3. Ruang di sekitar bumi dipenuhi gelombang mikro latar belakang

4. Usia bumi, meteorit, dan bintang tertua tidaklah seberapa

5. Di seluruh alam semesta yang dapat diamati, dari bintang terdekat hingga galaksi terjauh, untuk setiap 10 atom hidrogen terdapat 1 atom helium. Sungguh luar biasa bahwa kondisi lokal bisa sama persis di mana pun. Kekuatan model Big Bang adalah model ini memprediksi rasio yang sama antara helium dan hidrogen di mana pun.

6. Di wilayah Alam Semesta yang jauh dari kita dalam ruang dan waktu, terdapat lebih banyak galaksi dan quasar aktif daripada di dekat kita. Hal ini menunjukkan evolusi Alam Semesta dan bertentangan dengan teori Alam Semesta yang tidak bergerak.

Di bawah kondisi suhu dan kepadatan yang sangat tinggi itulah kelahiran alam semesta terjadi. Selain itu, ini bisa jadi merupakan kelahiran dalam arti harfiah: beberapa ahli kosmologi (misalnya, Ya.B. Zeldovich di Uni Soviet dan L. Parker di AS) percaya bahwa partikel dan foton sinar gamma lahir pada era tersebut melalui medan gravitasi. . Dari sudut pandang fisika, proses ini dapat terjadi jika singularitas bersifat anisotropik, yaitu. medan gravitasi tidak seragam. Dalam hal ini, gaya gravitasi pasang surut dapat “menarik” partikel nyata keluar dari ruang hampa, sehingga menciptakan materi Alam Semesta.

Dengan mempelajari proses yang terjadi segera setelah Big Bang, kita memahami bahwa teori fisika kita masih sangat tidak sempurna. Evolusi termal alam semesta awal bergantung pada penciptaan partikel elementer masif, hadron, yang masih sedikit diketahui oleh fisika nuklir. Banyak dari partikel-partikel ini tidak stabil dan berumur pendek. Fisikawan Swiss R. Hagedorn percaya bahwa mungkin terdapat berbagai macam hadron dengan massa yang semakin meningkat, yang dapat terbentuk dalam jumlah besar pada suhu sekitar 10

Menurut pandangan lain, jumlah jenis partikel elementer masif terbatas, sehingga suhu dan kepadatan pada zaman hadron seharusnya mencapai nilai tak terhingga. Pada prinsipnya, hal ini dapat diverifikasi: jika komponen quark hadron adalah partikel stabil, maka sejumlah quark dan antiquark seharusnya bertahan dari era panas itu. Namun pencarian quark sia-sia; kemungkinan besar mereka tidak stabil. Cm . juga PARTIKEL DASAR.

Setelah milidetik pertama perluasan Alam Semesta, interaksi kuat (nuklir) tidak lagi memainkan peran yang menentukan di dalamnya: suhu turun drastis sehingga inti atom berhenti runtuh. Proses fisik lebih lanjut ditentukan oleh interaksi lemah yang bertanggung jawab atas penciptaan partikel cahaya - lepton (yaitu elektron, positron, meson, dan neutrino) di bawah pengaruh radiasi termal. Ketika, selama ekspansi, suhu radiasi turun menjadi sekitar 10

Fase ekspansi berikutnya, era foton, ditandai dengan dominasi mutlak radiasi termal. Untuk setiap proton atau elektron yang terawetkan, terdapat satu miliar foton. Pada awalnya ini adalah kuanta gamma, namun ketika alam semesta mengembang, mereka kehilangan energi dan menjadi sinar X, ultraviolet, optik, inframerah dan, akhirnya, sekarang menjadi kuanta radio, yang kita terima sebagai radio latar belakang benda hitam (peninggalan). emisi.

1. Masalah singularitas: banyak yang meragukan penerapan relativitas umum, yang memberikan singularitas di masa lalu. Teori kosmologi alternatif yang bebas dari singularitas diajukan.

2. Masalah isotropi Alam Semesta erat kaitannya dengan singularitas. Tampaknya aneh bahwa perluasan yang dimulai dari keadaan tunggal ternyata begitu isotropik. Namun, ada kemungkinan bahwa ekspansi yang awalnya anisotropik secara bertahap menjadi isotropik di bawah pengaruh gaya disipatif.

3. Homogen pada skala terbesar, pada skala lebih kecil Alam Semesta sangat heterogen (galaksi, gugusan galaksi). Sulit untuk memahami bagaimana gravitasi saja dapat menyebabkan munculnya struktur seperti itu. Oleh karena itu, para kosmolog sedang menjajaki kemungkinan model Big Bang yang tidak homogen.

4. Terakhir, mungkin ada yang bertanya, bagaimana masa depan Alam Semesta? Untuk menjawabnya, Anda perlu mengetahui kepadatan rata-rata materi di alam semesta. Jika melebihi nilai kritis tertentu, maka geometri ruang-waktu menjadi tertutup, dan kedepannya Alam Semesta pasti akan berkontraksi. Alam semesta yang tertutup tidak memiliki batas, namun volumenya terbatas. Jika kepadatannya berada di bawah kritis, maka Alam Semesta terbuka dan akan mengembang selamanya. Alam semesta terbuka tidak terbatas dan hanya memiliki satu singularitas pada awalnya. Sejauh ini, observasi tersebut lebih sesuai dengan model alam semesta terbuka.

Yang paling radikal adalah pada awalnya terjadi kekacauan. Ekspansi alam semesta awal sangat anisotropik dan tidak homogen, namun kemudian proses disipatif menghaluskan anisotropi tersebut dan membawa ekspansi tersebut mendekati model Friedmann-Lemaitre. Nasib ketidakhomogenan ini sangat aneh: jika amplitudonya besar, maka mereka pasti akan runtuh menjadi lubang hitam dengan massa yang ditentukan oleh cakrawala saat ini. Pembentukannya bisa saja dimulai sejak zaman Planck, sehingga alam semesta bisa mempunyai banyak lubang hitam kecil bermassa hingga 10

Kekacauan primer dapat mencakup gangguan dalam skala dan amplitudo apa pun; yang terbesar, dalam bentuk gelombang suara, mungkin bertahan dari era awal alam semesta hingga era radiasi, ketika materi masih cukup panas untuk memancarkan, menyerap, dan menghamburkan radiasi. Namun dengan berakhirnya era ini, plasma yang didinginkan bergabung kembali dan berhenti berinteraksi dengan radiasi. Tekanan dan kecepatan suara di dalam gas turun, menyebabkan gelombang suara berubah menjadi gelombang kejut, menekan gas dan menyebabkannya runtuh menjadi galaksi dan gugus. Bergantung pada jenis gelombang awal, perhitungan memprediksi gambaran yang sangat berbeda, yang tidak selalu sesuai dengan yang diamati. Untuk memilih di antara opsi-opsi yang memungkinkan untuk model kosmologis, satu gagasan filosofis yang dikenal sebagai prinsip antropik penting: sejak awal, Alam Semesta seharusnya memiliki sifat-sifat yang memungkinkan terbentuknya galaksi, bintang, planet, dan kehidupan berakal di dalamnya. Kalau tidak, tidak akan ada orang yang mempelajari kosmologi.

Pandangan alternatifnya adalah bahwa tidak ada lagi yang dapat dipelajari tentang struktur asli alam semesta selain dari hasil pengamatan. Menurut pendekatan konservatif ini, alam semesta muda tidak dapat dianggap kacau karena sekarang sangat isotropik dan homogen. Penyimpangan dari keseragaman yang kita amati dalam bentuk galaksi dapat meningkat di bawah pengaruh gravitasi dari ketidakhomogenan kepadatan awal yang kecil. Namun, studi tentang distribusi galaksi dalam skala besar (kebanyakan dilakukan oleh J. Peebles di Princeton) tampaknya tidak mendukung gagasan ini. Kemungkinan menarik lainnya adalah gugusan lubang hitam yang lahir pada era hadron bisa menjadi fluktuasi awal terbentuknya galaksi.

Agar Alam Semesta bisa tertutup, kepadatan rata-rata materi di dalamnya harus melebihi nilai kritis tertentu. Perkiraan kepadatan materi tampak dan tak kasat mata sangat mendekati nilai ini.

Sebaran galaksi di ruang angkasa sangat heterogen. Grup Galaksi Lokal kita, yang mencakup Bima Sakti, Andromeda, dan beberapa galaksi kecil, terletak di pinggiran sistem galaksi besar yang dikenal sebagai Supergugus Virgo, yang pusatnya bertepatan dengan gugus galaksi Virgo. Jika kepadatan rata-rata dunia tinggi dan Alam Semesta tertutup, maka harus terjadi penyimpangan yang kuat dari ekspansi isotropik, yang disebabkan oleh ketertarikan galaksi kita dan galaksi tetangga ke pusat Supercluster. Di alam semesta terbuka, penyimpangan ini tidak signifikan. Pengamatan lebih konsisten dengan model terbuka.

Yang sangat menarik bagi para kosmolog adalah kandungan isotop berat hidrogen deuterium dalam materi kosmik, yang terbentuk selama reaksi nuklir pada saat-saat pertama setelah Big Bang. Kandungan deuterium ternyata sangat sensitif terhadap kepadatan materi di zaman itu, dan juga di zaman kita. Namun, “uji deuterium” tidak mudah untuk dilakukan, karena perlu dilakukan pemeriksaan terhadap zat primer, yang belum pernah ada di dalam perut bintang sejak sintesis kosmologis, di mana deuterium mudah terbakar. Studi terhadap galaksi yang sangat jauh telah menunjukkan bahwa kandungan deuterium berhubungan dengan kepadatan materi yang rendah dan, oleh karena itu, dengan model alam semesta yang terbuka.

1. Model yang simetris terhadap materi dan antimateri, mengasumsikan keberadaan kedua jenis materi ini secara setara di Alam Semesta. Meskipun jelas bahwa Galaksi kita praktis tidak mengandung antimateri, sistem bintang tetangga mungkin seluruhnya terdiri dari antimateri; Selain itu, radiasinya akan sama persis dengan radiasi galaksi normal. Namun, pada zaman ekspansi sebelumnya, ketika materi dan antimateri berada dalam kontak yang lebih dekat, pemusnahan keduanya seharusnya menghasilkan radiasi gamma yang kuat. Pengamatan tidak mendeteksinya, sehingga model simetris tidak mungkin terjadi.

2. Model Cold Big Bang mengasumsikan bahwa pemuaian dimulai pada suhu nol mutlak. Benar, dalam kasus ini fusi nuklir harus terjadi dan memanaskan materi, namun radiasi latar gelombang mikro tidak lagi dapat dikaitkan secara langsung dengan Big Bang, tetapi harus dijelaskan secara berbeda. Teori ini menarik karena materi di dalamnya dapat mengalami fragmentasi, dan hal ini diperlukan untuk menjelaskan heterogenitas alam semesta dalam skala besar.

3. Model kosmologis stasioner mengasumsikan kelahiran materi secara terus menerus. Prinsip utama teori yang dikenal dengan Prinsip Kosmologis Ideal ini menyatakan bahwa Alam Semesta selalu dan akan tetap seperti sekarang. Pengamatan membantah hal ini.

4. Versi modifikasi dari teori gravitasi Einstein dipertimbangkan. Misalnya, teori K. Bruns dan R. Dicke dari Princeton umumnya konsisten dengan pengamatan di tata surya. Model Bruns-Dicke, serta model F. Hoyle yang lebih radikal, di mana beberapa konstanta fundamental berubah seiring waktu, memiliki parameter kosmologis yang hampir sama di zaman kita dengan model Big Bang.

5. Berdasarkan teori Einstein yang dimodifikasi, J. Lemaitre pada tahun 1925 membangun model kosmologis yang menggabungkan Big Bang dengan fase tenang yang panjang, di mana galaksi dapat terbentuk. Einstein menjadi tertarik pada kemungkinan ini untuk membenarkan model kosmologis favoritnya tentang alam semesta statis, namun ketika perluasan alam semesta diketahui, ia secara terbuka meninggalkannya.

Hipotesis model alam semesta multi-daun

Kata pengantar oleh penulis situs: Untuk perhatian pembaca situs "Pengetahuan adalah Kekuatan" kami menawarkan fragmen dari bab ke-29 buku "Memoirs" karya Andrei Dmitrievich Sakharov. Akademisi Sakharov berbicara tentang pekerjaan di bidang kosmologi, yang ia lakukan setelah ia mulai aktif terlibat dalam kegiatan hak asasi manusia - khususnya, di pengasingan Gorky. Materi ini tidak diragukan lagi menarik perhatian pada topik “Alam Semesta”, yang dibahas dalam bab situs kami ini. Kita akan berkenalan dengan hipotesis model alam semesta multi-daun dan masalah kosmologi dan fisika lainnya. ...Dan, tentu saja, mari kita mengingat masa lalu kita yang tragis baru-baru ini.

Akademisi Andrei Dmitrievich SAKHAROV (1921-1989).

Di Moskow pada tahun 70-an dan di Gorky, saya melanjutkan upaya saya untuk mempelajari fisika dan kosmologi. Selama tahun-tahun ini saya tidak mampu mengemukakan ide-ide baru yang signifikan, dan saya terus mengembangkan arah-arah yang telah disajikan dalam karya-karya saya tahun 60an (dan dijelaskan di bagian pertama buku ini). Ini mungkin yang dialami sebagian besar ilmuwan ketika mereka mencapai batas usia tertentu. Namun, saya tidak putus asa bahwa mungkin ada hal lain yang akan “bersinar” bagi saya. Pada saat yang sama, saya harus mengatakan bahwa sekadar mengamati proses ilmiah, di mana Anda sendiri tidak mengambil bagian, tetapi mengetahui apa itu, membawa kegembiraan batin yang mendalam. Dalam hal ini, saya “tidak serakah.”

Pada tahun 1974, saya melakukannya dan pada tahun 1975 menerbitkan sebuah makalah di mana saya mengembangkan gagasan tentang medan gravitasi nol Lagrangian, serta metode perhitungan yang telah saya gunakan dalam karya sebelumnya. Pada saat yang sama, ternyata saya sampai pada metode yang diusulkan bertahun-tahun lalu oleh Vladimir Aleksandrovich Fok, dan kemudian oleh Julian Schwinger. Namun, kesimpulan saya dan jalur konstruksinya, metodenya sangat berbeda. Sayangnya, saya tidak dapat mengirimkan karya saya ke Fok - dia meninggal saat itu juga.

Saya kemudian menemukan beberapa kesalahan dalam artikel saya. Hal ini tidak menjelaskan pertanyaan apakah “gravitasi terinduksi” (istilah modern yang digunakan sebagai pengganti istilah “nol Lagrangian”) memberikan tanda yang benar dari konstanta gravitasi dalam salah satu opsi yang saya pertimbangkan.<...>

Tiga karya - satu diterbitkan sebelum pengusiran saya dan dua setelah pengusiran saya - dikhususkan untuk masalah kosmologis. Pada makalah pertama, saya membahas mekanisme asimetri baryon. Mungkin yang menarik adalah pertimbangan umum tentang kinetika reaksi yang mengarah pada asimetri baryon Alam Semesta. Namun, secara khusus dalam karya ini, saya bernalar dalam kerangka asumsi lama saya tentang keberadaan hukum kekekalan “gabungan” (jumlah jumlah quark dan lepton adalah kekal). Saya sudah menulis di bagian pertama memoar saya bagaimana saya sampai pada ide ini dan mengapa saya sekarang menganggapnya salah. Secara keseluruhan, bagian pekerjaan ini menurut saya tidak berhasil. Saya lebih menyukai bagian pekerjaan yang saya tulis model alam semesta multi-daun . Ini adalah asumsi bahwa perluasan kosmologis Alam Semesta digantikan oleh kompresi, kemudian ekspansi baru sedemikian rupa sehingga siklus kompresi - ekspansi diulangi berkali-kali tak terhingga. Model kosmologis seperti ini telah lama menarik perhatian. Penulis yang berbeda menyebutnya "berdenyut" atau "berosilasi" model Alam Semesta. Saya lebih menyukai istilah itu “model banyak daun” . Tampaknya lebih ekspresif, lebih sejalan dengan makna emosional dan filosofis dari gambaran megah pengulangan siklus keberadaan yang berulang-ulang.

