Rozszerzający się wszechświat. Bardzo ciemne sprawy: jak wyjaśnić przyspieszoną ekspansję Wszechświata Jakie prawo opisuje ekspansję Wszechświata

Kiedy patrzymy na odległy Wszechświat, widzimy galaktyki wszędzie – we wszystkich kierunkach, miliony, a nawet miliardy lat świetlnych stąd. Ponieważ możemy obserwować dwa biliony galaktyk, suma wszystkiego, co znajduje się poza nimi, jest większa i fajniejsza, niż nasze najśmielsze wyobrażenia. Jednym z najciekawszych faktów jest to, że wszystkie galaktyki, które kiedykolwiek obserwowaliśmy, kierują się (średnio) tymi samymi zasadami: im dalej są od nas, tym szybciej się od nas oddalają. Odkrycie to, dokonane przez Edwina Hubble'a i jego współpracowników w latach dwudziestych XX wieku, doprowadziło nas do obrazu rozszerzającego się wszechświata. Ale co, jeśli się rozszerzy? Nauka o tym wie i teraz Ty też będziesz to wiedzieć.

Na pierwszy rzut oka pytanie to może wydawać się pytaniem zdroworozsądkowym. Ponieważ wszystko, co się rozszerza, jest zwykle zbudowane z materii i istnieje w przestrzeni i czasie Wszechświata. Ale sam Wszechświat jest przestrzenią i czasem zawierającym w sobie materię i energię. Kiedy mówimy, że „Wszechświat się rozszerza”, mamy na myśli ekspansję samej przestrzeni, powodującą oddalanie się poszczególnych galaktyk i gromad galaktyk. Najłatwiej byłoby wyobrazić sobie kulę ciasta z rodzynkami w środku, pieczoną w piekarniku – mówi Ethan Siegel.

Rozszerzający się model Wszechświata w kształcie bułki, w którym względne odległości rosną wraz z rozszerzaniem się przestrzeni

To ciasto jest materią przestrzeni, a rodzynki są połączonymi strukturami (jak galaktyki lub gromady galaktyk). Z punktu widzenia jakiejkolwiek rodzynki, wszystkie inne rodzynki będą się od niej oddalać, a im dalej, tym szybciej. Tylko w przypadku Wszechświata nie ma pieca i powietrza na zewnątrz ciasta, jest tylko ciasto (przestrzeń) i rodzynki (materia).

Przesunięcie ku czerwieni powodują nie tylko oddalające się galaktyki, ale raczej przestrzeń między nami

Skąd wiemy, że ta przestrzeń się rozszerza, a nie galaktyki?

Jeśli widzisz obiekty oddalające się od ciebie we wszystkich kierunkach, jest tylko jeden powód, który może to wyjaśnić: przestrzeń między tobą a tymi obiektami się rozszerza. Można również założyć, że jesteś blisko centrum eksplozji, a wiele obiektów jest po prostu dalej i oddala się szybciej, ponieważ otrzymały więcej energii z eksplozji. Gdyby tak było, moglibyśmy to udowodnić na dwa sposoby:

Przy większych odległościach i przy dużych prędkościach galaktyk będzie mniej, ponieważ z biegiem czasu znacznie się rozprzestrzenią w przestrzeni
Zależność między przesunięciem ku czerwieni a odległością przybierze określony kształt przy większych odległościach, który będzie inny niż kształt, gdyby tkanka przestrzeni się rozszerzała

Kiedy patrzymy na duże odległości, odkrywamy, że dalej we Wszechświecie gęstość galaktyk jest większa niż tych bliższych nam. Jest to spójne z obrazem, w którym przestrzeń się rozszerza, ponieważ patrzenie dalej jest tym samym, co patrzenie w przeszłość, gdzie nastąpiło mniejsze rozszerzanie się. Odkryliśmy również, że w odległych galaktykach stosunek przesunięcia ku czerwieni do odległości jest zgodny z ekspansją przestrzeni, a wcale nie występuje, jeśli galaktyki po prostu szybko się od nas oddalają. Nauka może odpowiedzieć na to pytanie na dwa różne sposoby i obie odpowiedzi potwierdzają ekspansję wszechświata.

Czy Wszechświat zawsze rozszerzał się w tym samym tempie?

Nazywamy ją stałą Hubble'a, ale jest ona stała tylko w przestrzeni, a nie w czasie. Wszechświat rozszerza się obecnie wolniej niż w przeszłości. Kiedy mówimy o prędkości ekspansji, mówimy o prędkości na jednostkę odległości: obecnie około 70 km/s/Mpc. (Mpc to megaparsek, czyli około 3 260 000 lat świetlnych). Jednak tempo ekspansji zależy od gęstości wszystkich różnych rzeczy we wszechświecie, w tym materii i promieniowania. W miarę rozszerzania się Wszechświata materia i promieniowanie w nim zawarte stają się mniej gęste, a wraz ze spadkiem gęstości zmniejsza się również tempo ekspansji. Wszechświat w przeszłości rozszerzał się szybciej, a od Wielkiego Wybuchu zwalniał. Stała Hubble'a jest błędna; należy ją nazwać parametrem Hubble'a.

Odległe losy wszechświata oferują różne możliwości, ale jeśli ciemna energia jest naprawdę stała, jak sugerują dane, będziemy podążać za czerwoną krzywą

Czy Wszechświat będzie się rozszerzał wiecznie, czy też kiedyś się zatrzyma?

