Πώς ανακαλύφθηκε το φαινόμενο της διαστολής των γαλαξιών. Νόμος του Hubble Η φαινομενική ταχύτητα με την οποία ένας γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς είναι ευθέως ανάλογη με την απόστασή του. Κριτική: Μια κοσμική παρεξήγηση

Επί του παρόντος, σύμφωνα με αστρονομικές παρατηρήσεις, έχει διαπιστωθεί ότι Το σύμπαν είναι ομοιογενές σε μεγάλη κλίμακα, δηλ. Όλες οι περιοχές του από 300 εκατομμύρια έτη φωτός σε μέγεθος και περισσότερα φαίνονται ίδιες. Σε μικρότερη κλίμακα, υπάρχουν περιοχές στο Σύμπαν όπου βρίσκονται σμήνη γαλαξιών και, αντίθετα, κενά όπου υπάρχουν λίγα από αυτά.

Ένας γαλαξίας είναι ένα σύστημα αστεριών που έχουν κοινή προέλευση και συνδέονται με βαρυτικές δυνάμεις. Ο γαλαξίας στον οποίο βρίσκεται ο Ήλιος μας είναι ο Γαλαξίας

Οι αποστάσεις από τα ουράνια σώματα στην αστρονομία καθορίζονται διαφορετικά ανάλογα με το αν αυτά τα αντικείμενα βρίσκονται κοντά ή μακριά από τον πλανήτη μας. Στο διάστημα, οι ακόλουθες μονάδες χρησιμοποιούνται συνήθως για τη μέτρηση των αποστάσεων:

1 π.μ.( αστρονομική μονάδα) = (149597870 2) km;

1 τεμ ( parsec) = 206265 a.u. = 3,086·10 m;

1ο έτος ( έτος φωτός) = 0,307 pc = 9,5·10 μ. Έτος φωτός είναι η διαδρομή που διανύει το φως σε ένα έτος.

Αυτό το έγγραφο προτείνει μια μέθοδο για τον προσδιορισμό των αποστάσεων σε μακρινούς γαλαξίες χρησιμοποιώντας "κόκκινη μετατόπιση", π.χ. αυξάνοντας τα μήκη κύματος στο φάσμα της παρατηρούμενης μακρινής πηγής ακτινοβολίας σε σύγκριση με τα αντίστοιχα μήκη κύματος των γραμμών στα τυπικά φάσματα.

Η πηγή φωτός αναφέρεται στην ακτινοβολία από μακρινούς γαλαξίες (τα φωτεινότερα αστέρια ή νεφελώματα αερίου και σκόνης σε αυτά). Κάτω από " μετατόπιση στο κόκκινο" - μια μετατόπιση των φασματικών γραμμών στα φάσματα των χημικών στοιχείων που αποτελούν αυτά τα αντικείμενα προς την πλευρά του μεγάλου μήκους κύματος (κόκκινη), σε σύγκριση με τα μήκη κύματος στα φάσματα των τυπικών στοιχείων στη Γη. Η «κόκκινη μετατόπιση» προκαλείται από το φαινόμενο Doppler.

Φαινόμενο Ντόπλερείναι ότι η ακτινοβολία που στέλνεται από μια πηγή που απομακρύνεται από έναν ακίνητο δέκτη θα ληφθεί από αυτόν ως μεγαλύτερο μήκος κύματος, σε σύγκριση με την ακτινοβολία από την ίδια ακίνητη πηγή. Εάν η πηγή πλησιάσει τον δέκτη, τότε το μήκος κύματος του καταγεγραμμένου σήματος, αντίθετα, θα μειωθεί.

Το 1924, ο Σοβιετικός φυσικός Alexander Friedman προέβλεψε ότι το Σύμπαν διαστέλλεται. Τα διαθέσιμα επί του παρόντος δεδομένα δείχνουν ότι η εξέλιξη του Σύμπαντος ξεκίνησε από τη στιγμή Μεγάλη έκρηξη.Πριν από περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια, το Σύμπαν ήταν ένα σημείο (λέγεται σημείο μοναδικότητας), στο οποίο, λόγω της ισχυρής βαρύτητας σε αυτό, της πολύ υψηλής θερμοκρασίας και της πυκνότητας, δεν ισχύουν οι γνωστοί νόμοι της φυσικής. Σύμφωνα με το επί του παρόντος αποδεκτό μοντέλο, το Σύμπαν άρχισε να διογκώνεται από το σημείο της μοναδικότητας με αυξανόμενη επιτάχυνση.

Το 1926, αποκτήθηκαν πειραματικά στοιχεία για τη διαστολή του Σύμπαντος. Ο Αμερικανός αστρονόμος E. Hubble, ενώ μελετούσε τα φάσματα των μακρινών γαλαξιών χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο, ανακάλυψε την κόκκινη μετατόπιση των φασματικών γραμμών. Αυτό σήμαινε ότι οι γαλαξίες απομακρύνονταν ο ένας από τον άλλο και με ταχύτητα που αυξανόταν με την απόσταση. Το Hubble κατασκεύασε μια γραμμική σχέση μεταξύ της απόστασης και της ταχύτητας που σχετίζεται με το φαινόμενο Doppler ( ο νόμος του Hubble):

(1) , Οπου

r– απόσταση μεταξύ γαλαξιών.

v –ταχύτητα απομάκρυνσης των γαλαξιών.

Ν– Σταθερά Hubble. Εννοια Νεξαρτάται από το χρόνο που μεσολάβησε από την αρχή της διαστολής του Σύμπαντος μέχρι την παρούσα στιγμή και ποικίλλει στην περιοχή από 50 έως 100 km/s·Mpc. Στην αστροφυσική, κατά κανόνα, χρησιμοποιείται H = 75 km/s·Mpc. Η ακρίβεια του προσδιορισμού της σταθεράς Hubble είναι

0,5 km/s Mpc;

Με– ταχύτητα φωτός στο κενό.

Ζ– κόκκινη μετατόπιση μήκους κύματος, λεγόμενη. κοσμολογικός παράγοντας.

(2) , Οπου

– μήκος κύματος ακτινοβολίας που λαμβάνει ο δέκτης.

– μήκος κύματος ακτινοβολίας που εκπέμπεται από το αντικείμενο.

Έτσι, μετρώντας τη μετατόπιση γραμμών, για παράδειγμα, ιονισμένου υδρογόνου (H+) στο ορατό τμήμα του φάσματος, είναι δυνατό για έναν γαλαξία που παρατηρείται από τη Γη να προσδιορίσει τη μετατόπισή του στο κόκκινο χρησιμοποιώντας τον τύπο (2) Ζκαι, χρησιμοποιώντας το νόμο του Hubble (1), υπολογίστε την απόσταση από αυτό ή την ταχύτητα αφαίρεσής του:

Εντολή εργασίας

1. Καλέστε το πρόγραμμα «Προσδιορισμός αποστάσεων προς γαλαξίες» στην επιφάνεια εργασίας του υπολογιστή. Στην οθόνη της οθόνης θα εμφανιστεί μια περιοχή του Σύμπαντος με εννέα διαφορετικούς γαλαξίες που παρατηρούνται από την επιφάνεια της Γης. Ένα φάσμα ορατού φωτός και ένας δείκτης μήκους κύματος για ιονισμένο υδρογόνο H+ εμφανίζονται στο επάνω μέρος της οθόνης.

2. Τοποθετήστε τον κέρσορα στον γαλαξία που υποδεικνύει ο δάσκαλος και κάντε κλικ στο πλήκτρο.

