3. Hapësira rreth Tokës është e mbushur me mikrovalë në sfond

4. Mosha e Tokës, meteoritëve dhe yjeve më të vjetër nuk është shumë

5. Në të gjithë Universin e vëzhgueshëm, nga yjet e afërt deri te galaktikat më të largëta, për çdo 10 atome hidrogjeni ka 1 atom helium. Duket e pabesueshme që kushtet lokale mund të jenë kaq identike kudo. Fuqia e modelit të Big Bengut është se ai parashikon të njëjtin raport midis heliumit dhe hidrogjenit kudo.

6. Në rajonet e Universit që janë të largëta nga ne në hapësirë ​​dhe kohë, ka më shumë galaktika dhe kuazare aktive sesa pranë nesh. Kjo tregon evolucionin e Universit dhe kundërshton teorinë e një Universi të palëvizshëm.

Pikërisht në kushte të tilla të temperaturës dhe dendësisë së paimagjinueshme të lartë ndodhi lindja e Universit. Për më tepër, kjo mund të ishte një lindje në kuptimin e drejtpërdrejtë: disa kozmologë (të themi, Ya.B. Zeldovich në BRSS dhe L. Parker në SHBA) besonin se grimcat dhe fotonet e rrezeve gama lindën në atë epokë nga fusha gravitacionale. . Nga pikëpamja e fizikës, ky proces mund të ndodhte nëse singulariteti do të ishte anizotropik, d.m.th. fusha gravitacionale ishte jo uniforme. Në këtë rast, forcat gravitacionale të baticës mund të "tërheqin" grimcat reale nga vakuumi, duke krijuar kështu lëndën e Universit.

Duke studiuar proceset që ndodhën menjëherë pas Big Bengut, ne kuptojmë se teoritë tona fizike janë ende shumë të papërsosura. Evolucioni termik i Universit të hershëm varet nga krijimi i grimcave elementare masive, hadroneve, për të cilat fizika bërthamore ende di pak. Shumë nga këto grimca janë të paqëndrueshme dhe jetëshkurtër. Fizikani zviceran R. Hagedorn beson se mund të ketë një larmi të madhe hadronesh me masë në rritje, të cilët mund të formohen me bollëk në një temperaturë të rendit 10

Sipas një këndvështrimi tjetër, numri i llojeve të grimcave elementare masive është i kufizuar, kështu që temperatura dhe dendësia gjatë epokës së hadronit duhet të kishin arritur vlera të pafundme. Në parim, kjo mund të verifikohej: nëse përbërësit e kuarkut të hadroneve ishin grimca të qëndrueshme, atëherë një numër i caktuar kuarkesh dhe antikuarkesh duhet të ishin ruajtur nga ajo epokë e nxehtë. Por kërkimi për kuarke ishte i kotë; me shumë mundësi janë të paqëndrueshme. Cm . edhe GJERMJET KOMETARE.

Pas milisekondës së parë të zgjerimit të Universit, ndërveprimi i fortë (bërthamor) pushoi së luajturi një rol vendimtar në të: temperatura ra aq shumë sa bërthamat atomike pushuan së shemburi. Proceset e mëtejshme fizike u përcaktuan nga ndërveprimi i dobët, përgjegjës për krijimin e grimcave të dritës - leptoneve (d.m.th. elektronet, pozitronet, mezonet dhe neutrinot) nën ndikimin e rrezatimit termik. Kur, gjatë zgjerimit, temperatura e rrezatimit ra në afërsisht 10

Faza tjetër e zgjerimit, epoka e fotonit, karakterizohet nga mbizotërimi absolut i rrezatimit termik. Për çdo proton ose elektron të ruajtur, ka një miliard fotone. Në fillim këto ishin kuanta gama, por ndërsa universi u zgjerua, ato humbën energjinë dhe u bënë rreze x, ultravjollcë, optike, infra të kuqe dhe, më në fund, tani janë bërë kuanta radio, të cilat ne i pranojmë si radio me sfond të zi (relikt). emision.

1. Problemi i singularitetit: shumë veta dyshojnë në zbatueshmërinë e relativitetit të përgjithshëm, i cili jep një singularitet në të kaluarën. Propozohen teori alternative kozmologjike të lira nga singulariteti.

2. Problemi i izotropisë së Gjithësisë është i lidhur ngushtë me singularitetin. Duket e çuditshme që zgjerimi që filloi nga një gjendje singulare doli të ishte kaq izotropik. Megjithatë, është e mundur që zgjerimi fillimisht anizotropik gradualisht të bëhet izotropik nën ndikimin e forcave shpërndarëse.

3. Homogjen në shkallët më të mëdha, në shkallë më të vogla Universi është shumë heterogjen (galaktika, grupime galaktikash). Është e vështirë të kuptohet se si vetëm graviteti mund të çojë në shfaqjen e një strukture të tillë. Prandaj, kozmologët po eksplorojnë mundësitë e modeleve johomogjene të Big Bengut.

4. Së fundi, dikush mund të pyesë, cila është e ardhmja e Universit? Për t'iu përgjigjur, ju duhet të dini densitetin mesatar të materies në Univers. Nëse tejkalon një vlerë të caktuar kritike, atëherë gjeometria e hapësirë-kohës mbyllet dhe në të ardhmen Universi me siguri do të tkurret. Universi i mbyllur nuk ka kufij, por vëllimi i tij është i kufizuar. Nëse dendësia është nën kritike, atëherë Universi është i hapur dhe do të zgjerohet përgjithmonë. Universi i hapur është i pafund dhe ka vetëm një singularitet në fillim. Deri më tani, vëzhgimet janë në përputhje më të mirë me modelin e universit të hapur.

Më radikalja është se në fillim kishte kaos. Zgjerimi i Universit të hershëm ishte jashtëzakonisht anizotropik dhe johomogjen, por më pas proceset shpërhapëse zbutën anizotropinë dhe e afruan zgjerimin me modelin Friedmann-Lemaitre. Fati i inhomogjeniteteve është shumë kurioz: nëse amplituda e tyre ishte e madhe, atëherë ata në mënyrë të pashmangshme duhej të rrëzoheshin në vrima të zeza me një masë të përcaktuar nga horizonti aktual. Formimi i tyre mund të kishte filluar që nga koha e Plankut, kështu që Universi mund të kishte shumë vrima të zeza të vogla me masa deri në 10

Kaosi parësor mund të përmbajë shqetësime të çdo shkalle dhe amplitude; më i madhi prej tyre, në formën e valëve të zërit, mund të kishte mbijetuar nga epoka e Universit të hershëm deri në epokën e rrezatimit, kur lënda ishte ende mjaft e nxehtë për të lëshuar, thithur dhe shpërndarë rrezatimin. Por me fundin e kësaj epoke, plazma e ftohur u rikombinua dhe pushoi së bashkëveprimin me rrezatimin. Presioni dhe shpejtësia e zërit në gaz ranë, duke bërë që valët e zërit të shndërrohen në valë goditëse, duke e ngjeshur gazin dhe duke e bërë atë të shembet në galaktika dhe grupime. Në varësi të llojit të valëve fillestare, llogaritjet parashikojnë një pamje shumë të ndryshme, e cila jo gjithmonë korrespondon me atë të vëzhguar. Për të zgjedhur midis opsioneve të mundshme për modelet kozmologjike, një ide filozofike e njohur si parimi antropik është e rëndësishme: që në fillim, Universi duhet të kishte veti të tilla që të lejonin formimin e galaktikave, yjeve, planetëve dhe jetës inteligjente mbi to. Përndryshe nuk do të kishte njeri që të studionte kozmologjinë.

Një pikëpamje alternative është se nuk mund të mësohet më shumë për strukturën origjinale të universit sesa ato që ofrojnë vëzhgimet. Sipas kësaj qasjeje konservatore, Universi i ri nuk mund të konsiderohet kaotik, pasi tani është shumë izotropik dhe homogjen. Ato devijime nga uniformiteti që vërejmë në formën e galaktikave mund të rriten nën ndikimin e gravitetit nga inhomogjenitetet me densitet të vogël fillestar. Megjithatë, studimet e shpërndarjes në shkallë të gjerë të galaktikave (kryesisht të kryera nga J. Peebles në Princeton) nuk duket se e mbështesin këtë ide. Një tjetër mundësi interesante është që grupimet e vrimave të zeza të lindura gjatë epokës së hadronit mund të bëhen luhatjet fillestare për formimin e galaktikave.

Që Universi të mbyllet, dendësia mesatare e materies në të duhet të kalojë një vlerë të caktuar kritike. Vlerësimi i densitetit për lëndën e dukshme dhe të padukshme është shumë afër kësaj vlere.

Shpërndarja e galaktikave në hapësirë ​​është shumë heterogjene. Grupi ynë Lokal i galaktikave, i cili përfshin Rrugën e Qumështit, Andromedën dhe disa galaktika më të vogla, shtrihet në periferi të një sistemi të madh galaktikash të njohur si Supergrumbulli Virgo, qendra e të cilit përkon me grumbullimin e galaktikave të Virgjëreshës. Nëse dendësia mesatare e botës është e lartë dhe Universi është i mbyllur, atëherë duhet të vërehet një devijim i fortë nga zgjerimi izotropik, i shkaktuar nga tërheqja e galaktikave tona dhe fqinjëve në qendrën e Supergrupit. Në Universin e hapur ky devijim është i parëndësishëm. Vëzhgimet janë më në përputhje me modelin e hapur.

Me interes të madh për kozmologët është përmbajtja në lëndën kozmike e izotopit të rëndë të deuteriumit të hidrogjenit, i cili u formua gjatë reaksioneve bërthamore në momentet e para pas Big Bengut. Përmbajtja e deuteriumit doli të ishte jashtëzakonisht e ndjeshme ndaj densitetit të materies në atë epokë, dhe për këtë arsye në tonën. Sidoqoftë, "testi i deuteriumit" nuk është i lehtë për t'u kryer, sepse është e nevojshme të ekzaminohet substanca parësore, e cila nuk ka qenë në zorrët e yjeve që nga momenti i sintezës kozmologjike, ku deuteriumi digjet lehtësisht. Studimi i galaktikave jashtëzakonisht të largëta ka treguar se përmbajtja e deuteriumit korrespondon me një densitet të ulët të materies dhe, për rrjedhojë, me një model të hapur të Universit.

1. Modeli, simetrik në lidhje me materies dhe antimateries, supozon praninë e barabartë të këtyre dy llojeve të materies në Univers. Edhe pse është e qartë se Galaktika jonë praktikisht nuk përmban antimateries, sistemet fqinje të yjeve mund të përbëhen tërësisht prej saj; Për më tepër, rrezatimi i tyre do të ishte saktësisht i njëjtë me atë të galaktikave normale. Megjithatë, në epokat e mëparshme të zgjerimit, kur materia dhe antimateria ishin në kontakt më të ngushtë, asgjësimi i tyre duhet të kishte gjeneruar rrezatim të fuqishëm gama. Vëzhgimet nuk e zbulojnë atë, gjë që e bën modelin simetrik të pamundur.

2. Modeli i Big Bengut të Ftohtë supozon se zgjerimi filloi në temperaturën zero absolute. Vërtetë, në këtë rast shkrirja bërthamore duhet të ndodhë dhe të ngrohë lëndën, por rrezatimi i sfondit të mikrovalës nuk mund të lidhet më drejtpërdrejt me Big Bengun, por duhet të shpjegohet disi ndryshe. Kjo teori është tërheqëse sepse lënda në të është subjekt i fragmentimit dhe kjo është e nevojshme për të shpjeguar heterogjenitetin në shkallë të gjerë të Universit.

3. Modeli kozmologjik stacionar supozon lindjen e vazhdueshme të materies. Parimi kryesor i kësaj teorie, i njohur si Parimi Ideal Kozmologjik, thotë se Universi ka qenë gjithmonë dhe do të mbetet ashtu siç është tani. Vëzhgimet e hedhin poshtë këtë.

4. Janë konsideruar versionet e modifikuara të teorisë së gravitetit të Ajnshtajnit. Për shembull, teoria e K. Bruns dhe R. Dicke nga Princeton është përgjithësisht në përputhje me vëzhgimet brenda sistemit diellor. Modeli Bruns-Dicke, si dhe modeli më radikal F. Hoyle, në të cilin disa konstante themelore ndryshojnë me kalimin e kohës, kanë pothuajse të njëjtat parametra kozmologjikë në epokën tonë si modeli i Big Bengut.

5. Bazuar në teorinë e modifikuar të Ajnshtajnit, J. Lemaitre në vitin 1925 ndërtoi një model kozmologjik që kombinon Big Bengun me një fazë të gjatë të qetë, gjatë së cilës mund të formoheshin galaktikat. Ajnshtajni u interesua për këtë mundësi për të justifikuar modelin e tij të preferuar kozmologjik të një universi statik, por kur u zbulua zgjerimi i universit, ai e braktisi atë publikisht.

Hipoteza e një modeli me shumë fletë të Universit

Parathënie nga autori i faqes: Për vëmendjen e lexuesve të faqes "Njohuria është fuqi" ne ofrojmë fragmente nga kapitulli i 29-të i librit "Kujtimet" të Andrei Dmitrievich Sakharov. Akademiku Sakharov flet për punën në fushën e kozmologjisë, të cilën ai e kreu pasi filloi të angazhohej në mënyrë aktive në aktivitetet e të drejtave të njeriut - në veçanti, në mërgimin e Gorky. Ky material është me interes të padyshimtë për temën "Universi", diskutuar në këtë kapitull të faqes sonë. Do të njihemi me hipotezën e një modeli shumëfletësh të Universit dhe probleme të tjera të kozmologjisë dhe fizikës. ...Dhe, sigurisht, le të kujtojmë të kaluarën tonë të afërt tragjike.

Akademiku Andrei Dmitrievich SAKHAROV (1921-1989).

Në Moskë në vitet '70 dhe në Gorki, vazhdova përpjekjet e mia për të studiuar fizikë dhe kozmologji. Gjatë këtyre viteve nuk munda të parashtroj ide dukshëm të reja dhe vazhdova të zhvilloj ato drejtime që ishin paraqitur tashmë në veprat e mia të viteve '60 (dhe të përshkruara në pjesën e parë të këtij libri). Kjo është ndoshta fati i shumicës së shkencëtarëve kur arrijnë një kufi të caktuar moshe për ta. Megjithatë, nuk e humb shpresën se ndoshta diçka tjetër do të "shkëlqejë" për mua. Në të njëjtën kohë, më duhet të them se thjesht vëzhgimi i procesit shkencor, në të cilin ju vetë nuk merrni pjesë, por e dini se çfarë është, sjell gëzim të thellë të brendshëm. Në këtë kuptim, unë "nuk jam i pangopur".

Në vitin 1974 bëra dhe në vitin 1975 botova një punim në të cilin zhvillova idenë e një Lagranzhi zero të fushës gravitacionale, si dhe metodat e llogaritjes që kisha përdorur në punimet e mëparshme. Në të njëjtën kohë, doli që arrita te metoda e propozuar shumë vite më parë nga Vladimir Aleksandrovich Fok, dhe më pas nga Julian Schwinger. Megjithatë, përfundimi im dhe vetë rruga e ndërtimit, metodat ishin krejtësisht të ndryshme. Fatkeqësisht, nuk munda ta dërgoja punën time në Fok - ai vdiq pikërisht atëherë.

Më pas, zbulova disa gabime në artikullin tim. Ajo la të paqartë pyetjen nëse "graviteti i induktuar" (termi modern i përdorur në vend të termit "zero Lagranzhian") jep shenjën e saktë të konstantës gravitacionale në ndonjë nga opsionet që kam shqyrtuar.<...>

Tre vepra - një e botuar para dëbimit tim dhe dy pas dëbimit tim - i kushtohen problemeve kozmologjike. Në punimin e parë, unë diskutoj mekanizmat e asimetrisë së barionit. Me njëfarë interesi, ndoshta, janë konsideratat e përgjithshme në lidhje me kinetikën e reaksioneve që çojnë në asimetrinë e barionit të Universit. Megjithatë, konkretisht në këtë punim, unë arsyetoj në kuadrin e supozimit tim të vjetër për ekzistencën e një ligji të "kombinuar" të ruajtjes (shuma e numrave të kuarkeve dhe leptoneve është e ruajtur). Tashmë kam shkruar në pjesën e parë të kujtimeve të mia se si erdha në këtë ide dhe pse tani e konsideroj të gabuar. Në përgjithësi, kjo pjesë e punës më duket e pasuksesshme. Më pëlqen shumë më tepër pjesa e punës ku shkruaj modeli me shumë fletë i Universit . Ky është një supozim se zgjerimi kozmologjik i universit zëvendësohet me ngjeshje, pastaj një zgjerim i ri në atë mënyrë që ciklet e ngjeshjes - zgjerimit të përsëriten një numër të pafundëm. Modele të tilla kozmologjike kanë tërhequr prej kohësh vëmendjen. Ata i quanin autorë të ndryshëm "pulsuese" ose "luhatëse" modelet e Universit. Më pëlqen më shumë termi "modeli me shumë fletë" . Duket më shprehëse, më shumë në përputhje me kuptimin emocional dhe filozofik të tablosë madhështore të përsëritjes së përsëritur të cikleve të ekzistencës.

