Światło UV-vis-IR, najgłębszy obraz jaki kiedykolwiek uzyskano. Różne galaktyki pokazane tutaj znajdują się w różnych odległościach i przesunięciach ku czerwieni, i pozwalają nam wyprowadzić prawo Hubble’a. NASA, ESA, H. Teplitz i M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University), and Z. Levay (STScI)
Wszechświat jest ogromnym miejscem, wypełnionym gwiazdami i galaktykami na miliardy lat świetlnych we wszystkich kierunkach. Od czasu Wielkiego Wybuchu, światło podróżuje z każdego źródła, które je stworzyło, a niewielka jego część w końcu dociera do naszych oczu. Ale światło nie rozprzestrzenia się po prostu w przestrzeni pomiędzy miejscem jego emisji a naszym obecnym położeniem; sama tkanka przestrzeni rozszerza się.
Im dalej znajduje się galaktyka, tym bardziej ekspansja przestrzeni rozciąga – a zatem przesuwa w czasie – światło, które w końcu dotrze do naszych oczu. Gdy patrzymy na coraz większe odległości, widzimy przesunięcia ku czerwieni, które się zwiększają. Jeśli wykreślimy, jak ta pozorna prędkość recesji skaluje się z odległością, otrzymamy ładną, prostoliniową zależność: Prawo Hubble’a. Jednak nachylenie tej linii, znane jako stała Hubble’a, nie jest w rzeczywistości stałą. Jest to jedno z największych nieporozumień w całej astronomii.
Galaktyki. Punkty, które nie leżą dokładnie na linii, zawdzięczają niewielkie niedopasowanie różnicom w prędkościach osobliwych, które oferują jedynie niewielkie odchylenia od ogólnej obserwowanej ekspansji. Oryginalne dane Edwina Hubble’a, po raz pierwszy użyte do wykazania, że Wszechświat się rozszerza, mieszczą się w małej czerwonej ramce na dole po lewej stronie. Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)
Są dwa sposoby, na jakie rozumiemy ekspansję Wszechświata: teoretycznie i obserwacyjnie. Kiedy patrzymy na Wszechświat, widzimy kilka ważnych faktów dotyczących ekspansji:
- Wszechświat rozszerza się w tym samym tempie we wszystkich kierunkach,
- im bardziej odległa jest galaktyka, tym szybciej oddala się od nas,
- i że jest to prawdą tylko średnio.
Gdy patrzymy na poszczególne galaktyki, istnieją duże rozbieżności w prędkościach, jakie faktycznie mają, a wynika to z oddziaływań grawitacyjnych wszystkiego innego w całym Wszechświecie.
Niezagęszczone (niebieskie/czarne) regiony Wszechświata w pobliżu nas. Linie i strzałki ilustrują kierunki przepływów prędkości osobliwych, ale wszystko to jest osadzone w tkaninie rozszerzającej się przestrzeni. Cosmography of the Local Universe – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Nie jest to jednak problem nie do pokonania. Wszechświat nie jest miejscem, gdzie mamy tylko kilka galaktyk, do których możemy zmierzyć redshift i odległość; są dosłownie miliony galaktyk, dla których to zrobiliśmy. Gdy znajdziemy ogromną ilość galaktyk, możemy zrobić coś, co nazywamy „binningiem”, gdzie bierzemy galaktyki w pewnym zakresie odległości i uśredniamy je razem, obliczając dla nich średni redshift. Gdy to zrobimy, znajdziemy tę prostoliniową zależność, która definiuje prawo Hubble’a.
I tu jednak pojawia się niespodzianka. Jeśli spojrzymy na wystarczająco duże odległości, możemy zobaczyć, że tempo ekspansji nie podąża już za tym prostoliniowym prawem, ale raczej się zakrzywia.
Odległość (oś x) jest zgodna z Wszechświatem, który rozszerzał się szybciej w przeszłości, ale nadal rozszerza się dzisiaj. Jest to nowoczesna wersja, rozciągająca się tysiące razy dalej niż oryginalna praca Hubble’a. Zwróć uwagę na fakt, że punkty nie tworzą linii prostej, co wskazuje na zmianę tempa ekspansji w czasie. Ned Wright, na podstawie najnowszych danych z Betoule et al. (2014)
Kiedy używamy terminu takiego jak „stała Hubble’a”, mówimy o nachyleniu tej linii. Jeśli nie jest to linia – tj. jeśli nachylenie się zmienia – to mówi nam, że Hubble’a tempo ekspansji Wszechświata nie jest tak naprawdę stałą po wszystkim! Powodem, dla którego nazywamy ją stałą Hubble’a, jest to, że Wszechświat rozszerza się w takim samym tempie w każdym miejscu we Wszechświecie: stała Hubble’a jest stała w całej przestrzeni.