Namun, selama konservasi diasumsikan, model daun banyak menghadapi kesulitan yang tidak dapat diatasi karena salah satu hukum dasar alam – hukum kedua termodinamika.

Mundur. Dalam termodinamika, karakteristik tertentu dari keadaan benda diperkenalkan, yang disebut. Ayah saya pernah teringat sebuah buku sains populer kuno berjudul “Ratu Dunia dan Bayangannya.” (Sayangnya, saya lupa siapa penulis buku ini.) Ratu tentu saja adalah energi, dan bayangan adalah entropi. Berbeda dengan energi, yang memiliki hukum kekekalan, untuk entropi, hukum kedua termodinamika menetapkan hukum kenaikan (lebih tepatnya, non-penurunan). Proses di mana entropi total benda tidak berubah disebut (dianggap) reversibel. Contoh proses reversibel adalah gerak mekanis tanpa gesekan. Proses reversibel adalah abstraksi, kasus terbatas dari proses ireversibel yang disertai dengan peningkatan entropi total benda (selama gesekan, perpindahan panas, dll.). Secara matematis, entropi didefinisikan sebagai besaran yang kenaikannya sama dengan masuknya panas dibagi dengan suhu absolut (juga diasumsikan - lebih tepatnya, mengikuti prinsip umum - bahwa entropi pada suhu nol mutlak dan entropi ruang hampa adalah sama. ke nol).

Contoh numerik untuk kejelasan. Benda tertentu yang bersuhu 200 derajat memindahkan 400 kalori selama pertukaran panas ke benda kedua yang bersuhu 100 derajat. Entropi benda pertama berkurang 400/200, mis. sebanyak 2 unit, dan entropi benda kedua meningkat 4 unit; Entropi total bertambah 2 satuan, sesuai dengan persyaratan hukum kedua. Perhatikan bahwa hasil ini merupakan konsekuensi dari fakta bahwa panas dipindahkan dari benda yang lebih panas ke benda yang lebih dingin.

Peningkatan entropi total selama proses ketidakseimbangan pada akhirnya menyebabkan pemanasan zat. Mari beralih ke kosmologi, ke model multi-daun. Jika kita berasumsi bahwa jumlah baryon tetap, maka entropi per baryon akan meningkat tanpa batas. Zat tersebut akan memanas tanpa batas waktu pada setiap siklus, mis. kondisi di Alam Semesta tidak akan terulang!

Kesulitannya hilang jika kita mengabaikan asumsi kekekalan muatan baryon dan mempertimbangkan, sesuai dengan gagasan saya tahun 1966 dan perkembangan selanjutnya oleh banyak penulis lain, bahwa muatan baryon muncul dari "entropi" (yaitu materi panas netral) pada tahap awal perluasan kosmologis Alam Semesta. Dalam hal ini, jumlah baryon yang terbentuk sebanding dengan entropi pada setiap siklus ekspansi-kompresi, yaitu. kondisi evolusi materi dan pembentukan bentuk struktur bisa kurang lebih sama di setiap siklus.

Saya pertama kali menciptakan istilah "model multi-daun" pada makalah tahun 1969. Dalam artikel terbaru saya, saya menggunakan istilah yang sama dalam arti yang sedikit berbeda; Saya menyebutkan ini di sini untuk menghindari kesalahpahaman.

Artikel pertama dari tiga artikel terakhir (1979) mengkaji model di mana ruang diasumsikan rata-rata datar. Konstanta kosmologis Einstein juga diasumsikan tidak nol dan negatif (walaupun nilai absolutnya sangat kecil). Dalam hal ini, seperti yang ditunjukkan oleh persamaan teori gravitasi Einstein, ekspansi kosmologis pasti akan digantikan oleh kompresi. Selain itu, setiap siklus sepenuhnya mengulangi siklus sebelumnya dalam hal karakteristik rata-ratanya. Penting agar model tersebut datar secara spasial. Selain geometri datar (geometri Euclidean), dua karya berikut juga dikhususkan untuk pertimbangan geometri Lobachevsky dan geometri hipersfer (analog tiga dimensi dari bola dua dimensi). Namun dalam kasus ini, muncul masalah lain. Peningkatan entropi menyebabkan peningkatan jari-jari Alam Semesta pada momen-momen yang sesuai di setiap siklus. Dengan melakukan ekstrapolasi ke masa lalu, kita menemukan bahwa setiap siklus tertentu bisa saja didahului oleh sejumlah siklus yang terbatas.

Dalam kosmologi “standar” (satu lembar) terdapat masalah: apa yang ada sebelum momen kepadatan maksimum? Dalam kosmologi multi-lembar (kecuali untuk kasus model datar spasial), masalah ini tidak dapat dihindari - pertanyaannya dialihkan ke momen dimulainya perluasan siklus pertama. Kita dapat berpandangan bahwa awal perluasan siklus pertama atau, dalam kasus model standar, satu-satunya siklus adalah Momen Penciptaan Dunia, dan oleh karena itu pertanyaan tentang apa yang terjadi sebelumnya berada di luar jangkauan. ruang lingkup penelitian ilmiah. Namun, mungkin, sama - atau, menurut saya, lebih - dibenarkan dan bermanfaat adalah pendekatan yang memungkinkan penelitian ilmiah tanpa batas terhadap dunia material dan ruang-waktu. Pada saat yang sama, tampaknya, tidak ada tempat bagi Tindakan Penciptaan, namun konsep dasar keagamaan tentang makna ketuhanan Wujud tidak terpengaruh oleh sains dan berada di luar batas-batasnya.

Saya mengetahui dua hipotesis alternatif terkait dengan masalah yang sedang dibahas. Salah satunya, menurut saya, pertama kali diungkapkan oleh saya pada tahun 1966 dan menjadi sasaran sejumlah klarifikasi dalam karya-karya berikutnya. Ini adalah hipotesis “perputaran panah waktu”. Hal ini terkait erat dengan apa yang disebut masalah reversibilitas.

Seperti yang sudah saya tulis, tidak ada proses yang sepenuhnya dapat dibalik di alam. Gesekan, perpindahan panas, emisi cahaya, reaksi kimia, proses kehidupan dicirikan oleh sifat yang tidak dapat diubah, perbedaan mencolok antara masa lalu dan masa depan. Jika kita memfilmkan suatu proses yang tidak dapat diubah dan kemudian memutar film tersebut ke arah yang berlawanan, kita akan melihat di layar sesuatu yang tidak dapat terjadi dalam kenyataan (misalnya, roda gila yang berputar secara inersia meningkatkan kecepatan putarannya, dan bantalannya menjadi dingin). Secara kuantitatif, ireversibilitas dinyatakan dalam peningkatan entropi yang monoton. Pada saat yang sama, atom, elektron, inti atom, dll. yang merupakan bagian dari semua benda. bergerak sesuai dengan hukum mekanika (kuantum, tetapi ini tidak penting di sini), yang sepenuhnya dapat dibalik dalam waktu (dalam teori medan kuantum - dengan refleksi CP secara simultan, lihat bagian pertama). Asimetri dua arah waktu (keberadaan “panah waktu”, seperti yang mereka katakan) dengan simetri persamaan gerak telah lama menarik perhatian para pencipta mekanika statistik. Diskusi mengenai isu ini dimulai pada dekade terakhir abad lalu dan terkadang cukup memanas. Solusi yang kurang lebih memuaskan semua orang adalah hipotesis bahwa asimetri disebabkan oleh kondisi awal gerak dan posisi semua atom dan medan “di masa lalu yang sangat jauh”. Kondisi awal ini harus “acak” dalam arti tertentu.

Seperti yang saya usulkan (pada tahun 1966 dan lebih eksplisit pada tahun 1980), dalam teori kosmologi yang memiliki titik waktu tertentu, kondisi awal acak ini tidak boleh dikaitkan dengan masa lalu yang sangat jauh (t -> - ∞), tetapi pada titik yang dipilih ini (t = 0).

Kemudian secara otomatis pada titik ini entropi memiliki nilai minimum, dan ketika bergerak maju atau mundur dari waktu ke waktu, entropi meningkat. Inilah yang saya sebut “perputaran panah waktu”. Karena ketika panah waktu berputar, semua proses, termasuk proses informasi (termasuk proses kehidupan), berbalik arah, tidak ada paradoks yang muncul. Gagasan di atas tentang pembalikan panah waktu, sejauh yang saya tahu, belum mendapat pengakuan di dunia ilmiah. Tapi bagi saya mereka tampak menarik.

Rotasi panah waktu mengembalikan simetri dua arah waktu yang melekat pada persamaan gerak dalam gambaran kosmologis dunia!

Pada tahun 1966-1967 Saya berasumsi bahwa pada titik balik panah waktu, refleksi CPT terjadi. Asumsi ini adalah salah satu titik awal penelitian saya tentang asimetri baryon. Di sini saya akan menyajikan hipotesis lain (Kirzhnitz, Linde, Guth, Turner dan lain-lain punya andil; saya hanya punya komentar di sini bahwa ada perputaran panah waktu).

Teori modern berasumsi bahwa ruang hampa dapat terjadi di berbagai keadaan: stabil, dengan kepadatan energi sama dengan nol dengan akurasi tinggi; dan tidak stabil, memiliki kepadatan energi positif yang sangat besar (konstanta kosmologis efektif). Keadaan terakhir kadang-kadang disebut "kekosongan palsu".

Salah satu penyelesaian persamaan relativitas umum untuk teori-teori tersebut adalah sebagai berikut. Alam Semesta tertutup, mis. pada setiap saat mewakili “hipersfer” dengan volume terbatas (hipersfer adalah analogi tiga dimensi dari permukaan bola dua dimensi; hipersfer dapat dibayangkan “tertanam” dalam ruang Euclidean empat dimensi, sama seperti ruang dua dimensi bola dimensi “tertanam” dalam ruang tiga dimensi). Jari-jari hipersfer memiliki nilai minimum yang terbatas pada suatu titik waktu (mari kita nyatakan t = 0) dan bertambah seiring jarak dari titik ini, baik maju maupun mundur dalam waktu. Entropi adalah nol untuk ruang hampa palsu (seperti untuk ruang hampa pada umumnya) dan ketika menjauh dari titik t = 0 maju atau mundur dalam waktu, entropi meningkat karena peluruhan ruang hampa palsu, berubah menjadi keadaan stabil dari ruang hampa sejati. . Jadi, pada titik t = 0 panah waktu berputar (tetapi tidak ada simetri CPT kosmologis, yang memerlukan kompresi tak terhingga pada titik refleksi). Seperti halnya simetri CPT, semua muatan kekal di sini juga sama dengan nol (untuk alasan sepele - pada t = 0 terdapat keadaan vakum). Oleh karena itu, dalam hal ini perlu juga diasumsikan terjadinya dinamis dari asimetri baryon yang diamati, yang disebabkan oleh pelanggaran invarian CP.

Hipotesis alternatif tentang prasejarah Alam Semesta adalah bahwa sebenarnya tidak ada satu atau dua Alam Semesta (seperti - dalam arti tertentu - dalam hipotesis perputaran panah waktu), tetapi banyak alam semesta yang sangat berbeda satu sama lain. dan muncul dari suatu ruang “primer” (atau partikel penyusunnya; ini mungkin cara yang berbeda untuk mengatakannya). Alam Semesta lain dan ruang primer, jika masuk akal untuk membicarakannya, mungkin, khususnya, memiliki, dibandingkan dengan Alam Semesta "kita", jumlah dimensi spasial dan temporal "makroskopis" yang berbeda - koordinat (di Alam Semesta kita - tiga spasial dan satu dimensi temporal; di Alam Semesta lain, semuanya mungkin berbeda!) Saya meminta Anda untuk tidak memberikan perhatian khusus pada kata sifat “makroskopis” yang diapit tanda petik. Hal ini terkait dengan hipotesis “pemadatan”, yang menyatakan bahwa sebagian besar dimensi dipadatkan, yaitu. tertutup pada dirinya sendiri dalam skala yang sangat kecil.

Struktur “Mega-Alam Semesta”

Diasumsikan bahwa tidak ada hubungan sebab akibat antara alam semesta yang berbeda. Inilah tepatnya yang membenarkan penafsiran mereka sebagai Alam Semesta yang terpisah. Saya menyebut struktur megah ini sebagai “Mega Universe”. Beberapa penulis telah membahas variasi hipotesis tersebut. Secara khusus, hipotesis kelahiran ganda Alam Semesta yang tertutup (kira-kira hipersferis) dipertahankan dalam salah satu karyanya oleh Ya.B. Zeldovich.

Ide Mega Universe sangatlah menarik. Mungkin kebenarannya justru terletak pada arah ini. Bagi saya, dalam beberapa konstruksi ini, ada satu ambiguitas yang bersifat teknis. Dapat diterima untuk berasumsi bahwa kondisi di berbagai wilayah ruang angkasa benar-benar berbeda. Namun hukum alam harus sama di mana pun dan kapan pun. Alam tidak bisa seperti Ratu dalam Alice in Wonderland karya Carroll, yang dengan sewenang-wenang mengubah aturan permainan kroket. Keberadaan bukanlah sebuah permainan. Keraguan saya berkaitan dengan hipotesis yang memungkinkan terputusnya kontinuitas ruang – waktu. Apakah proses seperti itu dapat diterima? Bukankah hal-hal tersebut merupakan pelanggaran terhadap hukum alam pada titik puncaknya, dan bukan “kondisi keberadaan”? Saya ulangi, saya tidak yakin apakah kekhawatiran ini valid; Mungkin, sekali lagi, seperti dalam pertanyaan tentang kekekalan jumlah fermion, saya memulai dari sudut pandang yang terlalu sempit. Selain itu, hipotesis yang menyatakan bahwa kelahiran Alam Semesta terjadi tanpa memutus kontinuitasnya cukup masuk akal.