Nad tym pytaniem zastanawiało się kilka pokoleń astrofizyków i kosmologów, a odpowiedź na nie można uzyskać jedynie poprzez określenie tempa ekspansji Wszechświata oraz wszystkich rodzajów (i ilości) występującej w nim energii. Udało nam się już zmierzyć ilość zwykłej materii, promieniowania, neutrin, ciemnej materii i ciemnej energii, a także tempo ekspansji Wszechświata. Opierając się na prawach fizyki i tym, co wydarzyło się w przeszłości, wydaje się, że wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność. Chociaż prawdopodobieństwo tego nie wynosi 100%; jeśli coś takiego jak ciemna energia zachowa się inaczej w przyszłości w porównaniu z przeszłością i teraźniejszością, wszystkie nasze wnioski będą musiały zostać ponownie rozważone.

Czy galaktyki poruszają się szybciej niż prędkość światła? Czy to nie jest zabronione?

Z naszego punktu widzenia przestrzeń między nami a odległym punktem rozszerza się. Im dalej jest od nas, tym szybciej wydaje nam się, że się oddala. Nawet gdyby tempo rozszerzania było niewielkie, odległy obiekt pewnego dnia przekroczyłby próg dowolnego ograniczenia prędkości, ponieważ tempo rozszerzania (prędkość na jednostkę odległości) zwielokrotniłoby się wielokrotnie przy wystarczającej odległości. OTO aprobuje ten scenariusz. Prawo mówiące, że nic nie może poruszać się szybciej niż prędkość światła, dotyczy tylko ruchu obiektu w przestrzeni, a nie rozszerzania samej przestrzeni. W rzeczywistości same galaktyki poruszają się z prędkością zaledwie kilku tysięcy kilometrów na sekundę, znacznie poniżej limitu 300 000 km/s wyznaczonego przez prędkość światła. To ekspansja Wszechświata powoduje recesję i przesunięcie ku czerwieni, a nie prawdziwy ruch galaktyki.

W obserwowalnym wszechświecie znajduje się około 2 bilionów galaktyk (żółte kółko). Ze względu na ekspansję Wszechświata nigdy nie będziemy w stanie dogonić galaktyk znajdujących się bliżej niż w jednej trzeciej drogi do tej granicy. Tylko 3% objętości Wszechświata jest otwarte dla ludzkiej eksploracji.

Ekspansja Wszechświata jest konieczną konsekwencją faktu, że materia i energia wypełniają czasoprzestrzeń, która podlega prawom ogólnej teorii względności. Dopóki istnieje materia, istnieje również przyciąganie grawitacyjne, więc albo grawitacja wygrywa i wszystko ponownie się kurczy, albo grawitacja przegrywa i wygrywa ekspansja. Nie ma centrum ekspansji i nie ma nic poza rozszerzającą się przestrzenią; to właśnie struktura Wszechświata się rozszerza. Co najciekawsze, nawet gdybyśmy dzisiaj opuścili Ziemię z prędkością światła, bylibyśmy w stanie odwiedzić jedynie 3% galaktyk w obserwowalnym Wszechświecie; 97% z nich jest już poza naszym zasięgiem. Wszechświat jest złożony.

Zaledwie sto lat temu naukowcy odkryli, że rozmiar naszego Wszechświata gwałtownie rośnie.

W 1870 roku angielski matematyk William Clifford doszedł do bardzo głębokiego wniosku, że przestrzeń może być zakrzywiona i to nierówno w różnych punktach oraz że z biegiem czasu jej krzywizna może się zmieniać. Przyznał nawet, że takie zmiany są w jakiś sposób powiązane z ruchem materii. Obie te idee wiele lat później stały się podstawą ogólnej teorii względności. Sam Clifford tego nie dożył – zmarł na gruźlicę w wieku 34 lat, 11 dni przed narodzinami Alberta Einsteina.

Przesunięcie ku czerwieni

Pierwszą informację o ekspansji Wszechświata dostarczyła astrospektrografia. W 1886 roku angielski astronom William Huggins zauważył, że długości fal światła gwiazd są nieznacznie przesunięte w porównaniu z ziemskimi widmami tych samych pierwiastków. Na podstawie wzoru na optyczną wersję efektu Dopplera, wyprowadzonego w 1848 roku przez francuskiego fizyka Armanda Fizeau, można obliczyć prędkość radialną gwiazdy. Takie obserwacje umożliwiają śledzenie ruchu obiektu kosmicznego.

Ćwierć wieku później okazję tę w nowy sposób wykorzystał Vesto Slifer, pracownik obserwatorium w Flagstaff w Arizonie, który od 1912 roku badał widma mgławic spiralnych za pomocą 24-calowego teleskopu o średnicy dobry spektrograf. Aby uzyskać wysokiej jakości obraz, tę samą kliszę fotograficzną naświetlano przez kilka nocy, dlatego projekt posuwał się powoli. Od września do grudnia 1913 roku Slipher badał mgławicę Andromedy i korzystając ze wzoru Dopplera-Fizeau doszedł do wniosku, że zbliża się ona do Ziemi o 300 km na sekundę.

W 1917 roku opublikował dane dotyczące prędkości radialnych 25 mgławic, które wykazały znaczne asymetrie w ich kierunkach. Tylko cztery mgławice zbliżyły się do Słońca, reszta uciekła (i niektóre bardzo szybko).