Për sa kohë që konservimi u supozua, modeli shumëfletësh hasi, megjithatë, një vështirësi të pakapërcyeshme që rrjedh nga një nga ligjet themelore të natyrës - ligji i dytë i termodinamikës.

Tërheqje. Në termodinamikë, futet një karakteristikë e caktuar e gjendjes së trupave, e quajtur. Babai im dikur kujtoi një libër të vjetër shkencor të njohur të quajtur "Mbretëresha e botës dhe hija e saj". (Fatkeqësisht, harrova se kush është autori i këtij libri.) Mbretëresha është, natyrisht, energji, dhe hija është entropia. Ndryshe nga energjia, për të cilën ekziston një ligj ruajtjeje, për entropinë ligji i dytë i termodinamikës vendos ligjin e rritjes (më saktë, moszvogëlimit). Proceset në të cilat entropia totale e trupave nuk ndryshon quhen (konsiderohen) të kthyeshme. Një shembull i një procesi të kthyeshëm është lëvizja mekanike pa fërkime. Proceset e kthyeshme janë një abstraksion, një rast kufizues i proceseve të pakthyeshme të shoqëruara me një rritje të entropisë totale të trupave (gjatë fërkimit, transferimit të nxehtësisë, etj.). Matematikisht, entropia përkufizohet si një sasi, rritja e së cilës është e barabartë me fluksin e nxehtësisë pjesëtuar me temperaturën absolute (supozohet gjithashtu - më saktë, rrjedh nga parimet e përgjithshme - që entropia në temperaturën zero absolute dhe entropia e vakumit janë të barabarta në zero).

Shembull numerik për qartësi. Një trup i caktuar me temperaturë 200 gradë transferon 400 kalori gjatë shkëmbimit të nxehtësisë në një trup të dytë me temperaturë 100 gradë. Entropia e trupit të parë u ul me 400/200, d.m.th. me 2 njësi, dhe entropia e trupit të dytë u rrit me 4 njësi; Entropia totale u rrit me 2 njësi, në përputhje me kërkesat e ligjit të dytë. Vini re se ky rezultat është pasojë e faktit se nxehtësia transferohet nga një trup më i nxehtë në një trup më të ftohtë.

Një rritje në entropinë totale gjatë proceseve jo ekuilibër përfundimisht çon në ngrohjen e substancës. Le t'i drejtohemi kozmologjisë, modeleve me shumë fletë. Nëse supozojmë se numri i barioneve është fiks, atëherë entropia për barion do të rritet pafundësisht. Substanca do të nxehet pafundësisht me çdo cikël, d.m.th. kushtet në Univers nuk do të përsëriten!

Vështirësia eliminohet nëse heqim dorë nga supozimi i ruajtjes së ngarkesës së barionit dhe konsiderojmë, në përputhje me idenë time të vitit 1966 dhe zhvillimin e tij pasues nga shumë autorë të tjerë, se ngarkesa e barionit lind nga "entropia" (d.m.th., lënda e nxehtë neutrale). në fazat e hershme të zgjerimit kozmologjik të Universit. Në këtë rast, numri i barioneve të formuar është në proporcion me entropinë në çdo cikël zgjerim-ngjeshje, d.m.th. kushtet për evolucionin e materies dhe formimin e formave strukturore mund të jenë afërsisht të njëjta në çdo cikël.

Për herë të parë shpiva termin "model me shumë fletë" në një punim të vitit 1969. Në artikujt e mi të fundit përdor të njëjtin term në një kuptim paksa të ndryshëm; E përmend këtu për të shmangur keqkuptimet.

I pari nga tre artikujt e fundit (1979) ekzaminoi një model në të cilin hapësira supozohet të jetë mesatarisht e sheshtë. Supozohet gjithashtu se konstanta kozmologjike e Ajnshtajnit nuk është zero dhe është negative (edhe pse shumë e vogël në vlerë absolute). Në këtë rast, siç tregojnë ekuacionet e teorisë së gravitetit të Ajnshtajnit, zgjerimi kozmologjik në mënyrë të pashmangshme ia lë vendin ngjeshjes. Për më tepër, çdo cikël përsërit plotësisht atë të mëparshëm për sa i përket karakteristikave të tij mesatare. Është e rëndësishme që modeli të jetë i sheshtë hapësinor. Së bashku me gjeometrinë e sheshtë (gjeometri Euklidiane), dy veprat e mëposhtme i kushtohen gjithashtu shqyrtimit të gjeometrisë së Lobachevsky dhe gjeometrisë së një hipersfere (një analog tredimensional i një sfere dydimensionale). Por në këto raste lind një problem tjetër. Një rritje e entropisë çon në një rritje të rrezes së Universit në momentet përkatëse të çdo cikli. Duke u ekstrapoluar në të kaluarën, ne zbulojmë se çdo cikël të caktuar mund të ishte paraprirë nga vetëm një numër i kufizuar ciklesh.

Në kozmologjinë "standarde" (një fletë) ekziston një problem: çfarë ishte atje përpara momentit të densitetit maksimal? Në kozmologjitë me shumë fletë (përveç rastit të një modeli të sheshtë hapësinor), ky problem nuk mund të shmanget - pyetja transferohet në momentin e fillimit të zgjerimit të ciklit të parë. Dikush mund të ketë pikëpamjen se fillimi i zgjerimit të ciklit të parë ose, në rastin e modelit standard, i vetmi cikël është Momenti i Krijimit të Botës, dhe për këtë arsye pyetja se çfarë ndodhi më parë qëndron përtej fushëveprimi i kërkimit shkencor. Megjithatë, ndoshta, po aq - ose, për mendimin tim, më - e justifikuar dhe e frytshme është qasja që lejon kërkime të pakufizuara shkencore të botës materiale dhe hapësirë-kohës. Në të njëjtën kohë, me sa duket, nuk ka vend për Aktin e Krijimit, por koncepti themelor fetar i kuptimit hyjnor të Qenies nuk ndikohet nga shkenca dhe qëndron përtej kufijve të saj.

Jam në dijeni të dy hipotezave alternative që lidhen me problemin në diskutim. Njëri prej tyre, më duket, u shpreh për herë të parë nga unë në vitin 1966 dhe iu nënshtrua një sërë sqarimesh në punimet e mëpasshme. Kjo është hipoteza e "kthimit të shigjetës së kohës". Është i lidhur ngushtë me të ashtuquajturin problem i kthyeshmërisë.

Siç kam shkruar tashmë, proceset plotësisht të kthyeshme nuk ekzistojnë në natyrë. Fërkimi, transferimi i nxehtësisë, emetimi i dritës, reaksionet kimike, proceset e jetës karakterizohen nga pakthyeshmëria, një ndryshim i mrekullueshëm midis së kaluarës dhe së ardhmes. Nëse filmojmë një proces të pakthyeshëm dhe më pas e luajmë filmin në drejtim të kundërt, do të shohim në ekran diçka që nuk mund të ndodhë në realitet (për shembull, një volant që rrotullohet nga inercia rrit shpejtësinë e rrotullimit të tij dhe kushinetat ftohen). Në mënyrë sasiore, pakthyeshmëria shprehet në një rritje monotonike të entropisë. Në të njëjtën kohë, atomet, elektronet, bërthamat atomike etj. që janë pjesë e të gjithë trupave. lëvizni sipas ligjeve të mekanikës (kuantike, por kjo është e parëndësishme këtu), të cilat janë plotësisht të kthyeshme në kohë (në teorinë kuantike të fushës - me reflektim të njëkohshëm të CP, shih në pjesën e parë). Asimetria e dy drejtimeve të kohës (prania e "shigjetës së kohës", siç thonë ata) me simetrinë e ekuacioneve të lëvizjes ka tërhequr prej kohësh vëmendjen e krijuesve të mekanikës statistikore. Diskutimi i kësaj çështje filloi në dekadat e fundit të shekullit të kaluar dhe ndonjëherë ishte mjaft i nxehtë. Zgjidhja që pak a shumë i kënaqte të gjithë ishte hipoteza se asimetria ishte për shkak të kushteve fillestare të lëvizjes dhe pozicionit të të gjitha atomeve dhe fushave "në të kaluarën pafundësisht të largët". Këto kushte fillestare duhet të jenë "të rastësishme" në një kuptim të mirëpërcaktuar.

Siç sugjerova (në vitin 1966 dhe më qartë në 1980), në teoritë kozmologjike që kanë një pikë të caktuar në kohë, këto kushte fillestare të rastësishme nuk duhet t'i atribuohen të kaluarës pafundësisht të largët (t -> - ∞), por kësaj pike të zgjedhur. (t = 0).

Pastaj automatikisht në këtë pikë entropia ka një vlerë minimale, dhe kur lëvizni përpara ose prapa prej saj në kohë, entropia rritet. Kjo është ajo që unë e quajta "kthimi i shigjetës së kohës". Që kur shigjeta e kohës kthehet, të gjitha proceset, duke përfshirë proceset informative (përfshirë proceset e jetës), janë të kundërta, nuk lindin paradokse. Idetë e mësipërme për përmbysjen e shigjetës së kohës, me sa di unë, nuk kanë marrë njohje në botën shkencore. Por më duken interesante.

Rrotullimi i shigjetës së kohës rikthen simetrinë e dy drejtimeve të kohës, të natyrshme në ekuacionet e lëvizjes në tablonë kozmologjike të botës!

Në vitet 1966-1967 Unë supozova se në pikën e kthesës së shigjetës së kohës, ndodh reflektimi i CPT. Ky supozim ishte një nga pikat fillestare të punës sime mbi asimetrinë e barionit. Këtu do të paraqes një hipotezë tjetër (kishte dorë Kirzhnitz, Linde, Guth, Turner e të tjerë; këtu kam vetëm vërejtjen se ka një kthesë të shigjetës së kohës).

Teoritë moderne supozojnë se vakuumi mund të ekzistojë në gjendje të ndryshme: i qëndrueshëm, me një densitet energjie të barabartë me zero me saktësi të madhe; dhe e paqëndrueshme, me një densitet të madh pozitiv të energjisë (konstante kozmologjike efektive). Gjendja e fundit nganjëherë quhet "vakum i rremë".

Një nga zgjidhjet e ekuacioneve të relativitetit të përgjithshëm për teori të tilla është si më poshtë. Universi është i mbyllur, d.m.th. në çdo moment përfaqëson një "hipersferë" me vëllim të fundëm (hipersfera është një analog tredimensional i sipërfaqes dydimensionale të një sfere; një hipersferë mund të imagjinohet e "ngulitur" në hapësirën Euklidiane katërdimensionale, ashtu si një dy-dimensionale sfera dimensionale është "ngulitur" në hapësirën tredimensionale). Rrezja e hipersferës ka një vlerë minimale të fundme në një moment në kohë (le ta shënojmë t = 0) dhe rritet me distancën nga kjo pikë, si përpara ashtu edhe prapa në kohë. Entropia është zero për një vakum të rremë (si për çdo vakum në përgjithësi) dhe kur largohet nga pika t = 0 përpara ose prapa në kohë, rritet për shkak të prishjes së vakumit të rremë, duke u kthyer në një gjendje të qëndrueshme të vakumit të vërtetë. . Kështu, në pikën t = 0, shigjeta e kohës rrotullohet (por nuk ka simetri kozmologjike CPT, e cila kërkon ngjeshje të pafundme në pikën e reflektimit). Ashtu si në rastin e simetrisë CPT, të gjitha ngarkesat e ruajtura këtu janë gjithashtu të barabarta me zero (për një arsye të parëndësishme - në t = 0 ekziston një gjendje vakum). Prandaj, në këtë rast është gjithashtu e nevojshme të supozohet shfaqja dinamike e asimetrisë së barionit të vëzhguar, për shkak të shkeljes së pandryshueshmërisë së CP.

Një hipotezë alternative për parahistorinë e universit është se në fakt nuk ka një Univers ose dy (si - në një farë kuptimi të fjalës - në hipotezën e rrotullimit të shigjetës së kohës), por shumë të ndryshëm rrënjësisht nga njëri-tjetri. dhe që lind nga një hapësirë ​​"primare" (ose grimcat e saj përbërëse; kjo mund të jetë thjesht një mënyrë tjetër për ta thënë). Universe të tjera dhe hapësira parësore, nëse ka kuptim të flasim për të, në veçanti, në krahasim me Universin "tonin", mund të kenë një numër të ndryshëm dimensionesh hapësinore dhe kohore "makroskopike" - koordinata (në Universin tonë - tre hapësinorë dhe një dimension kohor në Universe të tjera, gjithçka mund të jetë ndryshe!) Unë ju kërkoj të mos i kushtoni vëmendje të veçantë mbiemrit “makroskopik” të mbyllur në thonjëza. Ajo shoqërohet me hipotezën e “kompaktizimit”, sipas së cilës shumica e dimensioneve kompaktizohen, d.m.th. mbyllur në vetvete në një shkallë shumë të vogël.

Struktura e "Mega-Universit"

Supozohet se nuk ka lidhje shkakësore midis Universeve të ndryshme. Kjo është pikërisht ajo që justifikon interpretimin e tyre si Universe të veçanta. Unë e quaj këtë strukturë madhështore "Mega Universe". Disa autorë kanë diskutuar variacione të hipotezave të tilla. Në veçanti, hipoteza e lindjeve të shumëfishta të Universeve të mbyllura (përafërsisht hipersferike) mbrohet në një nga veprat e tij nga Ya.B. Zeldovich.

Idetë e Mega Universe janë jashtëzakonisht interesante. Ndoshta e vërteta qëndron pikërisht në këtë drejtim. Për mua, në disa prej këtyre ndërtimeve ka, megjithatë, një paqartësi të një natyre disi teknike. Është mjaft e pranueshme të supozohet se kushtet në rajone të ndryshme të hapësirës janë krejtësisht të ndryshme. Por ligjet e natyrës duhet domosdoshmërisht të jenë të njëjta kudo dhe gjithmonë. Natyra nuk mund të jetë si Mbretëresha në Alice in Wonderland të Carroll, e cila ndryshoi në mënyrë arbitrare rregullat e lojës së kroketit. Ekzistenca nuk është lojë. Dyshimet e mia kanë të bëjnë me ato hipoteza që lejojnë një thyerje të vazhdimësisë hapësirë ​​- kohë. A janë të pranueshme procese të tilla? A nuk janë ato shkelje të ligjeve të natyrës në pikat e thyerjes dhe jo të "kushteve të qenies"? E përsëris, nuk jam i sigurt se këto janë shqetësime të vlefshme; Ndoshta, përsëri, si në çështjen e ruajtjes së numrit të fermioneve, po e nis nga një këndvështrim shumë i ngushtë. Për më tepër, hipotezat ku lindja e Universeve ndodh pa prishur vazhdimësinë janë mjaft të imagjinueshme.

