Sadece yüz yıl önce, bilim adamları Evrenimizin hızla büyüdüğünü keşfettiler.

Yüz yıl önce, Evren kavramı Newton mekaniğine ve Öklid geometrisine dayanıyordu. Öklidyen olmayan geometrinin fiziksel gerçekliğini kabul eden Lobachevsky ve Gauss gibi birkaç bilim adamı bile (sadece bir hipotez olarak!)

Alexey Levin

1870'de İngiliz matematikçi William Clifford, uzayın farklı noktalarda aynı olmayıp eğrilebileceği ve zaman içinde eğriliğinin değişebileceği konusunda çok derin bir fikre ulaştı. Hatta bu tür değişikliklerin bir şekilde maddenin hareketiyle bağlantılı olduğunu kabul etti. Bu fikirlerin her ikisi de yıllar sonra genel görelilik kuramının temelini oluşturdu. Clifford'un kendisi bunu görecek kadar yaşamadı - Albert Einstein'ın doğumundan 11 gün önce 34 yaşında tüberkülozdan öldü.

kırmızıya kayma

Evrenin genişlemesiyle ilgili ilk bilgiler astrospektrografi ile sağlandı. 1886'da İngiliz astronom William Huggins, yıldız ışığının dalga boylarının, aynı elementlerin karasal spektrumlarına kıyasla biraz kaydığını fark etti. Fransız fizikçi Armand Fizeau tarafından 1848'de türetilen Doppler etkisinin optik versiyonu için formüle dayanarak, yıldızın radyal hızının büyüklüğünü hesaplamak mümkündür. Bu tür gözlemler, bir uzay nesnesinin hareketini izlemeyi mümkün kılar.

Yüz yıl önce, Evren kavramı Newton mekaniğine ve Öklid geometrisine dayanıyordu. Öklidyen olmayan geometrinin fiziksel gerçekliğini kabul eden Lobachevsky ve Gauss gibi birkaç bilim adamı bile (sadece bir hipotez olarak!), dış uzayı sonsuz ve değişmez olarak kabul etti. Evrenin genişlemesi, uzak galaksilere olan mesafeyi yargılamayı zorlaştırıyor. Bizden 3,35 milyar ışıkyılı A1689-zD1 galaksisinden 13 milyar yıl sonra ulaşan ışık (A), genişleyen uzayı katederken “kızarır” ve zayıflar ve galaksinin kendisi geri çekilir (B). Kırmızıya kayma (13 milyar ışıkyılı), açısal boyutta (3,5 milyar ışıkyılı), yoğunlukta (263 milyar ışıkyılı) mesafe hakkında bilgi taşıyacak, gerçek mesafe ise 30 milyar ışıkyılı. yaşında.

Çeyrek yüzyıl sonra, Arizona Flagstaff'taki bir gözlemevi olan Vesto Slipher, 1912'den beri iyi bir tayfölçerli 24 inçlik bir teleskopla sarmal bulutsuların tayfını inceleyen Vesto Slipher tarafından bu fırsattan yeniden yararlanıldı. Yüksek kaliteli bir görüntü elde etmek için aynı fotoğraf plakası birkaç gece pozlandı, bu nedenle proje yavaş ilerledi. Eylül'den Aralık 1913'e kadar Slipher, Andromeda Bulutsusu'nu inceledi ve Doppler-Fizeau formülünü kullanarak, Dünya'ya her saniye 300 km yaklaştığı sonucuna vardı.

1917'de, yönlerinde önemli asimetriler gösteren 25 bulutsunun radyal hızları hakkında veriler yayınladı. Sadece dört bulutsu Güneş'e yaklaştı, geri kalanı kaçtı (ve bazıları çok hızlı).

Slipher şöhret için çabalamadı veya sonuçlarını duyurmadı. Bu nedenle, astronomi çevrelerinde ancak ünlü İngiliz astrofizikçi Arthur Eddington onlara dikkat çektiğinde tanındılar.

1924'te görelilik teorisi üzerine, Slipher tarafından bulunan 41 bulutsunun listesini içeren bir monografi yayınladı. Aynı dört maviye kaydırılmış bulutsu orada da mevcuttu, kalan 37 tayf çizgisi ise kırmızıya kaydırılmıştı. Radyal hızları 150 - 1800 km / s aralığında değişiyordu ve ortalama olarak o zamana kadar bilinen Samanyolu yıldızlarının hızlarından 25 kat daha yüksekti. Bu, bulutsuların "klasik" armatürlerden başka hareketlerde yer aldığını ileri sürdü.

uzay adaları

1920'lerin başlarında, çoğu gökbilimci sarmal bulutsuların Samanyolu'nun çevresinde yer aldığına ve onun ötesinde boş karanlık uzaydan başka bir şey olmadığına inanıyordu. Doğru, 18. yüzyılda bile, bazı bilim adamları nebulalarda dev yıldız kümeleri gördüler (Immanuel Kant onlara ada evrenler dedi). Ancak, bulutsulara olan mesafeleri güvenilir bir şekilde belirlemek mümkün olmadığı için bu hipotez popüler değildi.

Bu problem, California'daki Mount Wilson Gözlemevinde 100 inçlik bir reflektör teleskop üzerinde çalışan Edwin Hubble tarafından çözüldü. 1923-1924'te Andromeda Bulutsusu'nun, aralarında Cepheid ailesinin değişken yıldızlarının da bulunduğu birçok parlak nesneden oluştuğunu keşfetti. Görünür parlaklıklarındaki değişim periyodunun mutlak parlaklık ile ilişkili olduğu o zamanlar zaten biliniyordu ve bu nedenle Cepheidler kozmik mesafeleri kalibre etmek için uygundur. Hubble onların yardımıyla Andromeda'ya olan mesafeyi 285.000 parsek olarak tahmin etti (modern verilere göre, bu 800.000 parsek). Samanyolu'nun çapının daha sonra yaklaşık 100.000 parsek olduğu varsayıldı (aslında üç kat daha az). Bundan, Andromeda ve Samanyolu'nun bağımsız yıldız kümeleri olarak kabul edilmesi gerektiği sonucu çıktı. Kısa süre sonra Hubble, sonunda "ada evrenleri" hipotezini doğrulayan iki bağımsız gökada daha tanımladı.

Adil olmak gerekirse, Hubble'dan iki yıl önce, Andromeda'ya olan mesafenin, sonucu - 450.000 parsek - doğru olana daha yakın olan Estonyalı astronom Ernst Opik tarafından hesaplandığı belirtilmelidir. Ancak, Hubble'ın doğrudan gözlemleri kadar inandırıcı olmayan bir dizi teorik düşünce kullandı.

1926'da Hubble, dört yüz "galaksi dışı bulutsu"nun (bu terimi uzun süre galaksiler olarak adlandırmaktan kaçınarak kullandı) gözlemlerinin istatistiksel bir analizini yaptı ve bir bulutsunun uzaklığını görünen parlaklığıyla ilişkilendirecek bir formül önerdi. . Bu yöntemin büyük hatalarına rağmen, yeni veriler bulutsuların uzayda az çok eşit olarak dağıldığını ve Samanyolu'nun sınırlarının çok ötesinde bulunduğunu doğruladı. Artık Galaksimizde ve en yakın komşularında uzayın kapalı olmadığına dair hiçbir şüphe yoktu.

Uzay Modelleyiciler

Eddington, sarmal bulutsuların doğasının nihai olarak aydınlatılmasından önce bile Slipher'ın sonuçlarıyla ilgilenmeye başladı. Bu zamana kadar, bir anlamda Slipher'ın ortaya koyduğu etkiyi öngören kozmolojik bir model zaten mevcuttu. Eddington bunun hakkında çok düşündü ve doğal olarak Arizona astronomunun gözlemlerine kozmolojik bir ses verme fırsatını kaçırmadı.

Modern teorik kozmoloji, 1917'de, genel göreliliğe dayalı evren modellerini sunan iki devrimci makaleyle başladı. Bunlardan biri Einstein tarafından, diğeri ise Hollandalı astronom Willem de Sitter tarafından yazılmıştır.

Hubble yasaları

Edwin Hubble, Doppler-Fizeau formülünü kullanarak hızlar ve mesafeler arasında bir orantılılığa dönüştürdüğü kırmızıya kaymaların ve galaktik mesafelerin yaklaşık orantılılığını ampirik olarak ortaya çıkardı. Yani burada iki farklı modelle uğraşıyoruz.
Hubble birbirleriyle nasıl ilişki kurduklarını bilmiyordu, ancak günümüz bilimi bu konuda ne diyor?
Lemaitre'nin daha önce gösterdiği gibi, kozmolojik (Evrenin genişlemesinin neden olduğu) kırmızıya kaymalar ve mesafeler arasındaki doğrusal korelasyon hiçbir şekilde mutlak değildir. Pratikte, sadece 0.1'den küçük yer değiştirmeler için iyi gözlenir. Dolayısıyla deneysel Hubble yasası kesin değil, yaklaşıktır ve Doppler-Fizeau formülü yalnızca spektrumun küçük kaymaları için geçerlidir.
Ancak uzaktaki nesnelerin radyal hızını onlara olan mesafeye bağlayan teorik yasa (Hubble parametresi V = Hd biçimindeki orantı katsayısı ile) herhangi bir kırmızıya kayma için geçerlidir. Bununla birlikte, içinde görünen V hızı, fiziksel uzaydaki fiziksel sinyallerin veya gerçek cisimlerin hızı değildir. Bu, evrenin genişlemesi nedeniyle galaksiler ve galaktik kümeler arasındaki mesafelerdeki artış hızıdır. Bunu ancak Evrenin genişlemesini durdurabilseydik, galaksiler arasında anında ölçüm şeritleri gerebilseydik, aralarındaki mesafeleri okuyabilseydik ve bunları ölçümler arasındaki zaman aralıklarına bölebilseydik ölçebilirdik. Doğal olarak, fizik yasaları buna izin vermez. Bu nedenle, kozmologlar, farklı kozmik çağlarda genişleme derecesini tam olarak tanımlayan Evrenin ölçek faktörünün göründüğü başka bir formülde Hubble parametresi H'yi kullanmayı tercih ederler (bu parametre zamanla değiştiğinden, modern değeri H0 ile gösterilir). ). Evren şimdi ivme ile genişliyor, dolayısıyla Hubble parametresinin değeri artıyor.
Kozmolojik kırmızıya kaymaları ölçerek uzayın genişleme derecesi hakkında bilgi ediniriz. Kozmolojik bir kırmızıya kayma z ile bize gelen galaksinin ışığı, tüm kozmolojik mesafeler çağımızdan 1 + z kat daha küçükken onu terk etti. Bu gökada hakkında, mevcut uzaklığı veya Samanyolu'ndan uzaklık oranı gibi ek bilgiler, yalnızca belirli bir kozmolojik model kullanılarak elde edilebilir. Örneğin Einstein-de Sitter modelinde z = 5 olan bir galaksi bizden 1,1 s (ışık hızı) hızla uzaklaşıyor. Ancak genel bir hata yapıp sadece V/c ve z'yi eşitlerseniz bu hız ışık hızının beş katı olacaktır. Gördüğümüz gibi, tutarsızlık ciddi.
SRT, GRT'ye göre uzaktaki nesnelerin hızının kırmızıya kaymaya bağımlılığı (modele ve zamana bağlıdır, eğri şimdiki zamanı ve mevcut modeli gösterir). Küçük yer değiştirmelerde bağımlılık doğrusaldır.

