Kur shikojmë Universin e largët, ne shohim galaktika kudo - në të gjitha drejtimet, miliona dhe madje miliarda vite dritë larg. Meqenëse ka dy trilion galaktika që ne mund të vëzhgonim, shuma e gjithçkaje përtej tyre është më e madhe dhe më e ftohtë se imagjinata jonë më e egër. Një nga më fakte interesanteështë se të gjitha galaktikat që kemi vëzhguar ndonjëherë u binden (mesatarisht) të njëjtave rregulla: sa më larg të jenë nga ne, aq më shpejt largohen prej nesh. Ky zbulim, i bërë nga Edwin Hubble dhe kolegët e tij në vitet 1920, na çoi në pamjen e një universi në zgjerim. Por çka nëse zgjerohet? Shkenca e di, dhe tani do ta dini edhe ju.
Në pamje të parë, kjo pyetje mund të duket si një pyetje e arsyeshme. Sepse çdo gjë që zgjerohet zakonisht përbëhet nga materia dhe ekziston në hapësirën dhe kohën e Universit. Por vetë Universi është hapësirë dhe kohë që përmban lëndë dhe energji brenda vetes. Kur themi se "Universi po zgjerohet", nënkuptojmë zgjerimin e vetë hapësirës, duke bërë që galaktikat individuale dhe grupimet e galaktikave të largohen nga njëra-tjetra. Mënyra më e lehtë do të ishte të imagjinonim një top brumi me rrush të thatë brenda, i cili piqet në furrë, thotë Ethan Siegel.
Një model "simite" në zgjerim i Universit, në të cilin distancat relative rriten ndërsa hapësira zgjerohet
Ky brumë është pëlhura e hapësirës, dhe rrushi i thatë është strukturat përkatëse(si galaktikat ose grupimet e galaktikave). Nga pikëpamja e çdo rrushi, të gjitha rrush të tjerë do të largohen prej tij, dhe sa më larg të jenë, aq më shpejt. Vetëm në rastin e Universit, furra dhe ajri jashtë brumit nuk ekzistojnë, ka vetëm brumë (hapësirë) dhe rrush të thatë (materie).
Nuk janë vetëm galaktikat që tërhiqen që krijojnë zhvendosje të kuqe, por hapësira mes nesh
Si e dimë se kjo hapësirë po zgjerohet dhe jo galaktikat po largohen?
Nëse shihni objekte që largohen nga ju në të gjitha drejtimet, ka vetëm një arsye që mund ta shpjegojë këtë: hapësira midis jush dhe këtyre objekteve po zgjerohet. Ju gjithashtu mund të supozoni se jeni afër qendrës së shpërthimit dhe shumë objekte janë thjesht më larg dhe largohen më shpejt sepse morën më shumë energji nga shpërthimi. Nëse do të ishte kështu, ne mund ta vërtetonim atë në dy mënyra:
- Në distanca të gjata dhe shpejtësi të lartë do të ketë më pak galaktika sepse me kalimin e kohës ato do të përhapeshin shumë në hapësirë
- Marrëdhënia midis zhvendosjes së kuqe dhe distancës do të marrë një formë specifike në distanca më të mëdha, e cila do të jetë e ndryshme nga forma nëse struktura e hapësirës do të zgjerohej.
Kur shikojmë distanca të mëdha, zbulojmë se më tej në Univers, dendësia e galaktikave është më e lartë se ato më afër nesh. Kjo është në përputhje me një pamje në të cilën hapësira po zgjerohet, sepse të shikosh më tej është njësoj si të shikosh në të kaluarën, ku ka ndodhur më pak zgjerim. Ne zbulojmë gjithashtu se galaktikat e largëta kanë një raport të zhvendosjes së kuqe në distancë në përputhje me zgjerimin e hapësirës, dhe aspak - nëse galaktikat thjesht po largoheshin me shpejtësi nga ne. Shkenca mund t'i përgjigjet kësaj pyetjeje në dy mënyra. në mënyra të ndryshme, dhe të dyja përgjigjet mbështesin zgjerimin e universit.
A është zgjeruar Universi gjithmonë me të njëjtin ritëm?
Ne e quajmë atë konstante Hubble, por është konstante vetëm në hapësirë, jo në kohë. Universi në momenti aktual duke u zgjeruar më ngadalë se në të kaluarën. Kur flasim për shpejtësinë e zgjerimit, po flasim për shpejtësinë për njësi të distancës: rreth 70 km/s/Mpc sot. (Mpc është një megaparsek, afërsisht 3,260,000 vite dritë). Por shkalla e zgjerimit varet nga dendësia e të gjitha gjërave të ndryshme në univers, duke përfshirë lëndën dhe rrezatimin. Ndërsa Universi zgjerohet, lënda dhe rrezatimi në të bëhen më pak të dendura, dhe me rënien e densitetit, zvogëlohet edhe shkalla e zgjerimit. Universi është zgjeruar më shpejt në të kaluarën dhe është ngadalësuar që nga Big Bengu. Konstanta Hubble është një emërtim i gabuar, ajo duhet të quhet parametri Hubble.
Fati i largët i universit ofron mundësi të ndryshme, por nëse energjia e errët është vërtet konstante siç sugjerojnë të dhënat, ne do të ndjekim kurbën e kuqe
A do të zgjerohet Universi përgjithmonë apo do të ndalet ndonjëherë?