Asumsi bahwa kelahiran spontan dari banyak alam semesta, dan mungkin alam semesta yang jumlahnya tak terbatas, berbeda parameternya, dan bahwa alam semesta di sekitar kita dibedakan di antara banyak dunia justru berdasarkan kondisi munculnya kehidupan dan kecerdasan, disebut “prinsip antropik. ” (AP). Zeldovich menulis bahwa pertimbangan pertama AP yang diketahuinya dalam konteks Alam Semesta yang mengembang adalah milik Idlis (1958). Dalam konsep Alam Semesta berdaun banyak, prinsip antropik juga dapat berperan, tetapi untuk pilihan antara siklus yang berurutan atau wilayahnya. Kemungkinan ini dibahas dalam karya saya “Beberapa Model Alam Semesta”. Salah satu kesulitan model multi-lembar adalah pembentukan “lubang hitam” dan penggabungannya merusak simetri pada tahap kompresi sehingga tidak jelas apakah kondisi siklus berikutnya cocok untuk pembentukan lubang hitam yang sangat terorganisir. struktur. Di sisi lain, dalam siklus yang cukup panjang terjadi proses peluruhan baryon dan penguapan lubang hitam, yang menyebabkan hilangnya semua ketidakhomogenan kepadatan. Saya berasumsi bahwa aksi gabungan dari kedua mekanisme ini - pembentukan lubang hitam dan penyelarasan ketidakhomogenan - mengarah pada perubahan siklus yang “lebih lancar” dan lebih “terganggu”. Siklus kita seharusnya didahului oleh siklus “halus” di mana tidak ada lubang hitam yang terbentuk. Untuk lebih spesifiknya, kita dapat menganggap Alam Semesta tertutup dengan ruang hampa “palsu” pada titik balik panah waktu. Konstanta kosmologis dalam model ini dapat dianggap sama dengan nol; perubahan dari ekspansi ke kompresi terjadi hanya karena adanya gaya tarik-menarik materi biasa. Durasi siklus meningkat karena peningkatan entropi pada setiap siklus dan melebihi jumlah tertentu (cenderung tak terhingga), sehingga kondisi peluruhan proton dan penguapan “lubang hitam” terpenuhi.

Model multileaf memberikan jawaban terhadap apa yang disebut paradoks bilangan besar (penjelasan lain yang mungkin adalah hipotesis Guth dkk., yang melibatkan tahap "inflasi" yang panjang, lihat Bab 18).

Sebuah planet di pinggiran gugus bintang globular yang jauh. Artis © Don Dixon

Mengapa jumlah total proton dan foton di Alam Semesta yang bervolume terbatas begitu besar, meskipun terbatas? Dan bentuk lain dari pertanyaan ini, berkaitan dengan versi “terbuka”, adalah mengapa jumlah partikel begitu besar di wilayah dunia tak terbatas Lobachevsky, yang volumenya berorde A 3 (A adalah jari-jari kelengkungan )?

Jawaban yang diberikan oleh model multileaf sangat sederhana. Diasumsikan bahwa banyak siklus telah berlalu sejak t = 0; selama setiap siklus, entropi (yaitu, jumlah foton) meningkat dan, dengan demikian, kelebihan baryon yang meningkat dihasilkan di setiap siklus. Perbandingan jumlah baryon dengan jumlah foton dalam setiap siklus adalah konstan, karena ditentukan oleh dinamika tahap awal perluasan Alam Semesta dalam suatu siklus tertentu. Jumlah total siklus sejak t = 0 sedemikian rupa sehingga diperoleh jumlah foton dan baryon yang diamati. Karena jumlahnya bertambah secara eksponensial, untuk jumlah siklus yang dibutuhkan kita bahkan tidak akan mendapatkan nilai sebesar itu.

Produk sampingan dari karya saya tahun 1982 adalah rumus probabilitas penggabungan gravitasi lubang hitam (perkiraan dalam buku Zeldovich dan Novikov digunakan).

Kemungkinan menarik lainnya, atau lebih tepatnya mimpi, dikaitkan dengan model multi-daun. Mungkin pikiran yang sangat terorganisir, yang berkembang selama miliaran miliar tahun selama satu siklus, menemukan cara untuk mengirimkan dalam bentuk kode beberapa bagian paling berharga dari informasi yang dimilikinya kepada ahli warisnya dalam siklus berikutnya, dipisahkan dari siklus ini dalam waktu oleh a periode keadaan super padat?.. Analogi - transmisi informasi genetik oleh makhluk hidup dari generasi ke generasi, "dikompresi" dan dikodekan dalam kromosom inti sel yang dibuahi. Kemungkinan ini, tentu saja, sungguh luar biasa, dan saya tidak berani menuliskannya dalam artikel ilmiah, tetapi di halaman-halaman buku ini saya memberikan kebebasan pada diri saya sendiri. Namun terlepas dari mimpi ini, hipotesis model alam semesta multi-daun menurut saya penting dalam pandangan dunia filosofis.

Pengunjung yang terhormat!

Tidak ada satu pun fisikawan saat ini yang membantah teori relativitas khusus, dan hanya sedikit yang membantah prinsip dasar teori relativitas umum. Benar, teori relativitas umum masih menyisakan banyak masalah penting yang belum terselesaikan. Tidak ada keraguan juga bahwa observasi dan eksperimen yang mendukung teori ini hanya sedikit dan tidak selalu meyakinkan. Namun bahkan jika tidak ada bukti sama sekali, relativitas umum masih sangat menarik karena penyederhanaan besar yang diperkenalkannya ke dalam fisika.

Penyederhanaan? Mungkin terasa aneh menggunakan kata ini dalam kaitannya dengan teori yang menggunakan matematika sedemikian canggih sehingga seseorang pernah berkata bahwa tidak lebih dari dua belas orang di seluruh dunia yang dapat memahaminya (kebetulan, angka ini jelas-jelas diremehkan bahkan pada saat pendapat ini muncul. diterima secara umum).

Peralatan matematis teori relativitas memang rumit, tetapi kerumitan ini dikompensasi oleh penyederhanaan gambaran keseluruhan yang luar biasa. Misalnya, mereduksi gravitasi dan inersia pada fenomena yang sama sudah cukup untuk menjadikan teori relativitas umum sebagai arah yang paling bermanfaat dalam membentuk pandangan dunia.

Einstein mengungkapkan gagasan ini pada tahun 1921 ketika dia memberi kuliah tentang relativitas di Universitas Princeton: “ Kemampuan untuk menjelaskan persamaan numerik inersia dan gravitasi dengan kesatuan sifatnya memberikan teori relativitas umum, menurut pendapat saya, keunggulan dibandingkan konsep mekanika klasik sehingga, sebagai perbandingan, semua kesulitan yang dihadapi di sini harus dianggap kecil. ...»

Selain itu, teori relativitas memiliki apa yang oleh para ahli matematika disebut sebagai “keanggunan”. Ini adalah jenis karya seni. “Setiap pecinta kecantikan,” Lorenz pernah berkata, “pasti berharap hal itu menjadi kenyataan.”

Dalam bab ini, aspek-aspek teori relativitas yang sudah mapan akan dikesampingkan dan pembaca akan terjun ke dalam area perdebatan yang intens, area di mana sudut pandang tidak lebih dari sekadar dugaan yang harus diterima atau ditolak berdasarkan teori relativitas. bukti ilmiah.

Apa itu Alam Semesta secara keseluruhan? Kita tahu bahwa Bumi adalah planet ketiga dari Matahari dalam sistem sembilan planet dan Matahari adalah salah satu dari sekitar seratus miliar bintang yang menyusun Galaksi kita. Kita tahu bahwa di wilayah luar angkasa yang dapat dijelajahi dengan teleskop paling canggih, terdapat galaksi-galaksi lain yang tersebar, yang jumlahnya juga pasti mencapai miliaran. Apakah ini akan terus berlanjut tanpa batas waktu?

Apakah jumlah galaksi tidak terbatas? Atau apakah ruang masih memiliki dimensi yang terbatas? (Mungkin kita harus mengatakan “ruang kita”, karena jika ruang kita terbatas, lalu siapa bilang tidak ada ruang terbatas lainnya?)

Para astronom bekerja keras untuk menjawab pertanyaan-pertanyaan ini. Mereka membangun apa yang disebut model Alam Semesta - gambaran imajiner dunia, jika dianggap secara keseluruhan. Pada awal abad kesembilan belas, banyak astronom berasumsi bahwa alam semesta tidak terbatas dan mengandung jumlah matahari yang tidak terbatas. Ruang tersebut dianggap Euclidean. Hujan langsung turun tanpa batas ke segala arah. Jika sebuah pesawat luar angkasa berangkat ke segala arah dan bergerak dalam garis lurus, perjalanannya akan berlangsung selamanya, dan tidak akan pernah mencapai perbatasan. Pandangan ini berasal dari Yunani kuno. Mereka suka mengatakan bahwa jika seorang pejuang melemparkan tombaknya semakin jauh ke angkasa, dia tidak akan pernah bisa mencapai akhir; Jika tujuan seperti itu dibayangkan, maka prajurit itu dapat berdiri di sana dan melemparkan tombaknya lebih jauh lagi!

Ada satu keberatan penting terhadap pandangan ini. Astronom Jerman Heinrich Olbers mencatat pada tahun 1826 bahwa jika jumlah matahari tidak terbatas dan matahari-matahari ini tersebar secara acak di ruang angkasa, maka garis lurus yang ditarik dari Bumi ke segala arah pada akhirnya akan melewati suatu bintang. Artinya, seluruh langit malam akan menjadi satu permukaan yang berkesinambungan, memancarkan cahaya bintang yang menyilaukan. Kami tahu ini tidak benar. Beberapa penjelasan mengenai kegelapan langit malam harus ditemukan untuk menjelaskan apa yang sekarang disebut paradoks Albers. Kebanyakan astronom di akhir abad ke-19 dan awal abad ke-20 percaya bahwa jumlah matahari terbatas. Galaksi kita, menurut mereka, berisi semua matahari yang ada. Apa yang ada di luar galaksi? Tidak ada apa-apa! (Baru pada pertengahan abad ini muncul bukti tak terbantahkan bahwa terdapat jutaan galaksi yang terletak sangat jauh dari galaksi kita.) Astronom lain berasumsi bahwa cahaya dari bintang yang jauh dapat diserap oleh gugusan debu antarbintang.

Penjelasan paling cerdik diberikan oleh ahli matematika Swedia W.K. Charlier. Galaksi, katanya, dikelompokkan menjadi asosiasi, asosiasi menjadi super-asosiasi, super-asosiasi menjadi super-super-asosiasi, dan seterusnya ad infinitum. Pada setiap tahap penyatuan, jarak antar kelompok bertambah lebih cepat daripada ukuran kelompok. Jika ini benar, maka semakin jauh garis lurus dari galaksi kita, semakin kecil kemungkinannya untuk bertemu dengan galaksi lain. Pada saat yang sama, hierarki asosiasi ini tidak terbatas, sehingga kita masih dapat mengatakan bahwa Alam Semesta mengandung jumlah bintang yang tidak terbatas. Penjelasan Charlier tentang paradoks Albers tidak ada yang salah, hanya saja ada penjelasan yang lebih sederhana berikut ini.

Model alam semesta yang pertama, berdasarkan teori relativitas, dikemukakan oleh Einstein sendiri dalam sebuah makalah yang diterbitkan pada tahun 1917. Model tersebut anggun dan indah, meskipun Einstein kemudian terpaksa meninggalkannya. Telah dijelaskan di atas bahwa medan gravitasi merupakan kelengkungan struktur ruang-waktu yang dihasilkan oleh kehadiran materi bermassa besar. Oleh karena itu, di dalam setiap galaksi, terdapat banyak liku-liku ruang-waktu yang serupa. Bagaimana dengan luasnya ruang kosong antar galaksi? Salah satu sudut pandangnya adalah semakin jauh jarak dari galaksi, maka ruang angkasa menjadi semakin datar (lebih Euclidean). Jika Alam Semesta bebas dari segala materi, maka ruang angkasa akan menjadi datar sepenuhnya; namun beberapa orang percaya bahwa dalam kasus ini tidak ada gunanya mengatakan bahwa ia memiliki struktur apa pun. Dalam kedua kasus tersebut, Alam Semesta ruang-waktu meluas tanpa batas ke segala arah.

Einstein memberikan satu tawaran balasan yang menggiurkan. Misalkan, katanya, jumlah materi di alam semesta cukup besar untuk menghasilkan kelengkungan positif secara keseluruhan. Ruang kemudian akan menutup dengan sendirinya ke segala arah. Hal ini tidak dapat dipahami sepenuhnya tanpa mempelajari geometri empat dimensi non-Euclidean, namun maknanya dapat dipahami dengan mudah menggunakan model dua dimensi. Mari kita bayangkan sebuah negara datar bernama Ploskovia, tempat tinggal makhluk dua dimensi. Mereka menganggap negaranya seperti bidang Euclidean yang membentang tanpa batas ke segala arah. Benar, matahari Ploskovia menyebabkan munculnya berbagai tonjolan di bidang ini, tetapi tonjolan ini adalah lokal yang tidak mempengaruhi kehalusan secara keseluruhan. Namun ada kemungkinan lain yang bisa dibayangkan oleh para astronom di negeri ini. Mungkin setiap konveksitas lokal menghasilkan sedikit kelengkungan pada seluruh bidang sedemikian rupa sehingga aksi total semua matahari akan menyebabkan deformasi bidang ini menjadi sesuatu yang mirip dengan permukaan bola yang tidak rata. Permukaan seperti itu tidak terbatas dalam arti bahwa Anda dapat bergerak ke segala arah selamanya dan tidak pernah mencapai batasnya. Seorang pejuang Ploskovia tidak dapat menemukan tempat di mana dia tidak punya tempat untuk melemparkan tombak datarnya. Namun, permukaan negara itu terbatas. Seorang musafir yang melakukan perjalanan dalam “garis lurus” dalam waktu yang cukup lama pada akhirnya akan tiba kembali di tempat ia memulai.

Para ahli matematika mengatakan bahwa permukaan seperti itu “tertutup”. Tentu saja, hal ini tidak terbatas. Seperti ruang Euclidean yang tak terbatas, pusatnya ada dimana-mana, pinggirannya tidak ada. “Ketertutupan” ini, yang merupakan properti topologi permukaan seperti itu, dapat dengan mudah diverifikasi oleh penduduk negara ini. Salah satu kriteria telah disebutkan: pergerakan mengelilingi bola ke segala arah. Cara lain untuk memeriksanya adalah dengan mengecat permukaan ini. Jika penduduk negara ini, mulai dari tempat tertentu, mulai menggambar lingkaran yang semakin besar, pada akhirnya dia akan mengurung dirinya di dalam titik di sisi berlawanan dari bola tersebut. Namun, jika bidang ini besar dan penduduk menempati sebagian kecil darinya, mereka tidak akan dapat melakukan uji topologi tersebut.

Einstein mengusulkan bahwa ruang kita adalah “permukaan” tiga dimensi dari hipersfer besar (bola empat dimensi). Waktu dalam modelnya tetap tidak melengkung; ini adalah koordinat langsung yang membentang ke belakang tanpa batas ke masa lalu dan memanjang ke masa depan tanpa batas. Jika model ini dianggap sebagai struktur ruang-waktu empat dimensi, model ini lebih menyerupai hipersilinder daripada hipersfer. Oleh karena itu, model seperti ini biasa disebut dengan model “alam semesta silindris”. Pada waktu tertentu, kita melihat ruang sebagai semacam penampang tiga dimensi dari sebuah hypercylinder. Setiap penampang mewakili permukaan hipersfer.

Galaksi kita hanya menempati sebagian kecil dari permukaan ini, sehingga eksperimen topologi belum dapat dilakukan untuk membuktikan ketertutupannya. Namun ada kemungkinan mendasar untuk membuktikan penutupan. Dengan menempatkan teleskop yang cukup kuat dalam satu arah, Anda dapat memfokuskannya pada galaksi tertentu, dan kemudian, dengan memutar teleskop ke arah yang berlawanan, Anda dapat melihat sisi jauh dari galaksi yang sama. Jika ada pesawat ruang angkasa dengan kecepatan mendekati kecepatan cahaya, mereka bisa mengelilingi alam semesta, bergerak ke segala arah dalam garis selurus mungkin.

