Ekspansja wszechświata - Expansion of the universe

Część serii na
Kosmologia fizyczna
Wielki Wybuch  · Wszechświat Wiek wszechświata Chronologia wszechświata
Wczesny wszechświat Inflacja  · Nukleosynteza Tła Fala grawitacyjna (GWB) Kuchenka mikrofalowa (CMB)  · Neutrino (CNB)
Ekspansja  · Przyszłość Prawo Hubble'a  · Przesunięcie ku czerwieni Metryczna ekspansja przestrzeni Metryka FLRW  · równania Friedmanna Kosmologia niejednorodna Przyszłość rozszerzającego się wszechświata Ostateczny los wszechświata
Komponenty  · Struktura składniki Model Lambda-CDM Ciemna energia  · Ciemny płyn  · Ciemna materia Struktura Kształt wszechświata Włókno galaktyki  · Formacja galaktyki Duża grupa kwazarów Struktura na dużą skalę Rejonizacja  · Tworzenie struktur
Eksperymenty Inicjatywa Czarnej Dziury (BHI) Bumerang Kosmiczny Eksplorator Tła (COBE) Ankieta dotycząca ciemnej energii Projekt Illustris Obserwatorium kosmiczne Plancka Cyfrowy przegląd nieba Sloan (SDSS) Pomiar przesunięcia ku czerwieni galaktyki 2dF ("2dF") Sonda anizotropii mikrofalowej Wilkinson (WMAP)
Naukowcy Aaronson Alfven Alpher Bharadwaj Kopernik de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileusz Gamów Guth Hawking Hubble Lemaître Mateusz Niuton Penrose Penzias Wcierać Schmidt Gładkie Suntzeff Sunjajew Tołman Wilsona Zeldovich Lista kosmologów
Historia przedmiotu Odkrycie kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła Historia teorii Wielkiego Wybuchu Religijne interpretacje teorii Wielkiego Wybuchu Kalendarium teorii kosmologicznych
Kategoria  Portal astronomiczny
v T mi

Rozszerzenie świata jest zwiększenie odległości między dwoma podanymi grawitacyjnie luźnych części zaobserwowania świata w czasie. Jest to wewnętrzna ekspansja, przez którą zmienia się skala samej przestrzeni. Wszechświat nie rozszerza się „w nic” i nie wymaga przestrzeni, by istnieć „poza” nim. Technicznie rzecz biorąc, ani przestrzeń, ani obiekty w kosmosie nie poruszają się. Zamiast tego to metryka (która rządzi rozmiarem i geometrią samej czasoprzestrzeni) zmienia skalę. Wraz ze wzrostem skali przestrzennej części metryki czasoprzestrzeni wszechświata obiekty oddalają się od siebie z coraz większą prędkością. Każdemu obserwatorowi we wszechświecie wydaje się, że cała przestrzeń się rozszerza i że wszystkie poza najbliższymi galaktykami (które są związane grawitacją) oddalają się z prędkościami, które są proporcjonalne do ich odległości od obserwatora . Chociaż obiekty w przestrzeni nie mogą poruszać się szybciej niż światło , to ograniczenie nie dotyczy zmian w samej metryce. Dlatego na wystarczająco dużych odległościach prędkości odległych obiektów przekraczają nawet prędkość światła i stają się one niemożliwe do zaobserwowania, ograniczając rozmiar naszego obserwowalnego wszechświata .

Jako efekt ogólnej teorii względności , ekspansja wszechświata różni się od ekspansji i eksplozji obserwowanych w życiu codziennym. Jest to właściwość wszechświata jako całości i występuje w całym wszechświecie, a nie tylko w jednej części wszechświata. Dlatego, w przeciwieństwie do innych ekspansji i eksplozji, nie można go zaobserwować „z zewnątrz”; uważa się, że nie ma „z zewnątrz”, z którego można by obserwować.

Ekspansja metryczna jest kluczową cechą kosmologii Wielkiego Wybuchu , jest modelowana matematycznie za pomocą metryki Friedmanna-Lemaître-Robertsona-Walkera i jest ogólną właściwością wszechświata, który zamieszkujemy. Jednak model jest ważny tylko w dużych skalach (w przybliżeniu w skali gromad galaktyk i powyżej), ponieważ grawitacja wiąże materię na tyle silnie, że ekspansji metrycznej nie można obecnie zaobserwować na mniejszą skalę. Jako takie, jedynymi galaktykami oddalającymi się od siebie w wyniku ekspansji metrycznej są te oddzielone kosmologicznie istotnymi skalami większymi niż skale długości związane z zapadaniem grawitacyjnym, które są możliwe w wieku wszechświata, biorąc pod uwagę gęstość materii i średnie tempo ekspansji . Uważa się, że w bardzo odległej przyszłości metryka będzie stopniowo przewyższać grawitację, której ciała potrzebują do pozostania ze sobą związanymi, co oznacza, że ​​dla każdego obserwatora w kosmosie wszystkie galaktyki z wyjątkiem najbliższych galaktyk i innych obiektów będą się coraz bardziej oddalać i z czasem stać się niemożliwymi do zaobserwowania. .

Zgodnie z teorią inflacji , w epoce inflacyjnej około 10 ^-32 sekundy po Wielkim Wybuchu , Wszechświat nagle się rozszerzył, a jego objętość zwiększyła się co najmniej 10 ⁷⁸ (zwiększenie odległości co najmniej 10-krotnie). ²⁶ , w każdym z trzech wymiarach), co odpowiada rozszerza obiekt 1 nanometr (10 ^-9 m , około połowy szerokości cząsteczki z DNA ) o długości około 10,6 do jednego roku światła (około 10 ¹⁷ m i 62 bilionów mil) długie. Po tym trwała znacznie wolniejsza i stopniowa ekspansja kosmosu, aż około 9,8 miliarda lat po Wielkim Wybuchu (4 miliardy lat temu) zaczęła stopniowo rozszerzać się szybciej i nadal tak się dzieje. Fizycy postulowali istnienie ciemnej energii , występującej jako stała kosmologiczna w najprostszych modelach grawitacyjnych, jako sposób na wyjaśnienie tego przyspieszenia w czasie późnym. Zgodnie z najprostszą ekstrapolacją obecnie preferowanego modelu kosmologicznego, modelu Lambda-CDM , przyspieszenie to staje się bardziej dominujące w przyszłości. W czerwcu 2016 roku naukowcy z NASA i ESA poinformowali, że wszechświat rozszerza się o 5% do 9% szybciej niż wcześniej sądzono, na podstawie badań z użyciem Kosmicznego Teleskopu Hubble'a .

Historia

W 1912 Vesto Slipher odkrył, że światło z odległych galaktyk zostało przesunięte ku czerwieni , co później zinterpretowano jako galaktyki oddalające się od Ziemi. W 1922 roku Alexander Friedmann użył równań pola Einsteina, aby dostarczyć teoretycznych dowodów na rozszerzanie się Wszechświata. W 1927 Georges Lemaître niezależnie doszedł do podobnego wniosku do Friedmanna na podstawie teoretycznej, a także przedstawił pierwszy dowód obserwacyjny na liniową zależność między odległością do galaktyk a ich prędkością recesyjną . Edwin Hubble obserwacyjnie potwierdził odkrycia Lemaître'a dwa lata później. Zakładając zasadę kosmologiczną , odkrycia te sugerowałyby, że wszystkie galaktyki oddalają się od siebie.

W oparciu o duże ilości obserwacji eksperymentalnych i prac teoretycznych, naukowy konsensus jest taki, że sama przestrzeń rozszerza się i rozszerza się bardzo szybko w ciągu pierwszego ułamka sekundy po Wielkim Wybuchu . Ten rodzaj ekspansji jest znany jako „rozszerzenie metryczne”. W matematyce i fizyce „ metryka ” oznacza miarę odległości, a termin ten sugeruje, że zmienia się poczucie odległości we wszechświecie .

