Как открывали расширение вселенной

      Комментарии к записи Как открывали расширение вселенной отключены

Как открывали расширение вселенной

    Еще сто лет назад представления о Вселенной базировались на ньютоновской механике и евклидовой геометрии. Кроме того немногие ученые, такие как Гаусс и Лобачевский, допускавшие (лишь как догадку!) физическую действительность релятивисткой геометрии, вычисляли космическое пространство вечным и неизменным Из-за расширения Вселенной делать выводы о расстоянии до далеких галактик непросто.
    Свет, дошедший через 13 млрд лет от галактики A1689-zD1 в 3,35 млрд световых лет от нас (А), «краснеет» и ослабевает по мере преодоления расширяющегося пространства, а сама галактика удаляется (B). Он будет нести данные о дистанции в красном смещении (13 млрд св. лет), в угловом размере (3,5 млрд св. лет), в интенсивности (263 млрд св. лет), в то время как настоящее расстояние образовывает 30 млрд св. лет Космологическая модель Леметра, обрисовывающая расширение Вселенной, намного опередила собственный время. Вселенная Леметра начинается с Громадного взрыва, по окончании которого расширение сперва замедляется, а после этого начинает ускоряться

В первой половине 70-ых годов девятнадцатого века британский математик Уильям Клиффорд пришел к весьма глубокой мысли, что пространство возможно искривлено, причем неодинаково в различных точках, и что со временем его кривизна может изменяться. Он кроме того допускал, что такие трансформации как-то связаны с перемещением материи. Обе эти идеи спустя десятилетия легли в базу неспециализированной теории относительности.

Сам Клиффорд до этого не дожил — он погиб от туберкулеза в возрасте 34 лет за 11 дней до рождения Альберта Эйнштейна.

Красное смещение

Первые сведения о расширении Вселенной предоставила астроспектрография. Во второй половине 80-ых годов девятнадцатого века британский астролог Уильям Хаггинс увидел, что длины волн звездного света пара перемещены если сравнивать с земными спектрами тех же элементов. Исходя из формулы оптической версии результата Допплера, выведенной во второй половине 40-ых годов XIX века французским физиком Арманом Физо, возможно вычислить величину радиальной скорости звезды.

Подобные наблюдения разрешают отследить перемещение космического объекта.

Четверть века спустя эту возможность по-новому применял сотрудник обсерватории во Флагстаффе в штате Аризона Весто Слайфер, что с 1912 года изучал спектры спиральных туманностей на 24-дюймовом телескопе с хорошим спектрографом. Для получения качественного снимка одну и ту же фотопластинку экспонировали по нескольку ночей, исходя из этого проект двигался медлительно. С сентября по декабрь 1913 года Слайфер занимался туманностью Андромеды и посредством формулы Допплера-Физо заключил , что она за одну секунду приближается к Почва на 300 км.

В 1917 он обнародовал информацию о радиальных скоростях 25 туманностей, каковые показывали большую асимметрию их направлений. Лишь четыре туманности приближались к Солнцу, остальные удирали (и кое-какие весьма скоро).

Слайфер не стремился к славе и не пропагандировал собственные результаты. Исходя из этого они стали известны в астрономических кругах, только в то время, когда на них обратил внимание известный английский астрофизик Артур Эддингтон.

В первой половине 20-ых годов XX века он опубликовал монографию по теории относительности, куда включил список отысканных Слайфером радиальных скоростей 41 туманности. В том месте находилась все та же четверка туманностей с голубым смещением, тогда как у остальных 37 спектральные линии были перемещены в красную сторону. Их радиальные скорости варьировали в пределах 150 — 1800 км/с и в среднем в 25 раз превышали узнаваемые к тому времени скорости звезд Млечного Пути.

Это наводило на идея, что туманности участвуют в иных перемещениях, нежели «хорошие» светила.

Космические острова

В начале двадцатого века большая часть астрологов полагало, что спиральные туманности расположены на периферии Млечного Пути, а за его пределами уже нет ничего, не считая безлюдного чёрного пространства. Действительно, еще в восемнадцатом веке кое-какие ученые видели в туманностях огромные звездные скопления (Иммануил Кант назвал их островными вселенными). Но эта догадка не пользовалась популярностью, потому, что точно выяснить расстояния до туманностей никак не получалось.

Эту задачу решил Эдвин Хаббл, трудившийся на 100-дюймовом телескопе-рефлекторе калифорнийской обсерватории Маунт-Вилсон. В 1923—1924 годах он понял, что туманность Андромеды складывается из множества светящихся объектов, среди которых имеется переменные звезды семейства цефеид. Тогда уже было как мы знаем, что период трансформации их видимого блеска связан с безотносительной светимостью, и исходя из этого цефеиды пригодны для калибровки космических расстояний.

