L'expansion de l'univers: comment il a été découvert

En 1870, le mathématicien anglais William Clifford en vint à penser très profondément que l’espace pouvait être courbé, mais pas de manière égale, et que sa courbure pouvait changer avec le temps. Il a même admis que de tels changements sont en quelque sorte liés au mouvement de la matière. Ces deux idées, plusieurs années plus tard, ont formé la base de la théorie générale de la relativité. Clifford lui-même n'a pas été à la hauteur - il est décédé de tuberculose à l'âge de 34 ans 11 jours avant la naissance d'Albert Einstein.

Redshift

Les premières informations sur l'expansion de l'Univers ont été fournies par l'astrospectrographie. En 1886, l'astronome anglais William Huggins nota que les longueurs d'onde de la lumière des étoiles étaient quelque peu décalées par rapport aux spectres terrestres des mêmes éléments. D'après la formule de la version optique de l'effet Doppler, dérivée en 1848 du physicien français Arman Fizeau, il est possible de calculer la magnitude de la vitesse radiale d'une étoile. De telles observations permettent de suivre le mouvement d'un objet spatial.

Il y a cent ans, les idées sur l'Univers étaient basées sur la mécanique newtonienne et la géométrie euclidienne. Même quelques scientifiques, tels que Lobachevsky et Gauss, qui ont admis (à titre d’hypothèse!) La réalité physique de la géométrie non euclidienne, considéraient l’espace extra-atmosphérique comme éternel et immuable. À cause de l'expansion de l'univers, il n'est pas facile de juger de la distance aux galaxies lointaines. La lumière qui a atteint 13, 3 milliards d'années lumière de nous (A) et 13 milliards d'années de la galaxie A1689-zD1 «rougit» et s'estompe au fur et à mesure qu'elle surmonte l'espace en expansion, et la galaxie elle-même s'éloigne (B). Il portera des informations sur la distance en décalage vers le rouge (13 milliards d'années lumière), en taille angulaire (3, 5 milliards d'années lumière), en intensité (263 milliards d'années lumière), tandis que la distance réelle est de 30 milliards d'années lumière. ans

Un quart de siècle plus tard, Vesto Slifer, membre de l’Observatoire du Flagstaff en Arizona, étudie depuis 1912 le spectre de nébuleuses spirales sur un télescope de 24 pouces doté d’un bon spectrographe. Pour obtenir une image de haute qualité, la même plaque photographique a été exposée pendant plusieurs nuits. Le projet a donc progressé lentement. De septembre à décembre 1913, Slifer fut engagé dans la nébuleuse d’Andromède et, utilisant la formule Doppler-Fizeau, conclut qu’il s’approchait de la Terre 300 km par seconde.

En 1917, il publia des données sur les vitesses radiales de 25 nébuleuses, qui montraient une asymétrie significative de leurs directions. Seules quatre nébuleuses approchaient du Soleil, les autres fuyaient (et certaines très rapidement).

Slipher ne cherchait pas la gloire et ne faisait pas la promotion de ses résultats. Par conséquent, ils ne sont devenus connus dans les milieux astronomiques que lorsque le célèbre astrophysicien britannique Arthur Eddington les a attirés.

En 1924, il publia une monographie sur la théorie de la relativité, qui comprenait une liste des 41 nébuleuses trouvées par les vitesses radiales de Slifer. Les quatre mêmes nébuleuses avec décalage bleu étaient présentes à cet endroit, tandis que les 37 lignes spectrales restantes étaient décalées du côté rouge. Leurs vitesses radiales variaient entre 150 et 1800 km / s et étaient en moyenne 25 fois plus élevées que les vitesses des étoiles de la Voie Lactée connues à cette époque. Ceci suggère que les nébuleuses participent à d'autres mouvements que les luminaires "classiques".

Îles de l'espace

Au début des années 1920, la plupart des astronomes pensaient que les nébuleuses spirales se trouvaient à la périphérie de la Voie lactée et qu’au-delà, il n’y avait rien de plus qu’un espace sombre et vide. Certes, au XVIIIe siècle, certains scientifiques ont vu des amas d'étoiles géantes dans les nébuleuses (Emmanuel Kant les appelait les univers insulaires). Cependant, cette hypothèse n'était pas populaire, car il n'était pas possible de déterminer de manière fiable les distances aux nébuleuses.