Slifer nie szukał sławy i nie promował swoich wyników. Dlatego stały się znane w kręgach astronomicznych dopiero wtedy, gdy zwrócił na nie uwagę słynny brytyjski astrofizyk Arthur Eddington.

W 1924 roku opublikował monografię teorii względności, która zawierała listę prędkości radialnych 41 mgławic znalezionych przez Sliphera. Obecne były tam te same cztery mgławice przesunięte w stronę błękitu, podczas gdy pozostałe 37 miało linie widmowe przesunięte w stronę czerwieni. Ich prędkości radialne wahały się od 150 do 1800 km/s i były średnio 25 razy wyższe niż znane wówczas prędkości gwiazd Drogi Mlecznej. Sugerowało to, że mgławice uczestniczą w innych ruchach niż „klasyczne” źródła światła.

Wyspy Kosmiczne

Na początku lat dwudziestych większość astronomów uważała, że mgławice spiralne znajdują się na obrzeżach Drogi Mlecznej, a poza nimi jest tylko pusta, ciemna przestrzeń. To prawda, że w XVIII wieku niektórzy naukowcy widzieli gigantyczne gromady gwiazd w mgławicach (Immanuel Kant nazwał je wszechświatami wyspowymi). Hipoteza ta nie była jednak popularna, ponieważ niemożliwe było wiarygodne określenie odległości do mgławic.

Problem ten rozwiązał Edwin Hubble, pracując nad 100-calowym teleskopem zwierciadlanym w kalifornijskim obserwatorium Mount Wilson. W latach 1923–1924 odkrył, że mgławica Andromedy składa się z wielu świecących obiektów, w tym gwiazd zmiennych cefeid. Wiadomo było już wtedy, że okres zmiany ich jasności pozornej jest powiązany z jasnością absolutną, dlatego cefeidy nadają się do kalibracji odległości kosmicznych. Z ich pomocą Hubble oszacował odległość do Andromedy na 285 000 parseków (według współczesnych danych jest to 800 000 parseków). Uważano wówczas, że średnica Drogi Mlecznej wynosi około 100 000 parseków (w rzeczywistości jest trzy razy mniejsza). Wynika z tego, że Andromedę i Drogę Mleczną należy uznać za niezależne gromady gwiazd. Hubble wkrótce zidentyfikował dwie kolejne niezależne galaktyki, co ostatecznie potwierdziło hipotezę „wszechświatów wyspowych”.

Prawa Hubble'a

Edwin Hubble empirycznie odkrył przybliżoną proporcjonalność przesunięć ku czerwieni i odległości galaktycznych, którą za pomocą wzoru Dopplera-Fizeau zamienił na proporcjonalność między prędkościami i odległościami. Mamy więc tutaj do czynienia z dwoma różnymi wzorami.

Hubble nie wiedział, jak te wzorce są ze sobą powiązane, ale co mówi na ten temat dzisiejsza nauka?

Jak pokazał także Lemaître, liniowa korelacja pomiędzy kosmologicznymi (spowodowanymi ekspansją Wszechświata) przesunięciami ku czerwieni a odległościami nie jest bynajmniej absolutna. W praktyce jest to dobrze obserwowane tylko dla przemieszczeń mniejszych niż 0,1. Zatem empiryczne prawo Hubble'a nie jest dokładne, ale przybliżone, a wzór Dopplera-Fizeau obowiązuje tylko dla małych przesunięć widma.

Ale oto teoretyczne prawo łączące prędkość promieniową odległych obiektów z odległością do nich (ze współczynnikiem proporcjonalności w postaci parametru Hubble'a V = HD) obowiązuje dla dowolnego przesunięcia ku czerwieni. Jednak prędkość w nim występująca V- wcale nie z prędkością sygnałów fizycznych lub rzeczywistych ciał w przestrzeni fizycznej. Jest to tempo wzrostu odległości pomiędzy galaktykami i gromadami galaktyk, które spowodowane jest ekspansją Wszechświata. Moglibyśmy to zmierzyć tylko wtedy, gdybyśmy potrafili zatrzymać ekspansję Wszechświata, błyskawicznie rozciągnąć taśmy miernicze pomiędzy galaktykami, odczytać odległości między nimi i podzielić je na odstępy czasowe pomiędzy pomiarami. Oczywiście prawa fizyki na to nie pozwalają. Dlatego kosmolodzy wolą używać parametru Hubble'a H w innym wzorze, gdzie pojawia się współczynnik skali Wszechświata, który dokładnie opisuje stopień jego ekspansji w różnych epokach kosmicznych (ponieważ ten parametr zmienia się w czasie, jego współczesna wartość jest oznaczana H 0). Wszechświat rozszerza się obecnie w coraz szybszym tempie, dlatego wartość parametru Hubble’a rośnie.

Mierząc kosmologiczne przesunięcia ku czerwieni, uzyskujemy informację o stopniu ekspansji przestrzeni. Światło galaktyki dociera do nas z kosmologicznym przesunięciem ku czerwieni z, opuścił go, gdy wszystkie odległości kosmologiczne wynosiły 1 + z razy mniej niż w naszej epoce. Dodatkowe informacje na temat tej galaktyki, takie jak jej aktualna odległość czy prędkość oddalania się od Drogi Mlecznej, można uzyskać jedynie stosując konkretny model kosmologiczny. Na przykład w modelu Einsteina-de Sittera galaktyka z z= 5 oddala się od nas z prędkością 1,1 Z(prędkość światła). A co jeśli popełnisz częsty błąd i po prostu zadzwonisz V/C I z, wówczas prędkość ta będzie pięciokrotnie większa od prędkości światła. Jak widzimy, rozbieżność jest poważna.