3. Καταγράψτε το μήκος κύματος και λ που εκπέμπεται από αυτόν τον γαλαξία καθώς απομακρύνεται.

Στη σχετική εγγύτητα του Γαλαξία μας, οι αστρονόμοι ανακάλυψαν αρκετούς μικρούς γαλαξίες που τους έκαναν να αναρωτηθούν για τους νόμους της βαρύτητας που γνωρίζουν. Αυτοί οι γαλαξίες σχηματίζουν έναν ολόκληρο δακτύλιο με διάμετρο 10 εκατομμυρίων ετών φωτός και πετούν μακριά μας με τόσο μεγάλη ταχύτητα που οι επιστήμονες δεν μπορούν να βρουν μια σαφή εξήγηση για μια τόσο γρήγορη διαστολή.

Βρίσκοντας αναλογίες μεταξύ της ανακαλυφθείσας δομής και της Μεγάλης Έκρηξης, οι επιστήμονες είναι βέβαιοι ότι σχηματίστηκε και κέρδισε ταχύτητα λόγω της σύγκλισης του Γαλαξία και του γαλαξία της Ανδρομέδας στο μακρινό παρελθόν.

Το πρόβλημα είναι ένα: οι επιστήμονες δεν μπορούν να καταλάβουν γιατί, με μια τέτοια επέκταση, αυτοί οι μικροί γαλαξίες απέκτησαν τόσο υψηλή ταχύτητα.

«Εάν η θεωρία της βαρύτητας του Αϊνστάιν είναι σωστή, ο γαλαξίας μας δεν θα μπορούσε ποτέ να πλησιάσει αρκετά κοντά στην Ανδρομέδα για να εκτοξεύσει κάτι με τέτοια ταχύτητα», εξήγησε ο Zhao Hongsheng από το Πανεπιστήμιο του St. Andrews (Σκωτία), συγγραφέας της μελέτης που δημοσιεύτηκε στο περιοδικό. MNRAS .

Ο Ζάο και οι συνεργάτες του μελετούν τις κινήσεις αυτού του δακτυλίου μικρών γαλαξιών, οι οποίοι, μαζί με τον Γαλαξία και τον Γαλαξία της Ανδρομέδας, αποτελούν μέρος της λεγόμενης Τοπικής Ομάδας, η οποία περιλαμβάνει τουλάχιστον 54 γαλαξίες. Ο σπειροειδής γαλαξίας μας, ο Γαλαξίας μας και ο γειτονικός γαλαξίας της Ανδρομέδας χωρίζονται από 2,5 εκατομμύρια έτη φωτός, αλλά σε αντίθεση με τους περισσότερους γνωστούς γαλαξίες, ο γείτονάς μας δεν απομακρύνεται από εμάς, αλλά πετά προς εμάς με ταχύτητα μεγαλύτερη από 400 km/ μικρό.

Χρησιμοποιώντας το Καθιερωμένο Κοσμολογικό Μοντέλο (το λεγόμενο μοντέλο ΛCDM) στους υπολογισμούς τους, οι επιστήμονες προτείνουν ότι σε 3,75 δισεκατομμύρια χρόνια οι δύο γαλαξίες θα πρέπει να συγκρουστούν και μετά από άλλα πολλά δισεκατομμύρια χρόνια αυτή η σύγκρουση θα οδηγήσει σε σοβαρή καταστροφή τόσο των γαλαξιών όσο και του σχηματισμού ενός νέου. Αλλά αν αυτοί οι γαλαξίες πλησιάζουν ο ένας τον άλλον τώρα, θα μπορούσαν να είχαν πλησιάσει ο ένας τον άλλον στο παρελθόν;

Το 2013 η ομάδα του Ζάο προτείνεται, ότι πριν από 7-11 δισεκατομμύρια χρόνια ο Γαλαξίας και η Ανδρομέδα πετούσαν ήδη το ένα δίπλα στο άλλο σε πολύ κοντινή απόσταση.

Αυτό δημιούργησε σε αυτά κύματα «όπως τσουνάμι», χάρη στα οποία πετάχτηκαν έξω μικρότεροι γαλαξίες, οι οποίοι παρατηρούνται σήμερα να πετούν μακριά μας.

Παρόμοιες συγκλίσεις δύο γαλαξιών είναι γνωστές στους αστρονόμους (στην εικόνα της σημείωσης - η σύγκλιση των γαλαξιών NGC 5426 και NGC 5427). Ωστόσο, πετάνε πολύ γρήγορα. «Οι υψηλές γαλακτοκεντρικές ακτινικές ταχύτητες ορισμένων γαλαξιών της Τοπικής Ομάδας προκλήθηκαν από δυνάμεις που ενεργούν πάνω τους και τις οποίες το μοντέλο μας δεν λαμβάνει υπόψη», κατέληξαν στην εργασία. Επιπλέον, δεν υπάρχει αμφιβολία για το κοινό παρελθόν του Γαλαξία, της Ανδρομέδας και αυτών των διασκορπισμένων γαλαξιών, έστω και μόνο επειδή βρίσκονται περίπου στο ίδιο επίπεδο, υποστηρίζουν οι επιστήμονες.

«Η κατανομή σε σχήμα δακτυλίου είναι πολύ συγκεκριμένη. Αυτοί οι μικροί γαλαξίες μοιάζουν με σταγόνες βροχής που σκορπίζονται από μια περιστρεφόμενη ομπρέλα, εξήγησε ο συν-συγγραφέας της μελέτης Indranil Banik.

«Σύμφωνα με τις εκτιμήσεις μου, η πιθανότητα οι τυχαία κατανεμημένοι γαλαξίες να ευθυγραμμιστούν με αυτόν τον τρόπο είναι 1/640.

Ανίχνευσα την προέλευσή τους σε ένα δυναμικό γεγονός που συνέβη όταν το Σύμπαν ήταν στη μισή του ηλικία».

Το μοντέλο ΛCDM είναι ένα μοντέλο που λαμβάνει υπόψη την παρουσία στο Σύμπαν της συνηθισμένης (βαρυονικής ύλης, σκοτεινής ενέργειας, που περιγράφεται στις εξισώσεις του Αϊνστάιν ως σταθερά Λ) και της ψυχρής σκοτεινής ύλης.

Το πρόβλημα με το περιγραφόμενο σενάριο της επέκτασης των μικρών γαλαξιών δεν είναι μόνο η υποθετική παραβίαση του μοντέλου ΛCDM. Οι υπολογισμοί δείχνουν ότι μια τόσο στενή προσέγγιση του Γαλαξία και της Ανδρομέδας στο παρελθόν θα έπρεπε να είχε οδηγήσει στη συγχώνευσή τους, κάτι που, ως γνωστόν, δεν έγινε.

«Μια τόσο υψηλή ταχύτητα (της επέκτασης των γαλαξιών) απαιτεί 60 φορές περισσότερη αστρική μάζα από ό,τι βλέπουμε σήμερα στον Γαλαξία και την Ανδρομέδα. Ωστόσο, η τριβή που θα προέκυπτε μεταξύ του τεράστιου φωτοστέφανου της σκοτεινής ύλης στο κέντρο των γαλαξιών και αυτών των αστεριών θα οδηγούσε στη συγχώνευσή τους, αντί στον διαχωρισμό των 2,5 εκατομμυρίων ετών φωτός που συνέβη», εξήγησε ο Banik.