Kosmiczna inflacja

Współczesne wyjaśnienie metrycznego rozszerzania przestrzeni kosmicznej zostało zaproponowane przez fizyka Alana Gutha w 1979 roku podczas badania problemu, dlaczego obecnie nie obserwuje się monopoli magnetycznych . Guth odkrył w swoim badaniu, że gdyby wszechświat zawierał pole, które ma stan fałszywej próżni o dodatniej energii , to zgodnie z ogólną teorią względności wywołałoby to wykładnicze rozszerzenie przestrzeni . Bardzo szybko zdano sobie sprawę, że taka ekspansja rozwiąże wiele innych długotrwałych problemów. Problemy te wynikają z obserwacji, że aby wyglądać tak jak dzisiaj, wszechświat musiałby zacząć od bardzo precyzyjnie dostrojonych lub „specjalnych” warunków początkowych podczas Wielkiego Wybuchu. Teoria inflacji w dużej mierze rozwiązuje również te problemy, dzięki czemu wszechświat taki jak nasz jest znacznie bardziej prawdopodobny w kontekście teorii Wielkiego Wybuchu . Według Rogera Penrose'a inflacja nie rozwiązuje głównego problemu, który miała rozwiązać, a mianowicie niewiarygodnie niskiej entropii (z nieprawdopodobieństwem stanu rzędu 1/10 ^{10 128}  ⁠) wczesnego Wszechświata zawartej w grawitacyjnych stopniach konforemnych. swobody (w przeciwieństwie do pól stopni swobody, takich jak kosmiczne mikrofalowe tło, którego gładkość można wytłumaczyć inflacją). W ten sposób przedstawia swój scenariusz ewolucji Wszechświata: konformalna cykliczna kosmologia .

Nie odkryto żadnego pola odpowiedzialnego za kosmiczną inflację. Jednak takie pole, jeśli zostanie znalezione w przyszłości, byłoby skalarne . Pierwsze podobne pole skalarne, które udowodniono, że istnieje, zostało odkryte dopiero w latach 2012–2013 i nadal jest badane. Nie wydaje się więc problematyczne, że pole odpowiedzialne za kosmiczną inflację i metryczną ekspansję kosmosu nie zostało jeszcze odkryte.

Proponowane pole i jego kwanty ( powiązane z nim cząstki subatomowe ) nazwano inflatonem . Gdyby to pole nie istniało, naukowcy musieliby zaproponować inne wytłumaczenie dla wszystkich obserwacji, które silnie sugerują, że nastąpiła metryczna ekspansja przestrzeni kosmicznej i nadal zachodzi znacznie wolniej.

Przegląd metryk i kolejnych współrzędnych

Aby zrozumieć ekspansję metryczną wszechświata, warto pokrótce omówić, czym jest metryka i jak działa ekspansja metryczna.

A metryczne definiuje pojęcie odległości , stwierdzając w kategoriach matematycznych, jak odległości pomiędzy dwoma punktami w przestrzeni pobliskich są mierzone w odniesieniu do układu współrzędnych . Układy współrzędnych lokalizują punkty w przestrzeni (o dowolnej liczbie wymiarów ), przypisując każdemu punktowi unikalne pozycje na siatce, zwane współrzędnymi . Wykresy szerokości i długości geograficznej oraz wykresy xy są typowymi przykładami współrzędnych. Metryka to formuła opisująca sposób pomiaru liczby zwanej „odległość” między dwoma punktami.

Może wydawać się oczywiste, że odległość jest mierzona linią prostą, ale w wielu przypadkach tak nie jest. Na przykład samoloty dalekiego zasięgu poruszają się po łuku zwanym „ wielkim kołem ”, a nie po linii prostej, ponieważ jest to lepszy wskaźnik dla podróży lotniczych. (Prosta linia biegnie przez ziemię). Innym przykładem jest planowanie podróży samochodem, gdzie można chcieć najkrótszej podróży pod względem czasu podróży - w takim przypadku linia prosta jest kiepskim wyborem metryki, ponieważ najkrótsza odległość na drodze nie jest zwykle linią prostą, a nawet ścieżką najbliżej linii prostej niekoniecznie będzie najszybszy. Ostatnim przykładem jest internet , gdzie nawet w przypadku pobliskich miast najszybszą trasą dla danych mogą być główne połączenia, które biegną przez cały kraj iz powrotem. W tym przypadku używanym miernikiem będzie najkrótszy czas potrzebny na przebycie danych między dwoma punktami w sieci.

W kosmologii nie możemy użyć linijki do pomiaru ekspansji metrycznej, ponieważ siły wewnętrzne naszego władcy z łatwością pokonują niezwykle powolną ekspansję przestrzeni, pozostawiając linijkę nienaruszoną. Ponadto wszelkie obiekty na ziemi lub w jej pobliżu, które możemy zmierzyć, są utrzymywane razem lub odpychane przez kilka sił, których skutki są znacznie większe. Więc nawet gdybyśmy mogli zmierzyć maleńką ekspansję, która wciąż ma miejsce, nie zauważylibyśmy zmiany na małą skalę lub w życiu codziennym. W dużej, międzygalaktycznej skali, możemy użyć innych testów odległości, które pokazują, że przestrzeń się rozszerza, nawet jeśli ziemski władca nie mógł tego zmierzyć.

Metryczną ekspansję przestrzeni opisuje się za pomocą matematyki tensorów metrycznych . Stosowany przez nas układ współrzędnych nazywa się „ comoving współrzędnych ”, jest to rodzaj układu współrzędnych, który uwzględnia zarówno czas, jak i przestrzeń oraz prędkość światła i pozwala nam na uwzględnienie efektów zarówno ogólnej, jak i szczególnej teorii względności .

Przykład: metryka „Wielki okrąg” dla powierzchni Ziemi

Rozważmy na przykład pomiar odległości między dwoma miejscami na powierzchni Ziemi. To prosty, znajomy przykład geometrii sferycznej . Ponieważ powierzchnia Ziemi jest dwuwymiarowa, punkty na powierzchni Ziemi można określić za pomocą dwóch współrzędnych – na przykład szerokości i długości geograficznej. Specyfikacja metryki wymaga uprzedniego określenia użytych współrzędnych. W naszym prostym przykładzie powierzchni Ziemi możemy wybrać dowolny układ współrzędnych, na przykład szerokość i długość geograficzną lub współrzędne kartezjańskie XYZ . Po wybraniu konkretnego układu współrzędnych, wartości liczbowe współrzędnych dowolnych dwóch punktów są jednoznacznie określone, a na podstawie właściwości omawianej przestrzeni również matematycznie ustalana jest odpowiednia metryka. Na zakrzywionej powierzchni Ziemi możemy zaobserwować ten efekt podczas lotów długodystansowych liniami lotniczymi, gdzie odległość między dwoma punktami jest mierzona na podstawie wielkiego koła , a nie linii prostej, którą można wykreślić na dwuwymiarowej mapie Ziemi. powierzchnia. Ogólnie rzecz biorąc, takie trasy o najkrótszej odległości nazywane są „ geodezjami ”. W geometrii euklidesowej geodezja jest linią prostą, podczas gdy w geometrii nieeuklidesowej, takiej jak na powierzchni Ziemi, tak nie jest. Rzeczywiście, nawet najkrótsza droga po wielkim okręgu jest zawsze dłuższa niż euklidesowa linia prosta, która przechodzi przez wnętrze Ziemi. Różnica między ścieżką w linii prostej a ścieżką po wielkim okręgu o najkrótszej odległości wynika z krzywizny powierzchni Ziemi. Chociaż efekt tej krzywizny zawsze występuje, na krótkich dystansach efekt jest na tyle mały, że jest niezauważalny.