Einstein, zamanın ruhuna uygun olarak, evrenin bir bütün olarak statik olduğuna inanıyordu (uzayda sonsuz hale getirmeye çalıştı, ancak denklemleri için doğru sınır koşullarını bulamadı). Sonuç olarak, uzayı sabit bir pozitif eğriliğe sahip olan (ve dolayısıyla sabit bir sonlu yarıçapa sahip olan) bir kapalı evren modeli inşa etti. Bu Evrende zaman, tam tersine, Newton tarzında, aynı yönde ve aynı hızla akar. Bu modelin uzay-zamanı uzamsal bileşenden dolayı kavislidir, zamansal olan ise hiçbir şekilde deforme olmaz. Bu dünyanın statik doğası, temel denkleme yerçekimi çöküşünü önleyen ve böylece her yerde bulunan bir anti-yerçekimi alanı olarak hareket eden özel bir "ek" sağlar. Yoğunluğu, Einstein'ın evrensel olarak adlandırdığı (şimdi kozmolojik sabit olarak adlandırılır) özel bir sabitle orantılıdır.

Lemaitre'nin evrenin genişlemesini tanımlayan kozmolojik modeli, zamanının çok ötesindeydi. Lemaitre'nin evreni Büyük Patlama ile başlar, ardından genişleme önce yavaşlar, sonra hızlanmaya başlar.

Einstein'ın modeli, evrenin boyutunu, toplam madde miktarını ve hatta kozmolojik sabitin değerini hesaplamayı mümkün kıldı. Bu, yalnızca prensipte gözlemlerden belirlenebilen kozmik maddenin ortalama yoğunluğunu gerektirir. Eddington'ın bu modele hayran olması ve Hubble'ı pratikte kullanması tesadüf değil. Bununla birlikte, Einstein'ın basitçe fark etmediği kararsızlık tarafından yok edilir: yarıçapın denge değerinden en ufak bir sapmasında, Einstein dünyası ya genişler ya da yerçekimi çöküşüne uğrar. Bu nedenle, böyle bir modelin gerçek Evren ile hiçbir ilgisi yoktur.

Boş Dünya

De Sitter ayrıca, kendisinin de inandığı gibi, sabit bir eğrilik, ancak olumlu değil, olumsuz bir statik dünya inşa etti. Einstein'ın kozmolojik sabiti onda mevcuttur, ancak madde tamamen yoktur. Rastgele küçük kütleli test parçacıklarını tanıtırken, saçılırlar ve sonsuza giderler. Ayrıca zaman, de Sitter'in evreninin çevresinde, merkezinden daha yavaş akar. Bu nedenle, büyük mesafelerden ışık dalgaları, kaynakları gözlemciye göre sabit olsa bile kırmızıya kayma ile gelir. 1920'lerde Eddington ve diğer gökbilimciler, de Sitter'in modelinin Slipher'ın gözlemlerine yansıyan gerçeklikle bir ilgisi olup olmadığını merak ettiler mi?

Bu şüpheler, farklı bir şekilde de olsa doğrulandı. De Sitter'in evreninin statik doğası, başarısız bir koordinat sistemi seçimiyle ilişkilendirildiğinden hayali olduğu ortaya çıktı. Bu hatayı düzelttikten sonra, de Sitter uzayının düz, Öklidyen, ancak statik olmadığı ortaya çıktı. Anti-yerçekimi kozmolojik sabiti nedeniyle, sıfır eğriliği korurken genişler. Bu genişleme nedeniyle, fotonların dalga boyları artar, bu da de Sitter tarafından tahmin edilen spektral çizgilerin kaymasını gerektirir. Uzak galaksilerin kozmolojik kırmızıya kaymasının bugün bu şekilde açıklandığını belirtmekte fayda var.

İstatistiklerden dinamiklere

Açıkça statik olmayan kozmolojik teorilerin tarihi, Sovyet fizikçi Alexander Friedman'ın 1922 ve 1924'te Alman dergisi Zeitschrift für Physik'te yayınlanan iki makalesiyle başlar. Friedman, teorik kozmolojinin altın fonu haline gelen, zamana göre değişen pozitif ve negatif eğriliklere sahip evren modellerini hesapladı. Bununla birlikte, çağdaşları bu çalışmaları pek fark etmedi (Einstein ilk başta Friedman'ın ilk makalesini matematiksel olarak hatalı buldu). Friedman, astronominin henüz kozmolojik modellerden hangisinin gerçeklikle daha tutarlı olduğuna karar vermeyi mümkün kılacak bir gözlem cephaneliğine sahip olmadığına inanıyordu ve bu nedenle kendisini saf matematikle sınırladı. Belki Slipher'ın sonuçlarına aşina olsaydı farklı davranırdı, ama bu olmadı.

20. yüzyılın ilk yarısının en büyük kozmologu Georges Lemaitre farklı düşünüyordu. Evde, Belçika'da matematikte tezini savundu ve daha sonra 1920'lerin ortalarında astronomi okudu - Cambridge'de Eddington yönetiminde ve Harlow Shapley'deki Harvard Gözlemevinde (Amerika Birleşik Devletleri'nde kaldığı süre boyunca, burada hazırlandı. MIT'deki ikinci tezinde Slipher ve Hubble ile tanıştı). 1925'te Lemaitre, de Sitter'in modelinin statik doğasının hayali olduğunu gösteren ilk kişiydi. Louvain Üniversitesi'nde profesör olarak memleketine döndükten sonra Lemaitre, açık bir astronomik mantıkla genişleyen bir evrenin ilk modelini inşa etti. Abartmadan, bu çalışma uzay biliminde devrim niteliğinde bir atılımdı.

ekümenik devrim

Lemaitre, modelinde Einstein sayısal değerine sahip kozmolojik bir sabit tuttu. Bu nedenle, evreni statik bir durumda başlar, ancak zamanla dalgalanmalar nedeniyle artan bir hızla sürekli genişleme yoluna girer. Bu aşamada, yarıçap büyüdükçe azalan pozitif bir eğriliği korur. Lemaitre, evreninin bileşimine sadece maddeyi değil, aynı zamanda elektromanyetik radyasyonu da dahil etti. Ne Einstein, ne de Lemaitre'nin eserlerini bildiği de Sitter, ne de o zamanlar hakkında hiçbir şey bilmediği Friedman bunu yapmadı.

ilişkili koordinatlar

Kozmolojik hesaplamalarda, evrenin genişlemesiyle birlikte genişleyen, eşlik eden koordinat sistemlerini kullanmak uygundur. Galaksilerin ve galaktik kümelerin herhangi bir uygun harekete katılmadığı idealize edilmiş modelde, eşlik eden koordinatları değişmez. Ancak belirli bir anda iki nesne arasındaki mesafe, o an için ölçek faktörünün büyüklüğü ile çarpılan eşlik eden koordinatlardaki sabit mesafeye eşittir. Bu durum şişirilebilir bir küre üzerinde kolayca gösterilebilir: her noktanın enlem ve boylamı değişmez ve yarıçap arttıkça herhangi bir nokta çifti arasındaki mesafe artar.
Koordinatların kullanımı, genişleyen evrenin kozmolojisi, özel görelilik ve Newton fiziği arasındaki derin farklılıkları anlamaya yardımcı olur. Dolayısıyla Newton mekaniğinde tüm hareketler görecelidir ve mutlak hareketsizliğin fiziksel bir anlamı yoktur. Aksine, kozmolojide, eşlik eden koordinatlardaki hareketsizlik mutlaktır ve prensipte gözlemlerle doğrulanabilir. Özel görelilik teorisi, Lorentz dönüşümlerini kullanarak, uzaysal ve zamansal bileşenleri izole etmek için sonsuz sayıda yolun kullanılabileceği uzay-zamandaki süreçleri tanımlar. Kozmolojik uzay-zaman ise doğal olarak kavisli genişleyen bir uzaya ve tek bir kozmik zamana ayrışır. Bu durumda, uzak galaksilerin durgunluk hızı, ışık hızından birçok kat daha yüksek olabilir.

Amerika Birleşik Devletleri'ne geri dönen Lemaitre, uzak galaksilerin kırmızıya kaymalarının, ışık dalgalarını "geren" uzayın genişlemesinden kaynaklandığını öne sürdü. Şimdi matematiksel olarak kanıtladı. Ayrıca, küçük (birlikten çok daha az) kırmızıya kaymaların ışık kaynağına olan mesafeyle orantılı olduğunu ve orantılılık katsayısının yalnızca zamana bağlı olduğunu ve Evrenin mevcut genişleme hızı hakkında bilgi taşıdığını gösterdi. Doppler-Fizeau formülü, galaksinin radyal hızının kırmızıya kayma ile orantılı olduğunu ima ettiğinden, Lemaître bu hızın aynı zamanda uzaklığıyla da orantılı olduğu sonucuna vardı. Hubble listesinden 42 galaksinin hızlarını ve mesafelerini analiz ettikten ve Güneş'in galaksiler arası hızını hesaba kattıktan sonra orantı katsayılarının değerlerini oluşturdu.

fark edilmeyen çalışma

Lemaitre, çalışmalarını 1927'de Brüksel Bilimsel Topluluğunun belirsiz dergisi Annals'ta Fransızca olarak yayınladı. Başlangıçta neredeyse fark edilmemesinin ana nedeninin bu olduğuna inanılıyor (öğretmeni Eddington tarafından bile). Doğru, aynı yılın sonbaharında, Lemaitre bulgularını Einstein ile tartışabildi ve ondan Friedmann'ın sonuçları hakkında bilgi aldı. Genel göreliliğin yaratıcısının hiçbir teknik itirazı yoktu, ancak Lemaitre modelinin fiziksel gerçekliğine kesinlikle inanmadı (tıpkı Friedmann'ın sonuçlarını daha önce kabul etmediği gibi).

Hubble parselleri

Bu arada, 1920'lerin sonlarında, Hubble ve Humason, 24 galaksiye kadar olan uzaklıklar ile kırmızıya kaymalardan (çoğunlukla Slipher tarafından) hesaplanan radyal hızları arasında doğrusal bir korelasyon ortaya çıkardı. Bundan Hubble, galaksinin radyal hızının, ona olan mesafeyle doğru orantılı olduğu sonucuna vardı. Bu orantılılığın katsayısı şimdi H0 olarak gösterilir ve Hubble parametresi olarak adlandırılır (en son verilere göre, 70 (km / s) / megaparsec'i biraz aşıyor).

Hubble'ın galaktik hızlar ve mesafeler arasındaki doğrusal ilişkinin grafiğini içeren makalesi 1929'un başlarında yayınlandı. Bir yıl önce, genç Amerikalı matematikçi Howard Robertson, Lemaitre'yi izleyerek bu bağımlılığı Hubble'ın bildiği genişleyen Evren modelinden çıkardı. Ancak ünlü makalesinde bu modelden ne doğrudan ne de dolaylı olarak söz edilmiştir. Daha sonra Hubble, formülünde görünen hızların aslında uzaydaki galaksilerin hareketlerini tanımladığına dair şüphelerini dile getirdi, ancak her zaman onların spesifik yorumlarından kaçındı. Keşfinin anlamını, gerisini teorisyenlere bırakarak galaktik mesafelerin ve kırmızıya kaymaların orantılılığını göstermekte gördü. Bu nedenle, Hubble'a tüm saygımla, onu Evrenin genişlemesinin kaşifi olarak düşünmek için hiçbir neden yoktur.

