Fremtiden til universet. Ulike kosmologiske scenarier har blitt foreslått for å beskrive universets fremtid. Kosmologiske modeller av universet Generelt akseptert modell av universet
I begynnelsen var universet en ekspanderende klump av tomhet. Dens kollaps førte til Big Bang, i det ildpustende plasmaet som de første kjemiske elementene ble smidd av. Så komprimerte tyngdekraften de avkjølende gasskyene i millioner av år. Og så lyste de første stjernene opp og lyste opp et storslått univers med billioner av bleke galakser... Dette bildet av verden, støttet av de største astronomiske funnene på 1900-tallet, står på et solid teoretisk grunnlag. Men det er spesialister som ikke liker det. De ser vedvarende etter svake punkter i den, i håp om at en annen kosmologi vil erstatte den nåværende.
På begynnelsen av 1920-tallet fant St. Petersburg-forskeren Alexander Friedman, som for enkelhets skyld at materie jevnt fyller hele rommet, en løsning på likningene for generell relativitet (GTR), som beskriver det ikke-stasjonære ekspanderende universet. Selv Einstein tok ikke denne oppdagelsen på alvor, og trodde at universet måtte være evig og uforanderlig. For å beskrive et slikt univers introduserte han til og med en spesiell "anti-gravitasjons" lambda-term i de generelle relativitetsligningene. Friedman døde snart av tyfoidfeber, og avgjørelsen hans ble glemt. Edwin Hubble, som jobbet på verdens største 100-tommers teleskop ved Mount Wilson Observatory, hadde for eksempel ikke hørt noe om disse ideene.
I 1929 hadde Hubble målt avstandene til flere dusin galakser, og sammenlignet dem med tidligere oppnådde spektre, oppdaget han uventet at jo lenger unna en galakse er, desto mer rødforskyvet er dens spektrallinjer. Den enkleste måten å forklare det røde skiftet på var Doppler-effekten. Men så viste det seg at alle galaksene raskt beveget seg bort fra oss. Det var så rart at astronomen Fritz Zwicky la frem en veldig dristig hypotese om «trett lys», ifølge hvilken det ikke er galakser som beveger seg bort fra oss, men lyskvanter som under en lang reise opplever en viss motstand mot bevegelsen, og gradvis mister energi og blir rød. Så husket vi selvfølgelig ideen om å utvide plass, og det viste seg at i dette merkelige glemt teori Ikke mindre merkelige nye observasjoner passer godt. Friedmans modell hadde også fordel av det faktum at opprinnelsen til det røde skiftet i den ligner veldig på den vanlige dopplereffekten: selv i dag forstår ikke alle astronomer at "spredningen" av galakser i verdensrommet slett ikke er det samme som utvidelsen av selve rommet med "frosne" galakser inn i det.
Hypotesen om "trett lys" forsvant stille fra scenen på slutten av 1930-tallet, da fysikere bemerket at et foton mister energi bare ved å samhandle med andre partikler, og i dette tilfellet endres retningen på dets bevegelse nødvendigvis i det minste litt. Så bildene av fjerne galakser i "trett lys"-modellen skal være uskarpe, som i en tåke, men de er synlige ganske tydelig. Som et resultat har Friedmann-modellen av universet, et alternativ til allment aksepterte ideer, nylig vunnet alles oppmerksomhet. (Men til slutten av livet, i 1953, innrømmet Hubble selv at utvidelsen av rommet bare kunne være en tilsynelatende effekt.)
To ganger alternativ standard
Men siden universet utvider seg, betyr det at det var tettere før. Ved å snu utviklingen mentalt, konkluderte Friedmans student, kjernefysiker Georgi Gamow, at det tidlige universet var så varmt at termonukleære fusjonsreaksjoner fant sted i det. Gamow prøvde å forklare med dem den observerte utbredelsen av kjemiske elementer, men han klarte å "koke" bare noen få typer lette kjerner i den primære gryten. Det viste seg at verden i tillegg til hydrogen skulle inneholde 23-25 % helium, en hundredels prosent deuterium og en milliarddel litium. Teorien om syntesen av tyngre grunnstoffer i stjerner ble senere utviklet sammen med kollegene hans av Gamows konkurrent, astrofysiker Fred Hoyle.
I 1948 spådde Gamow også at et observerbart spor skulle forbli fra det varme universet - avkjølt mikrobølgestråling med en temperatur på flere grader Kelvin, som kommer fra alle himmelretninger. Akk, Gamows spådom gjentok skjebnen til Friedmans modell: ingen hadde det travelt med å se etter strålingen. Teorien om et varmt univers virket for ekstravagant til å utføre dyre eksperimenter for å teste den. I tillegg ble det sett paralleller i den med guddommelig skapelse, som mange forskere tok avstand fra. Det endte med at Gamow forlot kosmologien og byttet til genetikk, som dukket opp på den tiden.
På 1950-tallet ble en ny versjon av teorien om et stasjonært univers, utviklet av den samme Fred Hoyle sammen med astrofysiker Thomas Gold og matematikeren Hermann Bondi, populær på 1950-tallet. Under press fra Hubbles oppdagelse aksepterte de utvidelsen av universet, men ikke dets utvikling. I følge deres teori er utvidelsen av rommet ledsaget av spontan dannelse av hydrogenatomer, slik at den gjennomsnittlige tettheten til universet forblir uendret. Dette er selvfølgelig et brudd på loven om bevaring av energi, men en ekstremt ubetydelig - ikke mer enn ett hydrogenatom per milliard år per kubikkmeter plass. Hoyle kalte modellen sin "teorien om kontinuerlig skapelse" og introduserte et spesielt C-felt (fra den engelske skapelsen - skapelse) med negativt trykk, som tvang universet til å blåse opp, samtidig som det opprettholder en konstant tetthet av materie. I strid med Gamow forklarte Hoyle dannelsen av alle elementer, inkludert lette, ved termonukleære prosesser i stjerner.
Den kosmiske mikrobølgebakgrunnen spådd av Gamow ble ved et uhell lagt merke til nesten 20 år senere. Oppdagerne mottok Nobelprisen, og det varme Friedmann-Gamow-universet fortrengte raskt konkurrerende hypoteser. Hoyle ga imidlertid ikke opp, og forsvarte sin teori og argumenterte for at mikrobølgebakgrunnen ble generert av fjerne stjerner, hvis lys ble spredt og re-utgitt av kosmisk støv. Men da skal himmelens glød være flekkete, men den er nesten helt ensartet. Data på kjemisk oppbygning stjerner og kosmiske skyer, som også stemte overens med Gams modell for primordial nukleosyntese.
Dermed ble den to ganger alternative teorien om Big Bang allment akseptert, eller, som det er mote å si i dag, omgjort til den vitenskapelige mainstream. Og nå blir skolebarn lært at Hubble oppdaget eksplosjonen av universet (og ikke avhengigheten av det røde skiftet på avstand), og kosmisk mikrobølgestråling, med den lette hånden til den sovjetiske astrofysikeren Joseph Samuilovich Shklovsky, blir en reliktstråling. Modellen av det varme universet er "sydd" inn i folks sinn bokstavelig talt på språknivå.
Fire årsaker til rødforskyvning
Hvilken bør du velge for å forklare Hubbles lov - rødforskyvningens avhengighet av avstand?
|
Laboratorietestet |
Ikke laboratorietestet |
|
|
Frekvensendring |
1. Dopplereffekt Oppstår når strålingskilden fjernes. Lysbølgene kommer til mottakeren vår litt sjeldnere enn de sendes ut av kilden. Effekten er mye brukt i astronomi for å måle bevegelseshastigheten til objekter langs siktlinjen. |
3. Utvidelse av plass I følge den generelle relativitetsteorien kan egenskapene til selve rommet endres over tid. Hvis dette resulterer i en økning i avstanden mellom kilden og mottakeren, så strekkes lysbølgene på samme måte som i Doppler-effekten. |
|
Energiforandring |
2. Gravitasjonsrødforskyvning Når et kvantum av lys slipper ut av en gravitasjonsbrønn, bruker det energi på å overvinne tyngdekreftene. En reduksjon i energi tilsvarer en reduksjon i frekvensen av stråling og dens forskyvning til den røde siden av spekteret. |
4. Lett tretthet Kanskje er bevegelsen til et lyskvante i rommet ledsaget av en slags "friksjon", det vil si et tap av energi proporsjonalt med veien tilbake. Dette var en av de første hypotesene som ble fremsatt for å forklare den kosmologiske rødforskyvningen. |
Graving under fundamentene
Men menneskets natur er slik at så snart en annen ubestridelig idé tar tak i samfunnet, er det umiddelbart folk som vil krangle. Kritikk av standard kosmologi kan deles inn i konseptuell, som påpeker ufullkommenhet i dens teoretiske grunnlag, og astronomisk, med henvisning til spesifikke fakta og observasjoner som er vanskelige å forklare.
Hovedmålet for konseptuelle angrep er selvfølgelig den generelle relativitetsteorien (GR). Einstein ga en overraskende vakker beskrivelse av tyngdekraften, og identifiserte den med krumningen av rom-tid. Imidlertid følger den fra generell relativitetsteori eksistensen av sorte hull, merkelige objekter i sentrum av hvilke materie komprimeres til et punkt med uendelig tetthet. I fysikk indikerer utseendet til uendelighet alltid grensene for en teoris anvendelighet. Ved ultrahøye tettheter må generell relativitet erstattes av kvantegravitasjon. Men alle forsøk på å introdusere kvantefysikkens prinsipper i generell relativitet har mislyktes, noe som tvinger fysikere til å lete etter alternative teorier om tyngdekraften. Dusinvis av dem ble bygget på 1900-tallet. De fleste tålte ikke eksperimentell testing. Men noen få teorier holder fortsatt. Blant dem er for eksempel feltteorien om gravitasjon av akademiker Logunov, der det ikke er noe buet rom, ingen singulariteter oppstår, noe som betyr at det ikke er svarte hull eller Big Bang. Hvor enn spådommene til slike alternative teorier om tyngdekraft kan testes eksperimentelt, stemmer de overens med den generelle relativitetsteorien, og bare i ekstreme tilfeller - ved ultrahøye tettheter eller ved veldig store kosmologiske avstander - er konklusjonene deres forskjellige. Dette betyr at universets struktur og utvikling må være annerledes.
Ny kosmografi
Det var en gang, Johannes Kepler, som prøvde å teoretisk forklare forholdet mellom radiene til planetbaner, nestet regulære polyedre inn i hverandre. Sfærene som er beskrevet og innskrevet i dem, virket for ham den mest direkte veien til å avdekke universets struktur - "The Cosmographic Mystery", som han kalte boken sin. Senere, basert på observasjonene til Tycho Brahe, forkastet han den eldgamle ideen om den himmelske perfeksjon av sirkler og kuler, og konkluderte med at planetene beveger seg i ellipser.
Mange moderne astronomer er også skeptiske til teoretikeres spekulative konstruksjoner og foretrekker å hente inspirasjon ved å se på himmelen. Og der kan du se at vår galakse, Melkeveien, er en del av en liten klynge kalt den lokale gruppe galakser, som tiltrekkes til sentrum av en enorm sky av galakser i stjernebildet Jomfruen, kjent som den lokale superklyngen. Tilbake i 1958 publiserte astronomen George Abel en katalog over 2712 galaksehoper på den nordlige himmelen, som igjen er gruppert i superklynger.
Enig, det ser ikke ut som et univers jevnt fylt med materie. Men uten homogenitet i Friedman-modellen er det umulig å oppnå et ekspansjonsregime i samsvar med Hubbles lov. Og den fantastiske glattheten til mikrobølgebakgrunnen kan heller ikke forklares. Derfor, i navnet til teoriens skjønnhet, ble universets homogenitet erklært som et kosmologisk prinsipp, og observatører ble forventet å bekrefte det. Selvfølgelig, på små avstander etter kosmologiske standarder – hundre ganger størrelsen på Melkeveien – dominerer attraksjonen mellom galakser: de beveger seg i bane, kolliderer og smelter sammen. Men med utgangspunkt i en viss avstandsskala, må universet ganske enkelt bli homogent.
På 1970-tallet tillot observasjoner oss ennå ikke å si med sikkerhet om strukturer større enn et par titalls megaparsek eksisterte, og ordene "universets homogenitet i stor skala" hørtes ut som et beskyttende mantra fra Friedmanns kosmologi. Men på begynnelsen av 1990-tallet hadde situasjonen endret seg dramatisk. På grensen til stjernebildene Fiskene og Cetus ble det oppdaget et kompleks av superklynger som måler rundt 50 megaparsek, som inkluderer den lokale superklyngen. I stjernebildet Hydra oppdaget de først Great Attractor med en størrelse på 60 megaparsek, og deretter bak den tredoblet den enorme Shapley-superklyngen større størrelse. Og dette er ikke isolerte objekter. Samtidig beskrev astronomer den kinesiske mur, en kompleks 150 megaparsek lang, og listen fortsetter å vokse.
Ved slutten av århundret ble produksjonen av 3D-kart over universet satt i drift. I ett teleskopeksponering oppnås spektre av hundrevis av galakser. For å gjøre dette plasserer en robotmanipulator hundrevis av optiske fibre i fokalplanet til vidvinkel-Schmidt-kameraet ved kjente koordinater, og sender lyset fra hver enkelt galakse til det spektrografiske laboratoriet. Den største SDSS-undersøkelsen til dags dato har allerede bestemt spektrene og rødforskyvningene til en million galakser. Og den største kjente strukturen i universet er fortsatt den kinesiske mur av Sloan, oppdaget i 2003 ifølge den forrige CfA-II-undersøkelsen. Lengden er 500 megaparsek, som er 12 % av avstanden til horisonten til Friedmann-universet.
Sammen med konsentrasjoner av materie har det også blitt oppdaget mange øde områder i verdensrommet - tomrom, hvor det ikke er noen galakser eller til og med mystisk mørk materie. Mange av dem overstiger 100 megaparsek i størrelse, og i 2007 rapporterte American National Radio Astronomy Observatory oppdagelsen av et stort tomrom med en diameter på rundt 300 megaparsek.
Selve eksistensen av slike grandiose strukturer utfordrer standard kosmologi, der inhomogeniteter utvikler seg på grunn av gravitasjonssammentrengningen av materie fra små tetthetssvingninger som er igjen fra Big Bang. Ved de observerte naturlige bevegelseshastighetene til galakser kan de ikke reise mer enn et dusin eller to megaparsekunder i løpet av hele universets levetid. Og hvordan kan vi da forklare konsentrasjonen av et stoff som måler hundrevis av megaparsek?
Mørke enheter
Strengt tatt forklarer ikke Friedmans modell "i sin rene form" dannelsen av selv små strukturer - galakser og klynger, med mindre vi legger til en spesiell uobserverbar enhet, oppfunnet i 1933 av Fritz Zwicky. Mens han studerte Coma-hopen, oppdaget han at galaksene beveget seg så raskt at de lett skulle fly bort. Hvorfor går ikke klyngen i oppløsning? Zwicky antydet at massen var mye større enn anslått fra lyskilder. Slik oppsto skjult masse i astrofysikken, som i dag kalles mørk materie. Uten den er det umulig å beskrive dynamikken til galaktiske skiver og galaksehoper, bøyningen av lys når de passerer disse klyngene, og selve deres opprinnelse. Det er anslått at det er 5 ganger mer mørk materie enn vanlig lysende materie. Det er allerede fastslått at dette ikke er mørke planetoider, ikke sorte hull, og ingen kjente elementærpartikler. Mørk materie består sannsynligvis av en slags tunge partikler som bare deltar i svake interaksjoner.
