Seratus tahun yang lalu, para ilmuwan menemukan bahwa ukuran alam semesta kita bertambah dengan cepat.
Pada tahun 1870, ahli matematika Inggris William Clifford mendapatkan ide yang sangat dalam bahwa ruang dapat melengkung, dan tidak sama pada titik yang berbeda, dan seiring waktu, kelengkungannya dapat berubah. Ia bahkan mengakui bahwa perubahan semacam itu entah bagaimana terkait dengan pergerakan materi. Kedua gagasan ini bertahun-tahun kemudian membentuk dasar teori relativitas umum. Clifford sendiri tidak hidup untuk melihat ini - dia meninggal karena tuberkulosis pada usia 34, 11 hari sebelum kelahiran Albert Einstein.
Redshift
Informasi pertama tentang perluasan alam semesta diberikan oleh astrospectrography. Pada tahun 1886, astronom Inggris William Huggins memperhatikan bahwa panjang gelombang cahaya bintang sedikit bergeser dibandingkan dengan spektrum terestrial dari unsur yang sama. Berdasarkan rumus untuk versi optik dari efek Doppler, yang diturunkan pada tahun 1848 oleh fisikawan Prancis Armand Fizeau, magnitudo kecepatan radial bintang dapat dihitung. Pengamatan semacam itu memungkinkan untuk melacak pergerakan benda luar angkasa.
Seratus tahun yang lalu, konsep alam semesta didasarkan pada mekanika Newton dan geometri Euclidean. Bahkan beberapa ilmuwan, seperti Lobachevsky dan Gauss, yang mengakui (hanya sebagai hipotesis!) Realitas fisik geometri non-Euclidean, menganggap ruang angkasa itu abadi dan tidak berubah. Ekspansi alam semesta membuatnya sulit untuk menilai jarak ke galaksi yang jauh. Cahaya yang mencapai 13 miliar tahun kemudian dari galaksi A1689-zD1 3,35 miliar tahun cahaya dari kita (A), “memerah” dan melemah saat melintasi ruang angkasa yang meluas, dan galaksi itu sendiri surut (B). Ini akan membawa informasi tentang jarak dalam pergeseran merah (13 miliar tahun cahaya), dalam ukuran sudut (3,5 miliar tahun cahaya), dalam intensitas (263 miliar tahun cahaya), sedangkan jarak sebenarnya adalah 30 miliar tahun cahaya. tahun.
Seperempat abad kemudian, peluang ini dimanfaatkan kembali oleh Vesto Slipher, sebuah observatorium di Flagstaff, Arizona, yang telah mempelajari spektrum nebula spiral sejak tahun 1912 dengan teleskop 24 inci dengan spektograf yang baik. Untuk mendapatkan gambar berkualitas tinggi, pelat fotografik yang sama diekspos selama beberapa malam, jadi proyek bergerak perlahan. Dari September hingga Desember 1913, Slipher mempelajari nebula Andromeda dan, dengan menggunakan rumus Doppler-Fizeau, sampai pada kesimpulan bahwa ia mendekati Bumi sejauh 300 km setiap detik.
Video promosi:
Pada tahun 1917, ia menerbitkan data tentang kecepatan radial dari 25 nebula, yang menunjukkan asimetri yang signifikan ke arahnya. Hanya empat nebula yang mendekati Matahari, sisanya lolos (dan beberapa dengan sangat cepat).
Slipher tidak berusaha untuk mendapatkan ketenaran atau mempublikasikan hasilnya. Oleh karena itu, mereka menjadi terkenal di kalangan astronomi hanya ketika astrofisikawan Inggris terkenal Arthur Eddington menarik perhatian mereka.
Pada tahun 1924, ia menerbitkan sebuah monograf tentang teori relativitas, yang mencakup daftar 41 nebula yang ditemukan oleh Slipher. Empat nebula bergeser biru yang sama juga ada di sana, sedangkan 37 garis spektral sisanya bergeser merah. Kecepatan radialnya bervariasi dalam kisaran 150 - 1800 km / s dan, rata-rata, 25 kali lebih tinggi daripada kecepatan bintang Bima Sakti yang diketahui pada saat itu. Ini menunjukkan bahwa nebula terlibat dalam gerakan lain selain tokoh-tokoh "klasik".