Ale tempo rozszerzania się Wszechświata, a więc i wartość stałej Hubble’a, zmienia się w czasie. To nie jest zagadka, lecz dokładnie to, czego się spodziewamy. Aby to zrozumieć, spójrzmy na to z innego punktu widzenia: teoretycznie.
Hiperściana Towarzystwa w 2017 roku, wraz z pierwszym równaniem Friedmanna po prawej stronie. Perimeter Institute / Harley Thronson
Pierwsze równanie Friedmanna jest tym, do czego dochodzisz, jeśli zaczynasz od Wszechświata, który jest jednolicie wypełniony materią, promieniowaniem i dowolnymi innymi formami energii, które chcesz. Jedyne założenia są takie, że Wszechświat jest izotropowy (taki sam we wszystkich kierunkach), homogeniczny (z taką samą średnią gęstością wszędzie) i rządzony przez Ogólną Względność. Jeśli przyjmiemy takie założenia, otrzymamy zależność pomiędzy H, współczynnikiem Hubble’a (po lewej stronie), a wszystkimi różnymi formami materii i energii we Wszechświecie (po prawej stronie).
napisane dzisiaj (w nowoczesnej notacji), gdzie lewa strona wyszczególnia współczynnik rozszerzalności Hubble’a i ewolucję czasoprzestrzeni, a prawa strona zawiera wszystkie różne formy materii i energii, wraz z krzywizną przestrzenną. LaTeX / domena publiczna
Co ciekawe, w miarę rozszerzania się twojego Wszechświata, gęstość materii, promieniowania i energii może się zmieniać. Na przykład, gdy twój Wszechświat się rozszerza, jego objętość wzrasta, ale całkowita liczba cząstek w twoim Wszechświecie pozostaje taka sama. Oznacza to, że w rozszerzającym się Wszechświecie, dla:
- materii, jej gęstość spada jako a-3,
- promieniowania, jej gęstość spada jako a-4,
- i dla ciemnej energii, jej gęstość pozostaje stała, rozwijając się jako a0,
gdzie a jest współczynnikiem skali (przybliżeniem odległości lub promienia) Wszechświata. Z upływem czasu a rośnie, a zatem różne składniki Wszechświata stają się bardziej lub mniej ważne względem siebie.
Stała kosmologiczna (na dole) wszystkie ewoluują z czasem w rozszerzającym się Wszechświecie. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Wszechświat o większej ogólnej gęstości energii ma większe tempo ekspansji. Odwrotnie, taki o mniejszej gęstości energii ma mniejsze tempo ekspansji. W miarę jak Wszechświat się starzeje, rozszerza się; w miarę jak się rozszerza, materia i promieniowanie w nim stają się mniej gęste; w miarę jak stają się mniej gęste, tempo ekspansji spada. Tempo ekspansji w danym momencie wyznacza wartość stałej Hubble’a. W odległej przeszłości tempo ekspansji było znacznie większe, podczas gdy obecnie jest najmniejsze, jakie kiedykolwiek było.
Gęstość energii Wszechświata i kiedy mogą one dominować. Jeśli kosmiczne struny lub ściany domenowe istniałyby w jakiejś znaczącej ilości, przyczyniłyby się znacząco do ekspansji Wszechświata. Mogłyby nawet istnieć dodatkowe składniki, których już nie widzimy, lub które jeszcze się nie pojawiły! Zauważmy, że do czasu, gdy dotrzemy do dnia dzisiejszego, ciemna energia dominuje, materia jest nadal nieco istotna, a promieniowanie jest pomijalne. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Dlaczego więc, można się zastanawiać, bardzo odległe galaktyki, które obserwujemy, wydają się podążać za tą prostoliniową relacją? Dzieje się tak dlatego, że całe światło docierające do naszych oczu, od światła emitowanego przez galaktykę znajdującą się tuż obok, po światło emitowane przez galaktykę oddaloną o miliardy lat świetlnych, ma 13,8 miliarda lat, zanim do nas dotrze. Wiek wszystkiego we Wszechświecie, w czasie, gdy do nas dociera, był taki sam, jak wiek nas, w ciągle zmieniającym się Wszechświecie. Stała Hubble’a była wyższa w odległej przeszłości, kiedy wiele światła zostało wyemitowane, ale minęły miliardy lat, zanim to światło dotarło do naszych oczu.
