Wszechświat nie jest statyczny. Potwierdziły to badania astronoma Edwina Hubble'a już w 1929 roku, czyli prawie 90 lat temu. Pomysł ten podsunął mu obserwacje ruchu galaktyk. Kolejnym odkryciem astrofizyków końca XX wieku było obliczenie przyspieszającej ekspansji Wszechświata.
Jak nazywa się ekspansja Wszechświata?
Niektórzy ludzie są zaskoczeni, gdy naukowcy mówią o rozszerzaniu się Wszechświata. Większość ludzi kojarzy tę nazwę z ekonomią i negatywnymi oczekiwaniami.
Inflacja to proces rozszerzania się Wszechświata natychmiast po jego pojawieniu się i z gwałtownym przyspieszeniem. W tłumaczeniu z języka angielskiego „inflacja” oznacza „pompowanie”, „nadmuchanie”.
Nowe wątpliwości co do istnienia ciemnej energii jako czynnika w teorii inflacji Wszechświata wykorzystują przeciwnicy teorii ekspansji.
Następnie naukowcy zaproponowali mapę czarnych dziur. Dane początkowe różnią się od uzyskanych na późniejszym etapie:
- Sześćdziesiąt tysięcy czarnych dziur, których odległość między najdalszymi wynosi ponad jedenaście milionów lat świetlnych – dane sprzed czterech lat.
- Sto osiemdziesiąt tysięcy galaktyk z czarnymi dziurami w odległości trzynastu milionów lat świetlnych. Dane uzyskane przez naukowców, w tym rosyjskich fizyków jądrowych, na początku 2017 roku.
Informacje te, twierdzą astrofizycy, nie są sprzeczne z klasycznym modelem Wszechświata.
Tempo ekspansji Wszechświata jest wyzwaniem dla kosmologów
Tempo ekspansji jest rzeczywiście wyzwaniem dla kosmologów i astronomów. To prawda, że kosmolodzy nie twierdzą już, że tempo ekspansji Wszechświata nie ma stałego parametru; rozbieżności przeniosły się na inną płaszczyznę - kiedy ekspansja zaczęła przyspieszać. Dane dotyczące wędrówek po widmie bardzo odległych galaktyk supernowych typu I dowodzą, że ekspansja nie jest procesem nagłym.
Naukowcy uważają, że Wszechświat skurczył się na pierwsze pięć miliardów lat.
Pierwsze konsekwencje Wielkiego Wybuchu wywołały najpierw potężną ekspansję, a następnie rozpoczęła się kompresja. Jednak ciemna energia nadal wpływała na rozwój wszechświata. I z przyspieszeniem.
Amerykańscy naukowcy rozpoczęli tworzenie mapy rozmiarów Wszechświata dla różnych epok, aby dowiedzieć się, kiedy zaczęło się przyspieszanie. Obserwując wybuchy supernowych, a także kierunek koncentracji w starożytnych galaktykach, kosmolodzy zauważyli cechy przyspieszenia.
Dlaczego Wszechświat „przyspiesza”
Początkowo zrozumiano, że wartości przyspieszeń na mapie nie są liniowe, ale zamieniły się w falę sinusoidalną. Nazywano ją „falą Wszechświata”.
Fala Wszechświata sugeruje, że przyspieszenie nie następowało przy stałej prędkości: albo zwalniało, albo przyspieszało. I kilka razy. Naukowcy uważają, że w ciągu 13,81 miliarda lat po Wielkim Wybuchu miało miejsce siedem takich procesów.
Jednak kosmolodzy nie potrafią jeszcze odpowiedzieć na pytanie, od czego zależy przyspieszenie-opóźnienie. Założenia sprowadzają się do założenia, że pole energetyczne, z którego pochodzi ciemna energia, jest podporządkowane fali Wszechświata. I przemieszczając się z jednej pozycji do drugiej, Wszechświat albo zwiększa swoje przyspieszenie, albo je spowalnia.
Pomimo przekonywalności argumentów, nadal pozostają one teorią. Astrofizycy mają nadzieję, że informacje z orbitującego teleskopu Plancka potwierdzą istnienie fal we Wszechświecie.
Kiedy odkryto ciemną energię?
Po raz pierwszy zaczęto o tym mówić w latach dziewięćdziesiątych z powodu wybuchów supernowych. Natura ciemnej energii jest nieznana. Chociaż Albert Einstein zidentyfikował stałą kosmiczną w swojej teorii względności.
W 1916 roku, sto lat temu, Wszechświat nadal uważano za niezmienny. Ale interweniowała siła grawitacji: masy kosmiczne nieuchronnie zderzyłyby się ze sobą, gdyby Wszechświat był nieruchomy. Einstein deklaruje grawitację wynikającą z kosmicznej siły odpychającej.
Georges Lemaitre uzasadni to fizyką. Próżnia zawiera energię. Energia na skutek wibracji, prowadzących do pojawienia się cząstek i ich dalszego niszczenia, nabiera siły odpychającej.
Kiedy Hubble udowodnił ekspansję Wszechświata, Einstein nazwał to bzdurą.
Wpływ ciemnej energii
Wszechświat oddala się ze stałą prędkością. W 1998 roku światu zaprezentowano dane z analizy wybuchów supernowych typu 1. Udowodniono, że Wszechświat rośnie coraz szybciej.
Dzieje się tak z powodu nieznanej substancji, nazywanej „ciemną energią”. Okazuje się, że zajmuje prawie 70% przestrzeni Wszechświata. Istota, właściwości i natura ciemnej energii nie zostały zbadane, ale naukowcy próbują dowiedzieć się, czy istniała ona w innych galaktykach.
W 2016 roku obliczyli dokładne tempo ekspansji w najbliższej przyszłości, ale pojawiła się rozbieżność: Wszechświat rozszerza się w szybszym tempie, niż wcześniej zakładali astrofizycy. Wśród naukowców rozgorzały spory na temat istnienia ciemnej energii i jej wpływu na tempo rozszerzania się granic wszechświata.
Ekspansja Wszechświata zachodzi bez ciemnej energii
Na początku 2017 roku naukowcy wysunęli teorię, że ekspansja Wszechświata jest niezależna od ciemnej energii. Wyjaśniają ekspansję zmianami w strukturze Wszechświata.
Naukowcy z Uniwersytetów w Budapeszcie i Uniwersytetu Hawajskiego doszli do wniosku, że rozbieżność między obliczeniami a rzeczywistym tempem ekspansji ma związek ze zmianami właściwości przestrzeni. Nikt nie wziął pod uwagę tego, co dzieje się z modelem Wszechświata podczas ekspansji.
Wątpiąc w istnienie ciemnej energii, naukowcy wyjaśniają: największe stężenia materii we Wszechświecie wpływają na jej ekspansję. W takim przypadku pozostała zawartość jest rozkładana równomiernie. Jednak fakt pozostaje niewyjaśniony.
Aby wykazać słuszność swoich założeń, naukowcy zaproponowali model miniwszechświata. Przedstawili go w postaci zestawu bąbelków i rozpoczęli obliczanie parametrów wzrostu każdego bąbelka z własną prędkością, zależną od jego masy.
Takie modelowanie Wszechświata pokazało naukowcom, że może się on zmieniać bez uwzględnienia energii. Naukowcy twierdzą jednak, że jeśli „domiesza się” ciemną energię, model się nie zmieni.
Ogólnie rzecz biorąc, debata nadal trwa. Zwolennicy ciemnej energii twierdzą, że wpływa ona na poszerzanie granic Wszechświata, przeciwnicy nie poddają się, twierdząc, że liczy się koncentracja materii.
Tempo ekspansji Wszechświata w chwili obecnej
Naukowcy są przekonani, że Wszechświat zaczął się rozwijać po Wielkim Wybuchu. Następnie, prawie czternaście miliardów lat temu, okazało się, że tempo ekspansji Wszechświata jest większe niż prędkość światła. I nadal rośnie.
W książce „Najkrótsza historia czasu” Stephena Hawkinga i Leonarda Mlodinowa zauważono, że tempo rozszerzania granic Wszechświata nie może przekraczać 10% na miliard lat.
Aby określić tempo ekspansji Wszechświata, latem 2016 roku laureat Nagrody Nobla Adam Riess obliczył odległość do pulsujących cefeid w bliskich sobie galaktykach. Dane te pozwoliły nam obliczyć prędkość. Okazało się, że galaktyki znajdujące się w odległości co najmniej trzech milionów lat świetlnych mogą oddalać się z prędkością prawie 73 km/s.
Wynik był zaskakujący: teleskopy orbitalne, ten sam „Planck”, mówiły o prędkości około 69 km/s. Dlaczego zarejestrowano taką różnicę, naukowcy nie są w stanie odpowiedzieć: nie wiedzą nic o pochodzeniu ciemnej materii, na której opiera się teoria ekspansji Wszechświata.
Ciemne promieniowanie
Kolejny czynnik „przyspieszenia” Wszechświata odkryli astronomowie korzystający z Hubble’a. Uważa się, że ciemne promieniowanie pojawiło się na samym początku powstawania Wszechświata. Wtedy było w nim więcej energii, a nie materii.
Ciemne promieniowanie „pomogło” ciemnej energii rozszerzyć granice Wszechświata. Naukowcy uważają, że rozbieżności w określeniu szybkości przyspieszenia wynikają z nieznanej natury tego promieniowania.
Przyszłe prace Hubble'a powinny sprawić, że obserwacje będą dokładniejsze.
Tajemnicza energia może zniszczyć wszechświat
Naukowcy rozważają ten scenariusz od kilkudziesięciu lat, a dane z obserwatorium kosmicznego Planck pokazują, że nie jest to tylko spekulacja. Zostały opublikowane w 2013 roku.
„Planck” zmierzył „echo” Wielkiego Wybuchu, które pojawiło się w wieku Wszechświata około 380 tysięcy lat, temperatura wynosiła 2700 stopni. Poza tym zmieniła się temperatura. „Planck” określił także „skład” Wszechświata:
- prawie 5% - gwiazdy, pył kosmiczny, gaz kosmiczny, galaktyki;
- prawie 27% to masa ciemnej materii;
- około 70% to ciemna energia.
Fizyk Robert Caldwell zasugerował, że ciemna energia ma zdolność wzrostu. I ta energia oddzieli czasoprzestrzeń. Naukowiec uważa, że galaktyka odsunie się w ciągu najbliższych dwudziestu do pięćdziesięciu miliardów lat. Proces ten będzie następował wraz ze wzrostem rozszerzania się granic Wszechświata. To oderwie Drogę Mleczną od gwiazdy, a ona również ulegnie rozpadowi.
Zmierzono wiek przestrzeni kosmicznej na około sześćdziesiąt milionów lat. Słońce stanie się umierającym karłem, a planety oddzielą się od niego. Wtedy Ziemia eksploduje. W ciągu następnych trzydziestu minut przestrzeń rozerwie atomy na kawałki. Ostatecznym rezultatem będzie zniszczenie struktury czasoprzestrzeni.
Gdzie leci Droga Mleczna?
Astronomowie jerozolimscy są przekonani, że Droga Mleczna osiągnęła swoją maksymalną prędkość, która jest większa niż tempo ekspansji Wszechświata. Naukowcy tłumaczą to pragnieniem Drogi Mlecznej „Wielkiego Atraktora”, który jest uważany za największy i w ten sposób Droga Mleczna opuszcza kosmiczną pustynię.
Naukowcy stosują różne metody pomiaru tempa ekspansji Wszechświata, dlatego nie ma jednego wyniku dla tego parametru.
W 1920 roku Edwin Hubble otrzymał dwie rzeczy, które pozwoliły mu zrewolucjonizować sposób, w jaki ludzie postrzegają wszechświat. Jeden z nich był wówczas największym teleskopem na świecie, a drugi był interesującym odkryciem innego astronoma Vesto Sliphera, który zobaczył w mgławicy to, co obecnie nazywamy galaktykami, i zaintrygował ich blask, który był znacznie bardziej czerwony, niż się spodziewano. Powiązał to z przesunięciem ku czerwieni.
Wyobraź sobie, że ty i druga osoba stoicie w pobliżu długiej liny i co sekundę za nią ciągniecie. W tym momencie wzdłuż liny przemieszcza się fala, dając drugiej osobie znać, że lina się skurczyła. Gdybyś szybko oddalił się od tej osoby, na odległość, którą pokonujesz, fala musiałaby pokonywać każdą sekundę, a z punktu widzenia drugiej osoby lina zaczęłaby drgać co 1,1 sekundy. Im szybciej jedziesz, tym więcej czasu upłynie drugiej osobie pomiędzy szarpnięciami.
To samo dzieje się z falami świetlnymi: im dalej źródło światła znajduje się od obserwatora, tym rzadsze stają się szczyty fal, co powoduje przesunięcie ich do czerwonej części widma światła. Slifer doszedł do wniosku, że mgławice wydają się czerwone, ponieważ oddalają się od Ziemi.
Edwina Hubble’a Hubble wziął nowy teleskop i zaczął szukać przesunięcia ku czerwieni. Znalazł go wszędzie, ale niektóre gwiazdy wydawały się nieco „bardziej czerwone” od innych: niektóre gwiazdy i galaktyki miały tylko niewielkie przesunięcie ku czerwieni, ale czasami przesunięcie ku czerwieni było maksymalne. Po zebraniu dużej ilości danych Hubble stworzył diagram pokazujący, że przesunięcie ku czerwieni obiektu zależy od jego odległości od Ziemi.
Tym samym w XX wieku udowodniono, że Wszechświat się rozszerza. Większość naukowców analizujących dane zakładała, że ekspansja maleje. Niektórzy wierzyli, że Wszechświat będzie się stopniowo rozszerzał do pewnej granicy, która istnieje, ale której jednak nigdy nie osiągnie, a inni, że po osiągnięciu tej granicy Wszechświat zacznie się kurczyć. Astronomowie znaleźli jednak sposób na rozwiązanie problemu: potrzebowali do tego najnowszych teleskopów i niewielkiej pomocy Wszechświata w postaci supernowych typu 1A.
Ponieważ wiemy, jak jasność zmienia się w zależności od odległości, wiemy również, jak daleko od nas znajdują się te supernowe i ile lat podróżowało światło, zanim mogliśmy je zobaczyć. Kiedy patrzymy na przesunięcie ku czerwieni światła, wiemy, jak bardzo Wszechświat rozszerzył się w tym czasie.
Kiedy astronomowie przyglądali się odległym i starym gwiazdom, zauważyli, że odległość nie odpowiada stopniowi ekspansji. Światło gwiazd docierało do nas dłużej, niż oczekiwano, jak gdyby ekspansja była wolniejsza w przeszłości, co potwierdza, że ekspansja Wszechświata przyspiesza, a nie zwalnia.