Pulau luar angkasa
Pada awal 1920-an, sebagian besar astronom percaya bahwa nebula spiral terletak di pinggiran Bima Sakti, dan di luarnya tidak ada apa-apa selain ruang gelap yang kosong. Benar, bahkan pada abad ke-18, beberapa ilmuwan melihat gugus bintang raksasa di nebula (Immanuel Kant menyebutnya pulau alam semesta). Namun, hipotesis ini tidak populer, karena tidak mungkin untuk menentukan jarak ke nebula secara andal.
Masalah ini dipecahkan oleh Edwin Hubble, yang bekerja pada teleskop reflektor 100 inci di Observatorium Mount Wilson di California. Pada tahun 1923-1924, ia menemukan bahwa nebula Andromeda terdiri dari banyak objek bercahaya, di antaranya terdapat bintang variabel dari keluarga Cepheid. Saat itu sudah diketahui bahwa periode perubahan dalam kecerahan tampak mereka dikaitkan dengan luminositas absolut, dan oleh karena itu Cepheid cocok untuk mengkalibrasi jarak kosmik. Dengan bantuan mereka, Hubble memperkirakan jarak ke Andromeda pada 285.000 parsec (menurut data modern, itu adalah 800.000 parsec). Diameter Bima Sakti kemudian diasumsikan kira-kira 100.000 parsec (sebenarnya, ini tiga kali lebih kecil). Dari sini diikuti bahwa Andromeda dan Bima Sakti harus dianggap sebagai gugus bintang independen. Hubble segera mengidentifikasi dua galaksi independen,yang akhirnya mengkonfirmasi hipotesis "pulau alam semesta".
Sejujurnya, perlu dicatat bahwa dua tahun sebelum Hubble, jarak ke Andromeda dihitung oleh astronom Estonia Ernst Opik, yang hasilnya - 450.000 parsec - lebih dekat dengan yang benar. Namun, dia menggunakan sejumlah pertimbangan teoretis yang tidak seyakin pengamatan langsung Hubble.
Pada tahun 1926, Hubble telah melakukan analisis statistik dari pengamatan empat ratus "nebula ekstragalaktik" (ia menggunakan istilah ini untuk waktu yang lama, menghindari menyebut mereka galaksi) dan mengusulkan rumus untuk menghubungkan jarak ke nebula dengan kecerahan yang tampak. Terlepas dari kesalahan besar dari metode ini, data baru menegaskan bahwa nebula tersebar kurang lebih merata di ruang angkasa dan terletak jauh di luar batas Bima Sakti. Sekarang tidak ada lagi keraguan bahwa ruang angkasa tidak tertutup di galaksi kita dan tetangga terdekatnya.
Pemodel Luar Angkasa
Eddington menjadi tertarik pada hasil Slipher bahkan sebelum penjelasan akhir tentang sifat nebula spiral. Pada saat ini, model kosmologis sudah ada, dalam arti memprediksi efek yang diungkapkan oleh Slipher. Eddington banyak memikirkannya dan, tentu saja, tidak melewatkan kesempatan untuk memberikan suara kosmologis pada pengamatan astronom Arizona.
Kosmologi teoretis modern dimulai pada 1917 dengan dua artikel revolusioner yang menyajikan model alam semesta berdasarkan relativitas umum. Salah satunya ditulis oleh Einstein sendiri, yang lainnya oleh astronom Belanda Willem de Sitter.
Hukum Hubble
Edwin Hubble secara empiris mengungkapkan perkiraan proporsionalitas pergeseran merah dan jarak galaksi, yang ia, dengan menggunakan rumus Doppler-Fizeau, mengubahnya menjadi proporsionalitas antara kecepatan dan jarak. Jadi kita berurusan dengan dua pola berbeda di sini.
Hubble tidak tahu bagaimana mereka berhubungan satu sama lain, tapi apa yang dikatakan sains saat ini tentang ini?