«Η επιστήμη εξελίσσεται μέσα από προκλήσεις», λέει ο Marcel Pawlowski, αστροφυσικός στο Πανεπιστήμιο της Καλιφόρνια στο Irvine. "Αυτό το γιγάντιο δαχτυλίδι αποτελεί μια σοβαρή πρόκληση για το τυπικό παράδειγμα."

Η φαινομενική ταχύτητα με την οποία ένας γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς είναι ευθέως ανάλογη με την απόστασή του.

Επιστρέφοντας από τον Πρώτο Παγκόσμιο Πόλεμο, ο Έντουιν Χαμπλ έπιασε δουλειά στο Αστρονομικό Παρατηρητήριο Υψηλού Υψομέτρου Mount Wilson στη Νότια Καλιφόρνια, το οποίο εκείνη την εποχή ήταν το καλύτερα εξοπλισμένο στον κόσμο. Χρησιμοποιώντας το νεότερο ανακλαστικό τηλεσκόπιό του με διάμετρο πρωτεύοντος καθρέφτη 2,5 m, έκανε μια σειρά από περίεργες μετρήσεις που άλλαξαν για πάντα την κατανόησή μας για το Σύμπαν.

Στην πραγματικότητα, το Hubble σκόπευε να εξερευνήσει ένα μακροχρόνιο αστρονομικό πρόβλημα - τη φύση των νεφελωμάτων. Αυτά τα μυστηριώδη αντικείμενα, ξεκινώντας από τον 18ο αιώνα, ανησύχησαν τους επιστήμονες με το μυστήριο της προέλευσής τους. Μέχρι τον 20ο αιώνα, μερικά από αυτά τα νεφελώματα γέννησαν αστέρια και διαλύθηκαν, αλλά τα περισσότερα από τα σύννεφα παρέμειναν νεφελώδη - και από τη φύση τους, ειδικότερα. Εδώ οι επιστήμονες έθεσαν το ερώτημα: πού, στην πραγματικότητα, βρίσκονται αυτοί οι νεφελώδεις σχηματισμοί - στον Γαλαξία μας; ή μήπως κάποια από αυτά αντιπροσωπεύουν άλλα «νησιά του Σύμπαντος», για να χρησιμοποιήσουμε την εκλεπτυσμένη γλώσσα εκείνης της εποχής; Πριν από την έναρξη λειτουργίας του τηλεσκοπίου στο όρος Wilson το 1917, αυτό το ερώτημα ήταν καθαρά θεωρητικό, αφού δεν υπήρχαν τεχνικά μέσα για τη μέτρηση των αποστάσεων από αυτά τα νεφελώματα.

Ο Χαμπλ ξεκίνησε την έρευνά του με το νεφέλωμα της Ανδρομέδας, ίσως το πιο δημοφιλές από αμνημονεύτων χρόνων. Μέχρι το 1923, μπόρεσε να δει ότι τα περίχωρα αυτού του νεφελώματος ήταν σμήνη μεμονωμένων αστεριών, μερικά από τα οποία ανήκαν στην κατηγορία Μεταβλητές Cepheid(σύμφωνα με την αστρονομική ταξινόμηση). Παρατηρώντας μια μεταβλητή Cepheid για μια αρκετά μεγάλη χρονική περίοδο, οι αστρονόμοι μετρούν την περίοδο μεταβολής της φωτεινότητάς της και στη συνέχεια, χρησιμοποιώντας τη σχέση περιόδου-φωτεινότητας, προσδιορίζουν την ποσότητα του φωτός που εκπέμπεται από αυτήν.

Για να κατανοήσουμε καλύτερα ποιο είναι το επόμενο βήμα, ας δώσουμε αυτήν την αναλογία. Φανταστείτε ότι στέκεστε σε μια νυχτερινή σκοτεινή νύχτα, και στη συνέχεια, στο βάθος κάποιος ανάβει μια ηλεκτρική λάμπα. Εφόσον δεν βλέπετε τίποτα γύρω σας εκτός από αυτόν τον μακρινό λαμπτήρα, είναι σχεδόν αδύνατο να προσδιορίσετε την απόσταση από αυτόν. Ίσως είναι πολύ φωτεινό και λάμπει μακριά, ή ίσως είναι αμυδρό και λάμπει κοντά. Πώς να το προσδιορίσετε αυτό; Τώρα φανταστείτε ότι καταφέρατε με κάποιο τρόπο να μάθετε την ισχύ της λάμπας - ας πούμε, 60, 100 ή 150 watt. Η εργασία απλοποιείται αμέσως, αφού από την ορατή φωτεινότητα μπορείτε ήδη να υπολογίσετε κατά προσέγγιση τη γεωμετρική απόσταση από αυτήν. Έτσι: όταν μετράτε την περίοδο αλλαγής της φωτεινότητας ενός Κηφείδη, ο αστρονόμος βρίσκεται περίπου στην ίδια κατάσταση με εσάς, υπολογίζοντας την απόσταση από έναν μακρινό λαμπτήρα, γνωρίζοντας τη φωτεινότητά του (ισχύς ακτινοβολίας).

Το πρώτο πράγμα που έκανε το Hubble ήταν να υπολογίσει την απόσταση από τους Κηφείδες στα περίχωρα του νεφελώματος της Ανδρομέδας, και επομένως από το ίδιο το νεφέλωμα: 900.000 έτη φωτός (η ακριβέστερα υπολογισμένη απόσταση από τον γαλαξία της Ανδρομέδας, όπως ονομάζεται τώρα, είναι 2,3 εκατομμύρια έτη φωτός. - Σημείωση συγγραφέας) - δηλαδή, το νεφέλωμα βρίσκεται πολύ πιο πέρα ​​από τον Γαλαξία - τον γαλαξία μας. Αφού παρατήρησε αυτό και άλλα νεφελώματα, το Hubble κατέληξε σε ένα βασικό συμπέρασμα σχετικά με τη δομή του Σύμπαντος: αποτελείται από μια συλλογή τεράστιων αστρικών σμηνών - γαλαξίες. Είναι αυτοί που μας φαίνονται ως μακρινά ομιχλώδη «σύννεφα» στον ουρανό, αφού απλά δεν μπορούμε να δούμε μεμονωμένα αστέρια σε τόσο τεράστια απόσταση. Αυτή η ανακάλυψη από μόνη της, στην πραγματικότητα, θα ήταν αρκετή για να κερδίσει το Hubble παγκόσμια αναγνώριση των υπηρεσιών του στην επιστήμη.

Ο επιστήμονας, ωστόσο, δεν σταμάτησε εκεί και παρατήρησε μια άλλη σημαντική πτυχή στα δεδομένα που ελήφθησαν, την οποία είχαν παρατηρήσει οι αστρονόμοι στο παρελθόν, αλλά δυσκολεύονταν να ερμηνεύσουν. Συγκεκριμένα: το παρατηρούμενο μήκος των φασματικών κυμάτων φωτός που εκπέμπονται από άτομα μακρινών γαλαξιών είναι κάπως μικρότερο από το μήκος των φασματικών κυμάτων που εκπέμπονται από τα ίδια άτομα στα επίγεια εργαστήρια. Δηλαδή, στο φάσμα ακτινοβολίας γειτονικών γαλαξιών, το κβάντο του φωτός που εκπέμπεται από ένα άτομο όταν ένα ηλεκτρόνιο πηδά από τροχιά σε τροχιά μετατοπίζεται σε συχνότητα προς το κόκκινο τμήμα του φάσματος σε σύγκριση με ένα παρόμοιο κβάντο που εκπέμπεται από το ίδιο άτομο στη Γη . Το Hubble πήρε το ελεύθερο να ερμηνεύσει αυτή την παρατήρηση ως εκδήλωση του φαινομένου Doppler, που σημαίνει ότι όλοι οι παρατήρησαν γειτονικοί γαλαξίες διαγράφονταιαπό τη Γη, αφού σχεδόν όλα τα γαλαξιακά αντικείμενα εκτός του Γαλαξία έχουν ακριβώς το κόκκινοφασματική μετατόπιση ανάλογη με την ταχύτητα αφαίρεσής τους.

