Hanya seratus tahun yang lalu, para saintis mendapati bahawa Alam Semesta kita bertambah dengan cepat.
Pada tahun 1870, ahli matematik Inggeris William Clifford sampai pada idea yang sangat mendalam bahawa ruang dapat melengkung, dan tidak sama pada titik yang berlainan, dan bahawa dari masa ke masa, kelengkungannya dapat berubah. Dia bahkan mengakui bahawa perubahan tersebut entah bagaimana berkaitan dengan pergerakan jirim. Kedua-dua idea ini bertahun-tahun kemudian menjadi asas teori relativiti umum. Clifford sendiri tidak hidup untuk melihat ini - dia meninggal kerana tuberkulosis pada usia 34, 11 hari sebelum kelahiran Albert Einstein.
Pergeseran merah
Maklumat pertama mengenai pengembangan Alam Semesta diberikan oleh astrospektrografi. Pada tahun 1886, ahli astronomi Inggeris William Huggins memperhatikan bahawa panjang gelombang cahaya bintang sedikit beralih berbanding dengan spektrum terestrial unsur-unsur yang sama. Berdasarkan formula untuk versi optik kesan Doppler, yang diturunkan pada tahun 1848 oleh ahli fizik Perancis Armand Fizeau, adalah mungkin untuk mengira besarnya kecepatan jejari bintang. Pemerhatian sedemikian memungkinkan untuk mengesan pergerakan objek angkasa.
Seratus tahun yang lalu, konsep Universe didasarkan pada mekanik Newtonian dan geometri Euclidean. Bahkan beberapa saintis, seperti Lobachevsky dan Gauss, yang mengakui (hanya sebagai hipotesis!) Realiti fizikal geometri bukan Euclidean, menganggap angkasa lepas adalah kekal dan tidak berubah. Pengembangan alam semesta menjadikannya sukar untuk menilai jarak ke galaksi yang jauh. Cahaya yang mencapai 13 miliar tahun kemudian dari galaksi A1689-zD1 3,35 miliar tahun cahaya (A), "reddens" dan melemah ketika melintasi ruang yang meluas, dan galaksi itu sendiri surut (B). Ini akan membawa maklumat mengenai jarak dalam pergeseran merah (13 miliar tahun cahaya), dalam ukuran sudut (3,5 miliar tahun cahaya), intensitas (263 miliar tahun cahaya), sedangkan jarak sebenarnya adalah 30 miliar tahun cahaya. tahun.
Seperempat abad kemudian, peluang ini dimanfaatkan kembali oleh Vesto Slipher, sebuah balai cerap di Flagstaff, Arizona, yang telah mempelajari spektrum nebula spiral sejak tahun 1912 dengan teleskop 24 inci dengan spektrograf yang bagus. Untuk mendapatkan gambar berkualiti tinggi, plat foto yang sama telah didedahkan selama beberapa malam, sehingga projek bergerak perlahan. Dari September hingga Disember 1913, Slipher mempelajari nebula Andromeda dan, dengan menggunakan formula Doppler-Fizeau, sampai pada kesimpulan bahawa ia mendekati Bumi sejauh 300 km setiap saat.
Video promosi:
Pada tahun 1917, dia menerbitkan data mengenai kecepatan radial 25 nebula, yang menunjukkan asimetri yang signifikan ke arahnya. Hanya empat nebula yang menghampiri Matahari, yang lain melarikan diri (dan beberapa lagi dengan cepat).
Slipher tidak memperjuangkan kemasyhuran atau mempublikasikan hasilnya. Oleh itu, mereka dikenali dalam kalangan astronomi hanya apabila ahli astrofizik Inggeris terkenal Arthur Eddington menarik perhatian mereka.
Pada tahun 1924, ia menerbitkan monograf mengenai teori relativiti, yang merangkumi senarai 41 nebula yang dijumpai oleh Slipher. Empat nebula biru yang sama terdapat di sana, sementara 37 garis spektrum yang selebihnya berubah-ubah merah. Halaju jejari mereka bervariasi dalam jarak 150 - 1800 km / s dan, rata-rata, 25 kali lebih tinggi daripada kecepatan bintang Bima Sakti yang diketahui pada masa itu. Ini menunjukkan bahawa nebula terlibat dalam pergerakan lain daripada pencahayaan "klasik".
