstein-de Sitterovom modeli sa galaxia so z = 5 od nás vzďaľuje rýchlosťou rovnajúcou sa 1,1 s (rýchlosť svetla). Ale ak urobíte bežnú chybu a jednoducho vyrovnáte V / c a z, potom táto rýchlosť bude päťkrát väčšia ako rýchlosť svetla. Rozpor, ako vidíme, je vážny.
Závislosť rýchlosti vzdialených objektov od červeného posunu podľa SRT, GR (závisí od modelu a času, krivka zobrazuje súčasný čas a aktuálny model). Pri malých posunoch je závislosť lineárna.

Einstein v duchu doby veril, že vesmír ako celok je statický (snažil sa ho urobiť nekonečným aj vo vesmíre, ale nedokázal nájsť správne okrajové podmienky pre svoje rovnice). V dôsledku toho postavil model uzavretého vesmíru, ktorého priestor má konštantné kladné zakrivenie (a teda má konštantný konečný polomer). Čas v tomto vesmíre naopak plynie newtonovským spôsobom, rovnakým smerom a rovnakou rýchlosťou. Časopriestor tohto modelu je zakrivený vďaka priestorovej zložke, pričom časový nie je nijako deformovaný. Statická povaha tohto sveta poskytuje špeciálnu „vložku“ v hlavnej rovnici, ktorá zabraňuje gravitačnému kolapsu a pôsobí tak ako všadeprítomné antigravitačné pole. Jeho intenzita je úmerná špeciálnej konštante, ktorú Einstein nazval univerzálnou konštantou (teraz nazývanou kozmologická konštanta).

Lemaitrov kozmologický model popisujúci expanziu vesmíru ďaleko predbehol svoju dobu. Lemaitrov vesmír začína Veľkým treskom, po ktorom sa expanzia najskôr spomalí a potom začne zrýchľovať.

Einsteinov model umožnil vypočítať veľkosť vesmíru, Celkom hmoty a dokonca aj hodnotu kozmologickej konštanty. Na to je potrebná iba priemerná hustota kozmickej hmoty, ktorú možno v zásade určiť z pozorovaní. Nie je náhoda, že tento model obdivoval Eddington a v praxi ho používal Hubble. Ničí ho však nestabilita, ktorú si Einstein jednoducho nevšimol: pri najmenšej odchýlke polomeru od rovnovážnej hodnoty sa Einsteinov svet buď roztiahne, alebo prejde gravitačným kolapsom. Preto do skutočný vesmír tento model s tym nema nic spolocne.

prázdny svet

De Sitter tiež vybudoval, ako sám veril, statický svet neustáleho zakrivenia, nie však pozitívneho, ale negatívneho. Je v ňom prítomná Einsteinova kozmologická konštanta, hmota však úplne chýba. Keď sa zavedú testované častice ľubovoľne malej hmotnosti, rozptýlia sa a idú do nekonečna. Navyše čas na periférii de Sitterovho vesmíru plynie pomalšie ako v jeho strede. Z tohto dôvodu z veľkých vzdialeností svetelné vlny prichádzajú s červeným posunom, aj keď ich zdroj je vzhľadom na pozorovateľa stacionárny. A tak v 20. rokoch 20. storočia Eddington a ďalší astronómovia uvažovali, či de Sitterov model má niečo spoločné s realitou, ktorá sa odráža v Sliferových pozorovaniach.

Tieto podozrenia sa potvrdili, aj keď iným spôsobom. Statická povaha de Sitterovho vesmíru sa ukázala ako imaginárna, pretože bola spojená s nešťastným výberom súradnicového systému. Po oprave tejto chyby sa de Sitterov priestor ukázal ako plochý, euklidovský, ale nestatický. Vďaka antigravitačnej kozmologickej konštante sa rozpína ​​pri zachovaní nulového zakrivenia. V dôsledku tejto expanzie sa vlnové dĺžky fotónov zväčšujú, čo má za následok posun spektrálnych čiar predpovedaný de Sitterom. Stojí za zmienku, že takto sa dnes vysvetľuje kozmologický červený posun vzdialených galaxií.

Od štatistiky k dynamike

História otvorene nestatických kozmologických teórií začína dvoma dokumentmi Sovietsky fyzik Alexander Fridman, vydaný v r nemecký časopis Zeitschrift fur Physik v rokoch 1922 a 1924. Friedman vypočítal modely vesmírov s časom premenlivým pozitívnym a negatívnym zakrivením, ktoré sa stali zlatým fondom teoretickej kozmológie. Tieto práce si však súčasníci takmer nevšimli (Einstein spočiatku dokonca považoval Friedmanov prvý článok za matematicky chybný). Sám Friedman veril, že astronómia ešte nedisponuje arzenálom pozorovaní, aby sa rozhodla, ktorý z kozmologických modelov je viac v súlade s realitou, a preto sa obmedzil na čistú matematiku. Možno by konal inak, keby si prečítal Slipherove výsledky, ale nestalo sa tak.

Georges Lemaitre, najväčší kozmológ prvej polovice 20. storočia, uvažoval inak. Doma v Belgicku obhájil diplomovú prácu z matematiky a potom v polovici 20. rokov študoval astronómiu - v Cambridge pod Eddingtonom a na Harvardskom observatóriu u Harlowa Shapleyho (počas pobytu v USA, kde pripravil druhú dizertačnú prácu na MIT, stretol Sliphera a Hubblea). V roku 1925 Lemaitre ako prvý ukázal, že statický charakter de Sitterovho modelu je imaginárny. Po návrate do vlasti ako profesor na Univerzite v Louvain postavil Lemaitre prvý model rozpínajúceho sa vesmíru s jasným astronomickým opodstatnením. Bez preháňania sa táto práca stala revolučným prelomom vo vede o vesmíre.

univerzálna revolúcia

Vo svojom modeli si Lemaitre zachoval kozmologickú konštantu s Einsteinom číselná hodnota. Jeho vesmír preto začína v statickom stave, no postupom času v dôsledku kolísania vstupuje s rastúcou rýchlosťou na cestu neustáleho rozpínania. V tomto štádiu si zachováva kladné zakrivenie, ktoré sa zmenšuje so zvyšovaním polomeru. Lemaitre zahrnul do svojho vesmíru nielen hmotu, ale aj elektromagnetické žiarenie. Neurobil to ani Einstein, ani de Sitter, ktorých dielo Lemaitre poznal, ani Friedmann, o ktorom vtedy nič nevedel.