Το πιο σημαντικό, το Hubble ήταν σε θέση να συγκρίνει τα αποτελέσματα των μετρήσεων των αποστάσεων από γειτονικούς γαλαξίες (με βάση τις παρατηρήσεις των μεταβλητών των Κηφειδών) με τις μετρήσεις των ρυθμών ύφεσης τους (με βάση τη μετατόπιση προς το κόκκινο). Και το Hubble διαπίστωσε ότι όσο πιο μακριά είναι ένας γαλαξίας από εμάς, τόσο πιο γρήγορα απομακρύνεται. Αυτό ακριβώς το φαινόμενο της κεντρομόλου «σκέδασης» του ορατού Σύμπαντος με αυξανόμενη ταχύτητα καθώς απομακρύνεται από το τοπικό σημείο παρατήρησης ονομάζεται νόμος του Hubble. Μαθηματικά διατυπώνεται πολύ απλά:

Οπου v— η ταχύτητα με την οποία ο γαλαξίας απομακρύνεται από εμάς, r- η απόσταση από αυτό, και H- τα λεγόμενα Σταθερά Hubble. Το τελευταίο προσδιορίζεται πειραματικά και σήμερα υπολογίζεται ότι είναι περίπου 70 km/(s Mpc) (χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο ανά megaparsec· 1 Mpc είναι περίπου ίσο με 3,3 εκατομμύρια έτη φωτός). Αυτό σημαίνει ότι ένας γαλαξίας σε απόσταση 10 megaparsec από εμάς ξεφεύγει από εμάς με ταχύτητα 700 km/s, ένας γαλαξίας σε απόσταση 100 Mpc με ταχύτητα 7000 km/s, κλπ. Και, αν και αρχικά ήρθε το Hubble σε αυτόν τον νόμο ως αποτέλεσμα της παρατήρησης μόνο μερικών γαλαξιών που βρίσκονται πιο κοντά μας· κανένας από τους πολλούς νέους γαλαξίες του ορατού Σύμπαντος που έχουν ανακαλυφθεί από τότε, όλο και πιο μακριά από τον Γαλαξία μας, δεν εμπίπτει στο πεδίο εφαρμογής αυτού του νόμου.

Έτσι, η κύρια και φαινομενικά απίστευτη συνέπεια του νόμου του Hubble: το Σύμπαν διαστέλλεται! Αυτή η εικόνα μου παρουσιάζεται πιο ξεκάθαρα ως εξής: οι γαλαξίες είναι σταφίδες σε μια ζύμη μαγιάς που φουσκώνει γρήγορα. Φανταστείτε τον εαυτό σας ως ένα μικροσκοπικό πλάσμα σε μια από τις σταφίδες, για το οποίο η ζύμη φαίνεται διάφανη: τι θα δείτε; Καθώς η ζύμη φουσκώνει, όλες οι άλλες σταφίδες απομακρύνονται από εσάς, και όσο πιο μακριά είναι μια σταφίδα, τόσο πιο γρήγορα απομακρύνεται από εσάς (καθώς υπάρχει περισσότερη διογκωμένη ζύμη ανάμεσα σε εσάς και τις μακρινές σταφίδες παρά ανάμεσα σε εσάς και τις κοντινές σταφίδες). Ταυτόχρονα, θα σας φανεί ότι είστε εσείς που βρίσκεστε στο επίκεντρο της διευρυνόμενης καθολικής δοκιμασίας και δεν υπάρχει τίποτα περίεργο σε αυτό - αν ήσασταν σε άλλη σταφίδα, όλα θα σας φαίνονταν ακριβώς τα ίδια. Έτσι οι γαλαξίες διασκορπίζονται για έναν απλό λόγο: ο ίδιος ο ιστός του παγκόσμιου διαστήματος διαστέλλεται. Όλοι οι παρατηρητές (και εσείς και εγώ δεν αποτελούμε εξαίρεση) θεωρούν ότι βρίσκονται στο κέντρο του Σύμπαντος. Αυτό διατυπώθηκε καλύτερα από τον στοχαστή του 15ου αιώνα Nicholas of Cusa: «Οποιοδήποτε σημείο είναι το κέντρο του απεριόριστου Σύμπαντος».

Ωστόσο, ο νόμος του Hubble μας λέει και κάτι άλλο για τη φύση του Σύμπαντος - και αυτό το «κάτι» είναι απλά εξαιρετικό. Το σύμπαν είχε μια αρχή στο χρόνο. Και αυτό είναι ένα πολύ απλό συμπέρασμα: αρκεί να πάρουμε και να «κάνουμε κύλιση» νοερά προς τα πίσω τη συμβατική κινηματογραφική εικόνα της διαστολής του Σύμπαντος που παρατηρούμε - και θα φτάσουμε στο σημείο όπου όλη η ύλη του σύμπαντος συμπιέζεται σε ένα πυκνό κομμάτι πρωτούλης, που περικλείεται σε πολύ μικρό όγκο σε σύγκριση με την τρέχουσα κλίμακα του Σύμπαντος. Η ιδέα του Σύμπαντος, που γεννήθηκε από μια υπερ-πυκνή συστάδα υπερ-καυτής ύλης και έκτοτε διαστέλλεται και ψύχεται, ονομάζεται θεωρία του Big Bang, και σήμερα δεν υπάρχει πιο επιτυχημένο κοσμολογικό μοντέλο για την προέλευση και την εξέλιξη του Σύμπαν. Ο νόμος του Hubble, παρεμπιπτόντως, βοηθά επίσης στην εκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος (φυσικά, πολύ απλοποιημένος και κατά προσέγγιση). Ας υποθέσουμε ότι όλοι οι γαλαξίες απομακρύνονταν από εμάς με την ίδια ταχύτητα από την αρχή vπου βλέπουμε σήμερα. Αφήνω t— χρόνος που έχει παρέλθει από την έναρξη της πτήσης τους. Αυτή θα είναι η ηλικία του Σύμπαντος και καθορίζεται από τις σχέσεις:

vΧ t = r,ή t = r/V

Αλλά από το νόμο του Hubble προκύπτει ότι

r/v = 1/H

Οπου Ν— Σταθερά Hubble. Αυτό σημαίνει ότι με τη μέτρηση των ταχυτήτων ύφεσης των εξωτερικών γαλαξιών και τον πειραματικό προσδιορισμό Ν, λαμβάνουμε έτσι μια εκτίμηση του χρόνου κατά τον οποίο οι γαλαξίες διασκορπίζονται. Αυτή είναι η εκτιμώμενη διάρκεια ζωής του Σύμπαντος. Προσπαθήστε να θυμάστε: οι πιο πρόσφατες εκτιμήσεις αναφέρουν την ηλικία του Σύμπαντος μας σε περίπου 15 δισεκατομμύρια χρόνια, δίνουν ή παίρνουν μερικά δισεκατομμύρια χρόνια. (Για σύγκριση, η Γη υπολογίζεται ότι είναι 4,5 δισεκατομμυρίων ετών και η ζωή ξεκίνησε σε αυτήν περίπου 4 δισεκατομμύρια χρόνια πριν.)