Pulau angkasa
Pada awal tahun 1920-an, kebanyakan ahli astronomi percaya bahawa nebula lingkaran terletak di pinggiran Bima Sakti, dan di luarnya tidak ada apa-apa kecuali ruang gelap yang kosong. Benar, walaupun pada abad ke-18, beberapa saintis melihat kelompok bintang raksasa di nebula (Immanuel Kant memanggil mereka alam semesta pulau). Walau bagaimanapun, hipotesis ini tidak popular, kerana tidak mustahil untuk menentukan jarak dengan nebula.
Masalah ini diselesaikan oleh Edwin Hubble, yang mengerjakan teleskop reflektor 100 inci di Observatorium Mount Wilson di California. Pada tahun 1923-1924, dia mendapati bahawa nebula Andromeda terdiri dari banyak benda bercahaya, di antaranya adalah bintang berubah-ubah dari keluarga Cepheid. Telah diketahui bahawa tempoh perubahan pada kecerahan jelas mereka dikaitkan dengan kilauan mutlak, dan oleh itu Cepheids sesuai untuk menentukur jarak kosmik. Dengan bantuan mereka, Hubble menganggarkan jarak ke Andromeda pada 285,000 parsec (menurut data moden, 800,000 parsec). Diameter Bima Sakti kemudian dianggarkan sekitar 100,000 parsecs (sebenarnya, itu tiga kali lebih sedikit). Dari sini, Andromeda dan Bima Sakti mesti dianggap sebagai kelompok bintang bebas. Hubble segera mengenal pasti dua lagi galaksi bebas,yang akhirnya mengesahkan hipotesis "alam semesta pulau".
Secara adil, harus diperhatikan bahawa dua tahun sebelum Hubble, jarak ke Andromeda dihitung oleh ahli astronomi Estonia Ernst Opik, yang hasilnya - 450,000 parsec - lebih dekat dengan yang betul. Namun, dia menggunakan sejumlah pertimbangan teori yang tidak begitu meyakinkan seperti pengamatan langsung Hubble.
Menjelang tahun 1926, Hubble melakukan analisis statistik pengamatan empat ratus "nebula ekstragalaktik" (dia menggunakan istilah ini untuk waktu yang lama, mengelakkan memanggil mereka galaksi) dan mengusulkan formula yang akan menghubungkan jarak ke nebula dengan kecerahannya yang jelas. Walaupun terdapat banyak kesalahan kaedah ini, data baru mengesahkan bahawa nebula didistribusikan lebih kurang sama rata di ruang angkasa dan terletak jauh di luar sempadan Bima Sakti. Sekarang tidak ada keraguan lagi bahawa ruang tidak ditutup di Galaxy kami dan jiran terdekatnya.
Pemodel Ruang
Eddington menjadi tertarik dengan keputusan Slipher bahkan sebelum penjelasan terakhir mengenai sifat nebula spiral. Pada masa ini, model kosmologi sudah ada, dalam arti meramalkan kesan yang diungkapkan oleh Slipher. Eddington banyak memikirkannya dan, secara semula jadi, tidak melepaskan peluang untuk memberikan pemerhatian kepada astronom Arizona suara kosmologi.
Kosmologi teori moden bermula pada tahun 1917 dengan dua artikel revolusi yang mengemukakan model alam semesta berdasarkan relativiti umum. Salah satunya ditulis oleh Einstein sendiri, yang lain oleh ahli astronomi Belanda Willem de Sitter.
Undang-undang Hubble
Edwin Hubble secara empirik mengungkapkan perkadaran perkiraan pergeseran merah dan jarak galaksi, yang ia, dengan menggunakan formula Doppler-Fizeau, berubah menjadi perkadaran antara kelajuan dan jarak. Oleh itu, kita berurusan dengan dua corak yang berbeza di sini.
Hubble tidak tahu bagaimana hubungan mereka antara satu sama lain, tetapi apa yang dikatakan oleh sains hari ini mengenai perkara ini?