Ve yine de genişliyor!

Yine de Hubble, evrenin genişlemesinin ve Lemaitre'nin modelinin tanınmasının yolunu açtı. Daha 1930'da, Eddington ve de Sitter gibi kozmolojinin ustalarına haraç ödendi; biraz sonra bilim adamları Friedman'ın çalışmalarını fark ettiler ve takdir ettiler. 1931'de, Eddington'ın önerisiyle Lemaitre, Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Haberleri için yazdığı makalesini (küçük kesiklerle) İngilizce'ye çevirdi. Aynı yıl Einstein, Lemaitre'nin vardığı sonuçlarla aynı fikirdeydi ve bir yıl sonra de Sitter ile birlikte düz uzaylı ve eğri zamana sahip genişleyen bir Evren modeli inşa etti. Sadeliği nedeniyle, bu model uzun zamandır kozmologlar arasında çok popüler olmuştur.

Aynı 1931'de Lemaitre, kozmoloji ve kuantum mekaniğini birleştiren başka bir Evren modelinin kısa (ve herhangi bir matematik olmadan) tanımını yayınladı. Bu modelde, ilk an, hem uzayı hem de zamanı meydana getiren birincil atomun (Lemaitre buna kuantum olarak da adlandırdı) patlamasıdır. Yerçekimi yeni doğan Evrenin genişlemesini yavaşlattığı için hızı azalır - neredeyse sıfıra düşmesi mümkündür. Daha sonra, Lemaitre modeline, Evreni zaman içinde istikrarlı bir hızlanan genişleme rejimine geçmeye zorlayan bir kozmolojik sabit ekledi. Böylece hem Big Bang fikrini hem de karanlık enerjinin varlığını hesaba katan modern kozmolojik modelleri öngördü. Ve 1933'te kozmolojik sabiti, daha önce kimsenin düşünmediği, boşluğun enerji yoğunluğu ile tanımladı. Evrenin genişlemesinin kaşifi unvanına kesinlikle layık olan bu bilim adamının zamanının ötesinde olması şaşırtıcı!

Oluşturuldu: 25.10.2013, 10884 46

"Gücüyle yeri yarattı, hikmetiyle kâinatı kurdu, aklıyla gökleri yaydı."

Yeremya 10:12

Bilimin gelişme sürecinde birçok bilim adamı, evrenin ortaya çıkışının İlk Nedeni olarak Tanrı'yı ​​kendi görüşlerinden dışlamak için bir fırsat aramaya başladı. Bunun sonucunda, canlı organizmaların ortaya çıkışı ve gelişimi ile birlikte evrenin kökeni hakkında birçok farklı teori ortaya çıkmıştır. Bunların en popülerleri Big Bang teorisi ve Evrim teorisidir. Big Bang teorisini doğrulama sürecinde, evrimcilerin temel teorilerinden biri olan Genişleyen Evren oluşturuldu. Bu teori, galaksilerin birbirinden kademeli olarak uzaklaşması nedeniyle gözlemlenen, evren ölçeğinde bir dış uzay genişlemesi olduğunu öne sürüyor.

Bazı bilim adamlarının bu teoriyi kanıtlamaya çalıştıkları argümanlara bakalım. Evrimci bilim adamları, özellikle Stephen Hawking, genişleyen evrenin Büyük Patlama'nın sonucu olduğuna ve patlamadan sonra evrenin hızlı bir genişlemesi olduğuna ve sonra yavaşladığına ve şimdi bu genişlemenin yavaş olduğuna inanıyor, ancak bu süreç devam ediyor. . Bunu, Doppler etkisini kullanarak diğer galaksileri galaksimizden uzaklaştırma hızını ölçerek ve ayrıca Stephen Hawking'in dediği gibi, hızı yüzde cinsinden bildikleri gerçeğiyle tartışıyorlar: Evrenin bir milyar yılda %5 ila %10'u kadardır." (S. Hawking "Zamanın en kısa tarihi" çev. L. Mlodinov, s. 38). Ancak bu şu soruları gündeme getiriyor: Bu yüzde nasıl elde edildi ve bu çalışma kim ve nasıl yapıldı? Stephen Hawking bunu açıklamaz, ancak bundan bir gerçek olarak bahseder. Bu konuyu araştırdıktan sonra, bugün Hubble yasasının galaksilerin mesafesini ölçmek için kullanıldığı ve bunun da Doppler etkisine dayanan "kırmızıya kayma" teorisini kullandığı bilgisini aldık. Bakalım bu kavramlar nelermiş:

Hubble Yasası, bağlayıcı olan yasadır.galaksilerin kırmızıya kaymasıve doğrusal bir şekilde onlara olan mesafe. Bu yasa şu şekildedir: cz = H 0 D, burada z galaksinin kırmızıya kaymasıdır; H 0 - "Hubble sabiti" olarak adlandırılan orantılılık katsayısı; D galaksiye olan uzaklıktır. Hubble Yasası için en önemli unsurlardan biri ışık hızıdır.

kırmızıya kayma -kimyasal elementlerin spektral çizgilerinin kırmızıya kayması. Bu fenomenin Doppler etkisinin veya yerçekimsel kırmızıya kaymanın bir ifadesi olabileceğine veya her ikisinin bir kombinasyonu olabileceğine inanılmaktadır, ancak çoğu zaman Doppler etkisi dikkate alınmaktadır. Bu, galaksi ne kadar uzaktaysa ışığının o kadar kırmızı tarafa kayması gerçeğiyle daha kolay ifade edilir.

Doppler etkisi -Alıcının hareketinin bir sonucu olarak kaynağının hareketinden kaynaklanan, alıcı tarafından kaydedilen ses dalgalarının frekansında ve uzunluğundaki bir değişiklik. Basitçe söylemek gerekirse, nesne ne kadar yakınsa ses dalgalarının frekansı o kadar yüksek ve bunun tersi de nesne ne kadar uzaksa ses dalgalarının frekansı o kadar düşük olur.

Bununla birlikte, galaksilerin uzaklığını ölçmenin bu ilkeleriyle ilgili bir takım sorunlar vardır. Hubble yasası için, "Hubble sabiti"ni tahmin etmek bir problemdir, çünkü galaksilerin uzaklaşma hızına ek olarak, kendi hızlarına da sahiptirler, bu da Hubble yasasının yetersiz bir şekilde yerine getirilmesine veya gerçekleşmemesine yol açar. 10-15 milyon ışıkyılı uzaklıkta bulunan nesneler için hiç tutmaz. Hubble yasası ayrıca, 1'den büyük bir kırmızıya kayma değerine karşılık gelen çok uzak mesafelerdeki (milyarlarca ışıkyılı) galaksiler için yetersiz bir şekilde yerine getirilir. ve zaman içinde bir ana atandıkları. Bu durumda, yalnızca kırmızıya kayma genellikle bir mesafe ölçüsü olarak kullanılır. Böylece, uzaktaki galaksilerin uzaklaşma hızını belirlemenin pratik olarak imkansız olduğu ve yalnızca araştırmacının kabul ettiği evren modeli tarafından belirlendiği ortaya çıkıyor. Bu, herkesin galaksileri uzaklaştırmak için kendi öznel hızlarına inandığını gösteriyor.

Ayrıca uzak galaksilere olan mesafeyi parlaklıkları veya kırmızıya kaymaları ile ilgili olarak ölçmenin imkansız olduğu da söylenmelidir. Bu, bazı gerçekler tarafından engellenir, yani ışık hızının sabit olmadığı ve değiştiği ve bu değişikliklerin yavaşlama yönünde olduğu. İÇİNDE1987 yıl Stanford Araştırma Enstitüsü tarafından hazırlanan bir raporda, Avustralyalı matematikçiler Trevor Norman ve Barry Setterfield, geçmişte ışık hızında büyük bir düşüş olduğunu öne sürdüler (B. Setterfield, NS Hız nın-nin Işık ve NS Yaş nın-nin NS Evren.). İÇİNDE 1987 yıl Nizhny Novgorod teorik fizikçi V.S. Troitsky, zamanla ışık hızında muazzam bir düşüş olduğunu öne sürdü. Dr. Troitsky hakkında konuştu reddetmekhızSvetaiçinde10 milyonbir Zamanlar mevcut değeri ile karşılaştırıldığında (V.S. Troitskii, Fiziksel sabitler ve Evrim nın-nin NS Evren, Astrophysics and Space Science 139 (1987): 389-411.). İÇİNDE1998 yıl London Imperial College Albrecht ve João Mageijou'nun teorik fizikçileri de ışık hızında bir azalma olduğunu varsaydılar. 15 Kasım 1998'de London Times, "Evrenin en hızlısı olan ışığın hızı azalıyor" başlıklı bir makale yayınladı ( NS hız nın-nin ışık - NS en hızlı şey içinde NS Evren - dır-dir edinme Yavaş, The London Times, Kasım. 15, 1998.).Bununla ilgili olarak, birçok faktörün ışığın hızını etkilediği söylenmelidir, örneğin ışığın içinden geçtiği kimyasal elementler ve sahip oldukları sıcaklık, çünkü ışık bazı elementlerden daha yavaş ve diğerlerinden çok daha hızlı geçer. deneysel olarak kanıtlanmış olan ... Böyle18 Şubat1999 YılınSon derece saygın (ve %100 evrimsel) bilim dergisi Nature, deneyi detaylandıran bilimsel bir makale yayınladı.hızSvetayönetilenazaltmakönce17 metreiçindebana bir saniye ver,Daha sonravaröncebiraz60 kilometreiçindesaat.Bu, sokaktan geçen bir araba olarak izlenebileceği anlamına geliyor. Bu deney, Danimarkalı fizikçi Lena Hau ve Harvard ve Stanford Üniversitelerinden uluslararası bir bilim adamları ekibi tarafından gerçekleştirildi. Işığı sodyum buharından geçirdiler, nanokelvin ile ölçülen inanılmaz derecede düşük sıcaklıklara (yani, bir kelvin'in milyarda biri; bu neredeyse mutlak sıfırdır, tanımı gereği -273,160C'dir) soğutuldular. Buharların tam sıcaklığına bağlı olarak ışık hızı 117 km/s - 61 km/s aralığındaki değerlere düşürüldü; yani, esasenönce1 / 20.000.000.itibarenolağanhızSveta(L.V. Hau, S.E. Harris, Bilim Haberler, 27 Mart, s. 207, 1999.).