Disa breza astrofizikanësh dhe kozmologësh janë hutuar rreth kësaj pyetjeje, dhe ajo mund të përgjigjet vetëm duke përcaktuar shkallën e zgjerimit të Universit dhe të gjitha llojet (dhe sasitë) e energjisë të pranishme në të. Ne kemi matur tashmë me sukses se sa lëndë e zakonshme, rrezatim, neutrino, materie e errët Dhe energji e errët, si dhe shkalla e zgjerimit të Universit. Bazuar në ligjet e fizikës dhe atë që ka ndodhur në të kaluarën, duket se universi do të zgjerohet përgjithmonë. Edhe pse probabiliteti për këtë nuk është 100%; nëse diçka si energjia e errët sillet ndryshe në të ardhmen në krahasim me të kaluarën dhe të tashmen, të gjitha përfundimet tona do të duhet të rishikohen.
A lëvizin galaktikat më shpejt se shpejtësia e dritës? A nuk është e ndaluar kjo?
Nga këndvështrimi ynë, hapësira mes nesh dhe pikës së largët po zgjerohet. Sa më larg nga ne, aq më shpejt na duket se po largohet. Edhe nëse shkalla e zgjerimit do të ishte e vogël, një objekt i largët një ditë do të kalonte pragun e çdo kufiri të shpejtësisë, sepse shkalla e zgjerimit (shpejtësia për njësi distancë) do të shumëfishohej shumë herë me një distancë të mjaftueshme. OTO e miraton këtë skenar. Ligji që asgjë nuk mund të lëvizë shpejtësi më të shpejtë drita, vlen vetëm për lëvizjen e një objekti nëpër hapësirë, jo për vetë zgjerimin e hapësirës. Në realitet, vetë galaktikat lëvizin me shpejtësi vetëm disa mijëra kilometra në sekondë, shumë më poshtë kufirit prej 300,000 km/s të vendosur nga shpejtësia e dritës. Është zgjerimi i Universit që shkakton recesionin dhe zhvendosjen e kuqe, jo lëvizja e vërtetë e galaktikës.
Ka afërsisht 2 trilion galaktika brenda universit të vëzhgueshëm (rrethi i verdhë). Ne kurrë nuk do të jemi në gjendje të arrijmë galaktikat që janë më afër se një e treta e rrugës drejt këtij kufiri për shkak të zgjerimit të Universit. Vetëm 3% e vëllimit të Universit është e hapur për eksplorimin njerëzor.
Zgjerimi i universit është pasojë e domosdoshme e faktit se materia dhe energjia mbushin hapësirë-kohën, e cila u bindet ligjeve. teori e përgjithshme relativiteti. Për sa kohë që ka materie, ekziston edhe tërheqje gravitacionale, pra ose graviteti fiton dhe gjithçka tkurret përsëri, ose graviteti humbet dhe zgjerimi fiton. Nuk ka qendër zgjerimi dhe nuk ka asgjë jashtë hapësirës që zgjerohet; është vetë pëlhura e Universit që po zgjerohet. Ajo që është më interesante është se edhe nëse do të largoheshim nga Toka me shpejtësinë e dritës sot, do të ishim në gjendje të vizitonim vetëm 3% të galaktikave në Universin e vëzhgueshëm; 97% e tyre tashmë janë jashtë mundësive tona. Universi është kompleks.
Një ditë zbuluam se Universi po zgjerohet. Pas kësaj, hapi tjetër shkencor ishte përcaktimi i shkallës ose shkallës së këtij zgjerimi. Kanë kaluar më shumë se 80 vjet, por ende nuk kemi rënë dakord për këtë çështje. Duke parë më të madhin shkallë kozmike dhe duke studiuar sinjalet më të vjetra - shkëlqimin e mëvonshëm të Big Bengut dhe korrelacionet në shkallë të gjerë të galaktikave - morëm një numër: 67 km/s/Mpc.
Por duke parë yjet individuale, galaktikat, supernova dhe tregues të tjerë të drejtpërdrejtë, marrim një numër të ndryshëm: 74 km/s/Mpc. Pasiguritë janë shumë të vogla: ±1 për numrin e parë dhe ±2 për numrin e dytë, dhe mbetet një shans statistikor prej më pak se 0.1% që këta numra të mund të barazohen me njëri-tjetrin. Kjo kontradiktë duhet të ishte zgjidhur shumë kohë më parë, por ka vazhduar që kur u zbulua për herë të parë zgjerimi i Universit.
Në vitin 1923, Edwin Hubble përdori teleskopin më të madh në botë për të kërkuar yje të rinj në galaktika të tjera. Ndoshta, nuk do të ia vlente të thuash "galaktika", sepse atëherë njerëzimi nuk ishte i sigurt për spiralet qiellore. Ndërsa studionte më të madhin prej tyre - M31, i njohur tani si Mjegullnaja Andromeda - ai pa të parën, dhe më pas novën e dytë dhe të tretë. Por i katërti u shfaq në të njëjtin vend si i pari, dhe kjo ishte e pamundur, pasi të rejave u duhen shekuj ose më shumë për t'u rimbushur. E reja e tij mbërriti në më pak se një javë. I shqetësuar, Hubble shkroi "N"-në e parë që shkroi dhe mbi të shkroi "VAR!". Ai e kuptoi se ishte një yll i ndryshueshëm dhe që atëherë u shfaq fizika e yjeve të ndryshueshëm. Hubble ishte në gjendje të llogariste distancën deri në Andromeda. Ai tregoi se ajo ishte pikërisht jashtë Rruga e Qumështit dhe është padyshim një galaktikë. Ishte vëzhgimi më i bukur ylli i vetëm në historinë e astronomisë.