Seperti yang sudah ditunjukkan oleh Lemaitre, korelasi linear antara kosmologi (disebabkan oleh pengembangan Alam Semesta) pergeseran merah dan jarak sama sekali tidak mutlak. Dalam praktiknya, ia diperhatikan dengan baik hanya untuk perpindahan kurang dari 0.1. Jadi hukum Hubble empirik tidak tepat, tetapi hampir tepat, dan formula Doppler-Fizeau hanya berlaku untuk pergeseran spektrum kecil.
Tetapi undang-undang teoretikal yang menghubungkan kecepatan radial objek jauh dengan jarak ke objek tersebut (dengan pekali proporsionaliti dalam bentuk parameter Hubble V = Hd) berlaku untuk pergeseran merah. Walau bagaimanapun, halaju V yang muncul di dalamnya bukanlah halaju isyarat fizikal atau badan nyata di ruang fizikal. Ini adalah kadar peningkatan jarak antara galaksi dan kelompok galaksi, yang disebabkan oleh pengembangan Alam Semesta. Kita akan dapat mengukurnya hanya jika kita dapat menghentikan pengembangan Alam Semesta, meregangkan pita pengukur dengan cepat di antara galaksi, membaca jarak di antara mereka dan membaginya menjadi selang waktu antara pengukuran. Secara semula jadi, undang-undang fizik tidak membenarkan ini. Oleh itu, ahli kosmologi lebih suka menggunakan parameter Hubble H dalam formula lain,di mana faktor skala Alam Semesta muncul, yang secara tepat menggambarkan tahap pengembangannya di zaman kosmik yang berbeza (kerana parameter ini berubah dari masa ke masa, nilai modennya ditetapkan sebagai H0). Alam semesta kini berkembang dengan percepatan, sehingga nilai parameter Hubble semakin meningkat.
Dengan mengukur pergeseran merah kosmologi, kita mendapat maklumat mengenai tahap pengembangan ruang. Cahaya galaksi, yang datang kepada kita dengan pergeseran merah kosmologi, meninggalkannya ketika semua jarak kosmologi 1 + z kali lebih kecil daripada pada zaman kita. Maklumat tambahan mengenai galaksi ini, seperti jaraknya sekarang atau laju jarak dari Bima Sakti, hanya dapat diperoleh dengan menggunakan model kosmologi tertentu. Sebagai contoh, dalam model Einstein-de Sitter, sebuah galaksi dengan z = 5 bergerak menjauh dari kita pada kelajuan 1.1 s (kelajuan cahaya). Tetapi jika anda membuat kesalahan biasa dan hanya menyamakan V / c dan z, maka kelajuan ini akan menjadi lima kali ganda kelajuan cahaya. Perbezaan, seperti yang kita lihat, adalah serius.
Ketergantungan kelajuan objek jauh pada pergeseran merah mengikut SRT, GRT (bergantung pada model dan waktu, lengkung menunjukkan masa sekarang dan model semasa). Pada anjakan kecil, pergantungan adalah linear.
Einstein, dalam semangat zaman, percaya bahawa Alam Semesta secara keseluruhannya statik (dia berusaha membuatnya tidak terbatas di ruang angkasa juga, tetapi tidak dapat menemui syarat sempadan yang tepat untuk persamaannya). Akibatnya, dia membangun model alam semesta tertutup, ruang yang mempunyai kelengkungan positif yang tetap (dan oleh itu ia mempunyai radius terhingga yang tetap). Masa di Alam Semesta ini, sebaliknya, mengalir dengan cara Newton, ke arah yang sama dan dengan kelajuan yang sama. Ruang-waktu model ini melengkung kerana komponen spasial, sementara komponen waktu tidak cacat dengan cara apa pun. Sifat statik di dunia ini memberikan "sisipan" khas ke dalam persamaan asas, mencegah keruntuhan graviti dan dengan itu bertindak sebagai medan anti-graviti yang ada. Keamatannya berkadar dengan pemalar khas,yang disebut Einstein universal (sekarang ia disebut pemalar kosmologi).
Model kosmologi Lemaitre mengenai pengembangan alam semesta jauh lebih awal dari zamannya. Alam semesta Lemaitre bermula dengan Big Bang, selepas itu pengembangan pertama melambatkan dan kemudian mula memecut.