Temmuz 2000'de, Pringston'daki NEC Araştırma Enstitüsü'ndeki bilim adamları, hızlanmaonlar tarafındanSvetaöncehız,aşanhızSveta! Deneyleri İngiliz Nature dergisinde yayınlandı. Sezyum buharı içeren bir cam odaya bir lazer ışını yönelttiler. Lazer ışınının fotonları ile sezyum atomları arasındaki enerji değişiminin bir sonucu olarak, odadan çıkış hızı giriş ışınının hızından daha yüksek olan bir ışın ortaya çıktı. Işığın, direncin olmadığı bir boşlukta en yüksek hızda ve ilave direnç nedeniyle başka herhangi bir ortamda daha yavaş hareket ettiğine inanılmaktadır. Örneğin, herkes ışığın suda havaya göre daha yavaş hareket ettiğini bilir. Yukarıda açıklanan deneyde, elde edilen Işınortaya çıktıitibarenkameralarile birlikteçift ​​haldesezyumdaha fazlaönceGitmek,nasıltamamengiriş yaptıiçindeona. Fark çok ilginçti. LazerIşınÜzerinden atlamaküzerinde18 metreileriitibarenGitmekyerler,neredeNSNSolmak. Teoride bu, nedenden önce gelen bir sonuç olarak kabul edilebilir, ancak bu tamamen doğru değildir. İmpulsların süperluminal yayılımını inceleyen bilimsel bir alan da vardır. Bu çalışmanın doğru yorumu şu şekildedir: hızSvetakararsızveışıkYapabilmekhızlandırmakbeğenmekherhangibaşka birfizikselnesneiçindeEvren doğru koşullar ve uygun bir enerji kaynağı verildiğinde. Bilim adamları maddeyi enerjiden kayıpsız elde ettiler; ışık, halihazırda kabul edilen ışık hızını aşan bir hıza hızlandırdı.

nispeten kırmızıYer değiştirme hakkında, kimsenin kırmızıya kaymanın ortaya çıkış nedenini ve ışığın kaç kez kırılıp yere ulaştığını kesin olarak söyleyemeyeceği söylenmelidir ve bu da kırmızıya kayma kullanarak mesafeleri ölçmek için gülünç bir temel oluşturur. Ayrıca, ışık hızındaki değişim, uzak galaksilere olan mesafeyle ilgili mevcut tüm varsayımları çürütür ve bu mesafeyi kırmızıya kayma ile ölçme yöntemini de reddeder. Doppler etkisinin ışığa uygulanmasının tamamen teorik olduğu ve ışığın hızının değiştiği göz önüne alındığında, bu etkinin ışığa uygulanmasını iki kat zorlaştırdığı da söylenmelidir. Bütün bunlar, kırmızıya kayma ile uzak galaksilere olan mesafeyi belirleme yönteminin ve hatta daha fazlasını söylüyor. tartışma evrenin genişlemekte olduğu gerçeği basitçe bilimsel bir yaklaşım ve bir aldatmaca değildir. Bir düşünelim, galaksilerin uzaklaşma hızlarını bilsek bile, evrenin uzayının genişlediğini söylemek mümkün değil. Böyle bir genişlemenin olup olmadığını kimse söyleyemez. Gezegenlerin ve galaksilerin evrendeki hareketi uzayın kendisinde bir değişime işaret etmez ancak Big Bang teorisine göre uzay bir büyük patlama sonucu ortaya çıkmış ve genişlemektedir. Bu ifade bilimsel değildir, çünkü hiç kimse evrenin kenarını bulamamış, ona olan uzaklığı çok daha az ölçmüştür.

"Big Bang" teorisini araştırdığımızda, henüz keşfedilmemiş ve kanıtlanmamış, ancak bir gerçek olarak bahsedilen "kara madde" ile karşı karşıyayız. Bakalım Stephen Hawking bu konuda ne diyor: “Bizim ve diğer galaksilerimiz, doğrudan gözlemleyemediğimiz, ancak yıldızların yörüngeleri üzerindeki yerçekimi etkisinden dolayı var olduğunu bildiğimiz büyük miktarda bir tür“ karanlık madde ”içermelidir. galaksiler. Belki de karanlık maddenin varlığına dair en iyi kanıt, Samanyolu gibi sarmal gökadaların çevresindeki yıldızların yörüngelerinden geliyor. Bu yıldızlar, galaksilerinin etrafında, yalnızca galaksinin görünür yıldızlarının çekimiyle yörüngede tutulamayacak kadar hızlı dönerler."(S. Hawking "Zamanın en kısa tarihi" çev. L. Mlodinov, s. 38)."Kara madde"nin "doğrudan gözlemleyemeyeceğimiz" dendiğini, bu maddenin varlığına dair hiçbir gerçek bulunmadığını, ancak evrendeki galaksilerin evrimcilerin anlayamadıkları davranışları, onları bu maddenin varlığına inandırdığını vurgulamak istiyoruz. bir şeyin varlığı, ama kendileri ne olduğunu bilmiyorlar.Açıklama da ilginç: “Aslında karanlık madde miktarıEvren, sıradan madde miktarını önemli ölçüde aşıyor "... Bu ifade "karanlık madde" miktarından bahsediyor, ancak soru ortaya çıkıyor, bu miktar bu "maddeyi" gözlemlemenin ve incelemenin imkansız olduğu koşullarda nasıl ve hangi yöntemle belirlendi? Neyin alındığı ve bunun miktarına ulaşıldığı bilinmiyor diyebiliriz, nasıl olduğu da belli değil. Bilim adamlarının sarmal gökadaların yıldızlarının yörüngelerinde nasıl yüksek hızda tutulduklarını anlamamaları, kimsenin görmediği veya doğrudan gözlemleyemediği hayaletimsi "madde"nin var olduğu anlamına gelmez.

Modern bilim, büyük patlama fantezileri açısından dezavantajlıdır. Stephen Hawking, çeşitli maddelerin varlığını düşünerek sonuca varırken şöyle diyor: “Ancak, Evrenin her yerine neredeyse eşit olarak dağılmış, henüz bizim tarafımızdan bilinmeyen diğer madde biçimlerinin varlığını dışlamak imkansızdır. ortalama yoğunluk. Örneğin, madde ile çok zayıf etkileşen ve tespit edilmesi son derece zor olan nötrino adı verilen temel parçacıklar var."(S. Hawking "Zamanın en kısa tarihi" çev. L. Mlodinov, s. 38)... Bu, modern bilimin, evrenin bir Yaratıcı olmadan kendi kendine meydana geldiğini ispatlamaya çalışmaktaki tüm çaresizliğini göstermektedir. Parçacıklar bulunmazsa, bunun üzerine bilimsel argümanlar inşa etmek imkansızdır, çünkü diğer madde formlarının var olmama olasılığı, onların var olma olasılığından daha büyüktür.

Öyle olabileceği gibi, galaksilerin, gezegenlerin ve diğer kozmik cisimlerin hareketi, evrenin uzayının genişlemesi anlamına gelmez, çünkü böyle bir hareketin uzayın genişlemesinin tanımıyla hiçbir ilgisi yoktur. Örneğin, bir odada iki kişi varsa ve biri diğerinden uzaklaşıyorsa, bu odanın genişlediği anlamına gelmez, içinde hareket etmenin mümkün olduğu bir boşluk vardır. Benzer şekilde bu durumda da uzayda galaksilerin bir hareketi vardır ama bu uzayda bir değişim anlamına gelmez. Ayrıca en uzak galaksilerin evrenin sınırında olduğunu ve arkalarında başka galaksi olmadığını kanıtlamak kesinlikle imkansızdır, bu da evrenin kenarının bulunamadığı anlamına gelir.

Dolayısıyla, bugün evrenin genişlemesine dair hiçbir kanıt bulunmadığını iddia edecek tüm gerçeklere sahibiz ve bu da Big Bang teorisinin tutarsızlığını doğruluyor.

Merakla, bir referans kitabı veya bazı popüler bilim ders kitabı alırsak, kesinlikle Evrenin kökeni teorisinin versiyonlarından birine - sözde "büyük patlama" teorisine rastlarız. Bu teori kısaca şu şekilde ifade edilebilir: Başlangıçta tüm maddeler, alışılmadık derecede yüksek bir sıcaklığa sahip olan bir "noktaya" sıkıştırıldı ve daha sonra bu "nokta" muazzam bir güçle patladı. Patlamanın bir sonucu olarak, atomlar, madde, gezegenler, yıldızlar, galaksiler ve nihayet yaşam, yavaş yavaş her yöne genişleyen süper sıcak bir atom altı parçacık bulutundan yavaş yavaş oluştu.

Aynı zamanda Evrenin genişlemesi devam ediyor ve ne kadar süreceği bilinmiyor: belki bir gün sınırlarına ulaşacak.

Kozmolojinin sonuçları hem fizik yasalarına hem de gözlemsel astronomi verilerine dayanmaktadır. Herhangi bir bilim gibi, ampirik ve teorik seviyelere ek olarak, yapısında kozmoloji de bir felsefi öncül, felsefi temeller seviyesine sahiptir.

Bu nedenle, modern kozmolojinin temeli, Evrenin çok sınırlı bir bölümünü incelemek temelinde, çoğunlukla Dünya gezegeni üzerinde yapılan deneyler temelinde oluşturulan doğa yasalarının çok daha geniş alanlara tahmin edilebileceği varsayımıdır. tüm Evrene.

Doğa yasalarının uzay ve zaman içindeki istikrarı hakkındaki bu varsayım, modern kozmolojinin felsefi temellerinin düzeyine aittir.

Modern kozmolojinin ortaya çıkışı, Einstein'ın (1916) genel görelilik teorisi olan göreceli yerçekimi teorisinin yaratılmasıyla ilişkilidir.

Einstein'ın genel görelilik teorisi denklemlerinden, uzay-zamanın eğriliğini ve eğriliğin kütle yoğunluğu (enerji) ile ilişkisini takip eder.

Genel göreliliği bir bütün olarak evrene uygulayan Einshein, zamanla değişmeyen bir evrene karşılık gelen böyle bir denklem çözümünün olmadığını keşfetti.

Ancak Einstein, evreni durağan olarak tasavvur etti. Bu nedenle, ortaya çıkan denklemlere Evrenin durağanlığını sağlayan ek bir terim ekledi.

1920'lerin başında, Sovyet matematikçi A.A. Fridman, durağanlık koşulunu dayatmadan tüm Evrene uygulanan genel görelilik teorisinin denklemlerini çözen ilk kişiydi.

Yerçekimi yapan maddeyle dolu Evrenin genişlemesi veya büzülmesi gerektiğini gösterdi.

Friedman tarafından elde edilen denklemler, modern kozmolojinin temelini oluşturur.

1929'da Amerikalı gökbilimci E. Hubble, "Uzaklık ve galaksi dışı bulutsuların radyal hızı arasındaki ilişki" adlı bir makale yayınladı ve şu sonuca vardı: "Uzak galaksiler bizden uzaklıklarıyla orantılı bir hızla bizden uzaklaşıyorlar.

Hubble bu sonucu, belirli bir fiziksel etkinin - kırmızıya kayma, yani.

Galaksilerin tayflarındaki Doppler etkisine bağlı olarak, kaynak tayftaki çizgilerin dalga boylarında bir artış (çizgilerin tayfın kırmızı kısmına doğru yer değiştirmesi) referans tayf çizgileri ile karşılaştırıldığında.

Hubble'ın galaksilerin saçılması olan kırmızıya kayma etkisini keşfetmesi, genişleyen bir Evren kavramının temelini oluşturur.

Modern kozmolojik kavramlara göre, Evren genişliyor, ancak genişleme merkezi yok: Evrendeki herhangi bir noktadan genişleme modeli aynı görünecek, yani tüm galaksiler mesafeleriyle orantılı bir kırmızıya kaymaya sahip olacak.

Alanın kendisi, olduğu gibi şişirilmiş.

Bir balonun üzerine galaksiler çizer ve onu şişirmeye başlarsanız, aralarındaki mesafeler artacaktır ve birbirlerinden ne kadar hızlı olursa, o kadar uzak olurlar. Tek fark, topun üzerine çizilen galaksilerin boyutlarının artması, Evrendeki gerçek yıldız sistemlerinin ise yerçekimi kuvvetleri nedeniyle hacimlerini korumasıdır.