Na mapach płaskich wielkie kręgi Ziemi w większości nie są pokazywane jako linie proste. Rzeczywiście, istnieje rzadko używana projekcja mapy , a mianowicie projekcja gnomoniczna , w której wszystkie wielkie okręgi są pokazane jako linie proste, ale w tej projekcji skala odległości bardzo różni się w różnych obszarach. Nie ma odwzorowania mapy, w którym odległość między dowolnymi dwoma punktami na Ziemi, mierzona wzdłuż geodezji wielkiego koła, jest wprost proporcjonalna do ich odległości na mapie; taka dokładność jest możliwa tylko z globusem.

Tensory metryczne

W geometrii różniczkowej , podstawowej matematyce ogólnej teorii względności , można zdefiniować tensor metryczny, który precyzyjnie charakteryzuje opisaną przestrzeń, wyjaśniając sposób, w jaki należy mierzyć odległości w każdym możliwym kierunku. Ogólna teoria względności z konieczności przywołuje metrykę w czterech wymiarach (jeden czasu, trzy przestrzeni), ponieważ ogólnie różne układy odniesienia będą doświadczać różnych przedziałów czasu i przestrzeni w zależności od układu inercjalnego . Oznacza to, że tensor metryczny w ogólnej teorii względności odnosi się dokładnie do tego, jak dwa zdarzenia w czasoprzestrzeni są rozdzielone. Rozszerzenie metryki ma miejsce, gdy tensor metryki zmienia się w czasie (a w szczególności za każdym razem, gdy przestrzenna część metryki staje się większa w miarę upływu czasu). Ten rodzaj ekspansji różni się od wszelkiego rodzaju ekspansji i eksplozji powszechnie obserwowanych w przyrodzie w niemałej części, ponieważ czasy i odległości nie są takie same we wszystkich układach odniesienia, ale zamiast tego mogą ulec zmianie. Przydatną wizualizacją jest zbliżenie się do podmiotu, a nie do obiektów w ustalonej „przestrzeni” rozchodzącej się w „pustkę”, jako przestrzeń powiększająca się między obiektami bez żadnego przyspieszenia samych obiektów. Przestrzeń między obiektami kurczy się lub powiększa, gdy różne geodezyjne zbiegają się lub rozchodzą.

Ponieważ ten rozszerzający jest spowodowane względnych zmian odległości wyznaczającej metryki to rozszerzenie (a otrzymaną rozsunięcie obiektów) nie jest ograniczona do prędkości światła górna granica w szczególnym wzgl . Dwie klatki odniesienia, które są rozdzielone globalnie, mogą oddalać się od siebie szybciej niż światło bez naruszania szczególnej teorii względności, chociaż za każdym razem, gdy dwie klatki odniesienia odbiegają od siebie szybciej niż prędkość światła, będą obserwowalne efekty związane z takimi sytuacjami, w tym istnienie różnych kosmologicznych horyzonty .

Teoria i obserwacje sugerują, że bardzo wcześnie w historii Wszechświata nastąpiła faza inflacji, w której metryka zmieniała się bardzo szybko, i że pozostała zależność od czasu tej metryki jest tym, co obserwujemy jako tak zwaną ekspansję Hubble'a , ruchomą poza wszystkimi grawitacyjnie niezwiązanymi obiektami we wszechświecie. Rozszerzający się wszechświat jest zatem fundamentalną cechą wszechświata, który zamieszkujemy – wszechświata zasadniczo odmiennego od wszechświata statycznego, który Albert Einstein rozważał po raz pierwszy, kiedy rozwijał swoją teorię grawitacji.

Zbliżające się współrzędne

W rozszerzającej się przestrzeni właściwe odległości są wielkościami dynamicznymi, które zmieniają się w czasie. Prostym sposobem na skorygowanie tego jest użycie współrzędnych, które usuwają tę cechę i pozwalają na scharakteryzowanie różnych lokalizacji we wszechświecie bez konieczności charakteryzowania fizyki związanej z ekspansją metryczną. W comoving współrzędnych odstępy pomiędzy wszystkimi obiektami są stałe i chwilowe dynamika z materii i światła są określone według zwykłych fizyki z grawitacji i promieniowania elektromagnetycznego . Jednak każda ewolucja w czasie musi być uwzględniona poprzez uwzględnienie rozwinięcia prawa Hubble'a w odpowiednich równaniach, oprócz wszelkich innych efektów, które mogą działać (na przykład grawitacja , ciemna energia lub krzywizna ). Symulacje kosmologiczne, które przebiegają przez znaczące fragmenty historii wszechświata, muszą zatem uwzględniać takie efekty, aby można było przewidzieć odpowiednie prognozy dla kosmologii obserwacyjnej .

Zrozumienie ekspansji wszechświata

Pomiar rozszerzalności i zmiany szybkości rozszerzania

Kiedy obiekt się oddala, jego światło ulega rozciągnięciu ( przesunięciu ku czerwieni ). Gdy obiekt się zbliża, jego światło zostaje skompresowane ( przesunięte do niebieskiego ).

W zasadzie ekspansję wszechświata można zmierzyć, biorąc standardową linijkę i mierząc odległość między dwoma kosmologicznie odległymi punktami, odczekując pewien czas, a następnie ponownie mierząc odległość, ale w praktyce standardowe linijki nie są łatwe do znalezienia na Skale kosmologiczne i skale czasowe, w których widoczna byłaby mierzalna ekspansja, są zbyt wielkie, aby mogły być obserwowane nawet przez wiele pokoleń ludzi. Ekspansja przestrzeni jest mierzona pośrednio. Teoria wzgl przewiduje, zjawiska związane z rozwojem, zwłaszcza przez przesunięcie ku czerwieni związek -versus odległości zwanej Prawo Hubble'a ; formy funkcjonalne dla kosmologicznych pomiarów odległości, które różnią się od tego, czego można by oczekiwać, gdyby przestrzeń się nie rozszerzała; oraz obserwowalną zmianę gęstości materii i energii wszechświata obserwowaną w różnych okresach wstecznych .

Pierwszy pomiar rozszerzania się przestrzeni przyszedł wraz z realizacją przez Hubble'a relacji prędkość vs przesunięcie ku czerwieni. Ostatnio, przez porównanie Jasność odległych standardowych świec do redshifcie ich galaktykach, szybkość rozszerzania w świata została zmierzona jako H ₀ = 73,24 ± 1,74 (km / s) / Mpc . Oznacza to, że na każdy milion parseków odległości od obserwatora światło otrzymane z tej odległości jest kosmologicznie przesunięte ku czerwieni o około 73 kilometry na sekundę (160 000 mph). Z drugiej strony, zakładając model kosmologiczny, np. model Lambda-CDM , można wywnioskować stałą Hubble'a z wielkości największych fluktuacji obserwowanych w Kosmicznym Tle Mikrofalowym . Wyższa stała Hubble'a sugerowałaby mniejszy charakterystyczny rozmiar fluktuacji CMB i vice versa. Współpraca Plancka mierzy w ten sposób szybkość ekspansji i określa H ₀ = 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc . Istnieje rozbieżność między tymi dwoma pomiarami, drabina odległości jest niezależna od modelu, a pomiar CMB zależny od dopasowanego modelu, co wskazuje na nową fizykę wykraczającą poza nasze standardowe modele kosmologiczne.