Model Einstein memungkinkan untuk menghitung ukuran alam semesta, jumlah jirim, dan bahkan nilai pemalar kosmologi. Ini hanya memerlukan kepadatan rata-rata bahan kosmik, yang, secara prinsipnya, dapat ditentukan dari pemerhatian. Bukan kebetulan bahawa Eddington mengagumi model ini dan menggunakan Hubble dalam praktiknya. Namun, ia hancur oleh ketidakstabilan, yang tidak disedari oleh Einstein: pada penyimpangan radius sedikit pun dari nilai keseimbangan, dunia Einstein mengembang atau mengalami keruntuhan graviti. Oleh itu, model ini tidak ada kaitan dengan Alam Semesta yang sebenar.
Dunia kosong
De Sitter juga membangun, seperti yang dia sendiri percaya, dunia statik kelengkungan berterusan, tetapi tidak positif, tetapi negatif. Ia mengandungi pemalar kosmologi Einstein, tetapi tidak ada masalah sama sekali. Semasa memperkenalkan zarah-zarah ujian dengan jisim kecil sewenang-wenangnya, mereka berselerak dan menuju ke tak terhingga. Di samping itu, masa mengalir dengan lebih perlahan di pinggiran alam semesta de Sitter daripada di pusatnya. Oleh kerana itu, dari jarak yang jauh, gelombang cahaya tiba dengan pergeseran merah, walaupun sumbernya tidak bergerak berbanding dengan pemerhati. Jadi pada tahun 1920-an Eddington dan ahli astronomi lain tertanya-tanya adakah model de Sitter ada kaitan dengan kenyataan yang tercermin dalam pemerhatian Slipher?
Kecurigaan ini disahkan, walaupun dengan cara yang berbeza. Sifat statik dari alam semesta de Sitter ternyata menjadi khayalan, kerana dikaitkan dengan pilihan sistem koordinat yang tidak diingini. Setelah membetulkan ralat ini, ruang de Sitter ternyata rata, Euclidean, tetapi tidak statik. Oleh kerana pemalar kosmologi antigravitasi, ia mengembang, sambil mengekalkan kelengkungan sifar. Kerana pengembangan ini, panjang gelombang foton meningkat, yang memerlukan pergeseran garis spektrum yang diramalkan oleh de Sitter. Harus diingat bahawa ini adalah bagaimana pergeseran merah kosmologi galaksi jauh dijelaskan hari ini.
Dari statistik hingga dinamik
Sejarah teori kosmologi yang tidak statik secara terbuka bermula dengan dua makalah oleh ahli fizik Soviet Alexander Friedman, yang diterbitkan dalam jurnal Jerman Zeitschrift fur Physik pada tahun 1922 dan 1924. Friedman mengira model alam semesta dengan kelengkungan positif dan negatif pemboleh ubah masa, yang menjadi dana emas kosmologi teori. Namun, sezamannya hampir tidak memperhatikan karya-karya ini (pada mulanya Einstein menganggap artikel pertama Friedman secara matematik salah). Friedman sendiri percaya bahawa astronomi belum memiliki gudang pemerhatian yang memungkinkan untuk menentukan model kosmologi mana yang lebih konsisten dengan kenyataan, dan oleh itu membatasi dirinya pada matematik tulen. Mungkin dia akan bertindak berbeza jika dia membiasakan diri dengan hasil Slipher, tetapi ini tidak terjadi.
Ahli kosmologi terhebat pada separuh pertama abad ke-20, Georges Lemaitre, berfikir secara berbeza. Di rumah, di Belgium, dia mempertahankan disertasi dalam matematik, dan kemudian pada pertengahan tahun 1920-an belajar astronomi - di Cambridge di bawah Eddington dan di Observatorium Harvard di Harlow Shapley (semasa dia tinggal di Amerika Syarikat, di mana dia menyiapkan disertasi keduanya di MIT, dia bertemu Slipher dan Hubble). Kembali pada tahun 1925, Lemaitre adalah yang pertama menunjukkan bahawa sifat statik model de Sitter adalah khayalan. Sekembalinya ke tanah air sebagai profesor di University of Louvain, Lemaitre membina model pertama alam semesta yang berkembang dengan asas astronomi yang jelas. Tanpa keterlaluan, karya ini merupakan kejayaan revolusi dalam sains angkasa.
