Galaksi hangi hızla genişliyor? Evrenin Genişlemesi

Sadece yüz yıl önce bilim adamları Evrenimizin boyutunun hızla arttığını keşfettiler.

Sadece yüz yıl önce Evren hakkındaki fikirler Newton mekaniğine ve Öklid geometrisine dayanıyordu. Öklid dışı geometrinin fiziksel gerçekliğini (sadece bir hipotez olarak!) kabul eden Lobaçevski ve Gauss gibi birkaç bilim adamı bile uzayın sonsuz ve değişmez olduğunu düşünüyordu.

1870 yılında İngiliz matematikçi William Clifford, uzayın kavisli olabileceği ve eşit olmayan açılarda olabileceği konusunda çok derin bir fikre ulaştı. farklı noktalar ve eğriliğinin zamanla değişebileceği. Hatta bu tür değişikliklerin bir şekilde maddenin hareketiyle ilgili olduğunu da kabul etti. Bu fikirlerin her ikisi de yıllar sonra temeli oluşturdu. genel teori görelilik. Clifford bunu görecek kadar yaşamadı; Albert Einstein'ın doğmasından 11 gün önce, 34 yaşında tüberkülozdan öldü.

Kırmızıya kayma

Evrenin genişlemesine ilişkin ilk bilgi astrospektrografi sayesinde sağlandı. 1886'da İngiliz gökbilimci William Huggins, yıldız ışığının dalga boylarının, aynı elementlerin karasal spektrumlarına kıyasla biraz kaydığını fark etti. Doppler etkisinin optik versiyonunun 1848'de türetilen formülüne dayanmaktadır. Fransız fizikçi Armand Fizeau, bir yıldızın radyal hızını hesaplayabilirsiniz. Bu tür gözlemler, bir uzay nesnesinin hareketinin izlenmesini mümkün kılar.

Sadece yüz yıl önce Evren hakkındaki fikirler Newton mekaniğine ve Öklid geometrisine dayanıyordu. Öklid dışı geometrinin fiziksel gerçekliğini (sadece bir hipotez olarak!) varsayan Lobaçevski ve Gauss gibi birkaç bilim adamı bile uzayın sonsuz ve değişmez olduğunu düşünüyordu. Evrenin genişlemesi nedeniyle uzak galaksilere olan mesafeyi tahmin etmek kolay değil. 13 milyar yıl sonra, 3,35 milyar ışıkyılı uzaklıktaki (A) A1689-zD1 galaksisinden gelen ışık, genişleyen uzayda ilerledikçe "kırmızılaşır" ve zayıflar ve galaksinin kendisi de uzaklaşır (B). Kırmızıya kayma noktasındaki mesafe (13 milyar ışıkyılı) hakkında bilgi taşıyacak. açısal boyut(3,5 milyar ışıkyılı), yoğunlukta (263 milyar ışıkyılı), gerçek mesafe 30 milyar St. yıllar.

Çeyrek yüzyıl sonra bu fırsat, Arizona'daki Flagstaff'taki gözlemevinin bir çalışanı olan ve 1912'den beri spiral bulutsuların spektrumlarını 24 inçlik bir teleskopla inceleyen Vesto Slifer tarafından yeni bir şekilde kullanıldı. iyi bir spektrograf. Yüksek kaliteli bir görüntü elde etmek için aynı fotoğraf plakası birkaç gece pozlandı, bu nedenle proje yavaş ilerledi. Slipher, Eylül'den Aralık 1913'e kadar Andromeda Bulutsusu'nu inceledi ve Doppler-Fizeau formülünü kullanarak onun Dünya'ya her saniyede 300 km yaklaştığı sonucuna vardı.

1917'de, yönlerinde önemli asimetriler gösteren 25 bulutsunun radyal hızlarına ilişkin verileri yayınladı. Yalnızca dört bulutsu Güneş'e yaklaştı, geri kalanı kaçtı (ve bazıları çok hızlı).

Slifer şöhret peşinde koşmadı ve sonuçlarını tanıtmadı. Bu nedenle astronomi çevrelerinde ancak ünlü İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington'un dikkat çekmesiyle tanındılar.

1924'te görelilik teorisi üzerine Slipher tarafından bulunan 41 bulutsunun radyal hızlarının bir listesini içeren bir monografi yayınladı. Maviye kayan aynı dört bulutsu orada mevcutken geri kalan 37'sinde kırmızıya kayan tayf çizgileri vardı. Radyal hızları 150 ila 1800 km/s arasında değişiyordu ve Samanyolu yıldızlarının o dönemde bilinen hızlarından ortalama 25 kat daha yüksekti. Bu, bulutsuların “klasik” armatürlerden farklı hareketlere katıldığını ileri sürdü.

Uzay Adaları

1920'lerin başında gökbilimcilerin çoğu, sarmal bulutsuların Samanyolu'nun çevresinde yer aldığına ve ötesinde boş, karanlık uzaydan başka hiçbir şeyin bulunmadığına inanıyordu. Doğru, 18. yüzyılda bazı bilim adamları bulutsularda dev yıldız kümeleri gördüler (Immanuel Kant bunlara ada evrenleri adını verdi). Ancak bulutsulara olan mesafeleri güvenilir bir şekilde belirlemek imkansız olduğundan bu hipotez popüler değildi.

Bu sorun, Kaliforniya'daki Mount Wilson Gözlemevi'ndeki 100 inçlik yansıtmalı teleskop üzerinde çalışan Edwin Hubble tarafından çözüldü. 1923-1924'te Andromeda Bulutsusu'nun Sefeid ailesinin değişken yıldızları da dahil olmak üzere birçok parlak nesneden oluştuğunu keşfetti. O zamanlar, görünür parlaklıklarındaki değişim periyodunun mutlak parlaklıkla ilişkili olduğu ve bu nedenle Cepheidlerin kozmik mesafeleri kalibre etmek için uygun olduğu zaten biliniyordu. Hubble, onların yardımıyla Andromeda'ya olan mesafeyi 285.000 parsek (modern verilere göre 800.000 parsek) olarak tahmin etti. O zamanlar Samanyolu'nun çapının yaklaşık 100.000 parsek olduğuna inanılıyordu (gerçekte bu üç kat daha az). Andromeda ve Samanyolu'nun bağımsız yıldız kümeleri olarak görülmesi gerektiği ortaya çıktı. Hubble çok geçmeden iki bağımsız galaksi daha tespit etti ve bu da sonunda "ada evrenleri" hipotezini doğruladı.

Adil olmak gerekirse, Hubble'dan iki yıl önce Andromeda'ya olan mesafenin Estonyalı gökbilimci Ernst Opik tarafından hesaplandığını ve bunun sonucu - 450.000 parsek - doğru sonuca daha yakın olduğunu belirtmekte fayda var. Ancak Hubble'ın doğrudan gözlemleri kadar ikna edici olmayan bir dizi teorik düşünceyi kullandı.

1926'ya kadar Hubble'ın dört yüz "galaksi dışı bulutsu" gözlemlerinin istatistiksel bir analizini yaptı (bu terimi uzun süre kullandı, onlara galaksi demekten kaçındı) ve bir bulutsunun uzaklığını onun görünür parlaklığıyla ilişkilendiren bir formül önerdi. Bu yöntemin muazzam hatalarına rağmen, yeni veriler bulutsuların uzayda az çok eşit bir şekilde dağıldığını ve Samanyolu sınırlarının çok ötesinde bulunduğunu doğruladı. Artık uzayın Galaksimiz ve onun en yakın komşularıyla sınırlı olmadığına dair hiçbir şüphe kalmamıştı.

Uzay moda tasarımcıları

Eddington, sarmal bulutsuların doğası nihayet açıklığa kavuşturulmadan önce Slipher'ın sonuçlarıyla ilgilenmeye başladı. Bu zamana kadar, Slipher'ın tanımladığı etkiyi bir bakıma öngören kozmolojik bir model zaten mevcuttu. Eddington bu konu üzerinde çok düşündü ve doğal olarak Arizona gökbilimcisinin gözlemlerine kozmolojik bir ses verme fırsatını kaçırmadı.

Modern teorik kozmoloji, 1917'de genel göreliliğe dayalı evren modellerini sunan iki devrim niteliğinde makaleyle başladı. Bunlardan biri bizzat Einstein tarafından, diğeri ise Hollandalı gökbilimci Willem de Sitter tarafından yazılmıştır.

Hubble'ın yasaları

Edwin Hubble, kırmızıya kaymaların ve galaktik mesafelerin yaklaşık orantılılığını ampirik olarak keşfetti ve bunu Doppler-Fizeau formülünü kullanarak hızlar ve mesafeler arasında bir orantılılığa dönüştürdü. Yani burada iki farklı modelle karşı karşıyayız.
Hubble bunların birbirleriyle nasıl ilişkili olduğunu bilmiyordu ama günümüz bilimi bu konuda ne diyor?
Lemaître'nin de gösterdiği gibi, kozmolojik (Evrenin genişlemesinden kaynaklanan) kırmızıya kaymalar ve mesafeler arasındaki doğrusal korelasyon hiçbir şekilde mutlak değildir. Uygulamada, yalnızca 0,1'den küçük yer değiştirmeler için iyi bir şekilde gözlemlenir. Dolayısıyla ampirik Hubble yasası kesin değil yaklaşıktır ve Doppler-Fizeau formülü yalnızca spektrumdaki küçük kaymalar için geçerlidir.
Ve burada teorik hukuk Uzaktaki nesnelerin radyal hızını onlara olan mesafeye bağlayan (Hubble parametresi V=Hd biçiminde bir orantı katsayısı ile) herhangi bir kırmızıya kayma için geçerlidir. Ancak içinde görünen V hızı, hiç de fiziksel sinyallerin veya fiziksel uzaydaki gerçek cisimlerin hızı değildir. Bu, Evrenin genişlemesinden kaynaklanan galaksiler ve galaksi kümeleri arasındaki mesafelerin artış hızıdır. Bunu ancak Evrenin genişlemesini durdurabilseydik, galaksiler arasındaki ölçüm bantlarını anında gerebilseydik, aralarındaki mesafeleri okuyabilseydik ve bunları ölçümler arasındaki zaman aralıklarına bölebilseydik ölçebilirdik. Doğal olarak fizik kanunları buna izin vermiyor. Bu nedenle kozmologlar, Hubble parametresi H'yi, farklı kozmik çağlardaki genişleme derecesini tam olarak tanımlayan Evren'in ölçek faktörünü içeren başka bir formülde kullanmayı tercih ederler (bu parametre zamanla değiştiğinden, modern anlam H0'ı belirtir). Evren artık artan bir hızla genişliyor, dolayısıyla Hubble parametresinin değeri artıyor.
Kozmolojik kırmızıya kaymaları ölçerek uzayın genişleme boyutu hakkında bilgi elde ederiz. Kozmolojik kırmızıya kayma ile bize gelen galaksinin ışığı, tüm kozmolojik mesafeler çağımızdakinden 1+z kat daha küçük olduğunda onu terk etti. Bu galaksi hakkında bilgi edinin Ek BilgilerŞu anki uzaklığı veya Samanyolu'ndan uzaklaşma hızı gibi bilgiler ancak belirli bir kozmolojik modelin yardımıyla mümkündür. Örneğin Einstein-de Sitter modelinde z=5 olan bir galaksi bizden 1,1 s (ışık hızı) hızla uzaklaşmaktadır. Ancak yaygın bir hata yaparsanız ve V/c ile z'yi eşitlerseniz, o zaman bu hızın ışık hızından beş kat daha fazla olduğu ortaya çıkacaktır. Gördüğümüz gibi tutarsızlık ciddi.
STR, GTR'ye göre uzaktaki nesnelerin hızının kırmızıya kaymaya bağımlılığı (modele ve zamana bağlıdır, eğri şimdiki zamanı ve mevcut modeli gösterir). Küçük yer değiştirmelerde bağımlılık doğrusaldır.