Nylig oppdaget det italiensk-russiske satellitteksperimentet PAMELA et merkelig overskudd av energiske positroner i kosmiske stråler. Astrofysikere kjenner ikke en passende kilde til positroner og antyder at de kan være produkter av en slags reaksjon med mørk materiepartikler. I så fall kan Gamows teori om primær nukleosyntese være i fare, fordi den ikke antok tilstedeværelsen av tidlig univers et stort antall uforståelige tunge partikler.
Den mystiske mørke energien måtte snarest legges til standardmodellen av universet ved begynnelsen av det 20. og 21. århundre. Ikke lenge før dette ble en ny metode for å bestemme avstander til fjerne galakser testet. "Standardlyset" i det var eksplosjonene av supernovaer av en spesiell type, som på selve høyden av utbruddet alltid har nesten samme lysstyrke. Deres tilsynelatende lysstyrke brukes til å bestemme avstanden til galaksen der katastrofen skjedde. Alle forventet at målinger ville vise en liten nedgang i universets utvidelse under påvirkning av selvtyngdekraften til dets materie. Med stor overraskelse oppdaget astronomer at utvidelsen av universet tvert imot akselererer! Mørk energi ble oppfunnet for å gi den universelle kosmiske frastøtningen som blåser opp universet. Faktisk kan den ikke skilles fra lambda-begrepet i Einsteins ligninger og, hva som er morsommere, fra C-feltet fra Bondi-Gold-Hoyle-teorien om et stasjonært univers, tidligere hovedkonkurrenten til Friedmann-Gamow-kosmologien. Dette er hvordan kunstige spekulative ideer migrerer mellom teorier, og hjelper dem å overleve under presset av nye fakta.
Hvis Friedmans opprinnelige modell bare hadde én parameter bestemt fra observasjoner (gjennomsnittlig tetthet av materie i universet), så økte antallet "tuning"-parametere merkbart med fremkomsten av "mørke enheter". Dette er ikke bare proporsjonene til de mørke "ingrediensene", men også deres vilkårlige forutsetninger fysiske egenskaper, for eksempel muligheten til å delta i ulike interaksjoner. Er det ikke sant at alt dette minner om Ptolemaios sin teori? Flere og flere episykler ble også lagt til den for å oppnå konsistens med observasjoner, helt til den kollapset under vekten av sin egen overkompliserte design.
DIY-univers
I løpet av de siste 100 årene har et stort utvalg av kosmologiske modeller blitt skapt. Hvis hver av dem tidligere ble oppfattet som en unik fysisk hypotese, har holdningen nå blitt mer prosaisk. For å bygge en kosmologisk modell må du forholde deg til tre ting: teorien om tyngdekraften, som egenskapene til rommet avhenger av, fordelingen av materie og den fysiske naturen til rødforskyvningen, som avhengigheten er avledet fra: avstand - rødforskyvning R(z). Dette setter kosmografien til modellen, som gjør det mulig å beregne ulike effekter: hvordan lysstyrken til et "standard stearinlys", vinkelstørrelsen til en "standardmåler", varigheten av et "standardsekund" og overflatelysstyrken av en "referansegalakse" endres med avstand (eller rettere sagt, med rødforskyvning). Alt som gjenstår er å se på himmelen og forstå hvilken teori som gir de riktige spådommene.
Tenk deg at du om kvelden sitter i en skyskraper ved vinduet og ser på havet av bylys som strekker seg nedenfor. Det er færre av dem i det fjerne. Hvorfor? Kanskje er det fattige utkanter der, eller til og med utviklingen er helt avsluttet. Eller kanskje lyset fra lyktene dempes av tåke eller smog. Eller krumningen av jordoverflaten påvirker den, og fjernlys går rett og slett utover horisonten. For hvert alternativ kan du beregne avhengigheten av antall lys på avstanden og finne en passende forklaring. Dette er hvordan kosmologer studerer fjerne galakser, og prøver å velge den beste modellen av universet.
For at den kosmologiske testen skal fungere, er det viktig å finne "standard" objekter og ta hensyn til påvirkningen av all interferens som forvrenger utseendet deres. Observasjonskosmologer har slitt med dette i åtte tiår. Ta for eksempel vinkelstørrelsestesten. Hvis rommet vårt er euklidisk, det vil si ikke buet, avtar den tilsynelatende størrelsen på galakser i omvendt proporsjon med rødforskyvningen z. I Friedmanns modell med buet rom avtar vinkelstørrelsene på objekter langsommere, og vi ser galakser litt større, som fisk i et akvarium. Det er til og med en modell (Einstein jobbet med den i de tidlige stadiene), der galakser først avtar i størrelse når de beveger seg bort, og deretter begynner å vokse igjen. Problemet er imidlertid at vi ser fjerne galakser slik de var i fortiden, og i løpet av evolusjonen kan størrelsen deres endres. I tillegg, på stor avstand, vises tåkeflekker mindre - på grunn av at det er vanskelig å se kantene deres.
Det er ekstremt vanskelig å ta hensyn til påvirkningen av slike effekter, og derfor avhenger resultatet av en kosmologisk test ofte av preferansene til en bestemt forsker. I et stort utvalg publiserte verk kan man finne tester som både bekrefter og avkrefter en rekke kosmologiske modeller. Og bare profesjonaliteten til forskeren bestemmer hvem av dem som skal tro og hvilke ikke. Her er bare et par eksempler.
I 2006 testet et internasjonalt team på tre dusin astronomer om fjerne supernovaeksplosjoner strakte seg over tid, slik Friedmanns modell krever. De fikk fullstendig enighet med teorien: blinkene forlenges nøyaktig like mange ganger som frekvensen av lyset som kommer fra dem avtar - tidsutvidelse i generell relativitetsteori har samme effekt på alle prosesser. Dette resultatet kunne vært nok en siste spiker i kista til teorien om et stasjonært univers (det første for 40 år siden ble navngitt av Stephen Hawking som den kosmiske mikrobølgebakgrunnen), men i 2009 publiserte den amerikanske astrofysikeren Eric Lerner nøyaktig motsatte resultater oppnådd ved en annen metode. Han brukte overflatelysstyrketesten for galakser, oppfunnet av Richard Tolman tilbake i 1930, spesielt for å velge mellom et ekspanderende og et statisk univers. I Friedmann-modellen faller overflatelysstyrken til galakser veldig raskt med økende rødforskyvning, og i det euklidiske rom med «trøtt lys» er forfallet mye langsommere. Ved z = 1 (hvor galaksene ifølge Friedman er omtrent halvparten så unge som de nær oss), er forskjellen 8 ganger, og ved z = 5, som er nær grensen for Hubble-romteleskopets evner, er mer enn 200 ganger. Testen viste at dataene nesten perfekt sammenfaller med "trett lys"-modellen og avviker sterkt fra Friedmans.
Grunn til tvil
Observasjonskosmologi har akkumulert mye data som sår tvil om riktigheten av den dominerende kosmologiske modellen, som etter å ha lagt til mørk materie og energi begynte å bli kalt LCDM (Lambda - Cold Dark Matter). Et potensielt problem for LCDM er den raske økningen i rekordrøde forskyvninger av oppdagede objekter. Masanori Iye, en ansatt ved det japanske nasjonale astronomiske observatoriet, studerte hvordan rekordhøye rødforskyvninger av galakser, kvasarer og gammastråleutbrudd (de kraftigste eksplosjonene og de fjerneste fyrene i det observerbare universet) vokste. I 2008 hadde alle allerede overvunnet z = 6 terskelen, og rekorden z av gammastråleutbrudd vokste spesielt raskt. I 2009 satte de nok en rekord: z = 8,2. I Friedmans modell tilsvarer dette en alder på rundt 600 millioner år etter Big Bang og passer til grensen med eksisterende teorier om galaksedannelse: lenger, og de vil rett og slett ikke ha tid til å dannes. I mellomtiden ser det ikke ut til at fremgangen i z-indikatorer stopper - alle venter på data fra de nye Herschel- og Planck-romteleskopene, som ble lansert våren 2009. Hvis objekter med z = 15 eller 20 dukker opp, vil det bli en fullverdig LCDM-krise.
Et annet problem ble lagt merke til tilbake i 1972 av Alan Sandage, en av de mest respekterte observasjonskosmologene. Det viser seg at Hubbles lov holder seg alt for godt i umiddelbar nærhet av Melkeveien. Innenfor noen få megaparsek fra oss er materie distribuert ekstremt inhomogent, men galaksene ser ikke ut til å legge merke til dette. Rødforskyvningene deres er nøyaktig proporsjonale med avstandene deres, bortsett fra de som er svært nær sentrene til store klynger. De kaotiske hastighetene til galakser ser ut til å bli dempet av noe. Ved å tegne en analogi med den termiske bevegelsen til molekyler, kalles dette paradokset noen ganger den unormale kulden i Hubble-strømmen. Det er ingen omfattende forklaring på dette paradokset i LCDM, men det får en naturlig forklaring i "trett lys"-modellen. Alexander Raikov fra Pulkovo-observatoriet antok at rødforskyvningen av fotoner og demping av de kaotiske hastighetene til galakser kan være en manifestasjon av den samme kosmologiske faktoren. Og den samme grunnen kan forklare anomalien i bevegelsen til de amerikanske interplanetariske sondene Pioneer 10 og Pioneer 11. Da de forlot solsystemet, opplevde de en liten, uforklarlig nedgang, akkurat passe numerisk for å forklare kulden i Hubble-strømmen.
En rekke kosmologer prøver å bevise at materie i universet er fordelt ikke jevnt, men fraktalt. Dette betyr at uansett hvilken skala vi vurderer universet, vil det alltid avsløre en veksling av klynger og tomrom på tilsvarende nivå. Den første som tok opp dette emnet var den italienske fysikeren Luciano Piotroneiro i 1987. Og for noen år siden publiserte St. Petersburg-kosmologen Yuri Baryshev og Pekka Teerikorpi fra Finland en omfattende monografi «The Fractal Structure of the Universe». En rekke vitenskapelige artikler hevder at i rødforskyvningsundersøkelser blir fraktalnaturen til distribusjonen av galakser trygt avslørt opp til en skala på 100 megaparsec, og heterogenitet spores opp til 500 megaparsec og mer. Og nylig oppdaget Alexander Raikov, sammen med Viktor Orlov fra St. Petersburg State University, tegn på fraktalfordeling i katalogen over gammastråleutbrudd på skalaer opp til z = 3 (det vil si ifølge Friedmann-modellen i de fleste av det synlige universet). Hvis dette bekreftes, står kosmologien for en stor rystelse. Fraktalitet generaliserer begrepet homogenitet, som av hensyn til matematisk enkelhet ble tatt som grunnlaget for det 20. århundres kosmologi. I dag studeres fraktaler aktivt av matematikere, og nye teoremer blir regelmessig bevist. Fraktaliteten til universets storskalastruktur kan føre til svært uventede konsekvenser, og hvem vet om radikale endringer i bildet av universet og dets utvikling venter oss fremover?
Gråt fra hjertet
Og likevel, uansett hvor inspirert kosmologiske "dissidenter" er av slike eksempler, er det i dag ingen sammenhengende og velutviklet teori om universets struktur og utvikling som skiller seg fra standard LCDM. Det som samlet kalles alternativ kosmologi består av en rekke påstander som med rette er reist av tilhengere av det allment aksepterte konseptet, samt et sett lovende ideer av ulik grad av raffinement som kan være nyttige i fremtiden hvis et sterkt alternativt forskningsprogram kommer frem.
Mange tilhengere av alternative synspunkter har en tendens til å feste seg for mye veldig viktig individuelle ideer eller moteksempler. De håper at ved å demonstrere vanskelighetene med standardmodellen, kan den forlates. Men, som vitenskapsfilosofen Imre Lakatos hevdet, kan verken eksperiment eller paradoks ødelegge en teori. Bare en ny, bedre teori dreper en teori. Det er ingenting å tilby for en alternativ kosmologi ennå.
Men hvor vil nye seriøse utviklinger komme fra, klager «alternativene», hvis over hele verden, i tilskuddskomiteer, i redaksjonene til vitenskapelige tidsskrifter og i kommisjoner for fordeling av observasjonstid for teleskoper, er flertallet tilhengere av standard kosmologi. De, sier de, blokkerer rett og slett allokeringen av ressurser til arbeid som ligger utenfor den kosmologiske mainstream, og anser det som en ubrukelig sløsing med midler. For flere år siden nådde spenningen en slik høyde at en gruppe kosmologer skrev et veldig hardt "Open Letter to the Scientific Community" i magasinet New Scientist. Den annonserte etableringen av den internasjonale offentlige organisasjonen Alternative Cosmology Group (www. cosmology. info), som siden med jevne mellomrom har holdt egne konferanser, men som ennå ikke har klart å endre situasjonen nevneverdig.
Vitenskapshistorien kjenner til mange tilfeller da et kraftig nytt forskningsprogram uventet ble dannet rundt ideer som ble ansett som dypt alternative og av liten interesse. Og kanskje bærer den nåværende ulike alternative kosmologien i seg kimen til en fremtidig revolusjon i verdensbildet.