Uważa się, że parametr Hubble'a nie jest stały w czasie. Na cząstki we wszechświecie działają dynamiczne siły, które wpływają na szybkość rozszerzania się. Wcześniej oczekiwano, że parametr Hubble'a będzie malał wraz z upływem czasu z powodu wpływu oddziaływań grawitacyjnych we wszechświecie, a zatem we wszechświecie istnieje dodatkowa obserwowalna wielkość zwana parametrem deceleracji, którą kosmologowie spodziewali się, że będzie bezpośrednio powiązana z gęstość materii wszechświata. Co zaskakujące, parametr opóźnienia został zmierzony przez dwie różne grupy jako mniejszy od zera (w rzeczywistości zgodny z -1), co sugerowało, że dzisiaj parametr Hubble'a zbliża się do stałej wartości w miarę upływu czasu. Niektórzy kosmolodzy żartobliwie nazwali efekt związany z „przyspieszającym wszechświatem” „kosmicznym szarpnięciem ”. Za odkrycie tego zjawiska przyznano Nagrodę Nobla w dziedzinie fizyki w 2011 roku .

W październiku 2018 roku naukowcy zaprezentowali nową trzecią drogę (dwie wcześniejsze metody, jedna oparta na przesunięciach ku czerwieni, a druga na kosmicznej drabinie odległości , dały wyniki, które nie są zgodne), wykorzystując informacje ze zdarzeń fal grawitacyjnych (zwłaszcza tych dotyczących łączenia się gwiazd neutronowych). , jak GW170817 ), określenia stałej Hubble'a , niezbędnej do ustalenia tempa ekspansji wszechświata.

Pomiar odległości w rozszerzającej się przestrzeni

Dwa widoki izometrycznego osadzenia części widzialnego wszechświata przez większość jego historii, pokazujące, jak promień światła (czerwona linia) może przebyć efektywną odległość 28 miliardów lat świetlnych (linia pomarańczowa) w ciągu zaledwie 13 miliardów lat kosmologicznego czasu . ( Szczegóły matematyczne )

W kosmologicznych skalach obecny wszechświat jest geometrycznie płaski, z dokładnością do błędu eksperymentalnego, a tym samym reguły geometrii euklidesowej związane z piątym postulatem Euklidesa , chociaż w przeszłości czasoprzestrzeń mogła być bardzo zakrzywiona. Częściowo, aby pomieścić tak różne geometrie, ekspansja wszechświata jest z natury ogólnie relatywistyczna . Nie można go modelować wyłącznie za pomocą szczególnej teorii względności : chociaż takie modele istnieją, są one zasadniczo sprzeczne z obserwowaną interakcją między materią a czasoprzestrzenią widzianą w naszym wszechświecie.

Obrazy po prawej pokazują dwa widoki diagramów czasoprzestrzeni, które pokazują wielkoskalową geometrię wszechświata zgodnie z kosmologicznym modelem ΛCDM . Pominięto dwa wymiary przestrzeni, pozostawiając jeden wymiar przestrzeni (wymiar, który rośnie wraz ze wzrostem stożka) i jeden wymiar czasu (wymiar, który przebiega „w górę” powierzchni stożka). Wąski okrągły koniec diagramu odpowiada czasowi kosmologicznemu 700 milionów lat po Wielkim Wybuchu, podczas gdy szeroki koniec to czas kosmologiczny 18 miliardów lat, w którym początek przyśpieszającej ekspansji można zobaczyć jako rozszerzanie się na zewnątrz czasoprzestrzeń, cecha, która ostatecznie dominuje w tym modelu. Fioletowe linie siatki wyznaczają czas kosmologiczny w odstępach miliarda lat od Wielkiego Wybuchu. Cyjanowe linie siatki wyznaczają odległość w odstępach miliarda lat świetlnych w obecnej epoce (mniej w przeszłości, a więcej w przyszłości). Zauważ, że okrągłe zawijanie się powierzchni jest artefaktem osadzania bez fizycznego znaczenia i jest wykonywane wyłącznie w celach ilustracyjnych; płaski wszechświat nie zwija się z powrotem na siebie. (Podobny efekt widać w rurkowatym kształcie pseudosfery .)

Brązowa linia na diagramie to linia świata Ziemi (a dokładniej jej położenie w kosmosie, jeszcze zanim powstała). Linia żółta to linia świata najbardziej odległego znanego kwazara . Czerwona linia to droga wiązki światła emitowanej przez kwazar około 13 miliardów lat temu i docierającej obecnie do Ziemi. Pomarańczowa linia pokazuje dzisiejszą odległość między kwazarem a Ziemią, około 28 miliardów lat świetlnych, co jest większą odległością niż wiek wszechświata pomnożony przez prędkość światła, ct .

Zgodnie z zasadą równoważności ogólnej teorii względności, zasady szczególnej teorii względności obowiązują lokalnie w małych obszarach czasoprzestrzeni, które są w przybliżeniu płaskie. W szczególności światło zawsze przemieszcza się lokalnie z prędkością c ; na diagramie oznacza to, zgodnie z konwencją konstruowania diagramów czasoprzestrzennych, że wiązki światła zawsze tworzą kąt 45° z lokalnymi liniami siatki. Nie wynika jednak z tego, że światło pokonuje odległość ct w czasie t , jak pokazuje czerwona linia świata. Chociaż zawsze porusza się lokalnie w punkcie c , jego czas przejścia (około 13 miliardów lat) nie jest powiązany z odległością przebytą w żaden prosty sposób, ponieważ wszechświat rozszerza się, gdy wiązka światła przemierza czas i przestrzeń. Przebyta odległość jest zatem z natury niejednoznaczna z powodu zmieniającej się skali wszechświata. Niemniej jednak istnieją dwie odległości, które wydają się mieć znaczenie fizyczne: odległość między Ziemią a kwazarem w momencie wyemitowania światła oraz odległość między nimi w obecnej erze (odcinek stożka wzdłuż wymiaru określonego jako wymiar przestrzenny ). Pierwsza odległość to około 4 miliardy lat świetlnych, znacznie mniejsza niż ct , natomiast druga odległość (pokazana pomarańczową linią) to około 28 miliardów lat świetlnych, znacznie większa niż ct . Innymi słowy, gdyby przestrzeń kosmiczna nie rozszerzała się dzisiaj, podróż światła między Ziemią a kwazarem zajęłaby 28 miliardów lat, podczas gdy gdyby ekspansja zatrzymała się we wcześniejszym czasie, zajęłoby to tylko 4 miliardy lat.

Światło zajęło nam znacznie dłużej niż 4 miliardy lat, chociaż zostało wyemitowane z odległości zaledwie 4 miliardów lat świetlnych. W rzeczywistości światło emitowane w kierunku Ziemi faktycznie oddalało się od Ziemi, kiedy zostało wyemitowane po raz pierwszy; odległość metryczna do Ziemi rosła wraz z czasem kosmologicznym przez pierwsze kilka miliardów lat jego podróży, co również wskazuje, że ekspansja przestrzeni między Ziemią a kwazarem na początku była szybsza niż prędkość światła. Żadne z tych zachowań nie wynika ze specjalnej właściwości ekspansji metrycznej, ale raczej z lokalnych zasad szczególnej teorii względności zintegrowanych na zakrzywionej powierzchni.

Topologia rozszerzającej się przestrzeni

Graficzna reprezentacja ekspansji wszechświata od Wielkiego Wybuchu do dnia dzisiejszego, z epoką inflacji reprezentowaną jako dramatyczna ekspansja metryki widocznej po lewej stronie. Ta wizualizacja może być myląca, ponieważ wydaje się, że wszechświat rozszerza się z czasem do istniejącej wcześniej pustej przestrzeni. Zamiast tego ekspansja stworzyła i nadal tworzy całą znaną przestrzeń i czas.