Ce problème a été résolu par Edwin Hubble, qui a travaillé sur un télescope à réflecteur de 100 pouces (Mount Wilson, Observatoire de Californie). En 1923-1924, il découvrit que la nébuleuse d'Andromède se composait de nombreux objets lumineux, parmi lesquels des étoiles variables de la famille des Céphéides. Nous savions déjà que la période de changement de leur luminosité apparente était associée à une luminosité absolue et que les Céphéides étaient donc appropriées pour calibrer des distances cosmiques. Avec leur aide, Hubble a estimé la distance à Andromède à 285 000 parsecs (selon les données modernes, il s'agirait de 800 000 parsecs). Le diamètre de la Voie lactée était alors considéré à peu près égal à 100 000 parsecs (en réalité, il est trois fois plus petit). Il en a résulté qu'Andromède et la Voie lactée doivent être considérés comme des amas d'étoiles indépendants. Hubble a bientôt identifié deux autres galaxies indépendantes, ce qui a finalement confirmé l'hypothèse des "univers insulaires".

Pour être juste, il convient de noter que deux ans avant Hubble, la distance à Andromède avait été calculée par l'astronome estonien Ernst Opik, dont le résultat - 450 000 parsecs - était plus proche du résultat correct. Cependant, il a utilisé un certain nombre de considérations théoriques qui n'étaient pas aussi convaincantes que les observations directes de Hubble.

En 1926, Hubble procéda à une analyse statistique des observations de 400 «nébuleuses extragalactiques» (il utilisa ce terme pendant longtemps, évitant de les appeler galaxies) et proposa une formule permettant de relier la distance à une nébuleuse avec son éclat apparent. Malgré les énormes erreurs de cette méthode, de nouvelles données ont confirmé que les nébuleuses sont réparties plus ou moins uniformément dans l'espace et qu'elles se situent bien au-delà des frontières de la Voie lactée. Maintenant, il ne faisait aucun doute que le cosmos ne se fermait pas sur notre galaxie et ses voisins les plus proches.

Concepteurs de l'espace

Eddington s'est intéressé aux résultats de Slifer avant même la clarification finale de la nature des nébuleuses spirales. À cette époque, un modèle cosmologique existait déjà, prédisant dans un certain sens l'effet révélé par Slifer. Eddington pensa beaucoup à elle et, naturellement, ne manqua pas l'occasion de donner un son cosmologique aux observations de l'astronome de l'Arizona.

La cosmologie théorique moderne a commencé en 1917 avec deux articles révolutionnaires présentant des modèles de l'univers basés sur la théorie de la relativité générale. Einstein lui-même en a écrit un et l'astronome néerlandais Willem de Sitter a écrit l'autre.


Lois de Hubble

De manière empirique, Edwin Hubble a révélé la proportionnalité approximative des décalages vers le rouge et des distances galactiques, qu’il a transformés en une formule Doppler-Fizeau en proportionnalité entre vitesses et distances. Nous avons donc affaire ici à deux modèles différents.

Hubble ne savait pas comment ils étaient liés, mais que dit la science actuelle à ce sujet?

Comme l'a montré Lemeter, la corrélation linéaire entre les décalages vers le bas cosmologiques (causés par l'expansion de l'Univers) et les distances n'est nullement absolue. En pratique, il n'est bien observé que pour des déplacements inférieurs à 0, 1. Ainsi, la loi empirique de Hubble n’est pas exacte, mais approximative, et la formule Doppler-Fizeau n’est valable que pour de petits décalages du spectre.

Mais la loi théorique qui relie la vitesse radiale des objets distants à la distance qui les sépare (avec le coefficient de proportionnalité sous la forme du paramètre de Hubble V = Hd) est valable pour tout décalage vers le rouge. Cependant, la vitesse V qui y apparaît n’est pas du tout la vitesse des signaux physiques ou des corps réels dans l’espace physique. C'est le taux d'augmentation des distances entre les galaxies et les amas galactiques, qui est dû à l'expansion de l'univers. Nous ne pourrions le mesurer que si nous pouvions arrêter l'expansion de l'Univers, étirer instantanément les rubans à mesurer entre les galaxies, lire les distances qui les séparent et les diviser en intervalles de temps entre les mesures. Naturellement, les lois de la physique ne le permettent pas. Par conséquent, les cosmologues préfèrent utiliser le paramètre H de Hubble dans une autre formule, dans laquelle apparaît le facteur d'échelle de l'Univers, qui décrit simplement son degré d'expansion au cours de différentes ères cosmiques (puisque ce paramètre change avec le temps, sa valeur actuelle est notée H0). L'univers est en expansion avec l'accélération, de sorte que la valeur du paramètre Hubble augmente.