Einstein, zamanın ruhuna uygun olarak, Evrenin bir bütün olarak statik olduğuna inanıyordu (onu uzayda da sonsuz yapmaya çalıştı ama denklemleri için doğru sınır koşullarını bulamadı). Sonuç olarak, uzayı sabit bir pozitif eğriliğe sahip olan (ve dolayısıyla sabit sonlu bir yarıçapa sahip) kapalı bir Evren modeli oluşturdu. Bu Evrende zaman ise tam tersine Newton gibi tek yönde ve aynı hızda akar. Bu modelin uzay-zamanı, uzay bileşeni nedeniyle kavislidir, zaman bileşeni ise hiçbir şekilde deforme olmamıştır. Bu dünyanın statik doğası, ana denkleme, kütleçekimsel çöküşü önleyen ve dolayısıyla her yerde mevcut bir anti-yerçekimi alanı olarak hareket eden özel bir "ekleme" sağlar. Yoğunluğu, Einstein'ın evrensel olarak adlandırdığı (şimdi kozmolojik sabit olarak adlandırılan) özel bir sabitle orantılıdır.

Lemaître'nin Evrenin genişlemesine ilişkin kozmolojik modeli zamanının çok ilerisindeydi. Lemaitre'ın evreni şununla başlıyor: büyük patlama Bundan sonra genişleme önce yavaşlar, sonra hızlanmaya başlar.

Einstein'ın modeli Evrenin büyüklüğünü hesaplamayı mümkün kıldı, Toplam madde ve hatta kozmolojik sabitin değeri. Bunu yapmak için, yalnızca prensipte gözlemlerle belirlenebilen ortalama kozmik madde yoğunluğuna ihtiyacımız var. Eddington'un Hubble'ın bu modeline hayran kalması ve bunu pratikte kullanması tesadüf değildir. Bununla birlikte, Einstein'ın fark etmediği istikrarsızlık yüzünden mahvolmuştur: Yarıçapın denge değerinden en ufak bir sapması durumunda, Einstein'ın dünyası ya genişler ya da değişime uğrar. yerçekimi çöküşü. Dolayısıyla bu modelin gerçek Evren ile hiçbir ilişkisi yoktur.

Boş Dünya

De Sitter ayrıca, kendisinin de inandığı gibi, sürekli eğriliğe sahip statik bir dünya inşa etti, ancak pozitif değil, negatif. Einstein'ın kozmolojik sabitini içeriyor ama maddeden tamamen yoksun. Rasgele küçük kütleye sahip test parçacıkları sokulduğunda dağılırlar ve sonsuza giderler. Ayrıca zaman, de Sitter evreninin çevresinde merkezine göre daha yavaş akıyor. Bu nedenle, kaynağı gözlemciye göre sabit olsa bile, uzak mesafelerden gelen ışık dalgaları kırmızıya doğru kayar. Dolayısıyla 1920'lerde Eddington ve diğer gökbilimciler, de Sitter'in modelinin Slipher'ın gözlemlerinde yansıyan gerçeklikle ortak bir yanı olup olmadığını merak ettiler.

Bu şüpheler farklı bir şekilde de olsa doğrulandı. De Sitter evreninin statik doğasının, koordinat sisteminin başarısız seçimiyle ilişkili olması nedeniyle hayali olduğu ortaya çıktı. Bu hatayı düzelttikten sonra de Sitter uzayının düz, Öklidyen olduğu ancak statik olmadığı ortaya çıktı. Anti-yerçekimi kozmolojik sabiti sayesinde sıfır eğriliği korurken genişler. Bu genişleme nedeniyle fotonların dalga boyları artar ve bu da de Sitter tarafından tahmin edilen spektral çizgilerin kaymasını gerektirir. Günümüzde uzak galaksilerin kozmolojik kırmızıya kaymasının bu şekilde açıklandığını belirtmekte fayda var.

İstatistikten dinamiğe

Açıkça statik olmayan tarihçesi kozmolojik teoriler Sovyet fizikçi Alexander Friedman'ın 1922 ve 1924'te Alman Zeitschrift fur Physik dergisinde yayınlanan iki makalesiyle başlıyor. Friedman, teorik kozmolojinin altın kaynağı haline gelen, zamanla değişen pozitif ve negatif eğriliğe sahip evren modellerini hesapladı. Ancak çağdaşları bu çalışmaları pek fark etmediler (hatta Einstein ilk başta Friedman'ın ilk makalesinin matematiksel açıdan hatalı olduğunu düşünüyordu). Friedman, astronominin henüz kozmolojik modellerden hangisinin gerçeklikle daha tutarlı olduğuna karar verilmesini sağlayacak bir gözlem cephaneliğine sahip olmadığına inanıyordu ve bu nedenle kendisini saf matematikle sınırladı. Belki Slifer'in sonuçlarını okusaydı farklı davranırdı ama bu olmadı.

20. yüzyılın ilk yarısının en büyük kozmologu Georges Lemaitre farklı düşünüyordu. Kendi evinde, Belçika'da, matematik alanındaki tezini savundu ve ardından 1920'lerin ortasında, Cambridge'de Eddington yönetimi altında ve Harvard Gözlemevi'nde Harlow Shapley yönetimi altında astronomi okudu (ABD'deyken, burada ikinci bir tez hazırladı). MIT'deki tezi sırasında Slipher ve Hubble ile tanıştı). 1925 yılında Lemaître, de Sitter'in modelinin statik doğasının hayali olduğunu gösteren ilk kişiydi. Lemaitre, Louvain Üniversitesi'nde profesör olarak memleketine döndükten sonra, açık bir astronomik temele sahip, genişleyen bir evrenin ilk modelini inşa etti. Hiç abartısız bu çalışma uzay biliminde devrim niteliğinde bir atılımdı.

Evrensel devrim

Lemaitre, modelinde Einstein'ın teorisiyle kozmolojik sabiti korudu. Sayısal değer. Dolayısıyla evreni statik bir halde başlar, ancak zamanla dalgalanmalar nedeniyle artan bir hızla sürekli genişleme yoluna girer. Bu aşamada yarıçap arttıkça azalan pozitif bir eğriliği korur. Lemaitre evrenine sadece maddeyi değil aynı zamanda elektromanyetik radyasyonu da dahil etti. Ne Einstein, ne Lemaitre'in çalışmalarını bildiği de Sitter, ne de o zamanlar haklarında bir şeyler bildiği Friedman bunu yaptı.

İlgili koordinatlar

Kozmolojik hesaplamalarda eşlik eden denklemin kullanılması uygundur. koordinat sistemleri Evrenin genişlemesiyle uyum içinde genişleyenler. Galaksilerin ve galaksi kümelerinin herhangi bir öz harekete katılmadığı idealleştirilmiş bir modelde, onlara eşlik eden koordinatlar değişmez. Ancak iki nesne arasındaki mesafe şu an zaman, eşlik eden koordinatlardaki sabit mesafenin bu an için ölçek faktörünün değeriyle çarpımına eşittir. Bu durum şişirilebilir bir küre üzerinde kolaylıkla gösterilebilir: Her noktanın enlem ve boylamı değişmez ve herhangi bir nokta çifti arasındaki mesafe, yarıçap arttıkça artar.
Hareketli koordinatları kullanmak, genişleyen evren kozmolojisi, özel görelilik ve Newton fiziği arasındaki derin farkları anlamamıza yardımcı olur. Dolayısıyla Newton mekaniğinde tüm hareketler görecelidir ve mutlak hareketsizliğin hiçbir anlamı yoktur. fiziksel anlam. Aksine, kozmolojide, gelen koordinatlardaki hareketsizlik mutlaktır ve prensipte gözlemlerle doğrulanabilir. Özel teori görelilik, Lorentz dönüşümleri kullanılarak mümkün olan uzay-zamandaki süreçleri tanımlar sonsuz sayı Uzaysal ve zamansal bileşenleri izole etmenin yolları. Kozmolojik uzay-zaman ise tersine, doğal olarak kavisli genişleyen bir uzaya ve tek bir kozmik zamana bölünür. Bu durumda uzak galaksilerin geri çekilme hızı, ışık hızından kat kat daha yüksek olabilir.

ABD'deki Lemaitre, uzak galaksilerdeki kırmızıya kaymaların, ışık dalgalarını "uzatan" uzayın genişlemesi nedeniyle ortaya çıktığını öne sürdü. Şimdi bunu matematiksel olarak kanıtladı. Ayrıca küçük (çok daha küçük birimler) kırmızıya kaymaların ışık kaynağına olan mesafelerle orantılı olduğunu ve orantı katsayısının yalnızca zamana bağlı olduğunu ve Evrenin mevcut genişleme hızı hakkında bilgi taşıdığını da gösterdi. Doppler-Fizeau formülü bir galaksinin radyal hızının kırmızıya kaymasıyla orantılı olduğunu ima ettiğinden Lemaître, bu hızın aynı zamanda galaksinin uzaklığıyla da orantılı olduğu sonucuna vardı. Hubble listesindeki 42 galaksinin hızlarını ve mesafelerini analiz ettikten ve Güneş'in galaksiler arası hızını hesaba kattıktan sonra orantı katsayılarının değerlerini belirledi.