"Büyük patlama" teorisini savunanların karşı karşıya oldukları en büyük sorunlardan biri, kesinlikle, sundukları evrenin ortaya çıkışına ilişkin senaryoların hiçbirinin matematiksel veya fiziksel olarak tanımlanamamasıdır.

"Büyük patlama"nın temel teorilerine göre, evrenin ilk durumu, sonsuz yüksek yoğunluklu ve sonsuz yüksek sıcaklıkta sonsuz küçük boyutlu bir noktaydı. Ancak böyle bir durum matematiksel mantığın sınırlarını aşar ve biçimsel tanımlamaya meydan okur. Dolayısıyla, gerçekte, Evrenin ilk durumu hakkında kesin bir şey söylenemez ve burada hesaplamalar başarısız olur. Bu nedenle bu durum bilim adamları arasında "fenomen" adını almıştır.

Bu engel henüz aşılamadığından, genel halk için popüler bilim yayınlarında, "olgu" konusu genellikle tamamen atlanır ve yazarları bu matematiksel problemle bir şekilde başa çıkmaya çalışan özel bilimsel yayın ve yayınlarda genellikle atlanır. Cambridge Üniversitesi'nde matematik profesörü olan Stephen Hawking ve Cape Town Üniversitesi'nde matematik profesörü olan JFR Ellis'in "Uzay-Zaman Yapısının Uzun Ölçeği" adlı kitaplarında, "fenomen" hakkında bilimsel olarak kabul edilemez olarak bahsedilmektedir. devlet: "Sonuçlarımız, evrenin sınırlı sayıda yıl önce başladığı kavramını desteklemektedir.

Ancak, Evrenin kökeni teorisinin - sözde "fenomen" - başlangıç ​​​​noktası, bilinen fizik yasalarının ötesindedir.

Evrenin genişlemesi nasıl keşfedildi

O halde, "büyük patlama" teorisinin bu temel taşı olan "olgu"yu kanıtlamak adına, modern fiziğin çerçevesini aşan araştırma yöntemlerini kullanma olasılığını kabul etmek gerektiğini kabul etmeliyiz.

Bilimsel terimlerle tanımlanamayan bir şeyi içeren "Evrenin başlangıcı"nın diğer herhangi bir başlangıç ​​noktası gibi "olgu" da açık bir soru olarak kalır.

Ancak şu soru ortaya çıkıyor: “olgunun” kendisi nereden geldi, nasıl ortaya çıktı? Ne de olsa, "olgu" sorunu, çok daha büyük bir sorunun yalnızca bir parçasıdır, Evrenin ilk durumunun kaynağı sorunudur. Başka bir deyişle, eğer evren başlangıçta bir noktaya sıkıştırılmışsa, onu bu duruma getiren nedir? Ve teorik zorluklara neden olan "olgu"yu terk etsek bile, soru hala devam ediyor: Evren nasıl oluştu?

Bu zorluğun üstesinden gelmek için bazı bilim adamları, sözde "zonklayan evren" teorisini önerdiler.

Onlara göre Evren sonsuzdur, tekrar tekrar, sonra bir noktaya kadar küçülür, sonra bazı sınırlara kadar genişler. Böyle bir evrenin başlangıcı veya sonu yoktur, sadece bir genişleme döngüsü ve bir daralma döngüsü vardır. Aynı zamanda, hipotezin yazarları, Evrenin her zaman var olduğunu iddia ediyor, bu nedenle, "dünyanın başlangıcı" sorusunu tamamen ortadan kaldırıyor gibi görünüyor.

Ancak gerçek şu ki, hiç kimse nabız mekanizması için tatmin edici bir açıklama yapmadı.

Evrenin nabzı neden oluşur? Bunun nedenleri nelerdir? Fizikçi Stephen Weinberg, "İlk Üç Dakika" adlı kitabında, Evrendeki sonraki her titreşimde, foton sayısının nükleon sayısına oranının kaçınılmaz olarak artması gerektiğine ve bunun da yeni titreşimlerin yok olmasına yol açtığına dikkat çekiyor.

Weinberg, bu şekilde Evrenin titreşim döngülerinin sayısının sonlu olduğu sonucuna varıyor, bu da bir noktada durmaları gerektiği anlamına geliyor. Sonuç olarak, "nabız atan Evren"in bir sonu vardır ve dolayısıyla bir başlangıcı vardır.

2011 yılında, Nobel Fizik Ödülü, Lawrence Berkeley Ulusal Laboratuvarı'ndan Supernova Cosmology proje katılımcısı Saul Perlmutter'ın yanı sıra Brian P.

Avustralya Ulusal Üniversitesi'nden Schmidt ve Johns Hopkins Üniversitesi'nden Adam G. Riess.

Üç bilim adamı, uzaktaki süpernovaları gözlemleyerek evrenin hızlanan genişlemesini keşfettikleri için ödülü paylaştılar. Özel bir tip Ia süpernova üzerinde çalıştılar.

Bu patlamış eski kompakt yıldızlar, Güneş'ten daha ağırdır, ancak Dünya'nın büyüklüğündedir. Böyle bir süpernova, tüm bir yıldız galaksisi kadar ışık yayabilir. İki araştırma ekibi, ışığı beklenenden daha zayıf çıkan 50'den fazla uzak süpernova Ia bulmayı başardı.

Bu, evrenin genişlemesinin hızlandığının kanıtıydı. Çalışma defalarca gizemlerle ve karmaşık problemlerle karşılaştı, ancak sonunda, her iki bilim insanı ekibi de evrenin genişlemesinin hızlanması hakkında aynı sonuçlara vardı.

Bu keşif aslında şaşırtıcı.

Yaklaşık 14 milyar yıl önce Büyük Patlama'dan sonra evrenin genişlemeye başladığını zaten biliyoruz. Ancak, bu genişlemenin hızlandığının keşfi, kaşifleri şaşırttı.

Gizemli hızlanmanın nedeni, evrenin yaklaşık dörtte üçü olduğu tahmin edilen ancak hala modern fiziğin en büyük gizemi olmaya devam eden varsayımsal karanlık enerjiye bağlanıyor.

Astronomi

Astronomi-> Genişleyen Evren->

Çevrimiçi test

Stephen Hawking ve Leonard Mlodinov'un "Zamanın En Kısa Tarihi" kitabından malzeme

Doppler etkisi

1920'lerde, gökbilimciler diğer galaksilerdeki yıldızların spektrumlarını incelemeye başladıklarında çok ilginç bir şey keşfedildi: onların kendi galaksimizdeki yıldızlarla aynı karakteristik eksik renk kümeleri olduğu ortaya çıktı, ancak hepsi kırmızı uca doğru kaydırıldı. spektrumun. , ve aynı oranda.

Fizikçiler için renk veya frekans kayması Doppler etkisi olarak bilinir.

Hepimiz bu fenomenin sesi nasıl etkilediğine aşinayız. Yanınızdan geçen bir arabanın sesini dinleyin.

Genişleyen Evren

Yaklaştığında motorunun veya düdüğünün sesi daha yüksek geliyor ve araba zaten geçip uzaklaşmaya başladığında ses azalıyor. Saatte yüz kilometre hızla bize doğru gelen bir polis arabası, ses hızının yaklaşık onda birini geliştirir. Sireninin sesi bir dalgadır, değişen sırtlar ve çukurlar. En yakın tepeler (veya çukurlar) arasındaki mesafeye dalga boyu dendiğini hatırlayın. Dalga boyu ne kadar kısa olursa, her saniye kulağımıza o kadar çok titreşim ulaşır ve sesin tonu veya frekansı o kadar yüksek olur.

Doppler etkisi, bir sonraki ses dalgasının her tepesini yayan yaklaşan bir arabanın bize daha yakın olacağı ve bunun sonucunda tepeler arasındaki mesafenin araba duruyorken olduğundan daha az olacağı gerçeğinden kaynaklanır. .

Bu, bize gelen dalgaların uzunluklarının kısaldığı ve frekanslarının daha yüksek olduğu anlamına gelir. Tersine, araba uzaklaşırsa, aldığımız dalga boyları uzar ve frekansları düşer. Ve araba ne kadar hızlı hareket ederse, Doppler etkisi o kadar güçlü görünür ve bu da hızı ölçmek için kullanılmasına izin verir.

Dalga yayan bir kaynak gözlemciye doğru hareket ettiğinde dalga boyu azalır.

Aksine, kaynak kaldırıldığında artar. Buna Doppler etkisi denir.

Işık ve radyo dalgaları aynı şekilde davranır. Polis, araçlardan yansıyan radyo sinyalinin dalga boyunu ölçerek araçların hızını belirlemek için Doppler etkisini kullanır.

Işık, elektromanyetik alanın titreşimleri veya dalgalarıdır. Görünür ışığın dalga boyu son derece küçüktür - kırk ila seksen milyonda bir metre. İnsan gözü, farklı uzunluklardaki ışık dalgalarını farklı renkler olarak algılar, en uzun dalga boyları tayfın kırmızı ucuna ve en kısa dalga boyları mavi uca karşılık gelir.

Şimdi, belirli bir uzunlukta ışık dalgaları yayan bir yıldız gibi, bizden sabit bir uzaklıkta bulunan bir ışık kaynağı hayal edin. Kaydedilen dalga boyları yayılanlarla aynı olacaktır. Ama şimdi farz edelim ki ışık kaynağı bizden uzaklaşmaya başladı. Seste olduğu gibi, bu da ışığın dalga boyunu artıracak, bu da tayfın kırmızı uca doğru kayacağı anlamına geliyor.

Evrenin genişlemesi

Diğer galaksilerin varlığını kanıtlayan Hubble, sonraki yıllarda onlara olan mesafeleri belirlemek ve tayflarını gözlemlemekle meşgul oldu.

O zamanlar pek çok kişi galaksilerin düzensiz hareket ettiğini varsayıyordu ve maviye kaydırılan tayf sayısının kırmızıya kaydırılan sayı ile yaklaşık olarak aynı olmasını bekliyordu. Bu nedenle, çoğu galaksinin tayfının kırmızıya kayma gösterdiğinin keşfi tam bir sürpriz oldu - neredeyse tüm yıldız sistemleri bizden uzaklaşıyor!

Daha da şaşırtıcı olan, Hubble tarafından keşfedilen ve 1929'da kamuoyuna açıklanan gerçekti: galaksilerin kırmızıya kaymasının büyüklüğü rastgele değil, bizden uzaklıkları ile doğru orantılı. Başka bir deyişle, galaksi bizden ne kadar uzaktaysa, o kadar hızlı uzaklaşıyor! Bundan, daha önce düşünüldüğü gibi, Evrenin statik, boyutu değişmemiş olamayacağı sonucu çıktı.

Gerçekte genişliyor: galaksiler arasındaki mesafe sürekli büyüyor.

Evrenin genişlediğinin anlaşılması, yirminci yüzyılın en büyüklerinden biri olan zihinde bir devrim yarattı. Geriye dönüp baktığımızda, bunu daha önce kimsenin düşünmemiş olması şaşırtıcı görünebilir. Newton ve diğer büyük beyinler, statik bir evrenin kararsız olacağını anlamalıydı. Bir noktada hareketsiz kalsa bile, yıldızların ve galaksilerin karşılıklı çekimi hızla büzülmesine yol açacaktır.