Największe odkrycia naukowe 2014 roku
10 głównych pytań dotyczących Wszechświata, na które naukowcy szukają obecnie odpowiedzi Czy Amerykanie byli na Księżycu? Rosja nie ma możliwości eksploracji Księżyca przez człowieka 10 sposobów, w jakie kosmos może zabić ludzi Spójrz na ten imponujący wir gruzu otaczający naszą planetę Posłuchaj dźwięków kosmosu Siedem cudów księżyca 10 rzeczy, które ludzie z jakiegoś powodu wysłali do stratosfery
Jeśli spojrzysz na niebo w pogodną, bezksiężycową noc, najjaśniejszymi obiektami będą najprawdopodobniej planety Wenus, Mars, Jowisz i Saturn. Zobaczysz także całe skupisko gwiazd podobnych do naszego Słońca, ale położonych znacznie dalej od nas. Niektóre z tych gwiazd stałych w rzeczywistości poruszają się nieznacznie względem siebie, gdy Ziemia porusza się wokół Słońca. Wcale nie stoją w bezruchu! Dzieje się tak, ponieważ takie gwiazdy są stosunkowo blisko nas. W związku z ruchem Ziemi wokół Słońca te bliższe gwiazdy widzimy na tle bardziej odległych z różnych pozycji. Ten sam efekt można zaobserwować jadąc samochodem, a rosnące wzdłuż drogi drzewa zdają się zmieniać swoje położenie na tle rozciągającego się po horyzont krajobrazu (ryc. 14). Im bliżej drzew, tym wyraźniejszy jest ich pozorny ruch. Ta zmiana względnego położenia nazywana jest paralaksą. W przypadku gwiazd jest to prawdziwy sukces ludzkości, ponieważ paralaksa pozwala bezpośrednio zmierzyć odległość do nich.
Ryż. 14. Paralaksa gwiazdowa.
Niezależnie od tego, czy poruszasz się po drodze, czy w przestrzeni, względne położenie ciał bliskich i dalekich zmienia się w miarę ruchu. Wielkość tych zmian można wykorzystać do określenia odległości między ciałami.
Najbliższa gwiazda, Proxima Centauri, znajduje się w odległości około czterech lat świetlnych, czyli czterdziestu milionów milionów kilometrów. Większość innych gwiazd widocznych gołym okiem znajduje się w odległości kilkuset lat świetlnych od nas. Dla porównania, od Ziemi do Słońca jest tylko osiem minut świetlnych! Gwiazdy są rozproszone po nocnym niebie, ale szczególnie gęsto jest w paśmie zwanym Drogą Mleczną. Już w 1750 roku niektórzy astronomowie sugerowali, że pojawienie się Drogi Mlecznej można wytłumaczyć założeniem, że większość widocznych gwiazd skupia się w konfiguracji w kształcie dysku, podobnie jak to, co obecnie nazywamy galaktykami spiralnymi. Zaledwie kilkadziesiąt lat później angielski astronom William Herschel potwierdził słuszność tej tezy, skrupulatnie licząc liczbę gwiazd widocznych przez teleskop w różnych częściach nieba. Jednak idea ta zyskała pełne uznanie dopiero w XX wieku. Wiemy teraz, że Droga Mleczna, nasza Galaktyka, rozciąga się od końca do końca na około sto tysięcy lat świetlnych i obraca się powoli; gwiazdy w jej ramionach spiralnych dokonują jednego obrotu wokół centrum Galaktyki co kilkaset milionów lat. Nasze Słońce, zwykła żółta gwiazda średniej wielkości, znajduje się na wewnętrznej krawędzi jednego z ramion spiralnych. Z pewnością przebyliśmy długą drogę od czasów Arystotelesa i Ptolemeusza, kiedy ludzie uważali Ziemię za centrum Wszechświata.
Współczesny obraz Wszechświata zaczął się wyłaniać w 1924 roku, kiedy amerykański astronom Edwin Hubble udowodnił, że Droga Mleczna nie jest jedyną galaktyką. Odkrył, że istnieje wiele innych systemów gwiezdnych oddzielonych ogromnymi pustymi przestrzeniami. Aby to potwierdzić, Hubble musiał określić odległość od Ziemi do innych galaktyk. Ale galaktyki są tak daleko, że w przeciwieństwie do pobliskich gwiazd w rzeczywistości wydają się nieruchome. Nie mogąc używać paralaksy do pomiaru odległości do galaktyk, Hubble był zmuszony zastosować metody pośrednie do szacowania odległości. Oczywistą miarą odległości gwiazdy jest jej jasność. Jednak jasność pozorna zależy nie tylko od odległości od gwiazdy, ale także od jej jasności, czyli ilości emitowanego przez nią światła. Słaba gwiazda blisko nas przyćmi najjaśniejszą gwiazdę z odległej galaktyki. Dlatego, aby zastosować jasność pozorną jako miarę odległości, musimy znać jasność gwiazdy.
Jasność pobliskich gwiazd można obliczyć na podstawie ich jasności pozornej, ponieważ dzięki paralaksie znamy ich odległość. Hubble zauważył, że pobliskie gwiazdy można klasyfikować na podstawie charakteru emitowanego przez nie światła. Gwiazdy tej samej klasy mają zawsze tę samą jasność. Następnie zasugerował, że jeśli odkryjemy gwiazdy tych klas w odległej galaktyce, wówczas będzie można im przypisać tę samą jasność, co podobne gwiazdy w pobliżu nas. Dzięki tym informacjom łatwo jest obliczyć odległość do galaktyki. Jeśli obliczenia wykonane dla wielu gwiazd w tej samej galaktyce podają tę samą odległość, wówczas możemy być pewni, że nasze szacunki są prawidłowe. W ten sposób Edwin Hubble obliczył odległości do dziewięciu różnych galaktyk.
Dziś wiemy, że gwiazdy widoczne gołym okiem stanowią niewielki ułamek wszystkich gwiazd. Widzimy na niebie około 5000 gwiazd – tylko około 0,0001% wszystkich gwiazd naszej Galaktyki, Drogi Mlecznej. A Droga Mleczna to tylko jedna z ponad stu miliardów galaktyk, które można obserwować za pomocą nowoczesnych teleskopów. A każda galaktyka zawiera około stu miliardów gwiazd. Gdyby gwiazda była ziarenkiem soli, w łyżeczce zmieściłyby się wszystkie gwiazdy widoczne gołym okiem, natomiast gwiazdy całego Wszechświata uformowałyby kulę o średnicy ponad trzynastu kilometrów.
Gwiazdy są tak daleko od nas, że wydają się być punktami świetlnymi. Nie jesteśmy w stanie rozróżnić ich wielkości ani kształtu. Ale jak zauważył Hubble, istnieje wiele różnych typów gwiazd i możemy je rozróżnić na podstawie koloru emitowanego przez nie promieniowania. Newton odkrył, że światło słoneczne przechodzące przez trójstronny szklany pryzmat rozpada się na kolory składowe niczym tęcza (ryc. 15). Względne natężenie różnych kolorów promieniowania emitowanego przez źródło światła nazywa się jego widmem. Skupiając teleskop na pojedynczej gwieździe lub galaktyce, możesz zbadać widmo emitowanego przez nią światła.
Ryż. 15. Widmo gwiazd.
Analizując widmo emisyjne gwiazdy, możemy określić zarówno jej temperaturę, jak i skład atmosfery.
Promieniowanie ciała umożliwia między innymi ocenę jego temperatury. W 1860 roku niemiecki fizyk Gustav Kirchhoff ustalił, że każde ciało materialne, takie jak gwiazda, po podgrzaniu emituje światło lub inne promieniowanie, podobnie jak żarzy się rozżarzony węgiel. Świecenie nagrzanych ciał wynika z ruchu termicznego atomów znajdujących się w ich wnętrzu. Nazywa się to promieniowaniem ciała doskonale czarnego (chociaż same ogrzane ciała nie są czarne). Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego trudno z czymkolwiek pomylić: ma charakterystyczny wygląd, który zmienia się wraz z temperaturą ciała (ryc. 16). Dlatego promieniowanie ogrzanego ciała jest podobne do odczytów termometru. Widmo promieniowania, które obserwujemy z różnych gwiazd, jest zawsze podobne do promieniowania ciała doskonale czarnego, jest to swego rodzaju powiadomienie o temperaturze gwiazdy.
Ryż. 16. Widmo promieniowania ciała doskonale czarnego.
Wszystkie ciała – nie tylko gwiazdy – emitują promieniowanie w wyniku ruchu termicznego mikroskopijnych cząstek wchodzących w ich skład. Rozkład częstotliwości promieniowania charakteryzuje temperaturę ciała.
Jeśli bliżej przyjrzymy się światłu gwiazd, powie nam ono jeszcze więcej informacji. Odkryjemy brak ściśle określonych kolorów, a dla różnych gwiazd będą one różne. A ponieważ wiemy, że każdy pierwiastek chemiczny pochłania swój własny, charakterystyczny zestaw kolorów, porównując te kolory z tymi, których nie ma w widmie gwiazdy, możemy dokładnie określić, które pierwiastki są obecne w jej atmosferze.
W latach dwudziestych XX wieku, kiedy astronomowie zaczęli badać widma gwiazd w innych galaktykach, odkryli coś bardzo interesującego: okazało się, że mają te same charakterystyczne wzorce brakujących kolorów, co gwiazdy w naszej galaktyce, ale wszystkie były przesunięte w stronę czerwonego końca widma i w tej samej proporcji. Fizycy znają zmianę koloru lub częstotliwości jako efekt Dopplera.
Wszyscy wiemy, jak to zjawisko wpływa na dźwięk. Posłuchaj dźwięku przejeżdżającego samochodu. Kiedy się zbliża, dźwięk jego silnika lub klaksonu wydaje się wyższy, a gdy samochód już minął i zaczął się oddalać, dźwięk cichnie. Samochód policyjny jadący w naszą stronę z prędkością stu kilometrów na godzinę rozwija około jednej dziesiątej prędkości dźwięku. Dźwięk jego syreny to fala o naprzemiennych szczytach i dolinach. Przypomnijmy, że odległość pomiędzy najbliższymi grzbietami (lub dolinami) nazywana jest długością fali. Im krótsza długość fali, tym więcej wibracji dociera do naszego ucha w każdej sekundzie i tym wyższy jest ton lub częstotliwość dźwięku.
Efekt Dopplera wynika z tego, że zbliżający się samochód, emitując każdy kolejny grzbiet fali dźwiękowej, będzie bliżej nas, przez co odległości między grzbietami będą mniejsze niż gdyby samochód stał w miejscu. Oznacza to, że długości docierających do nas fal stają się coraz krótsze, a ich częstotliwość wzrasta (ryc. 17). I odwrotnie, jeśli samochód się oddala, długość odbieranych przez nas fal staje się dłuższa, a ich częstotliwość mniejsza. A im szybciej porusza się samochód, tym silniejszy pojawia się efekt Dopplera, co pozwala na wykorzystanie go do pomiaru prędkości.
Ryż. 17. Efekt Dopplera.
Kiedy źródło emitujące fale zbliża się do obserwatora, długość fali maleje. Przeciwnie, gdy źródło się oddala, wzrasta. Nazywa się to efektem Dopplera.
Fale świetlne i radiowe zachowują się w podobny sposób. Policja wykorzystuje efekt Dopplera do określania prędkości samochodów poprzez pomiar długości fali odbitego od nich sygnału radiowego. Światło to wibracje lub fale pola elektromagnetycznego. Jak zauważyliśmy w rozdz. 5, długość fali światła widzialnego jest niezwykle mała - od czterdziestu do osiemdziesięciu milionowych metra.
Ludzkie oko postrzega różne długości fal światła jako różne kolory, przy czym najdłuższa długość fali znajduje się na czerwonym końcu widma, a najkrótsza na niebieskim. Teraz wyobraźmy sobie źródło światła znajdujące się w stałej odległości od nas, takie jak gwiazda, emitujące fale świetlne o określonej długości fali. Długość zarejestrowanych fal będzie taka sama, jak fal emitowanych. Ale załóżmy teraz, że źródło światła zaczyna się od nas oddalać. Podobnie jak w przypadku dźwięku, spowoduje to wzrost długości fali światła, co oznacza, że widmo przesunie się w stronę czerwonego końca.
Udowodniwszy istnienie innych galaktyk, Hubble w kolejnych latach pracował nad określeniem odległości do nich i obserwacją ich widm. W tamtym czasie wielu zakładało, że galaktyki poruszają się losowo i spodziewało się, że liczba widm przesuniętych w stronę błękitu będzie mniej więcej taka sama jak liczba widm przesuniętych w stronę czerwieni. Dlatego całkowitym zaskoczeniem było odkrycie, że widma większości galaktyk wykazują przesunięcie ku czerwieni – prawie wszystkie układy gwiezdne oddalają się od nas! Jeszcze bardziej zaskakujący był fakt odkryty przez Hubble'a i upubliczniony w 1929 roku: przesunięcie ku czerwieni galaktyk nie jest przypadkowe, ale jest wprost proporcjonalne do ich odległości od nas. Innymi słowy, im dalej galaktyka jest od nas, tym szybciej się oddala! Wynikało z tego, że Wszechświat nie może być statyczny, niezmienny pod względem wielkości, jak wcześniej sądzono. W rzeczywistości się rozszerza: odległość między galaktykami stale rośnie.
Uświadomienie sobie, że Wszechświat się rozszerza, wywołało w umyśle prawdziwą rewolucję, jedną z największych w XX wieku. Z perspektywy czasu może wydawać się zaskakujące, że nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inne wielkie umysły musiały zdać sobie sprawę, że statyczny wszechświat byłby niestabilny. Nawet gdyby w pewnym momencie był nieruchomy, wzajemne przyciąganie gwiazd i galaktyk szybko doprowadziłoby do jego kompresji. Nawet gdyby Wszechświat rozszerzał się stosunkowo powoli, grawitacja ostatecznie położyłaby kres jego ekspansji i spowodowałaby jego kurczenie się. Jeśli jednak tempo ekspansji Wszechświata przekroczy pewien punkt krytyczny, grawitacja nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać, a Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność.
Tutaj widać niejasne podobieństwo do rakiety wznoszącej się z powierzchni Ziemi. Przy stosunkowo małej prędkości grawitacja w końcu zatrzyma rakietę i zacznie ona opadać w kierunku Ziemi. Z drugiej strony, jeśli prędkość rakiety jest wyższa od krytycznej (ponad 11,2 km na sekundę), grawitacja nie jest w stanie jej utrzymać i opuszcza Ziemię na zawsze.
Opierając się na teorii grawitacji Newtona, takie zachowanie Wszechświata można było przewidzieć w dowolnym momencie XIX lub XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku. Jednak wiara w statyczny Wszechświat była tak silna, że złudzenie zachowało swą władzę nad umysłami aż do początków XX wieku. Nawet Einstein był tak pewny statycznej natury Wszechświata, że w 1915 r. dokonał specjalnej poprawki do ogólnej teorii względności, sztucznie dodając do równań specjalny człon, zwany stałą kosmologiczną, który zapewniał statyczność Wszechświata.
Stała kosmologiczna objawiła się jako działanie pewnej nowej siły - „antygrawitacji”, która w przeciwieństwie do innych sił nie miała żadnego konkretnego źródła, ale była po prostu integralną właściwością tkwiącą w samej strukturze czasoprzestrzeni. Pod wpływem tej siły czasoprzestrzeń ujawniła wrodzoną tendencję do rozszerzania się. Wybierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein mógł zmieniać siłę tej tendencji. Za jego pomocą udało mu się precyzyjnie zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej istniejącej materii i w efekcie uzyskać statyczny Wszechświat.