Gwoli uczciwości warto zauważyć, że dwa lata przed Hubblem odległość do Andromedy obliczył estoński astronom Ernst Opik, którego wynik – 450 000 parseków – był bliższy prawidłowemu. Użył jednak szeregu rozważań teoretycznych, które nie były tak przekonujące jak bezpośrednie obserwacje Hubble'a.

Do 1926 roku Hubble przeprowadził analizę statystyczną obserwacji czterystu „mgławic pozagalaktycznych” (termin, którego używał przez długi czas, unikając nazywania ich galaktykami) i zaproponował wzór na powiązanie odległości do mgławicy z jej pozorną jasnością. Pomimo ogromnych błędów tej metody, nowe dane potwierdziły, że mgławice są rozmieszczone mniej więcej równomiernie w przestrzeni i znajdują się daleko poza granicami Drogi Mlecznej. Teraz nie było już wątpliwości, że przestrzeń kosmiczna nie ogranicza się do naszej Galaktyki i jej najbliższych sąsiadów.

Kosmiczni projektanci mody

Eddington zainteresował się wynikami Sliphera jeszcze zanim ostatecznie wyjaśniono naturę mgławic spiralnych. W tym czasie istniał już model kosmologiczny, który w pewnym sensie przewidywał efekt zidentyfikowany przez Sliphera. Eddington dużo o tym myślał i oczywiście nie przepuścił okazji, aby nadać obserwacjom astronoma z Arizony kosmologiczny wydźwięk.

Nowoczesna kosmologia teoretyczna rozpoczęła się w 1917 roku od dwóch rewolucyjnych prac prezentujących modele wszechświata oparte na ogólnej teorii względności. Jedną z nich napisał sam Einstein, drugą holenderski astronom Willem de Sitter.

Einstein, zgodnie z duchem czasu, uważał, że Wszechświat jako całość jest statyczny (próbował uczynić go nieskończonym również w przestrzeni, ale nie mógł znaleźć odpowiednich warunków brzegowych dla swoich równań). W rezultacie zbudował model zamkniętego Wszechświata, którego przestrzeń ma stałą dodatnią krzywiznę (a zatem ma stały, skończony promień). Natomiast czas w tym Wszechświecie płynie jak Newton, w jednym kierunku i z tą samą prędkością. Czasoprzestrzeń tego modelu jest zakrzywiona ze względu na składową przestrzenną, natomiast składowa czasowa nie jest w żaden sposób zniekształcona. Statyczna natura tego świata stanowi specjalny „wstawek” do głównego równania, który zapobiega zapadnięciu się grawitacji i tym samym działa jako wszechobecne pole antygrawitacyjne. Jego intensywność jest proporcjonalna do specjalnej stałej, którą Einstein nazwał uniwersalną (obecnie nazywaną stałą kosmologiczną).

Model Einsteina pozwolił obliczyć wielkość Wszechświata, całkowitą ilość materii, a nawet wartość stałej kosmologicznej. Aby to zrobić, potrzebujemy jedynie średniej gęstości materii kosmicznej, którą w zasadzie można wyznaczyć na podstawie obserwacji. To nie przypadek, że Eddington zachwycił się tym modelem i wykorzystał go w praktyce przez Hubble’a. Niszczy go jednak niestabilność, której Einstein po prostu nie zauważył: przy najmniejszym odchyleniu promienia od wartości równowagi świat Einsteina albo się rozszerza, albo ulega zapadnięciu grawitacyjnemu. Dlatego model ten nie ma żadnego związku z rzeczywistym Wszechświatem.

Pusty świat

De Sitter zbudował także, jak sam wierzył, statyczny świat o stałej dodatniej krzywiźnie. Zawiera stałą kosmologiczną Einsteina, ale całkowicie brakuje mu materii. Kiedy wprowadzane są cząstki testowe o dowolnie małej masie, rozpraszają się i dążą do nieskończoności. Ponadto czas płynie wolniej na obrzeżach wszechświata de Sittera niż w jego centrum. Z tego powodu fale świetlne z dużych odległości docierają z przesunięciem ku czerwieni, nawet jeśli ich źródło jest nieruchome względem obserwatora. Dlatego w latach dwudziestych Eddington i inni astronomowie zastanawiali się, czy model de Sittera ma coś wspólnego z rzeczywistością odzwierciedloną w obserwacjach Sliphera.

Przypuszczenia te potwierdziły się, choć w inny sposób. Statyczny charakter wszechświata de Sittera okazał się wyimaginowany, ponieważ wiązał się z nieudanym wyborem układu współrzędnych. Po skorygowaniu tego błędu przestrzeń de Sittera okazała się płaska, euklidesowa, ale niestatyczna. Dzięki antygrawitacyjnej stałej kosmologicznej rozszerza się przy zachowaniu zerowej krzywizny. Z powodu tej ekspansji zwiększają się długości fal fotonów, co pociąga za sobą przesunięcie linii widmowych przewidywanych przez de Sittera. Warto zauważyć, że tak dziś wyjaśnia się kosmologiczne przesunięcie ku czerwieni odległych galaktyk.