En mesurant les décalages cosmologiques, nous obtenons des informations sur le degré d'expansion de l'espace. La lumière de la galaxie, qui nous est parvenue avec un redshift z cosmologique, l'a quittée lorsque toutes les distances cosmologiques étaient inférieures de 1 + z à celles de notre époque. Obtenir des informations supplémentaires sur cette galaxie, telles que sa distance actuelle ou sa vitesse d'élimination de la Voie Lactée, n'est possible qu'avec l'aide d'un modèle cosmologique spécifique. Par exemple, dans le modèle d'Einstein-de Sitter, une galaxie avec z = 5 s'éloigne de nous à une vitesse de 1, 1 s (vitesse de la lumière). Mais si vous commettez une erreur commune et égalisez simplement V / c et z, alors cette vitesse sera cinq fois plus grande que la lumière. La divergence, comme nous le voyons, est grave.

Dépendance de la vitesse des objets distants sur le décalage vers le bas en fonction de SRT, GR (dépend du modèle et de l'heure, la courbe indique l'heure actuelle et le modèle actuel). Aux petits déplacements, la dépendance est linéaire.

Einstein, dans l'esprit des temps, croyait que l'Univers dans son ensemble était statique (il essayait de le rendre aussi infini dans l'espace, mais ne pouvait pas trouver les conditions aux limites correctes pour ses équations). En conséquence, il a construit un modèle d’univers fermé, dont l’espace a une courbure positive constante (et donc un rayon fini constant). Le temps dans cet univers, au contraire, s'écoule selon la méthode newtonienne, dans une direction et à la même vitesse. L'espace-temps de ce modèle est courbe à cause de la composante spatiale, tandis que celui temporaire n'est pas déformé. La nature statique de ce monde est assurée par un "insert" spécial dans l'équation de base qui empêche l'effondrement gravitationnel et agit ainsi comme un champ anti-gravité omniprésent. Son intensité est proportionnelle à la constante spéciale qu'Einstein a appelée universelle (on l'appelle désormais constante cosmologique).

Le modèle cosmologique de Lemeter, décrivant l'expansion de l'univers, est très en avance sur son temps. L'univers de lemetra commence par le Big Bang, après quoi l'expansion ralentit puis commence à s'accélérer.

Le modèle d'Einstein nous a permis de calculer la taille de l'univers, la quantité totale de matière et même la valeur de la constante cosmologique. Pour cela, seule la densité moyenne de la matière cosmique est nécessaire, ce qui, en principe, peut être déterminé à partir d'observations. Ce n’est pas un hasard si Eddington admirait ce modèle et utilisait Hubble en pratique. Cependant, l'instabilité le détruit, ce qu'Einstein n'a tout simplement pas remarqué: avec le moindre écart du rayon par rapport à la valeur d'équilibre, le monde d'Einstein se dilate ou subit un effondrement gravitationnel. Par conséquent, un tel modèle n'a aucun rapport avec l'univers réel.

Monde vide

De Sitter a également construit, comme il le croyait lui-même, un monde statique à la courbure constante, mais non positive, mais négative. Il contient la constante cosmologique d'Einstein, mais en revanche, la matière est totalement absente. Avec l'introduction de particules de test de masse arbitrairement petite, elles se dispersent et vont à l'infini. De plus, le temps à la périphérie de l'univers de Sitter s'écoule plus lentement qu'en son centre. Pour cette raison, à grande distance, les ondes lumineuses émettent un décalage vers le rouge, même si leur source est stationnaire par rapport à l'observateur. Par conséquent, dans les années 1920, Eddington et d'autres astronomes se demandaient: le modèle de De Sitter a-t-il quelque chose de commun avec la réalité reflétée dans les observations de Sliper?

Ces soupçons ont été confirmés, bien que de manière différente. La nature statique de l'univers de de Sitter s'est avérée être imaginaire, car elle était associée à un choix infructueux du système de coordonnées. Après correction de cette erreur, l'espace de de Sitter s'est avéré plat, euclidien, mais non statique. Grâce à la constante cosmologique antigravité, il se dilate tout en maintenant une courbure nulle. En raison de cette expansion, les longueurs d'onde des photons augmentent, ce qui entraîne le décalage des raies spectrales prédites par de Sitter. Il convient de noter que c'est ainsi que le décalage vers le bas cosmologique des galaxies lointaines est expliqué aujourd'hui.