Supozimi se lindja spontane e shumë, dhe ndoshta e një numri të pafund Universesh që ndryshojnë në parametrat e tyre, dhe se Universi që na rrethon dallohet midis shumë botëve pikërisht nga kushti për shfaqjen e jetës dhe inteligjencës, quhet "parimi antropik. ” (AP). Zeldovich shkruan se konsiderata e parë e AP e njohur për të në kontekstin e një Universi në zgjerim i përket Idlis (1958). Në konceptin e një Universi me shumë gjethe, parimi antropik gjithashtu mund të luajë një rol, por për zgjedhjen midis cikleve të njëpasnjëshme ose rajoneve të tyre. Kjo mundësi diskutohet në veprën time "Modele të shumëfishta të Universit". Një nga vështirësitë e modeleve me shumë fletë është se formimi i "vrimave të zeza" dhe bashkimi i tyre thyen simetrinë në fazën e ngjeshjes aq shumë sa që është plotësisht e paqartë nëse kushtet e ciklit të ardhshëm janë të përshtatshme për formimin e një organizimi shumë të organizuar. strukturat. Nga ana tjetër, në cikle mjaft të gjata ndodhin proceset e kalbjes së barionit dhe avullimit të vrimës së zezë, duke çuar në zbutjen e të gjitha inhomogjeniteteve të densitetit. Unë supozoj se veprimi i kombinuar i këtyre dy mekanizmave - formimi i vrimave të zeza dhe rreshtimi i johomogjeniteteve - çon në një ndryshim të njëpasnjëshëm të cikleve "më të qetë" dhe më "të shqetësuar". Cikli ynë supozohej të paraprihej nga një cikël "i qetë" gjatë të cilit nuk u formuan vrima të zeza. Për të qenë specifik, ne mund të konsiderojmë një Univers të mbyllur me një vakum "të rremë" në pikën e kthesës së shigjetës së kohës. Konstanta kozmologjike në këtë model mund të konsiderohet e barabartë me zero ndryshimi nga zgjerimi në ngjeshje ndodh thjesht për shkak të tërheqjes së ndërsjellë të materies së zakonshme. Kohëzgjatja e cikleve rritet për shkak të rritjes së entropisë me çdo cikël dhe tejkalon çdo numër të caktuar (priret në pafundësi), në mënyrë që të plotësohen kushtet për prishjen e protoneve dhe avullimin e "vrimave të zeza".

Modelet me shumë fletë japin një përgjigje për të ashtuquajturin paradoks të numrave të mëdhenj (një shpjegim tjetër i mundshëm është hipoteza e Guth et al., e cila përfshin një fazë të gjatë "inflacioni", shih Kapitullin 18).

Një planet në periferi të një grumbulli yjor globular të largët. Artist © Don Dixon

Pse numri i përgjithshëm i protoneve dhe fotoneve në një Univers me vëllim të kufizuar është kaq jashtëzakonisht i madh, megjithëse i kufizuar? Dhe një formë tjetër e kësaj pyetje, në lidhje me versionin "e hapur", është pse numri i grimcave është kaq i madh në atë rajon të botës së pafund të Lobachevsky, vëllimi i së cilës është i rendit A 3 (A është rrezja e lakimit )?

Përgjigja e dhënë nga modeli shumëfletësh është shumë e thjeshtë. Supozohet se shumë cikle kanë kaluar tashmë që nga t = 0 gjatë çdo cikli, entropia (d.m.th., numri i fotoneve) u rrit dhe, në përputhje me rrethanat, u krijua një tepricë në rritje e barionit në çdo cikël. Raporti i numrit të barioneve me numrin e fotoneve në çdo cikël është konstant, pasi përcaktohet nga dinamika e fazave fillestare të zgjerimit të Universit në një cikël të caktuar. Numri i përgjithshëm i cikleve që nga t = 0 është i tillë që është marrë numri i vëzhguar i fotoneve dhe barioneve. Meqenëse numri i tyre rritet në mënyrë eksponenciale, për numrin e kërkuar të cikleve nuk do të marrim as një vlerë kaq të madhe.

Një nënprodukt i punës sime të vitit 1982 është një formulë për probabilitetin e bashkimit gravitacional të vrimave të zeza (është përdorur vlerësimi në librin e Zeldovich dhe Novikov).

Një tjetër mundësi intriguese, ose më mirë një ëndërr, lidhet me modelet me shumë fletë. Ndoshta një mendje shumë e organizuar, duke zhvilluar miliarda miliarda vjet gjatë një cikli, gjen një mënyrë për të transmetuar në formë të koduar disa nga pjesët më të vlefshme të informacionit që ka te trashëgimtarët e saj në ciklet pasuese, të ndara nga ky cikël në kohë nga një periudha e një gjendjeje super të dendur?.. Analogji - transmetim nga qeniet e gjalla brez pas brezi i informacionit gjenetik, i “ngjeshur” dhe i koduar në kromozomet e bërthamës së një qelize të fekonduar. Kjo mundësi, natyrisht, është absolutisht fantastike dhe nuk guxova të shkruaja për të në artikuj shkencorë, por në faqet e këtij libri i dhashë dorë të lirë vetes. Por pavarësisht kësaj ëndrre, hipoteza e një modeli shumëfletësh të Universit më duket e rëndësishme në një botëkuptim filozofik.

Të nderuar vizitorë!

Asnjë fizikant i vetëm sot nuk e kundërshton teorinë speciale të relativitetit, dhe vetëm disa kundërshtojnë parimet bazë të teorisë së përgjithshme të relativitetit. Vërtetë, teoria e përgjithshme e relativitetit lë shumë probleme të rëndësishme të pazgjidhura. Gjithashtu nuk ka dyshim se vëzhgimet dhe eksperimentet që mbështesin këtë teori janë të pakta dhe jo gjithmonë bindëse. Por edhe nëse nuk do të kishte fare prova, relativiteti i përgjithshëm do të ishte ende jashtëzakonisht tërheqës për shkak të thjeshtimeve të mëdha që fut në fizikë.

Thjeshtimet? Mund të duket e çuditshme të përdoret kjo fjalë në lidhje me një teori që përdor matematikën aq të avancuar sa dikush tha dikur se jo më shumë se dymbëdhjetë njerëz në të gjithë botën mund ta kuptonin atë (që ra fjala, ky numër u nënvlerësua qartë edhe në kohën kur Ky opinion u pranua përgjithësisht).

Aparati matematikor i teorisë së relativitetit është me të vërtetë kompleks, por ky kompleksitet kompensohet nga thjeshtimi i jashtëzakonshëm i pamjes së përgjithshme. Për shembull, reduktimi i gravitetit dhe inercisë në të njëjtin fenomen është i mjaftueshëm për ta bërë teorinë e përgjithshme të relativitetit drejtimin më të frytshëm në formimin e një pamjeje të botës.

Ajnshtajni e shprehu këtë ide në vitin 1921 kur ligjëroi mbi relativitetin në Universitetin Princeton: Aftësia për të shpjeguar barazinë numerike të inercisë dhe gravitetit me unitetin e natyrës së tyre i jep teorisë së përgjithshme të relativitetit, për mendimin tim, avantazhe të tilla mbi konceptet e mekanikës klasike që, në krahasim, të gjitha vështirësitë e hasura këtu duhet të konsiderohen të vogla. ...»

Për më tepër, teoria e relativitetit ka atë që matematikanët duan ta quajnë "elegancë". Kjo është një lloj vepre artistike. "Çdo dashnor i bukurisë," tha një herë Lorenz, "duhet të dëshirojë që ajo të dalë e saktë".

Në këtë kapitull, aspektet e vendosura fort të teorisë së relativitetit do të lihen mënjanë dhe lexuesi do të zhytet në një zonë debati intensiv, një fushë ku pikëpamjet janë pak më shumë se hamendje për t'u pranuar ose refuzuar në bazë të dëshmi shkencore.

Çfarë është Universi në tërësi? Ne e dimë se Toka është planeti i tretë nga Dielli në një sistem prej nëntë planetësh dhe se Dielli është një nga afërsisht njëqind miliardë yjet që përbëjnë galaktikën tonë. Ne e dimë se në rajonin e hapësirës që mund të hetohen nga teleskopët më të fuqishëm, ka galaktika të tjera të shpërndara, numri i të cilave duhet të jetë gjithashtu në miliarda. Vazhdon kjo pafundësisht?

A ka një numër të pafund galaktikash? Apo hapësira ka ende dimensione të fundme? (Ndoshta duhet të themi "hapësira jonë", sepse nëse hapësira jonë është e kufizuar, atëherë kush do të thotë se nuk ka hapësira të tjera të kufizuara?)

Astronomët po punojnë shumë për t'iu përgjigjur këtyre pyetjeve. Ata ndërtojnë të ashtuquajturat modele të Universit - fotografi imagjinare të botës, nëse konsiderohet si një e tërë. Në fillim të shekullit të nëntëmbëdhjetë, shumë astronomë supozuan se universi ishte i pakufishëm dhe përmbante një numër të pafund dielli. Hapësira u konsiderua Euklidiane. Reshjet e drejtpërdrejta shkuan në pafundësi në të gjitha drejtimet. Nëse një anije kozmike do të nisej në ndonjë drejtim dhe do të lëvizte në një vijë të drejtë, udhëtimi i saj do të zgjaste përgjithmonë dhe nuk do të arrinte kurrë në kufi. Kjo pikëpamje daton që nga grekët e lashtë. Atyre u pëlqente të thoshin se nëse një luftëtar e hidhte shtizën e tij gjithnjë e më tej në hapësirë, ai kurrë nuk do të mund të arrinte fundin; Nëse imagjinohej një fund i tillë, atëherë luftëtari mund të qëndronte aty dhe ta hidhte shtizën edhe më tej!

Ekziston një kundërshtim i rëndësishëm për këtë pikëpamje. Astronomi gjerman Heinrich Olbers vuri në dukje në 1826 se nëse numri i diejve ishte i pafund dhe këta diej shpërndaheshin rastësisht në hapësirë, atëherë një vijë e drejtë e tërhequr nga Toka në çdo drejtim do të kalonte përfundimisht nëpër ndonjë yll. Kjo do të thotë se i gjithë qielli i natës do të kishte qenë një sipërfaqe e vazhdueshme, duke lëshuar dritë verbuese të yjeve. Ne e dimë se kjo nuk është e vërtetë. Duhet shpikur disa shpjegime për errësirën e qiellit të natës për të shpjeguar atë që tani quhet paradoksi i Albers. Shumica e astronomëve të fundit të shekullit të nëntëmbëdhjetë dhe fillimit të shekullit të njëzetë besonin se numri i diejve ishte i kufizuar. Galaktika jonë, argumentuan ata, përmban të gjithë diellët që ekzistojnë. Çfarë ka jashtë galaktikës? Asgjë! (Vetëm në mesin e viteve njëzetë të këtij shekulli u shfaqën prova të pakundërshtueshme se kishte miliona galaktika në distanca të mëdha nga e jona.) Astronomë të tjerë supozuan se drita nga yjet e largët mund të përthithej nga grupime pluhuri ndëryjor.

Shpjegimin më të zgjuar e ka dhënë matematikani suedez W. K. Charlier. Galaktikat, tha ai, grupohen në shoqata, asociacione në super-shoqata, super-shoqata në super-super-shoqata, e kështu me radhë ad infinitum. Në çdo fazë të bashkimit, distancat midis grupeve rriten më shpejt se madhësia e grupeve. Nëse kjo është e saktë, atëherë sa më tej të vazhdojë një vijë e drejtë nga galaktika jonë, aq më pak ka gjasa që ajo të ndeshet me një galaktikë tjetër. Në të njëjtën kohë, kjo hierarki asociacionesh është e pafundme, kështu që ende mund të themi se Universi përmban një numër të pafund yjesh. Nuk ka asgjë të keqe me shpjegimin e Charlier për paradoksin Albers, përveç se ekziston shpjegimi më i thjeshtë i mëposhtëm.

Modeli i parë i Universit, i bazuar në teorinë e relativitetit, u propozua nga vetë Ajnshtajni në një punim të botuar në vitin 1917. Ishte një model elegant dhe i bukur, megjithëse Ajnshtajni më vonë u detyrua ta braktiste. U shpjegua tashmë më lart se fushat gravitacionale janë lakime të strukturës hapësinore-kohore të prodhuara nga prania e masave të mëdha të materies. Brenda çdo galaktike, pra, ka shumë kthesa dhe kthesa të ngjashme të hapësirë-kohës. Po në lidhje me zonat e gjera të hapësirës boshe midis galaktikave? Një këndvështrim është se sa më e madhe të jetë distanca nga galaktikat, aq më e sheshtë (më Euklidiane) bëhet hapësira. Nëse Universi do të ishte i lirë nga çdo lëndë, atëherë hapësira do të ishte plotësisht e sheshtë; disa, megjithatë, besojnë se në këtë rast do të ishte e pakuptimtë të thuhej se ka ndonjë strukturë fare. Në të dyja rastet, Universi i hapësirë-kohës shtrihet në mënyrë të pakufizuar në të gjitha drejtimet.

Ajnshtajni bëri një kundërofertë joshëse. Supozoni, tha ai, se sasia e materies në univers është mjaft e madhe për të siguruar një lakim të përgjithshëm pozitiv. Hapësira pastaj do të mbyllej në vetvete në të gjitha drejtimet. Kjo nuk mund të kuptohet plotësisht pa u thelluar në gjeometrinë katërdimensionale jo-Euklidiane, por kuptimi mund të kuptohet mjaft lehtë duke përdorur një model dydimensional. Le të imagjinojmë një vend të sheshtë të quajtur Ploskovia, ku jetojnë krijesa dydimensionale. Ata e konsiderojnë vendin e tyre si një aeroplan Euklidian që shtrihet pafundësisht në të gjitha drejtimet. Vërtetë, diellet e Ploskovia shkaktojnë fryrje të ndryshme në këtë aeroplan, por këto janë fryrje lokale që nuk ndikojnë në butësinë e përgjithshme. Megjithatë, ekziston një mundësi tjetër që astronomët në këtë vend mund ta imagjinojnë. Ndoshta çdo konveksitet lokal prodhon një lakim të lehtë të të gjithë rrafshit në atë mënyrë që veprimi total i të gjithë diejve do të çojë në deformimin e këtij plani në diçka të ngjashme me sipërfaqen e një sfere me gunga. Megjithatë, një sipërfaqe e tillë do të ishte e pakufishme në kuptimin që ju mund të lëvizni në çdo drejtim përgjithmonë dhe të mos arrini kurrë kufirin. Një luftëtar i Ploskovisë nuk mund të gjente një vend përtej të cilit nuk do të kishte ku të hidhte shtizën e tij të sheshtë. Megjithatë, sipërfaqja e vendit do të ishte e fundme. Një udhëtar që udhëtonte në një "vijë të drejtë" për një kohë mjaft të gjatë do të mbërrinte përfundimisht atje ku filloi.

Matematikanët thonë se një sipërfaqe e tillë është "e mbyllur". Sigurisht, nuk është pa kufi. Ashtu si hapësira e pafundme Euklidiane, qendra e saj është kudo, periferia nuk ekziston. Kjo “mbyllje”, një veti topologjike e një sipërfaqeje të tillë, mund të verifikohet lehtësisht nga banorët e këtij vendi. Një kriter tashmë është përmendur: lëvizja rreth sferës në të gjitha drejtimet. Një mënyrë tjetër për të kontrolluar do të ishte lyerja e kësaj sipërfaqeje. Nëse një banor i këtij vendi, duke filluar nga një vend i caktuar, do të fillonte të vizatonte rrathë gjithnjë e më të mëdhenj, ai përfundimisht do të mbyllej brenda një vendi në anën e kundërt të sferës. Megjithatë, nëse kjo sferë është e madhe dhe banorët zënë një pjesë të vogël të saj, ata nuk do të mund të kryejnë teste të tilla topologjike.

Ajnshtajni propozoi që hapësira jonë është "sipërfaqja" tre-dimensionale e një hipersfere të madhe (sferë katër-dimensionale). Koha në modelin e tij mbetet e palakuar; është një koordinatë e drejtpërdrejtë që shtrihet pafundësisht në të kaluarën dhe shtrihet pafundësisht përpara në të ardhmen. Nëse ky model mendohet si një strukturë hapësinore-kohore katërdimensionale, ai i ngjan një hipercilindri më shumë sesa një hipersfere. Për këtë arsye, një model i tillë zakonisht quhet modeli i "universit cilindrik". Në çdo kohë të caktuar, ne e shohim hapësirën si një lloj seksioni kryq tre-dimensionale të një hipercilindri. Çdo seksion kryq përfaqëson sipërfaqen e një hipersfere.

Galaktika jonë zë vetëm një pjesë të vogël të kësaj sipërfaqeje, kështu që nuk është ende e mundur të kryhet një eksperiment topologjik që do të vërtetonte mbylljen e saj. Por ekziston një mundësi themelore për të vërtetuar mbylljen. Duke vendosur një teleskop mjaftueshëm të fuqishëm në një drejtim, mund ta përqendroni atë në një galaktikë të caktuar dhe më pas, duke e kthyer teleskopin në drejtim të kundërt, të shihni anën e largët të së njëjtës galaktikë. Nëse do të kishte anije kozmike me një shpejtësi afër shpejtësisë së dritës, ato mund të rrethonin Universin, duke lëvizur në çdo drejtim në vijën më të drejtë të mundshme.