С их помощью Хаббл оценил расстояние до Андромеды в 285 000 парсек (по современным данным, оно образовывает 800 000 парсек). Диаметр Млечного Пути тогда полагали примерно равным 100 000 парсек (в конечном итоге он в три раза меньше). Из этого следовало, что Млечный Путь и Андромеду нужно вычислять свободными звездными скоплениями.

Скоро Хаббл идентифицировал еще две независимые галактики, чем совсем подтвердил догадку «островных вселенных».

Справедливости для необходимо подчеркнуть, что за два года до Хаббла расстояние до Андромеды вычислил эстонский астролог Эрнст Опик, чей итог — 450000 парсек — был ближе к верному. Но он применял последовательность теоретических мыслей, каковые не были так же убедительны, как прямые наблюдения Хаббла.

К 1926 году Хаббл совершил статистический анализ наблюдений четырех сотен «внегалактических туманностей» (этим термином он пользовался еще долго, избегая именовать их галактиками) и внес предложение формулу, разрешающую связать расстояние до туманности с ее видимой яркостью. Не обращая внимания на огромные погрешности этого способа, новые эти подтверждали, что туманности распределены в пространстве более либо менее равномерно и находятся далеко за границами Млечного Пути. Сейчас уже не приходилось сомневаться, что космос не замыкается на отечественной Галактике и ее ближайших соседях.

Модельеры космоса

Эддингтон заинтересовался результатами Слайфера еще до окончательного выяснения природы спиральных туманностей. К этому времени уже существовала космологическая модель, в определенном смысле предвещавшая эффект, распознанный Слайфером. Эддингтон большое количество думал о ней и, конечно, не потерял случая придать наблюдениям аризонского астролога космологическое звучание.

Современная теоретическая космология началась в 1917 двумя революционными статьями, представившими модели Вселенной, выстроенные на базе неспециализированной теории относительности. Одну из них написал сам Эйнштейн, другую — голландский астролог Виллем де Ситтер.

Эйнштейн в духе времени думал, что Вселенная как целое статична (он пробовал сделать ее еще и нескончаемой в пространстве, но не смог отыскать корректные граничные условия для собственных уравнений). В итоге он выстроил модель замкнутой Вселенной, пространство которой владеет постоянной хорошей кривизной (и исходя из этого она имеет постоянный конечный радиус). Время в данной Вселенной, наоборот, течет по-ньютоновски, в одном направлении и с однообразной скоростью.

Пространство-время данной модели искривлено за счет пространственной компоненты, тогда как временная никак не деформирована. Статичность этого мира снабжает особый «вкладыш» в главное уравнение, мешающий гравитационному схлопыванию и тем самым действующий как вездесущее антигравитационное поле. Его интенсивность пропорциональна особенной константе, которую Эйнштейн назвал универсальной (на данный момент ее именуют космологической постоянной).

Эйнштейновская модель разрешила вычислить размер Вселенной, общее число материи а также значение космологической постоянной. Для этого нужна только средняя плотность космического вещества, которую, в принципе, возможно выяснить из наблюдений. Не просто так данной моделью восхищался Эддингтон и применял на практике Хаббл.

Но ее портит неустойчивость, которую Эйнштейн просто не увидел: при мельчайшем отклонении радиуса от равновесного значения эйнштейновский мир или расширяется, или претерпевает гравитационный коллапс. Исходя из этого к настоящей Вселенной такая модель отношения не имеет.

Безлюдный мир

Де Ситтер также выстроил, как он сам вычислял, статичный мир постоянной кривизны, но не хорошей, а отрицательной. В нем присутствует эйнштейновская космологическая константа, но всецело отсутствует материя. При введении пробных частиц сколь угодно малой массы они разбегаются и уходят в бесконечность. Помимо этого, время на периферии вселенной де Ситтера течет медленней, нежели в ее центре.

Вследствие этого с громадных расстояний световые волны приходят с красным смещением, даже в том случае, если их источник неподвижен относительно наблюдателя. Исходя из этого в 1920-е годы Эддингтон и другие астрологи задались вопросом: не имеет ли модель де Ситтера чего-нибудь неспециализированного с действительностью, отраженной в наблюдениях Слайфера?

Эти подозрения подтвердились, хоть и в другом замысле. Статичность вселенной де Ситтера была мнимой, потому, что была связана с неудачным выбором координатной совокупности. По окончании исправления данной неточности пространство де Ситтера выяснилось плоским, евклидовым, но нестатичным. Благодаря антигравитационной космологической константе оно расширяется, сохраняя наряду с этим нулевую кривизну.

Вследствие этого расширения длины волн фотонов возрастают, что и влечет за собой предсказанный де Ситтером сдвиг спектральных линий. Необходимо подчеркнуть, что именно так сейчас растолковывают космологическое красное смещение далеких галактик.