Pllaka origjinale e Edwin Hubble që zbulon natyrën e ndryshueshme të yllit në Andromeda.
Hubble vazhdoi punën e tij, duke vëzhguar yje të ndryshueshëm në shumë galaktikat spirale. Së bashku me linjat e tyre spektrale të zhvendosura, ai filloi të vërejë se sa më larg të ishte galaktika, aq më shpejt po largohej prej nesh. Jo vetëm që ai zbuloi këtë ligj - të njohur si ligji i Hubble - ai ishte i pari që mati shkallën e zgjerimit: parametri Hubble. Megjithatë, numri që mori ishte i madh. Shumë i madh. Aq i madh sa nëse do të ishte e vërtetë, do të nënkuptonte se Big Bengu ndodhi vetëm dy miliardë vjet më parë. Natyrisht, askush nuk do ta besonte këtë, pasi ne kemi prova gjeologjike që vetëm Toka është mbi katër miliardë vjet e vjetër.
Imazhi i përbërë Hemisfera perëndimore Toka është më shumë se 4 miliardë vjet e vjetër.
Në vitin 1943, astronomi Walter Baade vëzhgoi nga afër yjet e ndryshueshëm jashtë Rrugës së Qumështit dhe vuri re diçka tepër të rëndësishme: jo të gjitha variablat e Cefeidëve - lloji i Hubble që përdori për të përcaktuar zgjerimin e Universit - silleshin në të njëjtën mënyrë. Në vend të kësaj ishin dy klasa të ndryshme. Dhe befas doli se konstanta e Hubble nuk ishte aspak aq e madhe sa mendonte Hubble.
Matjet e Walter Baade të yjeve të ndryshueshëm në Andromeda ishin prova më e rëndësishme për ekzistencën e dy popullsive të veçanta të Cefeidëve dhe lejuan që parametri Hubble të reduktohej në një vlerë më kuptimplote.
Në vend të kësaj, Universi u zgjerua më ngadalë, që do të thotë se iu desh më shumë kohë për të arritur gjendjen aktuale. Për herë të parë, Universi tejkaloi Tokën në moshë dhe kjo ishte një shenjë e mirë. Me kalimin e kohës, përmirësimet e mëtejshme u rritën dhe indeksi i Hubble u ul gradualisht, ndërsa mosha e Universit vazhdoi të rritet. Në fund të fundit, edhe mosha e yjeve më të vjetër u mbyt në epokën e universit.
Si kanë ndryshuar vlerësimet e parametrit Hubble me kalimin e kohës.
Historia nuk mbaron me kaq. A e dini pse teleskopi Hapësinor Hubble u emërua në këtë mënyrë? Jo sepse u emërua sipas Edwin Hubble, i cili zbuloi se Universi po zgjerohet. Përkundrazi, sepse misioni i tij kryesor ishte matja e parametrit Hubble, ose shpejtësia me të cilën universi po zgjerohet. Përpara se teleskopi të lëshohej në vitin 1990, kishte dy kampe që debatonin për Universe krejtësisht të ndryshme: një nën udhëheqjen e Allan Sandage dhe një Univers me një shpejtësi zgjerimi prej 50 km/s/Mpc dhe një moshë prej 16 miliardë vjetësh; tjetri nën udhëheqjen e Gerard de Vaucouleurs dhe Universit me një shpejtësi zgjerimi prej 100 km/s/Mpc dhe një moshë nën 10 miliardë vjet. Këto dy kampe besonin se kampet kundërshtare po bënin gabime sistematike në matjet e tyre dhe se nuk kishte rrugë të mesme. Shtëpi qëllim shkencor teleskopi hapësinor Hubble po mati një herë e përgjithmonë shkallën e zgjerimit.
Dhe ia arriti. 72 ± 8 km/s/Mpc ishte rezultati përfundimtar i projektit. Sot ka edhe më pak gabime apo pasaktësi, si dhe tension mes të dyjave metoda të ndryshme. Nëse e shikoni Universin në maksimum në shkallë të gjerë, në luhatjet në sfondin kozmik të mikrovalës dhe lëkundjet akustike të barionit në grumbullimin e galaktikave, ju merrni një numër më të ulët: 67 km/s/Mpc. Ky nuk është rezultati më i favorshëm, por më shumë vlera të larta mjaft e mundshme.
Nëse shikoni matjet e drejtpërdrejta të yjeve individualë në galaktikën tonë, dhe më pas të njëjtat klasa yjesh në galaktika të tjera, dhe më pas supernova mbi të, do të merrni vlerë më të lartë: 74 km/s/Mpc. Por gabim sistematik në matjet e yjeve të afërt, edhe një gabim prej disa për qind mund ta zvogëlojë ndjeshëm këtë numër edhe në vlerën më të ulët të propozuar. Ndërsa misioni Gaia i ESA-s vazhdon të masë paralaksën me një saktësi të paparë të një miliardë yjesh në galaktikën tonë, ky tension mund të zgjidhet vetë.
