Solo un centinaio di anni fa, gli scienziati hanno scoperto che il nostro universo sta rapidamente aumentando di dimensioni.
Nel 1870, il matematico inglese William Clifford giunse all'idea molto profonda che lo spazio può essere curvo, e non lo stesso in punti diversi, e che nel tempo la sua curvatura può cambiare. Ha anche ammesso che tali cambiamenti sono in qualche modo collegati al movimento della materia. Entrambe queste idee molti anni dopo formarono la base della teoria generale della relatività. Lo stesso Clifford non visse abbastanza per vederlo: morì di tubercolosi all'età di 34 anni, 11 giorni prima della nascita di Albert Einstein.
Redshift
Le prime informazioni sull'espansione dell'Universo sono state fornite dall'astrospettrografia. Nel 1886, l'astronomo inglese William Huggins notò che le lunghezze d'onda della luce stellare erano leggermente spostate rispetto agli spettri terrestri degli stessi elementi. Sulla base della formula per la versione ottica dell'effetto Doppler, derivata nel 1848 dal fisico francese Armand Fizeau, è possibile calcolare l'ampiezza della velocità radiale della stella. Tali osservazioni consentono di tracciare il movimento di un oggetto spaziale.
Cento anni fa, il concetto di Universo era basato sulla meccanica newtoniana e sulla geometria euclidea. Persino alcuni scienziati, come Lobachevsky e Gauss, che ammettevano (solo come ipotesi!) La realtà fisica della geometria non euclidea, considerava lo spazio esterno eterno e immutabile. L'espansione dell'universo rende difficile giudicare la distanza da galassie lontane. La luce che ha raggiunto 13 miliardi di anni dopo dalla galassia A1689-zD1 a 3,35 miliardi di anni luce di distanza (A), "si arrossa" e si indebolisce mentre attraversa lo spazio in espansione e la galassia stessa si ritira (B). Trasporterà informazioni sulla distanza in redshift (13 miliardi di anni luce), in dimensione angolare (3,5 miliardi di anni luce), in intensità (263 miliardi di anni luce), mentre la distanza reale è di 30 miliardi di anni luce. anni.
Un quarto di secolo dopo, questa opportunità fu riutilizzata da Vesto Slipher, un osservatorio a Flagstaff, in Arizona, che studiava gli spettri delle nebulose a spirale dal 1912 con un telescopio da 24 pollici con un buon spettrografo. Per ottenere un'immagine di alta qualità, la stessa lastra fotografica è stata esposta per diverse notti, quindi il progetto si è mosso lentamente. Da settembre a dicembre 1913, Slipher studiò la nebulosa di Andromeda e, usando la formula Doppler-Fizeau, arrivò alla conclusione che si avvicina alla Terra di 300 km ogni secondo.
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Nel 1917 pubblicò dati sulle velocità radiali di 25 nebulose, che mostravano asimmetrie significative nelle loro direzioni. Solo quattro nebulose si sono avvicinate al Sole, il resto è fuggito (e alcune molto rapidamente).
Slipher non si è battuto per la fama e non ha promosso i suoi risultati. Pertanto, divennero noti nei circoli astronomici solo quando il famoso astrofisico britannico Arthur Eddington attirò l'attenzione su di loro.
Nel 1924 pubblicò una monografia sulla teoria della relatività, che includeva un elenco di 41 nebulose trovate da Slipher. Le stesse quattro nebulose spostate al blu erano presenti lì, mentre le rimanenti 37 linee spettrali erano spostate verso il rosso. Le loro velocità radiali variavano nella gamma di 150-1800 km / se, in media, 25 volte superiori alle velocità delle stelle della Via Lattea conosciute a quel tempo. Ciò ha suggerito che le nebulose siano coinvolte in movimenti diversi dai luminari "classici".
Isole spaziali
All'inizio degli anni '20, la maggior parte degli astronomi credeva che le nebulose a spirale si trovassero alla periferia della Via Lattea, e al di là di essa non c'era altro che uno spazio buio vuoto. È vero, anche nel XVIII secolo alcuni scienziati hanno visto ammassi stellari giganti nelle nebulose (Immanuel Kant li ha chiamati universi insulari). Tuttavia, questa ipotesi non era popolare, poiché non era possibile determinare in modo affidabile le distanze dalle nebulose.