Súvisiace súradnice

Pri kozmologických výpočtoch je vhodné použiť sprievodné súradnicové systémy, ktoré sa rozpínajú v súlade s rozpínaním vesmíru. V idealizovanom modeli, kde sa galaxie a kopy galaxií nezúčastňujú žiadnych správnych pohybov, sa ich súradnice pohybu nemenia. Ale vzdialenosť medzi dvoma objektmi v tento momentčas sa rovná ich konštantnej vzdialenosti v postupujúcich súradniciach vynásobenej veľkosťou faktora mierky pre daný okamih. Túto situáciu možno jednoducho ilustrovať na nafukovacom glóbuse: zemepisná šírka a dĺžka každého bodu sa nemení a vzdialenosť medzi ľubovoľnou dvojicou bodov sa zväčšuje so zväčšujúcim sa polomerom.
Použitie pohyblivých súradníc pomáha pochopiť hlboké rozdiely medzi kozmológiou rozpínajúceho sa vesmíru, špeciálnou teóriou relativity a newtonovskou fyzikou. V newtonskej mechanike sú teda všetky pohyby relatívne a absolútna nehybnosť nemá žiadnu fyzický zmysel. Naopak, v kozmológii je nehybnosť v pohybujúcich sa súradniciach absolútna a v zásade sa dá potvrdiť pozorovaniami. Špeciálna teória relativity popisuje procesy v časopriestore, z ktorých je možné pomocou Lorentzových transformácií nekonečné číslo spôsoby izolácie priestorových a časových komponentov. Kozmologický časopriestor sa naopak prirodzene rozpadá na zakrivený rozširujúci sa priestor a jediný vesmírny čas. V tomto prípade môže rýchlosť recesie vzdialených galaxií mnohonásobne prekročiť rýchlosť svetla.

Lemaitre z USA navrhol, že červené posuny vzdialených galaxií vznikajú v dôsledku expanzie vesmíru, ktorá „naťahuje“ svetelné vlny. Teraz to dokázal matematicky. Preukázal tiež, že malé (oveľa menšie jednotky) červené posuny sú úmerné vzdialenostiam od svetelného zdroja a faktor proporcionality závisí len od času a nesie informáciu o aktuálnej rýchlosti rozpínania vesmíru. Keďže z Dopplerovho-Fizeauovho vzorca vyplýva, že radiálna rýchlosť galaxie je úmerná jej červenému posunu, Lemaitre dospel k záveru, že táto rýchlosť je tiež úmerná jej vzdialenosti. Po analýze rýchlostí a vzdialeností 42 galaxií z Hubbleovho zoznamu a pri zohľadnení intragalaktickej rýchlosti Slnka stanovil hodnoty koeficientov proporcionality.

Nevídaná práca

Lemaitre publikoval svoju prácu v roku 1927 francúzsky v málo čítanom časopise „Annals of the Brussels vedeckej spoločnosti". Predpokladá sa, že to bol hlavný dôvod, pre ktorý zostala spočiatku takmer nepovšimnutá (dokonca aj jeho učiteľom Eddingtonom). Pravda, na jeseň toho roku mohol Lemaitre prediskutovať svoje zistenia s Einsteinom a dozvedel sa od neho o Friedmannových výsledkoch. Tvorca všeobecnej teórie relativity nemal žiadne technické námietky, no fyzikálnej realite Lemaîtreho modelu rozhodne neveril (rovnako ako predtým neakceptoval Friedmannove závery).

Hubbleove mapy

Medzitým, koncom 20. rokov 20. storočia, Hubble a Humason objavili lineárnu koreláciu medzi vzdialenosťami až 24 galaxií a ich radiálnymi rýchlosťami vypočítanými (väčšinou Sliferom) z červených posunov. Hubble z toho usúdil, že radiálna rýchlosť galaxie je priamo úmerná jej vzdialenosti. Koeficient tejto proporcionality sa teraz označuje H0 a nazýva sa Hubbleov parameter (podľa najnovších údajov je o niečo vyšší ako 70 (km/s)/megaparsek).

Hubbleov papier s grafom lineárna závislosť medzi galaktickými rýchlosťami a vzdialenosťami bol publikovaný začiatkom roku 1929. O rok skôr mladý americký matematik Howard Robertson nasledoval Lemaitra pri odvodzovaní tejto závislosti z modelu rozpínajúceho sa vesmíru, ktorý mohol Hubble poznať. V jeho slávnom článku sa však tento model priamo ani nepriamo nespomínal. Neskôr Hubble vyjadril pochybnosti, že rýchlosti uvedené v jeho vzorci skutočne opisujú pohyby galaxií vo vesmíre, ale vždy sa zdržal ich konkrétnej interpretácie. Zmysel svojho objavu videl v demonštrovaní proporcionality galaktických vzdialeností a červených posunov, zvyšok nechal na teoretikov. Preto pri všetkej úcte k Hubblovi nie je dôvod považovať ho za objaviteľa rozpínania vesmíru.

A predsa sa rozširuje!

Napriek tomu Hubble vydláždil cestu pre uznanie expanzie vesmíru a Lemaitrovho modelu. Už v roku 1930 jej vzdali hold takí majstri kozmológie ako Eddington a de Sitter; o niečo neskôr si vedci všimli a ocenili prácu Friedmana. V roku 1931 na Eddingtonov návrh preložil Lemaitre do angličtiny svoj článok (s malými úryvkami) pre Mesačný bulletin Kráľovskej astronomickej spoločnosti. V tom istom roku Einstein súhlasil s Lemaitreovými závermi a o rok neskôr spolu s de Sitterom postavil model rozpínajúceho sa vesmíru s plochým priestorom a zakriveným časom. Tento model vďaka svojej jednoduchosti dlho bol medzi kozmológmi veľmi obľúbený.

V tom istom roku 1931 publikoval Lemaitre stručný (a bez akejkoľvek matematiky) popis ďalšieho modelu vesmíru, ktorý kombinoval kozmológiu a kvantovú mechaniku. V tomto modeli počiatočný moment dochádza k výbuchu primárneho atómu (Lemaitre ho nazýval aj kvantovým), ktorý dal vzniknúť priestoru aj času. Keďže gravitácia spomaľuje rozpínanie novonarodeného Vesmíru, jeho rýchlosť klesá – je možné, že takmer na nulu. Lemaitre neskôr do svojho modelu zaviedol kozmologickú konštantu, ktorá spôsobila, že sa vesmír časom dostal do ustáleného stavu zrýchľujúcej sa expanzie. Očakával teda myšlienku Veľkého tresku aj modernu kozmologické modely berúc do úvahy prítomnosť temnej energie. A v roku 1933 stotožnil kozmologickú konštantu s hustotou energie vákua, na čo predtým nikto nepomyslel. Je jednoducho úžasné, ako veľmi tento vedec, určite hodný titulu objaviteľa expanzie vesmíru, predbehol svoju dobu!