Modell av universet. Stasjonært univers. Innhold Modell av universet 1 Stasjonært univers 2 Konsekvenser 3 Feltteori om elementarpartikler 4 Foton-nøytrino-interaksjoner 5 Rødskifte 6 Konklusjon 7 Universetsmodeller På 1900-tallet konkurrerte to kosmologiske teorier - teorien om det ekspanderende universet (den første tilstanden som universet oppsto fra var så varmt og tett at bare elementærpartikler og stråling kunne eksistere; deretter utvidet universet seg og avkjølte seg, og dannet stjerner og galakser) og teorien om et stasjonært univers (universet har alltid eksistert, den observerte sjeldenheten av materie kompenseres av dens kontinuerlige skapelse). Stasjonært univers Einstein brukte universelle ligninger fra generell relativitet og relaterte krumningen av rom-tid til universets materie. Han introduserte vilkårlig "kosmisk frastøtelse", som var veldig liten, men hindret universet fra å trekke seg sammen til et punkt. Teorien om et stasjonært univers benekter ikke utvidelsen av universet. Ideer om kontinuerlig skapelse av materie dukket opp gjentatte ganger. I 1948 kom således en gruppe forskere ved Cambridge University (G. Bond, T. Gold og F. Hoyle) med hypotesen om et stasjonært univers. Det er godt mulig at det er skapelsen av ny materie som fører til utvidelsen av universet, og ikke omvendt. Den generelle alderen til det stasjonære universet er et meningsløst konsept. For at tettheten i universet skal forbli konstant, må det hele tiden dannes nye partikler. Loven om bevaring av materie og energi gjelder bare for endelige volumer, og siden hvert 3. hydrogenatom opprettet på 1 m balanseres av det samme atomet som forlater dette volumet, brytes ikke bevaringsloven. Bevaringsloven kan bare verifiseres i et begrenset rom.En tilhenger av denne oppfatningen, svensk astrofysiker, nobelprisvinner for 1970, H. Alphen, mener at det interstellare rommet er fylt med lange "filamenter" og andre strukturer som består av plasma. Kreftene som tvinger plasma til å danne slike figurer tvinger det også til å danne galakser, stjerner og stjernesystemer. Han mener at universet ekspanderer under påvirkning av energi som frigjøres under utslettelse av partikler og antipartikler, men denne utvidelsen skjer noe saktere. Konsekvenser Konsekvenser av forskningen: 1) kvasarer har en liten strålingsstyrke, og ikke flere størrelsesordener høyere enn strålingskraften til hele galakser, slik det er vanlig å tro i moderne kosmologi; 2) i kvasarer spres materie med hastigheter opp til lys, og superluminale verdier oppnås som et resultat av overvurdering av universets størrelse. Han ser årsaken til aldring (rødning) av kvanter i gravitasjonsforskyvningen i frekvensen av stråling, som ikke er proporsjonal med avstanden til lyskilden, men med kvadratet av avstanden. I dette tilfellet er størrelsen på den synlige delen av universet ikke 15 milliarder lysår, men 5. Utsagn om det "endelige beviset" på universets varme opprinnelse og høyhastighetsnaturen til den kosmologiske rødforskyvningen er kontroversielle. E. Hubble, som oppdaget loven om kosmologiske rødforskyvninger i 1929, publiserte i 1936 det første observasjonsbeviset på feilslutningen til ideer om nedgangen i galakser. Spesielt har det blitt fastslått at de empiriske avhengighetene oppnådd fra statistisk behandling av rundt hundre kataloger av ekstragalaktiske objekter er i samsvar med de originale teoretiske relasjonene utledet på grunnlag av ideer om universets stabilitet og "aldring" av fotoner. Generelt er de i uforsonlige motsetninger med de kosmologiske modellene til Big Bang-teorien for enhver kombinasjon av parametere til disse modellene. "...En grundig studie av mulige feilkilder viser at observasjoner ser ut til å stemme overens med ideene om rødforskyvningers ikke-hastighetsnatur. ...I teorien fortsetter den relativistiske utvidelsen av universet fortsatt, selv om observasjoner ikke gjør det. tillate oss å fastslå arten av utvidelsen. Så utforskningen av verdensrommet endte på en note av usikkerhet, men det er slik det burde være. Vi er per definisjon i selve sentrum av den observerte regionen. Vi kjenner våre nærmeste naboer , kanskje ganske bra. Etter hvert som avstanden øker, reduseres kunnskapen vår og reduseres raskt. Til syvende og sist er evnene våre begrenset av grensene til teleskopene våre. Og så observerer vi skygger og ser etter landemerker blant målefeil som knapt er mer reelle. 2 Studien vil fortsette. Inntil mulighetene for den empiriske tilnærmingen er uttømt, bør vi ikke stupe inn i den illusoriske verden av spekulative konstruksjoner." (Hubble "The World of Nebulae", 1936) Feltteori om elementærpartikler Foreløpig har feltteorien om elementærpartikler etablert en mekanisme for tap av deler av energien av fotoner når de passerer gjennom universet, et alternativ til Doppler effekt og Big Bang-hypotesen. – Dette er foton-nøytrino-interaksjoner ignorert av standardmodellen. Følgelig kan det røde skiftet ikke betraktes som bevis på Big Bang, og det røde skiftet kan ikke brukes til å bedømme bevegelseshastigheten til fjerne objekter. Dermed fikk ideen om et stasjonært univers uventet støtte og kan derfor nå ikke diskonteres. Foton-nøytrino-interaksjoner I følge feltteorien om elementærpartikler har elektronnøytrinoen (som enhver annen elementærpartikkel) en konstant elektrisk og magnetfelt og vekslende elektromagnetisk felt. I følge klassisk elektrodynamikk vil disse elektromagnetiske feltene samhandle med andre elektromagnetiske felt, inkludert det elektromagnetiske feltet til et foton. Dermed vil passasjen av et foton gjennom et elektronnøytrino (kastet ut i gigantiske mengder av stjerner) eller dets molekylære forbindelse (νe2) ikke gå upåaktet hen av sistnevnte - selv om det er en veldig svak endring eller reduksjon i energien til fotonet , men det vil skje. Og jo mer et foton møter elektronnøytrinoer eller deres molekylære forbindelser på sin vei, jo mer energi vil det miste, og følgelig vil det røde skiftet være sterkere. Det er én ting når et foton flyr parallelt med et elektronnøytrino (beveger seg omtrent med lysets hastighet) på samme kurs, når de begge ble sendt ut av solen, og en helt annen ting når et foton kolliderer med et hvilende elektronnøytrino, med en bundet tilstand av to elektronnøytrinoer (νe2), eller med en elektronnøytrino frigjort av en annen stjerne (beveger seg i en annen retning). Energien som tapes av et foton fra interaksjon med et elektronnøytrino avhenger av orienteringen av spinnet til elektronnøytrinoet, banen langs hvilken fotonet passerer gjennom elektronnøytrinoet, samt av energien til selve fotonet. Dette er ikke lett å beregne, men kan måles ved hjelp av romfartøy og lasere. 3 Det skal bemerkes at denne interaksjonen ikke samsvarer med standardmodellen, siden sistnevnte gir de elementære partiklene som deltar i den forskjellige typer fundamentale interaksjoner: Nøytrino - hypotetisk svak interaksjon, Foton - elektromagnetisk interaksjon. Derfor trekkes konklusjonen om galaksers resesjon på en ensidig tolkning av rødforskyvningen til fordel for Doppler-effekten. – I motsetning til dette har feltteorien om elementarpartikler etablert tilstedeværelsen av elektromagnetiske felt i alle elementarpartikler, inkludert en så unnvikende elementarpartikkel som elektronnøytrinoen. Følgelig bør fotonet og elektronnøytrinoet, som har felles elektroniske interaksjoner, i henhold til klassisk elektrodynamikk, samhandle med hverandre, og hypotesen om "aldring av lys" har en alliert - feltteorien til elementærpartikler. Og hvis vi forkaster standardmodellen, som allerede har vist seg å være feil, reduserer dette automatisk "Big Bang Theory" til nivået til en enkel hypotese som motsier naturlovene. Rødt skifte Gjennom århundrene har forskjellige kosmologiske modeller avløst hverandre, men det ble ansett som helt urokkelig at universet er uendelig i tid og rom. Stjernehimmelen over hodet var et symbol på evighet og uforanderlighet. Men i 1929, basert på observasjoner av galaksespektrene, formulerte Edwin Hubble sin lov, hvorfra det følger at universet utvider seg. Det høres slik ut: hastigheten som galaksene beveger seg bort med øker proporsjonalt med avstanden til dem: v = Hr hvor v er hastigheten galaksen beveger seg bort fra oss med, r er avstanden til den, og H er Hubble-konstanten. H= 70 km/(s Mpc). Hubbles lov betyr overhodet ikke at vår galakse er senteret hvorfra ekspansjonen skjer. En observatør hvor som helst i universet vil se det samme bildet: alle galakser løper fra hverandre. Det er derfor de sier at selve rommet utvider seg. Utvidelsen av universet er det største naturfenomenet kjent for menneskeheten. Jo raskere en galakse beveger seg bort fra oss, jo mer vil linjene i spekteret forskyves mot rødt, ifølge Doppler-effekten. 4 Effekten er oppkalt etter Christian Andreas Doppler, som foreslo den første kjente fysiske forklaringen på fenomenet i 1842. Hypotesen ble testet og bekreftet for lydbølger av den nederlandske vitenskapsmannen Christoph Hendrik Diederik Buys' stemmeseddel i 1845. Doppler spådde korrekt at Fenomenet burde gjelde alle bølger, og antydet spesielt at de forskjellige fargene på stjerner kunne tilskrives deres bevegelse i forhold til jorden. Dette fenomenet kalles "rødt skift" - en reduksjon i strålingsfrekvensene observert for alle fjerne kilder (galakser, kvasarer), som indikerer en dynamisk avstand mellom disse kildene fra hverandre og spesielt fra galaksen vår, dvs. om ikke-stasjonariteten (ekspansjonen) til Metagalaksen. Et rødt skifte observeres også i utslipp av andre frekvenser, for eksempel i radiorekkevidden. Den motsatte effekten, assosiert med høyere frekvenser, kalles fiolettforskyvning. Oftest brukes begrepet "rødforskyvning" for å referere til to fenomener - kosmologisk og gravitasjon. Kosmologisk rødforskyvning er det observerte skiftet av spektrallinjer mot lengre bølgelengder fra en fjern kosmisk kilde (som en galakse eller kvasar) i et ekspanderende univers, sammenlignet med bølgelengden til de samme linjene målt fra en stasjonær kilde. Rødforskyvning er også et mål på tiden som går fra det øyeblikket universet begynner å utvide seg til det øyeblikket lys sendes ut i galaksen. I følge moderne astronomiske data dannet de aller første galaksene seg på et tidspunkt som tilsvarer rødforskyvning 5, det vil si etter omtrent 1/15 av universets nåværende alder. Dette betyr at lyset fra disse galaksene tok omtrent 8,5 milliarder år å nå oss. Fram til begynnelsen av dette århundret trodde forskerne at hovedobjektene i universet var ubevegelige i forhold til hverandre. Så i 1913 begynte den amerikanske astronomen West Melvin Slipher å studere lysspektrene som kom fra et dusin kjente tåker og konkluderte med at de beveget seg bort fra jorden med hastigheter som nådde millioner av miles per time. Hvordan kom Slifer til en så utrolig konklusjon? Tradisjonelt har astronomer brukt spektrografisk analyse for å bestemme de kjemiske grunnstoffene som finnes i stjerner. Spekteret av lys var kjent for å være assosiert med visse elementer, og viser karakteristiske linjemønstre som fungerte som et slags visittkort for elementet. Slipher la merke til at i spektrene til galaksene han studerte, ble linjene til visse elementer forskjøvet mot den røde enden av spekteret. Dette merkelige fenomenet ble kalt "rødt skift". 5 Derfor antas det at rødskiftet for galakser først ble oppdaget av W. Slipher, og i 1929 oppdaget E. Hubble at rødskiftet for fjerne galakser er større enn for nærliggende galakser, og øker omtrent proporsjonalt med avstanden ( Hubbles lov). Ulike forklaringer er foreslått for de observerte skiftene i spektrallinjer. Slik er for eksempel hypotesen om forfallet av lyskvanter over en periode på millioner og milliarder av år, hvor lyset fra fjerne kilder når en jordisk observatør; I følge denne hypotesen avtar energien under forfall, noe som er assosiert med en endring i frekvensen til strålingen. Denne hypotesen støttes imidlertid ikke av observasjoner. Spesielt bør det røde skiftet i ulike deler av spekteret til samme kilde, innenfor rammen av hypotesen, være forskjellig. I mellomtiden indikerer alle observasjonsdata at det røde skiftet ikke er avhengig av frekvens. Den relative endringen i frekvens Z = (fo - f")/fo er absolutt den samme for alle strålingsfrekvenser, ikke bare i det optiske, men også i radioområdet til en gitt kilde (fo er frekvensen til en viss linje av kildespekteret, f" er frekvensen til den samme linjen registrert av mottakeren). I relativitetsteorien betraktes Doppler-rødforskyvningen som et resultat av en nedgang i strømmen av tid i en bevegelig referanseramme (effekten av den spesielle relativitetsteorien). Å fotografere spektrene til svake (fjerne) kilder for å måle rødforskyvning, selv ved bruk av de største instrumentene og sensitive fotografiske plater, krever gunstige observasjonsforhold og lange eksponeringer. For galakser er forskyvninger Z = 0,2 sikkert målt, tilsvarende en hastighet V = 60 000 km/sek og en avstand på over 1 milliard pc. Ved slike hastigheter og avstander er Hubbles lov gjeldende i sin enkleste form (feilen er ca. 10 %, dvs. den samme som feilen ved å bestemme H). Kvasarer er i gjennomsnitt hundre ganger lysere enn galakser og kan derfor observeres på ti ganger større avstander (hvis rommet er euklidisk). For kvasarer er Z = 2 og mer faktisk registrert. Ved forskyvninger Z = 2, hastighet V = 240 000 km/sek. Det antas at spesifikke kosmologiske effekter allerede finner sted ved slike hastigheter - ikke stasjonaritet og krumning av rom-tid; spesielt blir konseptet med en enkelt entydig avstand uanvendelig (en av avstandene, rødforskyvningsavstanden, er åpenbart R = V/H = 4,5 milliarder ps). Dermed antas det at det røde skiftet indikerer utvidelsen av hele den observerbare delen av universet; dette fenomenet kalles vanligvis utvidelsen av det (astronomiske) universet. Gravitasjonsrødforskyvningen anses å være en konsekvens av nedbremsingen av tidshastigheten på grunn av gravitasjonsfeltet (effekten av generell relativitet). Dette fenomenet (også kalt Einstein-effekten, den generaliserte Doppler-effekten) ble spådd av A. Einstein i 1911, og har blitt observert siden 1919, først i strålingen fra solen, og deretter fra noen andre stjerner. Gravitasjonsrødforskyvningen karakteriseres vanligvis 6 av den konvensjonelle hastigheten V, beregnet formelt ved bruk av de samme formlene som i tilfellene med kosmologisk rødforskyvning. Betingede hastighetsverdier: for solen V = 0,6 km/sek, for den tette stjernen Sirius V = 20 km/sek. I 1959 var det for første gang mulig å måle det røde skiftet på grunn av jordens gravitasjonsfelt, som er veldig lite: V = 7,5 × 10^-5 cm/sek (Pound-Rebka-eksperiment). I noen tilfeller (for eksempel under gravitasjonskollaps) bør begge typer rødforskyvning observeres (som en nettoeffekt). Tilstedeværelsen av rødforskyvning (z) i galakser lar oss bestemme avstandene til dem med stor nøyaktighet ved å bruke formelen: R=zc/H. Noen kvasarer har høy rødforskyvning. Slike gjenstander beveger seg bort med en hastighet nær lysets hastighet. Rødforskyvninger har blitt målt for hundretusenvis av galakser. De fjerneste av dem er i en avstand på 12 milliarder lysår. Konklusjonen om utvidelsen av universet fulgte fra Einsteins generelle relativitetsteori, men til og med Einstein selv oppfattet dette med skepsis, siden det var ideen om progressiv evolusjon, og det var en begynnelse i den, eller som de sier i dag , fødselsøyeblikket, som selvfølgelig helt motsier eksisterende konsepter om et univers uendelig i tid og rom. Imidlertid har denne ideen blitt bekreftet av observasjon og er nå generelt akseptert i den vitenskapelige verden. I 1946 utviklet Georgy Gamow og hans kolleger en fysisk hypotese for den innledende fasen av utvidelsen av universet (teorien om det varme universet), som korrekt forklarer tilstedeværelsen av kjemiske elementer i det, i visse proporsjoner, ved deres syntese på svært høye temperaturer og trykk. Derfor, ifølge Gamows teori, ble begynnelsen på utvidelsen av universet kalt "Big Bang". I kjernen antar denne teorien at i begynnelsen var all materie i universet konsentrert i et ubetydelig lite volum med uendelig høy temperatur og trykk. Så eksploderte det ifølge manuset med monstrøs kraft. Denne eksplosjonen skapte overopphetet ionisert gass, eller plasma. Dette plasmaet ekspanderte jevnt til det ble avkjølt til et punkt hvor det ble en vanlig gass. Innenfor denne avkjølende skyen av ekspanderende gass ble det dannet galakser, og generasjoner av stjerner ble født i galaksene. Deretter dannet det seg planeter, som Jorden vår, rundt stjernene. Men få mennesker er klar over det faktum at selv fra de kraftigste teleskopene er det umulig å faktisk se bevegelsen til galakser fra oss. Bildene vi ser er ubevegelige, og forskerne later ikke som de viser sin synlige bevegelse, selv om observasjonene fortsetter i århundrer. 