Sot ne e dimë me mjaft saktësi shkallën e zgjerimit të Hubble, dhe dy metoda të ndryshme ekstraktet e tij duket se japin kuptime kontradiktore. Ka shumë që po ndodh tani matje të ndryshme, çdo kamp po përpiqet të provojë se ka të drejtë dhe të gjejë gabimet e tjetrit. Dhe nëse historia na ka mësuar diçka, mund të themi se, së pari, ne do të mësojmë diçka të re dhe interesante për natyrën e universit tonë kur kjo çështje të zgjidhet, dhe së dyti, ky debat mbi temën e shkallës së zgjerimit qartësisht nuk do të zgjasë.
Vetëm njëqind vjet më parë, shkencëtarët zbuluan se Universi ynë po rritet me shpejtësi në madhësi.
Vetëm njëqind vjet më parë, idetë për Universin bazoheshin në mekanikën Njutoniane dhe gjeometrinë Euklidiane. Edhe disa shkencëtarë, si Lobachevsky dhe Gauss, të cilët e pranuan (vetëm si hipotezë!) realiteti fizik gjeometria jo-Euklidiane, e konsideruar hapësira e jashtme e përjetshme dhe e pandryshueshme
Në 1870, matematikani anglez William Clifford erdhi në një ide shumë të thellë se hapësira mund të jetë e lakuar, dhe në mënyrë të pabarabartë në pika të ndryshme, dhe se lakimi i tij mund të ndryshojë me kalimin e kohës. Ai madje pranoi se ndryshime të tilla ishin disi të lidhura me lëvizjen e materies. Të dyja këto ide, shumë vite më vonë, formuan bazën e teorisë së përgjithshme të relativitetit. Vetë Clifford nuk jetoi për ta parë këtë - ai vdiq nga tuberkulozi në moshën 34 vjeç, 11 ditë para lindjes së Albert Einstein.
Ndërrimi i kuq
Informacioni i parë për zgjerimin e Universit u dha nga astrospektrografia. Në 1886, astronomi anglez William Huggins vuri re se gjatësitë e valëve të dritës së yjeve ishin paksa të zhvendosura në krahasim me spektrat tokësorë të të njëjtëve elementë. Bazuar në formulën për versionin optik të efektit Doppler, të nxjerrë në 1848 fizikan francez Armand Fizeau, ju mund të llogarisni shpejtësinë radiale të një ylli. Vëzhgime të tilla bëjnë të mundur gjurmimin e lëvizjes së një objekti hapësinor.
Vetëm njëqind vjet më parë, idetë për Universin bazoheshin në mekanikën Njutoniane dhe gjeometrinë Euklidiane. Edhe disa shkencëtarë, si Lobachevsky dhe Gauss, të cilët supozuan (vetëm si hipotezë!) realitetin fizik të gjeometrisë jo-Euklidiane, e konsideruan hapësirën e jashtme të përjetshme dhe të pandryshueshme. Për shkak të zgjerimit të Universit, nuk është e lehtë të gjykosh distancën nga galaktikat e largëta. Drita që mbërriti 13 miliardë vjet më vonë nga galaktika A1689-zD1, 3,35 miliardë vite dritë larg (A), "skuqe" dhe dobësohet ndërsa udhëton nëpër hapësirën në zgjerim, dhe vetë galaktika largohet (B). Ai do të mbajë informacione rreth distancës në zhvendosjen e kuqe (13 miliardë vite dritë), në madhësia këndore(3.5 miliardë vite dritë), në intensitet (263 miliardë vite dritë), ndërsa distancë realeështë 30 miliardë St. vjet.
Një çerek shekulli më vonë, kjo mundësi u përdor në një mënyrë të re nga Vesto Slifer, një punonjës i observatorit në Flagstaff në Arizona, i cili, që nga viti 1912, kishte studiuar spektrat e mjegullnajave spirale me një teleskop 24 inç me një spektrograf i mirë. Për të marrë një imazh me cilësi të lartë, e njëjta pllakë fotografike u ekspozua për disa netë, kështu që projekti eci ngadalë. Nga shtatori deri në dhjetor 1913, Slipher studioi mjegullnajën Andromeda dhe, duke përdorur formulën Doppler-Fizeau, arriti në përfundimin se ajo po i afrohej Tokës me 300 km çdo sekondë.
Në vitin 1917, ai publikoi të dhëna për shpejtësitë radiale të 25 mjegullnajave, të cilat treguan asimetri të konsiderueshme në drejtimet e tyre. Vetëm katër mjegullnaja iu afruan Diellit, pjesa tjetër ikën (dhe disa shumë shpejt).
Slifer nuk kërkoi famë dhe nuk promovoi rezultatet e tij. Prandaj, ata u bënë të njohur në qarqet astronomike vetëm kur astrofizikani i famshëm britanik Arthur Eddington tërhoqi vëmendjen ndaj tyre.
Në vitin 1924, ai botoi një monografi mbi teorinë e relativitetit, e cila përfshinte një listë të shpejtësive radiale të 41 mjegullnajave të gjetura nga Slipher. Të njëjtat katër mjegullnaja me zhvendosje blu ishin të pranishme atje, ndërsa 37 të tjerat kishin linja spektrale të zhvendosura në të kuqe. Shpejtësitë e tyre radiale varionin midis 150 dhe 1800 km/s dhe ishin mesatarisht 25 herë më të larta se shpejtësitë e njohura të yjeve të Rrugës së Qumështit në atë kohë. Kjo sugjeroi që mjegullnajat marrin pjesë në lëvizje të ndryshme nga ndriçuesit "klasikë".