Einstein odrzucił później ideę stałej kosmologicznej, przyznając, że jest to jego „największy błąd”. Jak wkrótce się przekonamy, istnieją dziś powody, aby sądzić, że Einstein mógł jednak mieć rację, wprowadzając stałą kosmologiczną. Jednak tym, co musiało najbardziej zasmucić Einsteina, było to, że pozwolił, aby jego wiara w stacjonarny wszechświat przyćmiła wniosek, że wszechświat musi się rozszerzać, przewidziany przez jego własną teorię. Wydaje się, że tylko jedna osoba dostrzegła tę konsekwencję ogólnej teorii względności i potraktowała ją poważnie. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu na uniknięcie niestatycznej natury Wszechświata, rosyjski fizyk i matematyk Alexander Friedman przeciwnie, upierał się, że się on rozszerza.
Friedman poczynił dwa bardzo proste założenia na temat Wszechświata: że wygląda on tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy, oraz że to założenie jest prawdziwe niezależnie od tego, skąd patrzymy. Na podstawie tych dwóch idei i rozwiązując równania ogólnej teorii względności udowodnił, że Wszechświat nie może być statyczny. Tak więc w 1922 roku, kilka lat przed odkryciem Edwina Hubble'a, Friedman dokładnie przewidział ekspansję Wszechświata!
Założenie, że Wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, nie jest do końca prawdziwe. Na przykład, jak już wiemy, gwiazdy naszej Galaktyki tworzą na nocnym niebie wyraźny pasek światła – Drogę Mleczną. Ale jeśli spojrzymy na odległe galaktyki, ich liczba wydaje się być mniej więcej równa we wszystkich częściach nieba. Zatem Wszechświat wygląda mniej więcej tak samo w każdym kierunku, gdy jest obserwowany na dużą skalę w porównaniu z odległościami między galaktykami i pomija różnice w małych skalach.
Wyobraź sobie, że jesteś w lesie, w którym rosną losowo drzewa. Patrząc w jednym kierunku, najbliższe drzewo będzie metr od Ciebie. W przeciwnym kierunku najbliższe drzewo będzie oddalone o trzy metry. W trzecim zobaczysz kilka drzew na raz, jeden, dwa i trzy metry od ciebie. Las nie wygląda tak samo w żadnym kierunku. Ale jeśli weźmiesz pod uwagę wszystkie drzewa w promieniu kilometra, tego rodzaju różnice uśrednią się i zobaczysz, że las jest taki sam we wszystkich kierunkach (ryc. 18).
Ryż. 18. Las izotropowy.
Nawet jeśli rozmieszczenie drzew w lesie jest na ogół równomierne, po bliższym przyjrzeniu się mogą one wydawać się gęstsze w niektórych obszarach. Podobnie Wszechświat nie wygląda tak samo w najbliższej nam przestrzeni, natomiast gdy się przybliżymy, widzimy ten sam obraz, niezależnie od tego, w którym kierunku patrzymy.
Przez długi czas równomierny rozkład gwiazd był wystarczającą podstawą do przyjęcia modelu Friedmanna za pierwsze przybliżenie rzeczywistego obrazu Wszechświata. Ale później szczęśliwy przypadek ujawnił dalsze dowody na to, że założenia Friedmana były zaskakująco dokładnym opisem Wszechświata. W 1965 roku dwóch amerykańskich fizyków, Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories w New Jersey, debugowało bardzo czuły odbiornik mikrofalowy. (Mikrofale to promieniowanie o długości fali około centymetra.) Penzias i Wilson obawiali się, że odbiornik wykrył więcej szumu, niż oczekiwano. Znaleźli ptasie odchody na antenie i wyeliminowali inne potencjalne przyczyny awarii, ale wkrótce wyczerpali wszystkie możliwe źródła zakłóceń. Hałas różnił się tym, że był rejestrowany przez całą dobę, przez cały rok, niezależnie od obrotu Ziemi wokół własnej osi i jej obrotu wokół Słońca. Ponieważ ruch Ziemi skierował odbiornik w różne sektory przestrzeni, Penzias i Wilson doszli do wniosku, że hałas pochodzi spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza Galaktyki. Wydawało się, że dochodzi jednakowo ze wszystkich kierunków przestrzeni. Wiemy teraz, że niezależnie od tego, gdzie skierowany jest odbiornik, szum ten pozostaje stały, z wyjątkiem nieistotnych wahań. Zatem Penzias i Wilson przypadkowo natknęli się na uderzający przykład potwierdzający pierwszą hipotezę Friedmana, że Wszechświat jest taki sam we wszystkich kierunkach.
Jakie jest pochodzenie tego kosmicznego szumu tła? Mniej więcej w tym samym czasie, gdy Penzias i Wilson badali tajemniczy szum w odbiorniku, mikrofalami zainteresowało się także dwóch amerykańskich fizyków z Uniwersytetu Princeton, Bob Dick i Jim Peebles. Przestudiowali propozycję Georgy'ego (George'a) Gamowa (dawniej ucznia Aleksandra Friedmana), że we wczesnych stadiach swojego rozwoju Wszechświat był bardzo gęsty i gorący do białości. Dick i Peebles wierzyli, że jeśli to prawda, to powinniśmy móc obserwować blask wczesnego Wszechświata, ponieważ światło z bardzo odległych rejonów naszego świata dopiero teraz dociera do nas. Jednak ze względu na ekspansję Wszechświata światło to powinno zostać przesunięte tak bardzo w stronę czerwonego końca widma, aby zmieniło się z promieniowania widzialnego w promieniowanie mikrofalowe. Dick i Peebles właśnie przygotowywali się do poszukiwania tego promieniowania, gdy Penzias i Wilson, usłyszawszy o swojej pracy, zdali sobie sprawę, że już je znaleźli. Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 roku Nagrodę Nobla (co wydaje się nieco niesprawiedliwe wobec Dicka i Peeblesa, nie mówiąc już o Gamowie).
Na pierwszy rzut oka fakt, że Wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, wskazuje, że zajmujemy w nim jakieś szczególne miejsce. W szczególności może się wydawać, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, to musimy znajdować się w centrum Wszechświata. Istnieje jednak inne wyjaśnienie tego zjawiska: Wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach, także patrząc z dowolnej innej galaktyki. Jeśli pamiętacie, było to dokładnie drugie założenie Friedmana.
Nie mamy żadnych naukowych argumentów za lub przeciw drugiej hipotezie Friedmana. Wieki temu Kościół chrześcijański uznałby to za herezję, ponieważ doktryna kościelna postulowała, że zajmujemy szczególne miejsce w centrum wszechświata. Ale dzisiaj przyjmujemy założenie Friedmana z niemal przeciwnego powodu, z pewnego rodzaju skromności: wydawałoby się nam absolutnie zdumiewające, gdyby Wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach tylko dla nas, ale nie dla innych obserwatorów we Wszechświecie!
W modelu Wszechświata Friedmanna wszystkie galaktyki oddalają się od siebie. Przypomina to rozprzestrzenianie się kolorowych plam na powierzchni nadmuchanego balonu. Wraz ze wzrostem rozmiaru kuli zwiększają się odległości między dowolnymi dwoma punktami, ale żadnego z nich nie można uznać za środek ekspansji. Co więcej, jeśli promień balonu stale rośnie, to im dalej od siebie znajdują się plamy na jego powierzchni, tym szybciej będą się oddalać w miarę rozszerzania się. Załóżmy, że promień balonu podwaja się co sekundę. Wtedy dwa punkty, początkowo oddalone od siebie o jeden centymetr, po sekundzie będą już oddalone od siebie o dwa centymetry (mierzone wzdłuż powierzchni balonu), tak że ich prędkość względna będzie wynosić jeden centymetr na sekundę. Natomiast para plamek oddalonych od siebie o dziesięć centymetrów w sekundę po rozpoczęciu rozszerzania oddali się od siebie o dwadzieścia centymetrów, tak że ich prędkość względna wyniesie dziesięć centymetrów na sekundę (ryc. 19). Podobnie w modelu Friedmanna prędkość, z jaką dowolne dwie galaktyki oddalają się od siebie, jest proporcjonalna do odległości między nimi. Zatem model przewiduje, że przesunięcie ku czerwieni galaktyki powinno być wprost proporcjonalne do jej odległości od nas – jest to ta sama zależność, którą później odkrył Hubble. Choć Friedmanowi udało się zaproponować udany model i przewidzieć wyniki obserwacji Hubble'a, jego prace pozostały na Zachodzie prawie nieznane aż do roku 1935, kiedy podobny model zaproponowali amerykański fizyk Howard Robertson i podążający w ich ślady brytyjski matematyk Arthur Walker. odkrycia Hubble'a dotyczącego ekspansji Wszechświata.
Ryż. 19. Rozszerzający się wszechświat balonu.
W wyniku ekspansji Wszechświata galaktyki oddalają się od siebie. Z biegiem czasu odległość między odległymi wyspami gwiazdowymi zwiększa się bardziej niż między pobliskimi galaktykami, podobnie jak robią to plamy na nadmuchanym balonie. Dlatego dla obserwatora z dowolnej galaktyki prędkość, z jaką oddala się inna galaktyka, wydaje się tym większa, im dalej się ona znajduje.
Friedman zaproponował tylko jeden model Wszechświata. Jednak zgodnie z przyjętymi przez niego założeniami równania Einsteina dopuszczają trzy klasy rozwiązań, czyli istnieją trzy różne typy modeli Friedmanna i trzy różne scenariusze rozwoju Wszechświata.
Pierwsza klasa rozwiązań (ta, którą odkrył Friedman) zakłada, że ekspansja Wszechświata jest na tyle powolna, że przyciąganie między galaktykami stopniowo spowalnia i ostatecznie je zatrzymuje. Następnie galaktyki zaczynają się do siebie zbliżać, a Wszechświat zaczyna się kurczyć. Według drugiej klasy rozwiązań Wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacja tylko w niewielkim stopniu spowolni cofanie się galaktyk, ale nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, zgodnie z którym Wszechświat rozszerza się z odpowiednią prędkością, aby uniknąć zapadnięcia się. Z biegiem czasu prędkość ekspansji galaktyk staje się coraz mniejsza, ale nigdy nie osiąga zera.
Niesamowitą cechą pierwszego modelu Friedmana jest to, że Wszechświat nie jest w nim nieskończony w przestrzeni, ale nigdzie w przestrzeni nie ma granic. Grawitacja jest tak silna, że przestrzeń zapada się i zamyka w sobie. Przypomina to w pewnym stopniu powierzchnię Ziemi, która również jest skończona, ale nie ma granic. Jeśli będziesz poruszać się po powierzchni Ziemi w określonym kierunku, nigdy nie natkniesz się na barierę nie do pokonania ani na koniec świata, ale w końcu powrócisz do miejsca, w którym zacząłeś. W pierwszym modelu Friedmana przestrzeń jest ułożona dokładnie w ten sam sposób, tyle że w trzech wymiarach, a nie w dwóch, jak ma to miejsce w przypadku powierzchni Ziemi. Pomysł, że można okrążyć Wszechświat i wrócić do punktu wyjścia, jest dobry dla science fiction, ale nie ma praktycznego znaczenia, ponieważ – jak można udowodnić – Wszechświat skurczy się do pewnego punktu, zanim podróżnik powróci na początek swojej podróży. podróż. Wszechświat jest tak duży, że trzeba poruszać się szybciej niż światło, aby zakończyć podróż w miejscu, w którym się zaczęło, a takie prędkości są zabronione (przez teorię względności). W drugim modelu Friedmana przestrzeń również jest zakrzywiona, ale w inny sposób. I dopiero w trzecim modelu wielkoskalowa geometria Wszechświata jest płaska (chociaż przestrzeń jest zakrzywiona w sąsiedztwie masywnych ciał).
Który model Friedmana opisuje nasz Wszechświat? Czy ekspansja Wszechświata kiedykolwiek się zatrzyma i zostanie zastąpiona przez kompresję, czy też Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie?
Okazało się, że odpowiedź na to pytanie jest trudniejsza, niż początkowo sądzili naukowcy. Jego rozwiązanie zależy głównie od dwóch rzeczy – aktualnie obserwowanego tempa ekspansji Wszechświata oraz jego aktualnej średniej gęstości (ilości materii na jednostkę objętości przestrzeni). Im wyższe tempo ekspansji prądu, tym większa grawitacja, a tym samym gęstość materii, wymagana do zatrzymania ekspansji. Jeśli średnia gęstość przekracza pewną wartość krytyczną (określoną na podstawie szybkości ekspansji), wówczas przyciąganie grawitacyjne materii może zatrzymać ekspansję Wszechświata i spowodować jego kurczenie się. To zachowanie Wszechświata odpowiada pierwszemu modelowi Friedmana. Jeżeli średnia gęstość jest mniejsza od wartości krytycznej, wówczas przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma ekspansji i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność – jak w drugim modelu Friedmanna. Wreszcie, jeśli średnia gęstość Wszechświata jest dokładnie równa wartości krytycznej, ekspansja Wszechświata będzie zwalniać w nieskończoność, zbliżając się coraz bardziej do stanu statycznego, ale nigdy go nie osiągając. Scenariusz ten odpowiada trzeciemu modelowi Friedmana.
Który model jest zatem właściwy? Aktualne tempo ekspansji Wszechświata możemy określić, mierząc prędkość, z jaką inne galaktyki oddalają się od nas, wykorzystując efekt Dopplera. Można to zrobić bardzo dokładnie. Jednakże odległości do galaktyk nie są zbyt dobrze znane, ponieważ możemy je mierzyć jedynie pośrednio. Dlatego wiemy tylko, że tempo ekspansji Wszechświata wynosi od 5 do 10% na miliard lat. Nasza wiedza na temat obecnej średniej gęstości Wszechświata jest jeszcze bardziej niejasna. Jeśli więc dodamy masy wszystkich widocznych gwiazd w naszej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy najniższym oszacowaniu tempa ekspansji.
Ale to nie wszystko. Nasza galaktyka i inne muszą zawierać duże ilości pewnego rodzaju „ciemnej materii”, której nie możemy obserwować bezpośrednio, ale której istnienie wiemy dzięki jej wpływowi grawitacyjnemu na orbity gwiazd w galaktykach. Być może najlepszym dowodem na istnienie ciemnej materii są orbity gwiazd na obrzeżach galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna. Gwiazdy te krążą wokół swoich galaktyk zbyt szybko, aby mogły być utrzymywane na orbicie wyłącznie przez przyciąganie grawitacyjne samych widzialnych gwiazd galaktyki. Ponadto większość galaktyk należy do gromad i w podobny sposób możemy wywnioskować obecność ciemnej materii pomiędzy galaktykami w tych gromadach na podstawie jej wpływu na ruch galaktyk. W rzeczywistości ilość ciemnej materii we Wszechświecie znacznie przekracza ilość zwykłej materii. Jeśli uwzględnimy całą ciemną materię, otrzymamy około jednej dziesiątej masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji.
Nie możemy jednak wykluczyć istnienia innych, nieznanych nam jeszcze form materii, rozmieszczonych niemal równomiernie po całym Wszechświecie, które mogłyby zwiększyć jej średnią gęstość. Istnieją na przykład cząstki elementarne zwane neutrinami, które bardzo słabo oddziałują z materią i są niezwykle trudne do wykrycia.
(W jednym z nowych eksperymentów z neutrinami wykorzystano podziemny zbiornik wypełniony 50 000 ton wody). Uważa się, że neutrina są nieważkie i dlatego nie mają przyciągania grawitacyjnego.