Söylenmemiş çalışma

Lemaitre çalışmasını 1927'de yayınladı. Fransızca az okunan “Brüksel Yıllıkları” dergisinde bilimsel topluluk" Başlangıçta neredeyse hiç fark edilmemesinin (öğretmeni Eddington tarafından bile) ana nedeninin bu olduğuna inanılıyor. Doğru, aynı yılın sonbaharında Lemaitre bulgularını Einstein'la tartışabildi ve ondan Friedman'ın sonuçlarını öğrendi. Genel Göreliliğin yaratıcısının hiçbir teknik itirazı yoktu, ancak Lemetre modelinin fiziksel gerçekliğine kesinlikle inanmıyordu (tıpkı daha önce Friedman'ın sonuçlarını kabul etmediği gibi).

Hubble grafikleri

Bu arada, 1920'lerin sonlarında Hubble ve Humason, 24 galaksinin mesafeleri ile onların kırmızıya kaymalardan (çoğunlukla Slipher tarafından) hesaplanan radyal hızları arasında doğrusal bir korelasyon keşfettiler. Hubble bundan bir galaksinin radyal hızının uzaklığıyla doğru orantılı olduğu sonucuna vardı. Bu orantılılığın katsayısı artık H0 ile gösterilmekte ve Hubble parametresi olarak adlandırılmaktadır (en son verilere göre 70 (km/s)/megaparsec'i biraz aşmaktadır).

Grafikli Hubble makalesi doğrusal bağımlılık Galaktik hızlar ve mesafeler arasındaki çalışma 1929'un başlarında yayınlandı. Bir yıl önce, Lemaitre'ı takip eden genç Amerikalı matematikçi Howard Robertson, bu bağımlılığı Hubble'ın muhtemelen bildiği genişleyen Evren modelinden türetmişti. Ancak meşhur makalesinde ne doğrudan ne de dolaylı olarak bu modelden bahsedilmemiştir. Hubble daha sonra formülünde görünen hızların aslında galaksilerin hareketlerini tanımladığına dair şüphelerini dile getirdi. uzay ancak her zaman kendi özel yorumlarından kaçındılar. Keşfinin anlamını galaktik uzaklıklar ve kırmızıya kaymaların orantılılığını göstermede gördü ve gerisini teorisyenlere bıraktı. Bu nedenle, Hubble'a olan saygımı göstermekle birlikte, onu Evrenin genişlemesinin kaşifi olarak kabul etmek için hiçbir neden yok.

Ve yine de genişliyor!

Yine de Hubble, Evrenin genişlemesinin ve Lemaître'nin modelinin tanınmasının yolunu açtı. Daha 1930'da, Eddington ve de Sitter gibi kozmoloji ustaları ona saygılarını sundular; Kısa bir süre sonra bilim adamları Friedman'ın çalışmalarını fark ettiler ve takdir ettiler. 1931'de, Eddington'ın kışkırtmasıyla Lemaitre, makalesini Royal Astronomical Society'nin Aylık Haberleri için (küçük kesintilerle) İngilizceye çevirdi. Aynı yıl Einstein, Lemaitre'in vardığı sonuçlara katıldı ve bir yıl sonra de Sitter ile birlikte genişleyen Evrenin bir modelini oluşturdu. düz alan ve zaman büküldü. Bu model, sadeliği nedeniyle uzun süredir kozmologlar arasında oldukça popüler olmuştur.

Aynı 1931'de Lemaitre, kozmolojiyi birleştiren başka bir Evren modelinin kısa (ve herhangi bir matematik olmadan) tanımını yayınladı. Kuantum mekaniği. Bu modelde başlangıç ​​anı, hem uzayı hem de zamanı ortaya çıkaran birincil atomun (Lemaitre buna kuantum da diyordu) patlamasıdır. Yerçekimi yeni doğan Evrenin genişlemesini yavaşlattığından, hızı da azalıyor - belki de neredeyse sıfıra. Lemaitre daha sonra modeline kozmolojik bir sabit ekledi ve bu, Evreni sonunda istikrarlı bir hızlanan genişleme rejimine girmeye zorladı. Yani hem Büyük Patlama hem de modern düşünceyi öngördü. kozmolojik modeller karanlık enerjinin varlığı dikkate alınarak. Ve 1933'te kozmolojik sabiti, daha önce kimsenin düşünmediği boşluğun enerji yoğunluğuyla özdeşleştirdi. Evrenin genişlemesinin kaşifi unvanını kesinlikle hak eden bu bilim adamının zamanının bu kadar ilerisinde olması gerçekten şaşırtıcı!

Hubble ve Humason ufuk açıcı çalışmalarını yürüttüklerinden beri galaksilerin uzaklık ölçeğinde önemli değişiklikler yapıldı. Allan Sandage'in esas olarak 200 inçlik Hale reflektörle elde edilen verilere dayanan çalışmaları, kırmızıya kayma-mesafe ilişkisinin doğrusala çok yakın bir yapıya sahip olduğunu gösteriyor. Kırmızıya kaymaların görüş hattı boyunca mesafeyi gösterdiğini varsayarsak, o zaman kırmızıya kayma-mesafe ilişkisi uzaklaşma hızı ve mesafeyle ilgili temel bir yasa haline gelir.

Evren hangi hızla genişliyor?

pirinç. Olası senaryolar evrenin genişlemesi

Birçok gözlem genişleyen bir evren hipotezini desteklemektedir. Bunlar neredeyse kesin olarak beş milyar yıl veya daha önceki hallerini gözlemlediğimiz galaksilerdir. başına gözlenen sayıları geniş mesafeler Evrenin 5-10 milyar yıl önce şimdikinden ne kadar daha aktif olduğunu gösteriyor. Yaklaşık 10 milyar yıl önce devasa bir kozmik patlamanın meydana geldiği hipotezinin bir başka doğrulaması, Penzias ve Wilson'ın Dicke tarafından yorumlanan gözlemleri sayesinde elde edildi. Bu gözlemlerin bir sonucu olarak, başlangıçta patlamalı genişleme başlangıcıyla ilişkili olan enerjinin kalıntıları, tüm Evrene nüfuz eden, 3 K etkili sıcaklığa sahip mikrodalga arka plan radyasyonu şeklinde tespit edildi. En doğru modern gözlemler 8 - 10 milyar ışıkyılı veya yaklaşık 3 milyar ps'ye kadar mesafelerdeki galaksilerin ve uzak kuasarların kaydedilmesini mümkün kılar. Bu gözlemler bize geçmişe bakma ve gök cisimlerini 8 - 10 milyar yıl önceki halleriyle görme fırsatı veriyor.

Galaksimiz nasıl oluştu?

pirinç. Galaksideki yıldızların dağılımı

Bir gün Evrenin genişlediğini keşfettik. Bundan sonra bir sonraki bilimsel adım bu genişlemenin oranını veya oranını belirlemekti. Aradan 80 yıldan fazla zaman geçti ama biz hâlâ bu konuda anlaşamadık. En büyüğüne baktığımızda kozmik ölçek ve en eski sinyalleri (Büyük Patlama'nın ardından gelen parıltı ve büyük ölçekli galaksi korelasyonları) inceleyerek bir sayı elde ettik: 67 km/s/Mpc.

Ancak tek tek yıldızlara, galaksilere, süpernovalara ve diğer doğrudan göstergelere baktığımızda farklı bir sayı elde ederiz: 74 km/s/Mpc. Belirsizlikler çok küçüktür: İlk sayı için ±1 ve ikinci sayı için ±2 ve bu sayıların birbiriyle bağdaştırılabileceğine dair istatistiksel şans %0,1'den azdır. Bu çelişkinin uzun zaman önce çözülmesi gerekiyordu, ancak Evrenin genişlediğinin ilk keşfedilmesinden bu yana devam ediyor.

1923'te Edwin Hubble, diğer galaksilerdeki yeni yıldızları aramak için dünyanın en büyük teleskopunu kullandı. Muhtemelen "galaksiler" denmemesi gerekirdi çünkü o zamanlar insanlık göksel sarmallardan emin değildi. Bunların en büyüğünü (şu anda Andromeda Bulutsusu olarak bilinen M31) incelerken ilkini, ardından ikinci ve üçüncü novayı gördü. Ancak dördüncüsü birinciyle aynı yerde ortaya çıktı ve bu imkansızdı çünkü yenilerinin yeniden şarj edilmesi yüzyıllar veya daha uzun sürüyor. Yenisi bir haftadan kısa sürede geldi. Endişelenen Hubble, yazdığı ilk “N”nin üzerini çizip üzerine “VAR!” yazdı. Bunun değişken bir yıldız olduğunu fark etti ve o zamandan beri değişken yıldızların fiziği ortaya çıktı. Hubble, Andromeda'ya olan mesafeyi hesaplamayı başardı. Samanyolu'nun tam dışında olduğunu ve açıkça bir galaksi olduğunu gösterdi. En güzel gözlemdi tek yıldız astronomi tarihinde.

Edwin Hubble'ın Andromeda'daki yıldızın değişken doğasını ortaya koyan orijinal plakası.

Hubble gözlemleyerek çalışmalarına devam etti. değişken yıldızlar birçok sarmal galakside. Değişmeleri ile birlikte spektral çizgiler Galaksinin bizden ne kadar uzaklaştığını, bizden o kadar hızlı uzaklaştığını fark etmeye başladı. Hubble yasası olarak bilinen bu yasayı keşfetmekle kalmadı, aynı zamanda genişleme hızını, yani Hubble parametresini ölçen ilk kişi oldu. Ancak aldığı sayı oldukça büyüktü. Çok büyük. O kadar büyük ki, eğer doğru olsaydı Büyük Patlama'nın yalnızca iki milyar yıl önce meydana geldiği anlamına gelirdi. Açıkçası, hiç kimse buna inanmayacaktır çünkü elimizde yalnızca Dünya'nın dört milyar yıldan fazla bir yaşta olduğuna dair jeolojik kanıtlar var.

Bileşik görüntü Batı yarımküre Dünya'nın yaşı 4 milyar yıldan fazladır.

1943'te gökbilimci Walter Baade, Samanyolu'nun dışındaki değişken yıldızları yakından gözlemledi ve inanılmaz derecede önemli bir şeyi fark etti: Cepheid değişkenlerinin tümü (Hubble'ın Evrenin genişlemesini belirlemek için kullandığı tip) aynı şekilde davranmıyordu. Bunun yerine iki tane vardı farklı sınıflar. Ve aniden Hubble sabitinin hiç de Hubble'ın düşündüğü kadar büyük olmadığı ortaya çıktı.