Alam Semesta tidak dapat “diwarnai” dalam arti sebenarnya, tetapi pada dasarnya hal yang sama dapat dilakukan dengan membuat peta alam semesta berbentuk bola dengan ukuran yang semakin besar. Jika kartografer melakukan hal ini cukup lama, ia mungkin menemukan bahwa ia berada di dalam lingkup yang dipetakannya. Bola ini akan menjadi semakin kecil saat dia melanjutkan pekerjaannya, seperti lingkaran yang menjadi lebih kecil ketika seorang Ploskovian mengurung dirinya di suatu tempat.

Dalam beberapa hal, model non-Euclidean Einstein lebih sederhana dibandingkan model klasik, yang ruangnya tidak melengkung. Lebih sederhana dalam arti yang sama dimana lingkaran dapat dikatakan lebih sederhana dari pada garis lurus. Garis lurus memanjang hingga tak terhingga di kedua arah, dan tak terhingga dalam matematika adalah hal yang sangat sulit! Kenyamanan sebuah lingkaran adalah bahwa ia terbatas. Tidak ada habisnya, tidak ada yang perlu khawatir tentang apa yang akan terjadi pada garis tanpa batas ini. Di Alam Semesta Einstein yang rapi, tidak ada seorang pun yang perlu khawatir tentang segala hal yang tidak terhingga di alam semesta, yang oleh para kosmolog sering disebut sebagai “kondisi batas”. Di alam semesta Einstein yang nyaman, tidak ada masalah batas karena tidak ada batasnya.

Model kosmologis lainnya, yang sepenuhnya konsisten dengan relativitas umum, dibahas pada tahun dua puluhan. Beberapa di antaranya bahkan memiliki sifat yang lebih luar biasa daripada alam semesta silinder milik Einstein. Astronom Belanda Billem de Sitter mengembangkan model Alam Semesta yang tertutup dan terbatas di mana waktu melengkung seperti ruang. Semakin jauh Anda melihat melalui ruang de Sitter, semakin lambat jam bergerak. Jika Anda melihat cukup jauh, Anda dapat melihat area di mana waktu benar-benar berhenti, “seperti di pesta teh di rumah Shlyapochkin yang gila,” tulis Eddington, “yang selalu menunjukkan pukul enam sore.”

“Tidak perlu berpikir bahwa ada semacam batasan,” jelas Bertrand Russell dalam “The ABCs of Relativity.” “Orang-orang yang tinggal di negara yang oleh pengamat kami dianggap sebagai negara lotofag, hidup dalam hiruk pikuk yang persis sama dengan pengamat itu sendiri, dan bagi mereka tampaknya dia sendiri membeku dalam keheningan abadi. Faktanya, Anda tidak akan pernah tahu tentang negeri lotivora ini, karena dibutuhkan waktu yang sangat lama hingga cahaya mencapai Anda dari sana. Anda bisa mengetahui tempat-tempat yang letaknya tidak jauh darinya, tapi tempat itu sendiri akan selalu berada di balik cakrawala.” Tentu saja, jika Anda melakukan perjalanan ke daerah ini dengan pesawat ruang angkasa, dan terus mengamatinya dengan teleskop, Anda akan melihat bahwa perjalanan waktu di sana perlahan-lahan semakin cepat seiring Anda mendekatinya. Ketika Anda tiba di sana, semuanya akan bergerak dengan kecepatan normal. Negeri para pemakan banyak kini akan berada di tepi cakrawala baru.

Pernahkah Anda memperhatikan bahwa ketika sebuah pesawat terbang rendah di atas Anda dan lepas landas dengan tajam, nada suara dari mesinnya langsung sedikit berkurang? Hal ini disebut efek Doppler, diambil dari nama fisikawan Austria Christian Johann Doppler, yang menemukan efek tersebut pada pertengahan abad kesembilan belas. Sangat mudah untuk menjelaskannya. Ketika sebuah pesawat mendekat, gelombang suara dari mesinnya menggetarkan gendang telinga Anda lebih sering dibandingkan jika pesawat tidak bergerak. Hal ini meningkatkan nada suara. Saat pesawat menjauh, guncangan yang dirasakan telinga akibat getaran suara lebih jarang terjadi. Suaranya semakin pelan.

Hal yang sama terjadi ketika sumber cahaya bergerak cepat menuju atau menjauhi Anda.Dalam hal ini, kecepatan cahaya (yang selalu konstan), tetapi bukan panjang gelombangnya, harus tetap tidak berubah. Jika Anda dan sumber cahaya bergerak saling mendekat, efek Doppler akan memperpendek panjang gelombang cahaya, menggeser warna ke arah ujung spektrum ungu. Jika Anda dan sumber cahaya saling menjauh, efek Doppler menghasilkan pergeseran serupa ke arah ujung merah spektrum.

Dalam salah satu kuliahnya, Georgy Gamow menceritakan sebuah cerita (tidak diragukan lagi bersifat anekdot) tentang efek Doppler, yang sangat bagus untuk tidak dikutip di sini. Hal ini sepertinya terjadi pada fisikawan terkenal Amerika dari Universitas Johns Hopkins, Robert Wood, yang ditahan di Baltimore karena menerobos lampu merah. Di depan juri, Wood dengan cemerlang menjelaskan, menggunakan efek Doppler, bahwa kecepatannya yang tinggi telah menyebabkan cahaya merah bergeser ke ujung spektrum ungu, menyebabkan dia menganggapnya hijau. Hakim cenderung untuk membebaskan Wood, namun salah satu murid Wood, yang baru-baru ini ditolak oleh Wood, kebetulan hadir di persidangan. Dia dengan cepat menghitung kecepatan yang dibutuhkan lampu lalu lintas untuk berubah dari merah menjadi hijau. Hakim membatalkan tuduhan awal dan mendenda Wood karena ngebut.

Doppler mengira bahwa efek yang dia temukan menjelaskan warna bintang yang jauh: bintang kemerahan seharusnya menjauh dari Bumi, bintang kebiruan - menuju Bumi. Ternyata, hal ini tidak terjadi (warna-warna ini dijelaskan oleh alasan lain); pada abad ke-20 ditemukan bahwa cahaya dari galaksi-galaksi jauh menunjukkan pergeseran merah yang jelas, yang tidak dapat dijelaskan secara meyakinkan kecuali dengan asumsi bahwa galaksi-galaksi ini bergerak dari Bumi. Selain itu, perpindahan ini rata-rata meningkat sebanding dengan jarak dari galaksi ke Bumi. Jika jarak galaksi A dua kali lebih jauh dari galaksi B, maka pergeseran merah dari A kira-kira dua kali lipat pergeseran merah dari B. Menurut astronom Inggris Fred Hoyle, pergeseran merah untuk keterkaitan galaksi-galaksi di konstelasi Hydra menunjukkan bahwa keterhubungan tersebut adalah bergerak menjauhi Bumi dengan kecepatan luar biasa sekitar 61.000 km/detik.

Berbagai upaya telah dilakukan untuk menjelaskan pergeseran merah dengan metode lain selain efek Doppler. Menurut teori “kelelahan ringan”, semakin lama cahaya merambat, semakin rendah frekuensi osilasinya. (Ini adalah contoh sempurna dari sebuah hipotesis AD hoc, yaitu hipotesis yang hanya dikaitkan dengan fenomena khusus ini, karena tidak ada bukti lain yang mendukungnya.) Penjelasan lainnya adalah bahwa perjalanan cahaya melalui debu kosmik menyebabkan munculnya perpindahan. Dalam model de Sitter, perpindahan ini jelas mengikuti kelengkungan waktu.

Namun penjelasan paling sederhana, yang paling sesuai dengan fakta lain yang diketahui, adalah bahwa pergeseran merah memang menunjukkan pergerakan galaksi yang sebenarnya. Berdasarkan asumsi ini, serangkaian model baru "alam semesta mengembang" segera dikembangkan.

Namun perluasan ini tidak berarti bahwa galaksi-galaksi itu sendiri mengembang atau (seperti yang diyakini sekarang) jarak antar galaksi dalam asosiasi galaksi semakin bertambah. Tampaknya, perluasan ini menyebabkan peningkatan jarak antar asosiasi. Bayangkan sebuah bola adonan raksasa yang diselingi beberapa ratus kismis. Setiap kismis mewakili asosiasi galaksi. Jika adonan ini dimasukkan ke dalam oven, adonan akan mengembang merata ke segala arah, namun ukuran kismisnya tetap sama. Jarak antar kismis bertambah. Tak satu pun dari hal-hal penting yang dapat disebut sebagai pusat ekspansi. Dari sudut pandang satu kismis saja, semua kismis lainnya tampak menjauhinya.

Semakin jauh jarak ke kismis, semakin besar pula kecepatan penghilangannya.

Model Alam Semesta Einstein bersifat statis. Sebab, ia mengembangkan model ini sebelum para astronom menemukan perluasan alam semesta. Untuk mencegah penyusutan Alam Semesta oleh gaya gravitasi dan kematiannya, Einstein terpaksa berasumsi dalam modelnya bahwa ada gaya lain (ia memasukkannya ke dalam model menggunakan apa yang disebut “konstanta kosmologis”), yang perannya adalah untuk menolak dan menahan bintang pada jarak tertentu satu sama lain.

Perhitungan yang dilakukan kemudian menunjukkan bahwa model Einstein tidak stabil, seperti koin yang berdiri di tepinya. Dorongan sekecil apa pun akan menyebabkannya jatuh ke sisi depan atau belakang, yang pertama berhubungan dengan perluasan, yang kedua berhubungan dengan Alam Semesta yang berkontraksi. Penemuan pergeseran merah menunjukkan bahwa Alam Semesta tidak berkontraksi; kosmolog beralih ke model alam semesta yang mengembang.

Segala macam model Alam Semesta yang mengembang telah dibangun. Ilmuwan Soviet Alexander Friedman dan kepala biara Belgia Georges Lemaitre mengembangkan dua model paling terkenal. Dalam beberapa model ini, ruang diasumsikan tertutup (kelengkungan positif), dalam model lain - terbuka (kelengkungan negatif), dalam model lain, pertanyaan apakah ruang tertutup tetap terbuka.

Salah satu modelnya dikemukakan oleh Eddington, yang menggambarkannya dalam buku menariknya, The Expanding Universe. Modelnya pada dasarnya sangat mirip dengan model Einstein; modelnya tertutup, seperti bola empat dimensi yang sangat besar, dan mengembang secara seragam di ketiga dimensi spasialnya. Namun saat ini, para astronom tidak yakin bahwa ruang angkasa itu tertutup. Rupanya, kepadatan materi di ruang angkasa tidak cukup untuk menyebabkan kelengkungan positif. Para astronom lebih menyukai Alam Semesta yang terbuka atau tak terbatas dengan keseluruhan kelengkungan negatif, menyerupai permukaan pelana.

Pembaca jangan mengira bahwa jika permukaan bola mempunyai kelengkungan positif, maka dari dalam permukaan tersebut akan mempunyai kelengkungan negatif. Kelengkungan permukaan bola adalah positif terlepas dari sisi mana Anda melihatnya - dari luar atau dari dalam. Kelengkungan negatif pada permukaan tempat duduk disebabkan oleh fakta bahwa pada setiap titik permukaan tersebut melengkung secara berbeda. Bentuknya cekung jika Anda menggerakkan tangan dari belakang ke depan, dan cembung jika Anda menggerakkan tangan dari satu sisi ke sisi lainnya. Kelengkungan yang satu dinyatakan sebagai bilangan positif, sedangkan kelengkungan yang lain dinyatakan sebagai bilangan negatif. Untuk mendapatkan kelengkungan permukaan pada suatu titik tertentu, kedua angka ini harus dikalikan. Jika bilangan ini negatif di semua titik, sebagaimana seharusnya jika suatu permukaan melengkung secara berbeda di setiap titik, maka permukaan tersebut dikatakan mempunyai kelengkungan negatif. Permukaan yang mengelilingi lubang pada torus (donat) adalah contoh terkenal lainnya dari permukaan kelengkungan negatif. Tentu saja, permukaan seperti itu hanyalah model kasar ruang tiga dimensi dengan kelengkungan negatif.

Mungkin, dengan munculnya teleskop yang lebih canggih, pertanyaan apakah kelengkungan Alam Semesta itu positif, negatif, atau sama dengan nol akan dapat terjawab. Teleskop memungkinkan Anda melihat galaksi hanya dalam volume bola tertentu. Jika galaksi tersebar secara acak dan jika ruang berbentuk Euclidean (kelengkungan nol), jumlah galaksi di dalam bola tersebut harus selalu sebanding dengan pangkat tiga jari-jari bola tersebut. Dengan kata lain, jika Anda membuat teleskop yang dapat melihat dua kali lebih jauh dari teleskop sebelumnya, jumlah galaksi yang terlihat akan bertambah seiring dengan bertambahnya jumlah galaksi yang terlihat. N sebelum 8n. Jika lompatannya lebih kecil, maka kelengkungan alam semesta adalah positif; jika lebih besar, maka kelengkungannya negatif.

Anda mungkin berpikir seharusnya sebaliknya, tapi pertimbangkan kasus permukaan dua dimensi dengan kelengkungan positif dan negatif. Misalkan sebuah lingkaran dipotong dari lembaran karet datar.

Kismis direkatkan pada jarak setengah sentimeter dari satu sama lain. Untuk membuat karet ini berbentuk permukaan bulat, karet ini harus dikompres, dan banyak kismis yang akan menyatu. Dengan kata lain, jika pada permukaan bulat kismis harus berjarak setengah sentimeter satu sama lain, maka kismis yang dibutuhkan lebih sedikit. Jika karet diaplikasikan pada permukaan sadel, maka kismis akan menjauh ke jarak yang lebih jauh, yaitu untuk menjaga jarak setengah sentimeter antara kismis di permukaan sadel, diperlukan kismis yang lebih banyak. Pesan moral dari semua ini dapat diungkapkan dengan cara yang lucu: ketika Anda membeli sebotol bir, pastikan untuk memberi tahu penjual bahwa Anda ingin botol berisi ruang melengkung negatif daripada positif?

Model alam semesta yang mengembang tidak memerlukan konstanta kosmologis Einstein, yang mengarah pada gaya tolak menolak bintang secara hipotetis.

(Einstein kemudian menganggap konsep konstanta kosmologis sebagai kesalahan terbesar yang pernah dibuatnya.) Dengan munculnya model-model ini, isu paradoks Albers tentang kecerahan langit malam segera menjadi lebih jelas. Model statis Einstein tidak banyak membantu dalam hal ini. Benar, ia hanya berisi sejumlah matahari yang terbatas, namun karena ruang tertutup dalam model tersebut, cahaya dari matahari-matahari ini dipaksa untuk selamanya mengelilingi Alam Semesta, membengkokkan lintasannya sesuai dengan kelengkungan ruang-waktu setempat. Hasilnya adalah langit malam akan terang benderang seperti jika jumlah matahari tidak terhingga, kecuali jika kita berasumsi bahwa Alam Semesta masih sangat muda sehingga cahaya hanya dapat melakukan orbit melingkar dalam jumlah terbatas.

Konsep alam semesta yang mengembang menghilangkan paradoks ini dengan sangat sederhana. Jika galaksi-galaksi jauh menjauh dari Bumi dengan kecepatan yang sebanding dengan jaraknya, maka jumlah total cahaya yang mencapai Bumi akan berkurang. Jika ada galaksi yang jaraknya cukup jauh, dan kecepatannya bisa melebihi kecepatan cahaya, maka cahaya dari galaksi tersebut tidak akan pernah mencapai kita sama sekali. Kini banyak astronom yang sangat percaya bahwa jika Alam Semesta tidak mengembang, maka tidak akan ada perbedaan antara malam dan siang.