Ale ekspansja Wszechświata rozciągnie je w trakcie podróży. Światło emitowane w ultrafiolecie zostanie przesunięte aż do podczerwieni, gdy weźmiemy pod uwagę galaktykę, której światło przybyło 13,4 miliarda lat temu. Larry McNish z RASC Calgary Center
W tym czasie Wszechświat się rozszerzył, co oznacza, że długość fali tego światła uległa rozciągnięciu. Dopiero w ciągu ostatnich około 6 miliardów lat ciemna energia stała się ważna, a teraz osiągnęliśmy czas, w którym szybko staje się jedynym składnikiem Wszechświata, który ma wpływ na nasze tempo ekspansji. Jeśli cofniemy się do czasów, gdy Wszechświat był w połowie swojego obecnego wieku, tempo ekspansji było o 80% większe niż obecnie. Gdy Wszechświat był zaledwie 10% swojego obecnego wieku, tempo ekspansji było 17 razy większe niż jego obecna wartość.
Ale gdy Wszechświat osiągnie 10-krotność swojego obecnego wieku, tempo ekspansji będzie tylko o 18% mniejsze niż obecnie.
niepewności w tym, jak gęstość ciemnej energii była/będzie różna w przeszłości i przyszłości. Dane wskazują na prawdziwą „stałą” kosmologiczną, ale inne możliwości są nadal dopuszczalne. Niestety, zamiana materii w promieniowanie nie może naśladować ciemnej energii; może jedynie spowodować, że to, co kiedyś zachowywało się jak materia, teraz zachowuje się jak promieniowanie. Quantum Stories
Wynika to z obecności ciemnej energii, która zachowuje się jak stała kosmologiczna. W dalekiej przyszłości zarówno materia, jak i promieniowanie staną się stosunkowo mało istotne w porównaniu z ciemną energią, co oznacza, że gęstość energii Wszechświata pozostanie stała. W tych okolicznościach tempo ekspansji osiągnie stałą, skończoną wartość i pozostanie na tym poziomie. W dalekiej przyszłości stała Hubble’a stanie się stałą nie tylko w przestrzeni, ale i w czasie.
W dalekiej przyszłości, mierząc prędkość i odległość do wszystkich obiektów, które możemy zobaczyć, otrzymamy wszędzie takie samo nachylenie tej linii. Stała Hubble’a naprawdę stanie się stałą.
Składniki we Wszechświecie w różnych okresach w przeszłości. Zauważ, że kiedy ciemna energia osiągnie liczbę bliską 100% w przyszłości, gęstość energii Wszechświata pozostanie stała arbitralnie daleko w czasie. E. Siegel
Gdyby astronomowie byli bardziej ostrożni w doborze słów, nazwaliby H parametrem Hubble’a, a nie stałą Hubble’a, ponieważ zmienia się ona w czasie. Ale przez pokolenia, jedyne odległości, jakie mogliśmy zmierzyć, były na tyle bliskie, że H wydawało się być stałe, i nigdy tego nie zaktualizowaliśmy. Zamiast tego musimy uważać, by zauważyć, że H jest funkcją czasu i dopiero dziś – gdy nazywamy go H0 – jest stałą. W rzeczywistości parametr Hubble’a zmienia się w czasie i jest stałą tylko w całej przestrzeni. Gdybyśmy jednak żyli dostatecznie daleko w przyszłości, zobaczylibyśmy, że H przestanie się całkowicie zmieniać. Tak ostrożni, jak możemy być w rozróżnianiu tego, co faktycznie jest stałe, od tego, co zmienia się teraz, w dalekiej przyszłości ciemna energia zapewnia, że nie będzie żadnej różnicy.
Zaufaj mi na Twitterze. Sprawdź moją stronę internetową lub niektóre z moich innych prac tutaj.