Ishujt e hapësirës
Në fillim të viteve 1920, shumica e astronomëve besonin se mjegullnajat spirale ndodheshin në periferi të Rrugës së Qumështit dhe përtej nuk kishte asgjë tjetër përveç hapësirës së zbrazët dhe të errët. Vërtetë, në shekullin e 18-të, disa shkencëtarë panë gjigantë grupime yjore(Immanuel Kant i quajti universet ishullore). Sidoqoftë, kjo hipotezë nuk ishte e njohur, pasi ishte e pamundur të përcaktoheshin me besueshmëri distancat deri në mjegullnajat.
Ky problem u zgjidh nga Edwin Hubble, duke punuar në teleskopin reflektues 100 inç në Observatorin Mount Wilson të Kalifornisë. Në 1923-1924, ai zbuloi se mjegullnaja Andromeda përbëhet nga shumë objekte të ndritshme, duke përfshirë yje të ndryshueshëm të familjes Cepheid. Atëherë dihej tashmë se periudha e ndryshimit në shkëlqimin e tyre të dukshëm lidhet me shkëlqimin absolut, dhe për këtë arsye Cefeidët janë të përshtatshëm për kalibrimin e distancave kozmike. Me ndihmën e tyre, Hubble vlerësoi distancën nga Andromeda në 285,000 parsekë (sipas të dhënave moderne, është 800,000 parsekë). Diametri i Rrugës së Qumështit atëherë besohej të ishte afërsisht 100,000 parsekë (në realitet është tre herë më pak). Pasoi që Andromeda dhe Rruga e Qumështit duhet të konsiderohen grupime të pavarura yjore. Hubble shpejt identifikoi dy galaktika të tjera të pavarura, të cilat më në fund konfirmuan hipotezën e "universeve të ishullit".
Për të qenë të drejtë, vlen të përmendet se dy vjet para Hubble, distanca deri në Andromeda u llogarit nga astronomi estonez Ernst Opik, rezultati i të cilit - 450,000 parsekë - ishte më afër atij të saktë. Megjithatë, ai përdori një sërë konsideratash teorike që nuk ishin aq bindëse sa vëzhgimet e drejtpërdrejta të Hubble.
Deri në vitin 1926 Hubble shpenzuar analiza statistikore vëzhgimet e katërqind "mjegullnajave ekstragalaktike" (ai e përdori këtë term për një kohë të gjatë, duke mos i quajtur ato galaktika) dhe propozoi një formulë për të lidhur distancën me një mjegullnajë me shkëlqimin e saj të dukshëm. Pavarësisht gabimeve të mëdha të kësaj metode, të dhënat e reja konfirmuan se mjegullnajat shpërndahen pak a shumë në mënyrë të barabartë në hapësirë dhe ndodhen shumë përtej kufijve të Rrugës së Qumështit. Tani nuk kishte më asnjë dyshim se hapësira nuk është e kufizuar vetëm në Galaxy tonë dhe fqinjët e saj më të afërt.
Dizajnerët e modës së hapësirës
Eddington u interesua për rezultatet e Slipher edhe përpara se natyra e mjegullnajave spirale të sqarohej përfundimisht. Në këtë kohë, tashmë ekzistonte një model kozmologjik, i cili në një farë kuptimi parashikonte efektin e identifikuar nga Slipher. Eddington mendoi shumë për të dhe, natyrisht, nuk humbi mundësinë për t'i dhënë vëzhgimeve të astronomit të Arizonës një tingull kozmologjik.
Kozmologjia teorike moderne filloi në vitin 1917 me dy dokumente revolucionare që paraqisnin modele të universit të bazuara në relativitetin e përgjithshëm. Njëra prej tyre është shkruar nga vetë Ajnshtajni, tjetra nga astronomi holandez Willem de Sitter.
ligjet e Hubble
Edwin Hubble zbuloi në mënyrë empirike proporcionalitetin e përafërt të zhvendosjeve të kuqe dhe distancave galaktike, të cilat ai i ktheu në një proporcion midis shpejtësive dhe distancave duke përdorur formulën Doppler-Fizeau. Pra këtu kemi të bëjmë me dy modele të ndryshme.
Hubble nuk e dinte se si kishin lidhje me njëri-tjetrin, por çfarë thotë shkenca e sotme për këtë?
Siç tregoi edhe Lemaître, korrelacioni linear midis zhvendosjeve kozmologjike (të shkaktuara nga zgjerimi i Universit) në të kuqe dhe distancave nuk është aspak absolut. Në praktikë, vërehet mirë vetëm për zhvendosjet më të vogla se 0.1. Pra, ligji empirik i Hubble nuk është i saktë, por i përafërt, dhe formula Doppler-Fizeau është e vlefshme vetëm për zhvendosje të vogla të spektrit.
Por ligji teorik, e cila lidh shpejtësinë radiale të objekteve të largëta me distancën prej tyre (me një koeficient proporcionaliteti në formën e parametrit Hubble V=Hd), vlen për çdo zhvendosje të kuqe. Megjithatë, shpejtësia V që shfaqet në të nuk është aspak shpejtësia e sinjaleve fizike ose trupat e vërtetë në hapësirën fizike. Kjo është shkalla e rritjes së distancave midis galaktikave dhe grupimeve të galaktikave, e cila shkaktohet nga zgjerimi i Universit. Ne do të ishim në gjendje ta masnim atë vetëm nëse do të ishim në gjendje të ndalonim zgjerimin e Universit, të shtrinim menjëherë shiritat matëse midis galaktikave, të lexonim distancat midis tyre dhe t'i ndajmë ato në intervalet kohore midis matjeve. Natyrisht, ligjet e fizikës nuk e lejojnë këtë. Prandaj, kozmologët preferojnë të përdorin parametrin Hubble H në një formulë tjetër, e cila përfshin faktorin e shkallës së Universit, i cili përshkruan saktësisht shkallën e zgjerimit të tij në epoka të ndryshme kozmike (pasi ky parametër ndryshon me kalimin e kohës, kuptimi modern shënojmë H0). Universi tani po zgjerohet me një ritëm të përshpejtuar, kështu që vlera e parametrit Hubble po rritet.