Δείτε επίσης:

Έντουιν Πάουελ Χαμπλ, 1889-1953

Αμερικανός αστρονόμος. Γεννημένος στο Marshfield (Μισούρι, ΗΠΑ), μεγάλωσε στο Wheaton (Illinois) - τότε δεν ήταν πανεπιστήμιο, αλλά βιομηχανικό προάστιο του Σικάγο. Αποφοίτησε με άριστα από το Πανεπιστήμιο του Σικάγο (όπου διακρίθηκε και για τα αθλητικά του επιτεύγματα). Ενώ ήταν ακόμη στο κολέγιο, εργάστηκε ως βοηθός στο εργαστήριο του νομπελίστα Ρόμπερτ Μίλικαν (βλ. την εμπειρία του Μίλικαν) και κατά τη διάρκεια των καλοκαιρινών διακοπών ως τοπογράφος στην κατασκευή σιδηροδρόμων. Στη συνέχεια, ο Χαμπλ άρεσε να θυμάται πώς, μαζί με έναν άλλο εργάτη, έπεσαν πίσω από το τελευταίο τρένο που πήγαινε την ομάδα του τοπογράφου πίσω στα οφέλη του πολιτισμού. Περιπλανήθηκαν στα δάση για τρεις ημέρες πριν φτάσουν σε μια κατοικημένη περιοχή. Δεν είχαν προμήθειες μαζί τους, αλλά, σύμφωνα με τα λόγια του ίδιου του Χαμπλ, «Ήταν δυνατό, φυσικά, να σκοτώσεις έναν σκαντζόχοιρο ή ένα πουλί, αλλά γιατί; Το κυριότερο είναι ότι υπήρχε αρκετό νερό τριγύρω».

Αφού έλαβε το πτυχίο του το 1910, ο Χαμπλ πήγε στην Οξφόρδη χάρη σε μια υποτροφία της Ρόδου. Εκεί άρχισε να μελετά το ρωμαϊκό και το βρετανικό δίκαιο, αλλά, με τα δικά του λόγια, «αντάλλασσε το νόμο με την αστρονομία» και επέστρεψε στο Σικάγο, όπου άρχισε να προετοιμάζεται για να υπερασπιστεί τη διατριβή του. Ο επιστήμονας πραγματοποίησε τις περισσότερες από τις παρατηρήσεις του στο Αστεροσκοπείο Yerkes, που βρίσκεται βόρεια του Σικάγο. Εκεί έγινε αντιληπτός από τον George Ellery Hale (1868-1938) και το 1917 κάλεσε τον νεαρό στο νέο Παρατηρητήριο Mount Wilson.

Εδώ όμως μεσολάβησαν ιστορικά γεγονότα. Οι Ηνωμένες Πολιτείες εισήλθαν στον Α Παγκόσμιο Πόλεμο και ο Χαμπλ ολοκλήρωσε τη διδακτορική του διατριβή μέσα σε μια νύχτα. Δ., το επόμενο πρωί την υπερασπίστηκε - και αμέσως πήγε εθελοντικά στο στρατό. Ο προϊστάμενός του, Χέιλ, έλαβε ένα τηλεγράφημα από το Χαμπλ με το ακόλουθο περιεχόμενο: «Λυπάμαι που έπρεπε να αρνηθώ την πρόσκληση για να γιορτάσω την άμυνα. Πήγε στον πόλεμο». Η εθελοντική μονάδα έφτασε στη Γαλλία στο τέλος του πολέμου και δεν συμμετείχε καν στις εχθροπραξίες, αλλά το Hubble κατάφερε να λάβει ένα τραύμα από σκάγια από αδέσποτο οβίδα. Αποστρατεύτηκε το καλοκαίρι του 1919, ο επιστήμονας επέστρεψε αμέσως στο Καλιφορνέζικο Παρατηρητήριο Mount Wilson, όπου σύντομα ανακάλυψε ότι το Σύμπαν αποτελείται από γαλαξίες που πετούν χώρια, που ονομάστηκε νόμος του Hubble.

Στη δεκαετία του 1930, ο Χαμπλ συνέχισε να μελετά ενεργά τον κόσμο πέρα ​​από τον Γαλαξία, για τον οποίο σύντομα κέρδισε την αναγνώριση όχι μόνο στους επιστημονικούς κύκλους, αλλά και στο ευρύ κοινό. Απολάμβανε τη φήμη και στις φωτογραφίες εκείνων των χρόνων ο επιστήμονας μπορεί συχνά να δει να ποζάρει παρέα με διάσημους αστέρες του κινηματογράφου εκείνης της εποχής.

Το δημοφιλές επιστημονικό βιβλίο του Hubble "The Kingdom of Nebulae" (Το βασίλειο των νεφελωμάτων),που δημοσιεύτηκε το 1936, προστέθηκε περαιτέρω στη δημοτικότητα του επιστήμονα. Για να είμαστε δίκαιοι, πρέπει να σημειωθεί ότι κατά τη διάρκεια του Β' Παγκοσμίου Πολέμου, ο επιστήμονας άφησε την αστροφυσική του έρευνα και εργάστηκε με ειλικρίνεια στην εφαρμοσμένη βαλλιστική ως διευθύνων σύμβουλος του χώρου δοκιμών υπερηχητικής αεροδυναμικής σήραγγας στο Aberdeen (Μέριλαντ), μετά την οποία επέστρεψε στην αστροφυσική μέχρι το τέλος των ημερών του υπηρέτησε ως πρόεδρος του κοινού επιστημονικού συμβουλίου του Παρατηρητηρίου Mount Wilson και του Παρατηρητηρίου Palomar. Συγκεκριμένα, ήταν υπεύθυνος για την καθοδηγητική ιδέα και την τεχνική ανάπτυξη του βασικού σχεδιασμού του περίφημου τηλεσκοπίου Hale διακοσίων ιντσών (πέντε μέτρων), που παραγγέλθηκε το 1949 στο Αστεροσκοπείο Palomar. Αυτό το τηλεσκόπιο παραμένει μέχρι σήμερα το αποκορύφωμα της αστρομετρίας ενσωματωμένο σε υλικό. Και είναι μάλλον δίκαιο ότι ήταν ο Hubble που ήταν ο πρώτος από τους σύγχρονους αστροφυσικούς που κοίταξε στα βάθη του Σύμπαντος μέσα από το προσοφθάλμιο αυτού του υπέροχου οργάνου.

Αν αγνοήσουμε την αστρονομία, ο Edwin Hubble ήταν γενικά ένας άνθρωπος με μοναδικά ευρύτερα ενδιαφέροντα. Έτσι, το 1938 εξελέγη μέλος του διοικητικού συμβουλίου της Βιβλιοθήκης Χάντινγκτον της Νότιας Καλιφόρνια και της Πινακοθήκης της (Λος Άντζελες, ΗΠΑ). Ο επιστήμονας δώρισε τη μοναδική του συλλογή αρχαίων βιβλίων για την ιστορία της επιστήμης σε αυτή τη βιβλιοθήκη. Η αγαπημένη μορφή αναψυχής του Hubble ήταν το ψάρεμα με ένα καλάμι - πέτυχε αριστεία και σε αυτό, και τα ρεκόρ αλιευμάτων του στα ορεινά ρέματα των Βραχωδών Ορέων (ΗΠΑ) και στο River Test (Αγγλία) εξακολουθούν να θεωρούνται αξεπέραστα... Edwin Ο Χαμπλ πέθανε ξαφνικά στις 28 Σεπτεμβρίου 1953 ως αποτέλεσμα εγκεφαλικής αιμορραγίας.