Universi nuk mund të “ngjyrohet” në kuptimin e mirëfilltë të fjalës, por në thelb e njëjta gjë mund të bëhet duke bërë harta sferike të Universit me përmasa gjithnjë e më të mëdha. Nëse hartografi e bën këtë mjaft gjatë, ai mund të zbulojë se është brenda sferës që po harton. Kjo sferë do të bëhet gjithnjë e më e vogël ndërsa ai vazhdon profesionin e tij, si rrethi që bëhet më i vogël kur një ploskovian mbyllet brenda një vendi.

Në disa aspekte, modeli jo-Euklidian i Ajnshtajnit është më i thjeshtë se modeli klasik, në të cilin hapësira nuk është e lakuar. Është më e thjeshtë në të njëjtin kuptim në të cilin një rreth mund të thuhet se është më i thjeshtë se një vijë e drejtë. Një vijë e drejtë shtrihet në pafundësi në të dy drejtimet, dhe pafundësia në matematikë është një gjë shumë e vështirë! Komoditeti i një rrethi është se ai është i kufizuar. Nuk ka fund, askush nuk duhet të shqetësohet se çfarë do të ndodhë me këtë linjë në pafundësi. Në një Univers të pastër Ajnshtajnian, askush nuk duhet të shqetësohet për të gjitha skajet e lirshme në pafundësi, ato që kozmologët pëlqejnë ta quajnë "kushte kufitare". Në universin komod të Ajnshtajnit nuk ka probleme kufitare, sepse ai nuk ka kufij.

Modele të tjera kozmologjike, plotësisht në përputhje me relativitetin e përgjithshëm, u diskutuan në vitet njëzet. Disa prej tyre kanë veti edhe më të pazakonta se Universi cilindrik i Ajnshtajnit. Astronomi holandez Billem de Sitter zhvilloi një model të një Universi të mbyllur dhe të kufizuar në të cilin koha është e lakuar në të njëjtën mënyrë si hapësira. Sa më tej shikoni nëpër hapësirën de Sitter, aq më ngadalë duket se lëviz ora. Nëse shikoni mjaft larg, mund të shihni zona ku koha ka ndalur plotësisht, "si në një festë çaji në shtëpinë e të çmendurit Shlyapochkin", shkruan Eddington, "ku është gjithmonë ora gjashtë e mbrëmjes".

"Nuk ka nevojë të mendosh se ka një lloj kufiri," shpjegon Bertrand Russell në "ABCs of Relativitetit". “Njerëzit që jetojnë në vendin, të cilin vëzhguesi ynë e konsideron si vendi i lotofagëve, jetojnë saktësisht në të njëjtën ngutje si vetë vëzhguesi, dhe atyre u duket se ai vetë është i ngrirë në qetësinë e përjetshme. Në fakt, nuk do ta dinit kurrë për këtë tokë të lotivësve, pasi do të duhej një kohë pafundësisht e gjatë që drita të arrinte prej saj. Mund të mësoni për vende që ndodhen jo shumë larg tij, por ai vetë do të mbetej gjithmonë pas horizontit.” Sigurisht, nëse do të udhëtonit në këtë zonë me një anije kozmike, duke mbajtur një vëzhgim të vazhdueshëm mbi të me një teleskop, do të shihnit se kalimi i kohës atje përshpejtohet ngadalë ndërsa i afroheni. Kur të mbërrini atje, gjithçka do të lëvizë me shpejtësi normale. Toka e short ngrënësve do të jetë tani në buzë të një horizonti të ri.

A keni vënë re se kur një aeroplan fluturon poshtë mbi ju dhe ngrihet ndjeshëm, lartësia e zërit nga motorët e tij zvogëlohet menjëherë? Ky quhet efekti Doppler, i quajtur sipas fizikanit austriak Christian Johann Doppler, i cili e zbuloi efektin në mesin e shekullit të nëntëmbëdhjetë. Është e lehtë të shpjegohet. Kur afrohet një aeroplan, valët e zërit nga motorët e tij dridhen daullen e veshit tuaj më shpesh sesa do të bënin nëse avioni do të ishte i palëvizshëm. Kjo rrit lartësinë e zërit. Ndërsa avioni largohet, goditjet që ndjejnë veshët tuaj nga dridhjet e zërit janë më pak të shpeshta. Tingulli ulet.

Absolutisht e njëjta gjë ndodh kur një burim drite lëviz shpejt drejt ose larg jush. Në këtë rast, shpejtësia e dritës (e cila është gjithmonë konstante), por jo gjatësia e valës së saj, duhet të mbetet e pandryshuar. Nëse ju dhe një burim drite lëvizni drejt njëri-tjetrit, efekti Doppler shkurton gjatësinë e valës së dritës, duke e zhvendosur ngjyrën drejt skajit vjollcë të spektrit. Nëse ju dhe burimi i dritës largoheni nga njëri-tjetri, efekti Doppler prodhon një zhvendosje të ngjashme drejt fundit të kuq të spektrit.

Në një nga leksionet e tij, Georgy Gamow tregoi një histori (pa dyshim anekdotike) rreth efektit Doppler, i cili është shumë i mirë për të mos përmendur këtu. Kjo duket se i ka ndodhur edhe fizikantit të famshëm amerikan nga Universiteti Johns Hopkins, Robert Wood, i cili u ndalua në Baltimore për shkak të semaforit të kuq. Përpara gjyqtarit, Wood shpjegoi shkëlqyeshëm, duke përdorur efektin Doppler, se shpejtësia e tij e madhe kishte bërë që drita e kuqe të kalonte në skajin vjollcë të spektrit, duke e bërë atë ta perceptonte atë si të gjelbër. Gjykatësi ishte i prirur të lironte Wood-in, por një nga studentët e Wood, të cilin Wood e kishte dështuar kohët e fundit, ndodhi në gjyq. Ai llogariti shpejt shpejtësinë e nevojshme që semafori të kthehet nga e kuqe në jeshile. Gjykatësi hodhi poshtë akuzën origjinale dhe gjobiti Wood për shpejtësi.

Doppler mendoi se efekti që ai zbuloi shpjegonte ngjyrën e dukshme të yjeve të largët: yjet e kuqërremtë duhet të largohen nga Toka, yjet kaltërosh - drejt Tokës. Siç doli, nuk ishte kështu (këto ngjyra u shpjeguan me arsye të tjera); në vitet njëzetë të shekullit tonë u zbulua se drita nga galaktikat e largëta shfaq një zhvendosje të qartë të kuqe, e cila nuk mund të shpjegohet bindshëm përveçse duke supozuar se këto galaktika lëvizin nga Toka. Për më tepër, kjo zhvendosje rritet mesatarisht në raport me distancën nga galaktika në Tokë. Nëse galaktika A është dy herë më larg se galaktika B, atëherë zhvendosja e kuqe nga A është afërsisht dy herë zhvendosja e kuqe nga B. Sipas astronomit anglez Fred Hoyle, zhvendosja e kuqe për shoqërimin e galaktikave në yjësinë Hidra tregon se kjo lidhje është duke u larguar nga Toka me një shpejtësi të madhe prej rreth 61,000 km/sek.

Janë bërë përpjekje të ndryshme për të shpjeguar zhvendosjen e kuqe me ndonjë metodë tjetër përveç efektit Doppler. Sipas teorisë së "lodhjes së lehtë", sa më gjatë të udhëtojë drita, aq më e ulët është frekuenca e saj e lëkundjeve. (Ky është një shembull i përsosur i një hipoteze ad hoc, d.m.th., një hipotezë e lidhur vetëm me këtë fenomen të veçantë, pasi nuk ka asnjë provë tjetër në favor të tij.) Një shpjegim tjetër është se kalimi i dritës përmes pluhurit kozmik çon në shfaqjen e një zhvendosjeje. Në modelin e de Sitter, kjo zhvendosje rrjedh qartë nga lakimi i kohës.

Por shpjegimi më i thjeshtë, ai që përshtatet më së miri me faktet e tjera të njohura, është se zhvendosja e kuqe tregon lëvizjen reale të galaktikave. Bazuar në këtë supozim, së shpejti u zhvilluan një seri e re modelesh të "universit në zgjerim".

Megjithatë, ky zgjerim nuk do të thotë se vetë galaktikat po zgjerohen ose se (siç besohet tani) distancat midis galaktikave në shoqatat e galaktikave po rriten. Me sa duket, ky zgjerim sjell një rritje të distancave midis shoqatave. Imagjinoni një top gjigant brumi të ndërthurur me disa qindra rrush të thatë. Çdo rrush i thatë përfaqëson një shoqatë galaktikash. Nëse ky brumë vendoset në furrë, zgjerohet në mënyrë të barabartë në të gjitha drejtimet, por madhësia e rrushit të thatë mbetet e njëjtë. Distanca midis rrushit të thatë rritet. Asnjë nga pikat kryesore nuk mund të quhet qendra e zgjerimit. Nga pikëpamja e çdo rrushi të vetëm, të gjitha rrush të tjerë duket se largohen prej tij.

Sa më e madhe të jetë distanca me rrushin e thatë, aq më e madhe është shpejtësia e dukshme e heqjes së tij.

Modeli i Universit i Ajnshtajnit është statik. Kjo për shkak se ai e zhvilloi këtë model përpara se astronomët të zbulonin zgjerimin e Universit. Për të parandaluar tkurrjen e universit të tij nga forcat gravitacionale dhe vdekjen e tij, Ajnshtajni u detyrua të supozonte në modelin e tij se kishte një forcë tjetër (ai e futi atë në model duke përdorur të ashtuquajturën "konstante kozmologjike"), roli i së cilës është për të zmbrapsur dhe mbajtur yjet në një distancë të caktuar nga njëri-tjetri.

Llogaritjet e kryera më vonë treguan se modeli i Ajnshtajnit ishte i paqëndrueshëm, si një monedhë që qëndronte në buzë. Shtytja më e vogël do të bëjë që ajo të bjerë ose në anën e përparme ose në anën e pasme, e para korrespondon me Universin që zgjerohet, e dyta me Universin që tkurret. Zbulimi i zhvendosjes së kuqe tregoi se Universi në çdo rast nuk po tkurret; kozmologët iu drejtuan modeleve të një universi në zgjerim.

U ndërtuan të gjitha llojet e modeleve të Universit në zgjerim. Shkencëtari sovjetik Alexander Friedman dhe abati belg Georges Lemaitre zhvilluan dy modelet më të famshme. Në disa nga këto modele, hapësira supozohet të jetë e mbyllur (lakim pozitiv), në të tjera - e hapur (lakim negativ), në të tjera, çështja nëse hapësira është e mbyllur mbetet e hapur.

Një nga modelet u propozua nga Eddington, i cili e përshkroi atë në një libër magjepsës, Universi në zgjerim. Modeli i tij është në thelb shumë i ngjashëm me atë të Ajnshtajnit, ai është i mbyllur, si një top i madh katërdimensional, dhe zgjerohet në mënyrë të njëtrajtshme në të tre dimensionet e tij hapësinore. Aktualisht, megjithatë, astronomët nuk janë të sigurt se hapësira është e mbyllur në vetvete. Me sa duket, dendësia e materies në hapësirë ​​nuk është e mjaftueshme për të çuar në lakim pozitiv. Astronomët favorizojnë një Univers të hapur ose të pafund me një lakim të përgjithshëm negativ, që i ngjan sipërfaqes së një shale.

Lexuesi nuk duhet të mendojë se nëse sipërfaqja e një sfere ka lakim pozitiv, atëherë nga brenda kjo sipërfaqe do të ketë lakim negativ. Lakimi i një sipërfaqe sferike është pozitive pavarësisht nga cila anë e shikoni atë - nga jashtë apo nga brenda. Lakimi negativ i sipërfaqes së sediljes shkaktohet nga fakti se në çdo moment kjo sipërfaqe është e lakuar ndryshe. Është konkave nëse e lëvizni dorën përgjatë saj nga mbrapa në pjesën e përparme dhe konveks nëse e lëvizni dorën nga një skaj në tjetrin. Njëra lakim shprehet si numër pozitiv, ndërsa tjetri si numër negativ. Për të marrë lakimin e kësaj sipërfaqeje në një pikë të caktuar, këta dy numra duhet të shumëzohen. Nëse ky numër është negativ në të gjitha pikat, siç duhet të jetë kur sipërfaqja është e lakuar ndryshe në çdo pikë, atëherë kjo sipërfaqe thuhet se ka lakim negativ. Sipërfaqja që rrethon një vrimë në një torus (donut) është një shembull tjetër i njohur i një sipërfaqeje të lakimit negativ. Sigurisht, sipërfaqe të tilla janë vetëm modele të përafërta të hapësirës tre-dimensionale të lakimit negativ.

Ndoshta, me ardhjen e teleskopëve më të fuqishëm, do të jetë e mundur të zgjidhet pyetja nëse lakimi i Universit është pozitiv, negativ ose i barabartë me zero. Teleskopi ju lejon të shihni galaktikat vetëm në një vëllim të caktuar sferik. Nëse galaktikat shpërndahen në mënyrë të rastësishme dhe nëse hapësira është Euklidiane (lakimi zero), numri i galaktikave brenda një sfere të tillë duhet të jetë gjithmonë proporcional me kubin e rrezes së asaj sfere. Me fjalë të tjera, nëse ndërtoni një teleskop që mund të duket dy herë më larg se çdo teleskop i mëparshëm, atëherë numri i galaktikave të dukshme duhet të rritet me n para 8n. Nëse ky kërcim rezulton të jetë më i vogël, do të thotë se lakimi i Universit është pozitiv nëse është më i madh, do të jetë negativ.

Ju mund të mendoni se duhet të jetë anasjelltas, por merrni parasysh rastin e sipërfaqeve dydimensionale me lakim pozitiv dhe negativ. Le të supozojmë se një rreth është prerë nga një fletë e sheshtë gome.

Rrushi i thatë është ngjitur mbi të në një distancë prej gjysmë centimetri nga njëri-tjetri. Për t'i dhënë kësaj gome formën e një sipërfaqe sferike, ajo duhet të jetë e ngjeshur dhe shumë nga rrushi i thatë do të bashkohen. Me fjalë të tjera, nëse në një sipërfaqe sferike rrushi i thatë duhet të mbetet gjysmë centimetri larg njëri-tjetrit, atëherë do të nevojiten më pak rrush të thatë. Nëse në sipërfaqen e shalës aplikohet gome, atëherë rrushi i thatë do të shpërndahet në distanca më të mëdha, d.m.th., për të ruajtur një distancë gjysmë centimetri midis rrushit të thatë në sipërfaqen e shalës, do të kërkohet më shumë rrush i thatë. Morali i gjithë kësaj mund të shprehet në një mënyrë humoristike: kur blini një shishe birrë, sigurohuni që t'i tregoni shitësit se dëshironi një shishe që të përmbajë hapësirë ​​të lakuar negativisht dhe jo pozitivisht?

Modelet e Universit në zgjerim nuk kërkojnë konstantën kozmologjike të Ajnshtajnit, e cila çon në zmbrapsjen hipotetike të yjeve.

(Ajnshtajni më vonë e konsideroi konceptin e një konstante kozmologjike si gabimin më të madh që kishte bërë ndonjëherë.) Me ardhjen e këtyre modeleve, çështja e paradoksit të Albers për shkëlqimin e qiellit të natës u bë menjëherë më e qartë. Modeli statik i Ajnshtajnit ndihmoi pak në këtë drejtim. Vërtetë, ai përmban vetëm një numër të kufizuar diejsh, por për shkak të hapësirës së mbyllur në model, drita nga këta diej detyrohet të shkojë përgjithmonë rreth universit, duke përkulur trajektoren e tij në përputhje me lakimet lokale të hapësirë-kohës. Rezultati është se qielli i natës është po aq i ndriçuar sa do të ishte nëse do të kishte një numër të pafund diejsh, përveç nëse supozojmë se Universi është aq i ri sa drita mund të bëjë vetëm një numër të kufizuar orbitash rrethore.

Koncepti i një universi në zgjerim e eliminon këtë paradoks shumë thjesht. Nëse galaktikat e largëta largohen nga Toka me shpejtësi proporcionale me distancat e tyre, atëherë sasia totale e dritës që arrin në Tokë duhet të ulet. Nëse ndonjë galaktikë është mjaft larg, shpejtësia e saj mund të kalojë shpejtësinë e dritës, atëherë drita prej saj nuk do të arrijë kurrë tek ne. Tani shumë astronomë besojnë seriozisht se nëse Universi nuk do të zgjerohej, atëherë nuk do të kishte fjalë për fjalë asnjë ndryshim midis natës dhe ditës.

