Хроника по Итану Зигелю с Medium.com Как менялось представления космологов о “вселенной” за последние сто лет.
Эддингтон в 1910-е годы заявил, что его наблюдения теорию Эйнштейна подтвердили. Итан Зигель заявляет: “С тех пор наше понимание Вселенной изменилось навсегда”.
1920-е годы. Никто не знал, что за пределами Млечного Пути есть Вселенная, но все изменилось в 1920-х с работой Эдвина Хаббла. Наблюдая за некоторыми спиральными туманностями в небе, он смог точно определить отдельные переменные звезды того же типа, который был известен в Млечном Пути. Только их яркость была настолько низкой, что прямо указывала на миллионы световых лет, пролегающих между нами, помещая их далеко за пределы нашей галактики. На этом Хаббл не остановился. Он измерил скорость рецессии и расстояния до десятков галактик, существенно расширив границы известной космологам “вселенной”.
1930-е. Долгое время считалось, что если бы вы могли измерить всю массу, содержащуюся в звездах, и, возможно, добавить газа и пыли, вы бы смогли подсчитать всю материю во Вселенной. Тем не менее, наблюдая за галактиками в плотном скоплении (вроде кластера Кома), Фриц Цвикки показал, что звезд и так называемой «обычной материи» (то есть атомов) недостаточно, чтобы объяснить внутреннее движение этих скоплений. Он назвал новую материю темной материи (dunkle materie), и до 1970-х годов его наблюдения по большей части игнорировали. Потом же космологи подсчитали, что темная материя по массе превосходит обычную в 5 раз.
1940-е. В 1945 году Георгий Гамов создал полную экстраполяцию расширяющейся Вселенной: если Вселенная расширяется и остывает сегодня, когда-то в прошлом она должна была быть плотнее и жарче. Следовательно, однажды в прошлом было время, когда Вселенная была слишком горяча и нейтральные атомы не могли формироваться, а до этого и атомные ядра не могли формироваться. Если это так, то до формирования каких бы то ни было звезд материя Вселенной началась с легчайших элементов, а в наше время можно наблюдать послесвечение той температуры во всех направлениях — всего несколько градусов выше абсолютного нуля. Сегодня эта теория известна как теория “большого взрыва”.
1950-е. Конкурирующей идеей с гипотезой “большого взрыва” была стационарная модель Вселенной, выдвинутая Фредом Хойлом и другими. Что характерно, обе стороны утверждали, что все тяжелые элементы, присутствующие на Земле сегодня, были сформированы в стадии ранней Вселенной. Хойл и его коллеги утверждали, что они были сделаны не в раннем, горячем и плотном состоянии, а скорее в предыдущих поколениях звезд. Хойл, вместе с коллегами Вилли Фаулером и Маргарет Бербидж, подробно объяснили, как элементы выстраивают периодическую таблицу в процессе ядерного синтеза в звездах. Что особенно любопытно, они предсказали синтез углерода из гелия в процессе, который мы никогда прежде не наблюдали: тройной альфа-процесс, требующий существования нового состояния углерода. Это состояние было открыто Фаулером спустя несколько лет после изначального прогноза Хойла и сегодня известно как углеродное состояние Хойла. Так, выяснили, что все тяжелые элементы, существующие на Земле, обязаны своим происхождением всем предыдущим поколениям звезд.
1960-е. Открытие послесвечения от “большого взрыва”, или космического микроволнового фона. Это равномерное излучение с температурой 2,725 Кельвина было обнаружено в 1965 году Арно Пензиасом и Бобом Уилсоном, ни один из которых не понял сразу, на что наткнулся. Только со временем чернотельный спектр этого излучения и его флуктуации были измерены и космологи решили, что это и есть остатки «большого взрыва».
1970-е. В самом конце 1979 года Алан Гут и пришел к идее космической инфляции. Согласно этой идее, до того как Вселенная вошла в горячее плотное состояние, было состояние экспоненциального расширения, когда вся энергия была присуща самой ткани пространства. Потребовалось несколько домысливаний изначальных измышлений Гута, чтобы образовалась современная теория инфляции.
1980-е. В 1987 году с Земли наблюдали ближайшую к нам сверхновую. Такое происходит раз в сто лет. К ней привязали теорию нейтрино.
1990-е. В 1998-м, Найденное Перламутером и К ускоренное расширение Вселенной для космологов стало знаком, что Вселенную ждет конец. Раньше они воображали три возможных судьбы:
* Расширения “вселенной” будет недостаточно, чтобы преодолеть гравитационное притяжение всего и вся, и “вселенная” заново сожмется в Большом Сжатии
* Расширения “вселенной” будет слишком много, и все объединенное гравитацией разбежится, и она замерзнет
* Либо темп расширения будет асимптотически стремиться к нулю, но никогда его не достигнет.
2000-е. Измерения флуктуаций космического микроволнового фона предоставили космологам картину состава “вселенной”:
* 0,01% излучения в форме фотонов,
* 0,1% нейтрино, которые вносят легкий вклад в гравитационные гало, окружающие галактики и скопления,
* 4,9% обычной материи, которая включает все, состоящее из атомных частиц,
* 27% темной материи, или загадочных, невзаимодействующих (кроме как гравитационно) частиц, которые обеспечивают Вселенную структурой, которую мы наблюдаем,
* 68% темной энергии, которая присуща самому пространству.