Jen před sto lety vědci zjistili, že náš vesmír se rychle zvětšuje.
V roce 1870 anglický matematik William Clifford přišel k velmi hluboké myšlence, že prostor může být zakřivený, a ne stejný v různých bodech, a že jeho zakřivení se může v průběhu času měnit. Dokonce připustil, že takové změny nějak souvisí s pohybem hmoty. Obě tyto myšlenky tvořily základ obecné teorie relativity o mnoho let později. Samotný Clifford se toho nedožil - zemřel na tuberkulózu ve věku 34 let, 11 dní před narozením Alberta Einsteina.
Rudý posuv
První informace o expanzi vesmíru poskytla astrospektrografie. V roce 1886 si anglický astronom William Huggins všiml, že vlnové délky světla hvězd byly mírně posunuty ve srovnání s pozemskými spektry stejných prvků. Na základě vzorce pro optickou verzi Dopplerova jevu, odvozeného v roce 1848 francouzským fyzikem Armandem Fizeauem, je možné vypočítat velikost radiální rychlosti hvězdy. Taková pozorování umožňují sledovat pohyb vesmírného objektu.
Před sto lety byl koncept vesmíru založen na newtonovské mechanice a euklidovské geometrii. Dokonce i několik vědců, jako Lobachevskij a Gauss, kteří připustili (pouze jako hypotézu!) Fyzická realita neeuklidovské geometrie, považovala vesmír za věčný a neměnný. Expanze vesmíru ztěžuje posouzení vzdálenosti od vzdálených galaxií. Světlo, které se dostalo o 13 miliard let později z galaxie A1689-zD1 vzdálené 3,35 miliardy světelných let (A), „prozrazuje“a slabne, když prochází rozšiřujícím se prostorem, a samotná galaxie ustupuje (B). Bude nést informace o vzdálenosti v červeném posuvu (13 miliard světelných let), v úhlové velikosti (3,5 miliardy světelných let), v intenzitě (263 miliard světelných let), zatímco skutečná vzdálenost je 30 miliard světelných let. let.
O čtvrt století později tuto příležitost znovu využila Vesto Slipher, observatoř ve Flagstaffu v Arizoně, která od roku 1912 studovala spektra spirálních mlhovin pomocí 24palcového dalekohledu s dobrým spektrografem. Pro získání vysoce kvalitního obrazu byla na několik nocí vystavena stejná fotografická deska, takže se projekt pohyboval pomalu. Od září do prosince 1913 studoval Slipher mlhovinu Andromeda a pomocí Doppler-Fizeauova vzorce dospěl k závěru, že se každou sekundu přibližuje k Zemi o 300 km.
Propagační video:
V roce 1917 publikoval údaje o radiálních rychlostech 25 mlhovin, které vykazovaly v jejich směrech výrazné asymetrie. Ke Slunci se přiblížily pouze čtyři mlhoviny, zbytek unikl (a některé velmi rychle).
Slipher se nesnažil o slávu ani nezveřejňoval své výsledky. Proto se stali známými v astronomických kruzích, až když na ně upozornil slavný britský astrofyzik Arthur Eddington.
V roce 1924 vydal monografii o teorii relativity, která obsahovala seznam 41 mlhovin nalezených Slipherem. Byly tam přítomny stejné čtyři modře posunuté mlhoviny, zatímco zbývajících 37 spektrálních čar bylo posunuto červeně. Jejich radiální rychlosti se pohybovaly v rozmezí 150 - 1 800 km / s a v průměru byly 25krát vyšší než v té době známé rychlosti hvězd Mléčné dráhy. To naznačuje, že mlhoviny jsou zapojeny do jiných pohybů než do „klasických“svítidel.
Vesmírné ostrovy
Na počátku 20. let 20. století většina astronomů věřila, že spirální mlhoviny se nacházejí na periferii Mléčné dráhy a za ní není nic jiného než prázdný temný prostor. Je pravda, že i v 18. století viděli někteří vědci obří hvězdokupy v mlhovinách (Immanuel Kant jim říkal ostrovní vesmíry). Tato hypotéza však nebyla populární, protože nebylo možné spolehlivě určit vzdálenosti k mlhovinám.
Tento problém vyřešil Edwin Hubble, který pracoval na 100palcovém reflektorovém dalekohledu na observatoři Mount Wilson v Kalifornii. V letech 1923-1924 zjistil, že mlhovina Andromeda se skládá z mnoha světelných objektů, mezi nimiž jsou proměnné hvězdy rodiny Cepheid. Tehdy již bylo známo, že doba změny jejich zjevného jasu je spojena s absolutní svítivostí, a proto jsou cefeidy vhodné pro kalibraci kosmických vzdáleností. S jejich pomocí odhadl Hubble vzdálenost do Andromedy na 285 000 parseků (podle moderních údajů je to 800 000 parseků). Průměr Mléčné dráhy se pak považoval za přibližně 100 000 parseků (ve skutečnosti je to třikrát méně). Z toho vyplývalo, že Andromeda a Mléčná dráha musí být považovány za nezávislé hvězdokupy. Hubble brzy identifikoval další dvě nezávislé galaxie,který nakonec potvrdil hypotézu „ostrovních vesmírů“.
Spravedlivě je třeba poznamenat, že dva roky před Hubbleem byla vzdálenost do Andromedy vypočítána estonským astronomem Ernstem Opikem, jehož výsledek - 450 000 parseků - byl blíže správnému. Použil však řadu teoretických úvah, které nebyly tak přesvědčivé jako přímé pozorování HST.
Do roku 1926 provedl Hubble statistickou analýzu pozorování čtyř set „extragalaktických mlhovin“(tento termín používal dlouhou dobu, aniž by jim říkal galaxie) a navrhl vzorec, který by vztahoval vzdálenost mlhoviny k její zjevné jasnosti. Navzdory obrovským chybám této metody nová data potvrdila, že mlhoviny jsou ve vesmíru distribuovány víceméně rovnoměrně a jsou umístěny daleko za hranicemi Mléčné dráhy. Nyní již nebylo pochyb o tom, že prostor není uzavřen v naší Galaxii a jejích nejbližších sousedech.
Vesmírní modeláři
Eddington se začal zajímat o Slipherovy výsledky ještě před konečným objasněním podstaty spirálních mlhovin. Do této doby již existoval kosmologický model, v jistém smyslu předpovídající účinek, který odhalil Slipher. Eddington o tom hodně přemýšlel a přirozeně si nenechal ujít příležitost dát pozorování arizonského astronoma kosmologický zvuk.
Moderní teoretická kosmologie začala v roce 1917 dvěma revolučními články, které představovaly modely vesmíru založené na obecné relativitě. Jeden z nich napsal sám Einstein, druhý nizozemský astronom Willem de Sitter.
Hubblovy zákony
Edwin Hubble empiricky odhalil přibližnou proporcionalitu rudých posunů a galaktických vzdáleností, kterou pomocí Doppler-Fizeauova vzorce proměnil v proporcionalitu mezi rychlostmi a vzdálenostmi. Tady máme tedy dva různé vzory.
Hubble nevěděl, jak spolu souvisejí, ale co na to říká dnešní věda?
Jak již Lemaitre ukázal, lineární korelace mezi kosmologickými (způsobenými expanzí vesmíru) rudými posuny a vzdálenostmi není v žádném případě absolutní. V praxi je dobře pozorován pouze u posunutí menších než 0,1. Empirický Hubbleův zákon tedy není přesný, ale přibližný a Doppler-Fizeauův vzorec platí pouze pro malé posuny spektra.
Ale teoretický zákon, který spojuje radiální rychlost vzdálených objektů se vzdáleností k nim (s koeficientem proporcionality ve formě Hubblova parametru V = Hd), platí pro jakékoli červené posuny. Avšak rychlost V, která se v ní objevuje, není rychlost fyzických signálů nebo skutečných těles ve fyzickém prostoru. Jedná se o rychlost nárůstu vzdáleností mezi galaxiemi a shluky galaxií, která je způsobena expanzí vesmíru. Byli bychom schopni to měřit, pouze kdybychom byli schopni zastavit rozpínání vesmíru, okamžitě natáhnout měřicí pásky mezi galaxiemi, přečíst vzdálenosti mezi nimi a rozdělit je podle časových intervalů mezi měřeními. Fyzikální zákony to přirozeně neumožňují. Kosmologové proto dávají přednost použití HST parametru H v jiném vzorci,kde se objeví měřítkový faktor vesmíru, který přesně popisuje stupeň jeho expanze v různých kosmických epochách (protože se tento parametr v čase mění, jeho moderní hodnota je označena H0). Vesmír se nyní rozšiřuje zrychlením, takže hodnota parametru Hubble roste.
Měřením kosmologických rudých posunů získáváme informace o stupni rozpínání vesmíru. Světlo galaxie, které k nám přišlo s kosmologickým červeným posuvem z, ho opustilo, když byly všechny kosmologické vzdálenosti 1 + zkrát menší než v naší epochě. Další informace o této galaxii, jako je její aktuální vzdálenost nebo rychlost vzdálenosti od Mléčné dráhy, lze získat pouze pomocí konkrétního kosmologického modelu. Například v modelu Einstein-de Sitter se galaxie se z = 5 pohybuje od nás rychlostí 1,1 s (rychlost světla). Pokud ale uděláte běžnou chybu a jen vyrovnáte V / caz, pak bude tato rychlost pětinásobkem rychlosti světla. Rozpor, jak vidíme, je vážný.
Závislost rychlosti vzdálených objektů na rudém posuvu podle SRT, GRT (v závislosti na modelu a čase, křivka ukazuje aktuální čas a aktuální model). Při malých posunech je závislost lineární.
Einstein v duchu doby věřil, že vesmír jako celek je statický (pokusil se také o nekonečný prostor, ale nemohl najít správné okrajové podmínky pro své rovnice). Výsledkem je, že postavil model uzavřeného vesmíru, jehož prostor má konstantní pozitivní zakřivení (a proto má konstantní konečný poloměr). Čas v tomto vesmíru naopak plyne newtonovským způsobem, stejným směrem a stejnou rychlostí. Časoprostor tohoto modelu je zakřivený kvůli prostorové složce, zatímco časová složka není nijak deformována. Statická povaha tohoto světa poskytuje speciální „vložku“do základní rovnice, která zabraňuje gravitačnímu kolapsu a působí tak jako všudypřítomné antigravitační pole. Jeho intenzita je úměrná speciální konstantě,který Einstein nazval univerzálním (nyní se tomu říká kosmologická konstanta).
Lemaitreův kosmologický model, popisující rozpínání vesmíru, byl daleko před svou dobou. Vesmír Lemaitre začíná Velkým třeskem, poté se expanze nejprve zpomalí a poté začne zrychlovat.
Einsteinův model umožnil vypočítat velikost vesmíru, celkové množství hmoty a dokonce i hodnotu kosmologické konstanty. To vyžaduje pouze průměrnou hustotu kosmické hmoty, kterou lze v zásadě určit z pozorování. Není náhoda, že Eddington tento model obdivoval a v praxi používal Hubble. Je však zničena nestabilitou, kterou si Einstein jednoduše nevšiml: při sebemenší odchylce poloměru od rovnovážné hodnoty se svět Einsteinů buď rozšiřuje, nebo prochází gravitačním kolapsem. Proto tento model nemá nic společného se skutečným vesmírem.
Prázdný svět
De Sitter také vybudoval, jak sám věřil, statický svět konstantního zakřivení, ale ne pozitivní, ale negativní. Obsahuje Einsteinovu kosmologickou konstantu, ale vůbec na tom nezáleží. Při zavádění testovacích částic libovolně malé hmotnosti se rozptýlí a přejdou do nekonečna. Kromě toho čas plyne pomaleji na periferii de Sitterova vesmíru než v jeho středu. Z tohoto důvodu přicházejí světelné vlny z velkých vzdáleností s červeným posunem, i když je jejich zdroj ve vztahu k pozorovateli stacionární. Ve 20. letech 20. století tedy Eddington a další astronomové uvažovali, zda má de Sitterův model něco společného s realitou odrážející se v Slipherových pozorováních?
Tato podezření byla potvrzena, i když jiným způsobem. Statická povaha de Sitterova vesmíru se ukázala být imaginární, protože byla spojena s nešťastnou volbou souřadnicového systému. Po opravě této chyby se prostor de Sitter ukázal být plochý, euklidovský, ale nestatický. Díky antigravitační kosmologické konstantě se rozpíná a udržuje nulové zakřivení. Kvůli této expanzi se vlnové délky fotonů zvyšují, což má za následek posun spektrálních čar předpovězených de Sitterem. Stojí za zmínku, že tak je dnes vysvětlen kosmologický rudý posuv vzdálených galaxií.