Evren nispeten yavaş genişliyor olsa bile, yerçekimi nihayetinde genişlemesine son verecek ve büzülmeye neden olacaktı. Ancak, Evrenin genişleme hızı belirli bir kritik noktadan fazlaysa, yerçekimi onu asla durduramayacak ve Evren sonsuza kadar genişlemeye devam edecektir.

Burada, Dünya yüzeyinden yükselen bir rokete uzak bir benzerlik var.

Nispeten düşük bir hızda, yerçekimi sonunda roketi durduracak ve Dünya'ya düşmeye başlayacak. Öte yandan, roket hızı kritik olandan daha yüksekse (saniyede 11,2 kilometreden fazla), yerçekimi onu tutamaz ve Dünya'yı sonsuza kadar terk eder.

1965 yılında, New Jersey'deki Bell Telephone Laboratories'den iki Amerikalı fizikçi, Arno Penzias ve Robert Wilson, çok hassas bir mikrodalga alıcısında hata ayıklama yapıyorlardı.

(Mikrodalgalar, dalga boyu yaklaşık bir santimetre olan radyasyona atıfta bulunur.) Penzias ve Wilson, alıcının beklenenden daha fazla gürültü kaydettiğinden endişe duyuyorlardı. Anten üzerinde kuş pisliği buldular ve diğer olası arıza nedenlerini ortadan kaldırdılar, ancak kısa sürede olası tüm parazit kaynaklarını tükettiler. Gürültü, Dünya'nın kendi ekseni etrafındaki dönüşünden ve Güneş etrafındaki dönüşünden bağımsız olarak, yıl boyunca 24 saat boyunca kaydedildiği için farklıydı. Dünyanın hareketi alıcıyı uzayın farklı sektörlerine yönelttiğinden, Penzias ve Wilson gürültünün güneş sisteminin dışından ve hatta galaksinin dışından geldiği sonucuna vardılar.

Uzayın her tarafından eşit olarak yürüyor gibiydi. Artık, alıcı nereye doğrultulursa gösterilsin, bu gürültünün ihmal edilebilir değişimler dışında sabit kaldığını biliyoruz. Böylece Penzias ve Wilson, tesadüfen, evrenin her yönden aynı olduğuna dair çarpıcı bir örneğe rastladılar.

Bu kozmik arka plan gürültüsünün kaynağı nedir? Penzias ve Wilson'ın alıcıdaki gizemli gürültüyü araştırdıkları sıralarda, Princeton Üniversitesi'nden iki Amerikalı fizikçi, Bob Dick ve Jim Peebles de mikrodalgalarla ilgilenmeye başladı.

George (George) Gamow'un, gelişimin ilk aşamalarında evrenin çok yoğun ve çok sıcak olduğu varsayımını incelediler. Dick ve Peebles, eğer bu doğruysa, dünyamızın çok uzak bölgelerinden gelen ışık sadece şimdi bize geldiğinden, erken evrenin parıltısını gözlemleyebilmemiz gerektiğine inanıyorlardı. Ancak, evrenin genişlemesi nedeniyle, bu ışık, görünür radyasyondan mikrodalga radyasyonuna dönüşecek kadar güçlü bir şekilde spektrumun kırmızı ucuna kaydırılmalıdır.

Dick ve Peebles bu radyasyonu aramaya hazırlanıyorlardı ki Penzias ve Wilson çalışmalarını duyunca onu zaten bulduklarını fark ettiler.

Bu keşif için Penzias ve Wilson 1978'de Nobel Ödülü'ne layık görüldüler (bu, Gamow bir yana, Dick ve Peebles'a biraz haksızlık gibi görünüyor).

İlk bakışta evrenin her yönden aynı görünmesi, bizim onda özel bir yerimizin olduğunu düşündürür. Özellikle, tüm galaksiler bizden uzaklaştıklarına göre, evrenin merkezinde olmamız gerekiyormuş gibi görünebilir.

Ancak bu fenomenin başka bir açıklaması daha var: Evren, başka herhangi bir galaksiden bakıldığında da her yöne aynı görünebilir.

Tüm galaksiler birbirinden uzaklaşıyor.

Bu, şişirilmiş bir balonun yüzeyinde renkli lekelerin yayılmasını andırır. Kürenin boyutu büyüdükçe, herhangi iki nokta arasındaki mesafeler de artar, ancak noktaların hiçbiri genişleme merkezi olarak kabul edilemez.

Ayrıca, balonun yarıçapı sürekli büyüyorsa, yüzeyindeki noktalar birbirinden ne kadar uzak olursa, genişleme sırasında o kadar hızlı çıkarlar. Diyelim ki balonun yarıçapı her saniye ikiye katlanıyor.

Daha sonra, başlangıçta bir santimetre mesafeyle ayrılan iki nokta, bir saniyede, birbirinden iki santimetre uzaklıkta olacak (balonun yüzeyi boyunca ölçülürse), böylece göreceli hızları saniyede bir santimetre olacaktır. .

Öte yandan, genişlemenin başlamasından bir saniye sonra on santimetre ile ayrılan bir çift nokta yirmi santimetre uzaklaşacak ve böylece göreli hızları saniyede on santimetre olacaktır. Herhangi iki galaksinin birbirinden uzaklaşma hızı, aralarındaki mesafeyle orantılıdır.

Bu nedenle, galaksinin kırmızıya kayması, bizden uzaklığıyla doğru orantılı olmalıdır - bu, Hubble'ın daha sonra keşfettiği bağımlılıktır. 1922'de Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Friedman, başarılı bir model önermeyi ve Hubble'ın gözlemlerinin sonuçlarını tahmin etmeyi başardı; 1935'te Amerikalı fizikçi Howard Robertson ve İngilizler tarafından benzer bir model önerilene kadar onun çalışması Batı'da neredeyse bilinmiyordu. matematikçi Arthur Walker, Hubble'ın evreni genişletme keşfinin izinden gidiyor.

Evrenin genişlemesi nedeniyle galaksiler birbirinden uzaklaşır.

Zamanla, uzak yıldız adaları arasındaki mesafe, tıpkı şişen bir balonun üzerindeki noktalarda olduğu gibi, yakındaki galaksiler arasındakinden daha fazla artar.

Bu nedenle, herhangi bir gökadadan bir gözlemciye, başka bir gökadanın uzaklaşma hızı ne kadar uzaksa o kadar büyük görünür.

Evrenin üç çeşit genişlemesi

Birinci sınıf çözümler (Friedman tarafından bulunan), evrenin genişlemesinin, galaksiler arasındaki çekimin yavaş yavaş yavaşladığı ve sonunda onu durduracağı kadar yavaş olduğunu varsayar.

Bundan sonra galaksiler birbirine yaklaşmaya başlar ve Evren büzülmeye başlar. İkinci sınıf çözümlere göre, Evren o kadar hızlı genişliyor ki, yerçekimi galaksilerin saçılmasını sadece biraz yavaşlatacak, ancak asla durduramayacak. Son olarak, evrenin çökmeyi önleyecek bir hızla genişlediğine göre üçüncü bir çözüm var. Zamanla, galaksilerin genişleme hızı giderek azalır, ancak asla sıfıra ulaşmaz.

İlk Friedman modelinin şaşırtıcı bir özelliği, içindeki evrenin uzayda sonsuz olmaması, ancak uzayda hiçbir yerde sınırların olmamasıdır.

Yerçekimi o kadar güçlüdür ki uzay kıvrılır ve kendi üzerine kapanır. Bu, aynı zamanda sonlu olan, ancak sınırları olmayan Dünya'nın yüzeyine biraz benzer. Dünyanın yüzeyi boyunca belirli bir yönde hareket ederseniz, asla aşılmaz bir engelle veya dünyanın kenarıyla karşılaşmazsınız, ancak sonunda yolculuğunuza başladığınız yere dönersiniz.

İlk Friedman modelinde, uzay tam olarak aynı şekilde düzenlenmiştir, ancak Dünya yüzeyinde olduğu gibi iki boyutta değil, üç boyutta düzenlenmiştir. Evrenin çevresini dolaşıp başlangıç ​​noktasına dönebileceğiniz fikri bilim kurgu için iyidir, ancak pratik bir değeri yoktur, çünkü tartışılabileceği gibi, gezgin yolculuğunun başlangıcına dönmeden önce evren bir noktaya kadar küçülecektir. .

Evren o kadar büyüktür ki, başladığınız yerde yolculuğunuzu bitirmek için ışıktan hızlı hareket etmeniz gerekir ve bu hızlar (görelilik teorisine göre) yasaktır. İkinci Friedman modelinde uzay da kavislidir, ancak farklı bir şekilde.

Ve sadece üçüncü modelde, Evren düzlüğünün büyük ölçekli geometrisi vardır (uzay, büyük kütlelerin yakınında kavisli olmasına rağmen).

Friedman'ın modellerinden hangisi Evrenimizi tanımlar? Evrenin genişlemesi hiç duracak mı ve yerini büzülmeye mi bırakacak, yoksa Evren sonsuza kadar genişleyecek mi?

Bu soruyu cevaplamanın bilim adamlarının başlangıçta düşündüğünden daha zor olduğu ortaya çıktı. Çözümü esas olarak iki şeye bağlıdır - Evrenin şu anda gözlemlenen genişleme hızı ve mevcut ortalama yoğunluğu (birim hacim başına madde miktarı).

Mevcut genişleme hızı ne kadar yüksek olursa, genişlemeyi durdurmak için o kadar fazla yerçekimi ve dolayısıyla maddenin yoğunluğu gerekir. Ortalama yoğunluk belirli bir kritik değerden (genişleme hızı tarafından belirlenir) daha yüksekse, maddenin yerçekimi çekimi Evrenin genişlemesini durdurabilir ve onu büzülmeye zorlayabilir. Evrenin bu davranışı, ilk Friedman modeline tekabül etmektedir.

Ortalama yoğunluk kritik değerden düşükse, yerçekimi kuvveti genişlemeyi durdurmayacak ve Evren sonsuza kadar genişleyecektir - ikinci Friedmann modelinde olduğu gibi. Son olarak, Evrenin ortalama yoğunluğu kritik değere tam olarak eşitse, Evrenin genişlemesi sonsuza kadar yavaşlayacak, statik duruma daha da yakınlaşacak, ancak asla ulaşamayacak.

Bu senaryo Friedman'ın üçüncü modeliyle tutarlıdır.

Peki hangi model doğru? Doppler etkisini kullanarak diğer galaksilerin bizden uzaklaşma hızını ölçersek, Evrenin mevcut genişleme hızını belirleyebiliriz.

Bu çok doğru bir şekilde yapılabilir. Ancak galaksilere olan uzaklıklar iyi bilinmemektedir, çünkü onları yalnızca dolaylı olarak ölçebiliriz. Bu nedenle, yalnızca evrenin genişleme hızının milyar yılda %5 ila %10 arasında olduğunu biliyoruz. Evrenin mevcut ortalama yoğunluğu hakkındaki bilgimiz daha da belirsizdir. Dolayısıyla, bizim ve diğer galaksilerdeki tüm görünür yıldızların kütlelerini toplarsak, toplam, genişleme hızının en düşük tahmininde bile, Evrenin genişlemesini durdurmak için gerekenin yüzde birinden daha az olacaktır.

Ama hepsi bu değil.