7 Så for å finne ut om universet utvider seg eller ikke, er det nødvendig å vurdere lyset og andre typer stråling som når oss og krysser områder i det interstellare rommet. Bildene dannet fra disse utslippene viser ikke direkte utvidelsen av universet, men subtile trekk ved strålingen har overbevist forskere om at denne utvidelsen finner sted. Forskere gjør den første antagelsen om at jordens fysikklover gjelder uten endringer overalt i universet. De prøver så å forstå hvordan prosesser som adlyder disse lovene produserer lyset de observerer. For å forstå hvordan forskere bruker denne måten å analysere lys for å konkludere med at universet utvider seg, la oss se på historien til astronomi og astrofysikk. Astronomer, som observerer himmelen, har lenge lagt merke til at i tillegg til individuelle stjerner og planeter, var det mange svakt lysende kropper på himmelen. De kalte dem "tåker". Det er et latinsk ord som betyr "sky" eller "tåke". Og senere, med utviklingen av konseptet deres, ble disse objektene kalt galakser. Større i størrelse enn fullmånen og så svak at den knapt er synlig for det blotte øye, dukker nabogalaksen Andromeda opp. Tidlig på dette århundret vendte astronomer kraftige nye teleskoper til denne og andre galakser og oppdaget at de var enorme øyer med milliarder av stjerner. Hele klynger av galakser har blitt oppdaget på lange avstander. Før oppdagelsen av stjerner i Andromeda trodde man at alle himmellegemer befant seg innenfor grensene til vår galakse. Men på grunn av utviklingen av konseptet og oppdagelsen av andre, fjernere galakser, endret alt seg. Størrelsen på universet har utvidet seg utover det å fatte. Etter å ha oppdaget fenomenet "rødt skift", begynte V. Slifer å forklare det med Doppler-effekten, hvorfra vi kan konkludere med at galakser beveger seg bort fra oss. Dette var det første store skrittet mot ideen om at hele universet utvides. Dopplereffekten forklares ofte ved å bruke eksempelet med en togfløyte, som endrer tonehøyde når toget passerer oss. Dette fenomenet ble først vitenskapelig studert i 1842 av den østerrikske fysikeren Christian Johann Doppler. Han antok at intervallene mellom lydbølger som sendes ut fra et objekt som beveger seg mot observatøren, komprimert, øker tonehøyden til lyden. På samme måte forlenges intervallene mellom lydbølger som når en observatør fra en kilde som beveger seg bort fra ham, og dermed senkes tonehøyden til lyden. Det ble rapportert at Doppler testet denne ideen ved å plassere trompetister på en jernbaneplattform drevet av et lokomotiv. Musikerne, med perfekt tonehøyde, lyttet intenst da trompetistene passerte dem, og de bekreftet Dopplers analyse. 8 Doppler spådde en lignende effekt for lysbølger. For lys tilsvarer en økning i bølgelengden en forskyvning mot den røde enden av spekteret. Derfor bør spektrallinjene til et objekt som beveger seg bort fra observatøren skifte mot den røde enden av spekteret. Slifer valgte Doppler-effekten for å tolke sine observasjoner av galakser. Han la merke til det røde skiftet og bestemte at galakser måtte bevege seg bort fra oss. Et annet skritt som førte til troen på at universet utvider seg kom i 1917, da Einstein publiserte sin relativitetsteori. Før Einstein antok forskerne alltid at rommet utvidet seg uendelig i alle retninger, og at rommets geometri var euklidisk og tredimensjonal. Men Einstein foreslo at rommet kunne ha en annen geometri - en firedimensjonal buet lukket romtid. I følge Einsteins teori er det mange former som rommet kan ta. En av dem er et lukket rom uten grenser, lik overflaten av en kule; den andre er et negativt buet rom som strekker seg uendelig i alle retninger. Einstein trodde selv at universet var statisk, og han tilpasset ligningen sin for å imøtekomme dette. Men nesten samtidig fant den danske astronomen William de Sitter en løsning på Einsteins ligning, som forutså universets raske ekspansjon. Denne romgeometrien må endres over tid. De Sitters arbeid vakte interesse blant astronomer over hele verden. Blant dem er Edwin Hubble. Han var til stede på American Astronomical Society-konferansen i 1914 da Slifer rapporterte sine banebrytende funn om bevegelsen til galakser. I 1928, ved det berømte Mount Wilson-observatoriet, begynte Hubble å jobbe i et forsøk på å kombinere de Sitters teori om et ekspanderende univers med Cyphers observasjoner av galakser som viker tilbake. Hubble resonnerte omtrent slik: I et ekspanderende univers bør du forvente at galakser beveger seg bort fra hverandre. Og fjernere galakser vil bevege seg bort fra hverandre raskere. Dette vil bety at fra ethvert punkt, inkludert Jorden, bør en observatør se alle andre galakser bevege seg bort fra ham, og i gjennomsnitt bør de fjernere galaksene bevege seg raskere. Hubble mente at hvis dette var sant og faktisk observert, ville det se ut til at det var en proporsjonal sammenheng mellom avstanden til en galakse og graden av rødforskyvning i spekteret. Han observerte at spektrene til de fleste galakser er rødforskyvet, og galakser i større avstander fra oss har en større rødforskyvning. Hubble visste ikke hvor langt unna en gitt galakse var fra oss, så han foreslo å bruke denne ideen: «Vi kan begynne å estimere avstandene til de nærmeste stjernene ved hjelp av forskjellige metoder. Så, trinn for trinn, kan vi 9 konstruere en "kosmisk avstandsstige" som vil gi oss et estimat av avstandene til noen galakser. Hvis vi kan estimere den indre lysstyrken til galakser, kan vi finne forholdet mellom avstanden til en ukjent galakse og avstanden til en kjent galakse ved å måle den tilsynelatende lysstyrken til galaksen. Denne avhengigheten adlyder den omvendte rotloven. Vi vil ikke gå inn på detaljene i den komplekse prosedyren som brukes for å rettferdiggjøre avstandsstigen her. La oss bare merke oss at denne prosedyren inkluderer mange teoretiske tolkninger, der det er mange tvilsomme steder, og som har vært gjenstand for revisjon, ofte på uventede steder. Dette vil vises etter hvert som historien skrider frem." Hubble, ved å bruke sin metode for å tilnærme avstander, underbygget det proporsjonale forholdet, nå kjent som Hubbles lov, mellom størrelsen på rødforskyvningen og avstanden til galaksen. Han mente han klart hadde vist at de fjerneste galaksene har størst rødforskyvninger og derfor beveger seg raskest fra oss. Han aksepterte dette som tilstrekkelig bevis på at universet utvidet seg. Over tid ble denne ideen så godt etablert at astronomer begynte å bruke den i revers: Hvis avstanden er proporsjonal med rødforskyvning, kan avstanden til galakser ganske enkelt beregnes ut fra den målte rødforskyvningen. Men som vi bemerket, bestemmes ikke Hubble-avstandene ved direkte målinger av avstanden til galakser. Tvert imot oppnås de indirekte, fra målinger av den tilsynelatende lysstyrken til galakser. Dermed har den ekspanderende universmodellen to potensielle feil: For det første kan lysstyrken til himmelobjekter avhenge av andre faktorer enn avstand, og dermed kan avstander beregnet fra galaksenes tilsynelatende lysstyrker være ugyldige; for det andre er det mulig at rødforskyvningen ikke er relatert til hastighet. Faktisk hevder en rekke astronomer at noen rødforskyvninger ikke er forårsaket av Doppler-effekten. Og det er fortsatt et spørsmål om riktigheten av konseptet om et ekspanderende univers. En astronom som har stilt spørsmål ved tolkningen om at alle rødforskyvninger er forårsaket av Doppler-effekten, er Halton Arp. Hos Palomar observerte han mange eksempler på inkonsekvente rødforskyvninger som ikke fulgte Hubbles lov. Ved å analysere dem antydet han at rødforskyvninger i det generelle tilfellet kan være forårsaket av andre mekanismer enn Doppler-effekten. Dette reiser spørsmålet om hvorfor forskere tolker rødforskyvninger utelukkende som Doppler-effekten. Det kan være sant at 10 Doppler-effekten forårsaker det røde skiftet, men hvordan kan vi vite sikkert at det røde skiftet er forårsaket av Doppler-effekten? En av hovedårsakene til denne konklusjonen er at i følge moderne fysikk kan rødforskyvning bare være forårsaket av et kraftig gravitasjonsfelt, unntatt Doppler-effekten. Hvis lys beveger seg mot gravitasjonsfeltet, mister det noe av energien og opplever et rødt skifte. Astronomer finner imidlertid ikke denne forklaringen akseptabel for stjerner og galakser fordi gravitasjonsfeltet må være utrolig sterkt for å forårsake den observerte rødforskyvningen. Arp rapporterer at han fant et objekt med høy rødforskyvning i umiddelbar nærhet av et annet objekt med lavt rødskifte. I følge standardteorien om et ekspanderende univers skal et objekt med lav rødforskyvning være relativt nærmere oss, og et objekt med høy rødforskyvning bør være lenger unna. Dermed bør to objekter som er nær hverandre ha omtrent samme rødforskyvninger. Arp gir imidlertid følgende eksempel: Spiralgalaksen NGC 7603 er forbundet med en nabogalakse med en lysende bro, og likevel har nabogalaksen en rødforskyvning 8000 kilometer per sekund større enn spiralgalaksen. Å dømme etter forskjellen i rødforskyvninger, bør galaksene være i betydelig avstand fra hverandre, absolutt nabogalaksen bør være 478 millioner lysår lenger unna - dette er allerede merkelig, siden de to galaksene er nær nok for fysisk kontakt. Når vi sammenligner dem, ligger galaksen vår etter sin nærmeste nabo, Andromedagalaksen, med bare 2 millioner lysår. Det er selvfølgelig tilhengere av standardsynet som er sterkt uenig i Arps tolkning. De tror at objekter faktisk befinner seg langt fra hverandre, og deres tilsynelatende nærhet er bare tilsynelatende. Den såkalte lysende broen eksisterer, men en fjernere galakse var bare tilfeldigvis bak broen langs vår siktlinje. Arp bemerker imidlertid en betydelig overfladiskhet i resonnementet til motstandere av ideen hans: «Galaksen de viser er uansett uvanlig. Den glødende broen til stjernen er ganske enkelt en av dens normale spiralarmer." Men i Arps eksempel er broen en uvanlig struktur, ikke normen i slike galakser. Sannsynligheten for at to galakser av denne typen vil bli lokalisert i en slik konfigurasjon er mye mindre enn sannsynligheten for at en Melkeveisstjerne vil stille opp med en vanlig galakse. Arp fant mange andre eksempler som motsier den tradisjonelle forståelsen av rødforskyvning. Her er en av de mest kontroversielle oppdagelsene. Quasar Makarian 205, nær spiralgalaksen NGC 4319, er visuelt forbundet med galaksen gjennom en lysende bro. Galaksen har en rødforskyvning på 11 800 kilometer i sekundet, tilsvarende en avstand på rundt 107 millioner lysår. Kvasaren har en rødforskyvning på 21 000 kilometer i sekundet, noe som betyr at den er 1,24 milliarder lysår unna. Men Arp antydet at disse objektene definitivt er relatert, og dette viser at standardtolkningen av rødforskyvning er feil i dette tilfellet. (Man kan forresten legge merke til at astronomer uttrykker rødforskyvningen i kilometer per sekund. Dette viser deres engasjement for ideen om at rødforskyvningen forklares av dopplereffekten.) Kritikere sa at de ikke fant forbindelsesbroen vist i Arps skrift. maleri på fotografiet av galaksen NGC 4319. Andre rapporterte at broen var en "falsk fotografisk effekt." Men senere gjorde Jack M. Sulentic fra University of Alabama omfattende fotometriske studier av de to objektene og konkluderte med at koblingsbroen var ekte. Et annet eksempel på en kontroversiell rødforskyvning Arp har lagt merke til er oppdagelsen av en høyst uvanlig kjede av galakser kalt Vorontsov-Velyamov 172, etter den russiske oppdageren. I denne kjeden av galakser har det mindre, mer kompakte elementet en rødforskyvning på det dobbelte av de andre. I tillegg til et par galakser med inkonsekvente rødforskyvninger, la Arp merke til noe enda merkeligere – det viser seg at kvasarer og galakser kan bryte ut andre kvasarer og galakser. Her er noen eksempler: Den eksploderende galaksen NGC 520 har en tilsynelatende lav rødforskyvning. Fire svake kvasarer plassert langs rett linje , beveger seg sørøst for galaksen. Arp beviste at disse svake kvasarene er de eneste i denne regionen. Kan det være en enkel tilfeldighet at de stilte seg opp nesten på linje fra galaksen? Arp hevdet at en slik sjanse var ekstremt liten og antydet at kvasarer brøt ut fra en eksploderende galakse. Interessant nok har kvasarer en rødforskyvning mye større enn galaksen som ser ut til å være deres foreldre. Interessant nok, ifølge standard rødforskyvningsteori, burde kvasarer være mye lenger unna enn galaksen. Arp tolker dette og andre lignende eksempler for å antyde at nyutbrudde kvasarer blir født ved høye rødforskyvninger, og gradvis avtar rødforskyvningene deres over tid. Noen forskere stiller spørsmål ved om det er realistisk for en galakse å bryte ut andre massive objekter, for eksempel galakser eller kvasarer. Som svar peker Arp på et slående fotografi av den gigantiske galaksen M87 som spyr ut en strøm av materie. Når vi ser på de elliptiske galaksene i området rundt M87-galaksen (også en elliptisk type), ser vi at de alle faller i retning av den utbruddsstrømmen av materie. Astronomer antyder, i likhet med Arp, at disse galaksene ble brøt ut fra M87. 12 Hvordan kan en galakse sende ut en annen galakse? Hvis en galakse er et "øy-univers" som består av et enormt aggregat av stjerner og gass, hvordan kan den sende ut en annen galakse som er det samme aggregatet av stjerner og gass? Det er sannsynlig at radioastronomi kan gi en pekepinn. Nylig har radioastronomer hevdet at store områder med radiostråling kan komme ut fra galakser. Disse utslippsområdene eksisterer i par på hver side av noen galakser. For å forklare dette, postulerer astronomer eksistensen av gigantiske roterende sorte hull i sentrum av galaksen, som sluker nærliggende stjerner og spytter ut materie i begge retninger langs rotasjonsaksen. Men hvis Arps analyse er riktig, forklarer den ikke bare utslippsområder som kan være sammensatt av tynn gass, men også det faktum at galakseinteriører eller galakseforløpere kan bli kastet ut. Ved å gå tilbake til rødforskyvningene til slike utkastede galakser og kvasarer fant Arp følgende: Utbruddsobjekter har en mye høyere rødforskyvning enn foreldrene, selv om de er i umiddelbar nærhet til den. Arp forklarer dette bare med at rødforskyvningene deres ikke er forårsaket av Doppler-effekten. Så det astronomer måler er ikke hastigheten et objekt beveger seg bort med. Mest sannsynlig er rødforskyvningen relatert til den virkelige fysiske tilstanden til objektet. Fysikkens virkelige lover svarer imidlertid ikke på spørsmålet om hva slags tilstand dette kan være. De tror fortsatt at galaksen består av individuelle stjerner pluss skyer av gass og støv. Hvilke egenskaper kan det ha for å resultere i en rødforskyvning som ikke er forårsaket av dopplereffekten eller tyngdekraften? Dette kan ikke forklares i form av kjente fysiske lover. Arps funn er selvfølgelig svært kontroversielle, og mange astronomer tviler på at en slik forbindelse mellom galakser og kvasarer virkelig kan være reell. Men dette er bare ett bevis som tyder på at standardtolkningen av galakserødforskyvninger kan endre seg. Konklusjon Big Bang-hypotesen er fortsatt en ubevist antagelse (eller ganske enkelt sagt, det er et eventyr), og ideen om et stasjonært univers trenger ytterligere forskning. Hvilken teori som dukker opp neste gang - tiden vil vise. Universet er ikke så tomt som det ser ut til. I den er det prosesser for transformasjon og overføring av energi (inkludert av de samme nøytrinoene - usynlige energibærere) og fysikk 13 må forstå, beskrive og forklare alt dette, og ikke finne opp alle slags plausible matematiske eventyr. Nå kan ikke fysikk entydig si hva universets virkelige alder er og om det kan måles på en eller annen måte. Men nå er det helt klart at det var et univers for 13,7 milliarder år siden, det var galakser med stjerner i det, stjernene hadde planeter, noen av planetene hadde liv, noen hadde intelligent liv, og så lurte tenkende vesener også på hva som egentlig var alder var. 14
Ulike kosmologiske scenarier har blitt foreslått for å beskrive universets fremtid. Alle disse hypotesene kan deles inn i to grupper: modeller av det "lukkede" og modeller av det "åpne" universet. Hvis krumningen av rommet er negativ eller lik null, spesifiseres en modell av et åpent univers; hvis krumningen av rommet er positiv, spesifiseres en modell av et "lukket" eller "lukket" univers.