Keď sa pozrieme do vzdialeného vesmíru, vidíme galaxie všade - vo všetkých smeroch, na milióny a dokonca miliardy svetelných rokov. Keďže existujú dva bilióny galaxií, ktoré by sme mohli pozorovať, súčet všetkého za nimi je väčší a chladnejší než naše najdivokejšie predstavy. Jeden z najviac zaujímavosti je, že všetky galaxie, ktoré sme kedy pozorovali, sa riadia (v priemere) rovnakými pravidlami: čím sú od nás ďalej, tým rýchlejšie sa od nás vzďaľujú. Tento objav Edwina Hubbla a jeho kolegov v 20. rokoch 20. storočia nás priviedol k obrazu rozpínajúceho sa vesmíru. Ale čo ak sa rozšíri? Veda to vie a teraz to budete vedieť aj vy.

Na prvý pohľad sa táto otázka môže zdať rozumná. Pretože všetko, čo sa rozpína, zvyčajne pozostáva z hmoty a existuje v priestore a čase Vesmíru. Ale samotný vesmír je priestor a čas obsahujúci v sebe hmotu a energiu. Keď hovoríme, že „vesmír sa rozpína“, máme na mysli rozpínanie samotného priestoru, v dôsledku ktorého sa jednotlivé galaxie a zhluky galaxií od seba vzďaľujú. Najjednoduchšie by bolo predstaviť si guľu cesta s hrozienkami vo vnútri, ktorá sa pečie v rúre, hovorí Ethan Siegel.

Model rozpínajúceho sa „buchta“ vesmíru, v ktorom sa relatívne vzdialenosti zväčšujú s rozpínaním priestoru

Toto cesto je látkou vesmíru a hrozienka ním sú súvisiace štruktúry(ako galaxie alebo zhluky galaxií). Z pohľadu akéhokoľvek hrozienka sa od neho vzdialia všetky ostatné hrozienka a čím ďalej, tým rýchlejšie. Len v pripade vesmiru pece a vzduchu mimo cesta neexistuje, je tam len cesto (priestor) a hrozienka (substancia).

Červený posun nevytvárajú len vzďaľujúce sa galaxie, ale skôr priestor medzi nami.

Ako vieme, že sa tento priestor rozširuje a nie vzďaľujúce sa galaxie?

Ak vidíte predmety, ktoré sa od vás vo všetkých smeroch vzďaľujú, existuje len jeden dôvod, ktorý to môže vysvetliť: priestor medzi vami a týmito objektmi sa rozširuje. Tiež by sa dalo predpokladať, že ste blízko centra výbuchu a mnohé predmety sú jednoducho ďalej a rýchlejšie sa odstránia, pretože sa dostali viac energie výbuch. Ak by to tak bolo, mohli by sme to dokázať dvoma spôsobmi:

• Vo väčších vzdialenostiach a pri vyšších rýchlostiach bude galaxií menej, pretože časom by sa vo vesmíre veľmi rozšírili.
• Pomer červeného posunu a vzdialenosti nadobudne určitý tvar na veľké vzdialenosti, ktorý sa bude líšiť od tvaru, ak by sa tkanina priestoru rozpínala.

Keď sa pozrieme na veľké vzdialenosti, zistíme, že hustota galaxií vzdialenejších vo vesmíre je vyššia ako bližšie k nám. To je v súlade s obrazom, v ktorom sa priestor rozširuje, pretože pozerať sa ďalej je rovnaké ako pozerať sa do minulosti, kde bolo expanzie menšie. Zistili sme tiež, že vzdialené galaxie majú pomer červeného posunu k vzdialenosti, ktorý zodpovedá expanzii vesmíru, a vôbec nie - ak by sa galaxie jednoducho rýchlo vzďaľovali od nás. Veda môže na túto otázku odpovedať dvoma spôsobmi. rôzne cesty a obe odpovede podporujú expanziu vesmíru.

Rozpínal sa vesmír vždy rovnakou rýchlosťou?

Hovoríme tomu Hubbleova konštanta, ale konštantná je len v priestore, nie v čase. Vesmír v tento moment expandovať pomalšie ako v minulosti. Keď hovoríme o rýchlosti expanzie, hovoríme o rýchlosti na jednotku vzdialenosti: dnes asi 70 km/s/Mpc. (Mpc je megaparsek, približne 3 260 000 svetelných rokov). Ale rýchlosť expanzie závisí od hustôt všetkých rôznych vecí vo vesmíre, vrátane hmoty a žiarenia. Ako sa vesmír rozpína, hmota a žiarenie v ňom sú menej husté a so znižovaním hustoty klesá aj rýchlosť rozpínania. Vesmír sa v minulosti rozpínal rýchlejšie a od Veľkého tresku sa spomaľuje. Hubbleova konštanta je nesprávne pomenovanie, mala by sa nazývať Hubbleov parameter.

Vzdialené osudy vesmíru ponúkajú rôzne možnosti, ale ak je temná energia skutočne konštantná, ako naznačujú údaje, budeme sledovať červenú krivku.

Bude sa vesmír rozpínať navždy alebo sa niekedy zastaví?

Niekoľko generácií astrofyzikov a kozmológov si lámalo hlavu nad touto otázkou a dá sa na ňu odpovedať iba určením rýchlosti rozpínania vesmíru a všetkých druhov (a množstva) energie v ňom prítomných. Už sme úspešne zmerali, koľko bežnej hmoty, žiarenia, neutrín, tmavej hmoty a temnej energie, ako aj rýchlosť rozpínania vesmíru. Na základe fyzikálnych zákonov a toho, čo sa stalo v minulosti, to vyzerá, že vesmír sa bude rozpínať navždy. Hoci pravdepodobnosť toho nie je 100%; ak sa niečo ako temná energia bude v budúcnosti správať inak v porovnaní s minulosťou a súčasnosťou, budeme musieť prehodnotiť všetky naše závery.

Pohybujú sa galaxie rýchlejšie ako rýchlosť svetla? Nie je to zakázané?

Z nášho pohľadu sa priestor medzi nami a vzdialeným bodom rozširuje. Čím je od nás ďalej, tým rýchlejšie sa nám zdá, že sa vzďaľuje. Aj keby bola miera expanzie malá, vzdialený objekt by jedného dňa prekročil prah akéhokoľvek rýchlostného limitu, pretože rýchlosť expanzie (rýchlosť na jednotku vzdialenosti) by sa s dostatočnou vzdialenosťou mnohonásobne znásobila. OTO sa prikláňa k takémuto scenáru. Zákon, že sa nič nemôže pohnúť vyššia rýchlosť svetlo sa vzťahuje len na pohyb objektu priestorom, nie na rozpínanie samotného priestoru. V skutočnosti sa samotné galaxie pohybujú rýchlosťou iba niekoľko tisíc kilometrov za sekundu, čo je výrazne pod hranicou 300 000 km/s stanovenou rýchlosťou svetla. Je to expanzia vesmíru, ktorá spôsobuje recesiu a červený posun, nie skutočný pohyb galaxie.