Fakti që shpejtësia e galaktikave të largëta në lidhje me Tokën mund të tejkalojë shpejtësinë e dritës duket se është një shkelje e parimit që asnjë trup material nuk mund të lëvizë më shpejt se drita. Por, siç pamë në kapitullin. 4, kjo dispozitë është e vlefshme vetëm në kushte që plotësojnë kërkesat e teorisë speciale të relativitetit. Në relativitetin e përgjithshëm, ai duhet të riformulohet si më poshtë: asnjë sinjal nuk mund të transmetohet më shpejt se drita. Por një pyetje e rëndësishme mbetet ende e diskutueshme: nëse galaktikat e largëta mund të kapërcejnë barrierën e dritës dhe, duke u bërë të padukshme, të zhduken përgjithmonë nga shikimi i njeriut, edhe nëse ai ka teleskopët më të fuqishëm që mund të imagjinohet. Disa ekspertë besojnë se shpejtësia e dritës është me të vërtetë kufiri dhe se galaktikat më të largëta thjesht do të bëhen më të zbehta, pa u bërë kurrë plotësisht të padukshme (me kusht që, sigurisht, njerëzit të kenë instrumente mjaft të ndjeshme për t'i vëzhguar ato).

Galaktikat e vjetra, siç vuri në dukje dikush dikur, nuk vdesin kurrë. Ata thjesht zhduken gradualisht. Megjithatë, është e rëndësishme të kuptohet se asnjë galaktikë nuk zhduket në kuptimin që materia e saj zhduket nga Universi. Ai thjesht arrin një shpejtësi të tillë që bëhet e pamundur ose pothuajse e pamundur ta zbulosh atë me teleskopë në Tokë. Një galaktikë në zhdukje vazhdon të jetë e dukshme nga të gjitha galaktikat më afër saj. Çdo galaktikë ka një "horizont optik", një kufi sferik përtej të cilit teleskopët e saj nuk mund të depërtojnë. Këto horizonte sferike nuk përkojnë për asnjë dy galaktika. Astronomët kanë llogaritur se pika në të cilën galaktikat do të fillojnë të zhduken nga "fusha e shikimit" tonë është afërsisht dy herë më e madhe se diapazoni i çdo teleskopi optik modern. Nëse ky supozim është i saktë, atëherë rreth një e teta e të gjitha galaktikave që një ditë do të jenë të vëzhgueshme janë tani të dukshme.

Nëse Universi po zgjerohet (nuk ka rëndësi nëse hapësira është e sheshtë, e hapur apo e mbyllur), atëherë lind kjo pyetje e ndërlikuar. Si ishte Universi më parë? Ka dy mënyra të ndryshme për t'iu përgjigjur kësaj pyetjeje, dy modele moderne të Universit. Të dy modelet diskutohen në kapitullin vijues.

Shënime:

Personazhi i librit Lewis Kzrrol"Alice in Wonderland". - shënim përkthimi.

Një vend me bollëk dhe përtaci, shih Odisea. - shënim përkthimi.

A e dini se Universi që vëzhgojmë ka kufij mjaft të përcaktuar? Jemi mësuar ta lidhim Universin me diçka të pafundme dhe të pakuptueshme. Sidoqoftë, shkenca moderne, kur pyetet për "pafundësinë" e Universit, ofron një përgjigje krejtësisht të ndryshme për një pyetje kaq "të dukshme".

Sipas koncepteve moderne, madhësia e Universit të vëzhgueshëm është afërsisht 45.7 miliardë vite dritë (ose 14.6 gigaparseks). Por çfarë kuptimi kanë këto shifra?

Pyetja e parë që vjen në mendjen e një personi të zakonshëm është se si mund të mos jetë Universi i pafund? Duket se është e padiskutueshme që kontejneri i gjithçkaje që ekziston rreth nesh nuk duhet të ketë kufij. Nëse ekzistojnë këto kufij, çfarë saktësisht janë ata?

Le të themi se një astronaut arrin kufijtë e Universit. Çfarë do të shohë ai përballë tij? Një mur i fortë? Barriera e zjarrit? Dhe çfarë fshihet pas saj - zbrazëti? Një tjetër Univers? Por a mund të nënkuptojë zbrazëtia ose një Univers tjetër se ne jemi në kufirin e universit? Në fund të fundit, kjo nuk do të thotë se nuk ka "asgjë" atje. Boshllëku dhe një Univers tjetër janë gjithashtu "diçka". Por Universi është diçka që përmban absolutisht gjithçka "diçka".

Arrijmë në një kontradiktë absolute. Rezulton se kufiri i Universit duhet të na fshehë diçka që nuk duhet të ekzistojë. Ose kufiri i Universit duhet të rrethojë "çdo gjë" nga "diçka", por kjo "diçka" duhet të jetë gjithashtu pjesë e "çdo gjëje". Në përgjithësi, absurditet i plotë. Atëherë, si munden shkencëtarët të deklarojnë madhësinë, masën dhe madje moshën kufizuese të Universit tonë? Këto vlera, edhe pse në mënyrë të paimagjinueshme të mëdha, janë ende të fundme. A debaton shkenca me të dukshmen? Për ta kuptuar këtë, le të gjurmojmë fillimisht se si njerëzit arritën në kuptimin tonë modern të Universit.

Zgjerimi i kufijve

Që nga kohra të lashta, njerëzit kanë qenë të interesuar se si është bota përreth tyre. Nuk ka nevojë të japim shembuj të tre shtyllave dhe përpjekjeve të tjera të të parëve për të shpjeguar universin. Si rregull, në fund gjithçka erdhi në faktin se baza e të gjitha gjërave është sipërfaqja e tokës. Edhe në kohët e antikitetit dhe mesjetës, kur astronomët kishin njohuri të gjera për ligjet e lëvizjes planetare përgjatë sferës qiellore "fikse", Toka mbeti qendra e Universit.

Natyrisht, edhe në Greqinë e Lashtë kishte nga ata që besonin se Toka rrotullohet rreth Diellit. Kishte nga ata që flisnin për botët e shumta dhe pafundësinë e Universit. Por justifikimet konstruktive për këto teori u ngritën vetëm në kthesën e revolucionit shkencor.

Në shekullin e 16-të, astronomi polak Nicolaus Copernicus bëri përparimin e parë të madh në njohjen e Universit. Ai vërtetoi me vendosmëri se Toka është vetëm një nga planetët që rrotullohen rreth Diellit. Një sistem i tillë thjeshtoi shumë shpjegimin e një lëvizjeje kaq komplekse dhe të ndërlikuar të planetëve në sferën qiellore. Në rastin e një Toke të palëvizshme, astronomëve iu desh të dilnin me të gjitha llojet e teorive të zgjuara për të shpjeguar këtë sjellje të planetëve. Nga ana tjetër, nëse Toka pranohet si në lëvizje, atëherë një shpjegim për lëvizje të tilla të ndërlikuara vjen natyrshëm. Kështu, një paradigmë e re e quajtur "heliocentrizëm" zuri vend në astronomi.

Shumë Diej

Sidoqoftë, edhe pas kësaj, astronomët vazhduan ta kufizojnë Universin në "sferën e yjeve të palëvizshëm". Deri në shekullin e 19-të, ata nuk ishin në gjendje të vlerësonin distancën nga yjet. Për disa shekuj, astronomët janë përpjekur pa dobi të zbulojnë devijimet në pozicionin e yjeve në lidhje me lëvizjen orbitale të Tokës (paralaksat vjetore). Instrumentet e asaj kohe nuk lejonin matje kaq të sakta.

Më në fund, në 1837, astronomi ruso-gjerman Vasily Struve mati paralaksin. Kjo shënoi një hap të ri në të kuptuarit e shkallës së hapësirës. Tani shkencëtarët mund të thonë me siguri se yjet janë ngjashmëri të largëta me Diellin. Dhe drita jonë nuk është më qendra e gjithçkaje, por një "banor" i barabartë i një grupi yjor të pafund.

Astronomët i janë afruar edhe më shumë të kuptuarit të shkallës së Universit, sepse distancat nga yjet rezultuan të ishin vërtet monstruoze. Edhe madhësia e orbitave të planetëve dukej e parëndësishme në krahasim. Më pas ishte e nevojshme të kuptonim se si yjet janë të përqendruar në.

Shumë Rrugë të Qumështit

Filozofi i famshëm Immanuel Kant parashikoi themelet e të kuptuarit modern të strukturës në shkallë të gjerë të Universit në 1755. Ai hodhi hipotezën se Rruga e Qumështit është një grumbull yjor i madh rrotullues. Nga ana tjetër, shumë nga mjegullnajat e vëzhguara janë gjithashtu "rrugët e qumështit" më të largëta - galaktika. Pavarësisht kësaj, deri në shekullin e 20-të, astronomët besonin se të gjitha mjegullnajat janë burime të formimit të yjeve dhe janë pjesë e Rrugës së Qumështit.

Situata ndryshoi kur astronomët mësuan të masin distancat midis galaktikave duke përdorur . Shkëlqimi absolut i yjeve të këtij lloji varet rreptësisht nga periudha e ndryshueshmërisë së tyre. Duke krahasuar shkëlqimin e tyre absolut me atë të dukshëm, është e mundur të përcaktohet distanca deri në to me saktësi të lartë. Kjo metodë u zhvillua në fillim të shekullit të 20-të nga Einar Hertzschrung dhe Harlow Scelpi. Falë tij, astronomi sovjetik Ernst Epic në 1922 përcaktoi distancën deri në Andromeda, e cila doli të ishte një rend i madhësisë më i madh se madhësia e Rrugës së Qumështit.

Edwin Hubble vazhdoi iniciativën e Epic. Duke matur shkëlqimin e Cefeidëve në galaktika të tjera, ai mati distancën e tyre dhe e krahasoi atë me zhvendosjen e kuqe në spektrat e tyre. Kështu në vitin 1929 ai zhvilloi ligjin e tij të famshëm. Puna e tij hodhi poshtë përfundimisht pikëpamjen e vendosur se Rruga e Qumështit është skaji i Universit. Tani ajo ishte një nga shumë galaktikat që dikur konsideroheshin pjesë e saj. Hipoteza e Kantit u konfirmua pothuajse dy shekuj pas zhvillimit të saj.

Më pas, lidhja e zbuluar nga Hubble midis distancës së një galaktike nga një vëzhgues në lidhje me shpejtësinë e largimit të saj prej tij, bëri të mundur që të vizatohej një pamje e plotë e strukturës në shkallë të gjerë të Universit. Doli se galaktikat ishin vetëm një pjesë e parëndësishme e saj. Ata u lidhën në grupime, grupime në supergrupe. Nga ana tjetër, supergrupet formojnë strukturat më të mëdha të njohura në Univers - fijet dhe muret. Këto struktura, ngjitur me superboshllëqe të mëdha (), përbëjnë strukturën në shkallë të gjerë të Universit të njohur aktualisht.

Pafundësi e dukshme

Nga sa më sipër rezulton se në vetëm disa shekuj, shkenca gradualisht ka kaluar nga gjeocentrizmi në një kuptim modern të Universit. Megjithatë, kjo nuk përgjigjet pse ne e kufizojmë Universin sot. Në fund të fundit, deri më tani ne po flisnim vetëm për shkallën e hapësirës, ​​dhe jo për vetë natyrën e saj.

Personi i parë që vendosi të provojë pafundësinë e Universit ishte Isak Njutoni. Pasi zbuloi ligjin e gravitetit universal, ai besonte se nëse hapësira do të ishte e fundme, të gjithë trupat e saj herët a vonë do të bashkoheshin në një tërësi të vetme. Përpara tij, nëse dikush shprehte idenë e pafundësisë së Universit, ajo ishte ekskluzivisht në një rrjedhë filozofike. Pa asnjë bazë shkencore. Një shembull i kësaj është Giordano Bruno. Nga rruga, si Kanti, ai ishte shumë shekuj përpara shkencës. Ai ishte i pari që deklaroi se yjet janë diej të largët dhe planetët gjithashtu rrotullohen rreth tyre.

Duket se vetë fakti i pafundësisë është mjaft i justifikuar dhe i qartë, por pikat e kthesës së shkencës së shekullit të 20-të tronditën këtë "të vërtetë".

Universi i palëvizshëm

Hapi i parë domethënës drejt zhvillimit të një modeli modern të Universit u hodh nga Albert Einstein. Fizikani i famshëm prezantoi modelin e tij të një Universi të palëvizshëm në 1917. Ky model bazohej në teorinë e përgjithshme të relativitetit, të cilën ai e kishte zhvilluar një vit më parë. Sipas modelit të tij, Universi është i pafund në kohë dhe i fundëm në hapësirë. Por, siç u përmend më herët, sipas Njutonit, një Univers me një madhësi të fundme duhet të shembet. Për ta bërë këtë, Ajnshtajni prezantoi një konstante kozmologjike, e cila kompensonte tërheqjen gravitacionale të objekteve të largëta.

Pavarësisht se sa paradoksale mund të tingëllojë, Ajnshtajni nuk e kufizoi vetë fundshmërinë e Universit. Sipas mendimit të tij, Universi është një guaskë e mbyllur e një hipersfere. Një analogji është sipërfaqja e një sfere të zakonshme tre-dimensionale, për shembull, një glob ose Tokë. Sado që një udhëtar të udhëtojë nëpër Tokë, ai kurrë nuk do të arrijë skajin e saj. Megjithatë, kjo nuk do të thotë se Toka është e pafundme. Udhëtari thjesht do të kthehet në vendin nga i cili filloi udhëtimin e tij.

Në sipërfaqen e hipersferës

Në të njëjtën mënyrë, një endacak hapësinor, që përshkon Universin e Ajnshtajnit në një anije yje, mund të kthehet përsëri në Tokë. Vetëm këtë herë endacak do të lëvizë jo përgjatë sipërfaqes dy-dimensionale të një sfere, por përgjatë sipërfaqes tredimensionale të një hipersfere. Kjo do të thotë se Universi ka një vëllim të fundëm, dhe për rrjedhojë një numër të kufizuar yjesh dhe masësh. Megjithatë, Universi nuk ka kufij dhe asnjë qendër.

Ajnshtajni arriti në këto përfundime duke lidhur hapësirën, kohën dhe gravitetin në teorinë e tij të famshme. Para tij, këto koncepte konsideroheshin të ndara, prandaj hapësira e Universit ishte thjesht Euklidiane. Ajnshtajni vërtetoi se graviteti në vetvete është një lakim i hapësirë-kohës. Kjo ndryshoi rrënjësisht idetë e hershme për natyrën e Universit, bazuar në mekanikën klasike të Njutonit dhe gjeometrinë Euklidiane.

Universi në zgjerim

Edhe vetë zbuluesi i "Universit të ri" nuk ishte i huaj për iluzionet. Megjithëse Ajnshtajni e kufizoi Universin në hapësirë, ai vazhdoi ta konsideronte atë statik. Sipas modelit të tij, Universi ishte dhe mbetet i përjetshëm, dhe madhësia e tij mbetet gjithmonë e njëjtë. Në vitin 1922, fizikani sovjetik Alexander Friedman e zgjeroi ndjeshëm këtë model. Sipas llogaritjeve të tij, Universi nuk është aspak statik. Mund të zgjerohet ose tkurret me kalimin e kohës. Vlen të përmendet se Friedman erdhi në një model të tillë bazuar në të njëjtën teori të relativitetit. Ai arriti ta zbatonte më saktë këtë teori, duke anashkaluar konstanten kozmologjike.

Albert Einstein nuk e pranoi menjëherë këtë "amendament". Ky model i ri i erdhi në ndihmë zbulimit të Hubble të përmendur më parë. Recesioni i galaktikave vërtetoi padiskutim faktin e zgjerimit të Universit. Kështu që Ajnshtajni duhej të pranonte gabimin e tij. Tani Universi kishte një moshë të caktuar, e cila varet rreptësisht nga konstanta e Hubble, e cila karakterizon shkallën e zgjerimit të saj.

Zhvillimi i mëtejshëm i kozmologjisë

Ndërsa shkencëtarët u përpoqën të zgjidhnin këtë pyetje, u zbuluan shumë përbërës të tjerë të rëndësishëm të Universit dhe u zhvilluan modele të ndryshme të tij. Kështu në vitin 1948, George Gamow prezantoi hipotezën e "universit të nxehtë", e cila më vonë do të shndërrohej në teorinë e shpërthimit të madh. Zbulimi në vitin 1965 konfirmoi dyshimet e tij. Tani astronomët mund të vëzhgonin dritën që erdhi nga momenti kur Universi u bë transparent.