Fakta bahwa kecepatan galaksi jauh relatif terhadap Bumi dapat melebihi kecepatan cahaya tampaknya merupakan pelanggaran terhadap prinsip bahwa tidak ada benda material yang dapat bergerak lebih cepat daripada cahaya. Tapi, seperti yang kita lihat di Bab. 4, ketentuan ini hanya berlaku dalam kondisi yang memenuhi persyaratan teori relativitas khusus. Dalam relativitas umum, hal ini harus diungkapkan ulang sebagai berikut: tidak ada sinyal yang dapat ditransmisikan lebih cepat dari cahaya. Namun sebuah pertanyaan penting masih kontroversial: apakah galaksi jauh benar-benar dapat mengatasi penghalang cahaya dan, menjadi tidak terlihat, menghilang selamanya dari pandangan manusia, bahkan jika ia memiliki teleskop paling kuat yang bisa dibayangkan. Beberapa ahli percaya bahwa kecepatan cahaya adalah batasnya dan galaksi terjauh akan menjadi lebih redup, tanpa pernah menjadi tidak terlihat sama sekali (tentu saja, asalkan manusia memiliki instrumen yang cukup sensitif untuk mengamatinya).

Galaksi tua, seperti yang pernah dikatakan seseorang, tidak pernah mati. Mereka menghilang secara bertahap. Namun penting untuk dipahami bahwa tidak ada galaksi yang lenyap dalam artian materi di dalamnya lenyap dari Alam Semesta. Kecepatannya mencapai sedemikian rupa sehingga mustahil atau hampir mustahil untuk mendeteksinya dengan teleskop di Bumi. Galaksi yang menghilang terus terlihat dari semua galaksi terdekatnya. Setiap galaksi mempunyai “cakrawala optik”, suatu batas berbentuk bola yang tidak dapat ditembus oleh teleskopnya. Cakrawala bola ini tidak berhimpitan pada dua galaksi mana pun. Para astronom telah menghitung bahwa titik di mana galaksi akan mulai menghilang dari “bidang pandang” kita kira-kira dua kali lipat jangkauan teleskop optik modern. Jika asumsi ini benar, maka sekitar seperdelapan dari seluruh galaksi yang suatu hari nanti dapat diamati kini dapat terlihat.

Jika Alam Semesta mengembang (tidak peduli apakah ruang itu datar, terbuka atau tertutup), maka pertanyaan rumit ini akan muncul. Seperti apa alam semesta sebelumnya? Ada dua cara berbeda untuk menjawab pertanyaan ini, dua model alam semesta modern. Kedua model tersebut dibahas pada bab berikutnya.

Catatan:

Karakter buku Lewis Kzrrol"Alice di Negeri Ajaib". - Catatan terjemahan.

Negeri yang penuh kelimpahan dan kemalasan, lihat The Odyssey. - Catatan terjemahan.

Tahukah Anda bahwa alam semesta yang kita amati mempunyai batas-batas yang cukup jelas? Kita terbiasa mengasosiasikan Alam Semesta dengan sesuatu yang tidak terbatas dan tidak dapat dipahami. Namun, ilmu pengetahuan modern, ketika ditanya tentang “ketidakterbatasan” Alam Semesta, menawarkan jawaban yang sangat berbeda terhadap pertanyaan yang “jelas” tersebut.

Menurut konsep modern, ukuran Alam Semesta yang dapat diamati kira-kira 45,7 miliar tahun cahaya (atau 14,6 gigaparsec). Tapi apa arti angka-angka ini?

Pertanyaan pertama yang muncul di benak orang biasa adalah bagaimana mungkin alam semesta tidak terbatas? Nampaknya tak terbantahkan bahwa wadah segala sesuatu yang ada di sekitar kita tidak boleh ada batasnya. Jika batasan-batasan ini ada, apa sebenarnya batasan-batasan tersebut?

Katakanlah seorang astronot mencapai batas alam semesta. Apa yang akan dia lihat di depannya? Dinding yang kokoh? Penghalang api? Dan apa yang ada di baliknya - kekosongan? Alam Semesta Lain? Namun apakah kekosongan atau alam semesta lain bisa berarti kita berada di perbatasan alam semesta? Bagaimanapun juga, ini tidak berarti bahwa tidak ada “apa pun” di sana. Kekosongan dan Alam Semesta lainnya juga merupakan “sesuatu”. Namun Alam Semesta adalah sesuatu yang secara mutlak memuat segala sesuatu yang “sesuatu”.

Kita sampai pada suatu kontradiksi mutlak. Ternyata batas alam semesta pasti menyembunyikan sesuatu yang seharusnya tidak ada dari kita. Atau batas Alam Semesta harus memisahkan “segala sesuatu” dari “sesuatu”, tetapi “sesuatu” ini juga harus menjadi bagian dari “segalanya”. Secara umum, benar-benar absurd. Lalu bagaimana para ilmuwan bisa menyatakan batas ukuran, massa, dan bahkan usia Alam Semesta kita? Nilai-nilai ini, walaupun sangat besar, masih terbatas. Apakah sains membantah hal yang sudah jelas? Untuk memahami hal ini, pertama-tama mari kita telusuri bagaimana manusia sampai pada pemahaman modern tentang Alam Semesta.

Memperluas batas-batasnya

Sejak dahulu kala, orang-orang tertarik dengan seperti apa dunia di sekitar mereka. Tidak perlu lagi memberikan contoh mengenai tiga pilar dan upaya-upaya lain orang dahulu untuk menjelaskan alam semesta. Biasanya, pada akhirnya semuanya bermuara pada kenyataan bahwa dasar dari segala sesuatu adalah permukaan bumi. Bahkan di zaman kuno dan Abad Pertengahan, ketika para astronom memiliki pengetahuan luas tentang hukum pergerakan planet-planet di sepanjang bola langit yang “tetap”, Bumi tetap menjadi pusat Alam Semesta.

Secara alami, bahkan di Yunani Kuno ada yang percaya bahwa Bumi berputar mengelilingi Matahari. Ada orang-orang yang berbicara tentang banyaknya dunia dan ketidakterbatasan Alam Semesta. Namun pembenaran konstruktif terhadap teori-teori ini baru muncul pada pergantian revolusi ilmiah.

Pada abad ke-16, astronom Polandia Nicolaus Copernicus membuat terobosan besar pertama dalam pengetahuan tentang Alam Semesta. Ia dengan tegas membuktikan bahwa Bumi hanyalah salah satu planet yang mengorbit Matahari. Sistem seperti itu sangat menyederhanakan penjelasan tentang pergerakan planet-planet yang begitu rumit dan rumit di bola langit. Dalam kasus Bumi yang tidak bergerak, para astronom harus mengemukakan berbagai teori cerdas untuk menjelaskan perilaku planet-planet ini. Di sisi lain, jika Bumi dianggap bergerak, maka penjelasan atas pergerakan rumit tersebut muncul secara alami. Dengan demikian, paradigma baru yang disebut “heliosentrisme” mulai berlaku dalam astronomi.

Banyak Matahari

Namun, bahkan setelah itu, para astronom terus membatasi Alam Semesta hanya pada “bidang bintang tetap”. Hingga abad ke-19, mereka belum mampu memperkirakan jarak ke bintang. Selama beberapa abad, para astronom tidak berhasil mendeteksi penyimpangan posisi bintang relatif terhadap pergerakan orbit Bumi (paralaks tahunan). Instrumen pada masa itu tidak memungkinkan pengukuran yang tepat.

Akhirnya, pada tahun 1837, astronom Rusia-Jerman Vasily Struve mengukur paralaks. Hal ini menandai langkah baru dalam memahami skala ruang. Sekarang para ilmuwan dapat dengan aman mengatakan bahwa bintang-bintang tersebut memiliki kemiripan yang jauh dengan Matahari. Dan tokoh termasyhur kita bukan lagi pusat segalanya, melainkan “penghuni” yang setara dari gugus bintang yang tak ada habisnya.

Para astronom semakin memahami skala Alam Semesta, karena jarak ke bintang-bintang ternyata sangat mengerikan. Bahkan ukuran orbit planet-planet pun tampak tidak berarti jika dibandingkan. Selanjutnya penting untuk memahami bagaimana bintang-bintang terkonsentrasi.

Banyak Bima Sakti

Filsuf terkenal Immanuel Kant mengantisipasi dasar-dasar pemahaman modern tentang struktur alam semesta berskala besar pada tahun 1755. Dia berhipotesis bahwa Bima Sakti adalah gugus bintang besar yang berputar. Pada gilirannya, banyak dari nebula yang diamati juga merupakan “bima sakti” yang lebih jauh – galaksi. Meskipun demikian, hingga abad ke-20, para astronom percaya bahwa semua nebula adalah sumber pembentukan bintang dan merupakan bagian dari Bima Sakti.

Situasi berubah ketika para astronom belajar mengukur jarak antar galaksi menggunakan . Luminositas absolut bintang jenis ini sangat bergantung pada periode variabilitasnya. Dengan membandingkan luminositas absolutnya dengan luminositas tampak, jarak ke mereka dapat ditentukan dengan akurasi tinggi. Metode ini dikembangkan pada awal abad ke-20 oleh Einar Hertzschrung dan Harlow Scelpi. Berkat dia, astronom Soviet Ernst Epic pada tahun 1922 menentukan jarak ke Andromeda, yang ternyata besarnya lebih besar dari ukuran Bima Sakti.

Edwin Hubble melanjutkan inisiatif Epic. Dengan mengukur kecerahan Cepheid di galaksi lain, ia mengukur jaraknya dan membandingkannya dengan pergeseran merah pada spektrumnya. Maka pada tahun 1929 ia mengembangkan hukumnya yang terkenal. Karyanya secara definitif membantah anggapan umum bahwa Bima Sakti adalah ujung alam semesta. Sekarang, galaksi ini adalah salah satu dari banyak galaksi yang pernah dianggap sebagai bagian darinya. Hipotesis Kant terkonfirmasi hampir dua abad setelah perkembangannya.

Selanjutnya, hubungan yang ditemukan oleh Hubble antara jarak sebuah galaksi dari pengamat relatif terhadap kecepatan jaraknya darinya, memungkinkan untuk menggambar gambaran lengkap tentang struktur skala besar Alam Semesta. Ternyata galaksi hanyalah sebagian kecil saja. Mereka terhubung ke dalam cluster, cluster menjadi supercluster. Pada gilirannya, superkluster membentuk struktur terbesar yang diketahui di alam semesta—benang dan dinding. Struktur-struktur ini, berdekatan dengan supervoid raksasa (), merupakan struktur berskala besar dari Alam Semesta yang diketahui saat ini.

Tampak tak terhingga

Berdasarkan uraian di atas, hanya dalam beberapa abad, ilmu pengetahuan secara bertahap beralih dari geosentrisme ke pemahaman modern tentang Alam Semesta. Namun, ini tidak menjawab mengapa kita membatasi Alam Semesta saat ini. Lagi pula, sampai saat ini kita hanya membicarakan skala ruang, dan bukan tentang sifatnya.

Orang pertama yang memutuskan untuk membenarkan ketidakterbatasan alam semesta adalah Isaac Newton. Setelah menemukan hukum gravitasi universal, ia percaya bahwa jika ruang itu terbatas, cepat atau lambat semua benda di dalamnya akan bergabung menjadi satu kesatuan. Di hadapannya, jika ada yang mengungkapkan gagasan tentang ketidakterbatasan Alam Semesta, itu secara eksklusif bersifat filosofis. Tanpa dasar ilmiah apa pun. Contohnya adalah Giordano Bruno. Ngomong-ngomong, seperti Kant, dia berabad-abad lebih maju dari sains. Dia adalah orang pertama yang menyatakan bahwa bintang adalah matahari yang jauh, dan planet juga berputar mengelilinginya.

Tampaknya fakta ketidakterbatasan cukup beralasan dan jelas, namun titik balik ilmu pengetahuan abad ke-20 mengguncang “kebenaran” ini.

Alam Semesta Stasioner

Langkah penting pertama menuju pengembangan model alam semesta modern diambil oleh Albert Einstein. Fisikawan terkenal ini memperkenalkan model Alam Semesta yang diam pada tahun 1917. Model ini didasarkan pada teori relativitas umum yang dikembangkannya setahun sebelumnya. Menurut modelnya, Alam Semesta tidak terbatas dalam waktu dan terbatas dalam ruang. Namun, seperti disebutkan sebelumnya, menurut Newton, Alam Semesta dengan ukuran terbatas pasti runtuh. Untuk melakukan hal ini, Einstein memperkenalkan konstanta kosmologis, yang mengimbangi daya tarik gravitasi benda-benda jauh.

Meski terdengar paradoks, Einstein tidak membatasi keterbatasan alam semesta. Menurutnya, Alam Semesta adalah cangkang hipersfer yang tertutup. Analoginya adalah permukaan bola tiga dimensi biasa, misalnya bola dunia atau bumi. Tidak peduli seberapa jauh seorang musafir melakukan perjalanan melintasi bumi, dia tidak akan pernah mencapai ujungnya. Namun bukan berarti bumi tidak terbatas. Pelancong hanya akan kembali ke tempat ia memulai perjalanannya.

Di permukaan hipersfer

Dengan cara yang sama, seorang pengembara luar angkasa, yang melintasi Alam Semesta Einstein dengan kapal luar angkasa, dapat kembali ke Bumi. Hanya saja kali ini pengembara tidak akan bergerak sepanjang permukaan dua dimensi sebuah bola, tetapi sepanjang permukaan tiga dimensi dari sebuah hipersfer. Artinya, Alam Semesta mempunyai volume yang terbatas, sehingga jumlah bintang dan massanya juga terbatas. Namun, Alam Semesta tidak mempunyai batas dan pusat.

Einstein sampai pada kesimpulan ini dengan menghubungkan ruang, waktu dan gravitasi dalam teorinya yang terkenal. Sebelum dia, konsep-konsep ini dianggap terpisah, itulah sebabnya ruang Semesta murni Euclidean. Einstein membuktikan bahwa gravitasi itu sendiri adalah kelengkungan ruang-waktu. Hal ini secara radikal mengubah gagasan awal tentang sifat alam semesta, berdasarkan mekanika Newton klasik dan geometri Euclidean.

Memperluas Alam Semesta

Bahkan penemu “Alam Semesta baru” sendiri pun tidak asing dengan delusi. Meskipun Einstein membatasi alam semesta di ruang angkasa, ia tetap menganggapnya statis. Menurut modelnya, Alam Semesta dulunya dan tetap abadi, dan ukurannya selalu sama. Pada tahun 1922, fisikawan Soviet Alexander Friedman memperluas model ini secara signifikan. Menurut perhitungannya, alam semesta sama sekali tidak statis. Itu dapat meluas atau menyusut seiring waktu. Patut dicatat bahwa Friedman sampai pada model seperti itu berdasarkan teori relativitas yang sama. Ia berhasil menerapkan teori ini dengan lebih tepat, melewati konstanta kosmologis.

Albert Einstein tidak langsung menerima “amandemen” ini. Model baru ini membantu penemuan Hubble yang disebutkan sebelumnya. Resesi galaksi tidak dapat disangkal membuktikan fakta perluasan alam semesta. Jadi Einstein harus mengakui kesalahannya. Sekarang Alam Semesta memiliki usia tertentu, yang sangat bergantung pada konstanta Hubble, yang menjadi ciri laju ekspansinya.