Den "lukkede" modellen antar at universet er både begrenset og ubegrenset, dvs. beveger du deg langs den, kan du ikke nå grensen. Imidlertid vil lys utgitt av en observatør fra en eller annen kilde returnere til ham fra motsatt side. Hypotesen om lukket univers antar at verden går gjennom mange evolusjonære sykluser. Hver syklus representerer først en utvidelse og deretter en sammentrekning av universet og varer omtrent 100 milliarder år. Under overgangen til en ny syklus endres de grunnleggende egenskapene til universet knyttet til de grunnleggende fysiske konstantene. Når det gjelder den nåværende tilstanden til universet, antas det innenfor rammen av denne hypotesen at etter omtrent 30 milliarder år vil det begynne å krympe, og etter ytterligere 50 milliarder år vil det gå tilbake til en enestående tilstand, hvorfra det vil være " født igjen.
Den "åpne" modellen ser på universet som uendelig. I modeller av det åpne universet antas det at om 10-14 år vil stjernene kjøle seg ned, siden alt materialet for termonukleære reaksjoner vil forsvinne. Om 10-15 år vil stjerner begynne å forlate galaksene sine, og planeter vil bryte fra stjernene og fly ut i verdensrommet. Over en periode på omtrent 10 17 år vil alle stjerner endelig miste planetene sine, og de sentrale delene av galakser vil kollapse. Det gjenværende stoffet, takket være gravitasjonskrefter, vil begynne å samle seg til kjerner med enorm tetthet, dvs. galakser vil bli til supermassive sorte hull. Om 10 32 år vil universet bestå av sorte hull og sjeldne elektron-positrongass. Om 10 96 år vil sorte hull fordampe. Om 10 100 år vil universet bli til elektron-positronplasma med svært lav tetthet.
Dette scenariet antas i tilfelle av protonustabilitet. Hvis protonet er stabilt, antydes det at om 10-65 år vil all materie bli til væske, og stjernene, som på den tiden har blitt svarte dverger, vil bli til væskedråper. Om 10-1500 år vil alle flytende dråper bli til jern. Etter et stort antall år, som uttrykkes i utrolige tall, vil disse flytende jerndråpene bli til sorte hull og gradvis fordampe. Universet, som i den forrige modellen, vil gå inn i tilstanden til elektron-positronplasma.
For øyeblikket er universet vårt i en tilstand av ekspansjon. Skaperen av synergetikk, I. Prigogine, hevder at standardmodellen forutsier: til slutt er universet vårt dømt til døden enten som et resultat av kontinuerlig ekspansjon (termisk død) eller som et resultat av påfølgende kompresjon (en "forferdelig krasj" Men universet, etter å ha oppstått fra et vakuum, som et resultat av ekspansjon, går det tilbake til vakuumtilstanden igjen, men muligheten for gjentatte svingninger kan ikke utelukkes.
KOSMOLOGIen gren av astronomi og astrofysikk som studerer universets opprinnelse, storskalastruktur og utvikling. Data for kosmologi er hovedsakelig hentet fra astronomiske observasjoner. For å tolke dem brukes for tiden den generelle relativitetsteorien til A. Einstein (1915). Opprettelsen av denne teorien og gjennomføringen av tilsvarende observasjoner gjorde det mulig på begynnelsen av 1920-tallet å plassere kosmologi blant de eksakte vitenskapene, mens det før det snarere var et filosofifelt. Nå har to kosmologiske skoler dukket opp: empirister begrenser seg til tolkningen av observasjonsdata, uten å ekstrapolere modellene sine til uutforskede områder; teoretikere prøver å forklare det observerbare universet ved å bruke noen hypoteser valgt for enkelhet og eleganse. Den kosmologiske modellen av Big Bang er nå viden kjent, ifølge hvilken utvidelsen av universet begynte for en tid siden fra en veldig tett og varm tilstand; stasjonære er også diskuterten modell av universet der det eksisterer for alltid og verken har begynnelse eller slutt. KOSMOLOGISKE DATAKosmologiske data refererer til resultatene av eksperimenterog observasjoner som er relevante for universet som helhet over et bredt spekter av rom og tid. Enhver tenkelig kosmologisk modell må tilfredsstille disse dataene. Det er 6 hovedobservasjonsfakta som kosmologi må forklare: 1. På store skalaer er universet homogent og isotropt, dvs. galakser og deres klynger er jevnt fordelt i rommet (homogent), og deres bevegelse er kaotisk og har ikke en klart definert retning (isotropisk). Prinsippet til Copernicus, som "flyttet jorden fra sentrum av verden," ble generalisert av astronomer til solsystemet og galaksen vår, som også viste seg å være ganske vanlig. Derfor, med unntak av mindre inhomogeniteter i fordelingen av galakser og deres klynger, anser astronomer at universet er like homogent overalt som det er nær oss. 2. Universet utvider seg. Galakser beveger seg bort fra hverandre. 3. Rommet rundt jorden er fylt med bakgrunnsmikrobølge 4. Jordens alder, meteoritter og de eldste stjernene er ikke mye 5. I hele det observerbare universet, fra nærliggende stjerner til de fjerneste galaksene, er det 1 heliumatom for hver 10. hydrogenatom. Det virker utrolig at overalt lokale forhold var så like. Styrken til Big Bang-modellen er at den spår det samme forholdet mellom helium og hydrogen overalt. 6. I områder av universet som er fjernt fra oss i rom og tid, er det flere aktive galakser og kvasarer enn i nærheten av oss. Dette indikerer utviklingen av universet og motsier teorien om et stasjonært univers.
Enhver kosmologisk modell av universet er basert på en viss teori om tyngdekraften. Det er mange slike teorier, men bare noen få av dem tilfredsstiller de observerte fenomenene. Newtons gravitasjonsteori tilfredsstiller dem ikke selv innenfor solsystemet. Einsteins generelle relativitetsteori, på grunnlag av hvilken den russiske meteorologen A. Friedman i 1922 og den belgiske abbeden og matematikeren J. Lemaitre i 1927 matematisk beskrev universets utvidelse, stemmer best med observasjoner. Fra det kosmologiske prinsippet som postulerte verdens romlige homogenitet og isotropi, utledet de Big Bang-modellen. Konklusjonen deres ble bekreftet da Hubble oppdaget en sammenheng mellom avstanden og tilbaketrekningshastigheten til galakser. Den andre viktige forutsigelsen av denne modellen, laget av G. Gamow, gjaldt den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, nå observert som en rest av Big Bang-tiden. Andre kosmologiske modeller kan ikke forklare denne isotropiske bakgrunnsstrålingen like naturlig.Hot Big Bang.
I følge den kosmologiske modellen til Friedmann Lemaître oppsto universet i øyeblikket av Big Bang ca. 20 milliarder år siden, og dens ekspansjon fortsetter til i dag, og avtar gradvis. I det første øyeblikket av eksplosjonen hadde universets materie uendelig tetthet og temperatur; denne tilstanden kalles singularitet. I følge den generelle relativitetsteorien er tyngdekraften ikke en reell kraft, men en krumning av rom-tid: Jo større materietettheten er, jo sterkere krumning. I øyeblikket med den første singulariteten var krumningen også uendelig. En annen måte å uttrykke romtidens uendelige krumning på er å si at i det første øyeblikket eksploderte materie og rom samtidig overalt i universet. Når volumet av rom i det ekspanderende universet øker, reduseres tettheten av materie i det. S. Hawking og R. Penrose beviste at det må ha vært en enestående tilstand i fortiden hvis den generelle relativitetsteorien er anvendelig for å beskrive fysiske prosesser i det tidlige universet. For å unngå en katastrofal singularitet i fortiden, er det nødvendig å endre fysikk betydelig, for eksempel ved å anta muligheten for spontan kontinuerlig fødsel av materie, som i teorien om et stasjonært univers. Men astronomiske observasjoner gir ikke grunnlag for dette. Jo tidligere hendelser vi vurderer, desto mindre var deres romlige skala; Når vi nærmer oss begynnelsen av utvidelsen, trekker observatørens horisont seg sammen (fig. 1). I de aller første øyeblikkene er skalaen så liten at vi ikke lenger har rett til å anvende den generelle relativitetsteorien: det kreves kvantemekanikk for å beskrive fenomener i så små skalaer (cm. KVANTEMEKANIKK). Men kvanteteorien om tyngdekraft eksisterer ennå ikke, så ingen vet hvordan hendelser utviklet seg frem til øyeblikket 10 Under slike forhold er det utenkelig høy temperatur og tetthet universets fødsel fant sted. Dessuten kan dette være en fødsel i bokstavelig forstand: noen kosmologer (si Ya.B. Zeldovich i USSR og L. Parker i USA) mente at partikler og gammastrålefotoner ble født i den epoken av gravitasjonsfeltet . Fra et fysikksynspunkt kunne denne prosessen foregå dersom singulariteten var anisotropisk, dvs. gravitasjonsfeltet var uensartet. I dette tilfellet kan tidevanns gravitasjonskrefter "trekke" ekte partikler ut av vakuumet, og dermed skape universets materie. Ved å studere prosessene som skjedde rett etter Big Bang, forstår vi at våre fysiske teorier fortsatt er svært ufullkomne. Den termiske utviklingen av det tidlige universet avhenger av dannelsen av massive elementærpartikler, hadroner, som kjernefysikken fortsatt vet lite om. Mange av disse partiklene er ustabile og kortvarige. Den sveitsiske fysikeren R. Hagedorn mener at det kan være en stor variasjon av hadroner med økende masse, som kan dannes i overflod ved en temperatur i størrelsesorden 10 Ifølge et annet synspunkt er antallet typer massive elementarpartikler begrenset, så temperaturen og tettheten under hadron-tiden burde ha nådd uendelige verdier. I prinsippet kunne dette verifiseres: Hvis komponentene i hadronkvarker var stabile partikler, burde et visst antall kvarker og antikvarker vært bevart fra den varme epoken. Men letingen etter kvarker var forgjeves; mest sannsynlig er de ustabile. Cm
.
også ELEMENTERE Partikler. Etter det første millisekundet av universets utvidelse, sluttet den sterke (kjernefysiske) interaksjonen å spille en avgjørende rolle i den: temperaturen falt så mye at atomkjerner sluttet å kollapse. Ytterligere fysiske prosesser ble bestemt av den svake interaksjonen, ansvarlig for dannelsen av lette partikler - leptoner (dvs. elektroner, positroner, mesoner og nøytrinoer) under påvirkning av termisk stråling. Når strålingstemperaturen falt til omtrent 10 under ekspansjon Den neste ekspansjonsfasen, fotontiden, er preget av den absolutte overvekten av termisk stråling. For hvert proton eller elektron som er bevart, er det en milliard fotoner. Til å begynne med var disse gammakvanter, men etter hvert som universet utvidet seg, mistet de energi og ble røntgen, ultrafiolett, optisk, infrarød, og til slutt, nå har de blitt radiokvanter, som vi aksepterer som svartkroppsbakgrunnsradio (relikt) utslipp. 1. Problemet med singularitet: mange tviler på anvendeligheten av generell relativitet, som gir en singularitet i fortiden. Alternative kosmologiske teorier fri for singularitet foreslås. 2. Problemet med universets isotropi er nært knyttet til singulariteten. Det virker rart at ekspansjonen som begynte fra en singular tilstand viste seg å være så isotropisk. Det er imidlertid mulig at den opprinnelig anisotrope ekspansjonen gradvis ble isotrop under påvirkning av dissipative krefter. 3. Homogent på de største skalaene, på mindre skalaer er universet veldig heterogent (galakser, galaksehoper). Det er vanskelig å forstå hvordan tyngdekraften alene kan føre til utseendet til en slik struktur. Derfor utforsker kosmologer mulighetene til inhomogene Big Bang-modeller. 4. Til slutt kan man spørre seg, hva er fremtiden til universet? For å svare, må du vite den gjennomsnittlige tettheten av materie i universet. Hvis den overskrider en viss kritisk verdi, er geometrien til rom-tid stengt, og i fremtiden vil universet sikkert trekke seg sammen. Det lukkede universet har ingen grenser, men volumet er begrenset. Hvis tettheten er under kritisk, er universet åpent og vil utvide seg for alltid. Det åpne universet er uendelig og har bare én singularitet i begynnelsen. Så langt stemmer observasjonene bedre med den åpne universmodellen. Det mest radikale er at det i begynnelsen var kaos. Utvidelsen av det tidlige universet var ekstremt anisotropisk og inhomogen, men så jevnet dissipative prosesser ut anisotropien og brakte utvidelsen nærmere Friedmann-Lemaitre-modellen. Skjebnen til inhomogenitetene er veldig nysgjerrig: hvis amplituden deres var stor, måtte de uunngåelig kollapse i sorte hull med en masse bestemt av den nåværende horisonten. Dannelsen deres kunne ha startet helt fra Planck-tid, slik at universet kunne ha mange små sorte hull med masse opp til 10 Primært kaos kan inneholde forstyrrelser av enhver skala og amplitude; den største av dem, i form av lydbølger, kunne ha overlevd fra det tidlige universet til epoken med stråling, da materie fortsatt var varm nok til å sende ut, absorbere og spre stråling. Men med slutten av denne epoken, rekombinerte det avkjølte plasmaet og sluttet å samhandle med stråling. Trykket og lydhastigheten i gassen falt, noe som førte til at lydbølgene ble til sjokkbølger, komprimerte gassen og fikk den til å kollapse i galakser og klynger. Avhengig av typen innledende bølger, forutsier beregninger et helt annet bilde, som ikke alltid samsvarer med det observerte. Å velge mellom mulige alternativer for kosmologiske modeller er en viktig ting filosofisk idé, kjent som det antropiske prinsippet: Helt fra begynnelsen av må universet ha hatt slike egenskaper som tillot dannelsen av galakser, stjerner, planeter og intelligent liv på dem. Ellers ville det ikke vært noen til å studere kosmologi. Et alternativt syn er at det ikke kan læres mer om universets opprinnelige struktur enn det observasjoner gir. I følge denne konservative tilnærmingen kan man ikke vurdere ungt univers kaotisk, for nå er det veldig isotropt og homogent. Disse avvikene fra ensartethet som vi observerer i form av galakser kan vokse under påvirkning av tyngdekraften fra små initialtetthetsinhomogeniteter. Studier av storskalafordelingen av galakser (for det meste utført av J. Peebles ved Princeton) ser imidlertid ikke ut til å støtte denne ideen. En annen interessant mulighet er at klynger av sorte hull født under hadron-tiden kan bli de første svingningene for dannelsen av galakser. For at universet skal være lukket, må den gjennomsnittlige tettheten av materie i det overstige en viss kritisk verdi. Tetthetsestimatet for synlig og usynlig materie er svært nær denne verdien. Fordelingen av galakser i verdensrommet er svært heterogen. Vår lokale gruppe av galakser, som inkluderer Melkeveien, Andromeda og flere mindre galakser, ligger i periferien av et enormt system av galakser kjent som Jomfruens superklynge, hvis sentrum sammenfaller med Galaksehopen Jomfruen. Hvis den gjennomsnittlige tettheten til verden er høy og universet er lukket, bør et sterkt avvik fra den isotropiske ekspansjonen observeres, forårsaket av tiltrekningen av våre og nabogalakser til sentrum av Supercluster. I det åpne univers er dette avviket ubetydelig. Observasjonene er mer konsistente med den åpne modellen. Av stor interesse for kosmologer er innholdet i kosmisk materie av den tunge isotopen av hydrogen deuterium, som ble dannet under kjernefysiske reaksjoner i de første øyeblikkene etter Big Bang. Deuteriuminnholdet viste seg å være ekstremt følsomt for materietettheten i den tiden, og derfor i vår. Imidlertid er "deuterium-testen" ikke lett å utføre, fordi det er nødvendig å undersøke det primære stoffet, som ikke har vært i tarmen til stjerner siden øyeblikket av kosmologisk syntese, hvor deuterium lett brenner. Studiet av ekstremt fjerne galakser har vist at deuteriuminnholdet tilsvarer en lav tetthet av materie og derfor til en åpen modell av universet. 1. Modellen, symmetrisk med hensyn til materie og antimaterie, antar lik tilstedeværelse av disse to materietypene i universet. Selv om det er åpenbart at vår galakse praktisk talt ikke inneholder antimaterie, kan nabostjernesystemer godt bestå utelukkende av den; Dessuten ville deres stråling være nøyaktig den samme som for vanlige galakser. Men i tidligere ekspansjonsepoker, da materie og antimaterie var i tettere kontakt, burde deres utslettelse ha generert kraftig gammastråling. Observasjoner oppdager det ikke, noe som gjør den symmetriske modellen usannsynlig. 2. Cold Big Bang-modellen antar at ekspansjonen begynte ved absolutt null temperatur. Riktignok må i dette tilfellet kjernefysisk fusjon oppstå og varme opp saken, men mikrobølgebakgrunnsstråling kan ikke lenger assosieres direkte med Big Bang, men må forklares på en eller annen måte annerledes. Denne teorien er attraktiv fordi materien i den er gjenstand for fragmentering, og dette er nødvendig for å forklare universets heterogenitet i stor skala. 3. Den stasjonære kosmologiske modellen forutsetter kontinuerlig fødsel av materie. Hovedprinsippet i denne teorien, kjent som det ideelle kosmologiske prinsippet, sier at universet alltid har vært og vil forbli som det er nå. Observasjoner tilbakeviser dette. 4. Modifiserte versjoner av Einsteins gravitasjonsteori vurderes. For eksempel er teorien til K. Bruns og R. Dicke fra Princeton generelt i samsvar med observasjoner i solsystemet. Bruns-Dicke-modellen, samt den mer radikale F. Hoyle-modellen, der noen fundamentale konstanter endres med tiden, har nesten de samme kosmologiske parameterne i vår tid som Big Bang-modellen. 5. Basert på den modifiserte Einstein-teorien bygde J. Lemaitre i 1925 en kosmologisk modell som kombinerer Big Bang med en lang stille fase, hvor galakser kunne dannes. Einstein ble interessert i denne muligheten for å rettferdiggjøre sin favoritt kosmologiske modell av et statisk univers, men da utvidelsen av universet ble oppdaget, forlot han den offentlig.