Duke matur zhvendosjet kozmologjike të kuqe, marrim informacion për shtrirjen e zgjerimit të hapësirës. Drita e galaktikës, e cila erdhi tek ne me një zhvendosje kozmologjike të kuqe z, e la atë kur të gjitha distancat kozmologjike ishin 1+z herë më të vogla se në epokën tonë. Njihuni me këtë galaktikë informacione shtesë, siç është distanca e saj aktuale ose shpejtësia e largimit nga Rruga e Qumështit, është e mundur vetëm me ndihmën e një modeli specifik kozmologjik. Për shembull, në modelin Einstein-de Sitter, një galaktikë me z = 5 po largohet prej nesh me një shpejtësi të barabartë me 1.1 s (shpejtësia e dritës). Por nëse bëni një gabim të zakonshëm dhe thjesht barazoni V/c dhe z, atëherë kjo shpejtësi do të rezultojë të jetë pesë herë më e madhe se shpejtësia e dritës. Mospërputhja, siç e shohim, është serioze.
Varësia e shpejtësisë së objekteve të largëta nga zhvendosja e kuqe sipas STR, GTR (varet nga modeli dhe koha, kurba tregon kohën aktuale dhe modelin aktual). Në zhvendosje të vogla varësia është lineare.
Ajnshtajni, në frymën e kohës, besonte se Universi në tërësi ishte statik (ai gjithashtu u përpoq ta bënte atë të pafund në hapësirë, por nuk mundi të gjente të saktën kushtet kufitare për ekuacionet tuaja). Ai përfundoi duke ndërtuar një model univers i mbyllur, hapësira e të cilit ka lakim pozitiv konstant (dhe për rrjedhojë ka një rreze të fundme konstante). Koha në këtë Univers, përkundrazi, rrjedh në mënyrë njutoniane, në një drejtim dhe me të njëjtën shpejtësi. Hapësira-koha e këtij modeli është e lakuar për shkak të komponentit hapësinor, ndërsa komponenti kohor nuk deformohet në asnjë mënyrë. Natyra statike e kësaj bote siguron një "futje" të veçantë në ekuacionin kryesor, i cili parandalon kolapsin gravitacional dhe në këtë mënyrë vepron si një fushë e gjithanshme kundër gravitetit. Intensiteti i tij është proporcional me një konstante të veçantë, të cilën Ajnshtajni e quajti universale (tani quhet konstante kozmologjike).
Modeli kozmologjik i Lemaître për zgjerimin e Universit ishte shumë përpara kohës së tij. Universi i Lemaitre fillon me shpërthim i madh, pas së cilës zgjerimi fillimisht ngadalësohet dhe më pas fillon të përshpejtohet.
Modeli i Ajnshtajnit bëri të mundur llogaritjen e madhësisë së Universit, sasinë totale materia dhe madje vlera e konstantës kozmologjike. Për këtë ju duhet vetëm dendësia mesatare materia kozmike, e cila, në parim, mund të përcaktohet nga vëzhgimet. Nuk është rastësi që Eddington e admiroi këtë model dhe e përdori atë në praktikë nga Hubble. Sidoqoftë, ajo është shkatërruar nga paqëndrueshmëria, të cilën Ajnshtajni thjesht nuk e vuri re: në devijimin më të vogël të rrezes nga vlera e ekuilibrit, bota e Ajnshtajnit ose zgjerohet ose pëson. kolapsi gravitacional. Prandaj, ky model nuk ka asnjë lidhje me Universin e vërtetë.
Botë boshe
De Sitter gjithashtu ndërtoi, siç besonte ai vetë, një botë statike me lakim të vazhdueshëm, por jo pozitive, por negative. Ai përmban konstantën kozmologjike të Ajnshtajnit, por i mungon plotësisht materia. Kur futen në mënyrë arbitrare grimcat testuese masë e ulët ato shpërndahen dhe shkojnë në pafundësi. Përveç kësaj, koha rrjedh më ngadalë në periferi të universit de Sitter sesa në qendër të tij. Për shkak të kësaj, me distanca të gjata valë të lehta vijnë me një zhvendosje të kuqe, edhe nëse burimi i tyre është i palëvizshëm në raport me vëzhguesin. Kështu, në vitet 1920, Eddington dhe astronomë të tjerë pyesnin veten nëse modeli i de Sitter kishte ndonjë të përbashkët me realitetin e pasqyruar në vëzhgimet e Slipher.
Këto dyshime u vërtetuan, ndonëse në një mënyrë tjetër. Natyra statike e universit de Sitter doli të ishte imagjinare, pasi u shoqërua me një zgjedhje të pasuksesshme të sistemit të koordinatave. Pas korrigjimit të këtij gabimi, hapësira de Sitter doli të ishte e sheshtë, Euklidiane, por jo statike. Falë konstantës kozmologjike antigravitacionale, ajo zgjerohet duke ruajtur lakimin zero. Për shkak të këtij zgjerimi, gjatësitë e valëve të fotoneve rriten, gjë që sjell zhvendosjen e parashikuar nga de Sitter vijat spektrale. Vlen të përmendet se kështu shpjegohet sot zhvendosja kozmologjike e kuqe e galaktikave të largëta.