V rámci pozorovateľného vesmíru (žltý kruh) sú približne 2 bilióny galaxií. Galaxie, ktoré sú bližšie ako tretina cesty k tejto hranici, už nikdy nebudeme môcť dobehnúť kvôli rozpínavosti vesmíru. Len 3% objemu vesmíru sú otvorené pre rozvoj ľudskými silami

Rozpínanie vesmíru je nevyhnutným dôsledkom toho, že hmota a energia vypĺňajú časopriestor, ktorý podlieha zákonom všeobecnej relativity. Pokiaľ existuje hmota, existuje gravitačná príťažlivosť, takže buď gravitácia zvíťazí a všetko sa znova stiahne, alebo gravitácia prehrá a vyhrá expanziu. Neexistuje žiadne centrum expanzie a mimo priestoru nie je nič, čo by sa rozpínalo; je to samotná štruktúra vesmíru, ktorá sa rozpína. Čo je najzaujímavejšie, aj keby sme dnes opustili Zem rýchlosťou svetla, dokázali by sme navštíviť len 3 % galaxií v pozorovateľnom vesmíre; 97 % z nich je už mimo náš dosah. Vesmír je zložitý.

Vesmír nie je statický. Potvrdili to štúdie astronóma Edwina Hubbla už v roku 1929, teda takmer pred 90 rokmi. K tejto myšlienke ho priviedli pozorovania pohybu galaxií. Ďalším objavom astrofyzikov na konci dvadsiateho storočia bol výpočet expanzie vesmíru so zrýchlením.

Ako sa nazýva rozpínanie vesmíru?

Niektorí sú prekvapení, keď počujú, čo vedci nazývajú rozpínanie vesmíru. Toto meno sa spája s väčšinou ekonomiky as negatívnymi očakávaniami.

Inflácia je proces expanzie vesmíru ihneď po jeho objavení a s prudkým zrýchlením. V preklade z angličtiny "inflation" - "napumpovať", "nafúknuť".

Nové pochybnosti o existencii temnej energie ako faktora v teórii inflácie vesmíru využívajú odporcovia teórie expanzie.

Potom vedci navrhli mapu čiernych dier. Počiatočné údaje sa líšia od údajov získaných v neskoršej fáze:

1. Šesťdesiattisíc čiernych dier so vzdialenosťou medzi najvzdialenejšími viac ako jedenásť miliónov svetelných rokov – údaje spred štyroch rokov.
2. Stoosemdesiattisíc galaxií čiernych dier vzdialených trinásť miliónov svetelných rokov. Údaje získané vedcami vrátane ruských jadroví fyzici, začiatkom roka 2017.

Tieto informácie, hovoria astrofyzici, nie sú v rozpore klasický model Vesmír.

Rýchlosť expanzie vesmíru je výzvou pre kozmológov

Rýchlosť expanzie je skutočne výzvou pre kozmológov a astronómov. Pravda, kozmológovia už netvrdia, že rýchlosť rozpínania Vesmíru nemá konštantný parameter, nezrovnalosti sa presunuli do inej roviny – keď sa rozpínanie začalo zrýchľovať. Údaje o putovaní v spektre veľmi vzdialených galaxií supernov prvého typu dokazujú, že expanzia nie je proces náhleho začiatku.

Vedci sa domnievajú, že vesmír sa prvých päť miliárd rokov zmenšoval.

Prvé dôsledky Veľkého tresku najskôr vyvolali mohutnú expanziu a potom začala kontrakcia. Ale temná energia stále ovplyvňovala rast vesmíru. A so zrýchlením.

Americkí vedci začali vytvárať mapu veľkosti vesmíru pre rôznych epoch aby ste zistili, kedy začalo zrýchlenie. Pozorovaním výbuchov supernov, ako aj smeru koncentrácie v starovekých galaxiách, si kozmológovia všimli črty zrýchlenia.

Prečo sa vesmír "zrýchľuje"

Spočiatku sa predpokladalo, že v zostavenej mape neboli hodnoty zrýchlenia lineárne, ale zmenili sa na sínusoidu. Nazývalo sa to „vlna vesmíru“.

Vlna vesmíru hovorí, že zrýchlenie nezodpovedalo konštantná rýchlosť: spomalil, potom zrýchlil. A to hneď niekoľkokrát. Vedci sa domnievajú, že za 13,81 miliardy rokov po Veľkom tresku prebehlo sedem takýchto procesov.

Kozmológovia však zatiaľ nevedia odpovedať na otázku, od čoho závisí zrýchlenie-spomalenie. Predpoklady sa scvrkávali na myšlienku, že energetické pole, z ktorého pochádza tmavá energia, podlieha vlne vesmíru. A pohybom z jednej polohy do druhej vesmír buď zrýchľovanie rozširuje, alebo ho spomaľuje.

Napriek presvedčivosti argumentov zatiaľ stále zostávajú teóriou. Astrofyzici dúfajú, že informácie z Planckovho orbitálneho teleskopu potvrdia existenciu vlny vo vesmíre.

Keď sa našla temná energia

Prvýkrát sa o tom začalo hovoriť v deväťdesiatych rokoch kvôli výbuchom supernov. Povaha temnej energie nie je známa. Hoci Albert Einstein vo svojej teórii relativity vyčlenil kozmickú konštantu.

V roku 1916, pred sto rokmi, bol vesmír stále považovaný za nemenný. Ale gravitácia zasiahla: kozmické masy by vždy narazili proti sebe, ak by bol vesmír nehybný. Einstein deklaruje gravitáciu vďaka kozmickej odpudivej sile.

Georges Lemaitre to podloží fyzikou. Vákuum obsahuje energiu. Vďaka svojim vibráciám, ktoré vedú k objaveniu sa častíc a ich ďalšiemu ničeniu, získava energia odpudzujúcu silu.

Keď Hubble dokázal expanziu vesmíru, Einstein to označil za nezmysel.

Vplyv temnej energie

Vesmír sa od seba vzďaľuje konštantnou rýchlosťou. V roku 1998 boli svetu prezentované údaje z analýzy výbuchov supernov typu 1. Je dokázané, že vesmír rastie rýchlejšie a rýchlejšie.

Deje sa tak kvôli neznámej látke, ktorá dostala prezývku „temná energia“. Ukazuje sa, že zaberá takmer 70% priestoru vesmíru. Podstata, vlastnosti a povaha temnej energie neboli skúmané, no jej vedci sa snažia zistiť, či existovala aj v iných galaxiách.

V roku 2016 vypočítali presnú rýchlosť expanzie na blízku budúcnosť, objavil sa však nesúlad: Vesmír sa rozširuje rýchlejšie, než astrofyzici predtým predpokladali. Medzi vedcami sa rozpútali spory o existencii temnej energie a jej vplyve na rýchlosť rozpínania hraníc vesmíru.

Rozpínanie vesmíru prebieha bez temnej energie

Teóriu nezávislosti expanzie vesmíru od temnej energie predložili vedci začiatkom roku 2017. Rozpínanie vysvetľujú ako zmenu v štruktúre vesmíru.