Questo problema è stato risolto da Edwin Hubble, che ha lavorato su un telescopio riflettore da 100 pollici presso l'Osservatorio di Mount Wilson in California. Nel 1923-1924, ha scoperto che la nebulosa di Andromeda è composta da molti oggetti luminosi, tra cui le stelle variabili della famiglia delle Cefeidi. Si sapeva già allora che il periodo di variazione della loro luminosità apparente è associato alla luminosità assoluta, e quindi le Cefeidi sono adatte per calibrare le distanze cosmiche. Con il loro aiuto, Hubble ha stimato la distanza da Andromeda a 285.000 parsec (secondo i dati moderni, è 800.000 parsec). Si è quindi ipotizzato che il diametro della Via Lattea fosse di circa 100.000 parsec (in effetti, è tre volte inferiore). Da ciò ne consegue che Andromeda e la Via Lattea dovrebbero essere considerate ammassi stellari indipendenti. Hubble presto identificò altre due galassie indipendenti,che finalmente ha confermato l'ipotesi di "universi insulari".
In tutta onestà, va notato che due anni prima di Hubble, la distanza da Andromeda era stata calcolata dall'astronomo estone Ernst Opik, il cui risultato - 450.000 parsec - era più vicino a quello corretto. Tuttavia, ha utilizzato una serie di considerazioni teoriche che non erano così convincenti come le osservazioni dirette di Hubble.
Nel 1926, Hubble aveva effettuato un'analisi statistica delle osservazioni di quattrocento "nebulose extragalattiche" (usò questo termine per molto tempo, evitando di chiamarle galassie) e propose una formula che avrebbe messo in relazione la distanza di una nebulosa con la sua luminosità apparente. Nonostante gli enormi errori di questo metodo, nuovi dati hanno confermato che le nebulose sono distribuite più o meno uniformemente nello spazio e si trovano ben oltre i confini della Via Lattea. Ora non c'erano più dubbi sul fatto che lo spazio non fosse chiuso sulla nostra Galassia e sui suoi vicini più prossimi.
Space Modelers
Eddington si interessò ai risultati di Slipher anche prima del chiarimento finale della natura delle nebulose a spirale. A questo punto, esisteva già un modello cosmologico, che in un certo senso prevedeva l'effetto rivelato da Slipher. Eddington ci ha pensato molto e, naturalmente, non ha perso l'occasione di dare alle osservazioni dell'astronomo dell'Arizona un suono cosmologico.
La cosmologia teorica moderna iniziò nel 1917 con due articoli rivoluzionari che presentavano modelli dell'universo basati sulla relatività generale. Uno di questi è stato scritto dallo stesso Einstein, l'altro dall'astronomo olandese Willem de Sitter.
Le leggi di Hubble
Edwin Hubble ha rivelato empiricamente la proporzionalità approssimativa dei redshift e delle distanze galattiche, che lui, utilizzando la formula Doppler-Fizeau, ha trasformato in una proporzionalità tra velocità e distanze. Quindi qui abbiamo a che fare con due diversi modelli.
Hubble non sapeva come si relazionassero tra loro, ma cosa dice la scienza di oggi al riguardo?
Come ha già mostrato Lemaitre, la correlazione lineare tra spostamenti cosmologici (causati dall'espansione dell'Universo) verso il rosso e distanze non è affatto assoluta. In pratica, è ben osservato solo per spostamenti inferiori a 0,1. Quindi la legge empirica di Hubble non è esatta, ma approssimativa, e la formula Doppler-Fizeau è valida solo per piccoli spostamenti dello spettro.
Ma la legge teorica che collega la velocità radiale di oggetti distanti con la distanza da essi (con il coefficiente di proporzionalità nella forma del parametro di Hubble V = Hd) è valida per eventuali spostamenti verso il rosso. Tuttavia, la velocità V che appare in esso non è la velocità dei segnali fisici o dei corpi reali nello spazio fisico. Questo è il tasso di aumento delle distanze tra galassie e ammassi di galassie, dovuto all'espansione dell'Universo. Saremmo in grado di misurarlo solo se fossimo in grado di fermare l'espansione dell'Universo, allungare istantaneamente i nastri di misurazione tra le galassie, leggere le distanze tra di loro e dividerle per gli intervalli di tempo tra le misurazioni. Naturalmente, le leggi della fisica non lo consentono. Pertanto, i cosmologi preferiscono utilizzare il parametro H di Hubble in un'altra formula,dove appare il fattore di scala dell'Universo, che descrive precisamente il grado della sua espansione in diverse epoche cosmiche (poiché questo parametro cambia nel tempo, il suo valore moderno è designato H0). L'universo si sta ora espandendo con l'accelerazione, quindi il valore del parametro Hubble è in aumento.