Walter Baade'nin Andromeda'daki değişken yıldızlara ilişkin ölçümleri, iki ayrı Sefeid popülasyonunun varlığının en önemli kanıtıydı ve Hubble parametresinin daha anlamlı bir değere indirgenmesine olanak sağladı.

Bunun yerine, Evren daha yavaş genişledi, bu da ona ulaşmasının daha uzun sürdüğü anlamına geliyordu. mevcut durum. Evren ilk defa yaş açısından Dünya'yı geride bıraktı ve bu iyi bir işaretti. Zamanla, daha fazla ayrıntılandırmalar arttı ve Hubble endeksi giderek azalırken Evrenin yaşı artmaya devam etti. Sonuçta en eski yıldızların bile çağı evrenin çağında boğuldu.

Hubble parametresine ilişkin tahminler zaman içinde nasıl değişti?

Hikaye burada bitmiyor. Hubble Uzay Teleskobu'na neden bu şekilde isim verildiğini biliyor musunuz? Adını Evrenin genişlediğini keşfeden Edwin Hubble'dan aldığı için değil. Daha doğrusu, asıl görevi Hubble parametresini, yani evrenin genişleme hızını ölçmek olduğu için. Teleskop 1990'da piyasaya sürülmeden önce, tamamen farklı Evrenleri tartışan iki kamp vardı: biri Allan Sandage'ın liderliğinde ve 50 km/s/Mpc genişleme hızına ve 16 milyar yıllık bir Evrene sahip bir Evren; diğeri Gerard de Vaucouleurs'un liderliğinde ve 100 km/s/Mpc genişleme hızına ve 10 milyar yılın altında bir yaşa sahip olan Evren. Bu iki kamp, ​​karşıt kampların ölçümlerinde sistematik hatalar yaptığına ve ortası olmadığına inanıyordu. Ev bilimsel amaç Hubble Uzay Teleskobu genişleme oranını kesin olarak ölçüyordu.

Ve bunu başardı. Projenin nihai sonucu 72 ± 8 km/s/Mpc oldu. Bugün, iki farklı yöntem arasında daha az hata veya yanlışlığın yanı sıra gerilim de var. Evrene en büyük ölçeklerinde, kozmik mikrodalga arka planındaki dalgalanmalara ve galaksi kümelenmesindeki baryon akustik salınımlarına bakarsanız daha düşük bir sayı elde edersiniz: 67 km/s/Mpc. Bu en olumlu sonuç değil, ancak daha yüksek değerler oldukça mümkün.

Galaksimizdeki bireysel yıldızların, diğer galaksilerdeki aynı sınıftaki yıldızların ve üstüne süpernovaların doğrudan ölçümlerine bakarsanız, şunu elde edersiniz: daha yüksek değer: 74 km/s/Mpc. Ancak Sistematik hata Yakındaki yıldızların ölçümlerinde yüzde birkaçlık bir hata bile bu sayıyı önemli ölçüde önerilen en düşük değere indirebilir. ESA'nın Gaia misyonu galaksimizdeki bir milyar yıldızın paralaksını benzeri görülmemiş bir hassasiyetle ölçmeye devam ederken, bu gerilim kendi kendine çözülebilir.

Bugün Hubble'ın genişleme hızını oldukça doğru bir şekilde biliyoruz ve onu geri kazanmanın iki farklı yöntemi birbiriyle çelişen değerler veriyor gibi görünüyor. Şu anda pek çok farklı ölçüm yapılıyor, her taraf kendini haklı çıkarmaya ve diğerinin hatalarını bulmaya çalışıyor. Ve eğer tarih bize bir şey öğrettiyse şunu söyleyebiliriz ki, öncelikle bu soru çözüldüğünde Evrenimizin doğası hakkında yeni ve ilginç bir şeyler öğreneceğiz ve ikincisi, genişleme oranı konusundaki bu tartışmanın son zamanlarda olmayacağı açık.

Evren statik değildir. Bu, gökbilimci Edwin Hubble'ın 1929'da, yani neredeyse 90 yıl önce yaptığı araştırmayla doğrulandı. Bu fikir ona galaksilerin hareketinin gözlemlenmesiyle önerildi. Yirminci yüzyılın sonunda astrofizikçilerin bir başka keşfi, Evrenin hızlanan genişlemesinin hesaplanmasıydı.

Evrenin genişlemesine ne denir?

Bazı insanlar bilim adamlarının Evrenin genişlemesinden bahsettiğini duyunca şaşırıyorlar. Çoğu kişi bu ismi ekonomiyle ve olumsuz beklentilerle ilişkilendiriyor.

Şişme, Evrenin ortaya çıkışından hemen sonra keskin bir ivmeyle genişleme sürecidir. İngilizceden tercüme edilen "enflasyon", "pompalamak", "şişirmek" anlamına gelir.

Evrenin şişme teorisinde karanlık enerjinin varlığına dair yeni şüpheler, genişleme teorisinin karşıtları tarafından kullanılıyor.

Daha sonra bilim adamları bir kara delik haritası önerdiler. İlk veriler daha sonraki bir aşamada elde edilenlerden farklıdır:

1. En uzakları arasındaki mesafe on bir milyon ışık yılından fazla olan altmış bin kara delik - dört yıl öncesine ait veriler.
2. On üç milyon ışıkyılı uzaklıkta kara delikleri olan yüz seksen bin galaksi. Rus nükleer fizikçileri de dahil olmak üzere bilim adamları tarafından 2017'nin başlarında elde edilen veriler.

Astrofizikçiler bu bilginin çelişmediğini söylüyor klasik model Evren.

Evrenin genişleme hızı kozmologlar için bir zorluktur

Genişleme hızı aslında kozmologlar ve gökbilimciler için bir zorluktur. Doğru, kozmologlar artık Evrenin genişleme oranının sabit bir parametreye sahip olmadığını iddia etmiyorlar; genişleme hızlanmaya başladığında tutarsızlıklar başka bir düzleme taşındı. Çok uzak bir yelpazedeki göçebeliğe ilişkin veriler süpernova galaksileri Birinci tip, genişlemenin ani bir süreç olmadığını kanıtlıyor.

Bilim insanları Evrenin ilk beş milyar yıl boyunca daraldığına inanıyor.

Büyük Patlama'nın ilk sonuçları önce güçlü bir genişlemeyi tetikledi, ardından sıkışma başladı. Ancak karanlık enerji hâlâ evrenin büyümesini etkiliyordu. Ve hızlanma ile.

Amerikalı bilim insanları Evrenin büyüklüğünü gösteren bir harita oluşturmaya başladılar. farklı dönemler Hızlanmanın ne zaman başladığını öğrenmek için. Kozmologlar, süpernova patlamalarını ve eski galaksilerdeki yoğunlaşma yönünü gözlemleyerek hızlanmanın özelliklerini fark ettiler.

Evren neden “hızlanıyor”

Başlangıçta haritadaki ivme değerlerinin doğrusal değil sinüs dalgasına dönüştüğü anlaşıldı. Buna "Evrenin dalgası" adı verildi.

Evrenin dalgası ivmenin şu şekilde meydana gelmediğini gösteriyor: sabit hız: Önce yavaşladı, sonra hızlandı. Ve birkaç kez. Bilim insanları, Büyük Patlama'dan sonraki 13,81 milyar yılda buna benzer yedi sürecin yaşandığına inanıyor.

Ancak kozmologlar hızlanma-yavaşlamanın neye bağlı olduğu sorusunu henüz cevaplayamıyorlar. Varsayımlar, karanlık enerjinin kaynaklandığı enerji alanının Evrenin dalgasına bağlı olduğu fikrine dayanıyor. Ve bir konumdan diğerine hareket eden Evren, ya ivmesini arttırır ya da yavaşlatır.

Argümanların ikna ediciliğine rağmen hala bir teori olarak kalıyorlar. Astrofizikçiler, yörüngedeki Planck teleskopundan elde edilen bilgilerin Evrendeki dalgaların varlığını doğrulayacağını umuyorlar.

Karanlık enerji ne zaman keşfedildi?

İnsanlar bunun hakkında ilk kez doksanlı yıllarda süpernova patlamaları nedeniyle konuşmaya başladılar. Karanlık enerjinin doğası bilinmiyor. Her ne kadar Albert Einstein kozmik sabiti görelilik teorisinde tanımlamış olsa da.

Yüz yıl önce, 1916'da Evren'in hâlâ değişmez olduğu düşünülüyordu. Ancak yer çekimi kuvveti müdahale etti: kozmik kütleler Eğer Evren hareketsiz olsaydı, her zaman birbirlerine çarparlardı. Einstein yerçekiminin kozmik itici kuvvetten kaynaklandığını ilan ediyor.

Georges Lemaitre bunu fizik yoluyla kanıtlayacaktır. Vakum enerji içerir. Enerji, parçacıkların ortaya çıkmasına ve daha fazla yok olmasına yol açan titreşimleri nedeniyle itici bir kuvvet kazanır.

Hubble Evrenin genişlediğini kanıtladığında Einstein bunu saçmalık olarak nitelendirdi.

Karanlık enerjinin etkisi

Evren sabit bir hızla birbirinden uzaklaşıyor. 1998 yılında dünyaya tip 1 süpernova patlamalarının analizinden elde edilen veriler sunuldu. Evrenin gittikçe daha hızlı büyüdüğü kanıtlandı.

Bu, bilinmeyen bir madde nedeniyle olur, buna "karanlık enerji" adı verilir. Evrenin alanının neredeyse% 70'ini kapladığı ortaya çıktı. Karanlık enerjinin özü, özellikleri ve doğası araştırılmadı, ancak bilim adamları onun diğer galaksilerde var olup olmadığını bulmaya çalışıyorlar.

2016 yılında hesaplanmıştı kesin hız yakın gelecek için genişliyor, ancak bir tutarsızlık ortaya çıktı: Evren, astrofizikçilerin daha önce varsaydığından daha hızlı bir oranda genişliyor. Karanlık enerjinin varlığı ve evrenin sınırlarının genişleme hızı üzerindeki etkisi konusunda bilim adamları arasında tartışmalar alevlendi.

Evrenin genişlemesi karanlık enerji olmadan gerçekleşir

Bilim insanları, 2017 yılı başında Evrenin genişlemesinin karanlık enerjiden bağımsız olduğu teorisini ortaya attılar. Genişlemeyi Evrenin yapısındaki değişikliklerle açıklıyorlar.