Nad czasem , miejsca , które tworzą wszechświat się rozszerza. Czasami używane zamiennie słowa „ przestrzeń ” i „ wszechświat ” mają w tym kontekście różne znaczenia. Tutaj „przestrzeń” jest pojęciem matematycznym, które oznacza trójwymiarową rozmaitość, w której osadzone są nasze odpowiednie pozycje, podczas gdy „wszechświat” odnosi się do wszystkiego, co istnieje, w tym materii i energii w przestrzeni, dodatkowych wymiarów, które mogą być zawinięte w różne struny i czas, przez który odbywają się różne wydarzenia. Ekspansja przestrzeni odnosi się tylko do tej trójwymiarowej rozmaitości; to znaczy, że opis nie obejmuje żadnych struktur, takich jak dodatkowe wymiary czy zewnętrzny wszechświat.

Ostateczna topologia przestrzeni jest a posteriori – coś, co w zasadzie musi być przestrzegane – ponieważ nie ma ograniczeń, które można by po prostu wytłumaczyć (innymi słowy, nie może być żadnych ograniczeń a priori ) dotyczących tego, jak przestrzeń, w której żyjemy, jest połączone, czy też owija się wokół siebie jako zwarta przestrzeń . Chociaż niektóre modele kosmologiczne, takie jak wszechświat Gödla, dopuszczają nawet dziwaczne linie świata, które przecinają się ze sobą, ostatecznie pytanie, czy jesteśmy w czymś w rodzaju „ wszechświata Pac-Mana ”, gdzie podróżowanie wystarczająco daleko w jednym kierunku pozwoliłoby po prostu z powrotem w tym samym miejscu, jak przejście dookoła powierzchni balonu (lub planety takiej jak Ziemia), jest pytaniem obserwacyjnym, które jest ograniczone jako mierzalne lub niemierzalne przez globalną geometrię wszechświata . Obecnie obserwacje są zgodne z tym, że wszechświat jest nieskończony pod względem rozmiaru i jest po prostu powiązany, chociaż jesteśmy ograniczeni w rozróżnianiu między prostymi a bardziej skomplikowanymi propozycjami horyzontów kosmologicznych . Wszechświat może mieć nieskończony zasięg lub może być skończony; ale dowody, które prowadzą do inflacyjnego modelu wczesnego wszechświata, sugerują również, że „całkowity wszechświat” jest znacznie większy niż obserwowalny wszechświat , a zatem wszelkie krawędzie lub egzotyczne geometrie lub topologie nie byłyby bezpośrednio obserwowalne, ponieważ światło nie osiągnęło skali które takie aspekty wszechświata, jeśli istnieją, są nadal dozwolone. Dla wszystkich intencji i celów można bezpiecznie założyć, że wszechświat jest nieskończony w zakresie przestrzennym, bez krawędzi i dziwnych połączeń.

Niezależnie od ogólnego kształtu wszechświata, pytanie o to, w co wszechświat się rozszerza, nie wymaga odpowiedzi zgodnie z teoriami opisującymi ekspansję; sposób, w jaki definiujemy przestrzeń w naszym wszechświecie, w żaden sposób nie wymaga dodatkowej przestrzeni zewnętrznej, do której może się ona rozszerzać, ponieważ ekspansja nieskończonej przestrzeni może się zdarzyć bez zmiany nieskończonego zasięgu tej przestrzeni. Jedyne, co jest pewne, to to, że wielorakość przestrzeni, w której żyjemy, ma po prostu tę właściwość, że odległości między obiektami zwiększają się w miarę upływu czasu. To tylko implikuje proste konsekwencje obserwacyjne związane z rozszerzeniem metryki zbadanym poniżej. Do ekspansji nie jest wymagane żadne „na zewnątrz” ani osadzanie w nadprzestrzeni. Wizualizacje często postrzegane jako wszechświat rozrastający się jako bańka w nicość są pod tym względem mylące. Nie ma powodu, by sądzić, że istnieje coś „poza” rozszerzającym się wszechświatem, do którego rozszerza się wszechświat.

Nawet jeśli ogólny zasięg przestrzenny jest nieskończony, a zatem wszechświat nie może być „większy”, nadal mówimy, że przestrzeń się rozszerza, ponieważ lokalnie zwiększa się charakterystyczna odległość między obiektami. Gdy rośnie nieskończona przestrzeń, pozostaje nieskończona.

Gęstość wszechświata podczas ekspansji

Pomimo tego, że był niezwykle gęsty w bardzo młodym wieku i podczas części swojej wczesnej ekspansji – znacznie gęstszy niż jest to zwykle wymagane do utworzenia czarnej dziury – wszechświat nie zapadł się ponownie w czarną dziurę. Dzieje się tak, ponieważ powszechnie stosowane obliczenia kolapsu grawitacyjnego są zwykle oparte na obiektach o stosunkowo stałych rozmiarach, takich jak gwiazdy i nie mają zastosowania do szybko rozszerzającej się przestrzeni, takiej jak Wielki Wybuch.

Efekty ekspansji na małą skalę

Ekspansja przestrzeni jest czasami opisywana jako siła, która działa na rzecz odpychania obiektów. Chociaż jest to dokładny opis działania stałej kosmologicznej , nie jest to w ogóle dokładny obraz zjawiska ekspansji.

Animacja rozwijającego się modelu chleba z rodzynkami. Ponieważ szerokość chleba podwaja się (głębokość i długość), odległości między rodzynkami również się podwajają.

Oprócz spowolnienia ogólnej ekspansji, grawitacja powoduje lokalne zbijanie się materii w gwiazdy i galaktyki. Gdy obiekty są uformowane i związane grawitacją, „wypadają” z ekspansji i nie rozszerzają się następnie pod wpływem metryki kosmologicznej, ponieważ nie ma siły, która by je do tego zmuszała.

Nie ma różnicy między bezwładną ekspansją wszechświata a bezwładnością separacji pobliskich obiektów w próżni; pierwszy jest po prostu ekstrapolacją tego drugiego na dużą skalę.

Gdy przedmioty są związane grawitacją, nie oddalają się już od siebie. W ten sposób galaktyka Andromedy, która jest związana z galaktyką Drogi Mlecznej, w rzeczywistości spada w naszym kierunku i nie rozszerza się. W Grupie Lokalnej oddziaływania grawitacyjne zmieniły bezwładnościowe wzorce obiektów tak, że nie zachodzi kosmologiczna ekspansja. Kiedy wyjdzie się poza Grupę Lokalną, ekspansja bezwładności jest mierzalna, chociaż systematyczne efekty grawitacyjne sugerują, że coraz większe części przestrzeni w końcu wypadną z „ Przepływu Hubble'a ” i skończą jako związane, nieekspandujące obiekty aż do łusek. od supergromad galaktyk. Możemy przewidzieć takie przyszłe wydarzenia, znając dokładny sposób, w jaki zmienia się przepływ Hubble'a, a także masy obiektów, do których jesteśmy przyciągani grawitacyjnie. Obecnie Lokalna Grupa jest przyciągana grawitacyjnie w kierunku supergromady Shapley lub „ Wielkiego Atraktora ”, z którym, gdyby ciemna energia nie działała, w końcu połączylibyśmy się i nie widzielibyśmy już oddalania się od nas po takim czasie.

Konsekwencją ekspansji metrycznej wynikającej z ruchu bezwładności jest to, że jednorodny lokalny „wybuch” materii w próżnię można lokalnie opisać geometrią FLRW , tą samą geometrią, która opisuje ekspansję wszechświata jako całości i była również podstawą dla prostszego wszechświata Milne'a, który ignoruje efekty grawitacji. W szczególności ogólna teoria względności przewiduje, że światło będzie poruszać się z prędkością cw odniesieniu do lokalnego ruchu eksplodującej materii, zjawisko analogiczne do przeciągania klatek .