От статистики к динамике

История открыто нестатичных космологических теорий начинается с двух работ советского физика Александра Фридмана, размещённых в германском издании Zeitschrift fur Physik в 1922 и 1924 годах. Фридман просчитал модели вселенных с переменной во времени хорошей и отрицательной кривизной, каковые стали золотым фондом теоретической космологии. Но современники эти работы практически не увидели (Эйнштейн сперва кроме того счел первую статью Фридмана математически ошибочной).

Сам Фридман полагал, что астрономия еще не владеет арсеналом наблюдений, разрешающим решить, какая из космологических моделей более соответствует действительности, и потому ограничился чистой математикой. Быть может, он действовал бы в противном случае, если бы ознакомился с результатами Слайфера, но этого не произошло.

По-второму мыслил наибольший космолог первой половины XX века Жорж Леметр. На родине, в Бельгии, он защитил диссертацию по математике, а после этого в середине 1920-х изучал астрономию — в Кембридже под управлением Эддингтона и в Гарвардcкой обсерватории у Харлоу Шепли (на протяжении нахождения в Соединенных Штатах, где он подготовил вторую диссертацию в МIT, он познакомился со Слайфером и Хабблом). Еще в 1925 году Леметру в первый раз удалось продемонстрировать, что статичность модели де Ситтера мнимая.

По возвращении на родину в качестве доктора наук Лувенского университета Леметр выстроил первую модель расширяющейся вселенной, владеющую четким астрономическим обоснованием. Без преувеличения, эта работа стала революционным прорывом в науке о космосе.

Мировой революция

В собственной модели Леметр сохранил космологическую константу с эйнштейновским численным значением. Исходя из этого его вселенная начинается статичным состоянием, но со временем из-за флуктуаций вступает на путь постоянного расширения с возрастающей скоростью. На данной стадии она сохраняет хорошую кривизну, которая снижается с возрастанием радиуса. Леметр включил в состав собственной вселенной не только вещество, но и электромагнитное излучение.

Этого не сделали ни Эйнштейн, ни де Ситтер, чьи работы были Леметру известны, ни Фридман, о котором он тогда ничего не знал.

Леметр еще в Соединенных Штатах высказал предположение, что красные смещения далеких галактик появляются из-за расширения пространства, которое «растягивает» световые волны. Сейчас же он доказал это математически. Он кроме этого показал, что маленькие (большое количество меньшие единицы) красные смещения пропорциональны расстояниям до источника света, причем коэффициент пропорциональности зависит лишь от времени и несет данные о текущем темпе расширения Вселенной.

Потому, что из формулы Допплера-Физо следовало, что радиальная скорость галактики пропорциональна красному смещению, Леметр заключил , что эта скорость кроме этого пропорциональна ее удаленности. Проанализировав дистанции и скорости 42 галактик из перечня Хаббла и учтя внутригалактическую скорость Солнца, он установил значения коэффициентов пропорциональности.

Незамеченная работа

Собственную работу Леметр разместил в 1927 году на французском языке в малочитаемом издании «Анналы Брюссельского научного общества». Уверены в том, что это послужило главной причиной, в результате которой она сначала осталась фактически незамеченной (кроме того его преподавателем Эддингтоном). Действительно, в осеннюю пору того же года Леметр смог обсудить собственные выводы с Эйнштейном и определил от него о итогах Фридмана.

У создателя ОТО не было технических возражений, но он решительно не поверил в физическую действительность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).

Графики Хаббла

В это же время в начале прошлого века Хаббл и Хьюмасон распознали линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (по большей части еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент данной пропорциональности на данный момент обозначают H0 и именуют параметром Хаббла (по последним данным, он мало превышает 70 (км/с)/мегапарсек).

Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между дистанциями и галактическими скоростями была размещена в начале 1929 года. Годом ранее юный американский математик Хауард Робертсон за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, быть может, знал. Но в его известной статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась.

Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально обрисовывают перемещения галактик в космическом пространстве, но постоянно воздерживался от их конкретной интерпретации. Суть собственного открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, другое предоставлял теоретикам. Исходя из этого при всем уважении к Хабблу вычислять его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.

И все-таки она расширяется!

Однако Хаббл подготовил землю для модели расширения и признания Вселенной Леметра. Уже в первой половине 30-ых годов двадцатого века ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позднее ученые увидели и по преимуществу оценили работы Фридмана. В первой половине 30-ых годов двадцатого века с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский собственную статью (с маленькими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества».

В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позднее совместно с де Ситтером выстроил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за собственной простоты продолжительное время была весьма популярна среди космологов.