Od statistik po dynamiku
Historie otevřeně nestatických kosmologických teorií začíná dvěma referáty sovětského fyzika Alexandra Friedmana, které byly publikovány v německém časopise Zeitschrift fur Physik v letech 1922 a 1924. Friedman vypočítal modely vesmírů s časově proměnnými kladnými a zápornými zakřiveními, které se staly zlatým fondem teoretické kosmologie. Jeho současníci si však tato díla stěží všimli (Einstein nejprve považoval Friedmanův první článek za matematicky chybný). Friedman sám věřil, že astronomie dosud neměla arzenál pozorování, který by umožňoval rozhodovat, který z kosmologických modelů je více v souladu s realitou, a proto se omezil na čistou matematiku. Možná by jednal jinak, kdyby se seznámil s výsledky Sliphera, ale nestalo se tak.
Největší kosmolog první poloviny 20. století Georges Lemaitre uvažoval jinak. Doma v Belgii obhájil disertační práci z matematiky a poté v polovině 20. let studoval astronomii - v Cambridgi pod Eddingtonem a na Harvardské observatoři v Harlow Shapley (během pobytu ve Spojených státech, kde připravoval druhou disertační práci na MIT, potkali Sliphera a Hubbla). V roce 1925 Lemaitre jako první ukázal, že statická povaha de Sitterova modelu byla imaginární. Po svém návratu do vlasti jako profesor na univerzitě v Lovani vytvořil Lemaitre první model rozpínajícího se vesmíru s jasným astronomickým základem. Bez nadsázky byla tato práce revolučním průlomem ve vesmírné vědě.
Ekumenická revoluce
Ve svém modelu si Lemaitre zachoval kosmologickou konstantu s Einsteinovou číselnou hodnotou. Proto jeho vesmír začíná ve statickém stavu, ale postupem času se v důsledku kolísání vstupuje na cestu konstantní expanze s rostoucí rychlostí. V této fázi si zachovává pozitivní zakřivení, které se s rostoucím poloměrem snižuje. Lemaitre zahrnoval do složení svého vesmíru nejen hmotu, ale také elektromagnetické záření. Nedělal to ani Einstein, ani de Sitter, jehož dílo Lemaitre znal, ani Friedman, o kterém v té době nic nevěděl.
Přidružené souřadnice
V kosmologických výpočtech je vhodné použít doprovodné souřadnicové systémy, které se rozšiřují současně s expanzí vesmíru. V idealizovaném modelu, kde se galaxie a galaktické klastry neúčastní žádných správných pohybů, se jejich doprovodné souřadnice nemění. Ale vzdálenost mezi dvěma objekty v daném čase se rovná jejich konstantní vzdálenosti v doprovodných souřadnicích, vynásobené velikostí faktoru měřítka pro daný okamžik. Tuto situaci lze snadno ilustrovat na nafukovací planetě: zeměpisná šířka a délka každého bodu se nemění a vzdálenost mezi jakoukoli dvojicí bodů se zvyšuje s rostoucím poloměrem.
Použití souřadnic pomáhá pochopit hluboké rozdíly mezi kosmologií rozpínajícího se vesmíru, speciální relativitou a newtonovskou fyzikou. V newtonovské mechanice jsou tedy všechny pohyby relativní a absolutní nehybnost nemá žádný fyzický význam. Naopak, v kosmologii je nehybnost v doprovodných souřadnicích absolutní a v zásadě ji lze potvrdit pozorováním. Speciální teorie relativity popisuje procesy v časoprostoru, od nichž je možné pomocí Lorentzových transformací izolovat prostorovou a časovou složku nekonečným způsobem. Kosmologický časoprostor se naopak přirozeně rozpadá na zakřivený rozpínající se prostor a jediný kosmický čas. V tomto případě může být rychlost recese vzdálených galaxií mnohonásobně vyšší než rychlost světla.
Lemaitre, zpět v USA, navrhl, že rudé posuny vzdálených galaxií jsou způsobeny expanzí vesmíru, který „táhne“světelné vlny. Teď to dokázal matematicky. Ukázal také, že malé (mnohem menší než jednota) červené posuny jsou úměrné vzdálenosti ke zdroji světla a koeficient proporcionality závisí pouze na čase a nese informace o aktuální rychlosti rozpínání vesmíru. Jelikož z Doppler-Fizeauova vzorce vyplývá, že radiální rychlost galaxie je úměrná rudému posuvu, Lemaître dospěl k závěru, že tato rychlost je úměrná také její vzdálenosti. Po analýze rychlostí a vzdáleností 42 galaxií ze seznamu HST a při zohlednění intragalaktické rychlosti Slunce stanovil hodnoty koeficientů proporcionality.
Práce bez povšimnutí
Lemaitre publikoval svou práci v roce 1927 ve francouzštině v nečitelném časopise Annals of the Scientific Society of Brussels. Předpokládá se, že to byl hlavní důvod, proč zpočátku šla téměř bez povšimnutí (dokonce i jeho učitel Eddington). Je pravda, že na podzim téhož roku mohl Lemaitre diskutovat o svých zjištěních s Einsteinem a dozvěděl se od něj o výsledcích Friedmanna. Tvůrce obecné relativity neměl žádné technické námitky, ale rozhodně nevěřil ve fyzickou realitu Lemaitreova modelu (stejně jako dříve nepřijal Friedmannovy závěry).
Hubbleovy zápletky
Na konci 20. let minulého století našli Hubble a Humason lineární korelaci mezi vzdálenostmi až 24 galaxií a jejich radiálními rychlostmi, počítanou (většinou Slipherem) z červených posunů. Z toho Hubble dospěl k závěru, že radiální rychlost galaxie je přímo úměrná vzdálenosti od ní. Koeficient této proporcionality se nyní označuje H0 a nazývá se parametr Hubble (podle nejnovějších údajů mírně přesahuje 70 (km / s) / megaparsec).
Začátkem roku 1929 byl publikován Hubbleův papír s grafem lineárního vztahu mezi galaktickými rychlostmi a vzdálenostmi. O rok dříve mladý americký matematik Howard Robertson, který následoval Lemaitre, odvodil tuto závislost z modelu rozpínajícího se vesmíru, o kterém Hubble možná věděl. Ve svém slavném článku však tento model nebyl uveden přímo ani nepřímo. Hubble později vyjádřil pochybnosti, že rychlosti, které se objevují v jeho vzorci, ve skutečnosti popisují pohyby galaxií ve vesmíru, ale vždy se zdržel jejich konkrétní interpretace. Význam svého objevu viděl v demonstraci proporcionality galaktických vzdáleností a rudých posunů, zbytek ponechal teoretikům. Se vší úctou k Hubblovi proto není důvod považovat jej za objevitele rozpínání vesmíru.
A přesto se rozšiřuje
Hubble nicméně připravil cestu pro uznání expanze vesmíru a Lemaitrova modelu. Již v roce 1930 jí byla vzdána pocta takovým mistrům kosmologie jako Eddington a de Sitter; o něco později si vědci všimli a ocenili Friedmanovu práci. V roce 1931 Lemaitre na návrh Eddingtona přeložil do angličtiny svůj článek pro Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti. Ve stejném roce Einstein souhlasil se závěry Lemaitre a o rok později spolu s de Sitterem postavil model rozpínajícího se vesmíru s plochým prostorem a zakřiveným časem. Tento model je díky své jednoduchosti po dlouhou dobu velmi oblíbený mezi kosmology.
Ve stejném roce 1931 publikoval Lemaitre krátký (a bez jakékoli matematiky) popis ještě dalšího modelu vesmíru kombinujícího kosmologii a kvantovou mechaniku. V tomto modelu je počátečním okamžikem exploze primárního atomu (Lemaitre jej také nazval kvantem), který způsobil vznik prostoru i času. Protože gravitace zpomaluje rozpínání novorozeného vesmíru, jeho rychlost klesá - je možné, že téměř na nulu. Později Lemaitre zavedl do svého modelu kosmologickou konstantu, která nutila Vesmír přejít v průběhu času do stabilního režimu zrychlující expanze. Předvídal tedy myšlenku velkého třesku i moderní kosmologické modely, které zohledňují přítomnost temné energie. A v roce 1933 identifikoval kosmologickou konstantu s hustotou energie vakua, na kterou dosud nikdo nemyslel. Je to prostě úžasnéjak moc tento vědec, nepochybně hodný titulu objevitele expanze vesmíru, předběhl svou dobu!
Alexey Levin