Powiązane współrzędne

W obliczeniach kosmologicznych wygodnie jest używać towarzyszących układów współrzędnych, które rozszerzają się zgodnie z ekspansją Wszechświata.

W wyidealizowanym modelu, w którym galaktyki i gromady galaktyk nie uczestniczą w żadnych ruchach właściwych, towarzyszące im współrzędne nie ulegają zmianie. Ale odległość między dwoma obiektami w danym momencie jest równa ich stałej odległości we współrzędnych towarzyszących, pomnożonej przez wartość współczynnika skali dla tego momentu. Sytuację tę można łatwo zilustrować na nadmuchiwanej kuli ziemskiej: szerokość i długość geograficzna każdego punktu nie zmieniają się, a odległość między dowolną parą punktów rośnie wraz ze wzrostem promienia.

Korzystanie ze współrzędnych współrzędnych pomaga nam zrozumieć głębokie różnice pomiędzy rozszerzającą się kosmologią wszechświata, szczególną teorią względności i fizyką Newtona. Zatem w mechanice Newtona wszystkie ruchy są względne, a absolutny bezruch nie ma fizycznego znaczenia. Przeciwnie, w kosmologii bezruch w przemieszczających się współrzędnych jest absolutny i w zasadzie można go potwierdzić obserwacjami.

Szczególna teoria względności opisuje procesy zachodzące w czasoprzestrzeni, z których składowe przestrzenne i czasowe można wyodrębnić na nieskończoną liczbę sposobów za pomocą transformacji Lorentza. W przeciwieństwie do tego, kosmologiczna czasoprzestrzeń w naturalny sposób rozpada się na zakrzywioną, rozszerzającą się przestrzeń i pojedynczy kosmiczny czas. W takim przypadku prędkość cofania się odległych galaktyk może być wielokrotnie większa niż prędkość światła.

Od statystyki do dynamiki

Historia jawnie niestatycznych teorii kosmologicznych rozpoczyna się od dwóch prac radzieckiego fizyka Aleksandra Friedmana, opublikowanych w niemieckim czasopiśmie Zeitschrift für Physik w latach 1922 i 1924. Friedman obliczył modele wszechświatów ze zmienną w czasie krzywizną dodatnią i ujemną, co stało się złotym źródłem kosmologii teoretycznej. Jednak współcześni prawie nie zauważyli tych dzieł (Einstein początkowo nawet uważał pierwszą pracę Friedmana za błędną matematycznie). Sam Friedman uważał, że astronomia nie posiada jeszcze arsenału obserwacji, który pozwoliłby rozstrzygnąć, który z modeli kosmologicznych jest bardziej zgodny z rzeczywistością, dlatego ograniczył się do czystej matematyki. Być może zachowałby się inaczej, gdyby przeczytał wyniki Slifera, ale tak się nie stało.

Największy kosmolog pierwszej połowy XX wieku, Georges Lemaitre, myślał inaczej. W domu, w Belgii, obronił rozprawę z matematyki, a następnie w połowie lat dwudziestych XX wieku studiował astronomię – w Cambridge pod kierunkiem Eddingtona oraz w Obserwatorium Harvarda pod kierunkiem Harlowa Shapleya (przebywając w USA, gdzie przygotował drugą rozprawę na MIT, poznał Slifera i Hubble’a). Już w 1925 roku Lemaître jako pierwszy wykazał, że statyczny charakter modelu de Sittera jest wyimaginowany. Po powrocie do ojczyzny jako profesor na Uniwersytecie w Louvain Lemaitre zbudował pierwszy model rozszerzającego się wszechświata na jasnych podstawach astronomicznych. Bez przesady praca ta była rewolucyjnym przełomem w nauce o kosmosie.

Uniwersalna rewolucja

W swoim modelu Lemaitre zachował stałą kosmologiczną o wartości liczbowej Einsteina. Dlatego jego wszechświat zaczyna się w stanie statycznym, jednak z biegiem czasu, na skutek wahań, wkracza na ścieżkę ciągłej ekspansji w coraz szybszym tempie. Na tym etapie utrzymuje dodatnią krzywiznę, która zmniejsza się wraz ze wzrostem promienia. Lemaitre włączył do swojego wszechświata nie tylko materię, ale także promieniowanie elektromagnetyczne. Nie zrobili tego ani Einstein, ani de Sitter, którego prace były znane Lemaitre’owi, ani Friedman, o którym wówczas nic nie wiedział.

Lemaitre z USA zasugerował, że przesunięcia ku czerwieni odległych galaktyk powstają w wyniku ekspansji przestrzeni, która „rozciąga” fale świetlne. Teraz udowodnił to matematycznie. Wykazał także, że małe (znacznie mniejsze jednostki) przesunięcia ku czerwieni są proporcjonalne do odległości od źródła światła, a współczynnik proporcjonalności zależy wyłącznie od czasu i niesie informację o aktualnym tempie rozszerzania się Wszechświata. Ponieważ ze wzoru Dopplera – Fizeau wynikało, że prędkość radialna galaktyki jest proporcjonalna do jej przesunięcia ku czerwieni, Lemaître doszedł do wniosku, że prędkość ta jest również proporcjonalna do jej odległości. Po przeanalizowaniu prędkości i odległości 42 galaktyk z listy Hubble'a oraz uwzględnieniu wewnątrzgalaktycznej prędkości Słońca ustalił wartości współczynników proporcjonalności.