В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В данной модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр кроме этого именовал его квантом), породивший и пространство, и время. Потому, что тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость значительно уменьшается — нельзя исключать, что практически до нуля.

Позднее Леметр ввел в собственную модель космологическую постоянную, вынудившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Громадного взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие чёрной энергии. А в первой половине 30-ых годов XX века он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался.

Легко страно, как данный ученый, непременно хороший титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил собственный время!

Зависимость и

    Законы скорости далеких объектов от красного смещения в соответствии с СТО, ОТО (зависит от модели и времени, кривая показывает настоящее время и текущую модель). При малых смещениях зависимость линейная

Эдвин Хаббл эмпирически распознал примерную пропорциональность красных галактических дистанций и смещений, которую он посредством формулы Допплера-Физо перевоплотил в пропорциональность между расстояниями и скоростями. Так что мы имеем тут дело с двумя разными закономерностями.

Хаббл не знал, как эти закономерности связаны между собой, но что об этом говорит сегодняшняя наука?

Как продемонстрировал еще Леметр, линейная корреляция между космологическими (позванными расширением Вселенной) красными дистанциями и смещениями отнюдь не безотносительна. На практике она прекрасно соблюдается только для смещений, меньших 0,1. Так что эмпирический закон Хаббла не правильный, а приближенный, да и формула Допплера-Физо честна лишь для маленьких смещений спектра.

А вот теоретический закон, связывающий радиальную скорость далеких объектов с расстоянием до них (с коэффициентом пропорциональности в виде параметра Хаббла V=Hd), честен для любых красных смещений. Но фигурирующая в нем скорость V — вовсе не скорость физических сигналов либо настоящих тел в физическом пространстве. Это скорость возрастания расстояний между галактическими скоплениями и галактиками, которое обусловлено расширением Вселенной.

Мы бы смогли ее измерить, лишь в случае если были бы в состоянии останавливать расширение Вселенной, мгновенно протягивать мерные ленты между галактиками, считывать расстояния между ними и дробить их на промежутки времени между измерениями. Конечно, законы физики этого не разрешают.

Исходя из этого космологи предпочитают применять параметр Хаббла H в второй формуле, где фигурирует масштабный фактор Вселенной, что именно и обрисовывает степень ее расширения в разные космические эры (потому, что данный параметр изменяется со временем, его современное значение обозначают H0). Вселенная на данный момент расширяется с ускорением, так что величина хаббловского параметра возрастает.

Измеряя космологические красные смещения, мы приобретаем данные о степени расширения пространства. Свет галактики, пришедший к нам с космологическим красным смещением z, покинул ее, в то время, когда все космологические расстояния были в 1+z раз меньшими, нежели в отечественную эру. Взять об данной галактике дополнительные сведения, такие как ее нынешняя расстояние либо скорость удаления от Млечного Пути, возможно только посредством конкретной космологической модели.

К примеру, в модели Эйнштейна — де Ситтера галактика с z = 5 отдаляется от нас со скоростью, равной 1,1 с (скорости света). А вдруг сделать часту ошибку и просто уравнять V/c и z, то эта скорость окажется впятеро больше световой. Расхождение, как видим, нешуточное.

Сопутствующие координаты

В космологических вычислениях комфортно пользоваться сопутствующими координатными совокупностями, каковые увеличиваются в унисон с расширением Вселенной.

В идеализированной модели, где галактики и галактические кластеры не участвуют ни в каких собственных перемещениях, их сопутствующие координаты не изменяются. А вот расстояние между двумя объектами сейчас времени равна их постоянной дистанции в сопутствующих координатах, умноженной на величину масштабного фактора для этого момента. Такую обстановку легко проиллюстрировать на надувном глобусе: долгота и широта каждой точки не изменяются, а расстояние между любой парой точек возрастает с ростом радиуса.

Применение сопутствующих координат оказывает помощь понять глубокие различия между космологией расширяющейся Вселенной, особой ньютоновской физикой и теорией относительности. Так, в ньютоновской механике все перемещения относительны, и полная неподвижность не имеет физического смысла. Наоборот, в космологии неподвижность в сопутствующих координатах безотносительна и в принципе возможно подтверждена наблюдениями.

Особая теория относительности обрисовывает процессы в пространстве-времени, из которого возможно посредством преобразований Лоренца нескончаемым числом способов вычленять пространственные и временные компоненты. Космологическое пространство-время, наоборот, конечно распадается на искривленное расширяющееся пространство и единое космическое время. Наряду с этим скорость разбегания далеких галактик может многократно быть больше скорость света.

Статья «Как открывали расширение Вселенной» размещена в издании «Популярная механика» (№116, июнь 2012).

Ускоренное расширение Вселенной — Дмитрий Горбунов


Интересные записи на сайте:

Подобранные по важим запросам, статьи по теме: