Nog maar honderd jaar geleden ontdekten wetenschappers dat ons heelal snel in omvang toeneemt.
In 1870 kwam de Engelse wiskundige William Clifford tot het zeer diepe idee dat de ruimte kan worden gekromd, en niet hetzelfde op verschillende punten, en dat de kromming in de loop van de tijd kan veranderen. Hij gaf zelfs toe dat dergelijke veranderingen op de een of andere manier verband houden met de beweging van materie. Beide ideeën vormden vele jaren later de basis van de algemene relativiteitstheorie. Clifford zelf heeft dit niet meegemaakt - hij stierf aan tuberculose op 34-jarige leeftijd, 11 dagen voor de geboorte van Albert Einstein.
Roodverschuiving
Astrospectrografie leverde de eerste informatie over de uitbreiding van het heelal. In 1886 merkte de Engelse astronoom William Huggins op dat de golflengten van sterlicht enigszins verschoven waren in vergelijking met de aardse spectra van dezelfde elementen. Op basis van de formule voor de optische versie van het Doppler-effect, in 1848 afgeleid door de Franse natuurkundige Armand Fizeau, is het mogelijk om de grootte van de radiale snelheid van de ster te berekenen. Dergelijke waarnemingen maken het mogelijk om de beweging van een ruimtevoorwerp te volgen.
Honderd jaar geleden was het concept van het heelal gebaseerd op Newtoniaanse mechanica en Euclidische meetkunde. Zelfs een paar wetenschappers, zoals Lobatsjevski en Gauss, die toegaven (alleen als hypothese!) Dat de fysieke realiteit van niet-euclidische meetkunde, beschouwden de ruimte als eeuwig en onveranderlijk. De uitbreiding van het heelal maakt het moeilijk om de afstand tot verre sterrenstelsels te beoordelen. Het licht dat 13 miljard jaar later bereikt wordt vanaf het sterrenstelsel A1689-zD1 3,35 miljard lichtjaar verwijderd (A), "wordt rood" en verzwakt naarmate het door de zich uitbreidende ruimte gaat, en het sterrenstelsel zelf trekt zich terug (B). Het zal informatie bevatten over de afstand in roodverschuiving (13 miljard lichtjaar), in hoekgrootte (3,5 miljard lichtjaar), in intensiteit (263 miljard lichtjaar), terwijl de werkelijke afstand 30 miljard lichtjaar is. jaren.
Een kwart eeuw later werd deze mogelijkheid opnieuw benut door Vesto Slipher, een observatorium in Flagstaff, Arizona, die sinds 1912 de spectra van spiraalnevels bestudeerde met een 24-inch telescoop met een goede spectrograaf. Om een beeld van hoge kwaliteit te krijgen, werd dezelfde fotografische plaat meerdere nachten belicht, dus het project verliep langzaam. Van september tot december 1913 bestudeerde Slipher de Andromedanevel en kwam met behulp van de Doppler-Fizeau-formule tot de conclusie dat hij de aarde met 300 km per seconde nadert.
Promotie video:
In 1917 publiceerde hij gegevens over de radiale snelheden van 25 nevels, die aanzienlijke asymmetrieën in hun richtingen vertoonden. Slechts vier nevels naderden de zon, de rest ontsnapte (en sommige heel snel).
Slipher streefde niet naar roem of publiceerde zijn resultaten niet. Daarom werden ze pas in astronomische kringen bekend toen de beroemde Britse astrofysicus Arthur Eddington de aandacht op hen vestigde.
In 1924 publiceerde hij een monografie over de relativiteitstheorie, die een lijst bevatte van 41 door Slipher gevonden nevels. Dezelfde vier blauw verschoven nevels waren daar aanwezig, terwijl de overige 37 spectraallijnen rood verschoven waren. Hun radiale snelheden varieerden in het bereik van 150 - 1800 km / s en gemiddeld 25 keer hoger dan de toen bekende snelheden van de Melkwegsterren. Dit suggereerde dat de nevels betrokken zijn bij andere bewegingen dan de "klassieke" hemellichten.
Ruimte-eilanden
In het begin van de jaren twintig geloofden de meeste astronomen dat spiraalvormige nevels zich aan de rand van de Melkweg bevonden, en daarachter was er niets dan lege donkere ruimte. Zeker, zelfs in de 18e eeuw zagen sommige wetenschappers gigantische sterclusters in nevels (Immanuel Kant noemde ze eiland-universums). Deze hypothese was echter niet populair, omdat het niet mogelijk was om de afstanden tot nevels betrouwbaar te bepalen.
Dit probleem werd opgelost door Edwin Hubble, die werkte aan een 100-inch reflectortelescoop bij het Mount Wilson Observatory in Californië. In 1923-1924 ontdekte hij dat de Andromedanevel is samengesteld uit vele lichtgevende objecten, waaronder variabele sterren van de Cepheid-familie. Het was toen al bekend dat de periode van verandering in hun schijnbare helderheid geassocieerd is met de absolute helderheid, en daarom zijn de Cepheïden geschikt voor het kalibreren van kosmische afstanden. Met hun hulp schatte Hubble de afstand tot Andromeda op 285.000 parsec (volgens moderne gegevens is dat 800.000 parsec). De diameter van de Melkweg werd toen verondersteld ongeveer 100.000 parsec te zijn (in feite is het drie keer minder). Hieruit volgde dat Andromeda en de Melkweg als onafhankelijke sterclusters moeten worden beschouwd. Hubble identificeerde al snel nog twee onafhankelijke sterrenstelsels,die uiteindelijk de hypothese van "eilanduniversums" bevestigde.
In alle eerlijkheid moet worden opgemerkt dat twee jaar vóór Hubble de afstand tot Andromeda werd berekend door de Estse astronoom Ernst Opik, wiens resultaat - 450.000 parsecs - dichter bij het juiste lag. Hij gebruikte echter een aantal theoretische overwegingen die niet zo overtuigend waren als de directe waarnemingen van Hubble.
Tegen 1926 had Hubble een statistische analyse uitgevoerd van de waarnemingen van vierhonderd "extragalactische nevels" (hij gebruikte deze term lange tijd, zonder ze sterrenstelsels te noemen) en stelde een formule voor die de afstand zou relateren aan een nevel met zijn schijnbare helderheid. Ondanks de enorme fouten van deze methode, bevestigden nieuwe gegevens dat nevels min of meer gelijkmatig in de ruimte zijn verdeeld en ver buiten de grenzen van de Melkweg liggen. Nu bestond er geen twijfel meer over dat de ruimte niet gesloten is op onze Melkweg en zijn naaste buren.
Ruimte Modelers
Eddington raakte al geïnteresseerd in Slipher's resultaten voordat de definitieve opheldering van de aard van spiraalvormige nevels. Tegen die tijd bestond er al een kosmologisch model, dat in zekere zin het effect voorspelde dat door Slipher werd onthuld. Eddington dacht er veel over na en liet de gelegenheid natuurlijk niet voorbijgaan om de waarnemingen van de astronoom uit Arizona een kosmologische klank te geven.
De moderne theoretische kosmologie begon in 1917 met twee revolutionaire artikelen die modellen van het universum presenteerden op basis van de algemene relativiteitstheorie. Een ervan is door Einstein zelf geschreven, de andere door de Nederlandse astronoom Willem de Sitter.
Hubble's wetten
Edwin Hubble onthulde empirisch de geschatte proportionaliteit van roodverschuivingen en galactische afstanden, die hij, met behulp van de Doppler-Fizeau-formule, veranderde in een evenredigheid tussen snelheden en afstanden. We hebben hier dus te maken met twee verschillende patronen.
Hubble wist niet hoe ze zich tot elkaar verhouden, maar wat zegt de huidige wetenschap hierover?
Zoals Lemaitre al liet zien, is de lineaire correlatie tussen kosmologische (veroorzaakt door de uitdijing van het heelal) roodverschuivingen en afstanden zeker niet absoluut. In de praktijk wordt het alleen goed waargenomen voor verplaatsingen van minder dan 0,1. Dus de empirische wet van Hubble is niet exact, maar bij benadering, en de Doppler-Fizeau-formule is alleen geldig voor kleine verschuivingen van het spectrum.
Maar de theoretische wet die de radiale snelheid van verre objecten koppelt aan de afstand tot hen (met de evenredigheidscoëfficiënt in de vorm van de Hubble-parameter V = Hd) geldt voor alle roodverschuivingen. De snelheid V die erin verschijnt, is echter niet de snelheid van fysieke signalen of echte lichamen in de fysieke ruimte. Dit is de snelheid waarmee de afstanden tussen sterrenstelsels en clusters van sterrenstelsels toenemen, die het gevolg is van de uitbreiding van het heelal. We zouden het alleen kunnen meten als we de uitdijing van het heelal zouden kunnen stoppen, meetbanden onmiddellijk tussen sterrenstelsels zouden kunnen uitrekken, de afstanden ertussen zouden kunnen aflezen en ze zouden kunnen delen door de tijdsintervallen tussen de metingen. De natuurwetten laten dit natuurlijk niet toe. Daarom gebruiken kosmologen de Hubble-parameter H in een andere formule,waar de schaalfactor van het heelal verschijnt, die precies de mate van zijn expansie in verschillende kosmische tijdperken beschrijft (aangezien deze parameter in de loop van de tijd verandert, wordt zijn moderne waarde aangeduid met H0). Het universum breidt zich nu uit met versnelling, dus de waarde van de Hubble-parameter neemt toe.
Door kosmologische roodverschuivingen te meten, krijgen we informatie over de mate van uitbreiding van de ruimte. Het licht van de melkweg, dat tot ons kwam met de kosmologische roodverschuiving z, verliet het toen alle kosmologische afstanden 1 + z keer kleiner waren dan in ons tijdperk. Aanvullende informatie over dit sterrenstelsel, zoals de huidige afstand of de afstand tot de Melkweg, kan alleen worden verkregen met een specifiek kosmologisch model. In het Einstein-de Sitter-model bijvoorbeeld, beweegt een sterrenstelsel met z = 5 van ons weg met een snelheid van 1,1 s (de lichtsnelheid). Maar als je een veelgemaakte fout maakt en gewoon V / c en z gelijk maakt, dan is deze snelheid vijf keer de snelheid van het licht. De discrepantie is, zoals we kunnen zien, ernstig.
Afhankelijkheid van de snelheid van verre objecten op de roodverschuiving volgens SRT, GRT (afhankelijk van het model en de tijd, de curve toont de huidige tijd en het huidige model). Bij kleine verplaatsingen is de afhankelijkheid lineair.
Einstein, in de tijdgeest, geloofde dat het heelal als geheel statisch is (hij probeerde het ook oneindig in de ruimte te maken, maar kon de juiste randvoorwaarden voor zijn vergelijkingen niet vinden). Als resultaat bouwde hij een model van een gesloten universum, waarvan de ruimte een constante positieve kromming heeft (en dus een constante eindige straal). De tijd in dit universum daarentegen stroomt op een Newtoniaanse manier, in dezelfde richting en met dezelfde snelheid. De ruimte-tijd van dit model is gekromd vanwege de ruimtelijke component, terwijl de tijdcomponent op geen enkele manier vervormd is. De statische aard van deze wereld biedt een speciale "insert" in de basisvergelijking, waardoor het ineenstorten van de zwaartekracht wordt voorkomen en daardoor als een alomtegenwoordig antizwaartekrachtveld fungeert. De intensiteit is evenredig met een speciale constante,die Einstein universeel noemde (nu wordt het de kosmologische constante genoemd).
Lemaitre's kosmologische model, dat de uitbreiding van het universum beschrijft, was zijn tijd ver vooruit. Lemaitre's universum begint met de oerknal, waarna de expansie eerst vertraagt en dan begint te versnellen.
Het model van Einstein maakte het mogelijk om de grootte van het universum, de totale hoeveelheid materie en zelfs de waarde van de kosmologische constante te berekenen. Dit vereist alleen de gemiddelde dichtheid van kosmische materie, die in principe kan worden bepaald uit waarnemingen. Het is geen toeval dat Eddington dit model bewonderde en Hubble in de praktijk gebruikte. Het wordt echter geruïneerd door instabiliteit, wat Einstein eenvoudigweg niet opmerkte: bij de minste afwijking van de straal van de evenwichtswaarde, breidt de Einstein-wereld zich uit of ondergaat het een gravitationele ineenstorting. Daarom heeft dit model niets te maken met het echte universum.
Lege wereld
De Sitter bouwde ook, zoals hij zelf dacht, een statische wereld van constante kromming, maar niet positief, maar negatief. Het bevat de kosmologische constante van Einstein, maar er is helemaal geen materie. Bij het introduceren van testdeeltjes met een willekeurig kleine massa, verspreiden ze zich en gaan ze tot in het oneindige. Bovendien stroomt de tijd langzamer aan de rand van het universum van De Sitter dan in het centrum ervan. Hierdoor komen lichtgolven van grote afstanden aan met een roodverschuiving, zelfs als hun bron stationair is ten opzichte van de waarnemer. Dus in de jaren twintig vroegen Eddington en andere astronomen zich af of het model van De Sitter iets te maken had met de realiteit die werd weerspiegeld in Slipher's waarnemingen?
Deze vermoedens werden bevestigd, zij het op een andere manier. De statische aard van het universum van De Sitter bleek denkbeeldig te zijn, aangezien het werd geassocieerd met een ongelukkige keuze van het coördinatensysteem. Na het corrigeren van deze fout bleek de de Sitter-ruimte vlak, Euclidisch, maar niet-statisch. Vanwege de antizwaartekrachtkosmologische constante zet het uit, terwijl de kromming nul blijft. Door deze uitzetting nemen de golflengtes van de fotonen toe, wat de verschuiving van de spectraallijnen met zich meebrengt zoals voorspeld door de Sitter. Opgemerkt moet worden dat dit is hoe de kosmologische roodverschuiving van verre sterrenstelsels tegenwoordig wordt verklaard.
Van statistiek tot dynamiek
De geschiedenis van openlijk niet-statische kosmologische theorieën begint met twee artikelen van de Sovjetfysicus Alexander Friedman, gepubliceerd in het Duitse tijdschrift Zeitschrift fur Physik in 1922 en 1924. Friedman berekende modellen van universums met positieve en negatieve krommingen in de tijd, die het gouden fonds van de theoretische kosmologie werden. Zijn tijdgenoten merkten deze werken echter nauwelijks op (Einstein vond in eerste instantie Friedmans eerste artikel zelfs wiskundig onjuist). Friedman geloofde zelf dat de astronomie nog geen arsenaal aan waarnemingen had om te beslissen welk van de kosmologische modellen meer consistent is met de werkelijkheid, en beperkte zich daarom tot pure wiskunde. Misschien zou hij anders hebben gehandeld als hij zich vertrouwd had gemaakt met de resultaten van Slipher, maar dat is niet gebeurd.
De grootste kosmoloog van de eerste helft van de 20e eeuw, Georges Lemaitre, dacht daar anders over. Thuis, in België, verdedigde hij zijn proefschrift in de wiskunde, en halverwege de jaren twintig studeerde hij astronomie - in Cambridge onder Eddington en aan het Harvard Observatorium in Harlow Shapley (tijdens zijn verblijf in de Verenigde Staten, waar hij zijn tweede proefschrift aan MIT met Slipher en Hubble). In 1925 was Lemaitre de eerste die aantoonde dat de statische aard van het model van De Sitter denkbeeldig was. Bij zijn terugkeer naar zijn vaderland als professor aan de Universiteit van Leuven, bouwde Lemaitre het eerste model van een uitdijend universum met een duidelijke astronomische basis. Zonder overdrijven was dit werk een revolutionaire doorbraak in de ruimtewetenschap.