Vedci z budapeštianskej a havajskej univerzity dospeli k záveru, že nesúlad medzi výpočtami a skutočnou rýchlosťou rozpínania súvisí so zmenou vlastností vesmíru. Nikto nebral do úvahy, čo sa deje s modelom vesmíru počas expanzie.

Vedci, ktorí pochybujú o existencii temnej energie, vysvetľujú: najväčšie koncentráty hmoty vo vesmíre ovplyvňujú jej expanziu. V tomto prípade je zvyšok obsahu distribuovaný rovnomerne. Skutočnosť však zostáva nevysvetlená.

Na preukázanie platnosti svojich predpokladov vedci navrhli model minivesmíru. Predstavili to vo forme súboru bublín a začali počítať parametre rastu každej bubliny jej vlastnou rýchlosťou v závislosti od jej hmotnosti.

Toto modelovanie vesmíru vedcom ukázalo, že sa môže meniť bez ohľadu na energiu. A ak "zmiešame" temná energia, potom sa model nezmení, veria vedci.

Vo všeobecnosti kontroverzia stále prebieha. Priaznivci temnej energie hovoria, že ovplyvňuje rozširovanie hraníc vesmíru, odporcovia si stoja za svojím a tvrdia, že na koncentrácii hmoty záleží.

Rýchlosť expanzie vesmíru teraz

Vedci sú presvedčení, že vesmír začal rásť po Veľkom tresku. Potom, takmer pred štrnástimi miliardami rokov, sa ukázalo, že rýchlosť expanzie vesmíru väčšiu rýchlosť Sveta. A naďalej rastie.

Kniha Stephena Hawkinga a Leonarda Mlodinova Najkratšia história času uvádza, že rýchlosť rozpínania hraníc vesmíru nemôže prekročiť 10 % za miliardu rokov.

V lete 2016 vypočítal nositeľ Nobelovej ceny Adam Riess vzdialenosť k pulzujúcim cefeidám v galaxiách blízko seba, aby určil, aká je rýchlosť rozpínania vesmíru. Tieto údaje nám umožnili vypočítať rýchlosť. Ukázalo sa, že galaxie vo vzdialenosti najmenej tri milióny svetelných rokov sa môžu vzdialiť rýchlosťou takmer 73 km/s.

Výsledok bol úžasný: obiehajúce teleskopy, ten istý Planck, hovorili o 69 km/s. Prečo bol zaznamenaný taký rozdiel, vedci nevedia odpovedať: nevedia nič o pôvode temnej hmoty, na ktorej je založená teória rozpínania vesmíru.

tmavé žiarenie

Ďalší faktor „zrýchľovania“ vesmíru objavili astronómovia pomocou HST. Predpokladá sa, že temné žiarenie sa objavilo na samom začiatku formovania vesmíru. Potom v tom bolo viac energie, bez hmoty.

Temné žiarenie „pomohlo“ temnej energii rozširovať hranice vesmíru. Vedci tvrdia, že rozdiely v určovaní rýchlosti zrýchlenia boli spôsobené neznámou povahou tohto žiarenia.

Ďalšia práca Hubblea by mala spresniť pozorovania.

Tajomná energia by mohla zničiť vesmír

Vedci o takomto scenári uvažujú už niekoľko desaťročí, údaje z Planckovho vesmírneho observatória hovoria, že zďaleka nejde len o špekulácie. Vyšli v roku 2013.

"Planck" meral "echo" Veľkého tresku, ktorý sa objavil vo veku vesmíru asi 380 tisíc rokov, teplota bola 2 700 stupňov. A teplota sa zmenila. „Planck“ tiež určil „zloženie“ vesmíru:

• takmer 5% sú hviezdy, vesmírny prach, vesmírny plyn, galaxie;
• takmer 27% je hmotnosť tmavej hmoty;
• asi 70% je temná energia.

Fyzik Robert Caldwell naznačil, že temná energia má silu, ktorá môže rásť. A táto energia oddelí časopriestor. Vedec sa domnieva, že galaxia sa v najbližších dvadsiatich až päťdesiatich miliardách rokov vzdiali. Tento proces nastane s rastúcim rozširovaním hraníc vesmíru. Tým sa odtrhne Mliečna dráha od hviezdy a tá sa tiež rozpadne.

Vek kozmu bol odhadnutý na približne šesťdesiat miliónov rokov. Slnko sa stane trpasličou miznúcou hviezdou a planéty sa od nej oddelia. Potom zem vybuchne. V nasledujúcich tridsiatich minútach vesmír roztrhne atómy na kusy. Finále bude deštrukcia štruktúry časopriestoru.

Kam vedie Mliečna dráha?

Jeruzalemskí astronómovia sú presvedčení, že Mliečna dráha získala najvyššia rýchlosť, ktorá je vyššia ako rýchlosť rozpínania vesmíru. Vedci to vysvetľujú túžbou Mliečnej dráhy k „Veľkému priťahovačovi“, ktorý je považovaný za najväčšieho.Takže Mliečna dráha opúšťa kozmickú púšť.

Vedci používajú rôzne techniky meranie rýchlosti rozpínania vesmíru, takže nie jediný výsledok toto nastavenie.

materiál z knihy „Najkratšia história času“ od Stephena Hawkinga a Leonarda Mlodinova

Dopplerov efekt

V 20. rokoch 20. storočia, keď astronómovia začali študovať spektrá hviezd v iných galaxiách, bolo objavené niečo veľmi zaujímavé: ukázalo sa, že ide o rovnaké charakteristické súbory chýbajúcich farieb ako hviezdy v našej vlastnej galaxii, ale všetky boli posunuté smerom k červený koniec spektra a v rovnakom pomere. Pre fyzikov je farebný alebo frekvenčný posun známy ako Dopplerov efekt.

Všetci vieme, ako tento jav ovplyvňuje zvuk. Počúvajte zvuk prechádzajúceho auta. Keď sa priblíži, zvuk jeho motora alebo klaksónu sa zdá byť vyšší, a keď už auto prešlo a začalo sa vzďaľovať, zvuk sa zníži. Policajné auto idúce oproti nám rýchlosťou sto kilometrov za hodinu vyvinie asi desatinu rýchlosti zvuku. Zvuk jeho sirény je vlnenie, striedanie hrebeňov a žľabov. Pripomeňme, že vzdialenosť medzi najbližšími hrebeňmi (alebo korytami) sa nazýva vlnová dĺžka. Čím je vlnová dĺžka kratšia, tým viac vibrácie sa dostanú do ucha každú sekundu a čím vyšší je tón alebo frekvencia zvuku.