Revolusi ekumenis
Dalam modelnya, Lemaitre mengekalkan pemalar kosmologi dengan nilai berangka Einstein. Oleh itu, alam semesta dimulakan dalam keadaan statik, tetapi lama kelamaan, kerana turun naik, ia memasuki jalan pengembangan berterusan dengan kelajuan yang semakin meningkat. Pada tahap ini, ia mengekalkan kelengkungan positif, yang berkurang ketika jejari tumbuh. Lemaitre termasuk dalam komposisi alam semesta-nya tidak hanya materi, tetapi juga radiasi elektromagnetik. Baik Einstein maupun de Sitter, yang karyanya diketahui oleh Lemaitre, atau Friedman, tentang siapa dia tidak tahu apa-apa pada masa itu, melakukan ini.
Koordinat bersekutu
Dalam pengiraan kosmologi, lebih mudah menggunakan sistem koordinat yang mengiring yang berkembang bersamaan dengan pengembangan alam semesta. Dalam model ideal, di mana galaksi dan kelompok galaksi tidak mengambil bahagian dalam pergerakan yang betul, koordinat yang menyertainya tidak berubah. Tetapi jarak antara dua objek pada waktu tertentu sama dengan jarak tetap mereka dalam koordinat yang menyertainya, dikalikan dengan besarnya faktor skala untuk saat itu. Keadaan ini dapat digambarkan dengan mudah pada bola kembung: garis lintang dan garis bujur setiap titik tidak berubah, dan jarak antara setiap titik bertambah dengan bertambahnya radius.
Penggunaan koordinat pendamping membantu memahami perbezaan yang mendalam antara kosmologi alam semesta yang berkembang, relativiti khas dan fizik Newton. Jadi, dalam mekanik Newton, semua gerakan adalah relatif, dan pergerakan mutlak tidak mempunyai makna fizikal. Sebaliknya, dalam kosmologi, imobilitas dalam koordinat yang menyertainya adalah mutlak dan, secara prinsipnya, dapat disahkan melalui pemerhatian. Teori relativiti khas menerangkan proses dalam ruang-waktu, dari mana, dengan menggunakan transformasi Lorentz, sejumlah cara yang tidak terhingga dapat digunakan untuk mengasingkan komponen spasial dan temporal. Waktu ruang kosmologi, sebaliknya, secara semula jadi hancur menjadi ruang yang melengkung dan masa kosmik tunggal. Dalam kes ini, kelajuan kemelesetan galaksi jauh dapat berkali-kali lebih tinggi daripada kelajuan cahaya.
Lemaitre, kembali ke AS, mencadangkan bahawa pergeseran merah galaksi jauh disebabkan oleh pengembangan ruang, yang "meregangkan" gelombang cahaya. Sekarang dia membuktikannya secara matematik. Dia juga menunjukkan bahawa pergeseran merah kecil (jauh lebih kecil daripada kesatuan) berkadar dengan jarak ke sumber cahaya, dan pekali perkadaran hanya bergantung pada waktu dan membawa maklumat mengenai kadar pengembangan Alam Semesta semasa. Oleh kerana dari formula Doppler-Fizeau bahawa kecepatan radial galaksi sebanding dengan pergeseran merah, Lemaître menyimpulkan bahawa kelajuan ini juga sebanding dengan jaraknya. Setelah menganalisis kecepatan dan jarak 42 galaksi dari daftar Hubble dan dengan mempertimbangkan kelajuan intragalaktik Matahari, dia menetapkan nilai-nilai koefisien perkadaran.