Oecumenische revolutie
In zijn model behield Lemaitre een kosmologische constante met een Einstein-numerieke waarde. Daarom begint zijn universum in een statische toestand, maar na verloop van tijd komt het als gevolg van fluctuaties met toenemende snelheid het pad van constante expansie binnen. In dit stadium behoudt het een positieve kromming, die afneemt naarmate de straal groter wordt. Lemaitre nam in de compositie van zijn universum niet alleen materie op, maar ook elektromagnetische straling. Noch Einstein, noch de Sitter, wiens werk Lemaitre kende, noch Friedman, van wie hij op dat moment niets af wist, deden dit.
Bijbehorende coördinaten
Bij kosmologische berekeningen is het handig om begeleidende coördinatensystemen te gebruiken die zich samen met de uitbreiding van het universum uitbreiden. In het geïdealiseerde model, waar sterrenstelsels en galactische clusters niet deelnemen aan de juiste bewegingen, veranderen hun begeleidende coördinaten niet. Maar de afstand tussen twee objecten op een bepaald moment in de tijd is gelijk aan hun constante afstand in bijbehorende coördinaten, vermenigvuldigd met de grootte van de schaalfactor voor dat moment. Deze situatie kan gemakkelijk worden geïllustreerd op een opblaasbare wereldbol: de breedte- en lengtegraad van elk punt veranderen niet en de afstand tussen een paar punten neemt toe met toenemende straal.
Het gebruik van begeleidende coördinaten helpt om de diepgaande verschillen te begrijpen tussen de kosmologie van het uitdijende heelal, de speciale relativiteitstheorie en de Newtoniaanse fysica. In de mechanica van Newton zijn alle bewegingen dus relatief, en heeft absolute onbeweeglijkheid geen fysieke betekenis. Integendeel, in de kosmologie is immobiliteit in de begeleidende coördinaten absoluut en kan in principe worden bevestigd door waarnemingen. De speciale relativiteitstheorie beschrijft processen in ruimte-tijd, waaruit, met behulp van de Lorentz-transformaties, een oneindig aantal manieren kan worden gebruikt om ruimtelijke en temporele componenten te isoleren. Kosmologische ruimte-tijd daarentegen valt van nature uiteen in een gekromde uitdijende ruimte en een enkele kosmische tijd. In dit geval kan de snelheid van recessie van verre sterrenstelsels vele malen hoger zijn dan de snelheid van het licht.
Lemaitre, terug in de VS, suggereerde dat de roodverschuivingen van verre melkwegstelsels het gevolg zijn van de uitbreiding van de ruimte, die lichtgolven "uitrekt". Nu bewees hij het wiskundig. Hij toonde ook aan dat kleine (veel minder dan eenheid) roodverschuivingen evenredig zijn met de afstand tot de lichtbron, en dat de evenredigheidscoëfficiënt alleen afhangt van de tijd en informatie bevat over de huidige expansiesnelheid van het heelal. Omdat uit de Doppler-Fizeau-formule volgde dat de radiale snelheid van een melkwegstelsel evenredig is met de roodverschuiving, concludeerde Lemaître dat deze snelheid ook evenredig is met de afstand. Na analyse van de snelheden en afstanden van 42 sterrenstelsels uit de Hubble-lijst en rekening houdend met de intragalactische snelheid van de zon, stelde hij de waarden van de evenredigheidscoëfficiënten vast.