Dopplerov efekt je spôsobený tým, že sa blíži auto, ktoré vydáva každý nasledujúci hrebeň zvuková vlna, bude k nám čoraz bližšie a v dôsledku toho budú vzdialenosti medzi hrebeňmi menšie, ako keby auto stálo na mieste. To znamená, že vlnové dĺžky vĺn, ktoré k nám prichádzajú, sa skracujú a ich frekvencia sa zvyšuje. Naopak, ak sa auto vzdiali, dĺžka vĺn, ktoré zachytíme, sa predĺži a ich frekvencia sa zníži. A čím rýchlejšie sa auto pohybuje, tým silnejšie sa prejavuje Dopplerov efekt, ktorý umožňuje jeho využitie na meranie rýchlosti.

Keď sa zdroj vyžarujúci vlny pohybuje smerom k pozorovateľovi, vlnová dĺžka sa zmenšuje. Naopak, pri odstránení zdroja sa zvyšuje. Toto sa nazýva Dopplerov efekt.

Svetlo a rádiové vlny sa správajú podobne. Polícia využíva Dopplerov efekt na určenie rýchlosti vozidiel meraním vlnovej dĺžky rádiového signálu, ktorý sa od nich odráža. Svetlo sú vibrácie alebo vlny, elektromagnetického poľa. Vlnová dĺžka viditeľné svetlo extrémne malý - od štyridsiatich do osemdesiatich milióntin metra. ľudské oko vníma svetelné vlny rôznych vlnových dĺžok ako rôzne farby, pričom najdlhšia vlnová dĺžka zodpovedá červenému koncu spektra a najkratšia - súvisí s modrým koncom. Teraz si predstavte zdroj svetla v konštantnej vzdialenosti od nás, napríklad hviezdu, vyžarujúcu svetelné vlny určitej vlnovej dĺžky. Dĺžka zaznamenaných vĺn bude rovnaká ako dĺžka emitovaných vĺn. Predpokladajme však, že sa zdroj svetla začal od nás vzďaľovať. Rovnako ako v prípade zvuku sa tým zvýši vlnová dĺžka svetla, čo znamená, že spektrum sa posunie smerom k červenému koncu.

Rozšírenie vesmíru

Po preukázaní existencie iných galaxií sa Hubble v nasledujúcich rokoch zaoberal určovaním vzdialeností k nim a pozorovaním ich spektier. V tom čase mnohí predpokladali, že galaxie sa pohybujú náhodne a očakávali, že počet spektier s modrým posunom bude približne rovnaký ako počet spektier s červeným posunom. Preto bolo úplným prekvapením zistenie, že spektrá väčšiny galaxií vykazujú červený posun – takmer všetky hviezdne systémy sa od nás vzďaľujú! Ešte prekvapivejšia bola skutočnosť, ktorú objavil Hubble a publikoval v roku 1929: veľkosť červeného posunu galaxií nie je náhodná, ale je priamo úmerná ich vzdialenosti od nás. Inými slovami, čím ďalej je galaxia od nás, tým rýchlejšie sa vzďaľuje! Z toho vyplynulo, že vesmír nemôže byť statický, nezmenenej veľkosti, ako sa predtým myslelo. V skutočnosti sa rozširuje: vzdialenosť medzi galaxiami neustále rastie.

Uvedomenie si, že vesmír sa rozpína, spôsobilo skutočnú revolúciu v mysliach, jednu z najväčších v dvadsiatom storočí. Keď sa pozriete späť, môže sa zdať prekvapujúce, že na to nikto predtým nepomyslel. Newton a ďalšie veľké mysle si museli uvedomiť, že statický vesmír by bol nestabilný. Aj keď by v určitom bode bola nehybná, vzájomná príťažlivosť hviezd a galaxií by rýchlo viedla k jej stlačeniu. Aj keby sa vesmír rozpínal relatívne pomaly, gravitácia by nakoniec ukončila jeho rozpínanie a spôsobila by jeho zmršťovanie. Ak je však rýchlosť rozpínania vesmíru väčšia ako nejaký kritický bod, gravitácia ju nikdy nedokáže zastaviť a vesmír sa bude navždy rozpínať.

Tu môžete vidieť vzdialenú podobnosť s raketou stúpajúcou z povrchu Zeme. Pri relatívne nízkej rýchlosti gravitácia nakoniec zastaví raketu a tá začne padať smerom k Zemi. Na druhej strane, ak je rýchlosť rakety vyššia ako kritická rýchlosť (viac ako 11,2 kilometra za sekundu), gravitácia ju neudrží a Zem navždy opustí.

V roku 1965 dvaja americkí fyzici, Arno Penzias a Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories v New Jersey, ladili veľmi citlivý mikrovlnný prijímač. (Mikrovlny sú žiarenie s vlnovou dĺžkou asi centimeter.) Penzias a Wilson sa obávali, že prijímač zachytáva viac šumu, ako sa očakávalo. Na anténe našli vtáčí trus a odstránili ďalšie potenciálne príčiny zlyhania, no čoskoro vyčerpali všetky možné zdroje rušenia. Hluk sa líšil tým, že sa zaznamenával nepretržite počas celého roka, bez ohľadu na rotáciu Zeme okolo svojej osi a jej otáčanie okolo Slnka. Keďže pohyb Zeme nasmeroval prijímač do rôznych sektorov vesmíru, Penzias a Wilson dospeli k záveru, že hluk prichádza zvonku. slnečná sústava a dokonca aj mimo galaxie. Zdalo sa, že prichádza v rovnakej miere zo všetkých strán vesmíru. Teraz vieme, že kdekoľvek je prijímač nasmerovaný, tento šum zostáva konštantný, okrem zanedbateľných variácií. Penzias a Wilson teda narazili na pozoruhodný príklad, že vesmír je vo všetkých smeroch rovnaký.

Aký je pôvod tohto hluku na pozadí vesmíru? Približne v rovnakom čase, keď Penzias a Wilson skúmali záhadný hluk v prijímači, dvaja americkí fyzici z Princetonská univerzita, Bob Dick a Jim Peebles sa tiež začali zaujímať o mikrovlny. Študovali predpoklad Georga (George) Gamowa, že v počiatočných štádiách vývoja bol vesmír veľmi hustý a rozpálený do biela. Dick a Peebles si mysleli, že ak je to pravda, potom by sme mali byť schopní pozorovať žiaru raného vesmíru, keďže svetlo z veľmi vzdialených oblastí nášho sveta k nám prichádza až teraz. V dôsledku rozpínania vesmíru však musí byť toto svetlo tak silne posunuté na červený koniec spektra, že sa z viditeľného žiarenia zmení na mikrovlnné žiarenie. Dick a Peebles sa práve pripravovali na hľadanie tohto žiarenia, keď si Penzias a Wilson, keď počuli o ich práci, uvedomili, že ho už našli. Za tento objav dostali Penzias a Wilson v roku 1978 Nobelovu cenu (čo sa zdá byť trochu nefér voči Dickovi a Peeblesovi, nehovoriac o Gamowovi).