Sytuacja zmienia się nieco wraz z wprowadzeniem ciemnej energii lub stałej kosmologicznej. Stała kosmologiczna wynikająca z gęstości energii próżni powoduje dodanie siły odpychania między obiektami, która jest proporcjonalna (nie odwrotnie) do odległości. W przeciwieństwie do bezwładności aktywnie "ciągnie" obiekty, które zlepiły się pod wpływem grawitacji, a nawet pojedyncze atomy. Nie powoduje to jednak, że przedmioty stale rosną lub się rozpadają; jeśli nie są bardzo słabo związane, po prostu osiądą w stanie równowagi, który jest nieco (niewykrywalny) większy niż byłby w innym przypadku. W miarę rozszerzania się wszechświata i rozrzedzania się zawartej w nim materii przyciąganie grawitacyjne maleje (ponieważ jest proporcjonalne do gęstości), podczas gdy odpychanie kosmologiczne wzrasta; tak więc ostatecznym losem wszechświata ΛCDM jest prawie próżnia rozszerzająca się w coraz szybszym tempie pod wpływem stałej kosmologicznej. Jednak jedynym widocznym lokalnie efektem przyspieszonej ekspansji jest znikanie (przez niekontrolowane przesunięcie ku czerwieni ) odległych galaktyk; obiekty związane grawitacyjnie, takie jak Droga Mleczna, nie rozszerzają się, a galaktyka Andromedy porusza się wystarczająco szybko w naszym kierunku, że nadal połączy się z Drogą Mleczną za 3 miliardy lat. i połącz się z pobliską Gromadą Panny . Jednak galaktyki leżące dalej od tego będą oddalać się z coraz większą prędkością i zostaną przesunięte ku czerwieni poza nasz zasięg widoczności.

Rozszerzenie metryczne i prędkość światła

Pod koniec lat wczesnym Wszechświecie za okres inflacyjnej , całej materii i energii we wszechświecie została ustalona na inercyjnej trajektorii zgodny z zasadą równoważności i Einsteina ogólnej teorii względności i to jest, gdy dokładne i regularne formy ekspansji Wszechświata miała swój pochodzenie (to znaczy materia we wszechświecie oddziela się, ponieważ w przeszłości oddzielała się z powodu pola inflatonowego ).

Chociaż szczególna teoria względności zabrania obiektom poruszania się szybciej niż światło w odniesieniu do lokalnego układu odniesienia, w którym czasoprzestrzeń może być traktowana jako płaska i niezmienna , nie ma to zastosowania w sytuacjach, w których krzywizna czasoprzestrzeni lub ewolucja w czasie stają się ważne. Sytuacje te opisuje ogólna teoria względności , która pozwala, aby odległość między dwoma odległymi obiektami wzrastała szybciej niż prędkość światła, chociaż definicja „odległości” jest tu nieco inna niż ta stosowana w układzie inercjalnym. Użyta tutaj definicja odległości to sumowanie lub całkowanie lokalnych pokonujących odległości , a wszystko to odbywa się w stałym lokalnym czasie właściwym. Na przykład galaktyki oddalone od nas o więcej niż promień Hubble'a , około 4,5  gigaparseka lub 14,7 miliarda lat świetlnych , mają prędkość recesji większą niż prędkość światła . Widoczność tych obiektów zależy od dokładnej historii ekspansji wszechświata. Światło, które jest obecnie emitowane z galaktyk poza bardziej odległym kosmologicznym horyzontem zdarzeń , około 5 gigaparseków lub 16 miliardów lat świetlnych, nigdy do nas nie dotrze, chociaż nadal możemy zobaczyć światło, które te galaktyki emitowały w przeszłości. Ze względu na wysokie tempo ekspansji możliwe jest również, że odległość między dwoma obiektami będzie większa niż wartość obliczona przez pomnożenie prędkości światła przez wiek wszechświata. Te szczegóły są częstym źródłem zamieszania wśród amatorów, a nawet profesjonalnych fizyków. Ze względu na nieintuicyjny charakter tematu i to, co niektórzy określali jako „nieostrożne” dobór sformułowań, niektóre opisy metrycznego rozszerzenia przestrzeni i błędne przekonania, do których takie opisy mogą prowadzić, są stałym przedmiotem dyskusji w ramach dziedziny edukacji i komunikacji koncepcji naukowych.

Współczynnik skali

Na podstawowym poziomie ekspansja wszechświata jest właściwością pomiaru przestrzennego w największych mierzalnych skalach naszego wszechświata. Odległości między kosmologicznie istotnymi punktami zwiększają się w miarę upływu czasu, prowadząc do obserwowalnych efektów przedstawionych poniżej. Tę cechę wszechświata można scharakteryzować pojedynczym parametrem zwanym współczynnikiem skali, który jest funkcją czasu i pojedynczą wartością dla całej przestrzeni w dowolnym momencie (gdyby współczynnik skali był funkcją przestrzeni, naruszałoby to zasada kosmologiczna ). Zgodnie z konwencją, czynnikiem skali jest jedność w chwili obecnej, a ponieważ wszechświat się rozszerza, jest mniejszy w przeszłości i większy w przyszłości. Ekstrapolacja w czasie z pewnymi modelami kosmologicznymi da moment, w którym współczynnik skali wynosił zero; nasze obecne rozumienie kosmologii określa ten czas na 13,799 ± 0,021 miliarda lat temu . Jeśli wszechświat będzie się rozszerzał w nieskończoność, w przyszłości współczynnik skali zbliży się do nieskończoności. W zasadzie nie ma powodu, dla którego ekspansja Wszechświata musi być monotoniczna i istnieją modele, w których w pewnym momencie w przyszłości współczynnik skali zmniejszy się wraz z towarzyszącym mu skurczem przestrzeni, a nie ekspansją.

Inne koncepcyjne modele ekspansji

Ekspansja przestrzeni jest często ilustrowana modelami pojęciowymi, które pokazują tylko wielkość przestrzeni w określonym czasie, pozostawiając wymiar czasu ukryty.

W „modelu mrówki na gumowej linie ” wyobrażamy sobie mrówkę (idealną jako punktową) pełzającą ze stałą prędkością po idealnie elastycznej linie, która stale się rozciąga. Jeśli naciągniemy linę zgodnie ze współczynnikiem skali ΛCDM i pomyślimy o prędkości mrówki jako prędkości światła, to ta analogia jest dokładna liczbowo – pozycja mrówki w czasie będzie odpowiadać ścieżce czerwonej linii na powyższym schemacie osadzania.

W „modelu z gumy” zastępuje się linę płaską dwuwymiarową gumą, która rozciąga się równomiernie we wszystkich kierunkach. Dodanie drugiego wymiaru przestrzennego zwiększa możliwość pokazania lokalnych zaburzeń geometrii przestrzennej przez lokalną krzywiznę w arkuszu.

W „modelu balonowym” płaską prześcieradło zastąpiono kulistym balonem, który jest nadmuchany od początkowego rozmiaru zera (reprezentującego Wielki Wybuch). Balon ma dodatnią krzywiznę Gaussa, podczas gdy obserwacje sugerują, że rzeczywisty wszechświat jest przestrzennie płaski, ale tę niespójność można wyeliminować, czyniąc balon bardzo dużym, tak aby był lokalnie płaski w granicach obserwacji. Ta analogia jest potencjalnie myląca, ponieważ błędnie sugeruje, że Wielki Wybuch miał miejsce w środku balonu. W rzeczywistości punkty poza powierzchnią balonu nie mają znaczenia, nawet jeśli wcześniej balon był zajęty.