Lënda e errët, e parashikuar në 1932 nga Fritz Zwicky, u konfirmua në 1975. Lënda e errët në fakt shpjegon vetë ekzistencën e galaktikave, grupimeve të galaktikave dhe vetë strukturës Universale në tërësi. Kështu mësuan shkencëtarët se pjesa më e madhe e masës së Universit është plotësisht e padukshme.

Më në fund, në vitin 1998, gjatë një studimi të distancës deri në, u zbulua se Universi po zgjerohet me një ritëm përshpejtues. Kjo pikë kthese e fundit në shkencë lindi kuptimin tonë modern të natyrës së universit. Koeficienti kozmologjik, i prezantuar nga Ajnshtajni dhe i hedhur poshtë nga Friedman, përsëri gjeti vendin e tij në modelin e Universit. Prania e një koeficienti kozmologjik (konstanta kozmologjike) shpjegon zgjerimin e përshpejtuar të tij. Për të shpjeguar praninë e një konstante kozmologjike, u prezantua koncepti i një fushe hipotetike që përmban pjesën më të madhe të masës së Universit.

Kuptimi modern i madhësisë së universit të vëzhgueshëm

Modeli modern i Universit quhet edhe modeli ΛCDM. Shkronja "Λ" nënkupton praninë e një konstante kozmologjike, e cila shpjegon zgjerimin e përshpejtuar të Universit. "CDM" do të thotë se Universi është i mbushur me materie të errët të ftohtë. Studimet e fundit tregojnë se konstanta e Hubble është rreth 71 (km/s)/Mpc, që korrespondon me moshën e Universit 13.75 miliardë vjet. Duke ditur moshën e Universit, ne mund të vlerësojmë madhësinë e rajonit të tij të vëzhgueshëm.

Sipas teorisë së relativitetit, informacioni për çdo objekt nuk mund të arrijë një vëzhgues me një shpejtësi më të madhe se shpejtësia e dritës (299,792,458 m/s). Rezulton se vëzhguesi nuk sheh vetëm një objekt, por të kaluarën e tij. Sa më larg të jetë një objekt prej tij, aq më e largët duket e shkuara. Për shembull, duke parë Hënën, ne shohim siç ishte pak më shumë se një sekondë më parë, Diellin - më shumë se tetë minuta më parë, yjet më të afërt - vite, galaktikat - miliona vjet më parë, etj. Në modelin e palëvizshëm të Ajnshtajnit, Universi nuk ka kufi moshe, që do të thotë se rajoni i tij i vëzhgueshëm gjithashtu nuk është i kufizuar nga asgjë. Vëzhguesi, i armatosur me instrumente astronomike gjithnjë e më të sofistikuara, do të vëzhgojë objekte gjithnjë e më të largëta dhe të lashta.

Kemi një pamje ndryshe me modelin modern të Universit. Sipas tij, Universi ka një moshë, dhe për rrjedhojë një kufi vëzhgimi. Kjo do të thotë, që nga lindja e Universit, asnjë foton nuk mund të kishte udhëtuar një distancë më të madhe se 13.75 miliardë vite dritë. Rezulton se mund të themi se Universi i vëzhgueshëm është i kufizuar nga vëzhguesi në një rajon sferik me një rreze prej 13.75 miliardë vite dritë. Megjithatë, kjo nuk është plotësisht e vërtetë. Nuk duhet të harrojmë për zgjerimin e hapësirës së Universit. Në kohën kur fotoni të arrijë te vëzhguesi, objekti që e emetoi atë do të jetë tashmë 45.7 miliardë vite dritë larg nesh. vjet. Kjo madhësi është horizonti i grimcave, është kufiri i Universit të vëzhgueshëm.

Mbi horizont

Pra, madhësia e Universit të vëzhgueshëm ndahet në dy lloje. Madhësia e dukshme, e quajtur edhe rrezja e Hubble (13.75 miliardë vite dritë). Dhe madhësia reale, e quajtur horizonti i grimcave (45.7 miliardë vite dritë). E rëndësishme është që të dy këto horizonte nuk e karakterizojnë aspak madhësinë reale të Universit. Së pari, ato varen nga pozicioni i vëzhguesit në hapësirë. Së dyti, ato ndryshojnë me kalimin e kohës. Në rastin e modelit ΛCDM, horizonti i grimcave zgjerohet me një shpejtësi më të madhe se horizonti i Hubble. Shkenca moderne nuk i përgjigjet pyetjes nëse kjo prirje do të ndryshojë në të ardhmen. Por nëse supozojmë se Universi vazhdon të zgjerohet me nxitim, atëherë të gjitha ato objekte që shohim tani herët a vonë do të zhduken nga "fusha jonë e vizionit".

Aktualisht, drita më e largët e vëzhguar nga astronomët është rrezatimi kozmik i sfondit të mikrovalës. Duke parë në të, shkencëtarët e shohin Universin ashtu siç ishte 380 mijë vjet pas Big Bengut. Në këtë moment, Universi u ftohur mjaftueshëm sa që mundi të lëshonte fotone të lira, të cilat sot zbulohen me ndihmën e teleskopëve radio. Në atë kohë, nuk kishte yje apo galaktika në Univers, por vetëm një re e vazhdueshme hidrogjeni, heliumi dhe një sasi e parëndësishme elementësh të tjerë. Nga parregullsitë e vërejtura në këtë re, më pas do të formohen grupime galaktikash. Rezulton se janë pikërisht ato objekte që do të formohen nga johomogjenitetet e rrezatimit të sfondit kozmik të mikrovalës që ndodhen më afër horizontit të grimcave.

Kufijtë e vërtetë

Nëse Universi ka kufij të vërtetë, të pavëzhgueshëm, është ende një çështje spekulimi pseudoshkencor. Në një mënyrë apo tjetër, të gjithë bien dakord për pafundësinë e Universit, por e interpretojnë këtë pafundësi në mënyra krejtësisht të ndryshme. Disa e konsiderojnë Universin si shumëdimensional, ku Universi ynë "lokal" tredimensional është vetëm një nga shtresat e tij. Të tjerë thonë se Universi është fraktal - që do të thotë se Universi ynë lokal mund të jetë një grimcë e një tjetri. Nuk duhet të harrojmë për modelet e ndryshme të Multiversit me Universet e tij të mbyllura, të hapura, paralele dhe vrimat e krimbit. Dhe ka shumë e shumë versione të ndryshme, numri i të cilave është i kufizuar vetëm nga imagjinata njerëzore.

Por nëse ndezim realizmin e ftohtë ose thjesht tërhiqemi nga të gjitha këto hipoteza, atëherë mund të supozojmë se Universi ynë është një enë homogjene e pafundme e të gjitha yjeve dhe galaktikave. Për më tepër, në çdo pikë shumë të largët, qofshin miliarda gigaparseks nga ne, të gjitha kushtet do të jenë saktësisht të njëjta. Në këtë pikë, horizonti i grimcave dhe sfera Hubble do të jenë saktësisht të njëjta, me të njëjtin rrezatim relikt në skajin e tyre. Do të ketë të njëjtat yje dhe galaktika përreth. Interesante, kjo nuk bie ndesh me zgjerimin e Universit. Në fund të fundit, nuk është vetëm Universi që po zgjerohet, por vetë hapësira e tij. Fakti që në momentin e Big Bengut Universi u ngrit vetëm nga një pikë do të thotë se dimensionet pafundësisht të vogla (praktikisht zero) që ishin atëherë tani janë shndërruar në të mëdha të paimagjinueshme. Në të ardhmen, ne do të përdorim pikërisht këtë hipotezë për të kuptuar qartë shkallën e Universit të vëzhgueshëm.

Përfaqësimi vizual

Burime të ndryshme ofrojnë të gjitha llojet e modeleve vizuale që i lejojnë njerëzit të kuptojnë shkallën e Universit. Megjithatë, nuk mjafton që ne të kuptojmë se sa i madh është kozmosi. Është e rëndësishme të imagjinohet se si koncepte të tilla si horizonti Hubble dhe horizonti i grimcave manifestohen në të vërtetë. Për ta bërë këtë, le të imagjinojmë modelin tonë hap pas hapi.

Le të harrojmë se shkenca moderne nuk di për rajonin "të huaj" të Universit. Duke hedhur poshtë versionet e multiverseve, Universin fraktal dhe "varietetet" e tjera të tij, le të imagjinojmë se ai është thjesht i pafund. Siç u përmend më herët, kjo nuk bie ndesh me zgjerimin e hapësirës së saj. Sigurisht, marrim parasysh se sfera e saj Hubble dhe sfera e grimcave janë përkatësisht 13.75 dhe 45.7 miliardë vite dritë.

Shkalla e Universit

Shtypni butonin START dhe zbuloni një botë të re, të panjohur!
Së pari, le të përpiqemi të kuptojmë se sa e madhe është shkalla Universale. Nëse keni udhëtuar rreth planetit tonë, mund ta imagjinoni mirë se sa e madhe është Toka për ne. Tani imagjinoni planetin tonë si një kokërr hikërror që lëviz në orbitë rreth një diell-shalqi me madhësinë e gjysmës së një fushe futbolli. Në këtë rast, orbita e Neptunit do të korrespondojë me madhësinë e një qyteti të vogël, zona do të korrespondojë me Hënën dhe zona e kufirit të ndikimit të Diellit do të korrespondojë me Marsin. Rezulton se Sistemi ynë Diellor është po aq më i madh se Toka sa Marsi është më i madh se hikërrori! Por ky është vetëm fillimi.

Tani le të imagjinojmë që kjo hikërror do të jetë sistemi ynë, madhësia e të cilit është afërsisht e barabartë me një parsek. Atëherë Rruga e Qumështit do të jetë sa dy stadiume futbolli. Megjithatë, kjo nuk do të na mjaftojë. Rruga e Qumështit gjithashtu do të duhet të reduktohet në madhësinë centimetra. Do t'i ngjajë disi shkumës së kafesë të mbështjellë në një vorbull në mes të hapësirës ndërgalaktike të zezë si kafeja. Njëzet centimetra larg saj ekziston e njëjta "thërrim" spirale - Mjegullnaja Andromeda. Rreth tyre do të ketë një tufë galaktikash të vogla të grupimit tonë Lokal. Madhësia e dukshme e Universit tonë do të jetë 9.2 kilometra. Ne kemi arritur të kuptojmë dimensionet Universale.

Brenda flluskës universale

Megjithatë, nuk mjafton që ne të kuptojmë vetë shkallën. Është e rëndësishme të realizohet Universi në dinamikë. Le ta imagjinojmë veten si gjigantë, për të cilët Rruga e Qumështit ka një diametër centimetri. Siç u përmend tani, ne do të gjejmë veten brenda një topi me një rreze prej 4,57 dhe një diametër prej 9,24 kilometrash. Le të imagjinojmë se ne jemi në gjendje të notojmë brenda këtij topi, të udhëtojmë, duke mbuluar megaparsekë të tërë në një sekondë. Çfarë do të shohim nëse Universi ynë është i pafund?

Natyrisht, galaktika të panumërta të të gjitha llojeve do të shfaqen para nesh. Eliptike, spirale, e çrregullt. Disa zona do të jenë të mbushura me to, të tjera do të jenë bosh. Karakteristika kryesore do të jetë se vizualisht ata do të jenë të gjithë të palëvizshëm ndërsa ne jemi të palëvizshëm. Por sapo të bëjmë një hap, vetë galaktikat do të fillojnë të lëvizin. Për shembull, nëse jemi në gjendje të dallojmë një sistem diellor mikroskopik në Rrugën e Qumështit centimetra të gjatë, do të jemi në gjendje të vëzhgojmë zhvillimin e tij. Duke u larguar 600 metra nga galaktika jonë, në momentin e formimit do të shohim Diellin e Protoyllit dhe diskun protoplanetar. Duke iu afruar asaj, do të shohim se si shfaqet Toka, lind jeta dhe shfaqet njeriu. Në të njëjtën mënyrë, ne do të shohim se si galaktikat ndryshojnë dhe lëvizin ndërsa ne largohemi ose u afrohemi atyre.

Rrjedhimisht, sa më të largëta të shikojmë galaktikat, aq më të lashta do të jenë për ne. Pra, galaktikat më të largëta do të vendosen më larg se 1300 metra larg nesh, dhe në kthesën prej 1380 metrash do të shohim tashmë rrezatim relikt. Vërtetë, kjo distancë do të jetë imagjinare për ne. Megjithatë, ndërsa i afrohemi rrezatimit kozmik të sfondit të mikrovalës, do të shohim një pamje interesante. Natyrisht, ne do të vëzhgojmë se si galaktikat do të formohen dhe zhvillohen nga reja fillestare e hidrogjenit. Kur të arrijmë në një nga këto galaktika të formuara, do të kuptojmë se nuk kemi kaluar fare 1.375 kilometra, por të gjitha 4.57.

Po zmadhohet

Si rezultat, ne do të rritemi edhe më shumë në madhësi. Tani mund të vendosim boshllëqe dhe mure të tëra në grusht. Pra, ne do të gjejmë veten në një flluskë mjaft të vogël nga e cila është e pamundur të dalësh. Jo vetëm që distanca nga objektet në skajin e flluskës do të rritet ndërsa afrohen, por edhe vetë buza do të zhvendoset pafundësisht. Kjo është e gjithë pika e madhësisë së Universit të vëzhgueshëm.

Pavarësisht se sa i madh është Universi, për një vëzhgues ai do të mbetet gjithmonë një flluskë e kufizuar. Vëzhguesi do të jetë gjithmonë në qendër të kësaj flluskë, në fakt ai është qendra e saj. Duke u përpjekur të arrijë në ndonjë objekt në skajin e flluskës, vëzhguesi do të zhvendosë qendrën e tij. Ndërsa i afroheni një objekti, ky objekt do të lëvizë gjithnjë e më tej nga buza e flluskës dhe në të njëjtën kohë do të ndryshojë. Për shembull, nga një re pa formë hidrogjeni ajo do të kthehet në një galaktikë të plotë ose, më tej, në një grumbull galaktik. Përveç kësaj, rruga drejt këtij objekti do të rritet kur i afroheni, pasi vetë hapësira përreth do të ndryshojë. Pasi të kemi arritur këtë objekt, ne do ta lëvizim atë vetëm nga buza e flluskës në qendrën e saj. Në skajin e Universit, rrezatimi relikt do të vazhdojë të dridhet.

Nëse supozojmë se Universi do të vazhdojë të zgjerohet me një ritëm të përshpejtuar, atëherë duke qenë në qendër të flluskës dhe duke e çuar kohën përpara me miliarda, triliona dhe madje edhe më të larta vitesh, do të vërejmë një pamje edhe më interesante. Edhe pse flluska jonë do të rritet gjithashtu në madhësi, përbërësit e saj në ndryshim do të largohen nga ne edhe më shpejt, duke lënë skajin e kësaj flluskë, derisa çdo grimcë e Universit endet veçmas në flluskën e saj të vetmuar pa mundësinë për të bashkëvepruar me grimcat e tjera.

Pra, shkenca moderne nuk ka informacion për madhësinë reale të Universit dhe nëse ai ka kufij. Por ne e dimë me siguri se Universi i vëzhgueshëm ka një kufi të dukshëm dhe të vërtetë, të quajtur përkatësisht rrezja e Hubble (13.75 miliardë vite dritë) dhe rrezja e grimcave (45.7 miliardë vite dritë). Këta kufij varen tërësisht nga pozicioni i vëzhguesit në hapësirë ​​dhe zgjerohen me kalimin e kohës. Nëse rrezja e Hubble zgjerohet rreptësisht me shpejtësinë e dritës, atëherë zgjerimi i horizontit të grimcave përshpejtohet. Çështja nëse përshpejtimi i tij i horizontit të grimcave do të vazhdojë më tej dhe nëse ai do të zëvendësohet nga kompresimi mbetet i hapur.

Në fillim, Universi ishte një grumbull zbrazëtie në zgjerim. Rënia e tij çoi në Big Bengun, në plazmën që merrte frymë nga zjarri, nga e cila u farkëtuan elementët e parë kimikë. Pastaj graviteti ngjeshi retë e gazit ftohës për miliona vjet. Dhe pastaj yjet e parë u ndezën, duke ndriçuar një Univers madhështor me triliona galaktika të zbehta... Kjo pamje e botës, e mbështetur nga zbulimet më të mëdha astronomike të shekullit të 20-të, qëndron mbi një themel të fortë teorik. Por ka specialistë që nuk e pëlqejnë atë. Ata kërkojnë me këmbëngulje pika të dobëta në të, duke shpresuar se një kozmologji tjetër do të zëvendësojë atë aktuale.