Badania prowadzone w ciągu ostatnich kilku lat wskazują jednak, że neutrina nadal mają znikomo małą masę, której nie udało się wcześniej wykryć. Jeśli neutrina mają masę, mogą być formą ciemnej materii. Jednak nawet w przypadku tej ciemnej materii wydaje się, że we Wszechświecie jest znacznie mniej materii, niż jest to potrzebne do zatrzymania jego ekspansji. Do niedawna większość fizyków była zgodna co do tego, że drugi model Friedmana jest najbliższy rzeczywistości.
Ale potem pojawiły się nowe obserwacje. W ciągu ostatnich kilku lat różne grupy badaczy badały maleńkie zmarszczki w mikrofalowym tle, które odkryli Penzias i Wilson. Rozmiar tych zmarszczek może służyć jako wskaźnik wielkoskalowej struktury Wszechświata. Jego charakter zdaje się wskazywać, że Wszechświat jest jednak płaski (jak w trzecim modelu Friedmanna)! Ponieważ jednak całkowita ilość zwykłej i ciemnej materii nie jest do tego wystarczająca, fizycy postulowali istnienie innej, jeszcze nieodkrytej substancji - ciemnej energii.
I żeby jeszcze bardziej skomplikować problem, ostatnie obserwacje wykazały, że ekspansja Wszechświata nie zwalnia, ale przyspiesza. W przeciwieństwie do wszystkich modeli Friedmana! Jest to bardzo dziwne, ponieważ obecność materii w przestrzeni – o dużej lub małej gęstości – może jedynie spowolnić ekspansję. W końcu grawitacja zawsze działa jak siła przyciągająca. Przyspieszająca ekspansja kosmologiczna jest jak bomba, która po eksplozji gromadzi, a nie rozprasza energię. Jaka siła jest odpowiedzialna za przyspieszającą ekspansję przestrzeni? Nikt nie ma wiarygodnej odpowiedzi na to pytanie. Jednak Einstein mógł mieć jednak rację, wprowadzając do swoich równań stałą kosmologiczną (i odpowiadający jej efekt antygrawitacyjny).
Wraz z rozwojem nowych technologii i pojawieniem się doskonałych teleskopów kosmicznych stale dowiadujemy się niesamowitych rzeczy o Wszechświecie. A oto dobra wiadomość: teraz wiemy, że Wszechświat będzie w najbliższej przyszłości nadal się rozszerzać w coraz szybszym tempie, a czas wydaje się trwać wiecznie, przynajmniej dla tych, którzy są na tyle mądrzy, aby nie wpaść w czarną dziurę. Ale co się stało w pierwszych chwilach? Jak powstał Wszechświat i co spowodowało jego ekspansję?
Nawet astronomowie nie zawsze poprawnie rozumieją ekspansję Wszechświata. Nadmuchujący balon to stara, ale dobra analogia ekspansji wszechświata. Galaktyki znajdujące się na powierzchni kuli są nieruchome, ale wraz z rozszerzaniem się Wszechświata odległość między nimi wzrasta, ale rozmiar samych galaktyk nie wzrasta.
W lipcu 1965 roku naukowcy ogłosili odkrycie wyraźnych oznak rozszerzania się Wszechświata z cieplejszego i gęstszego stanu początkowego. Znaleźli chłodzącą poświatę Wielkiego Wybuchu – promieniowanie reliktowe. Od tego momentu ekspansja i ochłodzenie Wszechświata stały się podstawą kosmologii. Ekspansja kosmologiczna pozwala nam zrozumieć, jak powstawały proste struktury i jak stopniowo przekształcały się w złożone. 75 lat po odkryciu ekspansji Wszechświata wielu naukowców nie jest w stanie zgłębić jego prawdziwego znaczenia. James Peebles, kosmolog z Uniwersytetu Princeton, który bada kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła, napisał w 1993 roku: „Wydaje mi się, że nawet eksperci nie wiedzą, jakie jest znaczenie i możliwości modelu gorącego Wielkiego Wybuchu”.
Znani fizycy, autorzy podręczników do astronomii i popularyzatorzy nauki czasami podają błędną lub zniekształconą interpretację ekspansji Wszechświata, która stanowiła podstawę modelu Wielkiego Wybuchu. Co mamy na myśli mówiąc, że Wszechświat się rozszerza? Z pewnością niepokojące jest to, że mówi się obecnie o przyspieszeniu ekspansji i wprawia nas w zakłopotanie.
PRZEGLĄD: KOSMICZNE NIEPOROZUMIENIE
* Ekspansja Wszechświata, jedno z podstawowych pojęć współczesnej nauki, wciąż otrzymuje różne interpretacje.
* Terminu „Wielki Wybuch” nie należy rozumieć dosłownie. Nie był bombą, która eksplodowała w centrum wszechświata. Była to eksplozja samej przestrzeni, która miała miejsce wszędzie, podobnie jak powierzchnia nadmuchanego balonu.
* Zrozumienie różnicy między ekspansją przestrzeni a ekspansją w przestrzeni ma kluczowe znaczenie dla zrozumienia rozmiarów Wszechświata, prędkości, z jaką oddalają się galaktyki, a także możliwości obserwacji astronomicznych i charakteru przyspieszenia ekspansji, jakiego Wszechświat jest prawdopodobny doświadczać.
* Model Wielkiego Wybuchu opisuje jedynie to, co wydarzyło się po nim.
Co to jest rozszerzenie?
Kiedy coś znajomego się rozszerza, jak mokra plama lub Cesarstwo Rzymskie, stają się większe, ich granice rozszerzają się i zaczynają zajmować więcej miejsca. Ale Wszechświat wydaje się nie mieć fizycznych ograniczeń i nie ma gdzie się poruszać. Ekspansja naszego Wszechświata jest bardzo podobna do nadmuchania balonu. Odległości do odległych galaktyk rosną. Astronomowie zazwyczaj mówią, że galaktyki oddalają się lub uciekają od nas, ale nie przemieszczają się w przestrzeni jak fragmenty „bomby Wielkiego Wybuchu”. W rzeczywistości przestrzeń między nami a galaktykami poruszającymi się chaotycznie w praktycznie nieruchomych gromadach się rozszerza. CMB wypełnia Wszechświat i służy jako układ odniesienia, niczym gumowa powierzchnia balonu, względem którego można mierzyć ruch.
Na zewnątrz kuli widzimy, że rozszerzanie jej zakrzywionej dwuwymiarowej powierzchni jest możliwe tylko dlatego, że znajduje się ona w przestrzeni trójwymiarowej. W trzecim wymiarze znajduje się środek kuli, a jej powierzchnia rozszerza się w otaczającą ją objętość. Na tej podstawie można stwierdzić, że ekspansja naszego trójwymiarowego świata wymaga obecności czwartego wymiaru w przestrzeni. Jednak zgodnie z ogólną teorią względności Einsteina przestrzeń jest dynamiczna: może się rozszerzać, kurczyć i zaginać.
Korek uliczny
Wszechświat jest samowystarczalny. Ani centrum nie jest potrzebne do ekspansji z niego, ani wolna przestrzeń na zewnątrz (gdziekolwiek się znajduje), aby się tam rozwijać. To prawda, że niektóre nowsze teorie, takie jak teoria strun, postulują obecność dodatkowych wymiarów, ale nie są one wymagane w miarę rozszerzania się naszego trójwymiarowego Wszechświata.
W naszym Wszechświecie, podobnie jak na powierzchni balonu, każdy obiekt oddala się od pozostałych. Zatem Wielki Wybuch nie był eksplozją w przestrzeni, ale raczej eksplozją samej przestrzeni, która nie nastąpiła w określonym miejscu, a następnie rozszerzyła się w otaczającą pustkę. Działo się to wszędzie w tym samym czasie.
JAK WYGLĄDAŁ WIELKI WYBUCH?
ZŁO: Wszechświat narodził się, gdy materia niczym bomba eksplodowała w określonym miejscu. Ciśnienie było wysokie w środku i niskie w otaczającej pustce, co spowodowało rozproszenie substancji.
PRAWIDŁOWY: To eksplozja samej przestrzeni wprawiła materię w ruch. Nasza przestrzeń i czas powstały w Wielkim Wybuchu i zaczęły się rozszerzać. Nigdzie nie było centrum, bo... warunki były wszędzie takie same, nie było spadku ciśnienia charakterystycznego dla konwencjonalnej eksplozji.
Jeśli wyobrazimy sobie, że odtwarzamy film w odwrotnej kolejności, zobaczymy, jak wszystkie obszary Wszechświata ulegają kompresji, a galaktyki zbliżają się do siebie, aż do momentu, w którym wszystkie zderzą się w Wielkim Wybuchu, niczym samochody w korku. Ale porównanie tutaj nie jest pełne. Jeśli doszło do wypadku, po usłyszeniu informacji o nim w radiu można było ominąć korek. Ale Wielki Wybuch był katastrofą, której nie można było uniknąć. To tak, jakby powierzchnia Ziemi i wszystkie znajdujące się na niej drogi zostały zgniecione, a samochody pozostały tej samej wielkości. W końcu samochody zderzą się i żaden komunikat radiowy nie będzie w stanie temu zapobiec. Podobnie jest z Wielkim Wybuchem: wydarzył się wszędzie, w przeciwieństwie do eksplozji bomby, która ma miejsce w pewnym momencie, a fragmenty latają we wszystkich kierunkach.
Teoria Wielkiego Wybuchu nie mówi nam o wielkości Wszechświata ani nawet o tym, czy jest on skończony czy nieskończony. Teoria względności opisuje, jak rozszerza się każdy obszar przestrzeni, ale nie mówi nic o rozmiarze i kształcie. Kosmolodzy czasami twierdzą, że Wszechświat nie był kiedyś większy od grejpfruta, ale mają na myśli tylko tę jego część, którą możemy obecnie obserwować.
Mieszkańcy mgławicy Andromedy lub innych galaktyk mają swoje własne obserwowalne wszechświaty. Obserwatorzy w Andromedzie mogą zobaczyć galaktyki, które są dla nas niedostępne po prostu dlatego, że znajdują się nieco bliżej nich; lecz nie mogą kontemplować tych, które my rozważamy. Ich obserwowalny wszechświat był również wielkości grejpfruta. Można sobie wyobrazić, że wczesny Wszechświat był jak sterta tych owoców, rozciągająca się w nieskończoność we wszystkich kierunkach. Oznacza to, że pogląd, że Wielki Wybuch był „mały”, jest błędny. Przestrzeń Wszechświata jest nieograniczona. I bez względu na to, jak go ściśniesz, tak pozostanie.
Szybszy niż światło
Błędne przekonania mogą być również powiązane z ilościowym opisem ekspansji. Tempo wzrostu odległości między galaktykami wynika z prostego wzoru odkrytego przez amerykańskiego astronoma Edwina Hubble'a w 1929 roku: prędkość, z jaką galaktyka się oddala, v, jest wprost proporcjonalna do jej odległości d od nas, czyli v = Hd. Współczynnik proporcjonalności H nazywany jest stałą Hubble'a i określa tempo rozszerzania się przestrzeni zarówno wokół nas, jak i wokół dowolnego obserwatora we Wszechświecie.
Niektórych dezorientuje fakt, że nie wszystkie galaktyki przestrzegają prawa Hubble'a. Najbliższa nam duża galaktyka (Andromeda) zazwyczaj zbliża się do nas, a nie oddala. Takie wyjątki występują, ponieważ prawo Hubble'a opisuje jedynie średnie zachowanie galaktyk. Ale każda z nich może również wykazywać niewielki ruch, ponieważ galaktyki, tak jak nasza Galaktyka i Andromeda, wywierają na siebie wpływ grawitacyjny. Odległe galaktyki również mają małe prędkości chaotyczne, ale w dużej odległości od nas (przy dużej wartości d) te przypadkowe prędkości są pomijalne na tle dużych prędkości oddalających się (v). Dlatego w przypadku odległych galaktyk prawo Hubble'a jest spełnione z dużą dokładnością.
Zgodnie z prawem Hubble'a Wszechświat nie rozszerza się w stałym tempie. Niektóre galaktyki oddalają się od nas z prędkością 1 tys. km/s, inne, położone dwa razy dalej, z prędkością 2 tys. km/s, itd. Zatem prawo Hubble'a wskazuje, że począwszy od pewnej odległości, zwanej odległością Hubble'a, galaktyki oddalają się z prędkością ponadświetlną. Dla zmierzonej wartości stałej Hubble'a odległość ta wynosi około 14 miliardów lat świetlnych.
Ale czy szczególna teoria względności Einsteina nie mówi, że żaden obiekt nie może poruszać się szybciej niż prędkość światła? To pytanie nurtuje wiele pokoleń studentów. Odpowiedź jest taka, że szczególna teoria względności ma zastosowanie tylko do „normalnych” prędkości – do ruchu w przestrzeni. Prawo Hubble'a odnosi się do tempa recesji spowodowanej ekspansją samej przestrzeni, a nie ruchem w przestrzeni. Ten efekt ogólnej teorii względności nie podlega szczególnej teorii względności. Obecność prędkości usuwania większej od prędkości światła nie narusza w żaden sposób szczególnej teorii względności. Wciąż prawdą jest, że nikt nie jest w stanie dogonić promienia światła.
CZY GALaktyki mogą się usuwać z prędkością większą niż prędkość światła?
ZŁO: Częściowa teoria względności Einsteina zabrania tego. Rozważmy obszar przestrzeni zawierający kilka galaktyk. Z powodu ekspansji galaktyki oddalają się od nas. Im dalej galaktyka, tym większa jest jej prędkość (czerwone strzałki). Jeśli prędkość światła jest granicą, prędkość usuwania powinna ostatecznie stać się stała.
PRAWIDŁOWY: Oczywiście, że mogą. Częściowa teoria względności nie uwzględnia prędkości usuwania. Szybkość usuwania wzrasta nieskończenie wraz z odległością. Powyżej pewnej odległości, zwanej odległością Hubble'a, przekracza prędkość światła. Nie stanowi to naruszenia teorii względności, ponieważ usunięcie nie jest spowodowane ruchem w przestrzeni, ale ekspansją samej przestrzeni.
CZY MOŻNA ZOBACZYĆ GALAKTYKI PRACUJĄCE SZYBCIEJ NIŻ ŚWIATŁO?
ZŁO: Oczywiście nie. Światło takich galaktyk odlatuje wraz z nimi. Niech galaktyka będzie poza odległością Hubble'a (sferą), tj. oddala się od nas szybciej niż prędkość światła. Emituje foton (zaznaczony na żółto). Gdy foton leci przez przestrzeń, sama przestrzeń się rozszerza. Odległość do Ziemi zwiększa się szybciej niż porusza się foton. To nigdy do nas nie dotrze.
PRAWIDŁOWY: Oczywiście, że możesz, ponieważ tempo ekspansji zmienia się w czasie. Po pierwsze, foton jest faktycznie unoszony przez ekspansję. Jednak odległość Hubble'a nie jest stała: wzrasta i ostatecznie foton może przedostać się do kuli Hubble'a. Gdy to nastąpi, foton będzie poruszał się szybciej niż Ziemia i będzie mógł do nas dotrzeć.