Seperti yang telah ditunjukkan Lemaitre, korelasi linier antara kosmologis (yang disebabkan oleh perluasan alam semesta) pergeseran merah dan jarak sama sekali tidak mutlak. Dalam praktiknya, itu diamati dengan baik hanya untuk perpindahan kurang dari 0,1. Jadi hukum empiris Hubble tidak tepat, tetapi perkiraan, dan rumus Doppler-Fizeau hanya valid untuk pergeseran kecil spektrum.
Tetapi hukum teoretis yang menghubungkan kecepatan radial benda jauh dengan jaraknya (dengan koefisien proporsionalitas dalam bentuk parameter Hubble V = Hd) berlaku untuk setiap pergeseran merah. Namun kecepatan V yang muncul di dalamnya bukanlah kecepatan sinyal fisik atau benda nyata di ruang fisik. Ini adalah laju peningkatan jarak antara galaksi dan gugus galaksi, yang disebabkan oleh perluasan alam semesta. Kita akan dapat mengukurnya hanya jika kita mampu menghentikan perluasan alam semesta, secara instan meregangkan pita pengukur antar galaksi, membaca jarak di antara mereka dan membaginya dengan interval waktu antar pengukuran. Secara alami, hukum fisika tidak mengizinkan hal ini. Oleh karena itu, ahli kosmologi lebih suka menggunakan parameter Hubble H dalam rumus lain,di mana faktor skala Alam Semesta muncul, yang secara tepat menggambarkan tingkat perluasannya dalam berbagai zaman kosmik (karena parameter ini berubah seiring waktu, nilai modernnya disebut H0). Alam semesta sekarang mengembang dengan percepatan, sehingga nilai parameter Hubble semakin meningkat.
Dengan mengukur pergeseran merah kosmologis, kita mendapatkan informasi tentang derajat perluasan ruang. Cahaya galaksi, yang datang kepada kita dengan pergeseran merah kosmologis z, meninggalkannya ketika semua jarak kosmologis 1 + z kali lebih kecil daripada di zaman kita. Informasi tambahan tentang galaksi ini, seperti jarak saat ini atau laju jarak dari Bima Sakti, hanya dapat diperoleh dengan menggunakan model kosmologis tertentu. Misalnya, dalam model Einstein-de Sitter, galaksi dengan z = 5 menjauh dari kita dengan kecepatan 1,1 s (kecepatan cahaya). Tetapi jika Anda melakukan kesalahan umum dan hanya menyamakan V / c dan z, maka kecepatan ini akan menjadi lima kali kecepatan cahaya. Perbedaannya, seperti yang bisa kita lihat, serius.
Ketergantungan kecepatan benda jauh pada pergeseran merah menurut SRT, GRT (tergantung pada model dan waktu, kurva menunjukkan waktu sekarang dan model saat ini). Pada perpindahan kecil, ketergantungannya linier.
Einstein, dalam semangat zamannya, percaya bahwa alam semesta secara keseluruhan statis (dia mencoba membuatnya tak terbatas di ruang angkasa juga, tetapi tidak dapat menemukan kondisi batas yang tepat untuk persamaannya). Hasilnya, ia membangun model alam semesta tertutup, yang ruangnya memiliki kelengkungan positif yang konstan (dan karenanya memiliki radius berhingga yang konstan). Sebaliknya, waktu di alam semesta ini mengalir dengan cara Newtonian, searah dan dengan kecepatan yang sama. Ruang-waktu model ini melengkung karena adanya komponen spasial, sedangkan komponen waktu tidak mengalami deformasi sama sekali. Sifat statis dunia ini memberikan "sisipan" khusus ke dalam persamaan dasar, mencegah keruntuhan gravitasi dan dengan demikian bertindak sebagai medan anti-gravitasi yang ada di mana-mana. Intensitasnya sebanding dengan konstanta khusus,yang Einstein sebut universal (sekarang disebut konstanta kosmologis).
Model kosmologis Lemaitre, yang menggambarkan perluasan alam semesta, berada jauh di depan zamannya. Alam semesta Lemaitre dimulai dengan Big Bang, setelah itu ekspansi melambat terlebih dahulu dan kemudian mulai berakselerasi.