De la statistique à la dynamique

L’histoire des théories cosmologiques ouvertement non statiques commence par deux ouvrages du physicien soviétique Alexander Friedman, publiés dans la revue allemande Zeitschrift fur Physik en 1922 et 1924. Friedman a calculé les modèles d'univers à courbure positive et négative variable dans le temps, qui sont devenus le fondement de la cosmologie théorique. Cependant, les contemporains n'ont presque pas remarqué ces œuvres (Einstein a même au début considéré que le premier article de Friedman était mathématiquement erroné). Friedman lui-même pensait que l'astronomie ne disposait pas encore d'un arsenal d'observations pour décider lequel des modèles cosmologiques était le plus cohérent avec la réalité et se limitait donc aux mathématiques pures. Peut-être aurait-il agi différemment s'il s'était familiarisé avec les résultats de Slifer, mais cela ne s'est pas produit.

Le plus grand cosmologue de la première moitié du 20ème siècle, Georges Lemaitre, a pensé différemment. En Belgique, il a soutenu sa thèse en mathématiques, puis au milieu des années 1920, a étudié l'astronomie - à Cambridge, sous la direction d'Eddington et à l'observatoire de Harvard à Harlow Shapley (lors de son séjour aux États-Unis, où il a préparé son deuxième mémoire au MIT). rencontré Slifer et Hubble). En 1925, Lemeter était capable de montrer pour la première fois que le modèle statique de Sitter était imaginaire. À son retour dans son pays natal en tant que professeur à l'Université de Louvain, Lemaitre a construit le premier modèle d'un univers en expansion doté d'une justification astronomique claire. Sans exagération, ce travail constituait une avancée révolutionnaire dans la science de l'espace.

Révolution universelle

Lemeter a retenu dans son modèle une constante cosmologique à valeur numérique d'Einstein. Par conséquent, son univers commence par un état statique, mais avec le temps, en raison de fluctuations, il entre dans la trajectoire d'expansion constante avec une vitesse croissante. À ce stade, il conserve une courbure positive, qui diminue avec l'augmentation du rayon. Le lemètre inclus dans son univers importe non seulement, mais également aux radiations électromagnétiques. Ni Einstein ni de Sitter, dont les œuvres étaient connues de Lemaitre, ni Friedman, dont il ne connaissait rien à l'époque, ne le firent.


Coordonnées connexes

Dans les calculs cosmologiques, il est commode d'utiliser les systèmes de coordonnées d'accompagnement, qui se développent à l'unisson avec l'expansion de l'Univers. Dans un modèle idéalisé, où les galaxies et les amas galactiques ne participent à aucun mouvement approprié, les coordonnées qui les accompagnent ne changent pas. Mais la distance entre deux objets à un moment donné est égale à leur distance constante dans les coordonnées associées, multipliée par la magnitude du facteur d'échelle pour ce moment. Cette situation peut être facilement illustrée sur un globe gonflable: la latitude et la longitude de chaque point ne changent pas et la distance entre chaque paire de points augmente avec le rayon croissant.

L'utilisation de coordonnées associées permet de reconnaître les différences profondes entre la cosmologie de l'univers en expansion, la théorie de la relativité spéciale et la physique newtonienne. Ainsi, dans la mécanique newtonienne, tous les mouvements sont relatifs et l'immobilité absolue n'a aucune signification physique. Au contraire, en cosmologie, l'immobilité dans les coordonnées qui l'accompagne est absolue et peut en principe être confirmée par des observations. La théorie spéciale de la relativité décrit des processus dans l’espace-temps, à partir desquels on peut isoler des composantes spatiales et temporelles à l’aide de transformations de Lorentz, selon un nombre infini de façons. L'espace-temps cosmologique, au contraire, se décompose naturellement en un espace en expansion courbe et en un temps cosmique unique. De plus, la vitesse de récession des galaxies éloignées peut être plusieurs fois supérieure à la vitesse de la lumière.