Rozciąganie fotonów
Pierwsze obserwacje pokazujące, że Wszechświat się rozszerza, przeprowadzono w latach 1910–1930. W laboratorium atomy emitują i absorbują światło, zawsze o określonych długościach fal. To samo obserwuje się w widmach odległych galaktyk, ale z przesunięciem w stronę dłuższych fal. Astronomowie twierdzą, że promieniowanie galaktyki jest przesunięte ku czerwieni. Wyjaśnienie jest proste: w miarę rozszerzania się przestrzeni fala świetlna rozciąga się i w związku z tym słabnie. Jeśli w czasie, gdy fala świetlna do nas dotarła, Wszechświat rozszerzył się dwukrotnie, wówczas długość fali podwoiła się, a jego energia osłabła o połowę.
HIPOTEZA ZMĘCZENIA
Za każdym razem, gdy Scientific American publikuje artykuł na temat kosmologii, wielu czytelników pisze do nas, że ich zdaniem galaktyki tak naprawdę nie oddalają się od nas i że ekspansja przestrzeni jest iluzją. Uważają, że przesunięcie ku czerwieni w widmach galaktyk jest spowodowane czymś w rodzaju „zmęczenia” długą podróżą. Jakiś nieznany proces powoduje, że światło podróżujące w przestrzeni traci energię i dlatego zmienia kolor na czerwony.
Hipoteza ta ma ponad pół wieku i na pierwszy rzut oka wydaje się rozsądna. Ale jest to całkowicie niezgodne z obserwacjami. Na przykład, gdy gwiazda eksploduje jako supernowa, rozbłyska, a następnie gaśnie. Cały proces trwa około dwóch tygodni w przypadku supernowych tego typu, jakiego astronomowie używają do określania odległości do galaktyk. W tym czasie supernowa emituje strumień fotonów. Hipoteza zmęczenia światłem mówi, że fotony będą tracić energię po drodze, ale obserwator i tak otrzyma strumień fotonów trwający dwa tygodnie.
Jednak w rozszerzającej się przestrzeni rozciągane są nie tylko same fotony (i przez to tracą energię), ale rozciągany jest także ich przepływ. Dlatego dotarcie wszystkich fotonów do Ziemi zajmuje ponad dwa tygodnie. Obserwacje potwierdzają ten efekt. Eksplozję supernowej w galaktyce z przesunięciem ku czerwieni wynoszącym 0,5 obserwuje się przez trzy tygodnie, a w galaktyce z przesunięciem ku czerwieni wynoszącym 1 – przez miesiąc.
Hipoteza zmęczenia światłem przeczy także obserwacjom widma kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła i pomiarom jasności powierzchniowej odległych galaktyk. Czas odejść od „zmęczonego światła” (Charles Lineweaver i Tamara Davis).
Supernowe, takie jak ta w gromadzie galaktyk w Pannie, pomagają mierzyć ekspansję kosmiczną. Ich zaobserwowane właściwości wykluczają alternatywne teorie kosmologiczne, w których przestrzeń się nie rozszerza.
Proces ten można opisać w kategoriach temperatury. Fotony emitowane przez ciało mają rozkład energii, który ogólnie charakteryzuje się temperaturą, która wskazuje, jak gorące jest ciało. W miarę przemieszczania się fotonów w rozszerzającej się przestrzeni tracą energię, a ich temperatura spada. Zatem, gdy Wszechświat się rozszerza, ochładza się niczym sprężone powietrze ulatniające się z butli płetwonurka. Przykładowo kosmiczne mikrofalowe promieniowanie tła ma obecnie temperaturę około 3 K, podczas gdy narodziło się w temperaturze około 3000 K. Ale od tego czasu Wszechświat powiększył się 1000 razy, a temperatura fotonów wzrosła obniżona o tę samą kwotę. Obserwując gaz w odległych galaktykach, astronomowie bezpośrednio mierzą temperaturę tego promieniowania w odległej przeszłości. Pomiary potwierdzają, że Wszechświat z czasem się ochładza.
Istnieją również pewne kontrowersje dotyczące związku między przesunięciem ku czerwieni a prędkością. Przesunięcie ku czerwieni spowodowane ekspansją jest często mylone z bardziej znanym przesunięciem ku czerwieni powodowanym przez efekt Dopplera, który zazwyczaj powoduje wydłużenie fal dźwiękowych, jeśli źródło dźwięku się oddala. To samo dotyczy fal świetlnych, które stają się dłuższe w miarę oddalania się źródła światła w przestrzeni.
Dopplerowskie przesunięcie ku czerwieni i kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni to zupełnie różne rzeczy i są opisywane różnymi wzorami. Pierwsza wynika ze szczególnej teorii względności, która nie uwzględnia ekspansji przestrzeni, a druga z ogólnej teorii względności. Te dwa wzory są prawie takie same dla pobliskich galaktyk, ale inne dla odległych.
Zgodnie ze wzorem Dopplera, jeśli prędkość obiektu w przestrzeni zbliża się do prędkości światła, wówczas jego przesunięcie ku czerwieni dąży do nieskończoności, a długość fali staje się zbyt długa i dlatego nieobserwowalna. Gdyby tak było w przypadku galaktyk, najdalsze widoczne obiekty na niebie oddalałyby się z prędkością zauważalnie mniejszą niż prędkość światła. Ale kosmologiczny wzór na przesunięcie ku czerwieni prowadzi do innego wniosku. W standardowym modelu kosmologicznym galaktyki z przesunięciem ku czerwieni wynoszącym około 1,5 (tj. zakładana długość fali ich promieniowania jest o 50% większa od wartości laboratoryjnej) oddalają się z prędkością światła. Astronomowie odkryli już około 1000 galaktyk z przesunięciem ku czerwieni większym niż 1,5. Oznacza to, że znamy około 1000 obiektów, które poruszają się szybciej niż prędkość światła. KMPT pochodzi z jeszcze większej odległości i ma przesunięcie ku czerwieni wynoszące około 1000. Kiedy gorąca plazma młodego Wszechświata emitowała promieniowanie, które otrzymujemy dzisiaj, oddalała się od nas prawie 50 razy szybciej niż prędkość światła.
Bieganie w miejscu
Trudno uwierzyć, że możemy zobaczyć galaktyki poruszające się szybciej niż prędkość światła, ale jest to możliwe dzięki zmianom tempa ekspansji. Wyobraź sobie wiązkę światła docierającą do nas z odległości większej niż odległość Hubble'a (14 miliardów lat świetlnych). Porusza się w naszym kierunku z prędkością światła w stosunku do swojego położenia, ale sama oddala się od nas z prędkością większą niż prędkość światła. Choć światło pędzi ku nam tak szybko, jak to możliwe, nie nadąża za ekspansją przestrzeni. To tak, jakby dziecko próbowało zbiec tyłem po schodach ruchomych. Fotony na odległość Hubble'a przemieszczają się tak szybko, jak to możliwe, aby pozostać w tym samym miejscu.
Można by pomyśleć, że światło z obszarów położonych dalej niż odległość Hubble'a nigdy do nas nie dotrze i nigdy byśmy go nie zobaczyli. Ale odległość Hubble'a nie pozostaje stała, ponieważ stała Hubble'a, od której zależy, zmienia się w czasie. Wartość ta jest proporcjonalna do prędkości, z jaką oddalają się dwie galaktyki, podzielonej przez odległość między nimi. (Do obliczeń można wykorzystać dowolne dwie galaktyki.) W modelach Wszechświata zgodnych z obserwacjami astronomicznymi mianownik rośnie szybciej niż licznik, w związku z czym stała Hubble'a maleje. W rezultacie odległość Hubble'a wzrasta. Jeśli tak, światło, które początkowo do nas nie docierało, może w końcu znaleźć się w odległości Hubble'a. Wtedy fotony znajdą się w obszarze oddalającym się wolniej niż prędkość światła, po czym będą mogły do nas dotrzeć.
CZY KOSMICZNE PRZESUNIĘCIE CZERWONE NAPRAWDĘ JEST PRZESUNIĘCIEM DOPPLERA?
ZŁO: Tak, ponieważ oddalające się galaktyki poruszają się w przestrzeni. W efekcie Dopplera fale świetlne rozciągają się (stają się bardziej czerwone), gdy ich źródło oddala się od obserwatora. Długość fali światła nie zmienia się podczas podróży w przestrzeni. Obserwator odbiera światło, mierzy jego przesunięcie ku czerwieni i oblicza prędkość galaktyki.
PRAWIDŁOWY: Nie, przesunięcie ku czerwieni nie ma nic wspólnego z efektem Dopplera. Galaktyka jest prawie nieruchoma w przestrzeni, dlatego emituje światło o tej samej długości fali we wszystkich kierunkach. Podczas podróży długość fali staje się dłuższa w miarę rozszerzania się przestrzeni. Dlatego światło stopniowo zmienia kolor na czerwony. Obserwator odbiera światło, mierzy jego przesunięcie ku czerwieni i oblicza prędkość galaktyki. Kosmiczne przesunięcie ku czerwieni różni się od przesunięcia Dopplera, co potwierdzają obserwacje.
Jednakże galaktyka, która wysłała światło, może nadal oddalać się z prędkością ponadświetlną. Dzięki temu możemy obserwować światło z galaktyk, które tak jak poprzednio zawsze będzie się oddalało szybciej niż prędkość światła. Krótko mówiąc, odległość Hubble'a nie jest stała i nie wyznacza nam granic obserwowalnego Wszechświata.
Co właściwie wyznacza granicę obserwowalnej przestrzeni? Tutaj też panuje pewne zamieszanie. Gdyby przestrzeń nie uległa rozszerzeniu, wówczas moglibyśmy teraz obserwować najdalszy obiekt w odległości około 14 miliardów lat świetlnych od nas, tj. odległość, jaką światło przebyło w ciągu 14 miliardów lat od Wielkiego Wybuchu. Jednak w miarę rozszerzania się Wszechświata przestrzeń, przez którą przechodzi foton, rozszerzała się podczas jego podróży. Dlatego obecna odległość do najdalszego obserwowalnego obiektu jest około trzy razy większa - około 46 miliardów lat świetlnych.
Kosmolodzy sądzili, że żyjemy w spowalniającym Wszechświecie i dlatego możemy obserwować coraz więcej galaktyk. Jednak w przyspieszającym Wszechświecie odgradza nas granica, poza którą nigdy nie zobaczymy zachodzących wydarzeń - jest to kosmiczny horyzont zdarzeń. Jeśli dotrze do nas światło z galaktyk oddalających się szybciej niż prędkość światła, wówczas odległość Hubble'a wzrośnie. Ale w przyspieszającym Wszechświecie jego wzrost jest zabroniony. Odległe wydarzenie może wysłać w naszą stronę wiązkę światła, ale światło to na zawsze pozostanie poza granicą odległości Hubble'a ze względu na przyspieszenie ekspansji.
Jak widzimy, przyspieszający Wszechświat przypomina czarną dziurę, która również posiada horyzont zdarzeń, skąd nie odbieramy sygnałów. Obecna odległość do naszego kosmicznego horyzontu zdarzeń (16 miliardów lat świetlnych) leży w całości w naszym obserwowalnym regionie. Światło emitowane przez galaktyki znajdujące się teraz dalej niż kosmiczny horyzont zdarzeń nigdy nie będzie w stanie do nas dotrzeć, ponieważ odległość, która obecnie odpowiada 16 miliardom lat świetlnych, będzie się zwiększać zbyt szybko. Będziemy mogli zobaczyć wydarzenia, które miały miejsce w galaktykach, zanim przekroczyły horyzont, ale nigdy nie dowiemy się o kolejnych wydarzeniach.
Czy wszystko rozszerza się we Wszechświecie?
Ludzie często myślą, że jeśli przestrzeń się rozszerza, to wszystko w niej też się rozszerza. Ale to nie jest prawdą. Ekspansja jako taka (tzn. poprzez bezwładność, bez przyspieszania lub zwalniania) nie wytwarza żadnej siły. Długość fali fotonu wzrasta wraz z rozwojem Wszechświata, ponieważ w przeciwieństwie do atomów i planet fotony nie są połączonymi obiektami, których rozmiary są określone przez równowagę sił. Zmieniające się tempo rozszerzania wprowadza nową siłę do równowagi, ale nie może powodować rozszerzania się ani kurczenia obiektów.
Na przykład, jeśli grawitacja stanie się silniejsza, rdzeń kręgowy skurczy się, aż elektrony w kręgosłupie osiągną nową pozycję równowagi, nieco bliżej siebie. Twój wzrost nieznacznie się zmniejszy, ale kompresja na tym się zatrzyma. Podobnie, gdybyśmy żyli we Wszechświecie z przewagą sił grawitacyjnych, jak kilka lat temu wierzyła większość kosmologów, wówczas ekspansja uległaby spowolnieniu, a wszystkie ciała podlegałyby słabej kompresji, zmuszając je do osiągnięcia mniejszej równowagi rozmiar. Ale gdy już do niego dotarli, nie chcieli się już kurczyć.
JAK NAJWIĘKSZY JEST OBSERWOWALNY WSZECHŚWIAT?
ZŁO: Wszechświat ma 14 miliardów lat, więc jego obserwowalna część musi mieć promień 14 miliardów lat świetlnych. Rozważmy najodleglejszą z obserwowalnych galaktyk - tę, której fotony wyemitowane bezpośrednio po Wielkim Wybuchu dopiero teraz osiągnęły nas. Rok świetlny to odległość, jaką pokonuje foton w ciągu roku. Oznacza to, że foton przebył 14 miliardów lat świetlnych
PRAWIDŁOWY: W miarę rozszerzania się przestrzeni promień obserwowanego obszaru jest większy niż 14 miliardów lat świetlnych. W miarę przemieszczania się fotonu przestrzeń, przez którą przechodzi, rozszerza się. Zanim do nas dotrze, odległość do galaktyki, która go wyemitowała, staje się większa niż wynika to po prostu z czasu lotu – około trzy razy większa
W rzeczywistości ekspansja przyspiesza, co jest spowodowane słabą siłą „nadmuchującą” wszystkie ciała. Dlatego związane obiekty mają nieco większy rozmiar niż w nieprzyspieszającym Wszechświecie, ponieważ osiągają równowagę przy nieco większym rozmiarze. Na powierzchni Ziemi przyspieszenie skierowane na zewnątrz, od środka planety, stanowi niewielki ułamek (10^(-30)$) normalnego przyspieszenia grawitacyjnego w kierunku centrum. Jeżeli to przyspieszenie jest stałe, to nie spowoduje to rozszerzenia się Ziemi. Tyle, że planeta przybiera nieco większy rozmiar, niż byłaby bez siły odpychającej.
Ale wszystko się zmieni, jeśli przyspieszenie nie będzie stałe, jak uważają niektórzy kosmolodzy. Jeśli odpychanie wzrośnie, może ostatecznie spowodować zawalenie się wszystkich konstrukcji i doprowadzić do „Wielkiego Rozdarcia”, które nie nastąpi z powodu rozszerzania lub przyspieszenia jako takiego, ale z powodu przyspieszenia przyspieszenia.
CZY OBIEKTY WE WSZECHŚWIECIE TEŻ SIĘ ROZSZERZAJĄ?
ZŁO: Tak. Ekspansja powoduje, że Wszechświat i wszystko w nim rośnie. Rozważmy gromadę galaktyk jako obiekt. W miarę jak Wszechświat staje się większy, powiększa się także gromada. Granica klastra (linia żółta) rozszerza się.