Introduksjon. Universets struktur i antikken
3Heliosentrisk modell av universet. Kosmologiske modeller av universet
1 Kosmologi
2Stasjonær modell av universet
3Ikke-stasjonær modell av universet
4Moderne forskning kosmologiske modeller av universet. Nobel pris for oppdagelsen av den akselererte ekspansjonen av universet
5 Mørk materie
6 Mørk energi
Konklusjon
Litteratur
Introduksjon
Universet som helhet er gjenstand for en spesiell astronomisk vitenskap - kosmologi, som har eldgamle historie. Dens opprinnelse går tilbake til antikken. Kosmologi har lenge vært betydelig påvirket av det religiøse verdensbildet, og er ikke så mye et kunnskapsemne som et spørsmål om tro.
Siden 1800-tallet. Kosmologiske problemer er ikke et spørsmål om tro, men et emne for vitenskapelig kunnskap. De løses ved hjelp av vitenskapelige konsepter, ideer, teorier, samt instrumenter og instrumenter som lar oss forstå hva universets struktur er og hvordan det ble dannet. På 1900-tallet Det er gjort betydelige fremskritt i den vitenskapelige forståelsen av universets natur og utvikling som helhet. Selvfølgelig er forståelsen av disse problemene fortsatt langt fra fullstendig, og fremtiden vil utvilsomt føre til nye store revolusjoner i de nåværende aksepterte synene på bildet av universet. Det er imidlertid viktig å merke seg at her har vi spesifikt å gjøre med vitenskap, med rasjonell kunnskap, og ikke med tro og religiøs tro.
Relevansen til dette arbeidet skyldes på den ene siden den store interessen for universets struktur i moderne vitenskap, på den annen side, dens utilstrekkelige utvikling, samt oppmerksomhet til universet i moderne verden.
Studieobjekt: Universet.
Forskningsemne: modeller av universets struktur.
Hensikten med arbeidet: å vurdere moderne kosmologiske modeller av universet.
For å oppnå dette målet er det nødvendig å løse følgende oppgaver:
)Analysere litteraturen om emnet generell fysikk og astronomi, i forbindelse med valg av studieemne.
)Spor historien til kosmologisk forskning.
)Vurder moderne kosmologiske modeller.
)Velg illustrativt materiale.
Kursarbeidet består av en introduksjon, tre kapitler, en konklusjon og en litteraturliste. Kapittel 1 er viet historien til universets struktur, kapittel 2 undersøker kosmologiske modeller av universet, kapittel 3 åpner moderne studier av kosmologiske modeller, og oppsummerer til slutt arbeidet som er gjort.
Kapittel 1. Universets struktur i antikken
.1 Pyrosentrisk modell av universet
Veien til å forstå posisjonen til planeten vår og menneskeheten som bor på den i universet var veldig vanskelig og noen ganger veldig dramatisk. I antikken var det naturlig å tro at jorden var stasjonær, flat og i verdens sentrum. Det så ut til at hele verden ble skapt for menneskets skyld. Slike ideer kalles antroposentrisme (fra det greske antropos - mennesket). Mange ideer og tanker som senere ble reflektert i moderne vitenskapelige ideer om naturen, spesielt innen astronomi, oppsto i Antikkens Hellas, flere århundrer før vår tidsregning. Det er vanskelig å liste opp navnene på alle tenkerne og deres strålende gjetninger. Den fremragende matematikeren Pythagoras (6. århundre f.Kr.) var overbevist om at «tall styrer verden». Det antas at det var Pythagoras som først uttrykte ideen om at jorden, som alle andre himmellegemer, har en sfærisk form og befinner seg i universet uten noen støtte. Pytagoreerne foreslo en pyrosentrisk modell av universet, der stjernene, solen, månen og seks planeter kretser rundt en sentralbrann (Hestia). For å oppnå det hellige antall kuler - ti - ble den sjette planeten erklært å være motjorden (Antichthon). Både solen og månen, ifølge denne teorien, skinte med det reflekterte lyset fra Hestia. Dette var det første matematiske systemet i verden - resten av de gamle kosmogonistene arbeidet mer med fantasi enn logikk. Avstandene mellom sfærene til armaturene blant pytagoreerne tilsvarte musikalske intervaller i skalaen; når de roterer, høres "sfærenes musikk" ut, uhørlig for oss. Pytagoreerne trodde at jorden var sfærisk og roterende, og det er grunnen til at endringen av dag og natt skjer. Pytagoreerne oppsto først begrepet eter. Dette er det øverste, rene og gjennomsiktige luftlaget, gudenes oppholdssted.
1.2 Geosentrisk modell av universet
En annen like kjent forsker fra antikken, Demokrit - grunnleggeren av atombegrepet, som levde 400 år f.Kr. - mente at solen er mange ganger større enn jorden, at månen selv ikke gløder, men bare reflekterer sollys, og at Melkeveien består av et stort antall stjerner. Oppsummer all kunnskapen som hadde blitt samlet på 400-tallet. f.Kr e., var i stand til den fremragende filosofen i den antikke verden Aristoteles (384-322 f.Kr.).
Ris. 1. Geosentrisk system av Aristoteles-Ptolemaios verden.
Hans aktiviteter dekket alle naturvitenskaper - informasjon om himmelen og jorden, om bevegelsesmønstre for kropper, om dyr og planter, etc. Aristoteles' viktigste fortjeneste som en leksikonvitenskapsmann var opprettelsen av et enhetlig system av vitenskapelig kunnskap. I nesten to tusen år ble hans mening om mange spørsmål ikke stilt spørsmål ved. Ifølge Aristoteles har alt tungt en tendens til sentrum av universet, hvor det samler seg og danner en sfærisk masse - Jorden. Planetene er plassert på spesielle kuler som kretser rundt jorden. Et slikt system av verden ble kalt geosentrisk (fra det greske navnet på jorden - Gaia). Det var ikke tilfeldig at Aristoteles foreslo å betrakte jorden som verdens ubevegelige sentrum. Hvis jorden beveget seg, ville en regelmessig endring i de relative posisjonene til stjernene på himmelsfæren, ifølge Aristoteles' oppfatning, være merkbar. Men ingen av astronomene observerte noe lignende. Bare i tidlig XIX V. Forskyvningen av stjerner (parallakse) som følge av jordens bevegelse rundt solen ble endelig oppdaget og målt. Mange av Aristoteles' generaliseringer var basert på konklusjoner som ikke kunne verifiseres av erfaring på den tiden. Dermed hevdet han at bevegelsen til en kropp ikke kan skje med mindre en kraft virker på den. Som du vet fra fysikkkurset ditt, ble disse ideene tilbakevist først på 1600-tallet. under Galileo og Newtons tid.
1.3 Heliosentrisk modell av universet
Blant eldgamle forskere skiller Aristarchus fra Samos, som levde på 300-tallet, seg ut for dristigheten til sine gjetninger. f.Kr e. Han var den første som bestemte avstanden til månen og beregnet størrelsen på solen, som ifølge dataene hans viste seg å være mer enn 300 ganger større enn jorden i volum. Sannsynligvis ble disse dataene en av grunnene for konklusjonen om at Jorden, sammen med andre planeter, beveger seg rundt denne største kroppen. I dag har Aristarchus fra Samos blitt kalt «den antikke verdens Kopernikus». Denne forskeren introduserte noe nytt i studiet av stjernene. Han mente at de var umåtelig lenger fra jorden enn solen. For den epoken var denne oppdagelsen veldig viktig: fra et koselig lite hjem var universet i ferd med å bli en enorm gigantisk verden. I denne verden ble Jorden med sine fjell og sletter, med skoger og marker, med hav og hav en liten støvflekk, fortapt i et storslått tomt rom. Dessverre har verkene til denne bemerkelsesverdige forskeren praktisk talt ikke nådd oss, og i mer enn halvannet tusen år var menneskeheten sikker på at jorden var det ubevegelige sentrum av verden. I stor grad ble dette tilrettelagt av den matematiske beskrivelsen av den synlige bevegelsen til armaturene, som ble utviklet for det geosentriske systemet i verden av en av antikkens fremragende matematikere - Claudius Ptolemaios på 200-tallet. AD Den vanskeligste oppgaven var å forklare den løkkelignende bevegelsen til planetene.
Ptolemaios, i sitt berømte verk "Mathematical Treatise on Astronomy" (bedre kjent som "Almagest") hevdet at hver planet beveger seg jevnt langs en episykkel - en liten sirkel, hvis sentrum beveger seg rundt jorden langs en deferent - en stor sirkel. Dermed var han i stand til å forklare den spesielle naturen til bevegelsen til planetene, som skilte dem fra solen og månen. Det ptolemaiske systemet ga en rent kinematisk beskrivelse av planetenes bevegelse – datidens vitenskap kunne ikke tilby noe annet. Du har allerede sett at bruk av en modell av himmelsfæren for å beskrive bevegelsen til solen, månen og stjernene lar deg utføre mange beregninger som er nyttige for praktiske formål, selv om en slik sfære i virkeligheten ikke eksisterer. Det samme gjelder for episykler og deferenter, på grunnlag av hvilke posisjonene til planetene kan beregnes med en viss grad av nøyaktighet.
Ris. 2. Jordens og Mars bevegelse.
Men over tid økte kravene til nøyaktigheten av disse beregningene stadig, og flere og flere nye episykler måtte legges til for hver planet. Alt dette kompliserte det ptolemaiske systemet, noe som gjorde det unødvendig tungvint og upraktisk for praktiske beregninger. Likevel forble det geosentriske systemet urokkelig i rundt 1000 år. Tross alt, etter den eldgamle kulturens storhetstid i Europa, begynte en lang periode der det ikke ble gjort en eneste betydelig oppdagelse innen astronomi og mange andre vitenskaper. Først under renessansen begynte en økning i utviklingen av vitenskaper, der astronomi ble en av lederne. I 1543 ble det utgitt en bok av den fremragende polske vitenskapsmannen Nicolaus Copernicus (1473-1543), der han underbygget en ny - heliosentrisk - verdens system. Copernicus viste at den daglige bevegelsen til alle stjernene kan forklares av jordens rotasjon rundt sin akse, og den løkkelignende bevegelsen til planetene ved at alle, inkludert jorden, kretser rundt solen.
Figuren viser bevegelsen til Jorden og Mars i perioden da planeten, slik det ser ut for oss, beskriver en løkke på himmelen. Opprettelsen av det heliosentriske systemet markerte et nytt stadium i utviklingen av ikke bare astronomi, men også all naturvitenskap. En spesielt viktig rolle ble spilt av Copernicus sin idé om at bak det synlige bildet av forekommende fenomener, som virker sant for oss, må vi lete etter og finne essensen av disse fenomenene, utilgjengelige for direkte observasjon. Det heliosentriske systemet i verden, underbygget, men ikke bevist av Copernicus, ble bekreftet og utviklet i verkene til så fremragende vitenskapsmenn som Galileo Galilei og Johannes Kepler.
Galileo (1564-1642), en av de første som rettet et teleskop mot himmelen, tolket funnene som ble gjort som bevis til fordel for den kopernikanske teorien. Etter å ha oppdaget faseendringen til Venus, kom han til den konklusjon at en slik sekvens bare kan observeres hvis den kretser rundt solen.
Ris. 3. Heliosentrisk system av verden.
De fire satellittene til planeten Jupiter som han oppdaget, tilbakeviste også ideen om at jorden er det eneste senteret i verden som andre kropper kan rotere rundt. Galileo så ikke bare fjell på månen, men målte til og med høyden deres. Sammen med flere andre forskere observerte han også solflekker og la merke til deres bevegelse over solskiven. På dette grunnlaget konkluderte han med at solen roterer og derfor har den typen bevegelse som Copernicus tilskrev planeten vår. Dermed ble det konkludert med at solen og månen har en viss likhet med jorden. Til slutt, da han observerte mange svake stjerner i og utenfor Melkeveien, utilgjengelige for det blotte øye, konkluderte Galileo med at avstandene til stjernene er forskjellige og at det ikke eksisterer noen "kule av fiksstjerner". Alle disse oppdagelsene ble et nytt stadium i forståelsen av jordens posisjon i universet.
