Само преди сто години учените откриха, че нашата Вселена бързо нараства.
През 1870 г. английският математик Уилям Клифорд стига до много дълбоката идея, че пространството може да бъде извито, а не едно и също в различни точки и че с течение на времето кривината му може да се промени. Той дори призна, че подобни промени по някакъв начин са свързани с движението на материята. И двете идеи много години по-късно са в основата на общата теория на относителността. Самият Клифорд не доживява това - той умира от туберкулоза на 34-годишна възраст, 11 дни преди раждането на Алберт Айнщайн.
Redshift
Астроспектрографията предостави първата информация за разширяването на Вселената. През 1886 г. английският астроном Уилям Хъгинс забелязва, че дължините на вълните на звездната светлина са леко изместени в сравнение със земните спектри на същите елементи. Въз основа на формулата за оптичната версия на ефекта на Доплер, изведена през 1848 г. от френския физик Арман Физо, е възможно да се изчисли величината на радиалната скорост на звездата. Подобни наблюдения правят възможно проследяването на движението на космически обект.
Преди сто години концепцията за Вселената се основава на нютонова механика и евклидова геометрия. Дори няколко учени като Лобачевски и Гаус, които признават (само като хипотеза!) Физическата реалност на неевклидовата геометрия, смятат, че космическото пространство е вечно и неизменно. Разширяването на Вселената затруднява преценката на разстоянието до далечните галактики. Светлината, която достигна 13 милиарда години по-късно от галактиката A1689-zD1 на 3.35 милиарда светлинни години от нас (A), се „зачервява“и отслабва, докато пресича разширяващото се пространство, а самата галактика се отдалечава (B). Той ще носи информация за разстоянието в червено изместване (13 милиарда светлинни години), в ъглови размери (3,5 милиарда светлинни години), в интензитет (263 милиарда светлинни години), докато реалното разстояние е 30 милиарда светлинни години. години.
Четвърт век по-късно тази възможност се използва отново от Весто Слифър, обсерватория във Флагстаф, Аризона, който изучава спектрите на спиралните мъглявини от 1912 г. с 24-инчов телескоп с добър спектрограф. За да се получи висококачествено изображение, същата фотографска плоча беше експонирана в продължение на няколко нощи, така че проектът се движеше бавно. От септември до декември 1913 г. Слифър изучава мъглявината Андромеда и, използвайки формулата на Доплер-Физо, стига до заключението, че тя се доближава до Земята с 300 км всяка секунда.
Промоционално видео:
През 1917 г. той публикува данни за радиалните скорости на 25 мъглявини, които показват значителни асиметрии в техните посоки. Само четири мъглявини се приближиха до Слънцето, останалите избягаха (а някои много бързо).
Слифър не се стреми към слава и не популяризира резултатите си. Следователно те станаха известни в астрономическите кръгове едва когато известният британски астрофизик Артър Едингтън насочи вниманието към тях.
През 1924 г. той публикува монография за теорията на относителността, която включва списък от 41 мъглявини, намерени от Слифър. Същите четири мъглявини със синьо изместване са присъствали там, докато останалите 37 спектрални линии са били изместени в червено. Радиалните им скорости варираха в диапазона от 150 - 1800 км / сек и средно 25 пъти по-високи от скоростите на звездите от Млечния път, известни по това време. Това предполага, че мъглявините участват в други движения, различни от "класическите" светила.
Космически острови
В началото на 20-те години повечето астрономи вярваха, че спиралните мъглявини са разположени в периферията на Млечния път и отвъд него няма нищо друго освен празно тъмно пространство. Вярно е, че дори през 18-ти век някои учени са виждали гигантски звездни клъстери в мъглявините (Имануел Кант ги нарича островни вселени). Тази хипотеза обаче не беше популярна, тъй като не беше възможно надеждно да се определят разстоянията до мъглявините.
Този проблем е решен от Едуин Хъбъл, който е работил върху 100-инчов рефлекторен телескоп в обсерваторията Mount Wilson в Калифорния. През 1923-1924 г. той открива, че мъглявината Андромеда е съставена от много светещи обекти, сред които има променливи звезди от семейство Цефеиди. Тогава вече беше известно, че периодът на промяна в привидната им яркост е свързан с абсолютната светимост и следователно цефеидите са подходящи за калибриране на космически разстояния. С тяхна помощ Хъбъл оцени разстоянието до Андромеда на 285 000 парсека (според съвременните данни това е 800 000 парсека). Тогава се приемаше, че диаметърът на Млечния път е приблизително 100 000 парсека (всъщност той е три пъти по-малък). От това следва, че Андромеда и Млечният път трябва да се считат за независими звездни купове. Хъбъл скоро идентифицира още две независими галактики,което окончателно потвърди хипотезата за „островните вселени“.
По справедливост трябва да се отбележи, че две години преди Хъбъл разстоянието до Андромеда беше изчислено от естонския астроном Ернст Опик, чийто резултат - 450 000 парсека - беше по-близо до правилния. Той обаче използва редица теоретични съображения, които не са толкова убедителни, колкото преките наблюдения на Хъбъл.
До 1926 г. Хъбъл извършва статистически анализ на наблюдения на четиристотин „екстрагалактически мъглявини“(той използва този термин дълго време, избягвайки да ги нарича галактики) и предлага формула, която да свързва разстоянието до мъглявината с нейната привидна яркост. Въпреки огромните грешки на този метод, нови данни потвърждават, че мъглявините са разпределени повече или по-равномерно в пространството и са разположени далеч извън границите на Млечния път. Вече нямаше никакво съмнение, че пространството не е затворено за нашата Галактика и нейните най-близки съседи.
Космически моделисти
Едингтън се интересува от резултатите на Слифър още преди окончателното изясняване на природата на спиралните мъглявини. По това време вече съществува космологичен модел, в известен смисъл предсказващ ефекта, разкрит от Slipher. Едингтън много се замисля и естествено не пропуска възможността да даде космологичен звук на наблюденията на аристома от Аризона.
Съвременната теоретична космология започва през 1917 г. с две революционни статии, които представят модели на Вселената, базирани на общата теория на относителността. Единият от тях е написан от самия Айнщайн, другият - от холандския астроном Вилем де Ситър.
Законите на Хъбъл
Едуин Хъбъл емпирично разкри приблизителната пропорционалност на червените отмествания и галактическите разстояния, които той, използвайки формулата на Доплер-Физо, превърна в пропорционалност между скоростите и разстоянията. Така че тук имаме работа с два различни модела.
Хъбъл не знаеше как са свързани помежду си, но какво казва днешната наука за това?
Както Lemaitre вече показа, линейната корелация между космологичните (причинени от разширяването на Вселената) червени отмествания и разстоянията в никакъв случай не е абсолютна. На практика се наблюдава добре само при измествания под 0,1. Така че емпиричният закон на Хъбъл не е точен, а приблизителен и формулата на Доплер-Физо е валидна само за малки измествания на спектъра.
Но теоретичният закон, свързващ радиалната скорост на отдалечени обекти с разстоянието до тях (с коефициент на пропорционалност под формата на параметъра на Хъбъл V = Hd) е валиден за всякакви червени отмествания. Скоростта V, която се появява в нея, обаче не е скоростта на физически сигнали или реални тела във физическото пространство. Това е скоростта на увеличаване на разстоянията между галактиките и галактическите клъстери, което се дължи на разширяването на Вселената. Бихме могли да го измерим само ако успеем да спрем разширяването на Вселената, незабавно да разтегнем измервателни ленти между галактиките, да прочетем разстоянията между тях и да ги разделим на интервалите от време между измерванията. Естествено, законите на физиката не позволяват това. Следователно космолозите предпочитат да използват параметъра на Хъбъл H в друга формула,където се появява коефициентът на мащаба на Вселената, който точно описва степента на нейното разширяване в различни космически епохи (тъй като този параметър се променя с течение на времето, съвременната му стойност се обозначава H0). Вселената сега се разширява с ускорение, така че стойността на параметъра Хъбъл се увеличава.
Чрез измерване на космологичните червени измествания ние получаваме информация за степента на разширяване на пространството. Светлината на галактиката, която дойде при нас с космологично червено изместване z, я напусна, когато всички космологични разстояния бяха 1 + z пъти по-малки, отколкото в нашата епоха. Допълнителна информация за тази галактика, като нейното текущо разстояние или скоростта на разстоянието от Млечния път, може да бъде получена само с помощта на определен космологичен модел. Например в модела на Айнщайн-де Ситър галактика с z = 5 се отдалечава от нас със скорост 1,1 s (скоростта на светлината). Но ако направите често срещана грешка и просто изравните V / c и z, тази скорост ще бъде пет пъти по-голяма от скоростта на светлината. Както виждаме, несъответствието е сериозно.
Зависимост на скоростта на отдалечени обекти от червеното изместване според SRT, GRT (зависи от модела и времето, кривата показва настоящото време и текущия модел). При малки измествания зависимостта е линейна.
Айнщайн, в духа на времето, вярваше, че Вселената като цяло е статична (той се опита да я направи безкрайна и в пространството, но не можа да намери правилните гранични условия за своите уравнения). В резултат на това той изгради модел на затворена вселена, чието пространство има постоянна положителна кривина (и следователно има постоянен краен радиус). Времето в тази Вселена, напротив, тече по нютонов начин, в същата посока и със същата скорост. Пространството-времето на този модел е извито поради пространствения компонент, докато компонентът на времето не се деформира по никакъв начин. Статичността на този свят осигурява специална "вложка" в основното уравнение, предотвратяваща гравитационния колапс и по този начин действаща като вездесъщо антигравитационно поле. Интензитетът му е пропорционален на специална константа,което Айнщайн нарича универсално (сега се нарича космологична константа).
Космологичният модел на Lemaitre, описващ разширяването на Вселената, беше далеч по-напред от времето си. Вселената на Lemaitre започва с Големия взрив, след което разширяването първо се забавя и след това започва да се ускорява.
Моделът на Айнщайн дава възможност да се изчисли размерът на Вселената, общото количество материя и дори стойността на космологичната константа. Това изисква само средната плътност на космическата материя, която по принцип може да бъде определена от наблюдения. Не случайно Едингтън се възхищава на този модел и използва Хъбъл на практика. Той обаче е разрушен от нестабилност, която Айнщайн просто не забелязва: при най-малкото отклонение на радиуса от равновесната стойност, светът на Айнщайн или се разширява, или претърпява гравитационен колапс. Следователно този модел няма нищо общо с реалната Вселена.
Празен свят
Де Ситър също е изградил, както самият той е вярвал, статичен свят с постоянна кривина, но не положителен, а отрицателен. Той съдържа космологичната константа на Айнщайн, но изобщо няма никаква материя. При въвеждане на тестови частици с произволно малка маса, те се разпръскват и отиват до безкрайност. Освен това времето тече по-бавно в периферията на Вселената на де Ситър, отколкото в нейния център. Поради това светлинните вълни идват от голямо разстояние с червено изместване, дори ако техният източник е неподвижен спрямо наблюдателя. Така че през 20-те години Едингтън и други астрономи се чудеха дали моделът на де Ситър има нещо общо с реалността, отразена в наблюденията на Слифър?
Тези подозрения бяха потвърдени, макар и по различен начин. Статичната природа на Вселената на де Ситър се оказа въображаема, тъй като тя беше свързана с нещастен избор на координатната система. След коригиране на тази грешка, пространството на de Sitter се оказа плоско, евклидово, но нестатично. Благодарение на антигравитационната космологична константа, тя се разширява, като същевременно поддържа нулева кривина. Поради това разширение дължините на вълните на фотоните се увеличават, което води до изместване на спектралните линии, предсказани от de Sitter. Трябва да се отбележи, че така днес се обяснява космологичното червено изместване на далечни галактики.
От статистика до динамика
Историята на открито нестатичните космологични теории започва с две статии на съветския физик Александър Фридман, публикувани в немското списание Zeitschrift fur Physik през 1922 и 1924 година. Фридман изчислява модели на вселени с променливи във времето положителни и отрицателни кривини, които се превръщат в златния фонд на теоретичната космология. Съвременниците му обаче почти не забелязват тези произведения (Айнщайн в началото дори смята първата статия на Фридман за математически погрешна). Самият Фридман вярва, че астрономията все още не разполага с арсенал от наблюдения, които да позволят да се реши кой от космологичните модели е по-съобразен с реалността, и следователно се ограничава до чистата математика. Може би той би постъпил по различен начин, ако се беше запознал с резултатите на Slipher, но това не се случи.
Най-великият космолог от първата половина на 20-ти век, Жорж Лемайтр, е мислил по различен начин. У дома, в Белгия, той защитава дисертация по математика, а след това в средата на 20-те години изучава астрономия - в Кеймбридж при Едингтън и в обсерваторията на Харвард в Харлоу Шапли (по време на престоя си в САЩ, където подготвя втората си дисертация в MIT, той срещнаха Слифър и Хъбъл). Още през 1925 г. Lemaitre е първият, който показва, че статичният характер на модела на de Sitter е въображаем. След завръщането си в родината си като професор в университета в Лувен, Lemaitre изгражда първия модел на разширяваща се вселена с ясна астрономическа обосновка. Без преувеличение, тази работа е революционен пробив в космическата наука.
Икуменическа революция
В своя модел Lemaitre запазва космологична константа с числова стойност на Айнщайн. Следователно неговата Вселена започва в статично състояние, но с течение на времето, поради колебания, тя навлиза в пътя на постоянно разширяване с нарастваща скорост. На този етап той запазва положителна кривина, която намалява с нарастването на радиуса. Lemaitre включи в състава на своята вселена не само материя, но и електромагнитно излъчване. Нито Айнщайн, нито дьо Ситър, чиято работа е била известна на Леметр, нито Фридман, за когото по това време той не знаеше нищо, не направиха това.
Асоциирани координати
При космологичните изчисления е удобно да се използват придружаващи координатни системи, които се разширяват в унисон с разширяването на Вселената. В идеализирания модел, където галактиките и галактическите клъстери не участват в никакви правилни движения, придружаващите ги координати не се променят. Но разстоянието между два обекта в даден момент във времето е равно на постоянното им разстояние в съпътстващите координати, умножено по величината на мащабния фактор за този момент. Тази ситуация може лесно да бъде илюстрирана на надуваем глобус: географската ширина и дължина на всяка точка не се променят и разстоянието между която и да е двойка точки се увеличава с увеличаване на радиуса.
Използването на координати помага да се разберат дълбоките разлики между космологията на разширяващата се Вселена, специалната теория на относителността и нютоновата физика. И така, в нютоновата механика всички движения са относителни и абсолютната неподвижност няма физическо значение. Напротив, в космологията неподвижността в придружаващите координати е абсолютна и по принцип може да бъде потвърдена чрез наблюдения. Специалната теория на относителността описва процеси в пространството-време, от които е възможно, използвайки преобразуванията на Лоренц, да се изолират пространствените и времеви компоненти по безкраен брой начини. Космологичното пространство-време, напротив, естествено се разпада в извито разширяващо се пространство и едно космическо време. В този случай скоростта на рецесия на далечните галактики може да бъде в пъти по-висока от скоростта на светлината.
Lemaitre, още в САЩ, предполага, че червените измествания на далечните галактики се дължат на разширяването на пространството, което „разтяга“светлинните вълни. Сега той го доказа математически. Той също така демонстрира, че малките (много по-малки от единица) червени отмествания са пропорционални на разстоянието до източника на светлина, а коефициентът на пропорционалност зависи само от времето и носи информация за текущата скорост на разширяване на Вселената. Тъй като от формулата на Доплер-Физо следва, че радиалната скорост на галактика е пропорционална на червеното изместване, Леметър заключава, че тази скорост също е пропорционална на нейното разстояние. След като анализира скоростите и разстоянията на 42 галактики от списъка на Хъбъл и като взе предвид вътрешногалактическата скорост на Слънцето, той установи стойностите на коефициентите на пропорционалност.
Незабелязана работа
Lemaitre публикува работата си през 1927 г. на френски в нечетливото списание „Annals” на научното дружество в Брюксел. Смята се, че това е била основната причина, поради която тя първоначално е останала почти незабелязана (дори от учителя му Едингтън). Вярно е, че през есента на същата година, Lemaitre успя да обсъди своите открития с Айнщайн и научи от него за резултатите на Фридман. Създателят на общата теория на относителността не е имал технически възражения, но решително не е вярвал във физическата реалност на модела на Lemaitre (точно както не е приел заключенията на Фридман по-рано).
Диаграми на Хъбъл
Междувременно, в края на 20-те години Хъбъл и Хюмсън откриват линейна корелация между разстоянията до 24 галактики и техните радиални скорости, изчислени (най-вече от Slipher) от червени измествания. От това Хъбъл заключава, че радиалната скорост на галактиката е право пропорционална на разстоянието до нея. Коефициентът на тази пропорционалност сега се обозначава H0 и се нарича параметър на Хъбъл (според последните данни той малко надвишава 70 (km / s) / мегапарсек).
Документът на Хъбъл с графика на линейната връзка между галактическите скорости и разстоянията е публикуван в началото на 1929 г. Година по-рано младият американски математик Хауърд Робъртсън, следвайки Леметр, извежда тази зависимост от модела на разширяващата се Вселена, за който Хъбъл може би е знаел. В известната му статия обаче този модел не е споменат нито пряко, нито косвено. По-късно Хъбъл изрази съмнения, че скоростите, появяващи се във формулата му, всъщност описват движенията на галактиките в космическото пространство, но той винаги се въздържа от тяхната специфична интерпретация. Той видя смисъла на своето откритие в демонстрирането на пропорционалността на галактическите разстояния и червените отмествания, оставяйки останалото на теоретиците. Следователно, с цялото ми уважение към Хъбъл, няма причина да го смятаме за откривател на разширяването на Вселената.
И все пак се разширява
Независимо от това, Хъбъл проправи пътя за признаване на разширяването на Вселената и модела на Lemaitre. Още през 1930 г. тя беше отдадена на почит към такива майстори на космологията като Едингтън и де Ситър; малко по-късно учените забелязаха и оцениха работата на Фридман. През 1931 г., по предложение на Eddington, Lemaitre превежда на английски статията си (с малки разфасовки) за Monthly News of the Royal Astronomical Society. През същата година Айнщайн се съгласява със заключенията на Леметр, а година по-късно, заедно с де Ситер, изгражда модел на разширяваща се Вселена с плоско пространство и извито време. Този модел, поради своята простота, е много популярен сред космолозите отдавна.
През същата 1931 г. Lemaitre публикува кратко (и без никаква математика) описание на друг модел на Вселената, съчетаващ космологията и квантовата механика. В този модел началният момент е експлозията на първичния атом (Lemaitre го нарича още квантов), който е дал началото както на пространството, така и на времето. Тъй като гравитацията забавя разширяването на новородената Вселена, нейната скорост намалява - възможно е почти до нула. По-късно Lemaitre въвежда космологична константа в своя модел, което принуждава Вселената да премине с течение на времето в стабилен режим на ускоряващо се разширяване. Така той предвиди както идеята за Големия взрив, така и съвременните космологични модели, които отчитат наличието на тъмна енергия. И през 1933 г. той идентифицира космологичната константа с енергийната плътност на вакуума, за която никой не се е сетил преди. Това е просто невероятноколко този учен, със сигурност достоен за титлата на откривателя на разширяването на Вселената, изпревари времето си!
Алексей Левин