PRAWIDŁOWY: NIE. Wszechświat się rozszerza, ale połączone w nim obiekty tego nie robią. Sąsiednie galaktyki początkowo oddalają się od siebie, ale ostatecznie ich wzajemne przyciąganie przezwycięża ekspansję. Klaster jest utworzony o wielkości odpowiadającej jego stanowi równowagi.
Ponieważ nowe, precyzyjne pomiary pomogą kosmologom lepiej zrozumieć ekspansję i przyspieszenie, być może będą w stanie zadać jeszcze bardziej fundamentalne pytania dotyczące najwcześniejszych momentów i największych skal Wszechświata. Co spowodowało ekspansję? Wielu kosmologów uważa, że winny jest proces zwany inflacją, czyli szczególny rodzaj przyspieszającej ekspansji. Być może jest to jednak tylko częściowa odpowiedź: aby się zaczęła, wydaje się, że Wszechświat musiał już się rozszerzać. A co z największymi skalami wykraczającymi poza granice naszych obserwacji? Czy różne części Wszechświata rozszerzają się w różny sposób, tak że nasz Wszechświat jest jedynie skromną bańką inflacyjną w gigantycznym superwszechświecie? Nikt nie wie. Mamy jednak nadzieję, że z biegiem czasu uda nam się zrozumieć proces ekspansji Wszechświata.
O AUTORACH:
Charles H. Lineweaver i Tamara M. Davis są astronomami w australijskim Obserwatorium Mount Stromlo. Na początku lat 90. na Uniwersytecie Kalifornijskim w Berkeley Lineweaver był członkiem zespołu naukowców, którzy za pomocą satelity COBE odkryli fluktuacje kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła. Obronił rozprawę doktorską nie tylko z astrofizyki, ale także z historii i literatury angielskiej. Davis pracuje nad obserwatorium kosmicznym o nazwie Supernova/Acceleration Probe.
UWAGI DO ARTYKUŁU „PARADOKSY WIELKIEGO WYBUCHU”
Profesor Anatolij Władimirowicz Zasow, fizyka. Wydział Moskiewskiego Uniwersytetu Państwowego: Wszystkie nieporozumienia, z którymi polemizują autorzy artykułu, wiążą się z faktem, że dla jasności najczęściej rozważają ekspansję ograniczonej objętości Wszechświata w sztywnym układzie odniesienia (oraz ekspansję wystarczająco mały obszar, aby nie uwzględniać różnicy w upływie czasu na Ziemi i w odległych galaktykach w ziemskim układzie odniesienia). Stąd pomysł eksplozji, przesunięcia Dopplera i powszechne zamieszanie z prędkościami ruchu. Autorzy piszą i piszą poprawnie, jak wszystko wygląda w nieinercyjnym (towarzyszącym) układzie współrzędnych, w którym zwykle pracują kosmolodzy, chociaż artykuł nie mówi tego wprost (w zasadzie wszystkie odległości i prędkości zależą od wyboru układu układu odniesienia, a tu zawsze jest jakaś dowolność). Jedyną rzeczą, która nie jest napisana jasno, jest to, że nie zdefiniowano, co należy rozumieć przez odległość w rozszerzającym się Wszechświecie. Najpierw autorzy podają ją jako prędkość światła pomnożoną przez czas propagacji, a następnie twierdzą, że należy wziąć pod uwagę także ekspansję, która jeszcze bardziej oddalała galaktykę w czasie, gdy światło było w drodze. Zatem odległość jest już rozumiana jako prędkość światła pomnożona przez czas propagacji, jaki zająłby, gdyby galaktyka przestała się oddalać i emitowała światło. W rzeczywistości wszystko jest bardziej skomplikowane. Odległość jest wielkością zależną od modelu i nie można jej uzyskać bezpośrednio z obserwacji, dlatego kosmolodzy radzą sobie bez niej, zastępując ją przesunięciem ku czerwieni. Być może jednak bardziej rygorystyczne podejście jest w tym przypadku nieodpowiednie.
Jeśli z ciekawości sięgniemy po jakiś podręcznik lub jakiś poradnik popularnonaukowy, z pewnością natkniemy się na jedną z wersji teorii powstania Wszechświata – tzw. teorię „wielkiego wybuchu”. W skrócie tę teorię można przedstawić w następujący sposób: początkowo cała materia została skompresowana w jeden „punkt”, który miał niezwykle wysoką temperaturę, a następnie ten „punkt” eksplodował z ogromną siłą. W wyniku eksplozji z supergorącej chmury cząstek subatomowych stopniowo rozszerzającej się we wszystkich kierunkach stopniowo powstały atomy, substancje, planety, gwiazdy, galaktyki i wreszcie życie.
Jednocześnie ekspansja Wszechświata trwa i nie wiadomo, jak długo będzie trwała: być może pewnego dnia osiągnie swoje granice.
Wnioski kosmologii opierają się zarówno na prawach fizyki, jak i na danych astronomii obserwacyjnej. Jak każda nauka, kosmologia w swojej strukturze, oprócz poziomu empirycznego i teoretycznego, ma także poziom przesłanek filozoficznych, podstaw filozoficznych.
Zatem podstawą współczesnej kosmologii jest założenie, że prawa natury, ustalone na podstawie badań bardzo ograniczonej części Wszechświata, najczęściej w oparciu o eksperymenty na planecie Ziemia, można ekstrapolować na znacznie większe obszary, ostatecznie do całego Wszechświata.
To założenie o stałości praw natury w przestrzeni i czasie należy do poziomu filozoficznych podstaw współczesnej kosmologii.
Powstanie współczesnej kosmologii wiąże się z powstaniem relatywistycznej teorii grawitacji – ogólnej teorii względności Einsteina (1916).
Z równań ogólnej teorii względności Einsteina wynika krzywizna czasoprzestrzeni i związek pomiędzy krzywizną a gęstością masy (energii).
Stosując ogólną teorię względności do Wszechświata jako całości, Einshein odkrył, że nie ma takiego rozwiązania równań, które odpowiadałoby Wszechświatowi, który nie zmienia się w czasie.
Jednak Einstein wyobrażał sobie Wszechświat jako stacjonarny. Dlatego też do otrzymanych równań wprowadził dodatkowy człon, zapewniający stacjonarność Wszechświata.
Na początku lat dwudziestych radziecki matematyk A.A. Friedman jako pierwszy rozwiązał równania ogólnej teorii względności w odniesieniu do całego Wszechświata, nie narzucając warunków stacjonarności.
Pokazał, że Wszechświat wypełniony grawitującą materią powinien się rozszerzać lub kurczyć.
Równania otrzymane przez Friedmana stanowią podstawę współczesnej kosmologii.
W 1929 roku amerykański astronom E. Hubble opublikował artykuł pt. „Zależność między odległością a prędkością radialną mgławic pozagalaktycznych”, w którym doszedł do wniosku: „Odległe galaktyki oddalają się od nas z prędkością proporcjonalną do ich odległości od nas.
Hubble doszedł do tego wniosku w oparciu o empiryczne ustalenie pewnego efektu fizycznego – przesunięcia ku czerwieni, czyli tzw.
zwiększenie długości fal linii widma źródła (przesunięcie linii w kierunku czerwonej części widma) w porównaniu do linii widm standardowych, na skutek efektu Dopplera w widmach galaktyk.
Odkrycie przez Hubble'a efektu przesunięcia ku czerwieni, czyli recesji galaktyk, leży u podstaw koncepcji rozszerzającego się Wszechświata.
Według współczesnych koncepcji kosmologicznych Wszechświat się rozszerza, ale nie ma środka ekspansji: w dowolnym miejscu Wszechświata wzór ekspansji będzie wyglądał tak samo, a mianowicie wszystkie galaktyki będą miały przesunięcie ku czerwieni proporcjonalne do ich odległości.
Sama przestrzeń sprawia wrażenie nadmuchanej.
Jeśli narysujesz galaktyki na balonie i zaczniesz go nadmuchać, odległości między nimi będą rosły, a tym szybciej, im dalej będą od siebie oddalone. Jedyna różnica polega na tym, że galaktyki narysowane na kuli same powiększają się, podczas gdy prawdziwe układy gwiezdne w całym Wszechświecie utrzymują swoją objętość dzięki siłom grawitacji.
Jednym z największych problemów stojących przed zwolennikami teorii Wielkiego Wybuchu jest właśnie to, że żadnego z proponowanych przez nich scenariuszy powstania Wszechświata nie można opisać matematycznie ani fizycznie.
Według podstawowych teorii Wielkiego Wybuchu pierwotnym stanem Wszechświata był nieskończenie mały punkt o nieskończenie dużej gęstości i nieskończenie wysokiej temperaturze. Stan taki wykracza jednak poza granice logiki matematycznej i nie daje się formalnie opisać. Tak więc w rzeczywistości nic konkretnego nie można powiedzieć o stanie początkowym Wszechświata, a obliczenia tutaj zawodzą. Dlatego też stan ten nazwano wśród naukowców „zjawiskiem”.
Ponieważ bariera ta nie została jeszcze przełamana, w publikacjach popularnonaukowych przeznaczonych dla ogółu społeczeństwa temat „zjawiska” jest zwykle całkowicie pomijany, natomiast w specjalistycznych publikacjach i wydaniach naukowych, których autorzy próbują jakoś uporać się z tym matematycznym problemem , o „zjawisku”” jest rzeczą naukowo niedopuszczalną, Stephen Hawking, profesor matematyki na Uniwersytecie w Cambridge i J. F. R. Ellis, profesor matematyki na Uniwersytecie w Cape Town, w swojej książce „The Long Scale of Struktura czasoprzestrzenna” wskazują: „Nasze wyniki potwierdzają koncepcję, że Wszechświat powstał skończoną liczbę lat temu.
Jednak punkt wyjścia teorii powstania Wszechświata – tzw. „zjawisko” – leży poza znanymi prawami fizyki.”
Jak odkryto ekspansję Wszechświata
W takim razie trzeba przyznać, że aby uzasadnić „fenomen”, ten kamień węgielny teorii „wielkiego wybuchu”, konieczne jest dopuszczenie możliwości stosowania metod badawczych wykraczających poza zakres współczesnej fizyki.
„Zjawisko”, jak każdy inny punkt wyjścia „początku Wszechświata”, w którym mieści się coś, czego nie da się opisać kategoriami naukowymi, pozostaje kwestią otwartą.
Powstaje jednak pytanie: skąd wzięło się samo „zjawisko”, jak powstało? Przecież problem „zjawiska” jest tylko częścią znacznie większego problemu, problemu samego źródła stanu początkowego Wszechświata. Innymi słowy, jeśli Wszechświat był pierwotnie skompresowany w punkt, to co doprowadziło go do tego stanu? I nawet jeśli porzucimy „zjawisko”, które powoduje trudności teoretyczne, nadal pozostanie pytanie: jak powstał Wszechświat?
Próbując obejść tę trudność, niektórzy naukowcy proponują tak zwaną teorię „pulsującego wszechświata”.
Ich zdaniem Wszechświat w nieskończoność, raz po raz albo kurczy się do pewnego punktu, albo rozszerza się do pewnych granic. Taki Wszechświat nie ma początku ani końca, istnieje jedynie cykl ekspansji i cykl kurczenia się. Jednocześnie autorzy hipotezy twierdzą, że Wszechświat istniał od zawsze, tym samym pozornie całkowicie eliminując kwestię „początku świata”.
Ale faktem jest, że nikt nie przedstawił jeszcze zadowalającego wyjaśnienia mechanizmu pulsacji.
Dlaczego Wszechświat pulsuje? Jakie są tego przyczyny? Fizyk Steven Weinberg w swojej książce „Pierwsze trzy minuty” zwraca uwagę, że z każdą kolejną pulsacją we Wszechświecie stosunek liczby fotonów do liczby nukleonów musi nieuchronnie wzrastać, co prowadzi do wygaśnięcia nowych pulsacji.
Weinberg dochodzi do wniosku, że zatem liczba cykli pulsacji Wszechświata jest skończona, co oznacza, że w pewnym momencie muszą się one zakończyć. W konsekwencji „pulsujący Wszechświat” ma koniec, co oznacza, że ma także początek.
W 2011 roku Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki otrzymali Saul Perlmutter z Lawrence Berkeley National Laboratory, członek projektu Supernova Cosmology, oraz Brian P., członek zespołu badawczego High-z Supernova.
Schmidt z Australian National University i Adam G. Riess z Johns Hopkins University.
Trzej naukowcy podzielili się nagrodą za odkrycie przyspieszenia ekspansji Wszechświata poprzez obserwację odległych supernowych. Badali specjalny typ supernowej, typ Ia.
Są to eksplodujące stare, zwarte gwiazdy, które są cięższe od Słońca, ale wielkości Ziemi. Jedna taka supernowa może emitować tyle światła, co cała galaktyka gwiazd. Dwa zespoły badaczy odkryły ponad 50 odległych supernowych Ia, których światło było słabsze, niż oczekiwano.
Był to dowód na to, że ekspansja Wszechświata przyspiesza. W badaniach wielokrotnie napotykano zagadki i złożone problemy, ale ostatecznie oba zespoły naukowców doszły do tych samych wniosków na temat przyspieszającej ekspansji Wszechświata.
To odkrycie jest naprawdę zaskakujące.
Wiemy już, że po Wielkim Wybuchu około 14 miliardów lat temu Wszechświat zaczął się rozszerzać. Jednak odkrycie, że ekspansja ta przyspiesza, zaskoczyło samych odkrywców.
Przyczynę tajemniczego przyspieszenia przypisuje się hipotetycznej ciemnej energii, która, jak się szacuje, stanowi około trzech czwartych Wszechświata, ale nadal pozostaje największą tajemnicą współczesnej fizyki.
Astronomia
Astronomia->Rozszerzający się Wszechświat->
Testowanie w Internecie
materiał z książki „Krótka historia czasu” Stephena Hawkinga i Leonarda Mlodinowa
efekt Dopplera
W latach dwudziestych XX wieku, kiedy astronomowie zaczęli badać widma gwiazd w innych galaktykach, odkryto coś bardzo interesującego: okazało się, że mają one te same charakterystyczne wzory brakujących kolorów, co gwiazdy w naszej galaktyce, ale wszystkie zostały przesunięte w stronę czerwonego końca widma i w tej samej proporcji.
Fizycy znają zmianę koloru lub częstotliwości jako efekt Dopplera.
Wszyscy wiemy, jak to zjawisko wpływa na dźwięk. Posłuchaj dźwięku przejeżdżającego samochodu.
Rozszerzający się Wszechświat
Kiedy się zbliża, dźwięk jego silnika lub klaksonu wydaje się wyższy, a gdy samochód już minął i zaczął się oddalać, dźwięk cichnie. Samochód policyjny jadący w naszą stronę z prędkością stu kilometrów na godzinę rozwija około jednej dziesiątej prędkości dźwięku. Dźwięk jego syreny to fala o naprzemiennych szczytach i dolinach. Przypomnijmy, że odległość pomiędzy najbliższymi grzbietami (lub dolinami) nazywana jest długością fali. Im krótsza długość fali, tym więcej wibracji dociera do naszego ucha w każdej sekundzie i tym wyższy jest ton lub częstotliwość dźwięku.