Në fillim të viteve 1920, shkencëtari i Shën Petersburgut Alexander Friedman, duke supozuar për thjeshtësi se materia mbush të gjithë hapësirën në mënyrë uniforme, gjeti një zgjidhje për ekuacionet e relativitetit të përgjithshëm (GTR), të cilat përshkruajnë Universin jo-stacionar në zgjerim. Edhe Ajnshtajni nuk e mori seriozisht këtë zbulim, duke besuar se Universi duhet të jetë i përjetshëm dhe i pandryshueshëm. Për të përshkruar një Univers të tillë, ai madje futi një term lambda të veçantë "anti-graviteti" në ekuacionet e relativitetit të përgjithshëm. Friedman vdiq shpejt nga ethet tifoide dhe vendimi i tij u harrua. Për shembull, Edwin Hubble, i cili punonte në teleskopin më të madh 100 inç në botë në Observatorin Mount Wilson, nuk kishte dëgjuar asgjë për këto ide.

Në vitin 1929, Hubble kishte matur distancat në disa dhjetëra galaktika dhe, duke i krahasuar ato me spektrat e marra më parë, zbuloi papritur se sa më larg të jetë një galaktikë, aq më të zhvendosura janë linjat e saj spektrale të kuqe. Mënyra më e lehtë për të shpjeguar zhvendosjen e kuqe ishte efekti Doppler. Por më pas doli se të gjitha galaktikat po largoheshin shpejt nga ne. Ishte aq e çuditshme sa astronomi Fritz Zwicky parashtroi një hipotezë shumë të guximshme të "dritës së lodhur", sipas së cilës nuk janë galaktikat që po largohen prej nesh, por kuantet e dritës gjatë një udhëtimi të gjatë duke përjetuar njëfarë rezistence ndaj lëvizjes së tyre, duke humbur gradualisht energji dhe duke u kthyer në të kuqe. Pastaj, natyrisht, ata kujtuan idenë e zgjerimit të hapësirës dhe doli që vëzhgimet e reja jo më pak të çuditshme përshtaten mirë në këtë teori të çuditshme të harruar. Modeli i Friedman-it përfitoi gjithashtu nga fakti se origjina e zhvendosjes së kuqe në të duket shumë e ngjashme me efektin e zakonshëm Doppler: edhe sot, jo të gjithë astronomët e kuptojnë se "shpërndarja" e galaktikave në hapësirë ​​nuk është aspak e njëjtë me zgjerimin. të vetë hapësirës me galaktika të “ngrira” në të.

Hipoteza e "dritës së lodhur" u zbeh në heshtje nga skena deri në fund të viteve 1930, kur fizikanët vunë re se një foton humbet energji vetëm duke bashkëvepruar me grimcat e tjera, dhe në këtë rast drejtimi i lëvizjes së tij domosdoshmërisht ndryshon të paktën pak. Pra, imazhet e galaktikave të largëta në modelin e "dritës së lodhur" duhet të turbullohen, sikur në mjegull, por ato janë të dukshme mjaft qartë. Si rezultat, modeli Friedmann i Universit, një alternativë ndaj ideve të pranuara përgjithësisht, kohët e fundit ka fituar vëmendjen e të gjithëve. (Megjithatë, deri në fund të jetës së tij, në vitin 1953, vetë Hubble pranoi se zgjerimi i hapësirës mund të ishte vetëm një efekt i dukshëm.)

Standard dy herë alternativ

Por meqenëse Universi po zgjerohet, do të thotë se më parë ishte më i dendur. Duke përmbysur mendërisht evolucionin e tij, studenti i Friedman-it, fizikani bërthamor Georgi Gamow, arriti në përfundimin se Universi i hershëm ishte aq i nxehtë sa në të ndodhën reaksione të shkrirjes termonukleare. Gamow u përpoq të shpjegonte me ta prevalencën e vëzhguar të elementeve kimike, por ai arriti të "gatonte" vetëm disa lloje bërthamash të lehta në kazanin parësor. Doli se, përveç hidrogjenit, bota duhet të përmbajë 23-25% helium, një të qindtën e një për qind deuterium dhe një të miliardën e litiumit. Teoria e sintezës së elementeve më të rënda në yje u zhvillua më vonë me kolegët e tij nga konkurrenti i Gamow, astrofizikani Fred Hoyle.

Në vitin 1948, Gamow parashikoi gjithashtu se një gjurmë e vëzhgueshme duhet të mbetet nga Universi i nxehtë - rrezatimi i ftohur i mikrovalës me një temperaturë prej disa gradë Kelvin, që vjen nga të gjitha drejtimet në qiell. Mjerisht, parashikimi i Gamow përsëriti fatin e modelit të Friedman: askush nuk nxitonte të kërkonte rrezatimin e tij. Teoria e një Universi të nxehtë dukej shumë ekstravagante për të kryer eksperimente të shtrenjta për ta testuar atë. Përveç kësaj, në të shiheshin paralele me krijimin hyjnor, nga i cili u distancuan shumë shkencëtarë. Përfundoi me braktisjen e Gamow nga kozmologjia dhe kalimin në gjenetikë, e cila po shfaqej në atë kohë.

Në vitet 1950, një version i ri i teorisë së një Universi të palëvizshëm, i zhvilluar nga i njëjti Fred Hoyle së bashku me astrofizikanin Thomas Gold dhe matematikanin Hermann Bondi, fitoi popullaritet në vitet 1950. Nën presionin e zbulimit të Hubble, ata pranuan zgjerimin e Universit, por jo evolucionin e tij. Sipas teorisë së tyre, zgjerimi i hapësirës shoqërohet me krijimin spontan të atomeve të hidrogjenit, në mënyrë që dendësia mesatare e Universit të mbetet e pandryshuar. Kjo, natyrisht, është një shkelje e ligjit të ruajtjes së energjisë, por një jashtëzakonisht e parëndësishme - jo më shumë se një atom hidrogjeni për miliardë vjet për metër kub hapësirë. Hoyle e quajti modelin e tij "teoria e krijimit të vazhdueshëm" dhe prezantoi një fushë të veçantë C (nga krijimi anglez - krijimi) me presion negativ, i cili e detyroi Universin të fryhej, duke ruajtur një densitet konstant të materies. Në kundërshtim me Gamow, Hoyle shpjegoi formimin e të gjithë elementëve, përfshirë ato të lehta, nga proceset termonukleare në yje.

Sfondi kozmik i mikrovalës i parashikuar nga Gamow u vu re aksidentalisht pothuajse 20 vjet më vonë. Zbuluesit e tij morën çmimin Nobel dhe Universi i nxehtë Friedmann-Gamow shpejt zëvendësoi hipotezat konkurruese. Hoyle, megjithatë, nuk u dorëzua dhe, duke mbrojtur teorinë e tij, argumentoi se sfondi i mikrovalës u krijua nga yje të largët, drita e të cilave shpërndahej dhe riemetohej nga pluhuri kozmik. Por atëherë shkëlqimi i qiellit duhet të jetë i njollosur, por është pothuajse krejtësisht uniform. Gradualisht, të dhënat u grumbulluan mbi përbërjen kimike të yjeve dhe reve kozmike, të cilat ishin gjithashtu në përputhje me modelin e nukleosintezës primare të Gam.

Kështu, teoria e dyfishtë alternative e Big Bengut u bë përgjithësisht e pranuar, ose, siç është në modë të thuhet sot, u kthye në rrjedhën kryesore shkencore. Dhe tani nxënësit e shkollës mësohen se Hubble zbuloi shpërthimin e Universit (dhe jo varësinë e zhvendosjes së kuqe nga distanca), dhe rrezatimi kozmik i mikrovalës, me dorën e lehtë të astrofizikanit sovjetik Joseph Samuilovich Shklovsky, bëhet një rrezatim relikt. Modeli i Universit të nxehtë është "qepur" në mendjet e njerëzve fjalë për fjalë në nivelin e gjuhës.

Katër shkaqet e zhvendosjes së kuqe

Cilin duhet të zgjidhni për të shpjeguar ligjin e Hubble - varësinë e zhvendosjes së kuqe nga distanca?

Gërmimi nën themele

Por natyra njerëzore është e tillë që sapo një ide tjetër e padiskutueshme zë vend në shoqëri, menjëherë ka njerëz që duan të debatojnë. Kritika e kozmologjisë standarde mund të ndahet në konceptuale, duke vënë në dukje papërsosmërinë e themeleve të saj teorike, dhe astronomike, duke cituar fakte dhe vëzhgime specifike që janë të vështira për t'u shpjeguar.

Objektivi kryesor i sulmeve konceptuale është, natyrisht, teoria e përgjithshme e relativitetit (GR). Ajnshtajni dha një përshkrim çuditërisht të bukur të gravitetit, duke e identifikuar atë me lakimin e hapësirë-kohës. Megjithatë, nga relativiteti i përgjithshëm ajo ndjek ekzistencën e vrimave të zeza, objekte të çuditshme në qendër të të cilave materia është e ngjeshur në një pikë me densitet të pafund. Në fizikë, shfaqja e pafundësisë tregon gjithmonë kufijtë e zbatueshmërisë së një teorie. Në densitet tepër të larta, relativiteti i përgjithshëm duhet të zëvendësohet nga graviteti kuantik. Por të gjitha përpjekjet për të futur parimet e fizikës kuantike në relativitetin e përgjithshëm kanë dështuar, gjë që i detyron fizikanët të kërkojnë teori alternative të gravitetit. Dhjetra prej tyre u ndërtuan në shekullin e 20-të. Shumica nuk i rezistuan testeve eksperimentale. Por disa teori ende qëndrojnë. Midis tyre, për shembull, është teoria e fushës së gravitetit nga Akademiku Logunov, në të cilën nuk ka hapësirë ​​të lakuar, nuk lindin singularitete, që do të thotë se nuk ka vrima të zeza ose Big Bang. Kudo që parashikimet e teorive të tilla alternative të gravitetit mund të testohen eksperimentalisht, ato pajtohen me ato të relativitetit të përgjithshëm dhe vetëm në raste ekstreme - në densitet ultra të larta ose në distanca shumë të mëdha kozmologjike - përfundimet e tyre ndryshojnë. Kjo do të thotë se struktura dhe evolucioni i Universit duhet të jenë të ndryshme.

Kozmografi e re

Njëherë e një kohë, Johannes Kepler, duke u përpjekur të shpjegojë teorikisht marrëdhëniet midis rrezeve të orbitave planetare, foli shumëhedra të rregullta në njëra-tjetrën. Sferat e përshkruara dhe të gdhendura në to i dukeshin atij rruga më e drejtpërdrejtë për zbulimin e strukturës së universit - "Misteri Kozmografik", siç e quajti ai librin e tij. Më vonë, bazuar në vëzhgimet e Tycho Brahe, ai hodhi poshtë idenë e lashtë të përsosjes qiellore të rrathëve dhe sferave, duke arritur në përfundimin se planetët lëvizin në elips.

Shumë astronomë modernë janë gjithashtu skeptikë në lidhje me ndërtimet spekulative të teoricienëve dhe preferojnë të marrin frymëzim duke parë qiellin. Dhe atje mund të shihni se Galaktika jonë, Rruga e Qumështit, është pjesë e një grumbulli të vogël të quajtur Grupi Lokal i galaktikave, i cili tërhiqet nga qendra e një reje të madhe galaktikash në yjësinë e Virgjëreshës, e njohur si Supergrumbulli Lokal. Në vitin 1958, astronomi George Abel publikoi një katalog me 2712 grupime galaktikash në qiellin verior, të cilat, nga ana tjetër, janë grupuar në supergrupe.

Dakord, nuk duket si një Univers i mbushur në mënyrë uniforme me materie. Por pa homogjenitet në modelin Friedman është e pamundur të arrihet një regjim zgjerimi në përputhje me ligjin e Hubble. Dhe butësia e mahnitshme e sfondit të mikrovalës nuk mund të shpjegohet as. Prandaj, në emër të bukurisë së teorisë, homogjeniteti i Universit u shpall parim kozmologjik dhe pritej që vëzhguesit ta konfirmonin atë. Sigurisht, në distanca të vogla sipas standardeve kozmologjike - njëqind herë më e madhe se Rruga e Qumështit - mbizotëron tërheqja midis galaktikave: ato lëvizin në orbitë, përplasen dhe bashkohen. Por, duke u nisur nga një shkallë e caktuar largësie, Universi thjesht duhet të bëhet homogjen.

Në vitet 1970, vëzhgimet nuk na lejuan ende të themi me siguri nëse strukturat më të mëdha se disa dhjetëra megaparsekë ekzistonin dhe fjalët "homogjeniteti në shkallë të gjerë të Universit" dukeshin si një mantër mbrojtëse e kozmologjisë së Friedmann-it. Por nga fillimi i viteve 1990 situata kishte ndryshuar në mënyrë dramatike. Në kufirin e konstelacioneve Peshqit dhe Cetusit, u zbulua një kompleks supergrupesh me madhësi rreth 50 megaparseks, i cili përfshin Supergrupin Lokal. Në konstelacionin Hidra, ata zbuluan fillimisht Tërheqësin e Madh me një madhësi prej 60 megaparseksësh, dhe më pas pas tij një supergrumbull të madh Shapley tre herë më i madh. Dhe këto nuk janë objekte të izoluara. Në të njëjtën kohë, astronomët përshkruan Murin e Madh, një kompleks i gjatë 150 megaparseks, dhe lista vazhdon të rritet.

Nga fundi i shekullit, prodhimi i hartave 3D të Universit u vu në qarkullim. Në një ekspozim teleskopi, përftohen spektra të qindra galaktikave. Për ta bërë këtë, një manipulues robotik vendos qindra fibra optike në rrafshin fokal të kamerës Schmidt me kënd të gjerë në koordinatat e njohura, duke transmetuar dritën e secilës galaktikë individuale në laboratorin spektrografik. Sondazhi më i madh SDSS deri më sot ka përcaktuar tashmë spektrat dhe zhvendosjet e kuqe të një milion galaktikave. Dhe struktura më e madhe e njohur në Univers mbetet Muri i Madh i Sloan, i zbuluar në vitin 2003 sipas sondazhit të mëparshëm CfA-II. Gjatësia e tij është 500 megaparseks, që është 12% e distancës deri në horizontin e Universit Friedmann.

Së bashku me përqendrimet e materies, janë zbuluar edhe shumë rajone të shkreta të hapësirës - zbrazëtira, ku nuk ka galaktika apo edhe materie të errëta misterioze. Shumë prej tyre i kalojnë 100 megaparsekët në madhësi dhe në vitin 2007 Observatori Kombëtar Amerikan i Radios Astronomisë raportoi zbulimin e një zbrazëtie të madhe me një diametër prej rreth 300 megaparseks.

Vetë ekzistenca e strukturave të tilla madhështore sfidon kozmologjinë standarde, në të cilën inhomogjenitetet zhvillohen për shkak të grumbullimit gravitacional të materies nga luhatjet e vogla të densitetit të mbetura nga Big Bengu. Me shpejtësitë natyrore të vëzhguara të lëvizjes së galaktikave, ato nuk mund të udhëtojnë më shumë se një duzinë ose dy megaparseks gjatë gjithë jetës së Universit. Dhe si mund ta shpjegojmë atëherë përqendrimin e një substance që mat qindra megaparseks?

Entitetet e errëta

Në mënyrë të rreptë, modeli i Friedman "në formën e tij të pastër" nuk shpjegon formimin e strukturave edhe të vogla - galaktikave dhe grupimeve, përveç nëse i shtojmë atij një entitet të veçantë të pavëzhgueshëm, të shpikur në 1933 nga Fritz Zwicky. Gjatë studimit të grupit Coma, ai zbuloi se galaktikat e tij po lëviznin aq shpejt sa duhet të largoheshin lehtësisht. Pse grupi nuk shpërbëhet? Zwicky sugjeroi se masa e tij ishte shumë më e madhe se sa vlerësohej nga burimet ndriçuese. Kështu u shfaq masa e fshehur në astrofizikë, e cila sot quhet materie e errët. Pa të, është e pamundur të përshkruhet dinamika e disqeve galaktike dhe grupimeve të galaktikave, përkulja e dritës kur kalon pranë këtyre grupimeve dhe vetë origjinën e tyre. Është vlerësuar se ka 5 herë më shumë lëndë të errët sesa lëndë normale shkëlqyese. Tashmë është vërtetuar se këto nuk janë planetoidë të errët, jo vrima të zeza dhe asnjë grimcë elementare të njohur. Lënda e errët ndoshta përbëhet nga disa lloj grimcash të rënda që marrin pjesë vetëm në ndërveprime të dobëta.