Perkembangan lebih lanjut dari kosmologi

Ketika para ilmuwan mencoba memecahkan pertanyaan ini, banyak komponen penting alam semesta lainnya ditemukan dan berbagai model alam semesta dikembangkan. Jadi pada tahun 1948, George Gamow memperkenalkan hipotesis “Alam Semesta yang panas”, yang kemudian berubah menjadi teori big bang. Penemuannya pada tahun 1965 membenarkan kecurigaannya. Kini para astronom dapat mengamati cahaya yang datang dari saat alam semesta menjadi transparan.

Materi gelap, yang diprediksi pada tahun 1932 oleh Fritz Zwicky, dikonfirmasi pada tahun 1975. Materi gelap sebenarnya menjelaskan keberadaan galaksi, gugus galaksi, dan struktur Alam Semesta itu sendiri secara keseluruhan. Inilah cara para ilmuwan mengetahui bahwa sebagian besar massa alam semesta sama sekali tidak terlihat.

Akhirnya, pada tahun 1998, ketika mempelajari jarak, ditemukan bahwa Alam Semesta mengembang dengan kecepatan yang semakin cepat. Titik balik terbaru dalam sains ini melahirkan pemahaman modern kita tentang sifat alam semesta. Koefisien kosmologis, yang diperkenalkan oleh Einstein dan dibantah oleh Friedman, kembali mendapat tempatnya dalam model Alam Semesta. Kehadiran koefisien kosmologis (konstanta kosmologis) menjelaskan percepatan ekspansinya. Untuk menjelaskan keberadaan konstanta kosmologis, konsep medan hipotetis yang mengandung sebagian besar massa alam semesta diperkenalkan.

Pemahaman modern tentang ukuran Alam Semesta yang dapat diamati

Model Alam Semesta modern juga disebut model ΛCDM. Huruf "Λ" berarti adanya konstanta kosmologis, yang menjelaskan percepatan perluasan Alam Semesta. "CDM" artinya Alam Semesta dipenuhi materi gelap yang dingin. Studi terbaru menunjukkan bahwa konstanta Hubble adalah sekitar 71 (km/s)/Mpc, yang setara dengan usia Alam Semesta 13,75 miliar tahun. Dengan mengetahui usia Alam Semesta, kita dapat memperkirakan luas wilayah yang dapat diamati.

Menurut teori relativitas, informasi tentang suatu benda tidak dapat sampai ke pengamat dengan kecepatan lebih besar dari kecepatan cahaya (299.792.458 m/s). Ternyata pengamat tidak hanya melihat suatu objek, melainkan masa lalunya. Semakin jauh suatu objek darinya, semakin jauh ia terlihat di masa lalu. Misalnya, ketika kita melihat Bulan, kita melihat keadaannya lebih dari satu detik yang lalu, Matahari - lebih dari delapan menit yang lalu, bintang-bintang terdekat - tahun, galaksi - jutaan tahun yang lalu, dll. Dalam model stasioner Einstein, Alam Semesta tidak memiliki batasan usia, yang berarti wilayah pengamatannya juga tidak dibatasi oleh apapun. Pengamat, dengan dipersenjatai dengan instrumen astronomi yang semakin canggih, akan mengamati objek-objek yang semakin jauh dan kuno.

Kita mempunyai gambaran yang berbeda dengan model alam semesta modern. Menurutnya, Alam Semesta mempunyai umur, dan karenanya mempunyai batas pengamatan. Artinya, sejak lahirnya Alam Semesta, tidak ada foton yang mampu menempuh jarak lebih dari 13,75 miliar tahun cahaya. Ternyata kita dapat mengatakan bahwa Alam Semesta teramati terbatas dari pengamat pada wilayah bola dengan radius 13,75 miliar tahun cahaya. Namun, hal ini tidak sepenuhnya benar. Kita tidak boleh melupakan perluasan ruang Semesta. Pada saat foton mencapai pengamat, objek yang memancarkannya sudah berjarak 45,7 miliar tahun cahaya dari kita. bertahun-tahun. Ukuran ini adalah cakrawala partikel, merupakan batas Alam Semesta yang dapat diamati.

Di atas cakrawala

Jadi, ukuran Alam Semesta teramati terbagi menjadi dua jenis. Ukuran semunya, disebut juga radius Hubble (13,75 miliar tahun cahaya). Dan ukuran sebenarnya disebut cakrawala partikel (45,7 miliar tahun cahaya). Yang penting kedua cakrawala ini sama sekali tidak mencirikan ukuran Alam Semesta yang sebenarnya. Pertama, mereka bergantung pada posisi pengamat di ruang angkasa. Kedua, mereka berubah seiring waktu. Dalam kasus model ΛCDM, cakrawala partikel mengembang dengan kecepatan lebih besar daripada cakrawala Hubble. Ilmu pengetahuan modern tidak menjawab pertanyaan apakah tren ini akan berubah di masa depan. Namun jika kita berasumsi bahwa Alam Semesta terus mengembang dengan percepatan, maka semua objek yang kita lihat sekarang cepat atau lambat akan hilang dari “bidang penglihatan” kita.

Saat ini, cahaya terjauh yang diamati oleh para astronom adalah radiasi latar gelombang mikro kosmik. Mengintip ke dalamnya, para ilmuwan melihat Alam Semesta seperti keadaannya 380 ribu tahun setelah Big Bang. Pada saat ini, alam semesta cukup dingin sehingga mampu memancarkan foton bebas, yang saat ini dapat dideteksi dengan bantuan teleskop radio. Pada saat itu, tidak ada bintang atau galaksi di Alam Semesta, yang ada hanya awan hidrogen, helium, dan sejumlah kecil unsur lainnya yang terus menerus. Dari ketidakhomogenan yang teramati di awan ini, selanjutnya akan terbentuk gugus galaksi. Ternyata objek-objek yang akan terbentuk dari ketidakhomogenan radiasi latar gelombang mikro kosmik terletak paling dekat dengan cakrawala partikel.

Batasan Sejati

Apakah Alam Semesta mempunyai batas-batas yang nyata dan tidak dapat diobservasi masih merupakan spekulasi ilmiah semu. Dengan satu atau lain cara, setiap orang sepakat tentang ketidakterbatasan Alam Semesta, tetapi menafsirkan ketidakterbatasan ini dengan cara yang sangat berbeda. Beberapa orang menganggap Alam Semesta bersifat multidimensi, di mana Alam Semesta tiga dimensi “lokal” kita hanyalah salah satu lapisannya. Yang lain mengatakan bahwa Alam Semesta adalah fraktal - yang berarti bahwa Alam Semesta lokal kita mungkin merupakan partikel dari alam semesta lain. Kita tidak boleh melupakan berbagai model Multiverse dengan alam semesta yang tertutup, terbuka, paralel, dan lubang cacing. Dan ada banyak sekali versi berbeda, yang jumlahnya hanya dibatasi oleh imajinasi manusia.

Namun jika kita mengaktifkan realisme dingin atau mundur dari semua hipotesis ini, maka kita dapat berasumsi bahwa Alam Semesta kita adalah wadah homogen tak terbatas yang berisi semua bintang dan galaksi. Selain itu, pada titik mana pun yang sangat jauh, meski miliaran gigaparsec dari kita, semua kondisinya akan sama persis. Pada titik ini, cakrawala partikel dan bola Hubble akan sama persis, dengan radiasi peninggalan yang sama di tepinya. Akan ada bintang dan galaksi yang sama disekitarnya. Menariknya, hal ini tidak bertentangan dengan perluasan alam semesta. Lagi pula, bukan hanya alam semesta yang mengembang, tapi ruangnya sendiri. Fakta bahwa pada saat Big Bang, Alam Semesta muncul dari satu titik hanya berarti bahwa dimensi-dimensi yang dulunya sangat kecil (hampir nol) kini telah berubah menjadi dimensi yang sangat besar. Di masa depan, kita akan menggunakan hipotesis ini untuk memahami dengan jelas skala Alam Semesta yang dapat diamati.

Representasi visual

Berbagai sumber menyediakan berbagai macam model visual yang memungkinkan manusia memahami skala Alam Semesta. Namun, tidaklah cukup bagi kita untuk menyadari betapa besarnya kosmos. Penting untuk membayangkan bagaimana konsep seperti cakrawala Hubble dan cakrawala partikel benar-benar terwujud. Untuk melakukan ini, mari kita bayangkan model kita langkah demi langkah.

Mari kita lupakan bahwa ilmu pengetahuan modern tidak mengetahui tentang wilayah “asing” di Alam Semesta. Dengan membuang versi multiverse, alam semesta fraktal, dan “varietas” lainnya, mari kita bayangkan bahwa alam semesta tidak terbatas. Seperti disebutkan sebelumnya, hal ini tidak bertentangan dengan perluasan ruangnya. Tentu saja, kita memperhitungkan bahwa bola Hubble dan bola partikelnya masing-masing berjarak 13,75 dan 45,7 miliar tahun cahaya.

Skala Alam Semesta

Tekan tombol MULAI dan temukan dunia baru yang belum dikenal!
Pertama, mari kita coba memahami seberapa besar skala Universal. Jika Anda pernah berkeliling planet kita, Anda bisa membayangkan betapa besarnya bumi bagi kita. Sekarang bayangkan planet kita sebagai sebutir soba yang bergerak dalam orbit mengelilingi semangka-Matahari seukuran setengah lapangan sepak bola. Dalam hal ini, orbit Neptunus akan sesuai dengan ukuran kota kecil, luasnya akan sama dengan Bulan, dan luas batas pengaruh Matahari akan sama dengan Mars. Ternyata Tata Surya kita jauh lebih besar dari Bumi seperti halnya Mars yang lebih besar dari gandum! Tapi ini baru permulaan.

Sekarang bayangkan soba ini akan menjadi sistem kita, yang ukurannya kira-kira sama dengan satu parsec. Maka Bima Sakti akan seukuran dua stadion sepak bola. Namun, ini tidak cukup bagi kami. Bima Sakti juga harus diperkecil hingga berukuran sentimeter. Ini akan menyerupai busa kopi yang dibungkus pusaran air di tengah ruang antargalaksi berwarna hitam kopi. Dua puluh sentimeter darinya ada “remah” spiral yang sama - Nebula Andromeda. Di sekelilingnya akan terdapat segerombolan galaksi kecil dari Cluster Lokal kita. Ukuran nyata Alam Semesta kita adalah 9,2 kilometer. Kita telah sampai pada pemahaman tentang dimensi Universal.

Di dalam gelembung universal

Namun, memahami skala itu sendiri saja tidak cukup. Penting untuk mewujudkan Semesta dalam dinamika. Mari kita bayangkan diri kita sebagai raksasa yang Bima Saktinya berdiameter satu sentimeter. Seperti disebutkan tadi, kita akan menemukan diri kita berada di dalam sebuah bola dengan radius 4,57 dan diameter 9,24 kilometer. Bayangkan kita bisa melayang di dalam bola ini, melakukan perjalanan, menempuh seluruh megaparsec dalam satu detik. Apa yang akan kita lihat jika Alam Semesta kita tidak terbatas?

Tentu saja, segala jenis galaksi yang tak terhitung jumlahnya akan muncul di hadapan kita. Elips, spiral, tidak beraturan. Beberapa area akan penuh dengan mereka, yang lain akan kosong. Ciri utamanya adalah secara visual mereka semua tidak bergerak sementara kita tidak bergerak. Namun begitu kita mengambil langkah, galaksi-galaksi itu sendiri akan mulai bergerak. Misalnya, jika kita dapat melihat Tata Surya mikroskopis di Bima Sakti yang panjangnya satu sentimeter, kita akan dapat mengamati perkembangannya. Bergerak sejauh 600 meter dari galaksi kita, kita akan melihat protobintang Matahari dan piringan protoplanet pada saat pembentukannya. Mendekatinya kita akan melihat bagaimana bumi muncul, kehidupan muncul dan manusia muncul. Dengan cara yang sama, kita akan melihat bagaimana galaksi berubah dan bergerak saat kita menjauh atau mendekatinya.

Akibatnya, semakin jauh galaksi yang kita lihat, semakin tua pula galaksi tersebut bagi kita. Jadi galaksi terjauh akan terletak lebih dari 1.300 meter dari kita, dan pada jarak 1.380 meter kita sudah akan melihat radiasi peninggalan. Benar, jarak ini hanya khayalan bagi kita. Namun, saat kita semakin dekat dengan radiasi latar gelombang mikro kosmik, kita akan melihat gambaran yang menarik. Secara alami, kita akan mengamati bagaimana galaksi terbentuk dan berkembang dari awan awal hidrogen. Ketika kita mencapai salah satu galaksi yang terbentuk ini, kita akan memahami bahwa kita telah menempuh jarak sama sekali bukan 1,375 kilometer, tetapi seluruhnya 4,57 kilometer.

Memperkecil

Hasilnya, ukuran kita akan semakin bertambah. Sekarang kita dapat menempatkan seluruh rongga dan dinding dalam kepalan tangan. Jadi kita akan menemukan diri kita berada dalam gelembung yang agak kecil yang tidak mungkin kita keluarkan. Jarak ke objek di tepi gelembung tidak hanya akan bertambah seiring jaraknya semakin dekat, namun tepinya sendiri akan bergeser tanpa batas. Inilah inti dari ukuran Alam Semesta yang dapat diamati.

Tidak peduli seberapa besar alam semesta, bagi pengamat alam semesta akan selalu berupa gelembung terbatas. Pengamat akan selalu berada di pusat gelembung ini, bahkan dialah pusatnya. Saat mencoba mencapai suatu benda di tepi gelembung, pengamat akan menggeser pusatnya. Saat Anda mendekati suatu objek, objek tersebut akan bergerak semakin jauh dari tepi gelembung dan pada saat yang sama berubah. Misalnya, dari awan hidrogen yang tidak berbentuk, ia akan berubah menjadi galaksi utuh atau, lebih jauh lagi, gugus galaksi. Selain itu, jalur menuju objek ini akan bertambah seiring Anda mendekatinya, karena ruang di sekitarnya akan berubah. Setelah mencapai objek tersebut, kita hanya akan memindahkannya dari tepi gelembung ke tengahnya. Di ujung alam semesta, radiasi peninggalan masih akan berkedip-kedip.

Jika kita berasumsi bahwa Alam Semesta akan terus mengembang dengan kecepatan yang dipercepat, kemudian berada di tengah-tengah gelembung dan memajukan waktu sebanyak miliaran, triliunan, dan bahkan urutan tahun yang lebih tinggi, kita akan melihat gambaran yang lebih menarik. Meskipun ukuran gelembung kita juga akan bertambah, komponen-komponennya yang berubah akan menjauh dari kita lebih cepat lagi, meninggalkan tepi gelembung ini, hingga setiap partikel Alam Semesta mengembara secara terpisah dalam gelembungnya yang sepi tanpa adanya kesempatan untuk berinteraksi dengan partikel lain.

Jadi, ilmu pengetahuan modern tidak memiliki informasi tentang ukuran sebenarnya Alam Semesta dan apakah ia mempunyai batas. Namun kita mengetahui dengan pasti bahwa Alam Semesta teramati mempunyai batas nyata dan kasat mata, masing-masing disebut radius Hubble (13,75 miliar tahun cahaya) dan radius partikel (45,7 miliar tahun cahaya). Batas-batas ini bergantung sepenuhnya pada posisi pengamat dalam ruang dan meluas seiring berjalannya waktu. Jika jari-jari Hubble mengembang dengan kecepatan cahaya, maka perluasan cakrawala partikel akan semakin cepat. Pertanyaan apakah percepatan cakrawala partikel akan berlanjut lebih jauh dan apakah akan digantikan oleh kompresi masih terbuka.