Efekt Dopplera wynika z tego, że zbliżający się samochód, emitując każdy kolejny grzbiet fali dźwiękowej, będzie bliżej nas, przez co odległości między grzbietami będą mniejsze niż gdyby samochód stał w miejscu.
Oznacza to, że docierające do nas fale stają się krótsze, a ich częstotliwość wyższa. I odwrotnie, jeśli samochód się oddala, odbierane przez nas fale stają się dłuższe, a ich częstotliwość niższa. A im szybciej porusza się samochód, tym silniejszy pojawia się efekt Dopplera, co pozwala na wykorzystanie go do pomiaru prędkości.
Kiedy źródło emitujące fale zbliża się do obserwatora, długość fali maleje.
Przeciwnie, gdy źródło się oddala, wzrasta. Nazywa się to efektem Dopplera.
Fale świetlne i radiowe zachowują się w podobny sposób. Policja wykorzystuje efekt Dopplera do określania prędkości samochodów poprzez pomiar długości fali odbitego od nich sygnału radiowego.
Światło to wibracje lub fale pola elektromagnetycznego. Długość fali światła widzialnego jest niezwykle mała - od czterdziestu do osiemdziesięciu milionowych metra. Ludzkie oko postrzega różne długości fal światła jako różne kolory, przy czym najdłuższa długość fali znajduje się na czerwonym końcu widma, a najkrótsza na niebieskim.
Teraz wyobraźmy sobie źródło światła znajdujące się w stałej odległości od nas, takie jak gwiazda, emitujące fale świetlne o określonej długości fali. Długość zarejestrowanych fal będzie taka sama, jak fal emitowanych. Ale załóżmy teraz, że źródło światła zaczyna się od nas oddalać. Podobnie jak w przypadku dźwięku, spowoduje to wzrost długości fali światła, co oznacza, że widmo przesunie się w stronę czerwonego końca.
Ekspansja Wszechświata
Udowodniwszy istnienie innych galaktyk, Hubble w kolejnych latach pracował nad określeniem odległości do nich i obserwacją ich widm.
W tamtym czasie wielu zakładało, że galaktyki poruszają się losowo i spodziewało się, że liczba widm przesuniętych w stronę błękitu będzie mniej więcej taka sama jak liczba widm przesuniętych w stronę czerwieni. Dlatego całkowitym zaskoczeniem było odkrycie, że widma większości galaktyk wykazują przesunięcie ku czerwieni – prawie wszystkie układy gwiezdne oddalają się od nas!
Jeszcze bardziej zaskakujący był fakt odkryty przez Hubble'a i upubliczniony w 1929 roku: przesunięcie ku czerwieni galaktyk nie jest przypadkowe, ale jest wprost proporcjonalne do ich odległości od nas. Innymi słowy, im dalej galaktyka jest od nas, tym szybciej się oddala! Wynikało z tego, że Wszechświat nie może być statyczny, niezmienny pod względem wielkości, jak wcześniej sądzono.
W rzeczywistości się rozszerza: odległość między galaktykami stale rośnie.
Uświadomienie sobie, że Wszechświat się rozszerza, wywołało w umyśle prawdziwą rewolucję, jedną z największych w XX wieku. Z perspektywy czasu może wydawać się zaskakujące, że nikt wcześniej o tym nie pomyślał. Newton i inne wielkie umysły musiały zdać sobie sprawę, że statyczny wszechświat byłby niestabilny. Nawet gdyby w pewnym momencie był nieruchomy, wzajemne przyciąganie gwiazd i galaktyk szybko doprowadziłoby do jego kompresji.
Nawet gdyby Wszechświat rozszerzał się stosunkowo powoli, grawitacja ostatecznie położyłaby kres jego ekspansji i spowodowałaby jego kurczenie się. Jeśli jednak tempo ekspansji Wszechświata przekroczy pewien punkt krytyczny, grawitacja nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać, a Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność.
Tutaj widać niejasne podobieństwo do rakiety wznoszącej się z powierzchni Ziemi.
Przy stosunkowo małej prędkości grawitacja w końcu zatrzyma rakietę i zacznie ona opadać w kierunku Ziemi. Z drugiej strony, jeśli prędkość rakiety jest wyższa od krytycznej (ponad 11,2 km na sekundę), grawitacja nie jest w stanie jej utrzymać i opuszcza Ziemię na zawsze.
W 1965 roku dwóch amerykańskich fizyków, Arno Penzias i Robert Wilson z Bell Telephone Laboratories w New Jersey, debugowało bardzo czuły odbiornik mikrofalowy.
(Mikrofale to promieniowanie o długości fali około centymetra.) Penzias i Wilson obawiali się, że odbiornik wykrył więcej szumu, niż oczekiwano. Znaleźli ptasie odchody na antenie i wyeliminowali inne potencjalne przyczyny awarii, ale wkrótce wyczerpali wszystkie możliwe źródła zakłóceń. Hałas różnił się tym, że był rejestrowany przez całą dobę, przez cały rok, niezależnie od obrotu Ziemi wokół własnej osi i jej obrotu wokół Słońca. Ponieważ ruch Ziemi skierował odbiornik w różne sektory przestrzeni, Penzias i Wilson doszli do wniosku, że hałas pochodzi spoza Układu Słonecznego, a nawet spoza Galaktyki.
Wydawało się, że dochodzi jednakowo ze wszystkich kierunków przestrzeni. Wiemy teraz, że niezależnie od tego, gdzie skierowany jest odbiornik, szum ten pozostaje stały, z wyjątkiem nieistotnych wahań. Zatem Penzias i Wilson przypadkowo natknęli się na uderzający przykład na to, że Wszechświat jest taki sam we wszystkich kierunkach.
Jakie jest pochodzenie tego kosmicznego szumu tła? Mniej więcej w tym samym czasie, gdy Penzias i Wilson badali tajemniczy szum w odbiorniku, mikrofalami zainteresowało się także dwóch amerykańskich fizyków z Uniwersytetu Princeton, Bob Dick i Jim Peebles.
Przestudiowali propozycję George'a Gamowa, że we wczesnych stadiach swojego rozwoju Wszechświat był bardzo gęsty i gorący do białości. Dick i Peebles wierzyli, że jeśli to prawda, to powinniśmy móc obserwować blask wczesnego Wszechświata, ponieważ światło z bardzo odległych rejonów naszego świata dopiero teraz dociera do nas. Jednak ze względu na ekspansję Wszechświata światło to powinno zostać przesunięte tak bardzo w stronę czerwonego końca widma, aby zmieniło się z promieniowania widzialnego w promieniowanie mikrofalowe.
Dick i Peebles właśnie przygotowywali się do poszukiwania tego promieniowania, gdy Penzias i Wilson, usłyszawszy o swojej pracy, zdali sobie sprawę, że już je znaleźli.
Za to odkrycie Penzias i Wilson otrzymali w 1978 roku Nagrodę Nobla (co wydaje się nieco niesprawiedliwe wobec Dicka i Peeblesa, nie mówiąc już o Gamowie).
Na pierwszy rzut oka fakt, że Wszechświat wygląda tak samo w każdym kierunku, sugeruje, że zajmujemy w nim jakieś szczególne miejsce. W szczególności może się wydawać, że skoro wszystkie galaktyki oddalają się od nas, to musimy znajdować się w centrum Wszechświata.
Istnieje jednak inne wyjaśnienie tego zjawiska: Wszechświat może wyglądać tak samo we wszystkich kierunkach, także patrząc z dowolnej innej galaktyki.
Wszystkie galaktyki oddalają się od siebie.
Przypomina to rozprzestrzenianie się kolorowych plam na powierzchni nadmuchanego balonu. Wraz ze wzrostem rozmiaru kuli zwiększają się odległości między dowolnymi dwoma punktami, ale żadnego z nich nie można uznać za środek ekspansji.
Co więcej, jeśli promień balonu stale rośnie, to im dalej od siebie znajdują się plamy na jego powierzchni, tym szybciej będą się oddalać w miarę rozszerzania się. Załóżmy, że promień balonu podwaja się co sekundę.
Wtedy dwa punkty, początkowo oddalone od siebie o jeden centymetr, po sekundzie będą już oddalone od siebie o dwa centymetry (mierzone wzdłuż powierzchni balonu), tak że ich prędkość względna będzie wynosić jeden centymetr na sekundę.
Z drugiej strony para plamek oddalonych od siebie o dziesięć centymetrów w sekundę po rozpoczęciu rozszerzania odsunie się od siebie o dwadzieścia centymetrów, tak że ich względna prędkość wyniesie dziesięć centymetrów na sekundę. Prędkość, z jaką dowolne dwie galaktyki oddalają się od siebie, jest proporcjonalna do odległości między nimi.
Zatem przesunięcie ku czerwieni galaktyki powinno być wprost proporcjonalne do jej odległości od nas – jest to ta sama zależność, którą później odkrył Hubble. Rosyjski fizyk i matematyk Alexander Friedman w 1922 roku zdołał zaproponować udany model i przewidzieć wyniki obserwacji Hubble'a; jego prace pozostały prawie nieznane na Zachodzie, aż w 1935 roku podobny model zaproponowali amerykański fizyk Howard Robertson i brytyjski matematyk Arthur Walker , podążając śladami odkrycia ekspansji Wszechświata dokonanego przez Hubble'a.
W wyniku ekspansji Wszechświata galaktyki oddalają się od siebie.
Z biegiem czasu odległość między odległymi wyspami gwiazdowymi zwiększa się bardziej niż między pobliskimi galaktykami, podobnie jak robią to plamy na nadmuchanym balonie.
Dlatego dla obserwatora z dowolnej galaktyki prędkość, z jaką oddala się inna galaktyka, wydaje się tym większa, im dalej się ona znajduje.
Trzy rodzaje ekspansji Wszechświata
Pierwsza klasa rozwiązań (ta, którą odkrył Friedman) zakłada, że ekspansja Wszechświata jest na tyle powolna, że przyciąganie między galaktykami stopniowo spowalnia i ostatecznie je zatrzymuje.
Następnie galaktyki zaczynają się do siebie zbliżać, a Wszechświat zaczyna się kurczyć. Według drugiej klasy rozwiązań Wszechświat rozszerza się tak szybko, że grawitacja tylko w niewielkim stopniu spowolni cofanie się galaktyk, ale nigdy nie będzie w stanie go zatrzymać. Wreszcie istnieje trzecie rozwiązanie, zgodnie z którym Wszechświat rozszerza się z odpowiednią prędkością, aby uniknąć zapadnięcia się. Z biegiem czasu prędkość ekspansji galaktyk staje się coraz mniejsza, ale nigdy nie osiąga zera.
Niesamowitą cechą pierwszego modelu Friedmana jest to, że Wszechświat nie jest w nim nieskończony w przestrzeni, ale jednocześnie nie ma żadnych granic w przestrzeni.
Grawitacja jest tak silna, że przestrzeń zapada się i zamyka w sobie. Przypomina to w pewnym stopniu powierzchnię Ziemi, która również jest skończona, ale nie ma granic. Jeśli będziesz poruszać się po powierzchni Ziemi w określonym kierunku, nigdy nie natkniesz się na barierę nie do pokonania ani na koniec świata, ale w końcu powrócisz do miejsca, w którym zacząłeś.
W pierwszym modelu Friedmana przestrzeń jest ułożona dokładnie w ten sam sposób, tyle że w trzech wymiarach, a nie w dwóch, jak ma to miejsce w przypadku powierzchni Ziemi. Pomysł, że można okrążyć Wszechświat i wrócić do punktu wyjścia, jest dobry dla science fiction, ale nie ma praktycznego znaczenia, ponieważ – jak można udowodnić – Wszechświat skurczy się do pewnego punktu, zanim podróżnik powróci na początek swojej podróży. podróż.
Wszechświat jest tak duży, że trzeba poruszać się szybciej niż światło, aby zakończyć podróż w miejscu, w którym się zaczęło, a takie prędkości są zabronione (teoria względności). W drugim modelu Friedmana przestrzeń również jest zakrzywiona, ale w inny sposób.
I dopiero w trzecim modelu wielkoskalowa geometria Wszechświata jest płaska (chociaż przestrzeń jest zakrzywiona w sąsiedztwie masywnych ciał).
Który model Friedmana opisuje nasz Wszechświat? Czy ekspansja Wszechświata kiedykolwiek się zatrzyma i zostanie zastąpiona przez kompresję, czy też Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie?
Okazało się, że odpowiedź na to pytanie jest trudniejsza, niż początkowo sądzili naukowcy. Jego rozwiązanie zależy głównie od dwóch rzeczy – aktualnie obserwowanego tempa ekspansji Wszechświata oraz jego aktualnej średniej gęstości (ilości materii na jednostkę objętości przestrzeni).
Im wyższe bieżące tempo ekspansji, tym większa grawitacja, a co za tym idzie, gęstość materii wymagana do zatrzymania ekspansji. Jeśli średnia gęstość przekracza pewną wartość krytyczną (określoną na podstawie szybkości ekspansji), wówczas przyciąganie grawitacyjne materii może zatrzymać ekspansję Wszechświata i spowodować jego kurczenie się. To zachowanie Wszechświata odpowiada pierwszemu modelowi Friedmana.
Jeżeli średnia gęstość jest mniejsza od wartości krytycznej, wówczas przyciąganie grawitacyjne nie zatrzyma ekspansji i Wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność – jak w drugim modelu Friedmanna. Wreszcie, jeśli średnia gęstość Wszechświata jest dokładnie równa wartości krytycznej, ekspansja Wszechświata będzie zwalniać w nieskończoność, zbliżając się coraz bardziej do stanu statycznego, ale nigdy go nie osiągając.
Scenariusz ten odpowiada trzeciemu modelowi Friedmana.
Który model jest zatem właściwy? Aktualne tempo ekspansji Wszechświata możemy określić, mierząc prędkość, z jaką inne galaktyki oddalają się od nas, wykorzystując efekt Dopplera.
Można to zrobić bardzo dokładnie. Jednakże odległości do galaktyk nie są zbyt dobrze znane, ponieważ możemy je mierzyć jedynie pośrednio. Dlatego wiemy tylko, że tempo ekspansji Wszechświata wynosi od 5 do 10% na miliard lat. Nasza wiedza na temat obecnej średniej gęstości Wszechświata jest jeszcze bardziej niejasna. Jeśli więc dodamy masy wszystkich widocznych gwiazd w naszej i innych galaktykach, suma będzie mniejsza niż jedna setna masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji Wszechświata, nawet przy najniższym oszacowaniu tempa ekspansji.
Ale to nie wszystko.
Nasza galaktyka i inne muszą zawierać duże ilości pewnego rodzaju „ciemnej materii”, której nie możemy obserwować bezpośrednio, ale której istnienie wiemy dzięki jej wpływowi grawitacyjnemu na orbity gwiazd w galaktykach. Być może najlepszym dowodem na istnienie ciemnej materii są orbity gwiazd na obrzeżach galaktyk spiralnych, takich jak Droga Mleczna.
Gwiazdy te krążą wokół swoich galaktyk zbyt szybko, aby mogły być utrzymywane na orbicie wyłącznie przez przyciąganie grawitacyjne samych widzialnych gwiazd galaktyki. Ponadto większość galaktyk należy do gromad i w podobny sposób możemy wywnioskować obecność ciemnej materii pomiędzy galaktykami w tych gromadach na podstawie jej wpływu na ruch galaktyk.