Bizim galaksilerimiz ve diğer galaksilerimiz, doğrudan gözlemleyemediğimiz, ancak galaksilerdeki yıldızların yörüngeleri üzerindeki yerçekimi etkisinden dolayı var olduğunu bildiğimiz büyük miktarda "karanlık madde" içermelidir. Belki de karanlık maddenin varlığına dair en iyi kanıt, Samanyolu gibi sarmal gökadaların çevresindeki yıldızların yörüngelerinden geliyor.

Bu yıldızlar, yalnızca galaksinin görünür yıldızlarının çekimiyle yörüngede tutulamayacak kadar hızlı bir şekilde galaksilerinin yörüngesinde dönerler. Ek olarak, çoğu gökada kümelerin parçasıdır ve benzer şekilde bu kümelerdeki gökadalar arasındaki karanlık maddenin varlığını, gökadaların hareketi üzerindeki etkisinden çıkarabiliriz.

Aslında, evrendeki karanlık madde miktarı, sıradan madde miktarını önemli ölçüde aşıyor. Tüm karanlık maddeyi hesaba katarsak, genişlemeyi durdurmak için gereken kütlenin yaklaşık onda birini elde ederiz.

Bununla birlikte, Evren boyunca neredeyse eşit olarak dağılmış ve ortalama yoğunluğunu artırabilecek, henüz bilmediğimiz diğer madde biçimlerinin varlığını dışlamak imkansızdır.

Örneğin, nötrino adı verilen, madde ile çok zayıf etkileşen ve tespit edilmesi son derece zor olan temel parçacıklar vardır.

Son birkaç yılda, çeşitli araştırma ekipleri, Penzias ve Wilson'ın bulduğu mikrodalga arka planındaki en küçük dalgalanmaları inceledi. Bu dalgalanmaların boyutu, evrenin büyük ölçekli yapısının bir göstergesi olabilir. Karakteri, evrenin hala düz olduğunu gösteriyor gibi görünüyor (Friedman'ın üçüncü modelinde olduğu gibi)!

Ancak sıradan ve karanlık maddenin toplam miktarı bunun için yeterli olmadığından, fizikçiler henüz keşfedilmemiş başka bir madde - karanlık enerjinin varlığını öne sürdüler.

Ve sanki sorunu daha da karmaşık hale getirmek için, son gözlemler göstermiştir ki, Evrenin genişlemesi yavaşlamıyor, hızlanıyor.

Friedman'ın tüm modellerinin aksine! Bu çok garip, çünkü uzayda maddenin varlığı - yüksek veya düşük yoğunluklu - sadece genişlemeyi yavaşlatabilir. Sonuçta, yerçekimi her zaman bir çekim kuvveti olarak hareket eder. Hızlanan kozmolojik genişleme, patladıktan sonra enerjiyi dağıtmak yerine toplayan bir bomba gibidir.

Uzayın hızlanan genişlemesinden hangi kuvvet sorumludur? Kimsenin bu soruya güvenilir bir cevabı yok. Bununla birlikte, Einstein'ın kozmolojik sabiti (ve buna karşılık gelen anti-yerçekimi etkisini) denklemlerine dahil ettiğinde hala haklı olması mümkündür.

Einstein'ın hatası

Evrenin genişlemesi on dokuzuncu veya on sekizinci yüzyılda ve hatta on yedinci yüzyılın sonunda herhangi bir zamanda tahmin edilebilirdi.

Bununla birlikte, statik bir evrene olan inanç o kadar güçlüydü ki, sanrı yirminci yüzyılın başına kadar zihinlerdeki etkisini sürdürdü. Einstein bile evrenin statik doğasından o kadar emindi ki, 1915'te genel görelilik teorisinde özel bir değişiklik yaptı ve denklemlere yapay olarak evrenin statik yapısını sağlayan kozmolojik sabit adı verilen özel bir terim ekledi.

Kozmolojik sabit, kendisini belirli bir yeni kuvvetin - diğer kuvvetlerden farklı olarak, kesin bir kaynağa sahip olmayan, ancak uzay-zamanın dokusunda içkin bir özellik olan "anti-yerçekimi"nin eylemi olarak gösterdi.

Bu kuvvetin etkisi altında uzay-zaman, doğuştan gelen bir genişleme eğilimi gösterdi. Einstein, kozmolojik sabitin değerini seçerek bu eğilimin gücünü değiştirebilirdi. Onun yardımıyla, mevcut tüm maddelerin karşılıklı çekimini tam olarak dengeleyebildi ve sonuç olarak statik bir Evren elde etti.

Einstein daha sonra kozmolojik bir sabit fikrini reddetti ve bunu "en büyük hatası" olarak kabul etti.

Yakında göreceğimiz gibi, bugün Einstein'ın kozmolojik sabiti ortaya koymakta haklı olabileceğine inanmak için nedenler var. Ancak Einstein'ın cesareti en çok, durağan bir evrene olan inancının, kendi teorisinin öngördüğü gibi, evrenin genişlemesi gerektiği sonucunu zayıflatmasına izin vermesi gerçeğiyle kırılmış olmalı. Görünen o ki, genel göreliliğin bu sonucunu yalnızca bir kişi fark etmiş ve ciddiye almıştır. Einstein ve diğer fizikçiler, evrenin kararsızlığından nasıl kaçınılacağını araştırırken, Rus fizikçi ve matematikçi Alexander Fridman, aksine, genişlemekte ısrar etti.

Friedman, Evren hakkında çok basit iki varsayımda bulundu: Nereye bakarsak bakalım aynı görünüyor ve Evrenin neresinden bakarsak bakalım bu doğru.

Bu iki fikre dayanarak ve genel görelilik denklemlerini çözerek evrenin statik olamayacağını kanıtladı. Böylece, 1922'de, Edwin Hubble'ın keşfinden birkaç yıl önce, Friedman evrenin genişlemesini doğru bir şekilde öngördü!

Yüzyıllar önce, kilise doktrini evrenin merkezinde özel bir yer işgal ettiğimizi varsaydığından, Hıristiyan kilisesi onu sapkın olarak kabul ederdi.

Ancak bugün Friedman'ın bu varsayımını neredeyse tam tersi bir nedenle, bir tür alçakgönüllülükten kabul ediyoruz: Evrenin her yönden aynı görünmesi, Evrendeki diğer gözlemciler için değil de sadece bizim için aynı görünmesi bize tamamen şaşırtıcı görünür!

EVREN(Yunancadan. "oikumena" - yerleşik, yerleşim yeri) - "var olan her şey", "her şeyi kapsayan dünya bütünü", "her şeyin toplamı"; bu terimlerin anlamı belirsizdir ve kavramsal bağlam tarafından belirlenir.

"Evren" kavramının en az üç seviyesi vardır.

1. Felsefi bir fikir olarak evren, "evren" veya "dünya" kavramına yakın bir anlama sahiptir: "maddi dünya", "yaratılmış varlık" vb. Avrupa felsefesinde önemli bir rol oynar. Evrenin felsefi ontolojilerdeki görüntüleri, Evrenin bilimsel araştırmasının felsefi temellerine dahil edildi.

2. Fiziksel kozmolojideki Evren veya bir bütün olarak Evren, kozmolojik tahminlerin bir nesnesidir.

Geleneksel anlamda, her şeyi kapsayan, sınırsız ve temelde benzersiz bir fiziksel sistemdir (“Evren bir kopya halinde yayınlandı” - A. Poincaré); fiziksel ve astronomik açıdan bakıldığında maddi dünya (A.L. Zelmanov). Evrenin farklı teorileri ve modelleri, bu bakış açısından, aynı orijinalin birbirine eşdeğer olmadığı kabul edilir.

Evrenin bir bütün olarak anlaşılması, farklı şekillerde doğrulandı: 1) "ekstrapolasyon varsayımına" atıfta bulunarak: kozmoloji, kavramsal araçlarıyla ve tam tersi olana kadar, bilgi sistemindeki her şeyi kapsayan dünyayı tam olarak temsil ettiğini iddia ediyor. kanıtlanırsa, bu iddialar tam olarak kabul edilmelidir; 2) mantıksal olarak - Evren, her şeyi kapsayan bir dünya bütünü olarak tanımlanır ve diğer Evrenler tanım gereği var olamaz, vb. Klasik, Newtoncu kozmoloji, Evren'in uzay ve zamanda sonsuz imajını yarattı ve sonsuzluk, Evrenin atfedilen bir özelliği olarak kabul edildi.

Newton'un sonsuz homojen Evreninin eski kozmosu "yok ettiği" genel olarak kabul edilir. Ancak, Evrenin bilimsel ve felsefi görüntüleri, birbirini karşılıklı olarak zenginleştiren bir kültürde bir arada var olmaya devam ediyor.

Newtoncu Evren, yalnızca insanı Evrenden ayırması ve hatta onlara karşı çıkması anlamında antik kozmosun görüntüsünü yok etti.

Klasik olmayan, göreceli kozmolojide, ilk önce bir evren teorisi inşa edildi.

Özelliklerinin Newton'dan tamamen farklı olduğu ortaya çıktı. Friedman tarafından geliştirilen genişleyen Evren teorisine göre, Evren bir bütün olarak uzayda hem sonlu hem de sonsuz olabilir ve zaman içinde her durumda sonludur, yani.

bir başlangıcı vardı. AA Fridman, dünyanın veya kozmolojinin bir nesnesi olarak Evren'in "filozofun dünya-evreninden sonsuz derecede daha dar ve daha küçük olduğuna" inanıyordu. Aksine, kozmologların ezici çoğunluğu, tekdüzelik ilkesi temelinde, genişleyen Evrenin modellerini Metagalaksimizle özdeşleştirdi. Metagalaksinin genişlemesinin ilk anı, yaratılışçı bakış açısına göre “dünyanın yaratılışı” olarak mutlak “her şeyin başlangıcı” olarak kabul edildi. Bazı göreli kozmologlar, tekdüzelik ilkesinin yeterince kanıtlanmamış bir basitleştirme olduğunu düşünerek, Evreni Metagalaksi'den daha büyük ölçekte her şeyi kapsayan bir fiziksel sistem ve Metagalaksi'yi - yalnızca Evrenin sınırlı bir parçası olarak gördüler.

Göreceli kozmoloji, dünyanın bilimsel resminde evrenin imajını kökten değiştirdi.

Dünya görüşü açısından, insanı ve (gelişmekte olan) Evreni yeniden birbirine bağlaması anlamında eski kozmos imajına geri döndü. Bu yönde bir adım daha atıldı antropik ilke kozmolojide.

Evrenin bir bütün olarak yorumlanmasına modern yaklaşım, ilk olarak, dünyanın felsefi fikri ile kozmolojinin bir nesnesi olarak Evren arasındaki ayrıma dayanır; ikinci olarak, bu kavram görelileştirilmiştir, yani. hacmi, belirli bir biliş aşaması, kozmolojik teori veya model ile - tamamen dilsel (nesne statüsünden bağımsız olarak) veya nesne anlamında - ilişkilidir.

Evren, örneğin, “fiziksel yasalarımızın uygulanabileceği, şu veya bu şekilde tahmin edilebileceği en büyük olaylar dizisi” veya “bizimle fiziksel olarak bağlantılı olduğu düşünülebilecek” (G. Bondi) olarak yorumlandı.

Bu yaklaşımın gelişimi, kozmolojide Evrenin mutlak anlamda değil, sadece bu kozmolojik teori açısından “var olan her şey” olduğu kavramıydı, yani. varlığı belirli bir fiziksel bilgi sisteminden kaynaklanan en büyük ölçekli ve düzenli bir fiziksel sistem.