Kohët e fundit, eksperimenti satelitor italo-rus PAMELA zbuloi një tepricë të çuditshme të pozitroneve energjike në rrezet kozmike. Astrofizikanët nuk dinë një burim të përshtatshëm të pozitroneve dhe sugjerojnë se ato mund të jenë produkte të një lloj reagimi me grimcat e materies së errët. Nëse po, atëherë teoria e nukleosintezës primordiale e Gamow mund të jetë në rrezik, sepse nuk supozonte praninë e një numri të madh grimcash të rënda të panjohura në Universin e hershëm.

Energjia e errët misterioze duhej t'i shtohej urgjentisht modelit standard të Universit në kapërcyellin e shekujve 20 dhe 21. Jo shumë kohë përpara kësaj, u testua një metodë e re për përcaktimin e distancave në galaktikat e largëta. "Qiri standard" në të ishin shpërthimet e supernovave të një lloji të veçantë, të cilat në kulmin e shpërthimit kanë gjithmonë pothuajse të njëjtën shkëlqim. Shkëlqimi i tyre i dukshëm përdoret për të përcaktuar distancën deri në galaktikën ku ndodhi kataklizmi. Të gjithë prisnin që matjet do të tregonin një ngadalësim të lehtë në zgjerimin e Universit nën ndikimin e vetë-gravitetit të materies së tij. Me habi të madhe, astronomët zbuluan se zgjerimi i Universit, përkundrazi, po përshpejtohet! Energjia e errët u shpik për të siguruar zmbrapsjen universale kozmike që fryn Universin. Në fakt, është i padallueshëm nga termi lambda në ekuacionet e Ajnshtajnit dhe, çfarë është më qesharake, nga fusha C nga teoria Bondi-Gold-Hoyle e një universi të palëvizshëm, në të kaluarën konkurrenti kryesor i kozmologjisë Friedmann-Gamow. Kjo është mënyra se si idetë spekulative artificiale migrojnë midis teorive, duke i ndihmuar ato të mbijetojnë nën presionin e fakteve të reja.

Nëse modeli origjinal i Friedman-it kishte vetëm një parametër të përcaktuar nga vëzhgimet (dendësia mesatare e materies në Univers), atëherë me ardhjen e "entiteteve të errëta" numri i parametrave "akordim" u rrit ndjeshëm. Këto nuk janë vetëm përmasat e "përbërësve" të errët, por edhe vetitë e tyre fizike të supozuara në mënyrë arbitrare, siç është aftësia për të marrë pjesë në ndërveprime të ndryshme. A nuk është e vërtetë që e gjithë kjo të kujton teorinë e Ptolemeut? Gjithnjë e më shumë epikikë iu shtuan atij gjithashtu, për të arritur konsistencën me vëzhgimet, derisa u shemb nën peshën e dizajnit të tij tepër të ndërlikuar.

Universi DIY

Gjatë 100 viteve të fundit, janë krijuar një larmi e madhe modelesh kozmologjike. Nëse më parë secila prej tyre perceptohej si një hipotezë fizike unike, tani qëndrimi është bërë më prozaik. Për të ndërtuar një model kozmologjik, duhet të merreni me tre gjëra: teorinë e gravitetit, nga e cila varen vetitë e hapësirës, ​​shpërndarja e materies dhe natyra fizike e zhvendosjes së kuqe, nga e cila rrjedh varësia: largësia - zhvendosja e kuqe. R(z). Kjo përcakton kozmografinë e modelit, e cila bën të mundur llogaritjen e efekteve të ndryshme: si ndriçimi i një "qiri standard", madhësia këndore e një "metri standard", kohëzgjatja e një "sekonde standarde" dhe shkëlqimi i sipërfaqes. ndryshimi i një "galaktike referuese" me distancën (ose më mirë, me zhvendosjen e kuqe). Mbetet vetëm të shikojmë qiellin dhe të kuptojmë se cila teori jep parashikimet e sakta.

Imagjinoni që në mbrëmje jeni ulur në një rrokaqiell pranë dritares, duke parë detin e dritave të qytetit që shtrihen poshtë. Ka më pak prej tyre në distancë. Pse? Ndoshta ka periferi të varfër atje, apo edhe zhvillimi ka përfunduar plotësisht. Ose ndoshta drita nga fenerët zbehet nga mjegulla ose smogu. Ose lakimi i sipërfaqes së Tokës ndikon në të, dhe dritat e largëta thjesht shkojnë përtej horizontit. Për secilin opsion, mund të llogarisni varësinë e numrit të dritave nga distanca dhe të gjeni një shpjegim të përshtatshëm. Kështu studiojnë kozmologët galaktikat e largëta, duke u përpjekur të zgjedhin modelin më të mirë të Universit.

Që testi kozmologjik të funksionojë, është e rëndësishme të gjeni objekte "standarde" dhe të merrni parasysh ndikimin e të gjitha ndërhyrjeve që shtrembërojnë pamjen e tyre. Kozmologët vëzhgues kanë luftuar me këtë për tetë dekada. Merrni, të themi, testin e madhësisë këndore. Nëse hapësira jonë është Euklidiane, domethënë jo e lakuar, madhësia e dukshme e galaktikave zvogëlohet në përpjesëtim të zhdrejtë me zhvendosjen e kuqe z. Në modelin e Friedmann-it me hapësirë ​​të lakuar, madhësitë këndore të objekteve zvogëlohen më ngadalë, dhe ne shohim galaktika pak më të mëdha, si peshqit në një akuarium. Ekziston edhe një model (Ajnshtajni ka punuar me të në fazat e hershme), në të cilin galaktikat fillimisht zvogëlohen në madhësi ndërsa largohen, dhe më pas fillojnë të rriten përsëri. Problemi, megjithatë, është se ne shohim galaktika të largëta siç ishin në të kaluarën, dhe gjatë rrjedhës së evolucionit madhësitë e tyre mund të ndryshojnë. Përveç kësaj, në një distancë të madhe, pikat me mjegull duken më të vogla - për faktin se është e vështirë të shihen skajet e tyre.

Është jashtëzakonisht e vështirë të merret parasysh ndikimi i efekteve të tilla, dhe për këtë arsye rezultati i një testi kozmologjik shpesh varet nga preferencat e një studiuesi të veçantë. Në një grup të madh veprash të botuara, mund të gjenden teste që konfirmojnë dhe hedhin poshtë një sërë modelesh kozmologjike. Dhe vetëm profesionalizmi i shkencëtarit përcakton se cilin prej tyre të besojë dhe cilin jo. Këtu janë vetëm disa shembuj.

Në vitin 2006, një ekip ndërkombëtar prej tre duzina astronomësh testoi nëse shpërthimet e largëta të supernovës u shtrinë me kalimin e kohës, siç kërkohet nga modeli i Friedmann-it. Ata morën pajtim të plotë me teorinë: ndezjet zgjaten saktësisht aq herë sa zvogëlohet frekuenca e dritës që vjen prej tyre - zgjerimi i kohës në relativitetin e përgjithshëm ka të njëjtin efekt në të gjitha proceset. Ky rezultat mund të ishte një tjetër gozhdë përfundimtare në arkivolin e teorisë së një universi të palëvizshëm (i pari 40 vjet më parë u emërua nga Stephen Hawking si sfondi kozmik i mikrovalës), por në vitin 2009, astrofizikani amerikan Eric Lerner publikoi saktësisht rezultatet e kundërta. të marra me një metodë tjetër. Ai përdori testin e shkëlqimit të sipërfaqes për galaktikat, të shpikur nga Richard Tolman në vitin 1930, veçanërisht për të bërë një zgjedhje midis një universi në zgjerim dhe një universi statik. Në modelin Friedmann, shkëlqimi i sipërfaqes së galaktikave bie shumë shpejt me rritjen e zhvendosjes së kuqe, dhe në hapësirën Euklidiane me "dritën e lodhur" prishja është shumë më e ngadaltë. Në z = 1 (ku, sipas Friedman, galaktikat janë rreth gjysmë më të reja se ato pranë nesh), ndryshimi është 8-fish dhe në z = 5, që është afër kufirit të aftësive të teleskopit hapësinor Hubble, ai është më shumë se 200-fish. Testi tregoi se të dhënat pothuajse përputhen në mënyrë të përsosur me modelin e "dritës së lodhur" dhe ndryshojnë fuqishëm nga ai i Friedman.

Baza për dyshime

Kozmologjia vëzhguese ka grumbulluar shumë të dhëna që hedhin dyshime mbi korrektësinë e modelit dominues kozmologjik, i cili, pasi shtoi lëndën dhe energjinë e errët, filloi të quhej LCDM (Lambda - Materia e Errët e Ftohtë). Një problem i mundshëm për LCDM është rritja e shpejtë e zhvendosjeve rekord të kuqe të objekteve të zbuluara. Masanori Iye, një punonjës i Observatorit Kombëtar Astronomik Japonez, studioi se si u rritën zhvendosjet e hapura rekord të kuqe të galaktikave, kuazareve dhe shpërthimeve të rrezeve gama (shpërthimet më të fuqishme dhe fenerët më të largët në Universin e vëzhgueshëm). Deri në vitin 2008, të gjithë ata tashmë e kishin kapërcyer pragun z = 6 dhe rekordi z i shpërthimeve të rrezeve gama u rrit veçanërisht me shpejtësi. Në vitin 2009, ata vendosën një tjetër rekord: z = 8.2. Në modelin e Friedman-it, kjo korrespondon me një moshë prej rreth 600 milionë vjetësh pas Big Bengut dhe përshtatet deri në kufi me teoritë ekzistuese të formimit të galaktikave: më, dhe ato thjesht nuk do të kenë kohë për t'u formuar. Ndërkohë, progresi në treguesit z nuk duket se po ndalet - të gjithë presin të dhëna nga teleskopët e rinj hapësinorë Herschel dhe Planck, të lëshuar në pranverën e vitit 2009. Nëse shfaqen objekte me z = 15 ose 20, do të bëhet një krizë e plotë LCDM.

Një problem tjetër u vu re në vitin 1972 nga Alan Sandage, një nga kozmologët më të respektuar vëzhgues. Rezulton se ligji i Hubble qëndron shumë mirë në afërsi të Rrugës së Qumështit. Brenda disa megaparsekëve larg nesh, materia shpërndahet jashtëzakonisht në mënyrë johomogjene, por galaktikat duket se nuk e vërejnë këtë. Zhvendosja e tyre e kuqe është saktësisht proporcionale me distancat e tyre, me përjashtim të atyre që janë shumë afër qendrave të grupimeve të mëdha. Shpejtësitë kaotike të galaktikave duket se janë dobësuar nga diçka. Duke tërhequr një analogji me lëvizjen termike të molekulave, ky paradoks nganjëherë quhet ftohtësia anormale e rrjedhës së Hubble. Nuk ka asnjë shpjegim gjithëpërfshirës për këtë paradoks në LCDM, por ai merr një shpjegim të natyrshëm në modelin "dritë e lodhur". Alexander Raikov nga Observatori Pulkovo hipotezoi se zhvendosja e fotoneve në të kuqe dhe zbutja e shpejtësive kaotike të galaktikave mund të jetë një manifestim i të njëjtit faktor kozmologjik. Dhe e njëjta arsye mund të shpjegojë anomalinë në lëvizjen e sondave ndërplanetare amerikane Pioneer 10 dhe Pioneer 11. Teksa u larguan nga sistemi diellor, ata përjetuan një ngadalësim të vogël, të pashpjegueshëm, vetëm sasinë e duhur numerikisht për të shpjeguar ftohtësinë e rrjedhës së Hubble.

Një numër kozmologësh po përpiqen të vërtetojnë se lënda në Univers shpërndahet jo në mënyrë uniforme, por fraktale. Kjo do të thotë që pavarësisht se çfarë shkalle e konsiderojmë Universin, ai gjithmonë do të zbulojë një alternim grupimesh dhe zbrazëtirash të nivelit përkatës. I pari që ngriti këtë temë ishte fizikani italian Luciano Piotroneiro në 1987. Dhe disa vjet më parë, kozmologu i Shën Petersburgut Yuri Baryshev dhe Pekka Teerikorpi nga Finlanda botuan një monografi të gjerë "Struktura Fraktal e Universit". Një numër artikujsh shkencorë pretendojnë se në sondazhet e zhvendosjes së kuqe, natyra fraktal e shpërndarjes së galaktikave zbulohet me siguri deri në një shkallë prej 100 megaparseks, dhe heterogjeniteti mund të gjurmohet deri në 500 megaparseks ose më shumë. Dhe së fundi, Alexander Raikov, së bashku me Viktor Orlovin nga Universiteti Shtetëror i Shën Petersburgut, zbuluan shenja të një shpërndarjeje fraktal në katalogun e shpërthimeve të rrezeve gama në shkallë deri në z = 3 (d.m.th., sipas modelit të Friedmann në shumicën e Universi i dukshëm). Nëse kjo konfirmohet, kozmologjia është para një tronditje të madhe. Fraktaliteti përgjithëson konceptin e homogjenitetit, i cili, për arsye të thjeshtësisë matematikore, u mor si bazë e kozmologjisë së shekullit të 20-të. Sot, fraktalet studiohen në mënyrë aktive nga matematikanët, dhe teorema të reja vërtetohen rregullisht. Fraktaliteti i strukturës në shkallë të gjerë të Universit mund të çojë në pasoja shumë të papritura, dhe kush e di nëse ndryshimet rrënjësore në pamjen e Universit dhe zhvillimin e tij na presin përpara?

Qaj nga zemra

E megjithatë, pavarësisht se sa të frymëzuar janë "disidentët" kozmologjikë nga shembuj të tillë, sot nuk ka një teori koherente dhe të zhvilluar mirë të strukturës dhe evolucionit të Universit që të ndryshojë nga LCDM standarde. Ajo që kolektivisht quhet kozmologji alternative përbëhet nga një numër pretendimesh që janë ngritur me të drejtë nga ithtarët e konceptit të pranuar përgjithësisht, si dhe një grup idesh premtuese të shkallëve të ndryshme të sofistikimit që mund të jenë të dobishme në të ardhmen nëse një program i fortë kërkimor alternativ. del.

Shumë përkrahës të pikëpamjeve alternative priren të mbitheksojnë idetë individuale ose kundërshembuj. Ata shpresojnë se duke demonstruar vështirësitë e modelit standard, ai mund të braktiset. Por, siç argumentoi filozofi i shkencës Imre Lakatos, as eksperimenti dhe as paradoksi nuk mund të shkatërrojnë një teori. Vetëm një teori e re, më e mirë e vret një teori. Nuk ka ende asgjë për të ofruar për një kozmologji alternative.

Por nga do të vijnë zhvillimet e reja serioze, ankohen “alternativat”, nëse në të gjithë botën, në komitetet e granteve, në redaksinë e revistave shkencore dhe në komisionet e shpërndarjes së kohës së vëzhgimit të teleskopëve, shumica janë mbështetës të standardit. kozmologji. Ata, thonë ata, thjesht bllokojnë shpërndarjen e burimeve për punën që qëndron jashtë rrjedhës së përgjithshme kozmologjike, duke e konsideruar atë një humbje të kotë fondesh. Disa vite më parë, tensionet arritën aq kulmin sa një grup kozmologësh shkroi një "Letër të Hapur për Komunitetin Shkencor" shumë të ashpër në revistën New Scientist. Ajo njoftoi themelimin e organizatës publike ndërkombëtare Alternative Cosmology Group (www. cosmology. info), e cila që atëherë ka mbajtur periodikisht konferencat e veta, por ende nuk ka qenë në gjendje të ndryshojë ndjeshëm situatën.

Historia e shkencës njeh shumë raste kur një program i ri i fuqishëm kërkimor u formua papritur rreth ideve që konsideroheshin thellësisht alternative dhe me pak interes. Dhe, ndoshta, kozmologjia aktuale e ndryshme alternative mbart brenda vetes mikrobin e një revolucioni të ardhshëm në tablonë e botës.