W modelu „chleb z rodzynkami” wyobrażamy sobie, jak bochenek chleba z rodzynkami rozszerza się w piecu. Bochenek (przestrzeń) rozszerza się jako całość, ale rodzynki (obiekty związane grawitacyjnie) nie rozszerzają się; po prostu oddalają się od siebie.

Podstawa teoretyczna i pierwsze dowody

Ekspansja wszechświata przebiega we wszystkich kierunkach określonych przez stałą Hubble'a . Jednak stała Hubble'a może się zmieniać w przeszłości iw przyszłości, w zależności od obserwowanej wartości parametrów gęstości (Ω). Przed odkryciem ciemnej energii wierzono, że we Wszechświecie dominuje materia, a więc Ω na tym wykresie odpowiada stosunkowi gęstości materii do gęstości krytycznej ( ).${\ Displaystyle \ Omega _ {m}}$

Prawo Hubble'a

Technicznie metryka rozszerzenie przestrzeni jest cechą wielu rozwiązań dla Równanie Einsteina o ogólnym względność , a odległość ta jest mierzona za pomocą odstępu Lorentza . To wyjaśnia obserwacje, które wskazują, że galaktyki, które są bardziej od nas odległe, oddalają się szybciej niż galaktyki bliżej nas (patrz prawo Hubble'a ).

Stała kosmologiczna i równania Friedmanna

Pierwsze ogólne modele relatywistyczne przewidywały, że wszechświat, który był dynamiczny i zawierał zwykłą materię grawitacyjną, raczej kurczy się niż rozszerza. Pierwsza propozycja Einsteina rozwiązania tego problemu polegała na dodaniu stałej kosmologicznej do jego teorii, aby zrównoważyć skrócenie w celu uzyskania statycznego rozwiązania wszechświata. Ale w 1922 Alexander Friedmann wyprowadził zestaw równań znanych jako równania Friedmanna , pokazujące, że wszechświat może się rozszerzać i przedstawiając prędkość ekspansji w tym przypadku. Obserwacje Edwina Hubble'a z 1929 roku sugerowały, że wszystkie odległe galaktyki najwyraźniej oddalają się od nas, tak że wielu naukowców zaczęło akceptować rozszerzanie się Wszechświata.

Obawy Hubble'a dotyczące tempa ekspansji

Podczas gdy metryczna ekspansja przestrzeni wydawała się wynikać z obserwacji Hubble'a z 1929 roku, Hubble nie zgadzał się z interpretacją danych z rozszerzającego się wszechświata:

[...] jeśli przesunięcia ku czerwieni nie wynikają głównie z przesunięcia prędkości [...] relacja prędkość-odległość jest liniowa; rozkład mgławicy jest równomierny; nie ma śladów ekspansji, śladu krzywizny, żadnego ograniczenia skali czasu [...] i znajdujemy się w obecności jednej z zasad natury, która jest nam do dziś nieznana [...] podczas gdy , jeśli przesunięcia ku czerwieni są przesunięciami prędkości, które mierzą tempo rozszerzania się, modele rozszerzające są zdecydowanie niezgodne z obserwacjami, które zostały poczynione [...] modele rozszerzające są wymuszoną interpretacją wyników obserwacji.

—  E. Hubble, Ap. J. , 84, 517, 1936

[Jeśli przesunięcia ku czerwieni są przesunięciem Dopplera...] obserwacje w ich obecnym kształcie prowadzą do anomalii zamkniętego wszechświata, dziwnie małego i gęstego, i, można dodać, podejrzanie młodego. Z drugiej strony, jeśli przesunięcia ku czerwieni nie są efektem Dopplera, anomalie te znikają, a obserwowany obszar jawi się jako mała, jednorodna, ale nieistotna część wszechświata rozciągającego się w nieskończoność zarówno w przestrzeni, jak iw czasie.

—  E. Hubble, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 97, 506, 1937

Sceptycyzm Hubble'a, że ​​wszechświat jest zbyt mały, gęsty i młody, okazał się oparty na błędzie obserwacyjnym. Późniejsze badania wykazały, że Hubble pomylił odległe regiony H II ze zmiennymi cefeidy, a same zmienne cefeidy zostały niewłaściwie połączone razem z gwiazdami RR Lyrae o niskiej jasności, co spowodowało błędy kalibracji, które doprowadziły do ​​wartości stałej Hubble'a wynoszącej około 500 km / s / Mpc zamiast rzeczywistej wartości około 70 km/s/Mpc. Wyższa wartość oznaczała, że ​​rozszerzający się Wszechświat miałby wiek 2 miliardów lat (młodszy niż Wiek Ziemi ), a ekstrapolacja obserwowanej gęstości liczbowej galaktyk na szybko rozszerzający się Wszechświat sugerowała, że ​​gęstość masy była zbyt wysoka przez podobny czynnik wystarczyło, by zmusić wszechświat do szczególnej, zamkniętej geometrii, co również pociągało za sobą zbliżający się Wielki Zgrzyt, który miał miejsce w podobnej skali czasowej. Po naprawieniu tych błędów w latach pięćdziesiątych nowe niższe wartości stałej Hubble'a były zgodne z oczekiwaniami starszego wszechświata, a parametr gęstości okazał się dość zbliżony do geometrycznego płaskiego wszechświata.

Jednak ostatnie pomiary odległości i prędkości odległych galaktyk ujawniły 9-procentową rozbieżność w wartości stałej Hubble'a, co sugeruje, że Wszechświat wydaje się rozszerzać zbyt szybko w porównaniu z poprzednimi pomiarami. W 2001 r. Wendy Freedman określiła, że ​​przestrzeń rozszerza się z prędkością 72 kilometrów na sekundę na megaparsek – około 3,3 miliona lat świetlnych – co oznacza, że ​​na każde 3,3 miliona lat świetlnych dalej od Ziemi jesteś, materia, w której jesteś, oddala się od Ziemi 72 kilometry na sekundę szybciej. Latem 2016 r. inny pomiar odnotował wartość stałej 73, tym samym zaprzeczając pomiarom z 2013 r. z europejskiej misji Planck o wolniejszej ekspansji o wartości 67. Rozbieżność otworzyła nowe pytania dotyczące natury ciemnej energii lub neutrin.

Inflacja jako wyjaśnienie ekspansji

Aż do rozwoju teorii w latach 80. nikt nie miał wytłumaczenia, dlaczego tak się dzieje, ale wraz z rozwojem modeli kosmicznej inflacji rozszerzanie się Wszechświata stało się ogólną cechą wynikającą z rozpadu próżni . W związku z tym pytanie „dlaczego wszechświat się rozszerza?” jest teraz odpowiedzieć zrozumienie szczegóły procesu rozpadu inflacji, która miała miejsce w ciągu pierwszych 10 ^-32 sekundy istnienia wszechświata. Podczas inflacji metryka zmieniała się wykładniczo , powodując, że każda objętość przestrzeni, która była mniejsza niż atom, urosła do około 100 milionów lat świetlnych w skali czasu podobnej do czasu, w którym wystąpiła inflacja ( ^10-32 sekundy).

Pomiar odległości w przestrzeni metrycznej

Diagram przedstawia ekspansję wszechświata i względne zjawisko obserwatora. Niebieskie galaktyki rozszerzyły się dalej niż galaktyki białe. Przy wyborze dowolnego punktu odniesienia, takiego jak galaktyka złota lub czerwona galaktyka, im większa odległość do innych galaktyk, im dalej się znajdują, wydają się takie same. To zjawisko ekspansji wskazuje na dwa czynniki: nie ma scentralizowanego punktu we wszechświecie i że Droga Mleczna nie jest centrum wszechświata. Pojawienie się centralności wynika z błędu obserwatora, który jest równoważny bez względu na to, w którym miejscu znajduje się obserwator.