Budapeşte Üniversiteleri ve Hawaii Üniversitesi'nden bilim adamları, hesaplamalar ile gerçek genişleme hızı arasındaki tutarsızlığın, uzayın özelliklerindeki değişikliklerle ilişkili olduğu sonucuna vardılar. Genişleme sırasında Evrenin modeline ne olacağını kimse hesaba katmadı.

Karanlık enerjinin varlığından şüphe duyan bilim adamları şunu açıklıyor: Evrendeki en büyük madde konsantrasyonları onun genişlemesini etkiliyor. Bu durumda kalan içerik eşit olarak dağıtılır. Ancak gerçek hala açıklanamıyor.

Varsayımlarının geçerliliğini kanıtlamak için bilim adamları bir mini Evren modeli önerdiler. Bunu bir dizi kabarcık şeklinde sundular ve her bir kabarcığın büyüme parametrelerini hesaplamaya başladılar. kendi hızı, kütlesine bağlı olarak.

Evrenin bu şekilde modellenmesi, bilim adamlarına onun enerjiyi hesaba katmadan değişebileceğini gösterdi. Ancak bilim insanları, eğer karanlık enerjiyi “karıştırırsanız” modelin değişmeyeceğini söylüyor.

Genel olarak tartışmalar halen devam etmektedir. Karanlık enerjinin savunucuları, bunun Evrenin sınırlarının genişlemesini etkilediğini söylüyor; karşıtları ise önemli olanın madde konsantrasyonu olduğunu öne sürüyor.

Evrenin genişleme hızı artık

Bilim insanları evrenin Büyük Patlama'dan sonra büyümeye başladığına inanıyor. Sonra, neredeyse on dört milyar yıl önce, Evrenin genişleme hızının ışık hızından daha büyük olduğu ortaya çıktı. Ve büyümeye devam ediyor.

Stephen Hawking ve Leonard Mlodinow'un kitabında " Kısa tarih zamanda” Evrenin sınırlarının genişleme hızının milyar yılda %10’u geçemeyeceği belirtiliyor.

Evrenin genişleme hızını belirlemek için 2016 yazında ödül sahibi Nobel Ödülü Adam Riess, birbirine yakın galaksilerdeki titreşen Sefeidlerin mesafesini hesapladı. Bu veriler hızı hesaplamayı mümkün kıldı. En az üç milyon ışıkyılı uzaklıktaki galaksilerin neredeyse 73 km/s hızla uzaklaşabileceği ortaya çıktı.

Sonuç şaşırtıcıydı: yörünge teleskopları, aynı “Planck”, 69 km/s'den bahsediyorlardı. Bilim adamları neden böyle bir farkın kaydedildiğini cevaplayamıyor: Evrenin genişleme teorisinin dayandığı karanlık maddenin kökeni hakkında hiçbir şey bilmiyorlar.

Karanlık radyasyon

Evrenin "hızlanmasındaki" bir diğer faktör, Hubble'ı kullanan gökbilimciler tarafından keşfedildi. Karanlık radyasyonun Evrenin oluşumunun en başında ortaya çıktığına inanılıyor. O zaman içinde madde değil, daha fazla enerji vardı.

Karanlık radyasyon, karanlık enerjinin Evrenin sınırlarını genişletmesine “yardımcı oldu”. Bilim adamları, hızlanma oranının belirlenmesindeki tutarsızlıkların bu radyasyonun bilinmeyen doğasından kaynaklandığına inanıyor.

Hubble'ın gelecekteki çalışmaları gözlemleri daha doğru hale getirecek.

Gizemli enerji evreni yok edebilir

Bilim insanları onlarca yıldır bu senaryoyu düşünüyor, veriler uzay gözlemevi Planck bunun sadece spekülasyondan uzak olduğunu söylüyor. 2013 yılında yayımlandılar.

"Planck", Evren'in yaklaşık 380 bin yaşında ortaya çıkan Büyük Patlama'nın "yankısını" ölçtü, sıcaklık 2.700 dereceydi. Üstelik sıcaklık da değişti. “Planck” aynı zamanda Evrenin “bileşimini” de belirledi:

• neredeyse %5'i yıldızdır, kozmik toz, kozmik gaz, galaksiler;
• neredeyse %27'si karanlık madde kütlesidir;
• yaklaşık %70'i karanlık enerjidir.

Fizikçi Robert Caldwell, karanlık enerjinin büyüme gücüne sahip olduğunu öne sürdü. Ve bu enerji uzay-zamanı ayıracak. Bilim insanı, galaksinin önümüzdeki yirmi ila elli milyar yıl içinde uzaklaşacağına inanıyor. Bu süreç Evrenin sınırlarının giderek genişlemesiyle gerçekleşecektir. Bu, Samanyolu'nu yıldızdan koparacak ve o da parçalanacak.

Uzayın yaklaşık altmış milyon yıllık olduğu ölçüldü. Güneş ölmekte olan bir cüce yıldıza dönüşecek ve gezegenler ondan ayrılacak. Sonra Dünya patlayacak. Önümüzdeki otuz dakika içinde uzay atomları parçalayacak. Nihai sonuç, uzay-zaman yapısının yok edilmesi olacaktır.

Samanyolu nereye uçuyor?

Kudüs gökbilimcileri Samanyolu'nun kazandığına inanıyor azami hız Bu, evrenin genişleme hızından daha yüksektir. Bilim insanları bunu, Samanyolu'nun en büyüğü olarak kabul edilen "Büyük Çekici"ye olan arzusuyla açıklıyor. Samanyolu kozmik çölden bu şekilde ayrılıyor.

Bilim insanları Evrenin genişleme hızını ölçmek için farklı yöntemler kullanıyor, dolayısıyla bu parametre için tek bir sonuç bulunmuyor.

Aysız, berrak bir gecede gökyüzüne bakarsanız, en çok parlak nesneler büyük olasılıkla gezegenler Venüs, Mars, Jüpiter ve Satürn olacaktır. Ayrıca Güneşimize benzeyen, ancak bizden çok daha uzakta bulunan bir dizi yıldızın dağıldığını da göreceksiniz. Bu sabit yıldızlardan bazıları aslında Dünya Güneş'in etrafında dönerken birbirlerine göre biraz hareket ederler. Hiç sabit değiller! Bunun nedeni, bu tür yıldızların bize nispeten yakın olmasıdır. Dünyanın Güneş etrafındaki hareketi nedeniyle, bu yakın yıldızları arka planda daha uzaktaki yıldızların önünde görüyoruz. çeşitli hükümler. Aynı etki araba kullanırken de gözleniyor ve yol boyunca ağaçlar ufka doğru uzanan manzaranın arka planına göre konumlarını değiştiriyor gibi görünüyor (Şek. 14). Ağaçlar ne kadar yakınsa, görünürdeki hareketleri de o kadar belirgin olur. Göreceli konumdaki bu değişikliğe paralaks denir. Yıldızlar söz konusu olduğunda bu insanlık için gerçek bir başarıdır çünkü paralaks onlara olan mesafeyi doğrudan ölçmemize olanak sağlar.

Pirinç. 14. Yıldız paralaksı.

İster yolda ister uzayda hareket edin, yakın ve uzak cisimlerin göreceli konumları siz hareket ettikçe değişir. Bu değişikliklerin büyüklüğü cisimler arasındaki mesafeyi belirlemek için kullanılabilir.

En çok yakındaki yıldız Proxima Centauri bizden yaklaşık dört ışıkyılı veya kırk milyon milyon kilometre uzaktadır. Çıplak gözle görülebilen diğer yıldızların çoğu bizden birkaç yüz ışık yılı uzaktadır. Karşılaştırma için, Dünya'dan Güneş'e yalnızca sekiz ışık dakikası var! Yıldızlar gece gökyüzü boyunca dağılmış durumdadır, ancak özellikle dediğimiz şeritte yoğun bir şekilde dağılmışlardır. Samanyolu. 1750 gibi erken bir tarihte, bazı gökbilimciler Samanyolu'nun görünümünün, görünür yıldızların çoğunun, şimdi sarmal gökadalar dediğimiz gibi, disk şeklinde bir konfigürasyonda toplandığı düşüncesiyle açıklanabileceğini öne sürdüler. Sadece birkaç on yıl sonra İngiliz gökbilimci William Herschel, gökyüzünün farklı yerlerinde teleskopla görülebilen yıldızların sayısını titizlikle sayarak bu fikrin geçerliliğini doğruladı. Ancak bu fikir ancak yirminci yüzyılda tam olarak kabul gördü. Artık galaksimiz Samanyolu'nun bir uçtan bir uca yaklaşık yüz bin ışıkyıllık bir alanı kapladığını ve yavaşça döndüğünü biliyoruz; Sarmal kollarındaki yıldızlar her birkaç yüz milyon yılda bir Galaksinin merkezi etrafında bir devrimi tamamlarlar. Orta büyüklükte sıradan bir sarı yıldız olan Güneşimiz, sarmal kollardan birinin iç kenarında yer almaktadır. Kesinlikle yaptık Uzun bir yol Aristoteles ve Ptolemy'nin zamanlarından beri, insanlar Dünya'yı Evrenin merkezi olarak görüyorlardı.

Evrenin modern resmi, 1924'te Amerikalı gökbilimci Edwin Hubble'ın Samanyolu'nun tek galaksi olmadığını kanıtlamasıyla ortaya çıkmaya başladı. Geniş boşluklarla ayrılmış başka birçok yıldız sisteminin de olduğunu keşfetti. Bunu doğrulamak için Hubble'ın Dünya'dan diğer galaksilere olan mesafeyi belirlemesi gerekiyordu. Ancak galaksiler o kadar uzaktalar ki, yakındaki yıldızların aksine aslında hareketsiz görünüyorlar. Galaksilere olan mesafeleri ölçmek için paralaks kullanamayan Hubble, paralaks yöntemini kullanmak zorunda kaldı. dolaylı yöntemler mesafe tahminleri. Bir yıldızın uzaklığının bariz ölçüsü parlaklığıdır. Ancak görünen parlaklık yalnızca yıldıza olan mesafeye değil, aynı zamanda yıldızın parlaklığına, yani yaydığı ışık miktarına da bağlıdır. Bize yakın ama sönük bir yıldız, tam da onu gölgede bırakacak. parlak armatür uzak bir galaksiden. Bu nedenle görünür parlaklığı mesafe ölçüsü olarak kullanmak için yıldızın parlaklığını bilmemiz gerekir.