Εν τω μεταξύ, η τοπική μας ομάδα τρέχει προς το κέντρο του Σμήνους της Παρθένου με 150 εκατομμύρια χιλιόμετρα την ώρα.

Ο Γαλαξίας και η γειτονική του Ανδρομέδα, μαζί με 30 μικρότερους γαλαξίες, καθώς και χιλιάδες γαλαξίες της Παρθένου, έλκονται όλοι από τον Μεγάλο Ελκυστήρα. Δεδομένων των ταχυτήτων σε αυτές τις κλίμακες, η αόρατη μάζα που καταλαμβάνει τα κενά μεταξύ των γαλαξιών και των σμηνών γαλαξιών πρέπει να είναι τουλάχιστον δεκαπλάσια από την ορατή ύλη.

Ακόμα κι έτσι, προσθέτοντας αυτό το αόρατο υλικό στο ορατό υλικό και λαμβάνοντας τη μέση μάζα του σύμπαντος, παίρνουμε μόνο το 10-30% της κρίσιμης πυκνότητας που χρειάζεται για να «κλείσει» το σύμπαν. Αυτό το φαινόμενο υποδηλώνει ότι το σύμπαν είναι «ανοιχτό». Οι κοσμολόγοι συνεχίζουν να επιχειρηματολογούν για αυτό το θέμα με τον ίδιο τρόπο που προσπαθούν, ή τη «σκοτεινή ύλη».

Πιστεύεται ότι καθορίζει τη δομή του Σύμπαντος σε τεράστιες κλίμακες. Η σκοτεινή ύλη αλληλεπιδρά βαρυτικά με την κανονική ύλη, κάτι που επιτρέπει στους αστρονόμους να παρατηρήσουν το σχηματισμό μακριών, λεπτών τοιχωμάτων υπεργαλαξιακών σμηνών.

Πρόσφατες μετρήσεις (με χρήση τηλεσκοπίων και διαστημικών ανιχνευτών) της κατανομής μάζας στον M31, τον μεγαλύτερο γαλαξία στην περιοχή του Γαλαξία, και άλλους γαλαξίες, οδήγησαν στην αναγνώριση ότι οι γαλαξίες είναι γεμάτοι με σκοτεινή ύλη και έχουν δείξει ότι μια μυστηριώδης δύναμη γεμίζει το κενό του κενού χώρου.επιταχύνοντας τη διαστολή του Σύμπαντος.

Οι αστρονόμοι καταλαβαίνουν τώρα ότι η τελική μοίρα του σύμπαντος είναι άρρηκτα συνδεδεμένη με την παρουσία της σκοτεινής ενέργειας και της σκοτεινής ύλης. Το τρέχον πρότυπο μοντέλο για την κοσμολογία προτείνει ότι το σύμπαν είναι 70% σκοτεινή ενέργεια, 25% σκοτεινή ύλη και μόλις 5% κανονική ύλη.

Δεν ξέρουμε τι είναι η σκοτεινή ενέργεια ή γιατί υπάρχει. Από την άλλη πλευρά, η θεωρία των σωματιδίων προτείνει ότι σε μικροσκοπικό επίπεδο, ακόμη και ένα τέλειο κενό φυσαλίδες με κβαντικά σωματίδια, τα οποία είναι μια φυσική πηγή σκοτεινής ενέργειας. Αλλά οι βασικοί υπολογισμοί δείχνουν ότι η σκοτεινή ενέργεια που παράγεται από το κενό είναι 10.120 φορές μεγαλύτερη από αυτή που παρατηρούμε. Μερικές άγνωστες φυσικές διεργασίες θα πρέπει να εξαλείψουν το μεγαλύτερο μέρος, αλλά όχι όλη, την ενέργεια του κενού, αφήνοντας αρκετή για να επιταχύνει τη διαστολή του σύμπαντος.

Μια νέα θεωρία στοιχειωδών σωματιδίων θα πρέπει να εξηγήσει αυτή τη φυσική διαδικασία. Νέες θεωρίες των «σκοτεινών ελκυστών» κρύβονται πίσω από τη λεγόμενη αρχή του Κοπέρνικου, η οποία λέει ότι δεν προκαλεί έκπληξη το γεγονός ότι εμείς οι παρατηρητές υποθέτουμε ότι το σύμπαν είναι ετερογενές. Τέτοιες εναλλακτικές θεωρίες εξηγούν την παρατηρούμενη επιταχυνόμενη διαστολή του Σύμπαντος χωρίς τη συμμετοχή της σκοτεινής ενέργειας και αντίθετα προτείνουν ότι βρισκόμαστε κοντά στο κέντρο του κενού, πέρα ​​από το οποίο ένας πιο πυκνός «σκοτεινός» ελκυστής μας τραβάει προς το μέρος του.

Σε άρθρο που δημοσιεύτηκε στο Επιστολές Φυσικής Ανασκόπησης, ο Pengzhi Zhang από το Αστρονομικό Παρατηρητήριο της Σαγκάης και ο Albert Stebbins έδειξαν στην έκθεση Fermilab ότι το δημοφιλές μοντέλο κενού και πολλά άλλα μπορούν κάλλιστα να αντικαταστήσουν τη σκοτεινή ενέργεια χωρίς να έρχονται σε σύγκρουση με τις παρατηρήσεις του τηλεσκοπίου.

Οι έρευνες δείχνουν ότι το σύμπαν είναι ομοιογενές, τουλάχιστον σε κλίμακες μέχρι gigaparsecs. Οι Zhang και Stebbins υποστηρίζουν ότι εάν υπάρχουν μεγάλης κλίμακας ανωμαλίες, θα πρέπει να ανιχνευθούν ως μια αλλαγή θερμοκρασίας στο κοσμικό μικροκυματικό υπόβαθρο των λειψάνων φωτονίων που παράγονται 400.000 χρόνια μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Αυτό συμβαίνει λόγω της σκέδασης ηλεκτρονίων-φωτονίων (το αντίστροφο της σκέδασης Compton).

Εστιάζοντας στο μοντέλο του κενού Hubble Bubble, οι επιστήμονες έδειξαν ότι σε ένα τέτοιο σενάριο, ορισμένες περιοχές του σύμπαντος θα διαστέλλονταν ταχύτερα από άλλες, με αποτέλεσμα μεγαλύτερη μετατόπιση θερμοκρασίας από την αναμενόμενη. Αλλά τα τηλεσκόπια που μελετούν το CMB δεν βλέπουν τόσο μεγάλη μετατόπιση.

Λοιπόν, όπως είπε ο Carl Sagan, «οι έκτακτοι ισχυρισμοί απαιτούν εξαιρετικά στοιχεία».