Niedoceniona praca

Lemaitre opublikował swoją pracę w 1927 roku w języku francuskim w mało czytanym czasopiśmie Annals of the Bruxelles Scientific Society. Uważa się, że był to główny powód, dla którego początkowo przeszła praktycznie niezauważona (nawet przez jego nauczyciela Eddingtona). To prawda, że jesienią tego samego roku Lemaitre mógł omówić swoje ustalenia z Einsteinem i dowiedział się od niego o wynikach Friedmana. Twórca Ogólnej Teorii Względności nie miał zastrzeżeń technicznych, jednak stanowczo nie wierzył w fizyczną realność modelu Lemetre’a (podobnie jak wcześniej nie akceptował wniosków Friedmana).

Wykresy Hubble'a

Tymczasem pod koniec lat dwudziestych Hubble i Humason odkryli liniową korelację między odległościami 24 galaktyk a ich prędkościami radialnymi, obliczonymi (głównie przez Sliphera) na podstawie przesunięć ku czerwieni. Hubble wywnioskował z tego, że prędkość radialna galaktyki jest wprost proporcjonalna do jej odległości. Teraz zostanie oznaczony współczynnik tej proporcjonalności H 0 i nazywany jest parametrem Hubble'a (według najnowszych danych jest on nieco wyższy niż 70 (km/s)/megaparsek).

Artykuł Hubble'a przedstawiający liniową zależność pomiędzy prędkościami i odległościami galaktyk został opublikowany na początku 1929 roku. Rok wcześniej młody amerykański matematyk Howard Robertson, idąc śladem Lemaitre'a, wyprowadził tę zależność z modelu rozszerzającego się Wszechświata, o którym mógł wiedzieć Hubble. Jednak w jego słynnym artykule ani bezpośrednio, ani pośrednio nie wspomniano o tym modelu. Hubble miał później wątpliwości, czy prędkości występujące w jego wzorze faktycznie opisują ruchy galaktyk w przestrzeni kosmicznej, zawsze jednak powstrzymywał się od ich konkretnej interpretacji. Znaczenie swojego odkrycia widział w wykazaniu proporcjonalności odległości galaktycznych i przesunięć ku czerwieni, resztę pozostawiając teoretykom. Dlatego, z całym szacunkiem dla Hubble'a, nie ma powodu uważać go za odkrywcę ekspansji Wszechświata.

A jednak się rozwija!

Niemniej jednak Hubble utorował drogę do uznania ekspansji Wszechświata i modelu Lemaître’a. Już w 1930 roku hołd jej złożyli tacy mistrzowie kosmologii jak Eddington i de Sitter; Nieco później naukowcy zauważyli i docenili pracę Friedmana. W 1931 roku, za namową Eddingtona, Lemaitre przetłumaczył swój artykuł na język angielski (z małymi skrótami) dla Monthly News of the Royal Astronomical Society. W tym samym roku Einstein zgodził się z wnioskami Lemaître’a, a rok później wraz z de Sitterem zbudował model rozszerzającego się Wszechświata o płaskiej przestrzeni i zakrzywionym czasie. Model ten ze względu na swoją prostotę cieszy się od dawna dużą popularnością wśród kosmologów.

W tym samym 1931 roku Lemaitre opublikował krótki (bez matematyki) opis innego modelu Wszechświata, który łączył kosmologię i mechanikę kwantową. W tym modelu momentem początkowym jest eksplozja atomu pierwotnego (Lemaitre nazwał to również kwantem), która dała początek zarówno przestrzeni, jak i czasowi. Ponieważ grawitacja spowalnia ekspansję nowonarodzonego Wszechświata, jego prędkość maleje – możliwe, że prawie do zera. Lemaitre wprowadził później do swojego modelu stałą kosmologiczną, co zmusiło Wszechświat do ostatecznego wejścia w stabilny reżim przyspieszającej ekspansji. Wyprzedził więc zarówno ideę Wielkiego Wybuchu, jak i współczesne modele kosmologiczne, które uwzględniają obecność ciemnej energii. A w 1933 roku utożsamił stałą kosmologiczną z gęstością energii próżni, o której nikt wcześniej nie pomyślał. To po prostu niesamowite, jak wyprzedził swoje czasy ten naukowiec, z pewnością godny tytułu odkrywcy ekspansji Wszechświata!

Kiedy prawie sto lat temu astrofizyk Edwin Hubble ustalił, że Wszechświat rozszerza się równomiernie we wszystkich kierunkach, odkrycie to było prawdziwym zaskoczeniem. Potem, w połowie lat 90., stała się jasna kolejna nieoczekiwana rzecz: okazuje się, że Wszechświat rozszerza się coraz szybciej, czyli z przyspieszeniem. Za przyczynę tego uznano odpychające właściwości substancji zwanej „ciemną energią”.

Teraz, korzystając z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, astrofizycy NASA ustalili, że Wszechświat rozszerza się szybciej, niż oczekiwano. Nadal nie jest jasne, jak zinterpretować to odkrycie, ale stałą Hubble'a trzeba będzie ponownie rozważyć.

„To nieoczekiwane odkrycie może być ważną wskazówką do zrozumienia, jakie 95% masy Wszechświata nie emituje światła, w tym ciemnej energii, ciemnej materii i ciemnego promieniowania” – wyjaśnił główny autor badania i laureat Nagrody Nobla Adam Riess Instytutu Teleskopów Kosmicznych i Uniwersytetu Johnsa Hopkinsa.