Model Einstein memungkinkan penghitungan ukuran alam semesta, jumlah total materi, dan bahkan nilai konstanta kosmologis. Ini hanya membutuhkan kerapatan rata-rata materi kosmik, yang pada prinsipnya dapat ditentukan dari pengamatan. Bukan kebetulan bahwa Eddington mengagumi model ini dan menggunakan Hubble dalam praktiknya. Namun, itu dirusak oleh ketidakstabilan, yang sama sekali tidak diperhatikan Einstein: pada deviasi sekecil apa pun jari-jari dari nilai kesetimbangan, dunia Einstein mengembang atau mengalami keruntuhan gravitasi. Oleh karena itu, model ini tidak ada hubungannya dengan Alam Semesta yang sebenarnya.
Dunia kosong
De Sitter juga membangun, seperti yang dia yakini sendiri, dunia statis dengan kelengkungan konstan, tetapi tidak positif, tetapi negatif. Ini berisi konstanta kosmologis Einstein, tetapi tidak ada materi sama sekali. Saat memasukkan partikel uji bermassa kecil sewenang-wenang, mereka menyebar dan pergi hingga tak terbatas. Selain itu, waktu mengalir lebih lambat di pinggiran alam semesta de Sitter daripada di pusatnya. Oleh karena itu, gelombang cahaya datang dari jarak yang jauh dengan pergeseran merah, meskipun sumbernya tidak bergerak relatif terhadap pengamat. Jadi pada 1920-an Eddington dan astronom lainnya bertanya-tanya apakah model de Sitter ada hubungannya dengan realitas yang tercermin dalam pengamatan Slipher?
Kecurigaan ini terbukti, meskipun dengan cara yang berbeda. Sifat statis alam semesta de Sitter ternyata hanya khayalan, karena dikaitkan dengan pilihan sistem koordinat yang tidak menguntungkan. Setelah mengoreksi kesalahan ini, ruang de Sitter ternyata datar, Euclidean, tetapi tidak statis. Karena konstanta kosmologis antigravitasi, ia mengembang, sambil mempertahankan lengkungan nol. Karena pemuaian ini, panjang gelombang foton meningkat, yang memerlukan pergeseran garis spektrum yang diprediksi oleh de Sitter. Perlu dicatat bahwa ini adalah bagaimana pergeseran merah kosmologis dari galaksi jauh dijelaskan hari ini.
Dari statistik hingga dinamika
Sejarah teori kosmologi non-statis terbuka dimulai dengan dua makalah oleh fisikawan Soviet Alexander Friedman, yang diterbitkan dalam jurnal Jerman Zeitschrift fur Physik pada tahun 1922 dan 1924. Friedman menghitung model alam semesta dengan kelengkungan positif dan negatif variabel waktu, yang menjadi dana emas kosmologi teoretis. Namun, orang-orang sezamannya hampir tidak memperhatikan karya-karya ini (Einstein pada awalnya bahkan menganggap artikel pertama Friedman salah secara matematis). Friedman sendiri percaya bahwa astronomi belum memiliki gudang pengamatan yang memungkinkan untuk memutuskan model kosmologis mana yang lebih konsisten dengan kenyataan, dan karena itu membatasi dirinya pada matematika murni. Mungkin dia akan bertindak berbeda jika dia membiasakan diri dengan hasil Slipher, tetapi ini tidak terjadi.
Kosmolog terbesar di paruh pertama abad ke-20, Georges Lemaitre, berpikir dengan cara berbeda. Di rumah, di Belgia, dia mempertahankan disertasinya dalam matematika, dan kemudian pada pertengahan 1920-an dia belajar astronomi - di Cambridge di bawah arahan Eddington dan di Observatorium Harvard di Harlow Shapley (selama dia tinggal di Amerika Serikat, di mana dia mempersiapkan disertasi keduanya di MIT, dia bertemu Slipher dan Hubble). Pada tahun 1925, Lemaitre adalah orang pertama yang menunjukkan bahwa sifat statis model de Sitter adalah khayalan. Sekembalinya ke tanah airnya sebagai profesor di Universitas Louvain, Lemaitre membangun model pertama alam semesta yang mengembang dengan alasan astronomi yang jelas. Tanpa dibesar-besarkan, karya ini merupakan terobosan revolusioner dalam ilmu luar angkasa.