Kerja yang tidak disedari
Lemaitre menerbitkan karyanya pada tahun 1927 dalam bahasa Perancis dalam jurnal Annals of the Scientific Society of Brussels yang tidak dapat dibaca. Diyakini bahawa inilah sebab utama mengapa dia pada mulanya hampir tidak disedari (bahkan oleh gurunya Eddington). Benar, pada musim gugur tahun yang sama, Lemaitre dapat membincangkan penemuannya dengan Einstein dan mengetahui darinya mengenai hasil Friedmann. Pencipta relativiti umum tidak mempunyai keberatan teknikal, tetapi dia dengan tegas tidak mempercayai kenyataan fizikal model Lemaitre (sama seperti dia tidak menerima kesimpulan Friedmann sebelumnya).
Carta Hubble
Sementara itu, pada akhir 1920-an, Hubble dan Humason menemui korelasi linear antara jarak hingga 24 galaksi dan halaju radialnya, yang dikira (kebanyakannya oleh Slipher) dari pergeseran merah. Dari sini, Hubble menyimpulkan bahawa kecepatan radial galaksi berkadar langsung dengan jarak ke sana. Pekali perkadaran ini sekarang dilambangkan H0 dan disebut parameter Hubble (menurut data terbaru, ia sedikit melebihi 70 (km / s) / megaparsec).
Makalah Hubble dengan grafik hubungan linear antara halaju galaksi dan jarak diterbitkan pada awal tahun 1929. Setahun sebelumnya, ahli matematik muda Amerika Howard Robertson, mengikuti Lemaitre, menyimpulkan pergantungan ini dari model Universe yang sedang berkembang, yang mungkin diketahui oleh Hubble. Namun, dalam artikelnya yang terkenal, model ini tidak disebut secara langsung atau tidak langsung. Kemudian, Hubble menyatakan keraguan bahawa kelajuan yang muncul dalam rumusnya sebenarnya menggambarkan pergerakan galaksi di angkasa lepas, tetapi dia selalu menahan diri dari penafsiran konkrit mereka. Dia melihat makna penemuannya dalam menunjukkan perkadaran jarak galaksi dan pergeseran merah, menyerahkan sisanya kepada ahli teori. Oleh itu, dengan segala hormat kepada Hubble, tidak ada alasan untuk menganggapnya penemu pengembangan Alam Semesta.
Namun ia berkembang
Walaupun begitu, Hubble membuka jalan untuk pengiktirafan pengembangan alam semesta dan model Lemaitre. Pada tahun 1930, dia diberi penghormatan kepada sarjana kosmologi seperti Eddington dan de Sitter; tidak lama kemudian, para saintis memperhatikan dan menghargai karya Friedman. Pada tahun 1931, atas cadangan Eddington, Lemaitre menerjemahkan ke dalam bahasa Inggeris artikelnya (dengan potongan kecil) untuk Berita Bulanan Persatuan Astronomi Diraja. Pada tahun yang sama, Einstein bersetuju dengan kesimpulan Lemaitre, dan setahun kemudian, bersama dengan de Sitter, dia membangun model alam semesta yang berkembang dengan ruang rata dan waktu melengkung. Model ini, kerana kesederhanaannya, telah lama terkenal di kalangan ahli kosmologi.
Pada tahun 1931 yang sama, Lemaitre menerbitkan penerangan pendek (dan tanpa matematik) mengenai model lain dari Alam Semesta, yang menggabungkan kosmologi dan mekanik kuantum. Dalam model ini, momen awal adalah letupan atom primer (Lemaitre juga menyebutnya sebagai kuantum), yang menimbulkan ruang dan waktu. Oleh kerana graviti melambatkan pengembangan Alam Semesta yang baru lahir, kelajuannya berkurang - kemungkinan hampir menjadi sifar. Kemudian, Lemaitre memperkenalkan pemalar kosmologi ke dalam modelnya, yang memaksa Alam Semesta bergerak dari masa ke masa menjadi rejim stabil mempercepat pengembangan. Oleh itu, dia menjangkakan idea Big Bang dan model kosmologi moden yang mengambil kira kehadiran tenaga gelap. Dan pada tahun 1933, dia mengenal pasti pemalar kosmologi dengan ketumpatan tenaga vakum, yang tidak pernah difikirkan sebelumnya. Ianya hebatsejauh mana saintis ini, yang pasti mendapat gelaran penemu pengembangan Alam Semesta, adalah lebih awal daripada zamannya!
Alexey Levin