Misurando gli spostamenti verso il rosso cosmologici, otteniamo informazioni sul grado di espansione dello spazio. La luce della galassia, che ci è arrivata con lo spostamento verso il rosso cosmologico z, l'ha abbandonata quando tutte le distanze cosmologiche erano 1 + z volte più piccole che nella nostra epoca. Ulteriori informazioni su questa galassia, come la sua distanza attuale o il tasso di distanza dalla Via Lattea, possono essere ottenute solo utilizzando un modello cosmologico specifico. Ad esempio, nel modello di Einstein-de Sitter, una galassia con z = 5 si allontana da noi a una velocità di 1,1 s (la velocità della luce). Ma se commetti un errore comune e equalizzi V / cez, questa velocità sarà cinque volte la velocità della luce. La discrepanza, come possiamo vedere, è grave.
Dipendenza della velocità di oggetti distanti dal redshift secondo SRT, GRT (dipende dal modello e dal tempo, la curva mostra il tempo presente e il modello attuale). A piccoli spostamenti, la dipendenza è lineare.
Einstein, nello spirito dei tempi, credeva che l'Universo nel suo insieme fosse statico (cercò di renderlo infinito anche nello spazio, ma non riuscì a trovare le corrette condizioni al contorno per le sue equazioni). Di conseguenza, ha costruito un modello di un universo chiuso, il cui spazio ha una curvatura positiva costante (e quindi ha un raggio finito costante). Il tempo in questo Universo, al contrario, scorre in modo newtoniano, nella stessa direzione e alla stessa velocità. Lo spazio-tempo di questo modello è curvo a causa della componente spaziale, mentre la componente temporale non si deforma in alcun modo. La natura statica di questo mondo fornisce uno speciale "inserto" nell'equazione di base, prevenendo il collasso gravitazionale e agendo quindi come un campo antigravitazionale onnipresente. La sua intensità è proporzionale a una costante speciale,che Einstein chiamava universale (ora si chiama costante cosmologica).
Il modello cosmologico di Lemaitre, che descrive l'espansione dell'universo, era molto in anticipo sui tempi. L'universo di Lemaitre inizia con il Big Bang, dopodiché l'espansione prima rallenta e poi inizia ad accelerare.
Il modello di Einstein ha permesso di calcolare la dimensione dell'universo, la quantità totale di materia e persino il valore della costante cosmologica. Ciò richiede solo la densità media della materia cosmica, che, in linea di principio, può essere determinata dalle osservazioni. Non è un caso che Eddington abbia ammirato questo modello e abbia utilizzato Hubble nella pratica. Tuttavia, è rovinato dall'instabilità, che Einstein semplicemente non ha notato: alla minima deviazione del raggio dal valore di equilibrio, il mondo di Einstein si espande o subisce un collasso gravitazionale. Pertanto, questo modello non ha nulla a che fare con il vero universo.
Mondo vuoto
De Sitter ha anche costruito, come lui stesso credeva, un mondo statico di curvatura costante, ma non positivo, ma negativo. Contiene la costante cosmologica di Einstein, ma non c'è affatto materia. Quando si introducono particelle di prova di massa arbitrariamente piccola, si disperdono e vanno all'infinito. Inoltre, il tempo scorre più lentamente alla periferia dell'universo di de Sitter che al suo centro. Per questo motivo, le onde luminose provengono da grandi distanze con spostamento verso il rosso, anche se la loro sorgente è stazionaria rispetto all'osservatore. Quindi negli anni '20, Eddington e altri astronomi si chiedevano se il modello di de Sitter avesse qualcosa a che fare con la realtà riflessa nelle osservazioni di Slipher?
Questi sospetti sono stati confermati, anche se in modo diverso. La natura statica dell'universo di de Sitter si è rivelata immaginaria, poiché era associata a una scelta sfortunata del sistema di coordinate. Dopo aver corretto questo errore, lo spazio di de Sitter si è rivelato piatto, euclideo, ma non statico. A causa della costante cosmologica antigravitazionale, si espande mantenendo la curvatura nulla. A causa di questa espansione, le lunghezze d'onda dei fotoni aumentano, il che comporta lo spostamento delle linee spettrali previsto da de Sitter. Vale la pena notare che questo è il modo in cui viene spiegato oggi il redshift cosmologico di galassie lontane.