Kapittel 2. Kosmologiske modeller av universet
.1 Kosmologi
Oversatt fra gresk betyr kosmologi «beskrivelse av verdensordenen». Dette er en vitenskapelig disiplin designet for å finne de mest generelle lovene for materiens bevegelse og bygge en forståelse av universet som en harmonisk helhet. Ideelt sett burde det ikke være noe sted for tilfeldighet i den (i kosmologisk teori), men alle fenomener observert i kosmos skulle fremstå som manifestasjoner av materiens generelle bevegelseslover. Dermed er kosmologi nøklene til å forstå alt som skjer i både makrokosmos og mikrokosmos.
Kosmologi er en gren av astronomi og astrofysikk som studerer universets opprinnelse, storskala struktur og utvikling. Data for kosmologi er hovedsakelig hentet fra astronomiske observasjoner. For å tolke dem brukes for tiden den generelle relativitetsteorien til A. Einstein (1915). Opprettelsen av denne teorien og gjennomføringen av tilsvarende observasjoner gjorde det mulig på begynnelsen av 1920-tallet å plassere kosmologi blant de eksakte vitenskapene, mens det før det snarere var et filosofifelt. Nå har to kosmologiske skoler dukket opp: empirister begrenser seg til tolkningen av observasjonsdata, uten å ekstrapolere modellene sine til uutforskede områder; teoretikere prøver å forklare det observerbare universet ved å bruke noen hypoteser valgt for enkelhet og eleganse. Den kosmologiske modellen av Big Bang er nå viden kjent, ifølge hvilken utvidelsen av universet begynte for en tid siden fra en veldig tett og varm tilstand; Den stasjonære modellen av universet er også diskutert, der den eksisterer for alltid og har verken begynnelse eller slutt.
2.2 Stasjonær modell av universet
Begynnelsen på en ny teori om universets opprinnelse ble lagt ved publiseringen i 1916 av Albert Einsteins verk "Fundamentals of the General Relativity Theory."
Dette arbeidet er grunnlaget for den relativistiske gravitasjonsteorien, som igjen er grunnlaget for moderne kosmologi. Den generelle relativitetsteorien gjelder for alle referansesystemer (og ikke bare for de som beveger seg med konstant hastighet i forhold til hverandre) og ser matematisk mye mer komplisert ut enn den spesielle (som forklarer gapet på elleve år mellom publiseringen). Den inkluderer som et spesielt tilfelle den spesielle relativitetsteorien (og derfor Newtons lover). Samtidig går den generelle relativitetsteorien mye lenger enn alle sine forgjengere. Spesielt gir det en ny tolkning av tyngdekraften. Den generelle relativitetsteorien gjør verden firedimensjonal: tid legges til de tre romlige dimensjonene. Alle fire dimensjonene er uadskillelige, så vi snakker ikke lenger om den romlige avstanden mellom to objekter, slik tilfellet er i den tredimensjonale verden, men om rom-tidsintervallene mellom hendelser, som kombinerer deres avstand fra hverandre - begge i tid og rom. Det vil si at rom og tid betraktes som et firedimensjonalt rom-tid-kontinuum eller rett og slett rom-tid. Allerede i 1917 foreslo Einstein selv en modell av rom, avledet fra feltligningene hans, nå kjent som Einstein-modellen av universet. I kjernen var det en stasjonær modell. For ikke å komme i konflikt med statisitet, modifiserte Einstein sin teori ved å introdusere den såkalte kosmologiske konstanten i ligningene. Han introduserte en ny "anti-tyngdekraft"-kraft, som, i motsetning til andre krefter, ikke ble generert av noen kilde, men var innebygd i selve strukturen til rom-tid. Einstein hevdet at rom-tid i seg selv alltid utvider seg og denne utvidelsen balanserer nøyaktig tiltrekningen av all annen materie i universet, slik at universet som et resultat viser seg å være statisk.
Tar man hensyn til den kosmologiske konstanten, har Einsteins ligninger formen:
Hvor ? - kosmologisk konstant, g ab - metrisk tensor, R ab - Ricci tensor, R - skalar krumning, T ab - energi-momentum tensor, c - lyshastighet, G - Newtons gravitasjonskonstant.
"Universet, slik det er avbildet av Einsteins relativitetsteori, er som en såpeboble som blåser opp. Hun er ikke hans indre, men en film. Overflaten til en boble er todimensjonal, men universets boble har fire dimensjoner: tre romlige og en tidsmessig», skrev den en gang fremtredende engelske fysikeren James Jeans. Denne moderne vitenskapsmannen (han døde i 1946) så ut til å gjenopplive den gamle ideen til tilhengerne av Platon og Pythagoras om at alt rundt er ren matematikk, og guden som skapte dette matematiske universet var selv en stor matematiker.
Men Einstein var også en stor matematiker. Formlene hans lar oss beregne radiusen til dette universet. Siden krumningen avhenger av massen til kroppene som utgjør den, er det nødvendig å vite den gjennomsnittlige tettheten av materie. Astronomer har brukt år på å studere de samme små flekkene av himmelen og møysommelig telle mengden materie i dem. Det viste seg at tettheten er omtrent 10 -30 g/cm 3 . Hvis vi erstatter denne figuren i Einsteins formler, får vi for det første en positiv verdi for krumning, det vil si at universet vårt er lukket! - og for det andre er dens radius 35 milliarder lysår. Dette betyr at selv om universet er begrenset, er det enormt - en lysstråle, som suser langs den store kosmiske sirkelen, vil returnere til samme punkt etter 200 milliarder jordår!
Dette er ikke det eneste paradokset i Einsteins univers. Den er ikke bare begrenset, men grenseløs, den er også ubegrenset. Albert Einstein formulerte sin teori i form av ti svært komplekse, såkalte ikke-lineære differensialligninger. Imidlertid behandlet ikke alle vitenskapsmenn dem som ti bud, og tillot bare én tolkning. Dette er ikke overraskende - moderne matematikk kan tross alt ikke løse slike ligninger nøyaktig, og det kan være mange omtrentlige løsninger.
2.3 Ikke-stasjonær modell av universet
De første fundamentalt nye revolusjonære kosmologiske konsekvensene av den generelle relativitetsteorien ble avslørt av den fremragende sovjetiske matematikeren og teoretiske fysikeren Alexander Alexandrovich Friedman (1888-1925).
De grunnleggende ligningene for generell relativitet er Einsteins «verdensligninger», som beskriver de geometriske egenskapene, eller metrikken, til firedimensjonal buet romtid.
Å løse dem gjør det i prinsippet mulig å konstruere en matematisk modell av universet. Det første slike forsøk ble gjort av Einstein selv. Ved å betrakte rommets krumningsradius for å være konstant (det vil si basert på antakelsen om at universet som helhet er stasjonært, noe som virket mest rimelig), kom han til den konklusjon at universet skulle være romlig begrenset og ha form som en firedimensjonal sylinder. I 1922-1924. Friedman kritiserte Einsteins konklusjoner. Han viste grunnløsheten i sitt første postulat - om universets stasjonaritet, uforanderlighet i tid. Etter å ha analysert verdensligningene, kom Friedman til den konklusjon at deres løsning under ingen omstendigheter kan være entydig og ikke kan svare på spørsmålet om universets form, dets endelighet eller uendelighet.
Basert på det motsatte postulatet - om den mulige endringen i krumningsradiusen til verdensrommet i tid, fant Friedman ikke-stasjonære løsninger på "verdensligningene". Som et eksempel på slike løsninger konstruerte han tre mulige modeller av universet. I to av dem øker krumningsradiusen til rommet monotont, og universet utvides (i en modell - fra et punkt, i den andre - fra et visst begrenset volum). Den tredje modellen malte et bilde av et pulserende univers med en periodisk skiftende krumningsradius.
Friedmans modell er basert på ideen om en isotropisk, homogen og ikke-stasjonær tilstand av universet:
Ø Isotropi indikerer at det ikke er noen distinkte retningspunkter i universet, det vil si at dets egenskaper ikke avhenger av retning.
Ø Universets homogenitet karakteriserer fordelingen av materie i det. Denne jevne fordelingen av materie kan rettferdiggjøres ved å telle antall galakser opp til en gitt tilsynelatende størrelse. Ifølge observasjoner er tettheten av materie i den delen av rommet vi ser i gjennomsnitt den samme.
Ø Ikke-stasjonaritet betyr at universet ikke kan være i en statisk, uforanderlig tilstand, men må enten utvide seg eller trekke seg sammen
I moderne kosmologi kalles disse tre utsagnene kosmologiske postulater. Kombinasjonen av disse postulatene er det grunnleggende kosmologiske prinsippet. Det kosmologiske prinsippet følger direkte av postulatene til den generelle relativitetsteorien. A. Friedman, på grunnlag av postulatene han la frem, laget en modell av universets struktur der alle galakser beveger seg bort fra hverandre. Denne modellen ligner på en jevnt oppblåsende gummikule, som alle punkter beveger seg bort fra hverandre. Avstanden mellom to punkter øker, men ingen av dem kan kalles utvidelsessenteret. Dessuten, jo større avstanden er mellom punktene, jo raskere beveger de seg bort fra hverandre. Friedman selv vurderte bare én modell av universets struktur, der rommet endres i henhold til en parabolsk lov. Det vil si at den først vil sakte utvide seg, og deretter, under påvirkning av gravitasjonskrefter, vil utvidelsen bli erstattet av kompresjon til sin opprinnelige størrelse. Hans tilhengere viste at det er minst tre modeller som alle tre kosmologiske postulatene er tilfredsstilt med. Den parabolske modellen til A. Friedman er et av de mulige alternativene. En litt annen løsning på problemet ble funnet av den nederlandske astronomen W. de Sitter. Rommet til universet i modellen hans er hyperbolsk, det vil si at utvidelsen av universet skjer med økende akselerasjon. Ekspansjonshastigheten er så høy at gravitasjonspåvirkning ikke kan forstyrre denne prosessen. Han forutså faktisk universets utvidelse. Det tredje alternativet for universets oppførsel ble beregnet av den belgiske presten J. Lemaitre. I hans modell vil universet ekspandere til det uendelige, men ekspansjonshastigheten vil stadig avta - denne avhengigheten er logaritmisk. I dette tilfellet er ekspansjonshastigheten akkurat tilstrekkelig til å unngå sammentrekning til null. I den første modellen er rommet buet og lukket for seg selv. Det er en kule, så dens dimensjoner er endelige. I den andre modellen er rommet buet annerledes, i form av en hyperbolsk paraboloid (eller sal), er rommet uendelig. I den tredje modellen med kritisk ekspansjonshastighet er plassen flat, og derfor også uendelig.
I utgangspunktet ble disse hypotesene oppfattet som en hendelse, blant annet av A. Einstein. Allerede i 1926 skjedde imidlertid en epokegjørende begivenhet i kosmologi, som bekreftet riktigheten av beregningene til Friedmann - De Sitter - Lemaitre. En slik begivenhet, som hadde innvirkning på konstruksjonen av alle eksisterende modeller Univers, verkene til den amerikanske astronomen Edwin P. Hubble dukket opp. I 1929, mens han utførte observasjoner med det største teleskopet på den tiden, fant han at lys som kommer til Jorden fra fjerne galakser blir forskjøvet mot den langbølgede delen av spekteret. Dette fenomenet, kalt "Redshift Effect", er basert på et prinsipp oppdaget av den berømte fysikeren K. Doppler. Dopplereffekten sier at i spekteret til en strålingskilde som nærmer seg observatøren, blir spektrallinjene forskjøvet til kortbølgesiden (fiolett), mens i spekteret til en kilde som beveger seg bort fra observatøren, forskyves spektrallinjene til den røde (langbølget) siden.
Rødforskyvningseffekten indikerer at galakser beveger seg bort fra observatøren. Med unntak av den berømte Andromedatåken og flere stjernesystemer nærmest oss, beveger alle andre galakser seg bort fra oss. Dessuten viste det seg at ekspansjonshastigheten til galakser ikke er den samme i forskjellige deler av universet. Jo lenger unna de befinner seg, jo raskere beveger de seg bort fra oss. Med andre ord viste rødforskyvningsverdien seg å være proporsjonal med avstanden til strålingskilden - dette er den strenge formuleringen av den åpne Hubble-loven. Det naturlige forholdet mellom hastigheten på fjerning av galakser og avstanden til dem er beskrevet ved hjelp av Hubble-konstanten (N, km/sek per 1 megaparsek av avstand).
V = Hr ,
der V er hastigheten for fjerning av galakser, H er Hubble-konstanten, r er avstanden mellom dem.
Verdien av denne konstanten er ennå ikke endelig fastslått. Ulike forskere definerer det i området 80 ± 17 km/sek for hver megaparsek av avstand. Fenomenet rødforskyvning ble forklart i fenomenet "galakse-resesjon". I denne forbindelse kommer problemene med å studere utvidelsen av universet og å bestemme dets alder basert på varigheten av denne utvidelsen i forgrunnen.
De fleste moderne kosmologer forstår denne utvidelsen som utvidelsen av virkelig alle tenkelige og eksisterende univers... Dessverre tillot ikke hans tidlige død den briljante teoretikeren av universet A. A. Friedman, hvis ideer har ledet tankene til kosmologer i mer enn et halvt århundre, å ta del i den videre revolusjonære utviklingen av prosessen med å oppdatere den kosmologiske bilde av verden. Erfaringen fra historien om utviklingen av kunnskap om verden antyder imidlertid at det moderne relativistiske kosmologiske bildet av verden, som er et resultat av ekstrapolering av kunnskap om en begrenset del av universet til hele den tenkelige "helheten", er uunngåelig unøyaktig. Derfor kan man tenke at det snarere gjenspeiler egenskapene til en begrenset del av universet (som kan kalles Metagalaxy), og kanskje bare ett av stadiene i dets utvikling (som relativistisk kosmologi tillater og som kan bli klarere med klargjøring av den gjennomsnittlige tettheten av materie i Metagalaxy). På dette tidspunktet er imidlertid verdensbildet usikkert.
Kapittel 3. Moderne forskning på kosmologiske modeller av universet
.1 Nobelpris for oppdagelsen av den akselererte ekspansjonen av universet
Moderne kosmologi er et komplekst, integrert og raskt utviklende system av naturvitenskapelig (astronomi, fysikk, kjemi, etc.) og filosofisk kunnskap om universet som helhet, basert på både observasjonsdata og teoretiske konklusjoner knyttet til den delen av universet som dekkes. ved astronomiske observasjoner.
Ganske nylig, innen moderne kosmologi, ble det gjort en oppdagelse som i fremtiden kan endre våre ideer om opprinnelsen og utviklingen til universet vårt. Forskere som ga et stort bidrag til utviklingen av denne oppdagelsen ble tildelt Nobelprisen for sitt arbeid.
Nobelprisen ble tildelt amerikaneren Saul Perlmutter, australieren Brian Schmidt og amerikaneren Adam Rees for deres oppdagelse av den akselererte utvidelsen av universet.