Tak zwane „ciemne promieniowanie”, o którym mówi noblista, to prawdopodobnie jedna z hipotetycznych form ciemnej energii.

Naukowcy podają kilka wyjaśnień tego, co się dzieje. Być może ciemna energia odpycha galaktyki od siebie bardziej, niż oczekiwano. Albo wczesna przestrzeń kosmiczna może zawierać nowy typ cząstek elementarnych zwany „ciemnym promieniowaniem”, co oznacza, że do wzoru na ekspansję Wszechświata po Wielkim Wybuchu należy dodać więcej energii z ciemnego promieniowania.

Trzecia możliwość jest taka, że ciemna materia, niewidzialna forma materii, która stanowi większość masy naszego Wszechświata, ma pewne dziwne, nieoczekiwane cechy. W końcu teoria grawitacji Einsteina może być niekompletna.

Adam Riess i współpracownicy opracowali nową technikę szacowania tempa ekspansji Wszechświata w 2005 roku. Innowacyjna technologia pozwala nam lepiej określić odległość do odległych galaktyk.

Metoda składa się z trzech kroków, które przedstawiono na schemacie. Polega na poszukiwaniu galaktyk zawierających supernowe typu Ia i gwiazdy cefeidy. Cyfeidy pulsują w dokładnych proporcjach do ich wewnętrznej jasności, którą można porównać z ich pozorną jasnością, aby dokładnie oszacować odległość. Z kolei supernowe typu Ia powstają w wyniku eksplozji białych karłów i są na tyle jasne, że można je obserwować ze stosunkowo dużej odległości.

W ciągu dziesięciu lat naukowcy zmierzyli około 2400 cefeid w 19 galaktykach, oszacowali ich pozorną jasność, dokładnie zmierzyli ich rzeczywistą jasność i obliczyli odległość do około 300 supernowych typu Ia w odległych galaktykach.

Do tej pory najbardziej wiarygodne oszacowanie stałej Hubble'a wynosiło 67,80 ± 0,77 (km/s)/Mpc, co oznacza, że w czasach nowożytnych dwie galaktyki oddzielone odległością 1 megaparseka oddalają się średnio z prędkością ~ 68 km/s.

Według nowych pomiarów stała Hubble'a wynosi 73,2 (km/s)/Mpc, co oznacza, że dwie galaktyki oddzielone odległością 1 megaparseka oddalają się średnio z prędkością ~73 km/s.

Proponowana metoda jest dokładniejsza niż poprzednie metody: szybkość ekspansji określa się z błędem 2,4%. Ale nawet biorąc pod uwagę ten błąd, nowa stała Hubble'a jest znacznie większa niż stara.

Wyniki dziesięcioletniego badania zostaną opublikowane w następnym numerze Dziennik astrofizyczny.

Obliczenie prawdziwej wartości stałej Hubble'a nie jest zadaniem łatwym. Na przykład analiza poświaty po Wielkim Wybuchu przeprowadzona przez Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) i wyniki obserwacji misji satelitarnej Planck Europejskiej Agencji Kosmicznej dały odwrotne wyniki: zgodnie z przewidywaną trajektorią tempo ekspansji Wszechświat powinien teraz być o 5% i 9% mniejszy od uzyskanej wartości stałej Hubble'a.

Dalsze badania pomogą dokładniej wyjaśnić i zmierzyć tempo oddalania się galaktyk w różnych okresach czasu.

„Tak mało wiemy o ciemnych częściach Wszechświata, że bardzo ważne jest zmierzenie siły, z jaką były one przyciągane i odpychane na przestrzeni historii kosmosu” – powiedział Lucas Macri, jeden z autorów artykułu naukowego.

Przed wystrzeleniem teleskopu Hubble'a szacunki tempa ekspansji Wszechświata różniły się o dwa rzędy wielkości. Pomiary przeprowadzone pod koniec lat 90. pomogły zmniejszyć błąd do 10%. Teraz naukowcy z grupy Supernova H0 for the Equation of State (SH0ES) pracują nad nowymi metodami obliczeniowymi, które zmniejszą błąd do 1%.

Gdzie rozszerza się Wszechświat?
Myślę, że każdy już to słyszał Wszechświat się rozszerza, i często wyobrażamy sobie to jako ogromną kulę wypełnioną galaktykami i mgławicami, która wzrasta z jakiegoś mniejszego stanu i na początku czasu wkrada się do niej myśl Wszechświat Ogólnie rzecz biorąc, zostało to wciśnięte w punkt.

Wtedy pojawia się pytanie, co się za tym kryje granica , I gdzie wszechświat się rozszerza ? Ale o jakiej granicy mówimy?! Czyż nie? Wszechświat nie bez końca?! Mimo to spróbujmy to rozgryźć.