Dalla statistica alla dinamica
La storia delle teorie cosmologiche apertamente non statiche inizia con due articoli del fisico sovietico Alexander Friedman, pubblicati sulla rivista tedesca Zeitschrift fur Physik nel 1922 e 1924. Friedman ha calcolato modelli di universi con curvature positive e negative variabili nel tempo, che sono diventati il fondo d'oro della cosmologia teorica. Tuttavia, i suoi contemporanei difficilmente notarono queste opere (Einstein all'inizio considerò anche matematicamente sbagliato il primo articolo di Friedman). Lo stesso Friedman credeva che l'astronomia non avesse ancora un arsenale di osservazioni che permettesse di decidere quale dei modelli cosmologici è più coerente con la realtà, e quindi si limitava alla matematica pura. Forse si sarebbe comportato diversamente se si fosse familiarizzato con i risultati di Slipher, ma questo non è accaduto.
Il più grande cosmologo della prima metà del XX secolo, Georges Lemaitre, la pensava diversamente. A casa, in Belgio, ha difeso la sua dissertazione in matematica, e poi a metà degli anni '20 ha studiato astronomia - a Cambridge con Eddington e all'Harvard Observatory ad Harlow Shapley (durante il suo soggiorno negli Stati Uniti, dove ha preparato la sua seconda tesi al MIT, ha incontrato Slipher e Hubble). Nel 1925, Lemaitre fu il primo a dimostrare che la natura statica del modello di de Sitter era immaginaria. Al ritorno in patria come professore all'Università di Lovanio, Lemaitre ha costruito il primo modello di un universo in espansione con una chiara logica astronomica. Senza esagerare, questo lavoro è stato una svolta rivoluzionaria nella scienza spaziale.
Rivoluzione ecumenica
Nel suo modello, Lemaitre ha mantenuto una costante cosmologica con un valore numerico di Einstein. Pertanto, il suo universo inizia in uno stato statico, ma nel tempo, a causa delle fluttuazioni, entra nel percorso di espansione costante con una velocità crescente. In questa fase, mantiene una curvatura positiva, che diminuisce all'aumentare del raggio. Lemaitre ha incluso nella composizione del suo universo non solo la materia, ma anche la radiazione elettromagnetica. Né Einstein, né de Sitter, le cui opere erano note a Lemaitre, né Friedman, di cui all'epoca non sapeva nulla, lo fecero.
Coordinate associate
Nei calcoli cosmologici, è conveniente utilizzare sistemi di coordinate di accompagnamento che si espandono all'unisono con l'espansione dell'universo. Nel modello idealizzato, in cui le galassie e gli ammassi galattici non partecipano a nessun movimento appropriato, le loro coordinate di accompagnamento non cambiano. Ma la distanza tra due oggetti in un dato momento è uguale alla loro distanza costante nelle coordinate di accompagnamento, moltiplicata per la grandezza del fattore di scala per quel momento. Questa situazione può essere facilmente illustrata su un globo gonfiabile: la latitudine e la longitudine di ogni punto non cambiano e la distanza tra qualsiasi coppia di punti aumenta con l'aumentare del raggio.
L'uso delle coordinate aiuta a comprendere le profonde differenze tra la cosmologia dell'universo in espansione, la relatività speciale e la fisica newtoniana. Quindi, nella meccanica newtoniana, tutti i movimenti sono relativi e l'immobilità assoluta non ha significato fisico. Al contrario, in cosmologia, l'immobilità nelle coordinate di accompagnamento è assoluta e, in linea di principio, può essere confermata dalle osservazioni. La teoria della relatività speciale descrive processi nello spazio-tempo, dai quali è possibile, utilizzando le trasformazioni di Lorentz, isolare le componenti spaziale e temporale in un numero infinito di modi. Lo spazio-tempo cosmologico, al contrario, si disintegra naturalmente in uno spazio curvo in espansione e in un unico tempo cosmico. In questo caso, la velocità di recessione di galassie lontane può essere molte volte superiore alla velocità della luce.
Lemaitre, negli Stati Uniti, ha suggerito che gli spostamenti verso il rosso di galassie lontane sono dovuti all'espansione dello spazio, che "allunga" le onde luminose. Ora lo ha dimostrato matematicamente. Ha anche dimostrato che piccoli spostamenti verso il rosso (molto inferiori all'unità) sono proporzionali alla distanza dalla sorgente di luce e il coefficiente di proporzionalità dipende solo dal tempo e trasporta informazioni sull'attuale velocità di espansione dell'Universo. Poiché derivava dalla formula Doppler-Fizeau che la velocità radiale di una galassia è proporzionale al redshift, Lemaître ha concluso che questa velocità è anche proporzionale alla sua distanza. Dopo aver analizzato le velocità e le distanze di 42 galassie dalla lista di Hubble e tenendo conto della velocità intragalattica del Sole, ha stabilito i valori dei coefficienti di proporzionalità.