De retour aux États-Unis, Lemeter a suggéré que les décalages vers le rouge des galaxies lointaines sont dus à l'expansion de l'espace, qui «étire» les ondes lumineuses. Maintenant, il l'a prouvé mathématiquement. Il a également démontré que les petits décalages (beaucoup plus petits) sont proportionnels aux distances par rapport à la source de lumière et que le coefficient de proportionnalité ne dépend que du temps et fournit des informations sur le taux d'expansion actuel de l'Univers. Comme il ressort de la formule Doppler-Fizeau que la vitesse radiale d'une galaxie est proportionnelle au décalage vers le rouge, Lemeter a conclu que cette vitesse est également proportionnelle à sa distance. Après avoir analysé les vitesses et les distances de 42 galaxies de la liste de Hubble et tenu compte de la vitesse intragalactique du Soleil, il a établi les valeurs des coefficients de proportionnalité.

Travail non remarqué

Lemetre a publié ses travaux en 1927 en français dans le journal illisible Annals of Brussels Scientific Society. Считают, что это послужило основной причиной, из-за которой она поначалу осталась практически незамеченной (даже его учителем Эддингтоном). Правда, осенью того же года Леметр смог обсудить свои выводы с Эйнштейном и узнал от него о результатах Фридмана. У создателя ОТО не было технических возражений, однако он решительно не поверил в физическую реальность леметровской модели (подобно тому, как раньше не принял фридмановские выводы).

Графики Хаббла

Между тем в конце 1920-х годов Хаббл и Хьюмасон выявили линейную корреляцию между расстояниями до 24 галактик и их радиальными скоростями, вычисленными (в основном еще Слайфером) по красным смещениям. Хаббл сделал из этого вывод о прямой пропорциональности радиальной скорости галактики расстоянию до нее. Коэффициент этой пропорциональности сейчас обозначают H0 и называют параметром Хаббла (по последним данным, он немного превышает 70 (км/с)/мегапарсек).

Статья Хаббла с графиком линейной зависимости между галактическими скоростями и дистанциями была опубликована в начале 1929 года. Годом ранее молодой американский математик Хауард Робертсон вслед за Леметром вывел эту зависимость из модели расширяющейся Вселенной, о чем Хаббл, возможно, знал. Однако в его знаменитой статье эта модель ни прямо, ни косвенно не упоминалась. Позднее Хаббл высказывал сомнения, что фигурирующие в его формуле скорости реально описывают движения галактик в космическом пространстве, однако всегда воздерживался от их конкретной интерпретации. Смысл своего открытия он видел в демонстрации пропорциональности галактических расстояний и красных смещений, остальное предоставлял теоретикам. Поэтому при всем уважении к Хабблу считать его первооткрывателем расширения Вселенной нет никаких оснований.

И все-таки она расширяется!

Тем не менее Хаббл подготовил почву для признания расширения Вселенной и модели Леметра. Уже в 1930 году ей воздали должное такие мэтры космологии, как Эддингтон и де Ситтер; немногим позже ученые заметили и по достоинству оценили работы Фридмана. В 1931 году с подачи Эддингтона Леметр перевел на английский свою статью (с небольшими купюрами) для «Ежемесячных известий Королевского астрономического общества». В этом же году Эйнштейн согласился с выводами Леметра, а годом позже совместно с де Ситтером построил модель расширяющейся Вселенной с плоским пространством и искривленным временем. Эта модель из-за своей простоты долгое время была очень популярна среди космологов.

В том же 1931 году Леметр опубликовал краткое (и без всякой математики) описание еще одной модели Вселенной, объединявшей в себе космологию и квантовую механику. В этой модели начальным моментом выступает взрыв первичного атома (Леметр также называл его квантом), породивший и пространство, и время. Поскольку тяготение тормозит расширение новорожденной Вселенной, его скорость уменьшается — не исключено, что почти до нуля. Позднее Леметр ввел в свою модель космологическую постоянную, заставившую Вселенную со временем перейти в устойчивый режим ускоряющегося расширения. Так что он предвосхитил и идею Большого взрыва, и современные космологические модели, учитывающие присутствие темной энергии. А в 1933 году он отождествил космологическую постоянную с плотностью энергии вакуума, о чем до того никто еще не додумался. Просто удивительно, насколько этот ученый, безусловно достойный титула первооткрывателя расширения Вселенной, опередил свое время!

Статья «Как открывали расширение Вселенной» опубликована в журнале «Популярная механика» (№6, Июнь 2012).

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