Εξετάστε δύο γαλαξίες που βρίσκονται σε απόσταση μεγάλοο ένας από τον άλλο και απομακρύνονται ο ένας από τον άλλο με ταχύτητα V. Ποια είναι η τιμή της ερυθρής μετατόπισης στο φάσμα του πρώτου γαλαξία, που μετράται από έναν παρατηρητή που βρίσκεται στον δεύτερο;

Φαίνεται ότι η απάντηση είναι προφανής. Τιμή Redshift zείναι ίσο με:

Ωστόσο, αυτό το μέγεθος της μετατόπισης προς το κόκκινο θα ήταν αναμενόμενο σε ένα ακίνητο Σύμπαν. Αλλά το Σύμπαν μας διαστέλλεται! Μπορεί το ίδιο το γεγονός της διαστολής του Σύμπαντος να επηρεάσει την αξία της μετατόπισης στο κόκκινο;

Ας αλλάξουμε την κατάσταση του προβλήματος. Τώρα ας υποθέσουμε ότι οι γαλαξίες βρίσκονται σε σταθερή απόσταση μεγάλομεταξύ τους (για παράδειγμα, περιστρέφονται αργά γύρω από ένα κοινό κέντρο μάζας). Θα ανιχνεύσει ένας παρατηρητής που βρίσκεται σε έναν γαλαξία μια ερυθρή μετατόπιση στο φάσμα ενός άλλου λόγω του γεγονότος ότι το Σύμπαν διαστέλλεται;

Όταν το Σύμπαν διαστέλλεται, υπερνικά τη βαρυτική έλξη μεταξύ των μερών του. Επομένως, καθώς το Σύμπαν διαστέλλεται, ο ρυθμός διαστολής του μειώνεται. Ένα φωτόνιο, που κινείται από τον έναν γαλαξία στον άλλο, όπως κάθε αντικείμενο μέσα στο Σύμπαν, αλληλεπιδρά βαρυτικά με την διαστελλόμενη ύλη και, ως εκ τούτου, «επιβραδύνει» τη διαστολή του Σύμπαντος. Επομένως, η ενέργεια ενός φωτονίου που κινείται σε ένα διαστελλόμενο Σύμπαν πρέπει να μειωθεί. Ας κάνουμε ποσοτικές εκτιμήσεις.

Όταν το φωτόνιο έφυγε από έναν γαλαξία, το βαρυτικό δυναμικό μέσα στο Σύμπαν, που δημιουργήθηκε από όλη την ύλη στο Σύμπαν, ήταν ίσο με F 1. Όταν το φωτόνιο έφτασε στον δεύτερο γαλαξία, το βαρυτικό δυναμικό μέσα στο Σύμπαν αυξήθηκε λόγω της διαστολής του Σύμπαντος και έγινε ίσο με Ф 2 > Ф 1 (ταυτόχρονα | Ф 2 |< | Ф 1 |, так как гравитационный потенциал меньше нуля). То есть фотон, вылетев из области с более низким гравитационным потенциалом, прилетел в область с более высоким гравитационным потенциалом. В результате этого энергия фотона уменьшилась.

Έτσι, η τιμή μετατόπισης προς το κόκκινο στο φάσμα εκπομπής ενός γαλαξία που απομακρύνεται από εμάς θα αποτελείται από δύο μέρη. Το πρώτο μέρος, που προκαλείται άμεσα από την ταχύτητα με την οποία οι γαλαξίες απομακρύνονται, είναι το λεγόμενο φαινόμενο Doppler. Η τιμή του είναι:

Το δεύτερο μέρος προκαλείται από το γεγονός ότι το Σύμπαν διαστέλλεται, και επομένως το βαρυτικό δυναμικό μέσα του αυξάνεται. Αυτή είναι η λεγόμενη βαρυτική μετατόπιση του κόκκινου. Η τιμή του είναι:

(8.9)

Εδώ το F 1 είναι το βαρυτικό δυναμικό του Σύμπαντος στον τόπο αναχώρησης του φωτονίου, τη στιγμή της αναχώρησής του. Ф 2 – βαρυτικό δυναμικό του Σύμπαντος στον τόπο καταγραφής φωτονίων, τη στιγμή της καταχώρησής του.

Ως αποτέλεσμα, η τιμή μετατόπισης προς το κόκκινο στο φάσμα εκπομπής του γαλαξία που απομακρύνεται από εμάς θα είναι ίση με:

(8.10)

Και καταλήγουμε σε ένα πολύ σημαντικό συμπέρασμα. Μόνο ένα μέρος της κοσμολογικής μετατόπισης του ερυθρού που παρατηρείται στα φάσματα εκπομπής μακρινών γαλαξιών προκαλείται άμεσα από την απόσταση αυτών των γαλαξιών από εμάς. Το άλλο μέρος της μετατόπισης του κόκκινου προκαλείται από την αύξηση του βαρυτικού δυναμικού του Σύμπαντος. Επομένως, η ταχύτητα με την οποία οι γαλαξίες απομακρύνονται από εμάς είναι πιο λιγο, από ό,τι υποτίθεται στη σύγχρονη κοσμολογία, και την ηλικία του Σύμπαντος, αναλόγως, περισσότερο.

Οι υπολογισμοί που έγιναν στο δείχνουν ότι εάν η πυκνότητα του Σύμπαντος είναι κοντά στο κρίσιμο (αυτό το συμπέρασμα προκύπτει με βάση τη μελέτη της μεγάλης κλίμακας κατανομής των γαλαξιών), τότε:

Δηλαδή, μόνο τα 2/3 της τιμής της κοσμολογικής μετατόπισης στο κόκκινο zΤο 0 στα φάσματα των μακρινών γαλαξιών (8.10) προκαλείται από την ταχύτητα με την οποία απομακρύνονται οι γαλαξίες. Αντίστοιχα, η σταθερά Hubble είναι 1,5 φορές μικρότερη από ό,τι υποτίθεται στη σύγχρονη κοσμολογία και η ηλικία του Σύμπαντος, αντίθετα, είναι 1,5 φορές μεγαλύτερη.

Πώς επιλύεται το ζήτημα της προέλευσης της κοσμολογικής μετατόπισης του κόκκινου στη γενική θεωρία της σχετικότητας; Ας εξετάσουμε δύο γαλαξίες που συμμετέχουν στην κοσμολογική διαστολή του Σύμπαντος και των οποίων οι ιδιαίτερες ταχύτητες είναι τόσο μικρές που μπορούν να παραμεληθούν. Ας είναι ίση με την απόσταση μεταξύ των γαλαξιών τη στιγμή που το φωτόνιο φεύγει από τον πρώτο γαλαξία μεγάλο. Όταν το φωτόνιο φτάσει στον δεύτερο γαλαξία, η απόσταση μεταξύ των γαλαξιών θα αυξηθεί και θα είναι ίση με μεγάλο + μεγάλοΔ. Στη γενική θεωρία της σχετικότητας, η βαρυτική αλληλεπίδραση περιορίζεται πλήρως στη γεωμετρία. Σύμφωνα με αυτή τη θεωρία, η πιο σημαντική ποσότητα που χαρακτηρίζει το διαστελλόμενο Σύμπαν είναι ο λεγόμενος παράγοντας κλίμακας. Εάν οι ιδιόμορφες ταχύτητες δύο γαλαξιών που είναι απομακρυσμένοι ο ένας από τον άλλο μπορούν να παραμεληθούν, τότε ο συντελεστής κλίμακας θα αλλάξει ανάλογα με την αλλαγή στην απόσταση μεταξύ αυτών των γαλαξιών.

Σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας, το μήκος κύματος l ενός φωτονίου που κινείται στο διαστελλόμενο Σύμπαν αλλάζει αναλογικά με τη μεταβολή του παράγοντα κλίμακας και η μετατόπιση του κόκκινου, κατά συνέπεια, ισούται με:

(8.12)

Αν V– η ταχύτητα των γαλαξιών που απομακρύνονται ο ένας από τον άλλον, tείναι ο χρόνος πτήσης του φωτονίου, τότε:

Ως αποτέλεσμα παίρνουμε:

Έτσι, σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας, η κοσμολογική μετατόπιση του κόκκινου δεν εξαρτάται ούτε από την πυκνότητα του Σύμπαντος ούτε από την ταχύτητα με την οποία αλλάζει το βαρυτικό δυναμικό του Σύμπαντος, αλλά εξαρτάται μόνοσχετικά με τη σχετική ταχύτητα ύφεσης των γαλαξιών. Και αν, για παράδειγμα, το Σύμπαν μας διαστελλόταν με την ίδια ταχύτητα όπως τώρα, αλλά ταυτόχρονα είχε πολλές φορές μικρότερη πυκνότητα, τότε, σύμφωνα με τη γενική θεωρία της σχετικότητας, η τιμή της κοσμολογικής μετατόπισης του κόκκινου στην εκπομπή φάσματα των γαλαξιών θα ήταν το ίδιο. Αποδεικνύεται ότι η ύπαρξη τεράστιων μαζών μέσα στο Σύμπαν, που περιορίζουν τη διαστολή του Σύμπαντος, δεν επηρεάζει σε καμία περίπτωση την ενέργεια των κινούμενων φωτονίων! Αυτό φαίνεται απίθανο.

Ίσως αυτός είναι ο λόγος που προέκυψαν σοβαρά προβλήματα όταν προσπαθούσαμε να εξηγήσουμε, στο πλαίσιο της γενικής θεωρίας της σχετικότητας, την εξάρτηση των μετατοπίσεων του κόκκινου στα φάσματα των πολύ μακρινών σουπερνόβα από την απόσταση από αυτά. Και για να «σωθεί» η γενική θεωρία της σχετικότητας, στα τέλη του εικοστού αιώνα, οι κοσμολόγοι προέβαλαν την υπόθεση ότι το σύμπαν μας διαστέλλεται όχι με επιβράδυνση, αλλά, αντίθετα, με επιτάχυνση, αντίθετα με τον νόμο της παγκόσμιας βαρύτητα (αυτό το θέμα συζητείται στο).

Εδώ δεν θα συζητήσουμε την υπόθεση της επιταχυνόμενης διαστολής του Σύμπαντος (αν και, κατά τη βαθιά μου πεποίθηση, όχι μόνο η γενική θεωρία της σχετικότητας, αλλά καμία άλλη θεωρία δεν αξίζει να σωθεί με τη βοήθεια τέτοιων υποθέσεων), αλλά αντίθετα θα προσπαθήσουμε να μεταφέρει αυτό το πρόβλημα από τη θεωρητική φυσική πεδίου στο πεδίο του πειράματος. Πράγματι, γιατί να διεξάγετε θεωρητικές συζητήσεις σχετικά με την προέλευση της κοσμολογικής μετατόπισης στο κόκκινο, εάν μπορείτε να βρείτε την απάντηση σε αυτό το ερώτημα σε ένα φυσικό εργαστήριο;

Ας διατυπώσουμε για άλλη μια φορά αυτό το σημαντικό ερώτημα. Υπάρχει μια κοσμολογική μετατόπιση προς το κόκκινο που προκαλείται όχι από το φαινόμενο Doppler των γαλαξιών που απομακρύνονται, αλλά από το γεγονός ότι καθώς ένα φωτόνιο κινείται, το βαρυτικό δυναμικό του Σύμπαντος αυξάνεται;

Για να απαντηθεί αυτή η ερώτηση, αρκεί να πραγματοποιηθεί το ακόλουθο πείραμα (βλ. Εικ. 33).

Η δέσμη λέιζερ χωρίζεται σε δύο ακτίνες, έτσι ώστε η μία δέσμη να χτυπά αμέσως τον ανιχνευτή και η δεύτερη δέσμη πρώτα μετακινείται για κάποιο χρονικό διάστημα μεταξύ δύο παράλληλων κατόπτρων και μόνο τότε χτυπά τον ανιχνευτή. Έτσι, η δεύτερη δέσμη χτυπά τον ανιχνευτή με χρονική καθυστέρηση t (μερικά λεπτά). Και ο ανιχνευτής συγκρίνει τα μήκη κύματος δύο ακτίνων που εκπέμπονται σε χρονικές στιγμές t-τι t. Μια αλλαγή στο μήκος κύματος της δεύτερης δέσμης σε σχέση με την πρώτη θα πρέπει να αναμένεται λόγω της αύξησης του βαρυτικού δυναμικού του Σύμπαντος που προκαλείται από τη διαστολή του.

Αυτό το πείραμα συζητείται λεπτομερώς, επομένως τώρα θα εξετάσουμε μόνο τα κύρια συμπεράσματα που μπορούν να εξαχθούν μετά την πραγματοποίησή του.

Ρύζι. 33. Σχηματικό διάγραμμα ενός πειράματος για τη μέτρηση της κοσμολογικής ερυθρής μετατόπισης που προκαλείται όχι από το φαινόμενο Doppler, αλλά αλλαγή στο βαρυτικό δυναμικόμέσα στο Σύμπαν.

Η δέσμη λέιζερ κατευθύνεται σε ημιδιαφανή καθρέφτη. Σε αυτή την περίπτωση, ένα μέρος της δέσμης περνά μέσα από τον καθρέφτη και χτυπά τον ανιχνευτή κατά μήκος της συντομότερης διαδρομής. Και το δεύτερο μέρος της δέσμης, που αντανακλάται από τον καθρέφτη και διέρχεται από το σύστημα των κατόπτρων 1, 2, 3, χτυπά τον ανιχνευτή με μια ορισμένη χρονική καθυστέρηση. Ως αποτέλεσμα, ο ανιχνευτής συγκρίνει τα μήκη κύματος δύο ακτίνων που εκπέμπονται σε διαφορετικούς χρόνους.

Πρώτον, θα μπορέσουμε να μάθουμε εάν υπάρχει ή όχι μια κοσμολογική μετατόπιση του κόκκινου που προκαλείται όχι από την ταχύτητα απομάκρυνσης της πηγής, αλλά από το ίδιο το γεγονός της διαστολής του Σύμπαντος, δηλαδή την αύξηση του βαρυτικού δυναμικού μέσα το σύμπαν.

Δεύτερον, εάν εντοπιστεί μια τέτοια μετατόπιση (και υπάρχει κάθε λόγος για αυτό), τότε, ως εκ τούτου, Εμείς, μέσα από ένα εργαστηριακό πείραμα, θα αποδείξουμε το ίδιο το γεγονός της διαστολής του Σύμπαντος. Επιπλέον, θα είμαστε σε θέση να μετρήσουμε τον ρυθμό με τον οποίο αυξάνεται το βαρυτικό δυναμικό που δημιουργείται από όλη την ύλη στο Σύμπαν.

Τρίτον, αφαιρώντας από την τιμή της μετατόπισης του κόκκινου στα φάσματα των μακρινών γαλαξιών εκείνο το τμήμα που προκαλείται όχι από την ταχύτητα της αφαίρεσής τους, αλλά από μια αλλαγή στο βαρυτικό δυναμικό, ανακαλύπτουμε αληθήςο ρυθμός με τον οποίο οι γαλαξίες απομακρύνονται, και έτσι είναι σε θέση να διορθώσει την τρέχουσα εκτίμηση της ηλικίας του Σύμπαντος.