Nga statistikat tek dinamika
Historia e hapur jostatike teoritë kozmologjike fillon me dy punë fizikan sovjetik Alexander Friedman, botuar në revistën gjermane Zeitschrift fur Physik në 1922 dhe 1924. Friedman llogariti modele të universeve me lakim pozitiv dhe negativ që ndryshon nga koha, të cilat u bënë fondi i artë i kozmologjisë teorike. Megjithatë, bashkëkohësit vështirë se i vunë re këto vepra (Ajnshtajni në fillim madje e konsideroi letrën e parë të Friedman-it si matematikisht të gabuar). Vetë Friedman besonte se astronomia nuk kishte ende një arsenal vëzhgimesh që do t'i lejonte dikujt të vendoste se cili nga modelet kozmologjike ishte më në përputhje me realitetin, dhe për këtë arsye u kufizua në matematikë të pastër. Ndoshta ai do të kishte vepruar ndryshe nëse do të kishte lexuar rezultatet e Slifer, por kjo nuk ndodhi.
Kozmologu më i madh i gjysmës së parë të shekullit të 20-të, Georges Lemaitre, mendoi ndryshe. Në shtëpi, në Belgjikë, ai mbrojti disertacionin e tij në matematikë, dhe më pas në mesin e viteve 1920 studioi astronomi - në Kembrixh nën drejtimin e Eddington dhe në Observatorin e Harvardit nën Harlow Shapley (ndërsa ishte në SHBA, ku përgatiti një të dytë disertacion në MIT, ai u takua me Slifer dhe Hubble). Në vitin 1925, Lemaître ishte i pari që tregoi se natyra statike e modelit të de Sitter ishte imagjinare. Pas kthimit të tij në atdheun e tij si profesor në Universitetin e Louvain, Lemaitre ndërtoi modelin e parë të një universi në zgjerim me një bazë të qartë astronomike. Pa ekzagjerim, kjo punë ishte një përparim revolucionar në shkencën e hapësirës.
Revolucioni universal
Në modelin e tij, Lemaitre ruajti konstanten kozmologjike me atë të Ajnshtajnit vlerë numerike. Prandaj, universi i tij fillon në një gjendje statike, por me kalimin e kohës, për shkak të luhatjeve, ai hyn në një rrugë të zgjerimit të vazhdueshëm me një ritëm në rritje. Në këtë fazë ruan një lakim pozitiv, i cili zvogëlohet me rritjen e rrezes. Lemaitre përfshiu në përbërjen e universit të tij jo vetëm materien, por edhe rrezatimi elektromagnetik. As Ajnshtajni, as de Sitter, vepra e të cilit ishte e njohur për Lemaitre, as Friedman, për të cilin ai nuk dinte asgjë në atë kohë, nuk e bënë këtë.
Koordinatat e lidhura
Në llogaritjet kozmologjike është e përshtatshme të përdoret shoqëruesi sistemet e koordinatave, të cilat zgjerohen në unison me zgjerimin e Universit. Në një model të idealizuar, ku galaktikat dhe grupimet e galaktikave nuk marrin pjesë në asnjë lëvizjet e veta, koordinatat shoqëruese të tyre nuk ndryshojnë. Por distanca midis dy objekteve është për momentin koha është e barabartë me distancën e tyre konstante në koordinatat shoqëruese, shumëzuar me vlerën e faktorit të shkallës për këtë moment. Kjo situatë mund të ilustrohet lehtësisht në një glob të fryrë: gjerësia dhe gjatësia e çdo pike nuk ndryshojnë, dhe distanca midis çdo çifti pikash rritet me rritjen e rrezes.
Përdorimi i koordinatave lëvizëse na ndihmon të kuptojmë ndryshimet e thella midis kozmologjisë së një universi në zgjerim, relativitetit special dhe fizika e Njutonit. Kështu, në mekanikën Njutoniane të gjitha lëvizjet janë relative, dhe palëvizshmëria absolute nuk ka kuptimi fizik. Përkundrazi, në kozmologji, palëvizshmëria në koordinatat lëvizëse është absolute dhe, në parim, mund të konfirmohet nga vëzhgimet. Teori speciale relativiteti përshkruan proceset në hapësirë-kohë, nga të cilat është e mundur duke përdorur transformimet e Lorencit numër i pafund mënyra për të izoluar komponentët hapësinorë dhe kohorë. Hapësira-koha kozmologjike, përkundrazi, ndahet natyrshëm në një hapësirë të lakuar në zgjerim dhe një të vetme koha kozmike. Në këtë rast, shpejtësia e tërheqjes së galaktikave të largëta mund të jetë shumë herë më e lartë se shpejtësia e dritës.