Yakındaki yıldızların parlaklığı, görünür parlaklıklarından hesaplanabilir çünkü paralaks sayesinde onların mesafesini biliyoruz. Hubble, yakındaki yıldızların yaydıkları ışığın doğasına göre sınıflandırılabileceğini belirtti. Aynı sınıfa ait yıldızlar her zaman aynı parlaklığa sahiptir. Ayrıca, uzak bir galakside bu sınıflara ait yıldızları keşfedersek, onlara yakınımızdaki benzer yıldızlarla aynı parlaklığa sahip olabileceğimizi öne sürdü. Bu bilgilerle galaksiye olan mesafeyi hesaplamak kolaydır. Aynı galaksideki birçok yıldız için yapılan hesaplamalar aynı mesafeyi veriyorsa tahminimizin doğruluğundan emin olabiliriz. Edwin Hubble bu şekilde dokuz farklı galaksiye olan mesafeleri hesapladı.

Bugün çıplak gözle görülebilen yıldızların oluştuğunu biliyoruz. önemsiz bir pay bütün yıldızlar Gökyüzünde yaklaşık 5.000 yıldız görüyoruz; galaksimiz Samanyolu'ndaki tüm yıldızların yalnızca %0,0001'i. Ve Samanyolu, modern teleskoplarla gözlemlenebilen yüz milyardan fazla galaksiden sadece bir tanesidir. Ve her galakside yaklaşık yüz milyar yıldız bulunur. Bir yıldız bir tuz tanesi olsaydı, çıplak gözle görülebilen tüm yıldızlar bir çay kaşığına sığardı, ancak tüm Evrenin yıldızları on üç kilometreden daha büyük bir çapa sahip bir top oluştururdu.

Yıldızlar bizden o kadar uzaktadır ki ışık noktaları gibi görünürler. Boyutlarını ve şekillerini ayırt edemiyoruz. Ancak Hubble'ın belirttiği gibi pek çok şey var. çeşitli türler yıldızlar ve onları yaydıkları radyasyonun rengine göre ayırt edebiliriz. Newton şunu keşfetti: Güneş ışığıüçgen bir cam prizmadan geçtiğinde gökkuşağı gibi bileşen renklerine ayrışacaktır (Şekil 15). Göreceli yoğunluk çeşitli renkler Belirli bir ışık kaynağının yaydığı radyasyona onun spektrumu denir. Teleskobu tek bir yıldıza veya galaksiye odaklayarak onun yaydığı ışığın spektrumunu inceleyebilirsiniz.

Pirinç. 15. Yıldız spektrumu.

Bir yıldızın emisyon spektrumunu analiz ederek hem sıcaklığını hem de atmosferinin bileşimini belirleyebiliriz.

Diğer şeylerin yanı sıra, bir cismin radyasyonu onun sıcaklığının değerlendirilmesini mümkün kılar. 1860 yılında Alman fizikçi Gustav Kirchhoff herhangi bir şeyin olmadığını tespit etti. malzeme gövdesiÖrneğin bir yıldız ısıtıldığında, tıpkı sıcak kömürlerin parıldaması gibi ışık veya başka bir radyasyon yayar. Isıtılmış cisimlerin ışıltısı, içlerindeki atomların termal hareketinden kaynaklanmaktadır. Buna siyah cisim radyasyonu denir (ısıtılan cisimlerin kendisi siyah olmasa da). Kara cisim ışınımının spektrumunu başka herhangi bir şeyle karıştırmak zordur. karakteristik görünüm vücut sıcaklığına göre değişir (Şekil 16). Bu nedenle ısıtılmış bir cismin radyasyonu termometre okumalarına benzer. Gözlemlediğimiz emisyon spektrumu çeşitli yıldızlar Her zaman kara cisim ışınımına benzeyen bu ışınım, yıldızın sıcaklığı hakkında bir tür bildirimdir.

Pirinç. 16. Kara cisim radyasyon spektrumu.

Sadece yıldızlar değil, tüm cisimler kendilerini oluşturan mikroskobik parçacıkların termal hareketi nedeniyle radyasyon yayar. Radyasyonun frekans dağılımı vücut sıcaklığını karakterize eder.

Yıldız ışığını yakından incelersek bize daha fazla bilgi verecektir. Kesin olarak tanımlanmış bazı renklerin yokluğunu keşfedeceğiz ve farklı yıldızlar farklı olacaklar. Ve bunu bildiğimizden beri herkes kimyasal element karakteristik bir renk kümesini emer, daha sonra bu renkleri yıldızın spektrumunda bulunmayan renklerle karşılaştırarak atmosferinde hangi elementlerin bulunduğunu doğru bir şekilde belirleyebiliriz.

1920'lerde gökbilimciler diğer galaksilerdeki yıldızların spektrumlarını incelemeye başladıklarında çok ilginç bir şey keşfettiler: kendi galaksimizdeki yıldızlarla aynı karakteristik eksik renk modellerine sahip oldukları ortaya çıktı, ancak hepsi kırmızı uca kaymıştı. spektrumda ve aynı oranda. Fizikçiler renk veya frekanstaki değişimi Doppler etkisi olarak biliyorlar.

Bu olgunun sesi nasıl etkilediğini hepimiz biliyoruz. Yanınızdan geçen bir arabanın sesini dinleyin. Yaklaştığında motor veya korna sesi daha yüksek geliyor, araba geçip uzaklaşmaya başladığında ise ses azalıyor. Saatte yüz kilometre hızla üzerimize doğru gelen bir polis arabası, ses hızının yaklaşık onda biri kadar bir hıza ulaşır. Sireninin sesi, tepeleri ve çukurları değişen bir dalgadır. En yakın tepeler (veya çukurlar) arasındaki mesafeye dalga boyu denildiğini hatırlayın. Dalga boyu ne kadar kısa olursa, daha büyük sayı Titreşimler her saniye kulağımıza ulaşır ve sesin tonu veya frekansı ne kadar yüksek olursa.

Doppler etkisi, yaklaşan bir arabanın birbirini takip eden her bir çıkıntıyı yayması gerçeğinden kaynaklanmaktadır. ses dalgası, bize giderek daha yakın olacak ve sonuç olarak çıkıntılar arasındaki mesafeler, arabanın hareketsiz durmasına göre daha az olacaktır. Bu da bize gelen dalgaların boylarının kısalması, frekanslarının artması anlamına gelir (Şekil 17). Tersine, eğer araba uzaklaşırsa, yakaladığımız dalgaların uzunluğu uzar ve frekansları düşer. Araba ne kadar hızlı hareket ederse, Doppler etkisi o kadar güçlü görünür, bu da hızı ölçmek için kullanılmasını mümkün kılar.

Pirinç. 17. Doppler etkisi.

Kaynak yayan dalgalar gözlemciye doğru hareket ettiğinde dalga boyu azalır. Kaynak uzaklaştıkça tam tersine artar. Buna Doppler etkisi denir.

Işık ve radyo dalgaları benzer şekilde davranır. Polis, arabalardan yansıyan radyo sinyalinin dalga boyunu ölçerek arabaların hızını belirlemek için Doppler etkisini kullanıyor. Işık, elektromanyetik alanın titreşimleri veya dalgalarıdır. Bölüm'de belirttiğimiz gibi. Şekil 5'te, görünür ışığın dalga boyu son derece küçüktür - metrenin kırk ila seksen milyonda biri arasında.

İnsan gözü farklı uzunluklardaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar ve en uzun uzunluk spektrumun kırmızı ucuna karşılık gelen dalgalara sahiptir ve en küçükleri mavi uca aittir. Şimdi bizden sabit bir mesafede bulunan, örneğin bir yıldız gibi, belirli bir dalga boyunda ışık dalgaları yayan bir ışık kaynağının hayal edin. Kaydedilen dalgaların uzunluğu yayılanlarla aynı olacaktır. Ama şimdi ışık kaynağının bizden uzaklaşmaya başladığını varsayalım. Seste olduğu gibi bu da ışığın dalga boyunun artmasına neden olacak, bu da spektrumun kırmızı uca doğru kayacağı anlamına geliyor.

Başka galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble, sonraki yıllarda onlara olan mesafeleri belirleme ve spektrumlarını gözlemleme üzerinde çalıştı. O zamanlar pek çok kişi galaksilerin rastgele hareket ettiğini varsayıyordu ve maviye kayan spektrumların sayısının kırmızıya kayanların sayısıyla hemen hemen aynı olacağını bekliyordu. Bu nedenle çoğu galaksinin spektrumunun kırmızıya kayma gösterdiğini keşfetmek tam bir sürpriz oldu. yıldız sistemleri bizden uzaklaşıyorlar! Hubble tarafından keşfedilen ve 1929'da kamuoyuna açıklanan gerçek daha da şaşırtıcıydı: Galaksilerin kırmızıya kayması rastgele değil, bizden uzaklıkları ile doğru orantılıdır. Başka bir deyişle, bir galaksi bizden ne kadar uzaksa, o kadar hızlı uzaklaşıyor! Bundan, Evrenin daha önce düşünüldüğü gibi boyutunun değişmeden statik olamayacağı sonucu çıktı. Gerçekte genişliyor: galaksiler arasındaki mesafe sürekli artıyor.

Evrenin genişlediğinin farkına varılması zihinlerde gerçek bir devrim yarattı; yirminci yüzyılın en büyük devrimlerinden biri. Geriye dönüp bakıldığında, bunu daha önce kimsenin düşünmemiş olması şaşırtıcı görünebilir. Newton ve diğer büyük beyinler statik bir evrenin istikrarsız olacağını fark etmiş olmalılar. Bir an hareketsiz kalsa bile, karşılıklı çekim yıldızlar ve galaksiler hızla sıkışmasına yol açacaktır. Evren nispeten yavaş genişlese bile, yerçekimi sonunda genişlemesine son verecek ve onun daralmasına neden olacaktır. Ancak evrenin genişleme hızı belirli bir orandan büyükse kritik nokta yerçekimi bunu asla durduramayacak ve Evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecek.

Burada Dünya yüzeyinden yükselen bir rokete belli belirsiz bir benzerlik var. Nispeten düşük bir hızda, yerçekimi sonunda roketi durduracak ve Dünya'ya doğru düşmeye başlayacaktır. Öte yandan roketin hızı kritik değerden yüksekse (saniyede 11,2 kilometreden fazla), yerçekimi onu tutamaz ve Dünya'yı sonsuza kadar terk eder.

