11 научных достижений последних 100 лет, которые подарили нам Вселенную

Ровно 100 лет назад наша концепция Вселенной сильно отличалась от сегодняшней. Люди знали о звездах в Млечном Пути и знали о расстояниях до них, но что за ними — этого никто не знал.

Вселенную считали статичной, спирали и эллипсы в небе считали объектами нашей собственной галактики. Ньютонова гравитация пока не была превзойдена новой теорией Эйнштейна, а научные идеи вроде Большого Взрыва, темной материи и темной материи не были на слуху. Но затем, буквально с каждым десятилетием, начали свершаться прорывы за прорывами, и так до сегодняшнего дня. Перед вами хроника Итана Зигеля с Medium.com того, как менялось наше представление о Вселенной за последние сто лет.

Результаты экспедиции Эддингтона в 1919 году показали, что общая теория относительности описывает искривление звездного света возле массивных объектов

1910-е годы: теория Эйнштейна подтвердилась. Общая теория относительности стала известна тем, что давала предсказания, которые не могла дать теория Ньютона: прецессию орбиты Меркурия вокруг Солнца. Но для научной теории было недостаточно просто объяснить что-то, что мы уже наблюдали; она должна была дать прогнозы о том, чего мы еще не видели. Хотя за последние сто лет их было много — гравитационное замедление времени, сильное и слабое линзирование, гравитационное красное смещение и так далее — первым стало искривление звездного света во время полного солнечного затмения, которое наблюдал Эддингтон и его коллеги в 1919 году. Показатель искривления света вокруг Солнца соотносился с прогнозами Эйнштейна и не соотносился с теорией Ньютона. С тех пор наше понимание Вселенной изменилось навсегда.

 

Открытие Хабблом переменной цефеиды в галактике Андромеда, M31, открыло нам Вселенную

1920-е годы. Мы пока не знали, 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 нам Вселенной.

 

Две ярких больших галактики в центре кластера Кома, NGC 4889 (слева) и чуть поменьше NGC 4874 (справа), каждые больше миллиона световых лет в размере. Через весь кластер, как полагают, проходит огромное гало темной материи

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 обычную материю изучили получше и выяснилось, что темной материи содержится довольно много в отдельных вращающихся галактиках. Теперь мы знаем, что темная материя по массе превосходит обычную в 5 раз.

1940-е. Хотя большая часть экспериментальных и наблюдательных ресурсов ушла разведывательным спутникам, ракетной инженерии и развитию ядерных технологий, физики-теоретики продолжали работать не покладая рук. 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, и в 1940-х годах даже не подозревали, насколько она великолепна.

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, мы выяснили, что все тяжелые элементы, существующие на Земле, обязаны своим происхождением всем предыдущим поколениям звезд.

 

Если бы мы могли видеть микроволновый свет, ночное небо выглядело бы как зеленый овал с температурой 2,7 Кельвина, с «шумом» в центре, внесенным горячими вкладами нашей галактической плоскости. Это равномерное излучение с чернотельным спектром свидетельствует о послесвечении Большого Взрыва: это космический микроволновый фон

1960-е. Спустя 20 лет дискуссий ключевое наблюдение, которое должно было определить историю Вселенной, было сделано: открытие предсказанного 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 показали, что наша Вселенная началась со «взрыва».

 

Самая ранняя стадия Вселенной, еще до Большого Взрыва, заложила все изначальные условия для всего, что мы видим сегодня. Это была большая идея Алана Гута: космическая инфляция

1970-е. В самом конце 1979 года молодой ученый вынашивал свою идею. Алан Гут искал способ разрешить некоторые необъяснимые проблемы Большого Взрыва — почему Вселенная настолько плоская пространственно, почему она одной температуры во всех направлениях и почему в ней нет реликтов высочайших энергий — 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 улучшений изначальных идей Гута, чтобы образовалась современная теория инфляции, но последующие наблюдения — включая флуктуации космического микроволнового фона — подтвердили ее предсказания. Вселенная не только началась со взрыва, но у нее было и другое особенное состояние еще до того, как произошел этот Большой Взрыв.