Už na prvý pohľad skutočnosť, že vesmír vyzerá v každom smere rovnako, naznačuje, že v ňom zastávame nejaké špeciálne miesto. Najmä by sa mohlo zdať, že keďže sa od nás všetky galaxie vzďaľujú, musíme byť v strede vesmíru. Existuje však aj iné vysvetlenie tohto javu: vesmír môže vyzerať rovnako vo všetkých smeroch aj z ktorejkoľvek inej galaxie.

Všetky galaxie sa od seba vzďaľujú. Pripomína to šírenie farebných škvŕn na povrchu nafúknutého balóna. So zväčšujúcou sa veľkosťou lopty sa zväčšujú aj vzdialenosti medzi akýmikoľvek dvoma bodmi, ale v tomto prípade nemožno žiadny bod považovať za stred expanzie. Navyše, ak sa polomer balónika neustále zväčšuje, tak čím ďalej sú škvrny na jeho povrchu od seba, tým rýchlejšie sa pri expanzii odstránia. Povedzme, že polomer balóna sa každú sekundu zdvojnásobí. Potom budú dve škvrny, na začiatku oddelené vzdialenosťou jeden centimeter, za sekundu už vo vzdialenosti dvoch centimetrov od seba (ak sa meria pozdĺž povrchu balóna), takže ich relatívna rýchlosť bude jeden centimeter za sekundu. . Na druhej strane, pár škvŕn, ktoré boli od seba vzdialené desať centimetrov, sa jednu sekundu po začiatku expanzie vzdiali o dvadsať centimetrov, takže ich relatívna rýchlosť bude desať centimetrov za sekundu. Rýchlosť, ktorou sa ľubovoľné dve galaxie od seba vzďaľujú, je úmerná vzdialenosti medzi nimi. Červený posun galaxie by teda mal byť priamo úmerný jej vzdialenosti od nás – ide o rovnakú závislosť, akú neskôr objavil Hubble. Ruskému fyzikovi a matematikovi Alexandrovi Fridmanovi sa v roku 1922 podarilo navrhnúť úspešný model a predvídať výsledky Hubbleových pozorovaní, jeho práca zostala na Západe takmer neznáma, až kým nebol v roku 1935 navrhnutý podobný model. americký fyzik Howard Robertson a britský matematik Arthur Walker sú už na stope expanzie vesmíru, ktorú objavil Hubble.

Ako sa vesmír rozpína, galaxie sa od seba vzďaľujú. Ako čas plynie, vzdialenosť medzi vzdialenými hviezdnymi ostrovmi sa zväčšuje viac ako medzi blízkymi galaxiami, rovnako ako sa to stáva v prípade škvŕn na nafúknutom teplovzdušný balón. Preto sa pozorovateľovi z ktorejkoľvek galaxie zdá rýchlosť odstraňovania inej galaxie tým väčšia, čím ďalej sa nachádza.

Tri typy expanzie vesmíru

Prvá trieda riešení (to, ktoré našiel Friedman) predpokladá, že rozpínanie vesmíru je dostatočne pomalé na to, aby ho príťažlivosť medzi galaxiami postupne spomalila a nakoniec zastavila. Potom sa galaxie začnú zbližovať a vesmír sa začne zmenšovať. Podľa druhej triedy riešení sa vesmír rozpína ​​tak rýchlo, že gravitácia len mierne spomalí recesiu galaxií, no nikdy ju nedokáže zastaviť. Nakoniec existuje tretie riešenie, podľa ktorého sa vesmír rozpína ​​práve takou rýchlosťou, aby sa zabránilo kolapsu. Postupom času sa rýchlosť expanzie galaxií znižuje a nikdy nedosiahne nulu.

Úžasnou vlastnosťou prvého Friedmanovho modelu je, že v ňom vesmír nie je nekonečný vo vesmíre, ale nikde vo vesmíre neexistujú žiadne hranice. Gravitácia je taká silná, že priestor sa zvinie a uzavrie do seba. To je trochu podobné povrchu Zeme, ktorý je tiež konečný, ale nemá žiadne hranice. Ak sa budete pohybovať po povrchu Zeme určitým smerom, nikdy nenarazíte na neprekonateľnú bariéru alebo okraj sveta, ale nakoniec sa vrátite tam, odkiaľ ste začali. Vo Friedmanovom prvom modeli je priestor usporiadaný úplne rovnako, ale v troch rozmeroch, a nie v dvoch, ako v prípade zemského povrchu. Myšlienka, že môžete obísť vesmír a vrátiť sa na východiskový bod, je dobrá pre sci-fi, ale nie je praktickú hodnotu, pretože, ako sa dá dokázať, vesmír sa scvrkne do bodu predtým, ako sa cestovateľ vráti na začiatok svojej cesty. Vesmír je taký veľký, že sa musíte pohybovať rýchlejšie ako svetlo, aby ste stihli dokončiť cestu tam, kde ste ju začali, a takéto rýchlosti sú zakázané (teóriou relativity). V druhom Friedmanovom modeli je priestor tiež zakrivený, ale iným spôsobom. A až v treťom modeli je veľkorozmerná geometria vesmíru plochá (hoci priestor je v blízkosti masívnych telies zakrivený).

Ktorý z Friedmanových modelov popisuje náš vesmír? Zastaví sa niekedy rozpínanie vesmíru a nahradí ho kontrakcia, alebo sa bude vesmír rozpínať navždy?

Ukázalo sa, že odpovedať na túto otázku je ťažšie, ako si vedci pôvodne mysleli. Jeho riešenie závisí najmä od dvoch vecí – aktuálne pozorovanej rýchlosti rozpínania vesmíru a jeho aktuálnej priemernej hustoty (množstva hmoty na jednotku objemu priestoru). Čím vyššia je aktuálna rýchlosť expanzie, tým väčšia je gravitácia, a teda aj hustota hmoty, ktorá je potrebná na zastavenie expanzie. Ak je priemerná hustota nad určitou kritickou hodnotou (určenou rýchlosťou expanzie), potom gravitačná príťažlivosť hmoty môže zastaviť expanziu vesmíru a spôsobiť jeho kontrakciu. Toto správanie vesmíru zodpovedá prvému Friedmanovmu modelu. Ak je priemerná hustota menšia ako kritická hodnota, potom gravitačná príťažlivosť nezastaví expanziu a vesmír sa bude rozpínať navždy - ako v druhom Friedmannovom modeli. Nakoniec, ak sa priemerná hustota vesmíru presne rovná kritickej hodnote, expanzia vesmíru sa navždy spomalí, priblíži sa k statickému stavu, ale nikdy ho nedosiahne. Tento scenár zodpovedá tretiemu Friedmanovmu modelu.