Newton'un yerçekimi teorisine dayanarak, Evrenin bu davranışının on dokuzuncu veya on sekizinci yüzyılda, hatta on yedinci yüzyılın sonunda herhangi bir zamanda tahmin edilebileceği söylenebilir. Ancak statik bir Evren inancı o kadar güçlüydü ki, yirminci yüzyılın başına kadar yanılgı zihinler üzerindeki gücünü korudu. Einstein bile Evrenin statik doğasından o kadar emindi ki, 1915'te genel görelilik teorisinde özel bir değişiklik yaparak denklemlere kozmolojik sabit adı verilen ve Evrenin statik doğasını sağlayan özel bir terimi yapay olarak ekledi.
Kozmolojik sabit belirli bir şeyin eylemi olarak kendini gösterdi. yeni güç- Diğer kuvvetlerden farklı olarak belirli bir kaynağı olmayan, yalnızca uzay-zamanın dokusunda var olan ayrılmaz bir özellik olan "anti-yerçekimi". Bu kuvvetin etkisi altında uzay-zaman, doğuştan gelen bir genişleme eğilimi ortaya çıkardı. Einstein, kozmolojik sabitin değerini seçerek bu eğilimin gücünü değiştirebilirdi. Onun yardımıyla, mevcut tüm maddelerin karşılıklı çekiciliğini tam olarak dengelemeyi başardı ve sonuç olarak statik bir Evren elde etti.
Einstein daha sonra kozmolojik sabit fikrini reddetti ve bunu "en önemli fikri" olarak kabul etti. Büyük hata" Birazdan göreceğimiz gibi, bugün Einstein'ın kozmolojik sabiti ortaya koyarken haklı olabileceğine inanmak için nedenler var. Ancak Einstein'ı en çok üzen şey, onun durağan bir evrene olan inancının, evrenin genişlemesi gerektiği yönündeki kendi tahminini gölgede bırakmasıydı. kendi teorisi. Genel göreliliğin bu sonucunu yalnızca bir kişi görmüş ve ciddiye almış gibi görünüyor. Einstein ve diğer fizikçiler Evrenin statik olmayan doğasından nasıl kaçınılacağını araştırırken, Rus fizikçi matematikçi Alexander Friedman ise tam tersine genişlemekte olduğu konusunda ısrar etti.

Friedman, Evren hakkında çok basit iki varsayımda bulundu: Hangi yöne bakarsak bakalım aynı görünüyor ve bu varsayım, Evrenin neresinden bakarsak bakalım doğrudur. Bu iki düşünceye dayanarak ve genel görelilik denklemlerini çözerek Evrenin statik olamayacağını kanıtladı. Böylece, 1922'de, yani Edwin Hubble'ın keşfinden birkaç yıl önce Friedman, Evrenin genişleyeceğini doğru bir şekilde tahmin etmişti!

Evrenin her yönde aynı göründüğü varsayımı tamamen doğru değildir. Örneğin, zaten bildiğimiz gibi, Galaksimizin yıldızları gece gökyüzünde, Samanyolu'nda belirgin bir ışık şeridi oluşturur. Ancak uzak galaksilere baktığımızda sayıları gökyüzünün her yerinde aşağı yukarı eşit görünüyor. Dolayısıyla, galaksiler arasındaki mesafelerle karşılaştırıldığında, büyük ölçekte gözlemlendiğinde Evren herhangi bir yönde hemen hemen aynı görünür ve küçük ölçeklerdeki farklar göz ardı edilir.

Ağaçların rastgele büyüdüğü bir ormanda olduğunuzu hayal edin. Bir yöne baktığınızda sizden bir metre uzakta en yakın ağacı göreceksiniz. Diğer yönde en yakın ağaç üç metre uzakta olacak. Üçüncüsünde sizden bir, iki ve üç metre uzakta birkaç ağacı aynı anda göreceksiniz. Orman hiçbir yönden aynı görünmüyor. Ancak bir kilometre yarıçapındaki tüm ağaçları hesaba katarsanız bu tür farklılıkların ortalamaları ortaya çıkar ve ormanın her yönde aynı olduğunu görürsünüz (Şekil 18).

Pirinç. 18. İzotropik orman.

Bir ormandaki ağaçların dağılımı genel olarak eşit olsa da, daha yakından bakıldığında bazı bölgelerde daha yoğun olduğu görülebilir. Aynı şekilde Evren de bize en yakın uzayda aynı görünmüyor, oysa yakınlaştırdığımızda hangi yöne bakarsak bakalım aynı resmi görüyoruz.

Uzun bir süre, yıldızların tekdüze dağılımı, Friedmann modelinin Evrenin gerçek resmine ilk yaklaşım olarak kabul edilmesi için yeterli bir temel olarak hizmet etti. Ancak daha sonra mutlu bir kaza, Friedman'ın varsayımının Evren'in şaşırtıcı derecede doğru bir tanımı olduğuna dair başka kanıtlar ortaya çıkardı. 1965 yılında iki Amerikalı fizikçi, New Jersey'deki Bell Telefon Laboratuarlarından Arno Penzias ve Robert Wilson, çok hassas bir mikrodalga alıcısının hatalarını ayıklıyorlardı. (Mikrodalgalar, dalga boyu yaklaşık bir santimetre olan radyasyondur.) Penzias ve Wilson, alıcının mikrodalgayı algıladığından endişe ediyorlardı. daha yüksek düzey beklenenden daha fazla gürültü. Anten üzerinde kuş pisliği buldular ve arızanın diğer potansiyel nedenlerini ortadan kaldırdılar, ancak kısa sürede olası tüm parazit kaynaklarını tükettiler. Gürültü, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünden ve Güneş etrafındaki dönüşünden bağımsız olarak yıl boyunca günün her saati kaydedilmesi bakımından farklıydı. Dünyanın hareketi alıcıyı uzayın farklı sektörlerine yönlendirdiğinden, Penzias ve Wilson gürültünün Güneş Sisteminin dışından, hatta Galaksinin dışından geldiği sonucuna vardılar. Uzayın her yönünden eşit olarak geliyor gibiydi. Artık biliyoruz ki, alıcı nereye yönlendirilirse yönlendirilsin, bu gürültü, ihmal edilebilir değişiklikler dışında sabit kalır. Böylece Penzias ve Wilson tesadüfen Friedman'ın Evrenin her yönde aynı olduğuna dair ilk hipotezini destekleyen çarpıcı bir örnekle karşılaştılar.

Bu kozmik arka plan gürültüsünün kaynağı nedir? Penzias ve Wilson'ın alıcıdaki gizemli gürültüyü araştırdıkları sıralarda, iki Amerikalı fizikçi de Princeton Üniversitesi, Bob Dick ve Jim Peebles da mikrodalgalarla ilgilenmeye başladı. Georgy (George) Gamow'un (eskiden Alexander Friedman'ın öğrencisi) gelişiminin ilk aşamalarında Evrenin çok yoğun ve beyaz-sıcak olduğu yönündeki önerisini incelediler. Dick ve Peebles eğer bu doğruysa parıltıyı gözlemleyebilmemiz gerektiğine inanıyorlardı. erken evrenÇünkü dünyamızın çok uzak bölgelerinden gelen ışık bize ancak şimdi geliyor. Ancak Evrenin genişlemesi nedeniyle bu ışığın spektrumun kırmızı ucuna o kadar güçlü bir şekilde kayması gerekir ki, görünür radyasyon mikrodalgada. Dick ve Peebles tam da bu radyasyonu aramaya hazırlanıyorlardı ki Penzias ve Wilson çalışmalarını duyunca onu zaten bulduklarını fark ettiler. Bu keşif nedeniyle Penzias ve Wilson, 1978'de Nobel Ödülü'ne layık görüldü (bu, Gamow bir yana, Dick ve Peebles'a da haksızlık gibi görünüyor).

İlk bakışta Evrenin her yönden aynı görünmesi, onun içinde özel bir yer işgal ettiğimizi gösteriyor. Özellikle, tüm galaksiler bizden uzaklaştıkça Evrenin merkezinde olmamız gerekiyor gibi görünebilir. Ancak bu olgunun başka bir açıklaması daha var: Evren başka bir galaksiden bakıldığında da her yönden aynı görünebilir. Hatırlarsanız bu tam olarak Friedman'ın ikinci varsayımıydı.

Friedman'ın ikinci hipotezi lehinde veya aleyhinde herhangi bir bilimsel argümanımız yok. Yüzyıllar önce Hristiyan Kilisesi Kilise doktrini evrenin merkezinde özel bir yere sahip olduğumuzu öne sürdüğü için, bunu sapkınlık olarak kabul edecekti. Ancak bugün Friedman'ın varsayımını neredeyse tam tersi bir nedenle, bir tür alçakgönüllülükle kabul ediyoruz: Evrenin tüm yönlerde yalnızca bize aynı görünmesi, ancak Evrendeki diğer gözlemcilere görünmemesi bizim için kesinlikle şaşırtıcı olurdu!

Friedmann Evren modelinde tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor. Bu, şişirilmiş bir balonun yüzeyine renkli noktaların yayılmasını anımsatıyor. Topun boyutu arttıkça herhangi iki nokta arasındaki mesafe artar ancak noktalardan hiçbiri genişlemenin merkezi olarak kabul edilemez. Üstelik balonun yarıçapı sürekli büyüyorsa, yüzeyindeki noktalar birbirinden ne kadar uzaktaysa, genişledikçe o kadar hızlı uzaklaşacaklardır. Diyelim ki balonun yarıçapı her saniye ikiye katlanıyor. Daha sonra, başlangıçta bir santimetrelik bir mesafeyle ayrılmış olan iki nokta, bir saniye sonra zaten birbirinden iki santimetrelik bir mesafede olacaktır (eğer balonun yüzeyi boyunca ölçülürse), böylece bunların bağıl hız saniyede bir santimetre olacaktır. Öte yandan, birbirlerinden on santimetre uzakta olan bir çift nokta, genişlemenin başlamasından bir saniye sonra yirmi santimetre kadar uzaklaşacak ve böylece göreceli hızları saniyede on santimetre olacaktır (Şekil 19). Benzer şekilde Friedmann'ın modelinde herhangi iki galaksinin birbirinden uzaklaşma hızı aralarındaki mesafeyle orantılıdır. Dolayısıyla model, bir galaksinin kırmızıya kaymasının bizden uzaklığıyla doğru orantılı olması gerektiğini öngörüyor; bu, Hubble'ın daha sonra keşfettiği bağımlılığın aynısıdır. Friedmann başarılı bir model önerebilmiş ve Hubble'ın gözlemlerinin sonuçlarını tahmin edebilmiş olsa da, çalışması 1935'te benzer bir model önerilene kadar Batı'da neredeyse bilinmiyordu. Amerikalı fizikçi Howard Robertson ve İngiliz matematikçi Arthur Walker, Hubble tarafından keşfedilen Evrenin genişlemesinin ayak izlerini zaten takip ediyorlardı.

Pirinç. 19. Bir Balonun Genişleyen Evreni.

Evrenin genişlemesi nedeniyle galaksiler birbirlerinden uzaklaşıyor. Zamanla, uzak yıldız adaları arasındaki mesafe, tıpkı şişen bir gezegendeki lekelerde olduğu gibi, yakındaki galaksiler arasındaki mesafeden daha fazla artar. sıcak hava balonu. Bu nedenle, herhangi bir galaksideki gözlemciye, başka bir galaksinin uzaklaşma hızı, o galaksi ne kadar uzaktaysa o kadar yüksek görünür.

Friedman Evrenin yalnızca bir modelini önerdi. Ancak yaptığı varsayımlara göre, Einstein'ın denklemleri üç sınıf çözümü kabul ediyor; yani, evrenin gelişimi için üç farklı Friedmann modeli ve üç farklı senaryo var.

Birinci sınıf çözümler (Friedman'ın bulduğu çözüm), evrenin genişlemesinin yeterince yavaş olduğunu, galaksiler arasındaki çekimin giderek yavaşladığını ve sonunda onu durdurduğunu varsayar. Bundan sonra galaksiler birbirine yaklaşmaya başlar ve Evren küçülmeye başlar. İkinci sınıf çözümlere göre, Evren o kadar hızlı genişliyor ki, yerçekimi galaksilerin geri çekilmesini yalnızca biraz yavaşlatacak, ancak bunu asla durduramayacak. Son olarak, evrenin çökmeyi önlemek için doğru hızda genişlediğini öne süren üçüncü bir çözüm daha var. Zamanla galaksinin genişleme hızı giderek azalıyor ama asla sıfıra ulaşmıyor.

Friedman'ın ilk modelinin şaşırtıcı bir özelliği, Evrenin uzayda sonsuz olmaması, ancak uzayın hiçbir yerinde sınırların bulunmamasıdır. Yerçekimi o kadar güçlüdür ki uzay çöker ve kendi içine kapanır. Bu, bir dereceye kadar, yine sonlu olan ancak sınırları olmayan Dünya'nın yüzeyine benzer. Dünyanın yüzeyinde belirli bir yönde hareket ederseniz, hiçbir zaman aşılmaz bir engelle veya dünyanın sonuyla karşılaşmazsınız, ancak sonunda başladığınız yere geri dönersiniz. Friedman'ın ilk modelinde uzay, Dünya'nın yüzeyinde olduğu gibi tamamen aynı şekilde, ancak iki boyutta değil, üç boyutta düzenlenmiştir. Evrenin etrafında dolaşıp başlangıç ​​noktanıza dönebileceğiniz fikri sizin için iyidir. bilimkurgu, ama yok pratik önemiÇünkü kanıtlanabileceği gibi, gezgin yolculuğunun başlangıcına dönmeden önce Evren bir noktaya kadar küçülecektir. Evren o kadar büyük ki hareket etmen gerekiyor ışıktan daha hızlı Yolculuğu başladığınız yerde bitirmek için zamana sahip olmak için ve bu tür hızlar yasaktır (görelilik teorisine göre. - Çeviri.). Friedman'ın ikinci modelinde uzay da kavislidir ama farklı bir şekilde. Ve yalnızca üçüncü modelde Evrenin büyük ölçekli geometrisi düzdür (her ne kadar uzay devasa cisimlerin yakınında kavisli olsa da).

Hangi Friedman modeli Evrenimizi tanımlıyor? Evrenin genişlemesi durup yerini sıkışmaya bırakacak mı, yoksa Evren sonsuza dek genişleyecek mi?

Bu soruyu yanıtlamanın bilim adamlarının başlangıçta düşündüğünden daha zor olduğu ortaya çıktı. Çözümü temel olarak iki şeye bağlıdır: Evrenin şu anda gözlemlenen genişleme hızı ve mevcut ortalama yoğunluğu (birim uzay hacmi başına madde miktarı). Mevcut genişleme hızı ne kadar yüksek olursa, genişlemeyi durdurmak için gereken yerçekimi ve dolayısıyla maddenin yoğunluğu da o kadar büyük olur. Ortalama yoğunluk belirli bir kritik değerin (genişleme hızıyla belirlenir) üzerindeyse, o zaman maddenin çekimsel çekimi Evrenin genişlemesini durdurabilir ve onun büzülmesine neden olabilir. Evrenin bu davranışı Friedman'ın ilk modeline karşılık gelmektedir. Ortalama yoğunluk kritik bir değerden küçükse, o zaman yerçekimsel çekim genişlemeyi durdurmayacak ve İkinci Friedmann modelinde olduğu gibi Evren sonsuza kadar genişleyecektir. Son olarak, eğer Evrenin ortalama yoğunluğu tam olarak kritik değere eşitse, Evrenin genişlemesi sonsuza dek yavaşlayacak, statik duruma giderek yaklaşacak, ancak buna asla ulaşamayacaktır. Bu senaryo Friedman'ın üçüncü modeline karşılık gelmektedir.

Peki hangi model doğrudur? Biz belirleyebiliriz şu anki hız Doppler etkisini kullanarak diğer galaksilerin bizden uzaklaşma hızını ölçersek, Evrenin genişlemesi. Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Ancak galaksilere olan uzaklıklar çok iyi bilinmemektedir çünkü onları yalnızca dolaylı olarak ölçebiliriz. Bu nedenle, Evrenin genişleme oranının milyar yılda yalnızca %5 ila %10 arasında olduğunu biliyoruz. Evrenin mevcut ortalama yoğunluğuna ilişkin bilgimiz daha da belirsizdir. Yani, eğer bizim galaksimizdeki ve diğer galaksilerdeki tüm görünür yıldızların kütlelerini toplarsak, toplam, genişleme hızının en düşük tahmininde bile, Evrenin genişlemesini durdurmak için gerekenin yüzde birinden daha az olacaktır.

Ama hepsi bu değil. Bizim ve diğer galaksilerin içermesi gerekenler çok sayıda Doğrudan gözlemleyemediğimiz ancak galaksilerdeki yıldızların yörüngeleri üzerindeki çekim etkisi nedeniyle varlığını bildiğimiz bir tür “karanlık madde”. Belki de karanlık maddenin varlığına dair en iyi kanıt, sarmal galaksilerin çevresindeki yıldızların yörüngelerinden gelmektedir. Samanyolu. Bu yıldızlar, galaksilerinin yörüngesinde, yalnızca galaksinin görünür yıldızlarının çekim kuvvetiyle yörüngede tutulamayacak kadar hızlı dönerler. Ek olarak, çoğu galaksi kümelerin parçasıdır ve benzer şekilde, galaksilerin hareketi üzerindeki etkisinden bu kümelerdeki galaksiler arasında karanlık maddenin varlığını çıkarabiliriz. Aslında evrendeki karanlık madde miktarı sıradan madde miktarını fazlasıyla aşıyor. Tüm karanlık maddeyi dahil edersek, genişlemeyi durdurmak için gereken kütlenin yaklaşık onda birini elde ederiz.

Bununla birlikte, henüz bilmediğimiz, Evren boyunca neredeyse eşit bir şekilde dağılmış olan ve onun yoğunluğunu artırabilecek diğer madde formlarının varlığını göz ardı edemeyiz. ortalama yoğunluk. Örneğin, var temel parçacıklar maddeyle çok zayıf etkileşime giren ve tespit edilmesi son derece zor olan nötrinolar denir.

(Yeni nötrino deneylerinden birinde 50.000 ton suyla dolu bir yer altı tankı kullanılıyor.) Nötrinoların ağırlıksız olduğu ve bu nedenle de yer çekimi kuvvetinin olmadığı düşünülüyor.

Ancak çeşitli çalışmalardan son yıllar nötrinoların hala ihmal edilebilir düzeyde olduğunu gösteriyor hafif daha önce kaydedilemeyen. Nötrinoların kütlesi varsa, bunlar bir tür karanlık madde olabilir. Ancak bu karanlık maddeye rağmen Evren'de genişlemeyi durdurmak için gerekenden çok daha az madde var gibi görünüyor. Yakın zamana kadar çoğu fizikçi Friedman'ın ikinci modelinin gerçeğe en yakın model olduğu konusunda hemfikirdi.

Ancak daha sonra yeni gözlemler ortaya çıktı. Geçtiğimiz birkaç yılda farklı araştırmacı grupları, Penzias ve Wilson'ın keşfettiği mikrodalga arka plandaki küçük dalgaları inceliyor. Bu dalgalanmaların boyutu, Evrenin büyük ölçekli yapısının bir göstergesi olabilir. Karakteri, sonuçta Evrenin düz olduğunu gösteriyor gibi görünüyor (Friedmann'ın üçüncü modelinde olduğu gibi)! Ancak sıradan ve karanlık maddenin toplam miktarı bunun için yeterli olmadığından, fizikçiler henüz keşfedilmemiş başka bir maddenin - karanlık enerjinin varlığını öne sürdüler.

Ve sanki sorunu daha da karmaşık hale getirmek için, son gözlemler Evrenin genişlemesinin yavaşlamadığını, aksine hızlandığını gösterdi. Friedman'ın tüm modellerinin aksine! Bu çok tuhaf, çünkü uzayda maddenin varlığı (yüksek ya da düşük yoğunluk) yalnızca genişlemeyi yavaşlatabilir. Sonuçta yerçekimi her zaman çekici bir kuvvet olarak hareket eder. Kozmolojik genişlemenin hızlanması, patladıktan sonra enerjiyi dağıtmak yerine toplayan bir bomba gibidir. Uzayın hızla genişlemesinden hangi kuvvet sorumludur? Bu soruya kimsenin güvenilir bir cevabı yok. Ancak Einstein kozmolojik sabiti (ve buna karşılık gelen anti-yerçekimi etkisini) denklemlerine katarken haklı olabilir.

Yeni teknolojilerin gelişmesi ve mükemmel ürünlerin ortaya çıkmasıyla birlikte uzay teleskopları Ara sıra Evren hakkında harika şeyler öğrenmeye başladık. Ve işte iyi haber: Artık Evren'in yakın gelecekte giderek artan bir hızla genişlemeye devam edeceğini ve zamanın, en azından bir kara deliğe düşmeyecek kadar akıllı olanlar için sonsuza kadar sürmeyi vaat ettiğini biliyoruz. Peki ilk anlarda ne oldu? Evren nasıl başladı ve genişlemesine ne sebep oldu?