Onopgemerkt werk
Lemaitre publiceerde zijn werk in 1927 in het Frans in het onleesbare tijdschrift Annals of the Scientific Society of Brussels. Er wordt aangenomen dat dit de belangrijkste reden was waarom ze in eerste instantie bijna onopgemerkt bleef (zelfs door zijn leraar Eddington). Toegegeven, in de herfst van hetzelfde jaar was Lemaitre in staat om zijn bevindingen met Einstein te bespreken en van hem te horen over de resultaten van Friedmann. De maker van de algemene relativiteitstheorie had geen technische bezwaren, maar hij geloofde resoluut niet in de fysieke realiteit van Lemaitre's model (net zoals hij Friedmanns conclusies eerder niet aanvaardde).
Hubble-grafieken
Ondertussen vonden Hubble en Humason eind jaren twintig een lineaire correlatie tussen de afstanden van maximaal 24 sterrenstelsels en hun radiale snelheden, berekend (meestal door Slipher) op basis van roodverschuivingen. Hieruit concludeerde Hubble dat de radiale snelheid van de melkweg recht evenredig is met de afstand ernaartoe. De coëfficiënt van deze evenredigheid wordt nu H0 genoemd en wordt de Hubble-parameter genoemd (volgens de laatste gegevens is deze iets hoger dan 70 (km / s) / megaparsec).
Hubble's paper met een grafiek van de lineaire relatie tussen galactische snelheden en afstanden werd begin 1929 gepubliceerd. Een jaar eerder leidde de jonge Amerikaanse wiskundige Howard Robertson, in navolging van Lemaitre, deze afhankelijkheid af uit het model van het uitdijende heelal, waarvan Hubble wellicht op de hoogte was. In zijn beroemde artikel werd dit model echter noch direct noch indirect genoemd. Later uitte Hubble zijn twijfels of de snelheden die in zijn formule voorkomen, feitelijk de bewegingen van sterrenstelsels in de ruimte beschrijven, maar hij onthield zich altijd van hun specifieke interpretatie. Hij zag de betekenis van zijn ontdekking in het aantonen van de evenredigheid van galactische afstanden en roodverschuivingen, en liet de rest aan theoretici over. Daarom, met alle respect voor Hubble, is er geen reden om hem te beschouwen als de ontdekker van de uitbreiding van het universum.
En toch breidt het zich uit
Desalniettemin maakte Hubble de weg vrij voor de erkenning van de uitbreiding van het universum en het model van Lemaitre. Al in 1930 ontving ze eerbetoon aan meesters in de kosmologie als Eddington en de Sitter; even later merkten wetenschappers het werk van Friedman op en waardeerden het. In 1931 vertaalde Lemaitre, op voorstel van Eddington, zijn artikel (met kleine stukjes) in het Engels voor het Monthly News of the Royal Astronomical Society. In hetzelfde jaar ging Einstein akkoord met de conclusies van Lemaitre, en een jaar later bouwde hij samen met De Sitter een model van een uitdijend heelal met vlakke ruimte en gebogen tijd. Dit model is vanwege zijn eenvoud lange tijd erg populair geweest onder kosmologen.
In hetzelfde 1931 publiceerde Lemaitre een korte (en zonder enige wiskunde) beschrijving van nog een ander model van het heelal, waarin kosmologie en kwantummechanica werden gecombineerd. In dit model is het eerste moment de explosie van het primaire atoom (Lemaitre ook wel een kwantum genoemd), waardoor zowel ruimte als tijd ontstond. Omdat de zwaartekracht de uitdijing van het pasgeboren universum vertraagt, neemt de snelheid ervan af - het is mogelijk dat dit bijna nul is. Later introduceerde Lemaitre een kosmologische constante in zijn model, die het universum dwong om na verloop van tijd over te gaan op een stabiel regime van versnellende expansie. Dus anticipeerde hij zowel op het idee van de oerknal als op moderne kosmologische modellen die rekening houden met de aanwezigheid van donkere energie. En in 1933 identificeerde hij de kosmologische constante met de energiedichtheid van het vacuüm, waaraan niemand eerder had gedacht. Het is gewoon geweldighoeveel deze wetenschapper, die ongetwijfeld de titel van ontdekker van de uitbreiding van het heelal waardig was, zijn tijd vooruit was!
Alexey Levin