 

Остатки сверхновой 1987a, расположенной в Большом Магеллановом облаке в 165 000 световых годах от нас. Свыше трехсот столетий она была самой ближайшей наблюдаемой сверхновой к Земле

1980-е. Может показаться, что не произошло ничего серьезного, но именно в 1987 году с Земли наблюдали ближайшую к нам сверхновую. Такое происходит раз в сто лет. Также это была первая сверхновая, которая произошла, когда у нас были детекторы, способные найти нейтрино, рожденные в ходе таких событий. Хотя мы видели много сверхновых в других галактиках, мы никогда не наблюдали их так близко, чтобы засвидетельствовать нейтрино от них. Эти 20 нейтрино или около того ознаменовали начало нейтринной астрономии и последующие разработки, которые привели к осцилляциям нейтрином, обнаружению нейтринных масс и нейтрины от сверхновых, которые происходят в галактиках в миллионах световых лет от нас. Если бы современные наши детекторы функционировали в нужный момент, следующая вспышка сверхновых позволила бы уловить сотни тысяч нейтрино.

 

Четыре возможных судьбы Вселенной, из которых последняя лучше всего вписывается в данные: Вселенная с темной энергией. Впервые ее обнаружили благодаря наблюдениям за далекими сверхновыми

1990-е. Если вы думали, что темная материя и открытие начала Вселенной были серьезными открытиями, представьте, какой шок был в 1998-м, когда обнаружили, что Вселенную ждет конец. Исторически мы 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 Вселенная замерзнет
* Либо мы окажемся на границе этих двух исходов и темп расширения будет асимптотически стремиться к нулю, но никогда его не достигнет: Критическая Вселенная

Вместо этого, впрочем, далекие сверхновые показали, что расширение Вселенной ускоряется и что по мере истечения времени далекие галактики все быстрее удаляются друг от друга. Вселенная не просто замерзнет, но и все галактики, не привязанные одна к другой, в конечном счете исчезнут за нашим космическим горизонтом. Помимо галактик в нашей местной группе, никакие галактики Млечный Путь уже не встретят, и наша судьба будет холодной и одинокой. Через 100 миллиардов лет мы не увидим никаких галактик, кроме нашей.

 

2000-е. Наши измерения флуктуаций (или несовершенств) послесвечения Большого Взрыва научили нас невероятному: мы узнали в точности, из чего состоит Вселенная. Данные с COBE заменили данные с WMAP, которые, в свою очередь, улучшил Планк. Все вместе, данные крупномасштабных структур от больших обследований галактик (вроде 2dF и SDSS) и данные по далеким сверхновым, предоставили нам современную картину 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.

2010-е. Это десятилетие еще не закончилось, но мы уже нашли наши первые потенциально обитаемые планеты, похожие на Землю (хоть и очень отдаленно), среди тысяч и тысяч новых экзопланет, обнаруженных миссией «Кеплер» NASA. Возможно, это не самое большое открытие десятилетия, потому что прямое обнаружение гравитационных волн, сделанное LIGO, подтвердило картину, нарисованную Эйнштейном еще в 1915 году. Спустя более века после того, как теория Эйнштейна впервые бросила вызов Ньютону, общая теория относительности прошла через все испытания и тесты, которые ей предлагались.

Научная история еще пишется, и еще многое во Вселенной предстоит открыть. Но эти 11 шагов вывели нас из Вселенной неизвестного возраста, размером не больше нашей галактики, состоящей по большей части из звезд, в расширяющуюся, остывающую Вселенную, управляемую темной материей, темной энергией и нашей обычной материей. В ней множество потенциально обитаемых планет, ей 13,8 миллиарда лет, и началась она с Большого Взрыва, который сам по себе вытек из космической инфляции. Мы узнали о происхождении Вселенной, о ее судьбе, о внешнем виде, устройстве и размерах — и все за 100 лет. Возможно, следующие 100 лет будут полны сюрпризов, которые мы даже представить не можем.

healthystyle.info