Pada awalnya, Alam Semesta merupakan gumpalan kehampaan yang semakin meluas. Keruntuhannya menyebabkan Big Bang, dalam plasma yang bernapas api tempat unsur-unsur kimia pertama ditempa. Kemudian gravitasi memampatkan awan gas pendingin selama jutaan tahun. Dan kemudian bintang-bintang pertama menyala, menerangi Alam Semesta yang megah dengan triliunan galaksi pucat... Gambaran dunia ini, yang didukung oleh penemuan astronomi terbesar abad ke-20, berdiri di atas landasan teoretis yang kokoh. Namun ada spesialis yang tidak menyukainya. Mereka terus-menerus mencari titik lemah di dalamnya, berharap kosmologi lain akan menggantikan kosmologi saat ini.

Pada awal tahun 1920-an, ilmuwan St. Petersburg Alexander Friedman, dengan asumsi sederhana bahwa materi memenuhi seluruh ruang secara seragam, menemukan solusi persamaan relativitas umum (GTR), yang menggambarkan perluasan alam semesta yang tidak stasioner. Bahkan Einstein tidak menganggap serius penemuan ini, percaya bahwa Alam Semesta pasti abadi dan tidak berubah. Untuk menggambarkan Alam Semesta seperti itu, ia bahkan memperkenalkan istilah lambda “anti-gravitasi” khusus ke dalam persamaan relativitas umum. Friedman segera meninggal karena demam tifoid, dan keputusannya dilupakan. Misalnya, Edwin Hubble, yang mengerjakan teleskop 100 inci terbesar di dunia di Observatorium Mount Wilson, belum pernah mendengar apa pun tentang gagasan ini.

Pada tahun 1929, Hubble telah mengukur jarak beberapa lusin galaksi dan, membandingkannya dengan spektrum yang diperoleh sebelumnya, secara tak terduga menemukan bahwa semakin jauh sebuah galaksi, semakin besar pergeseran merah garis spektrumnya. Cara termudah untuk menjelaskan pergeseran merah adalah efek Doppler. Namun ternyata semua galaksi dengan cepat menjauh dari kita. Sungguh aneh bahwa astronom Fritz Zwicky mengajukan hipotesis yang sangat berani tentang “cahaya lelah”, yang menyatakan bahwa bukan galaksi yang menjauh dari kita, tetapi kuanta cahaya selama perjalanan panjang mengalami hambatan terhadap pergerakannya, secara bertahap kehilangan energi dan berubah menjadi merah. Kemudian, tentu saja, mereka teringat akan gagasan perluasan ruang angkasa, dan ternyata pengamatan baru yang tidak kalah anehnya cocok dengan teori aneh yang terlupakan ini. Model Friedman juga mendapat manfaat dari fakta bahwa asal mula pergeseran merah di dalamnya terlihat sangat mirip dengan efek Doppler biasa: bahkan saat ini, tidak semua astronom memahami bahwa “hamburan” galaksi di ruang angkasa sama sekali tidak sama dengan perluasan galaksi. ruang itu sendiri dengan galaksi-galaksi yang “beku” di dalamnya.

Hipotesis “cahaya lelah” perlahan-lahan memudar dari pandangan pada akhir tahun 1930-an, ketika fisikawan mencatat bahwa foton kehilangan energi hanya melalui interaksi dengan partikel lain, dan dalam hal ini arah pergerakannya harus berubah setidaknya sedikit. Jadi gambar galaksi jauh dalam model “cahaya lelah” seharusnya kabur, seolah-olah di dalam kabut, tetapi gambar tersebut terlihat cukup jelas. Hasilnya, model Alam Semesta Friedmann, sebuah alternatif terhadap gagasan yang diterima secara umum, baru-baru ini menarik perhatian semua orang. (Namun, hingga akhir hayatnya, pada tahun 1953, Hubble sendiri mengakui bahwa perluasan ruang angkasa hanya merupakan dampak nyata.)

Standar alternatif dua kali

Namun karena alam semesta mengembang, berarti sebelumnya alam semesta menjadi lebih padat. Dengan membalikkan evolusinya secara mental, mahasiswa Friedman, fisikawan nuklir Georgi Gamow, menyimpulkan bahwa alam semesta awal begitu panas sehingga terjadi reaksi fusi termonuklir di dalamnya. Gamow mencoba menjelaskan kepada mereka prevalensi unsur-unsur kimia yang diamati, namun ia berhasil “memasak” hanya beberapa jenis inti cahaya di dalam kuali utama. Ternyata, selain hidrogen, dunia harus mengandung 23-25% helium, seperseratus persen deuterium, dan sepersejuta litium. Teori sintesis unsur-unsur berat pada bintang kemudian dikembangkan bersama rekan-rekannya oleh pesaing Gamow, ahli astrofisika Fred Hoyle.

Pada tahun 1948, Gamow juga meramalkan bahwa jejak yang dapat diamati akan tetap ada dari alam semesta yang panas - radiasi gelombang mikro yang didinginkan dengan suhu beberapa derajat Kelvin, datang dari segala arah di langit. Sayangnya, prediksi Gamow mengulangi nasib model Friedman: tidak ada yang terburu-buru mencari radiasinya. Teori alam semesta yang panas tampaknya terlalu berlebihan untuk melakukan eksperimen mahal untuk mengujinya. Selain itu, kesejajarannya terlihat dengan ciptaan ilahi, yang membuat banyak ilmuwan menjauhkan diri. Itu berakhir dengan Gamow meninggalkan kosmologi dan beralih ke genetika, yang sedang berkembang saat itu.

Pada tahun 1950-an, versi baru teori alam semesta stasioner, yang dikembangkan oleh Fred Hoyle bersama dengan astrofisikawan Thomas Gold dan ahli matematika Hermann Bondi, mendapatkan popularitas pada tahun 1950-an. Di bawah tekanan penemuan Hubble, mereka menerima perluasan Alam Semesta, namun tidak menerima evolusinya. Menurut teori mereka, perluasan ruang angkasa disertai dengan penciptaan atom hidrogen secara spontan, sehingga kepadatan rata-rata alam semesta tetap tidak berubah. Hal ini, tentu saja, merupakan pelanggaran terhadap hukum kekekalan energi, tetapi pelanggaran ini sangat tidak signifikan - tidak lebih dari satu atom hidrogen per miliar tahun per meter kubik ruang. Hoyle menyebut modelnya sebagai "teori penciptaan berkelanjutan" dan memperkenalkan medan C khusus (dari bahasa Inggris penciptaan - penciptaan) dengan tekanan negatif, yang memaksa Alam Semesta mengembang, sambil mempertahankan kepadatan materi yang konstan. Bertentangan dengan Gamow, Hoyle menjelaskan pembentukan semua unsur, termasuk unsur ringan, melalui proses termonuklir di bintang.

Latar belakang gelombang mikro kosmik yang diprediksi oleh Gamow secara tidak sengaja diketahui hampir 20 tahun kemudian. Penemunya menerima Hadiah Nobel, dan Alam Semesta Friedmann-Gamow yang panas dengan cepat menggantikan hipotesis yang bersaing. Hoyle, bagaimanapun, tidak menyerah dan, mempertahankan teorinya, berpendapat bahwa latar belakang gelombang mikro dihasilkan oleh bintang-bintang jauh, yang cahayanya dihamburkan dan dipancarkan kembali oleh debu kosmik. Namun cahaya di langit seharusnya tidak merata, namun hampir seragam sempurna. Secara bertahap, data dikumpulkan tentang komposisi kimia bintang dan awan kosmik, yang juga konsisten dengan model nukleosintesis primer Gam.

Dengan demikian, teori Big Bang yang memiliki dua alternatif menjadi diterima secara umum, atau, seperti yang biasa dikatakan saat ini, berubah menjadi arus utama ilmiah. Dan sekarang anak-anak sekolah diajari bahwa Hubble menemukan ledakan Alam Semesta (dan bukan ketergantungan pergeseran merah pada jarak), dan radiasi gelombang mikro kosmik, dengan tangan ringan astrofisikawan Soviet Joseph Samuilovich Shklovsky, menjadi radiasi peninggalan. Model alam semesta yang panas “dijahit” ke dalam pikiran manusia secara harfiah pada tingkat bahasa.

Empat Penyebab Pergeseran Merah

Manakah yang harus Anda pilih untuk menjelaskan hukum Hubble - ketergantungan pergeseran merah pada jarak?

Menggali di bawah fondasi

Namun sifat manusia sedemikian rupa sehingga begitu gagasan lain yang tak terbantahkan muncul di masyarakat, langsung ada orang yang ingin berdebat. Kritik terhadap kosmologi standar dapat dibagi menjadi konseptual, yang menunjukkan ketidaksempurnaan landasan teoretisnya, dan astronomi, yang mengutip fakta dan pengamatan spesifik yang sulit dijelaskan.

Sasaran utama serangan konseptual, tentu saja, adalah teori relativitas umum (GR). Einstein memberikan gambaran yang sangat indah tentang gravitasi, mengidentifikasikannya dengan kelengkungan ruang-waktu. Namun, dari relativitas umum, hal ini mengikuti keberadaan lubang hitam, benda-benda aneh yang pusatnya materi dikompresi menjadi titik dengan kepadatan tak terbatas. Dalam fisika, kemunculan ketidakterbatasan selalu menunjukkan batas penerapan suatu teori. Pada kepadatan sangat tinggi, relativitas umum harus digantikan oleh gravitasi kuantum. Namun semua upaya untuk memperkenalkan prinsip-prinsip fisika kuantum ke dalam relativitas umum telah gagal, yang memaksa fisikawan mencari teori gravitasi alternatif. Lusinan di antaranya dibangun pada abad ke-20. Sebagian besar tidak tahan terhadap pengujian eksperimental. Namun beberapa teori masih berlaku. Diantaranya misalnya teori medan gravitasi karya Akademisi Logunov, yang di dalamnya tidak ada ruang melengkung, tidak ada singularitas yang muncul, artinya tidak ada lubang hitam atau Big Bang. Di mana pun prediksi teori gravitasi alternatif tersebut dapat diuji secara eksperimental, prediksi tersebut sejalan dengan prediksi teori relativitas umum, dan hanya dalam kasus ekstrem - pada kepadatan sangat tinggi atau pada jarak kosmologis yang sangat jauh - kesimpulannya berbeda. Artinya struktur dan evolusi Alam Semesta pasti berbeda.

Kosmografi baru

Dahulu kala, Johannes Kepler, yang mencoba menjelaskan secara teoritis hubungan antara jari-jari orbit planet, menyarangkan polihedra beraturan satu sama lain. Baginya, bidang-bidang yang dideskripsikan dan ditorehkan di dalamnya tampak sebagai jalan paling langsung untuk mengungkap struktur alam semesta - “Misteri Kosmografis,” begitu ia menyebut bukunya. Belakangan, berdasarkan pengamatan Tycho Brahe, ia membuang gagasan kuno tentang kesempurnaan lingkaran dan bola, menyimpulkan bahwa planet-planet bergerak dalam bentuk elips.

Banyak astronom modern juga skeptis terhadap konstruksi spekulatif para ahli teori dan lebih memilih mendapatkan inspirasi dengan melihat ke langit. Dan di sana Anda dapat melihat bahwa Galaksi kita, Bima Sakti, adalah bagian dari gugus kecil yang disebut Grup Galaksi Lokal, yang tertarik ke pusat awan galaksi besar di konstelasi Virgo, yang dikenal sebagai Superkluster Lokal. Pada tahun 1958, astronom George Abel menerbitkan katalog 2.712 gugus galaksi di langit utara, yang kemudian dikelompokkan menjadi superkluster.

Setuju, alam semesta tidak terlihat seperti alam semesta yang dipenuhi materi secara seragam. Namun tanpa homogenitas dalam model Friedman, mustahil memperoleh rezim ekspansi yang konsisten dengan hukum Hubble. Dan kehalusan latar belakang gelombang mikro yang menakjubkan juga tidak dapat dijelaskan. Oleh karena itu, atas nama keindahan teori tersebut, homogenitas Alam Semesta dinyatakan sebagai prinsip Kosmologis, dan para pengamat diharapkan dapat memastikannya. Tentu saja, pada jarak yang kecil menurut standar kosmologis—seratus kali ukuran Bima Sakti—daya tarik antargalaksi mendominasi: mereka bergerak dalam orbit, bertabrakan, dan bergabung. Namun, mulai dari skala jarak tertentu, Alam Semesta harus menjadi homogen.

Pada tahun 1970-an, pengamatan belum memungkinkan kita untuk mengatakan dengan pasti apakah ada struktur yang lebih besar dari beberapa puluh megaparsec, dan kata-kata “homogenitas alam semesta skala besar” terdengar seperti mantra pelindung kosmologi Friedmann. Namun pada awal tahun 1990an situasinya telah berubah secara dramatis. Di perbatasan konstelasi Pisces dan Cetus, ditemukan kompleks superkluster berukuran sekitar 50 megaparsec, termasuk Superkluster Lokal. Di konstelasi Hydra, mereka pertama kali menemukan Great Attractor dengan ukuran 60 megaparsec, dan kemudian di belakangnya ada superkluster Shapley yang tiga kali lebih besar. Dan ini bukanlah objek yang terisolasi. Pada saat yang sama, para astronom mendeskripsikan Tembok Besar, sebuah kompleks dengan panjang 150 megaparsec, dan daftarnya terus bertambah.

Pada akhir abad ini, produksi peta 3D Alam Semesta mulai beroperasi. Dalam satu paparan teleskop diperoleh spektrum ratusan galaksi. Untuk melakukan hal ini, manipulator robotik menempatkan ratusan serat optik pada bidang fokus kamera Schmidt sudut lebar pada koordinat yang diketahui, mentransmisikan cahaya dari setiap galaksi ke laboratorium spektrografi. Survei SDSS terbesar hingga saat ini telah menentukan spektrum dan pergeseran merah dari satu juta galaksi. Dan struktur terbesar yang diketahui di Alam Semesta tetaplah Tembok Besar Sloan, yang ditemukan pada tahun 2003 menurut survei CfA-II sebelumnya. Panjangnya 500 megaparsec, yaitu 12% jarak ke cakrawala Alam Semesta Friedmann.

Seiring dengan konsentrasi materi, banyak wilayah ruang angkasa yang sepi juga telah ditemukan - ruang kosong, di mana tidak terdapat galaksi atau bahkan materi gelap misterius. Banyak diantaranya yang ukurannya melebihi 100 megaparsec, dan pada tahun 2007 American National Radio Astronomy Observatory melaporkan penemuan Great Void dengan diameter sekitar 300 megaparsec.

Keberadaan struktur megah tersebut menantang kosmologi standar, di mana ketidakhomogenan berkembang akibat penumpukan gravitasi materi akibat fluktuasi kepadatan kecil yang tersisa dari Big Bang. Berdasarkan kecepatan gerak alami galaksi yang teramati, mereka tidak dapat menempuh jarak lebih dari selusin atau dua megaparsec selama masa hidup Alam Semesta. Lalu bagaimana kita bisa menjelaskan konsentrasi suatu zat berukuran ratusan megaparsec?