Ekspansja Wszechświata i Sfera Hubble'a

Wyobraźmy sobie, że obserwujemy przez superogromny teleskop, w którym możemy zobaczyć wszystko Wszechświat . Ekspanduje, a jej galaktyki oddalają się od nas. Co więcej, im dalej są względem nas przestrzennie, tym szybciej galaktyki się oddalają. Patrzmy dalej i dalej. A z pewnej odległości okazuje się, że wszystkie ciała oddalają się od nas z prędkością światła. Tworzy to kulę zwaną Kula Hubble'a . Teraz jest trochę mniej 14 miliardów lat świetlnych , a wszystko na zewnątrz odlatuje względem nas szybciej niż światło. Wydawałoby się, że to jest sprzeczne Teorie względności , ponieważ prędkość nie może przekraczać prędkości światła. Ale nie, bo tutaj nie mówimy o prędkości samych obiektów, ale o prędkości ekspansja przestrzeni . Ale to jest zupełnie co innego i może to być wszystko.
Ale możemy patrzeć dalej. W pewnej odległości obiekty oddalają się tak szybko, że w ogóle ich nie zobaczymy. Fotony emitowane w naszym kierunku po prostu nigdy nie dotrą do Ziemi. Są jak osoba idąca pod prąd schodów ruchomych. Poniesie ich z powrotem szybko rozwijająca się przestrzeń. Granica, w której to się dzieje, nazywa się Horyzont cząstek . Teraz chodzi o to 46,5 miliarda lat świetlnych . Odległość ta wzrasta, ponieważ Wszechświat się rozszerza . Jest to granica tzw Obserwowalny Wszechświat . I nigdy nie zobaczymy wszystkiego poza tą granicą.
I tu jest najciekawsza rzecz. Co się za tym kryje? Może to jest odpowiedź na pytanie?! Okazuje się, że wszystko jest bardzo prozaiczne. Właściwie nie ma granicy. A tam te same galaktyki, gwiazdy i planety rozciągają się na miliardy miliardów kilometrów.

Ale jak?! Jak to się stało?!

Centrum ekspansji wszechświata i horyzont cząstek

Tylko Wszechświat rozprasza się dość sprytnie. Dzieje się to w każdym punkcie przestrzeni w ten sam sposób. To tak, jakbyśmy wzięli siatkę współrzędnych i zwiększyli jej skalę. To naprawdę sprawia wrażenie, jakby wszystkie galaktyki oddalały się od nas. Ale jeśli przeniesiesz się do innej Galaktyki, zobaczysz ten sam obraz. Teraz wszystkie obiekty odsuną się od niego. Oznacza to, że w każdym punkcie przestrzeni będzie nam się wydawało, że w niej jesteśmy centrum ekspansji . Chociaż nie ma centrum.
Jeśli więc znajdziemy się obok Horyzont cząstek , sąsiednie galaktyki nie odlecą od nas szybciej niż prędkość światła. Mimo wszystko Horyzont cząstek przeprowadź się z nami, a znowu będzie bardzo daleko. W związku z tym granice się przesuną Obserwowalny Wszechświat i zobaczymy nowe Galaktyki, które wcześniej były niedostępne do obserwacji. I tę operację można wykonywać w nieskończoność. Możesz raz po raz przesuwać się ku horyzontowi cząstek, ale wtedy on sam się przesunie, otwierając przed tobą nowe perspektywy. Wszechświat . Oznacza to, że nigdy nie dotrzemy do jego granic i okazuje się, że Wszechświat i to prawda nieskończony . Cóż, tylko obserwowalna część ma granice.
Coś podobnego dzieje się w Glob . Wydaje nam się, że horyzont jest granicą powierzchni Ziemi, ale jeśli przejdziemy do tego punktu, okaże się, że granicy nie ma. U Wszechświat nie ma granicy, poza którą nie ma czas, przestrzeń czy coś takiego. Po prostu tutaj się spotykamy nieskończoność , co jest dla nas niezwykłe. Ale możesz to powiedzieć Wszechświat zawsze była nieskończona i rozciąga się, pozostając jednocześnie nieskończoną. Może to zrobić, ponieważ przestrzeń nie ma najmniejszej cząstki. Może rozciągać się tak długo, jak to konieczne. Wszechświat do ekspansji nie potrzebuje granic i obszarów, w których może się rozszerzać. Więc to po prostu nie istnieje.

Więc poczekaj chwilę, o czym Wielki Wybuch ?! Czy wszystko, co istnieje w przestrzeni, nie zostało skompresowane w jednym maleńkim punkcie?!

NIE! Zostało skompresowane jedynie w kropkę obserwowalna granica wszechświata . Ale jako całość nigdy nie miała granic. Aby to zrozumieć, wyobraźmy sobie Wszechświat miliardowych sekundy później, gdy obserwowana jego część miała rozmiar piłki do koszykówki. Nawet wtedy możemy przejść do Horyzont cząstek i wszystko widać Wszechświat przesuną się. Możemy to robić dowolną ilość razy i okazuje się, że tak Wszechświat Naprawdę nieskończony .
I możemy zrobić to samo wcześniej. Tym samym cofając się w czasie, znajdziemy się bliżej Wielki Wybuch . Ale jednocześnie za każdym razem będziemy to odkrywać Wszechświat jest nieskończony w każdym okresie! Nawet w momencie Wielkiego Wybuchu! I okazuje się, że stało się to nie w jakimś konkretnym punkcie, ale wszędzie, w każdym punkcie, który nie ma granic w Kosmosie.
Jest to jednak tylko teoria. Tak, jest to dość spójne i logiczne, ale nie pozbawione wad.

W jakim stanie była w tej chwili substancja? Wielki Wybuch ? Co wydarzyło się wcześniej i dlaczego w ogóle do tego doszło? Jak dotąd nie ma jednoznacznych odpowiedzi na te pytania. Ale świat naukowy nie stoi w miejscu i być może nawet staniemy się naocznymi świadkami rozwiązania tych tajemnic.