W rzeczywistości ilość ciemnej materii we Wszechświecie znacznie przekracza ilość zwykłej materii. Jeśli uwzględnimy całą ciemną materię, otrzymamy około jednej dziesiątej masy potrzebnej do zatrzymania ekspansji.
Nie możemy jednak wykluczyć istnienia innych, nieznanych nam jeszcze form materii, rozmieszczonych niemal równomiernie po całym Wszechświecie, które mogłyby zwiększyć jej średnią gęstość.
Istnieją na przykład cząstki elementarne zwane neutrinami, które bardzo słabo oddziałują z materią i są niezwykle trudne do wykrycia.
W ciągu ostatnich kilku lat różne grupy badaczy badały maleńkie zmarszczki w mikrofalowym tle, które odkryli Penzias i Wilson. Rozmiar tych zmarszczek może służyć jako wskaźnik wielkoskalowej struktury Wszechświata. Jego charakter zdaje się wskazywać, że Wszechświat jest jednak płaski (jak w trzecim modelu Friedmanna)!
Ponieważ jednak całkowita ilość zwykłej i ciemnej materii nie jest do tego wystarczająca, fizycy postulowali istnienie innej, jeszcze nieodkrytej substancji - ciemnej energii.
I jakby chcąc jeszcze bardziej skomplikować problem, pokazały to ostatnie obserwacje Ekspansja Wszechświata nie zwalnia, ale przyspiesza.
W przeciwieństwie do wszystkich modeli Friedmana! Jest to bardzo dziwne, ponieważ obecność materii w przestrzeni – o dużej lub małej gęstości – może jedynie spowolnić ekspansję. W końcu grawitacja zawsze działa jak siła przyciągająca. Przyspieszająca ekspansja kosmologiczna jest jak bomba, która po eksplozji gromadzi, a nie rozprasza energię.
Jaka siła jest odpowiedzialna za przyspieszającą ekspansję przestrzeni? Nikt nie ma wiarygodnej odpowiedzi na to pytanie. Jednak Einstein mógł mieć jednak rację, wprowadzając do swoich równań stałą kosmologiczną (i odpowiadający jej efekt antygrawitacyjny).
Błąd Einsteina
Ekspansję wszechświata można było przewidzieć w dowolnym momencie w XIX lub XVIII wieku, a nawet pod koniec XVII wieku.
Jednak wiara w statyczny Wszechświat była tak silna, że złudzenie zachowało swą władzę nad umysłami aż do początków XX wieku. Nawet Einstein był tak pewny statycznej natury Wszechświata, że w 1915 r. dokonał specjalnej poprawki do ogólnej teorii względności, sztucznie dodając do równań specjalny człon, zwany stałą kosmologiczną, który zapewniał statyczność Wszechświata.
Stała kosmologiczna objawiła się jako działanie pewnej nowej siły - „antygrawitacji”, która w przeciwieństwie do innych sił nie miała żadnego konkretnego źródła, ale była po prostu integralną właściwością tkwiącą w samej strukturze czasoprzestrzeni.
Pod wpływem tej siły czasoprzestrzeń wykazywała wrodzoną tendencję do rozszerzania się. Wybierając wartość stałej kosmologicznej, Einstein mógł zmieniać siłę tej tendencji. Za jego pomocą udało mu się precyzyjnie zrównoważyć wzajemne przyciąganie całej istniejącej materii i w efekcie uzyskać statyczny Wszechświat.
Einstein odrzucił później ideę stałej kosmologicznej, przyznając, że jest to jego „największy błąd”.
Jak wkrótce się przekonamy, istnieją dziś powody, aby sądzić, że Einstein mógł jednak mieć rację, wprowadzając stałą kosmologiczną. Jednak tym, co musiało najbardziej zasmucić Einsteina, było to, że pozwolił, aby jego wiara w stacjonarny wszechświat przyćmiła wniosek, że wszechświat musi się rozszerzać, przewidziany przez jego własną teorię. Wydaje się, że tylko jedna osoba dostrzegła tę konsekwencję ogólnej teorii względności i potraktowała ją poważnie. Podczas gdy Einstein i inni fizycy szukali sposobu na uniknięcie niestatycznej natury Wszechświata, rosyjski fizyk i matematyk Alexander Friedman przeciwnie, upierał się, że się on rozszerza.
Friedman poczynił dwa bardzo proste założenia na temat Wszechświata: że wygląda on tak samo niezależnie od kierunku, w którym patrzymy, oraz że to założenie jest prawdziwe niezależnie od tego, skąd patrzymy.
Na podstawie tych dwóch idei i rozwiązując równania ogólnej teorii względności udowodnił, że Wszechświat nie może być statyczny. Tak więc w 1922 roku, kilka lat przed odkryciem Edwina Hubble'a, Friedman dokładnie przewidział ekspansję Wszechświata!
Wieki temu Kościół chrześcijański uznałby to za herezję, ponieważ doktryna kościelna postulowała, że zajmujemy szczególne miejsce w centrum wszechświata.
Ale dzisiaj przyjmujemy założenie Friedmana z niemal przeciwnego powodu, z pewnego rodzaju skromności: wydawałoby się nam absolutnie zdumiewające, gdyby Wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach tylko dla nas, ale nie dla innych obserwatorów we Wszechświecie!
WSZECHŚWIAT(od greckiego „oikoumene” - zaludniona, zamieszkana ziemia) - „wszystko, co istnieje”, „obszerna całość świata”, „całość wszystkich rzeczy”; znaczenie tych terminów jest niejednoznaczne i zdeterminowane kontekstem pojęciowym.
Można wyróżnić co najmniej trzy poziomy pojęcia „Wszechświat”.
1. Wszechświat jako idea filozoficzna ma znaczenie bliskie pojęciu „wszechświat”, „świat”: „świat materialny”, „istota stworzona” itp. Odgrywa ważną rolę w filozofii europejskiej. Obrazy Wszechświata w ontologiach filozoficznych zostały włączone do filozoficznych podstaw badań naukowych Wszechświata.
2. Wszechświat w kosmologii fizycznej, czyli Wszechświat jako całość, jest przedmiotem kosmologicznych ekstrapolacji.
W tradycyjnym sensie - kompleksowy, nieograniczony i zasadniczo unikalny system fizyczny („Wszechświat jest opublikowany w jednym egzemplarzu” - A. Poincaré); świat materialny rozpatrywany z fizycznego i astronomicznego punktu widzenia (A.L. Zelmanov). Różne teorie i modele Wszechświata są z tego punktu widzenia uważane za nierównoważne temu samemu oryginałowi.
To rozumienie Wszechświata jako całości uzasadniano na różne sposoby: 1) w odniesieniu do „domniemania ekstrapolowalności”: kosmologia rości sobie pretensje do reprezentowania całości świata w systemie wiedzy za pomocą jego środków pojęciowych, dopóki nie zostanie udowodnione coś przeciwnego , roszczenia te należy uwzględnić w całości ; 2) logicznie - Wszechświat definiuje się jako kompleksową globalną całość, a inne Wszechświaty z definicji nie mogą istnieć itp. Klasyczna, newtonowska kosmologia stworzyła obraz Wszechświata, nieskończonego w przestrzeni i czasie, a nieskończoność uznawano za cechę atrybutywną Wszechświata.
Powszechnie przyjmuje się, że nieskończony jednorodny Wszechświat Newtona „zniszczył” starożytny kosmos. Jednakże naukowe i filozoficzne obrazy Wszechświata w dalszym ciągu współistnieją w kulturze, wzajemnie się wzbogacając.
Wszechświat Newtona zniszczył obraz starożytnego kosmosu tylko w tym sensie, że oddzielił człowieka od Wszechświata, a nawet je skontrastował.
W nieklasycznej, relatywistycznej kosmologii po raz pierwszy skonstruowano teorię Wszechświata.
Jego właściwości okazały się zupełnie odmienne od właściwości Newtona. Zgodnie z teorią rozszerzającego się Wszechświata, rozwiniętą przez Friedmana, Wszechświat jako całość może być zarówno skończony, jak i nieskończony w przestrzeni, a w czasie jest w każdym razie skończony, tj.
miał początek. A.A. Friedman uważał, że świat, czyli Wszechświat jako przedmiot kosmologii, jest „nieskończenie węższy i mniejszy niż świat-wszechświat filozofa”. Wręcz przeciwnie, przytłaczająca większość kosmologów, kierując się zasadą jednolitości, utożsamiała modele rozszerzającego się Wszechświata z naszą Metagalaktyką. Początkowy moment ekspansji Metagalaktyki uznano za absolutny „początek wszystkiego”, z kreacjonistycznego punktu widzenia – za „stworzenie świata”. Część kosmologów relatywistycznych, uznając zasadę jednolitości za niewystarczająco uzasadnione uproszczenie, uważała Wszechświat za kompleksowy układ fizyczny na większą skalę niż Metagalaktyka, a Metagalaktyka jedynie za ograniczoną część Wszechświata.
Kosmologia relatywistyczna radykalnie zmieniła obraz Wszechświata w naukowym obrazie świata.
Ideologicznie powrócił do obrazu starożytnego kosmosu w tym sensie, że na nowo połączył człowieka z (ewoluującym) Wszechświatem. Kolejnym krokiem w tym kierunku było zasada antropiczna w kosmologii.
Nowoczesne podejście do interpretacji Wszechświata jako całości opiera się, po pierwsze, na rozróżnieniu między filozoficzną koncepcją świata a Wszechświatem jako przedmiotem kosmologii; po drugie, koncepcja ta jest zrelatywizowana, tj. jego objętość koreluje z pewnym poziomem wiedzy, teorią czy modelem kosmologicznym – w sensie czysto językowym (niezależnie od ich obiektywnego statusu) lub w sensie obiektywnym.
Wszechświat interpretowano na przykład jako „największy zbiór zdarzeń, do których można zastosować nasze prawa fizyczne, w ten czy inny sposób ekstrapolowane” lub „można je uznać za fizycznie powiązane z nami” (G. Bondi).
Rozwinięciem tego podejścia była koncepcja, według której Wszechświat w kosmologii to „wszystko, co istnieje” nie w jakimś sensie absolutnym, a jedynie z punktu widzenia danej teorii kosmologicznej, tj. system fizyczny o największej skali i porządku, którego istnienie wynika z pewnego systemu wiedzy fizycznej.
Jest to względna i przejściowa granica znanego megaświata, wyznaczona możliwościami ekstrapolacji systemu wiedzy fizycznej. Wszechświat jako całość nie we wszystkich przypadkach oznacza ten sam „oryginał”. Wręcz przeciwnie, różne teorie mogą mieć za przedmiot nierówne oryginały, tj. układy fizyczne o różnym porządku i skali hierarchii strukturalnej. Jednak wszelkie twierdzenia o reprezentowaniu wszechstronnej całości świata w sensie absolutnym pozostają bezpodstawne.
Interpretując Wszechświat w kosmologii, należy dokonać rozróżnienia pomiędzy potencjalnie istniejącym i faktycznie istniejącym. To, co dziś uważane jest za nieistniejące, jutro może wejść w obszar badań naukowych, okazać się istnieniem (z punktu widzenia fizyki) i zostać włączone do naszego rozumienia Wszechświata. Jeśli zatem teoria rozszerzającego się Wszechświata w istocie opisywała naszą Metagalaktykę, to najpopularniejsza we współczesnej kosmologii teoria inflacyjnego („nadmuchującego”) Wszechświata wprowadza koncepcję wielu „innych wszechświatów” (lub, w języku empirycznym, , obiekty pozametagalaktyczne) o jakościowo odmiennych właściwościach.
Teoria inflacji uznaje zatem megaskopowe naruszenie zasady jednolitości Wszechświata i wprowadza w jej znaczeniu zasadę nieskończonej różnorodności Wszechświata.
I.S. Szkłowski zaproponował nazwanie całości tych wszechświatów „Metawersem”. Kosmologia inflacyjna w specyficznej formie ożywia zatem ideę nieskończoności Wszechświata (Metawersu) jako jego nieskończonej różnorodności. Obiekty takie jak Metagalaktyka są często nazywane w kosmologii inflacyjnej „miniwszechświatami”.
Miniświaty powstają w wyniku spontanicznych wahań próżni fizycznej. Z tego punktu widzenia wynika, że początkowy moment ekspansji naszego Wszechświata, Metagalaktyki, niekoniecznie należy uważać za absolutny początek wszystkiego.
To dopiero początkowy moment ewolucji i samoorganizacji jednego z kosmicznych systemów. W niektórych wersjach kosmologii kwantowej koncepcja Wszechświata jest ściśle powiązana z istnieniem obserwatora („zasada uczestnictwa”). „Czy Wszechświat, wytwarzając obserwatorów-uczestników na pewnym ograniczonym etapie swojego istnienia, nie uzyskuje dzięki ich obserwacjom tej namacalności, którą nazywamy rzeczywistością? Czy to nie jest mechanizm istnienia?” (A.J. Wheeler).
Znaczenie pojęcia Wszechświata w tym przypadku wyznacza teoria oparta na rozróżnieniu pomiędzy potencjalnym i rzeczywistym istnieniem Wszechświata jako całości w świetle zasady kwantowej.
3. Wszechświat w astronomii (obserwowalny, czyli wszechświat astronomiczny) to obszar świata objęty obserwacjami, a obecnie częściowo eksperymentami kosmicznymi, tj.
„wszystko, co istnieje” z punktu widzenia środków obserwacyjnych i metod badawczych dostępnych w astronomii. Wszechświat astronomiczny to hierarchia układów kosmicznych o rosnącej skali i stopniu złożoności, które są sukcesywnie odkrywane i badane przez naukę. To Układ Słoneczny, nasz układ gwiezdny, Galaktyka (której istnienie udowodnił V. Herschel w XVIII wieku), Metagalaktyka odkryta przez E. Hubble'a w latach dwudziestych XX wieku.
Obecnie obiekty we Wszechświecie odległe od nas w odległości ok. 9–12 miliardów lat świetlnych.
W całej historii astronomii aż do II poł.
Koncepcja rozszerzającego się wszechświata.
XX wiek We Wszechświecie astronomicznym znane były te same typy ciał niebieskich: planety, gwiazdy, gaz i materia pyłowa. Współczesna astronomia odkryła zasadniczo nowe, nieznane wcześniej typy ciał niebieskich, m.in.
supergęste obiekty w jądrach galaktyk (prawdopodobnie reprezentujące czarne dziury). Wiele stanów ciał niebieskich we Wszechświecie astronomicznym okazało się ostro niestacjonarnych, niestabilnych, tj. zlokalizowane w punktach bifurkacji. Zakłada się, że przeważająca większość (do 90–95%) materii Wszechświata astronomicznego skupiona jest w niewidzialnych, jeszcze nieobserwowalnych formach („ukryta masa”).
Literatura:
1. Fridman AA
Ulubiony Pracuje. M., 1965;
2. Nieskończoność i Wszechświat. M., 1970;
3. Wszechświat, astronomia, filozofia. M., 1988;
4. Astronomia i współczesny obraz świata.
5. Bondy H. Kosmologia. Cambr., 1952;
6. Munitz M. Przestrzeń, czas i stworzenie. Nowy Jork, 1965.
V.V.Kazyutinsky