Revolusi ekumenis
Dalam modelnya, Lemaitre mempertahankan konstanta kosmologis dengan nilai numerik Einstein. Oleh karena itu, alam semesta dimulai dalam keadaan statis, tetapi seiring waktu, karena fluktuasi, ia memasuki jalur ekspansi konstan dengan kecepatan yang meningkat. Pada tahap ini, ia mempertahankan kelengkungan positif, yang berkurang seiring bertambahnya jari-jari. Lemaitre termasuk dalam komposisi alam semesta tidak hanya materi, tetapi juga radiasi elektromagnetik. Baik Einstein, maupun de Sitter, yang karyanya diketahui Lemaitre, maupun Friedman, yang tidak dia kenal saat itu, melakukan ini.
Koordinat terkait
Dalam perhitungan kosmologis, akan lebih mudah untuk menggunakan sistem koordinat yang menyertai yang mengembang seiring dengan perluasan alam semesta. Dalam model ideal, di mana galaksi dan gugus galaksi tidak berpartisipasi dalam gerakan yang sesuai, koordinat yang menyertainya tidak berubah. Namun jarak antara dua benda pada waktu tertentu sama dengan jarak konstannya di koordinat yang menyertai, dikalikan dengan besaran faktor skala momen tersebut. Situasi ini dapat dengan mudah diilustrasikan pada globe tiup: garis lintang dan garis bujur dari setiap titik tidak berubah, dan jarak antara pasangan titik mana pun meningkat dengan meningkatnya radius.
Penggunaan koordinat membantu untuk memahami perbedaan mendasar antara kosmologi alam semesta yang mengembang, relativitas khusus, dan fisika Newton. Jadi, dalam mekanika Newton, semua gerakan bersifat relatif, dan imobilitas absolut tidak memiliki arti fisik. Sebaliknya, dalam kosmologi, imobilitas dalam koordinat yang menyertainya bersifat absolut dan, pada prinsipnya, dapat dikonfirmasi dengan observasi. Teori relativitas khusus menjelaskan proses dalam ruang-waktu, yang darinya, menggunakan transformasi Lorentz, sejumlah cara yang tak terbatas dapat digunakan untuk mengisolasi komponen spasial dan temporal. Sebaliknya, ruang-waktu kosmologis secara alami hancur menjadi ruang melengkung yang mengembang dan satu waktu kosmik. Dalam hal ini, kecepatan resesi galaksi jauh bisa berkali-kali lipat lebih tinggi dari kecepatan cahaya.
Lemaitre, di AS, menyatakan bahwa pergeseran merah galaksi jauh disebabkan oleh perluasan ruang, yang "merentang" gelombang cahaya. Sekarang dia membuktikannya secara matematis. Dia juga mendemonstrasikan bahwa pergeseran merah kecil (jauh lebih kecil dari satu) sebanding dengan jarak ke sumber cahaya, dan koefisien proporsionalitas hanya bergantung pada waktu dan membawa informasi tentang laju perluasan Alam Semesta saat ini. Karena mengikuti rumus Doppler-Fizeau bahwa kecepatan radial sebuah galaksi sebanding dengan pergeseran merah, Lemaître menyimpulkan bahwa kecepatan ini juga sebanding dengan jaraknya. Setelah menganalisis kecepatan dan jarak 42 galaksi dari daftar Hubble dan memperhitungkan kecepatan intragalaktik Matahari, ia menetapkan nilai koefisien proporsionalitas.
Pekerjaan tanpa disadari
Lemaitre menerbitkan karyanya pada tahun 1927 dalam bahasa Prancis di jurnal Annals of the Scientific Society of Brussels yang tidak terbaca. Diyakini bahwa inilah alasan utama mengapa dia awalnya hampir tidak diperhatikan (bahkan oleh gurunya Eddington). Benar, pada musim gugur tahun yang sama, Lemaitre dapat mendiskusikan temuannya dengan Einstein dan belajar darinya tentang hasil Friedmann. Pencipta relativitas umum tidak memiliki keberatan teknis, tetapi dia dengan tegas tidak percaya pada realitas fisik model Lemaitre (sama seperti dia tidak menerima kesimpulan Friedmann sebelumnya).