Lavoro inosservato
Lemaitre pubblicò il suo lavoro nel 1927 in francese sulla rivista illeggibile Annals of the Scientific Society di Bruxelles. Si ritiene che questo sia stato il motivo principale per cui inizialmente è passata quasi inosservata (anche dal suo insegnante Eddington). È vero, nell'autunno dello stesso anno, Lemaitre poté discutere le sue scoperte con Einstein e apprese da lui i risultati di Friedmann. Il creatore della relatività generale non aveva obiezioni tecniche, ma decisamente non credeva nella realtà fisica del modello di Lemaitre (così come non accettava le conclusioni di Friedmann in precedenza).
Grafici di Hubble
Nel frattempo, alla fine degli anni '20, Hubble e Humason hanno trovato una correlazione lineare tra le distanze fino a 24 galassie e le loro velocità radiali, calcolate (principalmente da Slipher) dagli spostamenti verso il rosso. Da ciò, Hubble ha concluso che la velocità radiale della galassia è direttamente proporzionale alla distanza da essa. Il coefficiente di questa proporzionalità è ora indicato con H0 ed è chiamato parametro Hubble (secondo gli ultimi dati, supera di poco 70 (km / s) / megaparsec).
L'articolo di Hubble con un grafico della relazione lineare tra velocità galattiche e distanze fu pubblicato all'inizio del 1929. Un anno prima, il giovane matematico americano Howard Robertson, seguendo Lemaitre, dedusse questa dipendenza dal modello dell'Universo in espansione, di cui Hubble potrebbe aver saputo. Tuttavia, nel suo famoso articolo, questo modello non è stato menzionato né direttamente né indirettamente. Successivamente, Hubble espresse dubbi sul fatto che le velocità che compaiono nella sua formula descrivono effettivamente i movimenti delle galassie nello spazio esterno, ma si è sempre astenuto dalla loro interpretazione specifica. Vide il significato della sua scoperta nel dimostrare la proporzionalità delle distanze galattiche e degli spostamenti verso il rosso, e lasciò il resto ai teorici. Pertanto, con tutto il rispetto per Hubble, non c'è motivo di considerarlo lo scopritore dell'espansione dell'Universo.
Eppure si sta espandendo
Tuttavia, Hubble ha aperto la strada al riconoscimento dell'espansione dell'universo e del modello di Lemaitre. Già nel 1930 era stata resa omaggio a maestri di cosmologia come Eddington e de Sitter; poco dopo, gli scienziati hanno notato e apprezzato il lavoro di Friedman. Nel 1931, su suggerimento di Eddington, Lemaitre tradusse in inglese il suo articolo (con piccoli tagli) per le notizie mensili della Royal Astronomical Society. Nello stesso anno, Einstein concordò con le conclusioni di Lemaitre e un anno dopo, insieme a de Sitter, costruì un modello di un universo in espansione con spazio piatto e tempo curvo. Questo modello, per la sua semplicità, è molto popolare tra i cosmologi da molto tempo.
Nello stesso 1931, Lemaitre pubblicò una breve (e senza alcuna matematica) descrizione di un altro modello dell'Universo, che combinava cosmologia e meccanica quantistica. In questo modello, il momento iniziale è l'esplosione dell'atomo primario (Lemaitre lo chiamava anche quanto), che ha dato origine sia allo spazio che al tempo. Poiché la gravità rallenta l'espansione dell'Universo neonato, la sua velocità diminuisce - è possibile che quasi a zero. Successivamente, Lemaitre introdusse nel suo modello una costante cosmologica, che costrinse l'Universo a spostarsi nel tempo in un regime stabile di espansione accelerata. Così ha anticipato sia l'idea del Big Bang che i moderni modelli cosmologici che tengono conto della presenza dell'energia oscura. E nel 1933 identificò la costante cosmologica con la densità energetica del vuoto, a cui nessuno aveva pensato prima. È fantasticoquanto questo scienziato, indubbiamente degno del titolo di scopritore dell'espansione dell'Universo, era in anticipo sui tempi!
Alexey Levin