Entitas Gelap

Sebenarnya, model Friedman “dalam bentuknya yang murni” tidak menjelaskan pembentukan struktur kecil sekalipun - galaksi dan gugus, kecuali kita menambahkan satu entitas khusus yang tidak dapat diamati, yang ditemukan pada tahun 1933 oleh Fritz Zwicky. Saat mempelajari gugus Coma, ia menemukan bahwa galaksi-galaksinya bergerak sangat cepat sehingga mereka dapat terbang dengan mudah. Mengapa cluster tersebut tidak hancur? Zwicky berpendapat bahwa massanya jauh lebih besar daripada perkiraan sumber cahaya. Inilah bagaimana massa tersembunyi muncul dalam astrofisika, yang sekarang disebut materi gelap. Tanpanya, mustahil untuk menggambarkan dinamika piringan galaksi dan gugus galaksi, pembelokan cahaya saat melewati gugus tersebut, dan asal muasalnya. Diperkirakan terdapat 5 kali lebih banyak materi gelap dibandingkan materi bercahaya normal. Telah ditetapkan bahwa ini bukanlah planetoid gelap, bukan lubang hitam, dan bukan partikel elementer yang diketahui. Materi gelap mungkin terdiri dari beberapa partikel berat yang hanya berpartisipasi dalam interaksi lemah.

Baru-baru ini, eksperimen satelit Italia-Rusia PAMELA mendeteksi kelebihan positron energik yang aneh dalam sinar kosmik. Ahli astrofisika tidak mengetahui sumber positron yang cocok dan berpendapat bahwa positron tersebut mungkin merupakan produk dari beberapa jenis reaksi dengan partikel materi gelap. Jika demikian, maka teori nukleosintesis primordial Gamow mungkin berisiko, karena teori tersebut tidak mengasumsikan adanya sejumlah besar partikel berat yang tidak diketahui di alam semesta awal.

Energi gelap misterius harus segera dimasukkan ke dalam model standar Alam Semesta pada pergantian abad ke-20 dan ke-21. Sesaat sebelum ini, metode baru untuk menentukan jarak ke galaksi jauh telah diuji. “Lilin standar” di dalamnya adalah ledakan supernova jenis khusus, yang pada puncak ledakannya selalu memiliki luminositas yang hampir sama. Kecerahan nyatanya digunakan untuk menentukan jarak ke galaksi tempat terjadinya bencana alam. Semua orang berharap bahwa pengukuran akan menunjukkan sedikit perlambatan dalam perluasan Alam Semesta di bawah pengaruh gravitasi materinya. Dengan sangat terkejut, para astronom menemukan bahwa perluasan alam semesta justru semakin cepat! Energi gelap diciptakan untuk memberikan tolakan kosmik universal yang menggembungkan Alam Semesta. Faktanya, ia tidak dapat dibedakan dari suku lambda dalam persamaan Einstein dan, yang lebih lucu, dari medan C dari teori Bondi-Gold-Hoyle tentang alam semesta stasioner, yang di masa lalu merupakan pesaing utama kosmologi Friedmann-Gamow. Ini adalah bagaimana ide-ide spekulatif buatan bermigrasi antar teori, membantu mereka bertahan di bawah tekanan fakta-fakta baru.

Jika model awal Friedman hanya memiliki satu parameter yang ditentukan dari pengamatan (kepadatan rata-rata materi di Alam Semesta), maka dengan munculnya “entitas gelap”, jumlah parameter “penyetelan” meningkat secara signifikan. Ini bukan hanya proporsi “bahan” gelap, tetapi juga sifat fisik yang diasumsikan secara sewenang-wenang, seperti kemampuan untuk berpartisipasi dalam berbagai interaksi. Bukankah semua ini mengingatkan kita pada teori Ptolemy? Semakin banyak epicycles yang ditambahkan ke dalamnya, untuk mencapai konsistensi dengan pengamatan, sampai ia runtuh karena beban desainnya yang terlalu rumit.

Alam Semesta DIY

Selama 100 tahun terakhir, berbagai macam model kosmologis telah diciptakan. Jika sebelumnya masing-masing dianggap sebagai hipotesis fisik yang unik, kini sikapnya menjadi lebih biasa-biasa saja. Untuk membangun model kosmologis, Anda perlu memahami tiga hal: teori gravitasi, yang menjadi sandaran sifat-sifat ruang, distribusi materi, dan sifat fisik pergeseran merah, yang menjadi asal ketergantungan: jarak - pergeseran merah R(z). Ini menetapkan kosmografi model, yang memungkinkan untuk menghitung berbagai efek: bagaimana kecerahan “lilin standar”, ukuran sudut “meter standar”, durasi “detik standar”, dan kecerahan permukaan dari “galaksi referensi” yang berubah seiring jarak (atau lebih tepatnya, dengan pergeseran merah). Yang tersisa hanyalah melihat ke langit dan memahami teori mana yang memberikan prediksi yang benar.

Bayangkan di malam hari Anda sedang duduk di gedung pencakar langit dekat jendela, memandangi lautan lampu kota yang terbentang di bawah. Jumlah mereka lebih sedikit di kejauhan. Mengapa? Mungkin ada daerah pinggiran yang miskin di sana, atau bahkan pembangunan telah terhenti sama sekali. Atau mungkin cahaya lenteranya diredupkan oleh kabut atau kabut asap. Atau kelengkungan permukaan bumi mempengaruhi hal ini, dan cahaya yang jauh melampaui cakrawala. Untuk setiap opsi, Anda dapat menghitung ketergantungan jumlah lampu pada jarak dan menemukan penjelasan yang sesuai. Beginilah cara para kosmolog mempelajari galaksi-galaksi jauh, mencoba memilih model alam semesta terbaik.

Agar tes kosmologis berhasil, penting untuk menemukan objek “standar” dan memperhitungkan pengaruh semua gangguan yang mengubah penampilannya. Para kosmolog observasional telah berjuang dengan hal ini selama delapan dekade. Misalnya saja tes ukuran sudut. Jika ruang kita berbentuk Euclidean, yaitu tidak melengkung, ukuran galaksi yang tampak akan berkurang berbanding terbalik dengan pergeseran merah z. Dalam model ruang melengkung Friedmann, ukuran sudut objek mengecil lebih lambat, dan kita melihat galaksi sedikit lebih besar, seperti ikan di akuarium. Bahkan ada model (Einstein mengerjakannya pada tahap awal), di mana ukuran galaksi mula-mula mengecil saat menjauh, dan kemudian mulai membesar lagi. Namun masalahnya adalah kita melihat galaksi-galaksi jauh seperti di masa lalu, dan selama evolusi ukurannya dapat berubah. Selain itu, pada jarak yang sangat jauh, bintik-bintik berkabut tampak lebih kecil karena tepiannya sulit terlihat.

Sangat sulit untuk memperhitungkan pengaruh efek-efek tersebut, dan oleh karena itu hasil tes kosmologis sering kali bergantung pada preferensi peneliti tertentu. Dalam sejumlah besar karya yang diterbitkan, kita dapat menemukan tes yang mengkonfirmasi dan menyangkal berbagai model kosmologis. Dan hanya profesionalisme ilmuwan yang menentukan mana yang harus dipercaya dan mana yang tidak. Berikut ini beberapa contohnya.

Pada tahun 2006, tim internasional yang terdiri dari tiga lusin astronom menguji apakah ledakan supernova jauh terjadi seiring waktu, seperti yang disyaratkan oleh model Friedmann. Mereka sepenuhnya setuju dengan teori tersebut: kilatan cahaya memanjang persis sebanyak frekuensi cahaya yang datang darinya berkurang - pelebaran waktu dalam relativitas umum memiliki efek yang sama pada semua proses. Hasil ini bisa saja menjadi paku terakhir dalam peti mati teori alam semesta stasioner (yang pertama 40 tahun yang lalu dinamai oleh Stephen Hawking sebagai latar belakang gelombang mikro kosmik), namun pada tahun 2009, ahli astrofisika Amerika Eric Lerner menerbitkan hasil yang justru sebaliknya. diperoleh dengan metode yang berbeda. Dia menggunakan uji kecerahan permukaan galaksi, yang ditemukan oleh Richard Tolman pada tahun 1930, khususnya untuk membuat pilihan antara alam semesta yang mengembang dan alam semesta yang statis. Dalam model Friedmann, kecerahan permukaan galaksi turun dengan sangat cepat seiring meningkatnya pergeseran merah, dan di ruang Euclidean dengan “cahaya lelah” peluruhannya jauh lebih lambat. Pada z = 1 (menurut Friedman, umur galaksi-galaksi sekitar setengah usia galaksi-galaksi di dekat kita), perbedaannya adalah 8 kali lipat, dan pada z = 5, yang mendekati batas kemampuan Teleskop Luar Angkasa Hubble, maka perbedaannya menjadi 8 kali lipat. lebih dari 200 kali lipat. Pengujian menunjukkan bahwa data tersebut hampir sepenuhnya sesuai dengan model “lampu lelah” dan sangat menyimpang dari model Friedman.

Alasan untuk ragu

Kosmologi observasional telah mengumpulkan banyak data yang meragukan kebenaran model kosmologi dominan, yang setelah menambahkan materi gelap dan energi, mulai disebut LCDM (Lambda - Cold Dark Matter). Masalah potensial untuk LCDM adalah peningkatan pesat dalam rekor pergeseran merah pada objek yang terdeteksi. Masanori Iye, seorang karyawan Observatorium Astronomi Nasional Jepang, mempelajari bagaimana rekor pergeseran merah galaksi, quasar, dan semburan sinar gamma (ledakan paling kuat dan suar terjauh di alam semesta yang dapat diamati) berkembang. Pada tahun 2008, semuanya telah melampaui ambang batas z = 6, dan rekor semburan sinar gamma z meningkat sangat pesat. Pada tahun 2009, mereka mencetak rekor lain: z = 8.2. Dalam model Friedman, usia ini setara dengan sekitar 600 juta tahun setelah Big Bang dan sesuai dengan batasan teori pembentukan galaksi yang ada: jika lebih dari itu, maka galaksi tidak akan punya waktu untuk terbentuk. Sementara itu, kemajuan dalam indikator z tampaknya tidak berhenti - semua orang menunggu data dari teleskop luar angkasa Herschel dan Planck baru, yang diluncurkan pada musim semi 2009. Jika objek dengan z = 15 atau 20 muncul, ini akan menjadi krisis LCDM yang parah.

Masalah lain diketahui pada tahun 1972 oleh Alan Sandage, salah satu kosmolog observasional yang paling dihormati. Ternyata hukum Hubble berlaku sangat baik di sekitar Bima Sakti. Dalam jarak beberapa megaparsec dari kita, materi terdistribusi dengan sangat tidak homogen, namun galaksi tampaknya tidak memperhatikan hal ini. Pergeseran merahnya sebanding dengan jaraknya, kecuali yang sangat dekat dengan pusat cluster besar. Kecepatan galaksi yang kacau tampaknya diredam oleh sesuatu. Menggambar analogi dengan gerakan termal molekul, paradoks ini kadang-kadang disebut anomali dinginnya aliran Hubble. Tidak ada penjelasan komprehensif untuk paradoks ini dalam LCDM, namun mendapat penjelasan alami dalam model “lampu lelah”. Alexander Raikov dari Observatorium Pulkovo berhipotesis bahwa pergeseran merah foton dan redaman kecepatan galaksi yang kacau mungkin merupakan manifestasi dari faktor kosmologis yang sama. Dan alasan yang sama mungkin menjelaskan anomali pergerakan pesawat antarplanet Amerika Pioneer 10 dan Pioneer 11. Saat mereka meninggalkan tata surya, mereka mengalami perlambatan kecil yang tidak dapat dijelaskan, jumlah yang tepat untuk menjelaskan dinginnya aliran Hubble.

Sejumlah kosmolog mencoba membuktikan bahwa materi di Alam Semesta tidak terdistribusi secara merata, melainkan secara fraktal. Artinya, berapa pun skala alam semesta yang kita pertimbangkan, alam semesta akan selalu memperlihatkan pergantian gugus dan ruang hampa pada tingkat yang sesuai. Orang pertama yang mengangkat topik ini adalah fisikawan Italia Luciano Piotroneiro pada tahun 1987. Dan beberapa tahun yang lalu, kosmolog St. Petersburg Yuri Baryshev dan Pekka Teerikorpi dari Finlandia menerbitkan monografi ekstensif “Struktur Fraktal Alam Semesta.” Sejumlah artikel ilmiah menyatakan bahwa dalam survei pergeseran merah, sifat fraktal sebaran galaksi terungkap dengan pasti hingga skala 100 megaparsec, dan heterogenitas ditelusuri hingga 500 megaparsec atau lebih. Dan baru-baru ini, Alexander Raikov, bersama dengan Viktor Orlov dari Universitas Negeri St. Petersburg, menemukan tanda-tanda distribusi fraktal dalam katalog semburan sinar gamma pada skala hingga z = 3 (yaitu, menurut model Friedmann di sebagian besar wilayah). alam semesta yang terlihat). Jika hal ini benar, kosmologi akan mengalami perubahan besar. Fraktalitas menggeneralisasi konsep homogenitas, yang karena alasan kesederhanaan matematisnya, dijadikan dasar kosmologi abad ke-20. Saat ini, fraktal dipelajari secara aktif oleh ahli matematika, dan teorema baru dibuktikan secara berkala. Fraktalitas struktur alam semesta berskala besar dapat menimbulkan konsekuensi yang sangat tidak terduga, dan siapa yang tahu apakah perubahan radikal dalam gambaran alam semesta dan perkembangannya menanti kita di masa depan?

Menangis dari hati

Namun, betapapun terinspirasinya “para pembangkang” kosmologis dengan contoh-contoh seperti itu, saat ini tidak ada teori yang koheren dan berkembang dengan baik tentang struktur dan evolusi Alam Semesta yang berbeda dari LCDM standar. Apa yang secara kolektif disebut kosmologi alternatif terdiri dari sejumlah klaim yang diajukan dengan benar oleh para pendukung konsep yang diterima secara umum, serta serangkaian ide menjanjikan dengan berbagai tingkat kecanggihan yang mungkin berguna di masa depan jika ada program penelitian alternatif yang kuat. muncul.

Banyak pendukung pandangan alternatif cenderung terlalu menekankan gagasan individu atau contoh tandingan. Mereka berharap dengan menunjukkan kesulitan model standar, model tersebut dapat ditinggalkan. Namun, seperti pendapat filsuf sains Imre Lakatos, baik eksperimen maupun paradoks tidak dapat menghancurkan sebuah teori. Hanya teori baru yang lebih baik yang dapat membunuh sebuah teori. Belum ada yang bisa ditawarkan sebagai kosmologi alternatif.

Tapi dari mana datangnya perkembangan baru yang serius, “alternatif” mengeluh, jika di seluruh dunia, di komite hibah, di kantor editorial jurnal ilmiah dan di komisi distribusi waktu pengamatan teleskop, mayoritas adalah pendukung standar. kosmologi. Mereka, kata mereka, hanya memblokir alokasi sumber daya untuk pekerjaan yang berada di luar arus utama kosmologis, dan menganggapnya sebagai pemborosan dana yang tidak berguna. Beberapa tahun yang lalu, ketegangan mencapai puncaknya sehingga sekelompok kosmolog menulis “Surat Terbuka untuk Komunitas Ilmiah” yang sangat keras di majalah New Scientist. Ia mengumumkan pembentukan organisasi publik internasional Alternative Cosmology Group (www.cosmology.info), yang sejak itu secara berkala mengadakan konferensinya sendiri, namun belum mampu mengubah situasi secara signifikan.

Sejarah ilmu pengetahuan mengetahui banyak kasus ketika program penelitian baru yang kuat secara tak terduga terbentuk berdasarkan ide-ide yang dianggap sangat alternatif dan kurang diminati. Dan, mungkin, kosmologi alternatif yang berbeda-beda saat ini membawa benih revolusi masa depan dalam gambaran dunia.