Lemaitre, i kthyer në SHBA, sugjeroi që zhvendosjet e kuqe të galaktikave të largëta lindin për shkak të zgjerimit të hapësirës, e cila "shtrin" valët e dritës. Tani ai e ka vërtetuar matematikisht. Ai demonstroi gjithashtu se zhvendosjet e vogla (shumë më të vogla) të kuqe janë proporcionale me distancat ndaj burimit të dritës, dhe koeficienti i proporcionalitetit varet vetëm nga koha dhe mbart informacion në lidhje me shkallën aktuale të zgjerimit të Universit. Meqenëse formula Doppler-Fizeau nënkuptonte se shpejtësia radiale e një galaktike është proporcionale me zhvendosjen e saj të kuqe, Lemaître arriti në përfundimin se kjo shpejtësi është gjithashtu proporcionale me distancën e saj. Pasi analizoi shpejtësitë dhe distancat e 42 galaktikave nga lista e Hubble dhe duke marrë parasysh shpejtësinë intragalaktike të Diellit, ai vendosi vlerat e koeficientëve të proporcionalitetit.
Punë e pakënduar
Lemaitre botoi punën e tij në 1927 në frëngjisht në revistën e paklexuar “Annals of the Brussels shoqëria shkencore" Besohet se kjo ishte arsyeja kryesore pse ajo fillimisht kaloi praktikisht pa u vënë re (madje edhe nga mësuesi i tij Eddington). Vërtetë, në vjeshtën e të njëjtit vit, Lemaitre ishte në gjendje të diskutonte gjetjet e tij me Ajnshtajnin dhe mësoi prej tij për rezultatet e Friedman. Krijuesi i Relativitetit të Përgjithshëm nuk kishte kundërshtime teknike, por ai me vendosmëri nuk besonte në realitetin fizik të modelit të Lemetrit (ashtu siç nuk kishte pranuar më parë përfundimet e Friedman-it).
Grafikët e Hubble
Ndërkohë, në fund të viteve 1920, Hubble dhe Humason zbuluan korrelacion linear ndërmjet distancave deri në 24 galaktika dhe shpejtësive të tyre radiale, të llogaritura (kryesisht nga Slifer) nga zhvendosjet e kuqe. Hubble arriti në përfundimin se shpejtësia radiale e një galaktike është drejtpërdrejt proporcionale me distancën e saj. Koeficienti i këtij proporcionaliteti tani shënohet me H0 dhe quhet parametri Hubble (sipas të dhënave më të fundit, ai kalon paksa 70 (km/s)/megaparsek).
Artikulli i Hubble me grafik varësia lineare ndërmjet shpejtësive dhe distancave galaktike u botua në fillim të vitit 1929. Një vit më parë, matematikani i ri amerikan Howard Robertson, duke ndjekur Lemaitre, e nxori këtë varësi nga modeli i një Universi në zgjerim, për të cilin Hubble mund të ketë ditur. Mirëpo, artikulli i tij i famshëm nuk e përmend këtë model as në mënyrë direkte as indirekte. Hubble më vonë shprehu dyshime se shpejtësitë që shfaqen në formulën e tij përshkruajnë në të vërtetë lëvizjet e galaktikave në hapësira e jashtme Megjithatë, gjithmonë është përmbajtur nga interpretimi i tyre specifik. Ai e pa kuptimin e zbulimit të tij në demonstrimin e proporcionalitetit të distancave galaktike dhe zhvendosjeve të kuqe, duke ia lënë pjesën tjetër teoricienëve. Prandaj, me gjithë respektin e duhur për Hubble, nuk ka asnjë arsye për ta konsideruar atë zbulues të zgjerimit të Universit.
E megjithatë po zgjerohet!
Megjithatë, Hubble hapi rrugën për njohjen e zgjerimit të Universit dhe modelit të Lemaître. Tashmë në vitin 1930, mjeshtër të tillë të kozmologjisë si Eddington dhe de Sitter i bënë haraç asaj; Pak më vonë, shkencëtarët vunë re dhe vlerësuan punën e Friedman. Në vitin 1931, me nxitjen e Eddington, Lemaitre e përktheu artikullin e tij në anglisht (me shkurtime të vogla) për "Monthly News of the Royal Astronomical Society". Në të njëjtin vit, Ajnshtajni u pajtua me përfundimet e Lemaitre dhe një vit më vonë, së bashku me de Sitter, ai ndërtoi një model të Universit në zgjerim me hapësirë e sheshtë dhe koha e shtrembëruar. Ky model, për shkak të thjeshtësisë së tij për një kohë të gjatë ishte shumë i popullarizuar në mesin e kozmologëve.
Në të njëjtin 1931, Lemaitre botoi një përshkrim të shkurtër (dhe pa asnjë matematikë) të një modeli tjetër të Universit, i cili kombinonte kozmologjinë dhe mekanika kuantike. Në këtë model momenti i fillimit shfaqet shpërthimi i atomit primar (Lemaitre e quajti gjithashtu një kuant), i cili i dha rritje hapësirës dhe kohës. Meqenëse graviteti ngadalëson zgjerimin e Universit të porsalindur, shpejtësia e tij zvogëlohet - ndoshta pothuajse në zero. Lemaitre më vonë futi një konstante kozmologjike në modelin e tij, e cila e detyroi Universin të hynte përfundimisht në një regjim të qëndrueshëm të zgjerimit të përshpejtuar. Kështu që ai parashikoi si idenë e Big Bengut ashtu edhe atë moderne modele kozmologjike, duke marrë parasysh praninë e energjisë së errët. Dhe në vitin 1933, ai identifikoi konstantën kozmologjike me dendësinë e energjisë së vakumit, të cilën askush nuk e kishte menduar ndonjëherë më parë. Është thjesht e mahnitshme se sa përpara kohës së tij ishte ky shkencëtar, sigurisht i denjë për titullin e zbuluesit të zgjerimit të Universit!