W rozszerzającej się przestrzeni odległość jest dynamiczną wielkością, która zmienia się w czasie. Istnieje kilka różnych sposobów definiowania odległości w kosmologii, znanych jako miary odległości , ale powszechną metodą stosowaną przez współczesnych astronomów jest comoving distance .

Metryka określa jedynie odległość pomiędzy pobliskimi (tzw. „lokalnymi”) punktami. Aby zdefiniować odległość pomiędzy dowolnie odległymi punktami, należy określić zarówno punkty, jak i określoną krzywą (tzw. „ przedział czasoprzestrzenny ”) łączącą je. Odległość między punktami można następnie znaleźć, znajdując długość tej krzywej łączącej w trzech wymiarach przestrzeni. Comoving distance definiuje tę krzywą łączącą jako krzywą stałego czasu kosmologicznego . Z operacyjnego punktu widzenia odległości nie mogą być bezpośrednio zmierzone przez pojedynczego obserwatora na Ziemi. Aby określić odległość odległych obiektów, astronomowie na ogół mierzą jasność świec standardowych lub współczynnik przesunięcia ku czerwieni „z” odległych galaktyk, a następnie przekształcają te pomiary w odległości w oparciu o pewien konkretny model czasoprzestrzeni, taki jak model Lambda-CDM . To właśnie poprzez takie obserwacje ustalono, że nie ma dowodów na jakiekolwiek „spowolnienie” ekspansji w obecnej epoce.

Dowody obserwacyjne

Kosmolodzy teoretyczni opracowujący modele wszechświata oparli się w swojej pracy na niewielkiej liczbie rozsądnych założeń. Te działania doprowadziły do ​​powstania modeli, w których metryczna ekspansja przestrzeni jest prawdopodobną cechą wszechświata. Najważniejsze z podstawowych zasad, które skutkują modelami obejmującymi rozszerzanie metryki jako cechę, to:

• prawo kosmologiczne, które wymaga, aby wszechświat wyglądał tak samo we wszystkich kierunkach ( izotropowy ) i miał mniej więcej taką samą gładką mieszankę materii ( jednorodny ).
• kopernikowska Zasada , która wymaga, korzystne jest, nie ma miejsca w świecie (czyli wszechświat ma „początek”).

Naukowcy dokładnie sprawdzili, czy te założenia są słuszne i potwierdzone obserwacjami. Kosmolodzy obserwacyjni odkryli dowody – w niektórych przypadkach bardzo mocne – które wspierają te założenia, w wyniku czego metryczna ekspansja kosmosu jest uważana przez kosmologów za obserwowaną cechę, ponieważ chociaż nie możemy jej zobaczyć bezpośrednio, naukowcy przetestowali właściwości wszechświata i obserwacje dostarczają przekonującego potwierdzenia. Źródłami tego zaufania i potwierdzenia są:

• Hubble wykazał, że wszystkie galaktyki i odległe obiekty astronomiczne oddalają się od nas, zgodnie z przewidywaniami uniwersalnej ekspansji. Wykorzystując przesunięcie ku czerwieni ich widm elektromagnetycznych do określenia odległości i prędkości odległych obiektów w przestrzeni, wykazał, że wszystkie obiekty oddalają się od nas, a ich prędkość jest proporcjonalna do odległości, co jest cechą ekspansji metrycznej. Dalsze badania wykazały, że ekspansja jest wysoce izotropowa i jednorodna , to znaczy nie wydaje się mieć specjalnego punktu jako „środka”, ale wydaje się uniwersalna i niezależna od jakiegokolwiek ustalonego punktu centralnego.
• W badaniach wielkoskalowej struktury kosmosu z pomiarów przesunięcia ku czerwieni odkryto tak zwany „ Koniec wielkości ” w największych skalach wszechświata. Dopóki nie zbadano tych skal, wszechświat wydawał się „zbrylony” ze skupiskami gromad galaktyk , supergromad i włókien, które nie były izotropowe i jednorodne. Ta nierówność znika w gładkim rozkładzie galaktyk w największych skalach.
• Izotropowy rozkład na niebie odległych rozbłysków gamma i supernowych jest kolejnym potwierdzeniem zasady kosmologicznej.
• Zasada Kopernika nie została naprawdę przetestowana w skali kosmologicznej, dopóki nie dokonano pomiarów wpływu kosmicznego mikrofalowego promieniowania tła na dynamikę odległych układów astrofizycznych. Grupa astronomów z Europejskiego Obserwatorium Południowego zauważyła, mierząc temperaturę odległego międzygalaktycznego obłoku w równowadze termicznej z kosmicznym mikrofalowym tłem, że promieniowanie z Wielkiego Wybuchu było wyraźnie cieplejsze we wcześniejszych czasach. Jednolite chłodzenie kosmicznego mikrofalowego tła przez miliardy lat jest mocnym i bezpośrednim dowodem obserwacyjnym na ekspansję metryczną.

Podsumowując, zjawiska te w przeważającej mierze wspierają modele, które opierają się na rozszerzaniu przestrzeni poprzez zmianę metryki. Dopiero odkrycie w 2000 roku bezpośrednich dowodów obserwacyjnych na zmieniającą się temperaturę kosmicznego mikrofalowego tła pozwoliło wykluczyć bardziej dziwaczne konstrukcje. Do tego czasu opierało się wyłącznie na założeniu, że wszechświat nie zachowywał się jak jedność z Drogą Mleczną znajdującą się w środku ustalonej metryki z uniwersalną eksplozją galaktyk we wszystkich kierunkach (jak widać na przykład na wczesny model zaproponowany przez Milne ). Jednak przed tymi dowodami wielu odrzucało punkt widzenia Milne'a oparty na zasadzie przeciętności .

Bardziej bezpośrednie skutki ekspansji, takie jak zmiana przesunięcia ku czerwieni, odległości, strumienia, pozycji kątowej i wielkości kątowej obiektów astronomicznych, nie zostały jeszcze wykryte ze względu na niewielkie rozmiary tych efektów. Zmianę przesunięcia ku czerwieni lub strumienia można było zaobserwować za pomocą Square Kilometer Array lub Extremely Large Telescope w połowie lat 30. XX wieku.

Zobacz też

• Comoving i odpowiednie odległości

Uwagi

Bibliografia

Referencje drukowane

• Eddington, Artur. Rozszerzający się Wszechświat: „Wielka Debata” astronomii, 1900-1931 . Syndykat Prasowy Uniwersytetu Cambridge, 1933.
• Liddle, Andrew R. i David H. Lyth. Inflacja kosmologiczna i struktura wielkoskalowa . Wydawnictwo Uniwersytetu Cambridge, 2000.
• Lineweaver, Charles H. i Tamara M. Davis, „ Misconceptions about the Big Bang ”, Scientific American , marzec 2005 (treść niewolna).
• Mook, Delo E. i Thomas Vargish. Wewnętrzna teoria względności . Wydawnictwo Uniwersytetu Princeton, 1991.

Zewnętrzne linki

• Swenson, Jim Odpowiedź na pytanie o rozszerzający się wszechświat
• Felder, Gary, „ Rozszerzający się wszechświat ”.
• NASA „s WMAP oferty zespół uzyska« wyjaśnienie powszechnej ekspansji »na bardzo podstawowym poziomie
• Samouczek Hubble'a na wydziale fizyki Uniwersytetu Wisconsin
• Rozszerzający chleb z rodzynkami z Uniwersytetu Winnipeg: ilustracja, ale bez wyjaśnienia
• "Mrówka na balonie" analogia do wyjaśnienia rozszerzającego się wszechświata w "Zapytaj astronoma". (Astronom, który dostarcza to wyjaśnienie, nie jest określony.)