I 1998 oppdaget forskere at universet ekspanderer i en akselererende hastighet. Oppdagelsen ble gjort gjennom studiet av Type Ia supernovaer. Supernovaer er stjerner som blinker sterkt på himmelen fra tid til annen og deretter dimmes ganske raskt. På grunn av deres unike egenskaper brukes disse stjernene som markører for å bestemme hvordan kosmologiske avstander endres over tid. En supernova er et øyeblikk i livet til en massiv stjerne når den opplever en katastrofal eksplosjon. Det er supernovaer forskjellige typer avhengig av de spesifikke omstendighetene før katastrofen. Under observasjoner bestemmes typen fakkel av lyskurvens spektrum og form. Supernovaer, betegnet Ia, oppstår i den termonukleære eksplosjonen av en hvit dverg hvis masse har overskredet en terskel på ~1,4 solmasser, kalt Chandrasekhar-grensen. Så lenge den hvite dvergens masse er under en terskelverdi, balanseres stjernens gravitasjonskraft av trykket fra den degenererte elektrongassen. Men hvis det i et nært binært system strømmer materie inn på den fra en nabostjerne, viser elektrontrykket på et bestemt tidspunkt å være utilstrekkelig og stjernen eksploderer, og astronomer registrerer en annen type Ia supernovaeksplosjon. Siden terskelmassen og årsaken til at en hvit dverg eksploderer alltid er den samme, bør slike supernovaer ved maksimal lysstyrke ha samme, og svært høye, lysstyrke og kan tjene som et "standardlys" for å bestemme intergalaktiske avstander. Hvis vi samler inn data om mange slike supernovaer og sammenligner avstandene til dem med rødforskyvningene til galaksene der eksplosjonene skjedde, kan vi bestemme hvordan ekspansjonshastigheten til universet har endret seg i fortiden og velge en passende kosmologisk modell.
Ved å studere fjerne supernovaer har forskerne funnet ut at de er minst en kvart dimmere enn teorien forutsier - noe som betyr at stjernene er for langt unna. Etter å ha beregnet parametrene for utvidelsen av universet, har forskere fastslått at denne prosessen akselererer.
3.2 Mørk materie
Mørk materie ligner på vanlig materie i den forstand at den kan klumpe seg sammen (på størrelse med for eksempel en galakse eller en klynge av galakser) og deltar i gravitasjonsinteraksjoner på samme måte som vanlig materie. Mest sannsynlig består den av nye partikler som ennå ikke er oppdaget under terrestriske forhold.
I tillegg til kosmologiske data, støtter målinger av gravitasjonsfeltet i galaksehoper og i galakser eksistensen av mørk materie. Det er flere måter å måle gravitasjonsfeltet i galaksehoper, hvorav en er gravitasjonslinsing, illustrert i fig. 4.
Ris. 4. Gravitasjonslinser.
Gravitasjonsfeltet til klyngen bøyer lysstrålene som sendes ut av galaksen som ligger bak klyngen, det vil si at gravitasjonsfeltet fungerer som en linse. I dette tilfellet vises noen ganger flere bilder av denne fjerne galaksen; på venstre halvdel av fig. 7 de er blå. Bøyningen av lys avhenger av fordelingen av massen i klyngen, uavhengig av hvilke partikler som skaper den massen. Massefordelingen gjenopprettet på denne måten er vist på høyre halvdel av fig. 7 blå; det er tydelig at det er veldig forskjellig fra fordelingen av det lysende stoffet. Massene av galaksehoper målt på denne måten stemmer overens med det faktum at mørk materie bidrar med omtrent 25 % av den totale energitettheten i universet. La oss huske at det samme tallet er oppnådd ved å sammenligne teorien om dannelse av strukturer (galakser, klynger) med observasjoner.
Mørk materie finnes også i galakser. Dette følger igjen av målinger av gravitasjonsfeltet, nå i galakser og deres omgivelser. Jo sterkere gravitasjonsfeltet er, desto raskere roterer stjernene og gasskyene rundt galaksen, så måling av rotasjonshastigheter avhengig av avstanden til sentrum av galaksen gjør det mulig å rekonstruere massefordelingen i den.
Hva er mørk materie partikler? Det er klart at disse partiklene ikke bør forfalle til andre, lettere partikler, ellers ville de forfalle under universets eksistens. Dette faktum i seg selv indikerer at en ny, ennå ikke oppdaget bevaringslov opererer i naturen, som forbyr disse partiklene fra å råtne. Analogien her er med loven om bevaring av elektrisk ladning: et elektron er den letteste partikkelen med elektrisk ladning, og det er grunnen til at det ikke forfaller til lettere partikler (for eksempel nøytrinoer og fotoner). Videre interagerer mørk materiepartikler ekstremt svakt med materien vår, ellers ville de allerede blitt oppdaget i jordiske eksperimenter. Deretter begynner området med hypoteser. Den mest plausible (men langt fra den eneste!) hypotesen ser ut til å være at mørk materiepartikler er 100-1000 ganger tyngre enn et proton, og at deres interaksjon med vanlig materie er sammenlignbar i intensitet med interaksjonen til nøytrinoer. Det er innenfor rammen av denne hypotesen at den moderne tettheten av mørk materie finner en enkel forklaring: mørk materiepartikler ble intensivt født og utslettet i det tidlige universet ved ultrahøye temperaturer (ca. 1015 grader), og noen av dem har overlevd til denne dag. Med de angitte parametrene til disse partiklene viser deres nåværende antall i universet seg å være nøyaktig det som trengs.
Kan vi forvente oppdagelsen av mørk materiepartikler i nær fremtid under terrestriske forhold? Siden vi i dag ikke kjenner naturen til disse partiklene, er det umulig å svare på dette spørsmålet helt entydig. Utsiktene virker imidlertid svært optimistiske.
Det er flere måter å søke etter mørk materie partikler på. En av dem er assosiert med eksperimenter med fremtidige høyenergiakseleratorer - kollidere. Hvis mørk materiepartikler virkelig er 100-1000 ganger tyngre enn et proton, vil de bli født i kollisjoner av vanlige partikler akselerert ved kollidere til høye energier (energiene som oppnås ved eksisterende kollidere er ikke nok til dette). De umiddelbare utsiktene her er knyttet til byggingen i internasjonalt senter CERN nær Geneva Large Hadron Collider (LHC), som vil produsere kolliderende stråler av protoner med en energi på 7x7 Teraelectronvolts. Det må sies at i henhold til dagens populære hypoteser er mørk materiepartikler bare en representant for en ny familie av elementærpartikler, slik at man sammen med oppdagelsen av mørk materiepartikler kan håpe på oppdagelsen av en hel klasse nye partikler og nye interaksjoner ved akseleratorer. Kosmologi antyder at verden av elementærpartikler langt fra er uttømt av "byggesteinene" som er kjent i dag!
En annen måte er å oppdage mørk materiepartikler som flyr rundt oss. Det er på ingen måte et lite antall av dem: med en masse lik 1000 ganger massen til et proton, bør det være 1000 av disse partiklene her og nå per kubikkmeter. Problemet er at de interagerer ekstremt svakt med vanlige partikler; stoffet er gjennomsiktig for dem. Imidlertid kolliderer mørk materie partikler av og til med atomkjerner, og disse kollisjonene kan forhåpentligvis registreres. Søket i denne retningen utføres ved hjelp av en rekke svært følsomme detektorer plassert dypt under jorden, hvor bakgrunnen fra kosmiske stråler er kraftig redusert.
Til slutt er en annen måte assosiert med å registrere produktene av utslettelse av mørk materie partikler seg imellom. Disse partiklene bør samle seg i midten av jorden og i midten av solen (stoffet er nesten gjennomsiktig for dem, og de er i stand til å falle ned i jorden eller solen). Der utsletter de hverandre, og i prosessen dannes andre partikler, inkludert nøytrinoer. Disse nøytrinoene passerer fritt gjennom jordens eller solens tykkelse, og kan registreres av spesielle installasjoner - nøytrinoteleskoper. Ett av disse nøytrinoteleskopene er plassert i dypet av Baikalsjøen, det andre (AMANDA) ligger dypt i isen på Sydpolen. Det finnes andre tilnærminger til å søke etter mørk materie partikler, for eksempel å søke etter produktene av deres utslettelse i sentral region av galaksen vår. Tiden vil vise hvilken av alle disse veiene som vil føre til suksess først, men i alle fall vil oppdagelsen av disse nye partiklene og studiet av deres egenskaper være det viktigste vitenskapelig prestasjon. Disse partiklene vil fortelle oss om egenskapene til universet 10-9 s (en milliarddels sekund!) etter Big Bang, da temperaturen i universet var 1015 grader, og mørk materie-partikler interagerte intensivt med kosmisk plasma.
3.3 Mørk energi
Mørk energi er et mye merkeligere stoff enn mørk materie. Til å begynne med samler den seg ikke i klumper, men er jevnt "spredt" over hele universet. Det er like mye av det i galakser og galaksehoper som utenfor dem. Det mest uvanlige er at mørk energi, i en viss forstand, opplever anti-tyngdekraften. Vi har allerede sagt at moderne astronomiske metoder ikke bare kan måle den nåværende utvidelseshastigheten til universet, men også bestemme hvordan den har endret seg over tid. Så, astronomiske observasjoner indikerer at i dag (og i nyere fortid) utvider universet seg med en akselererende hastighet: ekspansjonshastigheten øker med tiden. I denne forstand kan vi snakke om antigravitasjon: vanlig gravitasjonsattraksjon ville bremse tilbaketrekningen av galakser, men i universet vårt viser det seg at det motsatte er sant.
heliosentrisk univers kosmologisk gravitasjon
Ris. 5. Illustrasjon av mørk energi.
Dette bildet motsier generelt sett ikke den generelle relativitetsteorien, men for dette må mørk energi ha en spesiell egenskap - negativt trykk. Dette skiller den skarpt fra vanlige former for materie. Det er ingen overdrivelse å si at naturen til mørk energi er hovedmysteriet i grunnleggende fysikk i det 21. århundre.
En av kandidatene til rollen som mørk energi er vakuum. Vakuumenergitettheten endres ikke når universet ekspanderer, og dette betyr negativt vakuumtrykk. En annen kandidat er et nytt supersvakt felt som gjennomsyrer hele universet; begrepet "kvintessens" brukes om det. Det finnes andre kandidater, men uansett er mørk energi noe helt uvanlig.
En annen måte å forklare den akselererte ekspansjonen av universet på er å anta at tyngdelovene i seg selv endres over kosmologiske avstander og kosmologiske tider. Denne hypotesen er langt fra harmløs: forsøk på å generalisere den generelle relativitetsteorien i denne retningen møter alvorlige vanskeligheter. Tilsynelatende, hvis en slik generalisering i det hele tatt er mulig, vil den være assosiert med ideen om eksistensen av ytterligere dimensjoner av rom, i tillegg til de tre dimensjonene som vi oppfatter i hverdagsopplevelsen.
Dessverre er det for øyeblikket ingen synlige måter å direkte eksperimentelt studere mørk energi under jordiske forhold. Dette betyr selvfølgelig ikke at nye strålende ideer i denne retningen ikke kan dukke opp i fremtiden, men i dag er håp om å avklare naturen til mørk energi (eller mer generelt årsakene til den akselererte utvidelsen av universet) utelukkende knyttet til med astronomiske observasjoner og med innhenting av nye, mer nøyaktige kosmologiske data. Vi må lære i detalj nøyaktig hvordan universet ekspanderte på et relativt sent stadium av utviklingen, og dette vil forhåpentligvis tillate oss å velge mellom forskjellige hypoteser.
Konklusjon
I dette kursarbeidet undersøkte jeg kosmologiske modeller av universet. Etter å ha analysert litteraturen om forløpet av generell fysikk og astronomi, sporet jeg historien til kosmologisk forskning, undersøkte moderne kosmologiske modeller av universet og valgte illustrativt materiale for forskningstemaet. Etter å ha bevist relevansen til det valgte emnet, oppsummerte jeg arbeidet som ble utført.
Litteratur
1.Berry A. Novelle astronomi. Oversettelse av S. Zaimovsky. - M., L.: GITL, 1946.
.Veselovsky I.N. Aristarchus fra Samos - Copernicus fra den antikke verden. Historisk og astronomisk forskning. - M.: Nauka, 1961. Utgave 7, s. 44.
.Efremov Yu.N., Pavlovskaya E.D. Bestemme observasjonsepoken til Almagest-stjernekatalogen ved å bruke stjernenes riktige bevegelser. -- Historisk og astronomisk forskning. M.: Nauka, 1989, utgave 18.
.I. G. Kolchinsky, A. A. Korsun, M. G. Rodriguez. Astronomer. 2. utgave, Kiev, 1986.
.Karpenkov S.Kh. Konsept moderne naturvitenskap: Lærebok for universiteter / M.: Academic Prospect, 2001.
.Klimishin I.A. Oppdagelsen av universet. - M.: Nauka, 1987.
.Matvievskaya G.P. As-Sufi. - Historisk og astronomisk forskning. M.: Nauka, 1983, utgave 16, s. 93--138.
.Pannekoek A. Astronomis historie. - M.: Nauka, 1966.
.S. Shapiro, S. Tyukalski. Svarte hull, hvite dverger og nøytronstjerner. Moskva, Mir, 1985
.Samygina S.I. “Concepts of modern natural science”/Rostov n/D: “Phoenix”, 1997.
.Romfysikk: Et lite leksikon. M.: Sov. leksikon, 1986.
.Hawking S. En kort historie om tid: Fra Big Bang til svarte hull. M.: Mir, 1990.
.E.V.Kononovich, V.I.Moroz. Generelt astronomikurs. Moskva, 2002.
.Einstein A. Evolution of Physics / M.: Sustainable World, 2001.
Læring
Trenger du hjelp til å studere et emne?
Våre spesialister vil gi råd eller gi veiledningstjenester om emner som interesserer deg.
Send inn søknaden din angir emnet akkurat nå for å finne ut om muligheten for å få en konsultasjon.
Lignende artikler
-
Hvor lenge å koke frossen honningsopp
I dag har sopp blitt et mindre populært og ofte konsumert produkt enn de pleide å være. Derfor må alle i det minste noen ganger inkludere retter fra disse sunne "skogens gave" i kostholdet. Denne artikkelen vil være dedikert til en av de mest...
-
Sprø saltkål i en krukke - en enkel oppskrift
Utrolig snack. Og jeg liker det ikke bare for smaken. Tross alt, her kan du også eksperimentere med krydder og tilleggsingredienser. Den kan lages superkrydret, eller myk, men ikke mindre smakfull Denne gangen bestemte jeg meg for...
-
Hjemmelaget kokt svinekjøtt - lett versjon
Buzhenina ble oppfunnet av stammene til de østlige slaverne, for hvem det ble en kjent rett på grunn av overfloden av ville dyr i skogen. Forskere har bevist at kjøtt bakt uten skjæring beholder mer protein og næringsstoffer enn kjøttdeig....
-
Hvordan tilberede kokt svinekjøtt slik at det blir saftig?
Det er vanskelig å forestille seg en familiemiddag uten kjøtt. En av de enkleste måtene å tilberede det på er kokt svinekjøtt. Du kan bruke hvilket som helst kjøtt til det. Men tradisjonelt regnes kokt svinekjøtt som det deiligste. Du kan kjøpe ferdig kokt svinekjøtt...
-
Vilkår og betingelser for lagring
Saltkål er ikke mindre elsket av våre landsmenn enn surkål. I kombinasjon med gulrøtter, rødbeter og andre grønnsaker er den tilberedt for fremtidig bruk og fungerer som en utmerket godbit på vinterbordet. På grunn av mangel på tid er det mange...
-
Enkle oppskrifter med sopp: stekt melkesopp med poteter og suppe med melkesopp
Interessant nok ble melkesopp i gamle dager ansett som "kongen av sopp" i Russland og uspiselig i Europa. Europeerne kjente rett og slett ikke til riktig prosesseringsteknologi, så soppene deres forble alltid bitter. Stekt melkesopp med poteter - tradisjonell...