Ktorý model je teda správny? Aktuálnu rýchlosť rozpínania vesmíru môžeme určiť, ak pomocou Dopplerovho javu zmeriame rýchlosť, ktorou sa od nás vzďaľujú ostatné galaxie. Dá sa to urobiť veľmi presne. Vzdialenosti galaxií však nie sú dobre známe, pretože ich môžeme merať len nepriamo. Preto vieme len to, že rýchlosť rozpínania vesmíru je od 5 do 10 % za miliardu rokov. Ešte nejasnejšie sú naše poznatky o súčasnej priemernej hustote vesmíru. Ak teda spočítame hmotnosti všetkých viditeľných hviezd v našej a iných galaxiách, súčet bude menší ako stotina toho, čo je potrebné na zastavenie expanzie vesmíru, a to aj pri najnižšom odhade rýchlosti expanzie.

To však nie je všetko. Naše a ostatné galaxie musia obsahovať veľký počet akejsi „tmavej hmoty“, ktorú nemôžeme priamo pozorovať, ale ktorej existenciu poznáme vďaka jej gravitačnému vplyvu na dráhy hviezd v galaxiách. Snáď najlepšie dôkazy o existencii temnej hmoty pochádzajú z dráh hviezd na periférii. špirálové galaxie, podobný mliečna dráha. Tieto hviezdy sa točia okolo svojich galaxií príliš rýchlo na to, aby ich udržala na obežnej dráhe gravitácia iba viditeľných hviezd galaxie. Väčšina galaxií je navyše súčasťou kôp a podobne môžeme odvodiť prítomnosť tmavej hmoty medzi galaxiami v týchto kopách podľa jej vplyvu na pohyb galaxií. V skutočnosti množstvo temnej hmoty vo vesmíre ďaleko prevyšuje množstvo bežnej hmoty. Ak vezmeme do úvahy všetku tmavú hmotu, dostaneme asi desatinu hmoty, ktorá je potrebná na zastavenie expanzie.

Nemožno však vylúčiť existenciu iných nám zatiaľ neznámych foriem hmoty, rozmiestnených takmer rovnomerne po celom vesmíre, čo by mohlo zvýšiť jej priemerná hustota. Napríklad existujú elementárne častice, nazývané neutrína, ktoré veľmi slabo interagujú s hmotou a je mimoriadne ťažké ich odhaliť.

Za posledných pár rokov s rôzne skupiny výskumníci študovali najmenšie vlnky v mikrovlnnom pozadí, ktoré objavili Penzias a Wilson. Veľkosť tohto vlnenia môže slúžiť ako indikátor rozsiahlej štruktúry vesmíru. Zdá sa, že jej postava naznačuje, že vesmír je stále plochý (ako v treťom Friedmanovom modeli)! No keďže celkové množstvo bežnej a temnej hmoty na to nestačí, fyzici predpokladali existenciu ďalšej, zatiaľ neobjavenej látky – temnej energie.

A akoby to ešte viac skomplikovalo problém, nedávne pozorovania to ukázali rozpínanie vesmíru sa nespomaľuje, ale zrýchľuje. Na rozdiel od všetkých Friedmanových modelov! To je veľmi zvláštne, keďže prítomnosť hmoty vo vesmíre – vysoká alebo nízka hustota – môže expanziu iba spomaliť. Gravitácia totiž vždy pôsobí ako príťažlivá sila. Zrýchlenie kozmologickej expanzie je ako bomba, ktorá po výbuchu energiu skôr zbiera ako rozptyľuje. Aká sila je zodpovedná za zrýchľujúcu sa expanziu kozmu? Na túto otázku nemá nikto spoľahlivú odpoveď. Einstein však mohol mať predsa len pravdu, keď do svojich rovníc zaviedol kozmologickú konštantu (a zodpovedajúci antigravitačný efekt).

Rozpínanie vesmíru sa dalo predpovedať kedykoľvek v devätnástom alebo osemnástom storočí a dokonca aj na konci sedemnásteho storočia. Avšak viera v statický vesmír bola taká silná, že ilúzia vládla nad mysľou až do začiatku dvadsiateho storočia. Dokonca aj Einstein si bol natoľko istý statickou povahou vesmíru, že v roku 1915 urobil špeciálnu opravu všeobecnej teórie relativity tým, že do rovníc umelo pridal špeciálny člen, nazývaný kozmologická konštanta, ktorý zabezpečil statickú povahu vesmíru. .

Kozmologická konštanta sa prejavila ako pôsobenie nejakej novej sily – „antigravitácie“, ktorá na rozdiel od iných síl nemala žiadny konkrétny zdroj, ale bola jednoducho inherentnou vlastnosťou, ktorá je súčasťou samotnej štruktúry časopriestoru. Pod vplyvom tejto sily časopriestor vykazoval vrodenú tendenciu expandovať. Výberom hodnoty kozmologickej konštanty mohol Einstein meniť silu tohto trendu. S jeho pomocou sa mu podarilo presne vyvážiť vzájomnú príťažlivosť všetkej existujúcej hmoty a získať vo výsledku statický vesmír.

Einstein neskôr odmietol myšlienku kozmologickej konštanty a uznal ju za svoju „najviac“. veľká chyba". Ako čoskoro uvidíme, dnes existujú dôvody domnievať sa, že Einstein mohol mať napokon pravdu, keď zaviedol kozmologickú konštantu. Čo však muselo Einsteina najviac rozčúliť, bolo to, že nechal svoju vieru v stacionárny vesmír prekonať záver, že vesmír sa musí rozpínať, predpovedaný jeho vlastnou teóriou. Zdá sa, že iba jeden človek videl tento dôsledok všeobecnej teórie relativity a bral ho vážne. Zatiaľ čo Einstein a ďalší fyzici hľadali spôsoby, ako sa vyhnúť nestatickému vesmíru, ruský fyzik a matematik Alexander Friedman na druhej strane trvali na tom, že sa rozširuje.

Friedman urobil dve veľmi jednoduché predpoklady: že vyzerá rovnako bez ohľadu na to, ktorým smerom sa pozeráme, a že toto tvrdenie je pravdivé bez ohľadu na to, z ktorého bodu vo vesmíre sa pozeráme. Na základe týchto dvoch myšlienok a riešení rovníc všeobecnej relativity dokázal, že vesmír nemôže byť statický. Friedman teda v roku 1922, niekoľko rokov pred objavom Edwina Hubblea, presne predpovedal rozpínanie vesmíru!

Pred storočiami kresťanská cirkev uznali by to za kacírske, keďže cirkevná doktrína predpokladala, že zastávame špeciálne miesto v strede vesmíru. Dnes však Friedmanovu domnienku akceptujeme takmer z opačného dôvodu, z akejsi skromnosti: považovali by sme za úplne prekvapivé, keby vesmír vyzeral rovnako vo všetkých smeroch iba nám, nie však ostatným pozorovateľom vo vesmíre!