Bu, fiziksel bilgi sisteminin ekstrapolasyon olasılıkları tarafından belirlenen, bilinen megadünyanın göreli ve geçici bir sınırıdır. Evrenin bir bütün olarak her zaman aynı “orijinal” olması amaçlanmamıştır. Tam tersine, farklı teorilerin nesneleri olarak farklı orijinalleri olabilir, yani. yapısal hiyerarşinin çeşitli düzen ve ölçeklerinin fiziksel sistemleri. Ancak mutlak anlamda her şeyi kapsayan bir dünya bütününü temsil eden tüm iddialar asılsız kalır.

Evreni kozmolojide yorumlarken, potansiyel ve fiilen var olan arasında bir ayrım yapılmalıdır. Bugün var olmadığı düşünülen şey yarın bilimsel araştırma alanına girebilir, (fizik açısından) var olacak ve Evren anlayışımıza dahil edilecektir. Dolayısıyla, genişleyen Evren teorisi esasen Metagalaksimizi tanımlıyorsa, o zaman modern kozmolojide en popüler olan şişirici ("şişen") Evren teorisi, bir dizi "diğer evrenler" (veya ampirik dil, ekstrametagalaktik nesneler) niteliksel olarak farklı özelliklere sahiptir.

Bu nedenle, şişirme teorisi, Evrenin tekdüzeliği ilkesinin megaskobik bir ihlalini kabul eder ve anlamında tamamlayıcı olan Evrenin sonsuz çeşitliliği ilkesini sunar.

IS Shklovsky, bu evrenlerin tümüne "Metaverse" adını vermeyi önerdi. Belirli bir biçimde enflasyonist kozmoloji, bu nedenle, Evrenin (Metaverse) sonsuzluğu fikrini sonsuz çeşitliliği olarak yeniden canlandırır. Metagalaksi gibi nesneler, şişirici kozmolojide genellikle "mini evrenler" olarak adlandırılır.

Mini evrenler, fiziksel boşluğun kendiliğinden dalgalanmaları yoluyla ortaya çıkar. Bu açıdan bakıldığında, Evrenimizin genişlemesinin ilk anı olan Metagalaksinin mutlaka her şeyin mutlak başlangıcı olarak düşünülmemesi gerektiği sonucu çıkar.

Bu, kozmik sistemlerden birinin evriminin ve kendi kendini düzenlemesinin yalnızca ilk anıdır. Kuantum kozmolojisinin bazı versiyonlarında, evren kavramı bir gözlemcinin ("katılım ilkesi") varlığıyla yakından ilişkilidir. “Gözlemcileri-katılımcıları varoluşunun belirli bir sınırlı aşamasında ürettikten sonra, Evren de gözlemleri aracılığıyla gerçeklik dediğimiz somutluğu elde etmiyor mu? Bu bir varoluş mekanizması değil mi?" (AJ Wheeler).

Bu durumda Evren kavramının anlamı, kuantum ilkesi ışığında Evrenin bir bütün olarak potansiyel ve fiili varlığı arasındaki ayrıma dayanan bir teori tarafından belirlenir.

3. Astronomideki evren (gözlenebilir veya astronomik evren), dünyanın gözlemlerle ve şimdi kısmen uzay deneyleriyle kapsanan bir alanıdır, yani.

Astronomide mevcut olan gözlem araçları ve araştırma yöntemleri açısından "var olan her şey". Astronomik evren, bilim tarafından sürekli olarak keşfedilen ve incelenen, artan ölçek ve karmaşıklık düzenine sahip kozmik sistemlerin bir hiyerarşisidir. Bunlar Güneş Sistemi, bizim yıldız sistemimiz, Galaksi (18. yüzyılda W. Herschel tarafından varlığı kanıtlandı), 1920'lerde E. Hubble tarafından keşfedilen Metagalaksi.

Şu anda, Evrenin nesneleri, bizden yaklaşık olarak uzakta olan gözlem için mevcuttur. 9-12 milyar ışık yılı.

2. kata kadar astronomi tarihi boyunca.

Genişleyen bir evren kavramı.

20. yüzyıl astronomik evrende aynı tür gök cisimleri biliniyordu: gezegenler, yıldızlar, gaz ve toz madde. Modern astronomi, temelde yeni, daha önce bilinmeyen gök cisimleri türlerini keşfetti.

galaksilerin çekirdeklerindeki aşırı yoğun nesneler (muhtemelen kara delikler). Astronomik evrendeki birçok gök cismi durumunun keskin bir şekilde durağan olmadığı, kararsız olduğu, yani. çatallanma noktalarında bulunur. Astronomik Evrenin maddesinin ezici kısmının (% 90-95'e kadar) görünmez, ancak gözlemlenemeyen formlarda ("gizli kütle") yoğunlaştığı varsayılmaktadır.

Edebiyat:

1. Fridman A.A.

Favori İşler. M., 1965;

2. Sonsuzluk ve Evren. M., 1970;

3. Evren, astronomi, felsefe. M, 1988;

4. Astronomi ve dünyanın modern resmi.

5. Bondy H. Kozmoloji. 1952;

6. Münitz M. Uzay, Zaman ve Yaratılış. NY, 1965.

V.V. Kazyutinsky

Hubble ve Humason temel çalışmalarını tamamladıklarından beri, galaktik mesafe ölçeğinde önemli değişiklikler yapıldı. Allan Sandage'in 200 inçlik Hale reflektörden gelen verilere dayanan araştırması, doğrusala çok yakın bir kırmızıya kayma-mesafe ilişkisini gösteriyor. Kırmızıya kaymaların görüş hattı boyunca bir mesafeyi gösterdiğini varsayarsak, kırmızıya kayma - mesafe bağımlılığı, kaldırma hızı ile mesafeyi birbirine bağlayan temel bir yasa haline gelir.

Evren ne kadar hızlı genişliyor?

pilav. Evrenin genişlemesi için olası senaryolar

Birçok gözlem, genişleyen bir evren hipotezini desteklemektedir. Neredeyse kesinlikle beş milyar veya daha fazla yıl önce gördüğümüz galaksileri temsil ediyor. Çok uzaklardan gözlemlenen sayıları, 5-10 milyar yıl önce Evrenin şimdikinden ne kadar daha aktif olduğunu gösteriyor. Yaklaşık 10 milyar yıl önce devasa bir kozmik patlamanın meydana geldiği hipotezinin bir başka doğrulaması, Dicke tarafından yorumlanan Penzias ve Wilson'ın gözlemleri sayesinde elde edildi. Bu gözlemlerin bir sonucu olarak, başlangıçta patlamalı genişleme başlangıcı ile ilişkili olan enerji kalıntısı kalıntıları, tüm Evrene nüfuz eden, 3 K etkili bir sıcaklığa sahip mikrodalga arka plan radyasyonu şeklinde keşfedildi. En doğru modern gözlemler, galaksileri ve uzak kuasarları 8-10 milyar ışıkyılı veya yaklaşık 3 milyar ps mesafeye kadar kaydetmeyi mümkün kılar. Bu gözlemler bize geçmişe bakma ve gök cisimlerini 8-10 milyar yıl önceki halleriyle görme fırsatı veriyor.

Galaksimiz nasıl oluştu?

pilav. Galaksideki yıldızların dağılımı

Çalışma sadece kaosun mutlak olduğunu önermekle kalmıyor, aynı zamanda onu tespit etmek için matematiksel araçlar da sunuyor. Evrenin evrimi için en uygun model söz konusu olduğunda, bu araçlar erken evrenin kaos içinde olduğunu göstermektedir.

Bazı şeyler mutlaktır, ışık hızı gibi. Diğerleri görecelidir: Doppler etkisini hatırlayın. Fizikteki eski bir problem, kaosun, evren gibi sistemlerin evriminde çok büyük değişikliklere yol açan küçük olayların - zamanın kendisinin göreceli olduğu genel görelilik tarafından yönetilen sistemlerde mutlak mı yoksa göreceli mi - bir fenomen olup olmadığını belirlemektir.

Bu bulmacanın pratik yönü, evrenin hiç kaotik olup olmadığını belirlemektir. Eğer kaos göreceliyse, bazı çalışmaların iddia ettiği gibi, bu soruya basitçe bir cevap olamaz, çünkü birbiriyle ilişkili olarak hareket eden farklı gözlemciler zıt sonuçlar çıkarabilir.

Adelson Motter, "Kaosun gözlemlenen sistemin değil, gözlemcinin bir özelliği olabileceğini söyleyen başka bir hipotez daha var" diyor ve ekliyor: "Araştırmamız, farklı maddi gözlemcilerin, gözlemlenen sistemin kaotik doğası üzerinde mutlaka hemfikir olacaklarını gösteriyor."

Amerikalı bilim adamlarının çalışmalarının kozmoloji için doğrudan etkileri vardır ve özellikle, erken evrende hareket yönünde kırmızı ve mavi kaymalar arasındaki öngörülemeyen değişikliklerin aslında kaotik olduğunu gösterir.

Şimdiye kadar, kozmolojinin önemli bir sorusu cevapsız kaldı: Görünür Evrenin uzak kısımlarının (birbirleriyle etkileşime giremeyecek kadar uzak olanlar dahil) neden bu kadar benzer olduğu. Devasa Evrenin monoton bir şekilde yaratıldığı varsayılabilir, ancak fizikçiler böyle bir cevabı kabul edemezler.

Elli yıl önce fizikçiler, doğru cevabın Büyük Patlama'dan bir saniye sonra meydana gelen olaylarda saklı olduğuna inanıyorlardı. İlk araştırmalar, evrenin ilk durumunun sonunda mevcut biçimine yakınsayacağını kanıtlamasa da, bilim adamları evrenin tam bir kaos içinde doğmuş olabileceğini keşfettiler.

Modern evren genişliyor ve bunu her yöne doğru yapıyor, bu da üç boyutta da uzak ışık kaynaklarının kırmızıya kaymasıyla sonuçlanıyor. Buna karşılık, erken evren sadece iki boyutta genişledi ve üçüncü boyutta daraldı. Bu, iki yönde kırmızıya ve bir yönde maviye neden oldu. Ancak, "daralma" yönü x, y ve z eksenleri arasında rastgele değişiyordu.

Motter, "Klasik genel göreliliğe göre, genç evren büzülme ve genişleme yönleri arasında sonsuz miktarda salınım yaşadı" diyor.

Bu problem 22 yıl önce diğer iki araştırmacı, Gerson Francisco ve George Matsas, aynı olayın farklı tanımlarının erken evrenin kaotik doğası hakkında farklı sonuçlara yol açtığını keşfettiklerinde yeni bir boyut kazandı. Farklı açıklamalar, gözlemcilerin farklı bakış açılarını temsil edebileceğinden, bu, farklı gözlemcilerin anlaşmaya varabileceği hipotezine meydan okur. Genel görelilik çerçevesinde, böyle bir anlaşma "göreceli değişmez" olarak bilinir.

Moller, “Teknik olarak, göreli değişmezlerin kaosun göstergeleri olduğu koşullar yarattık” diye açıklıyor. Matematiksel açıklamalarımız, var olan çelişkili sonuçları da açıklar. Fiziksel olarak kabul edilebilir ölçülebilir bir miktar olmayan zaman koordinatı seçiminin özellikleri tarafından üretildiler. "