Plot Hubble
Sementara itu, pada akhir 1920-an, Hubble dan Humason menemukan korelasi linier antara jarak hingga 24 galaksi dan kecepatan radialnya, yang dihitung (kebanyakan oleh Slipher) dari pergeseran merah. Dari sini, Hubble menyimpulkan bahwa kecepatan radial galaksi berbanding lurus dengan jaraknya. Koefisien proporsionalitas ini sekarang dilambangkan dengan H0 dan disebut parameter Hubble (menurut data terbaru, ini sedikit melebihi 70 (km / s) / megaparsec).
Makalah Hubble dengan grafik hubungan linier antara kecepatan dan jarak galaksi diterbitkan pada awal 1929. Setahun sebelumnya, matematikawan muda Amerika Howard Robertson, mengikuti Lemaitre, menyimpulkan ketergantungan ini dari model Alam Semesta yang mengembang, yang mungkin telah diketahui Hubble. Namun dalam artikelnya yang terkenal, model ini tidak disebutkan baik secara langsung maupun tidak langsung. Belakangan, Hubble meragukan bahwa kecepatan yang muncul dalam rumusnya benar-benar menggambarkan pergerakan galaksi di luar angkasa, tetapi dia selalu menahan diri dari interpretasi spesifik mereka. Dia melihat makna penemuannya dalam mendemonstrasikan proporsionalitas jarak galaksi dan pergeseran merah, dan menyerahkan sisanya kepada para ahli teori. Oleh karena itu, dengan segala hormat kepada Hubble, tidak ada alasan untuk menganggapnya sebagai penemu perluasan Alam Semesta.
Namun itu berkembang
Namun demikian, Hubble membuka jalan untuk pengenalan perluasan alam semesta dan model Lemaitre. Sudah pada tahun 1930 dia diberi penghormatan kepada ahli kosmologi seperti Eddington dan de Sitter; beberapa saat kemudian, para ilmuwan memperhatikan dan menghargai karya Friedman. Pada tahun 1931, atas saran Eddington, Lemaitre menerjemahkan artikelnya ke dalam bahasa Inggris (dengan potongan kecil) untuk Berita Bulanan dari Royal Astronomical Society. Pada tahun yang sama, Einstein setuju dengan kesimpulan Lemaitre, dan setahun kemudian, bersama dengan de Sitter, membangun model alam semesta yang mengembang dengan ruang datar dan waktu melengkung. Model ini, karena kesederhanaannya, telah lama menjadi sangat populer di kalangan kosmolog.
Pada tahun 1931 yang sama, Lemaitre menerbitkan deskripsi singkat (dan tanpa matematika) tentang model lain alam semesta, menggabungkan kosmologi dan mekanika kuantum. Dalam model ini, momen awal adalah ledakan atom primer (Lemaitre juga menyebutnya kuantum), yang memunculkan ruang dan waktu. Karena gravitasi memperlambat perluasan Alam Semesta yang baru lahir, kecepatannya berkurang - mungkin saja kecepatannya hampir nol. Belakangan, Lemaitre memperkenalkan konstanta kosmologis ke dalam modelnya, yang memaksa alam semesta untuk berpindah dari waktu ke waktu menuju rezim percepatan ekspansi yang stabil. Jadi dia mengantisipasi ide Big Bang dan model kosmologis modern yang memperhitungkan keberadaan energi gelap. Dan pada tahun 1933, dia mengidentifikasi konstanta kosmologis dengan kepadatan energi ruang hampa, yang belum pernah terpikirkan oleh siapa pun sebelumnya. Luar biasabetapa ilmuwan ini, yang tidak diragukan lagi layak menyandang gelar penemu perluasan Alam Semesta, lebih maju dari masanya!
Alexey Levin
