“Lemaître, yang saya kenal baik, pernah mengatakan kepada saya bahwa ketika dia mencoba berdiskusi dengan Einstein tentang kemungkinan membayangkan secara lebih akurat keadaan awal alam semesta untuk memahami, mungkin, sifat sinar kosmik, Einstein tidak tertarik. Ini terlalu mirip dengan tindakan penciptaan, - katanya kepada Lemaître, - segera jelas bahwa Anda adalah seorang imam. Ini adalah kisah Ilya Romanovich Prigozhin dari pidatonya pada tahun 1979 di Akademi Kerajaan Belgia, di mana Georges Lemaître pernah menjadi anggotanya. Peserta paling aktif dalam peristiwa utama dalam kosmologi selama hampir setengah abad sejarahnya, Lemaître - bertentangan dengan lelucon Einstein - selalu berpegang pada sudut pandang bahwa dalam pertanyaan tentang asal usul alam semesta, seperti dalam masalah mendasar lainnya. dari kosmologi, seseorang harus dengan jelas membedakan antara fakta sains dan representasi teologis dan religius. Dia mengatakan bahwa sains tidak membutuhkan "hipotesis Tuhan" untuk mengisi kesenjangan dalam pengetahuan objektif dengan bantuannya. Pada saat yang sama, perasaan religius, kepercayaan pada tindakan penciptaan ilahi, tidak membutuhkan argumen ilmiah yang alami, tidak peduli betapa menariknya mereka.

Dalam salah satu pidatonya kepada para teolog, Lemaître, seorang ahli kosmologi klasik yang diakui dan presiden Akademi Ilmu Pengetahuan Kepausan di Vatikan, berkomentar: “Seseorang tidak dapat berasumsi bahwa kosmologi tidak penting bagi filsafat. Filsafat dan teologi, ketika dipisahkan dari pemikiran ilmiah, akan menjadi sistem yang terbelakang, mementingkan diri sendiri, atau menjadi ideologi yang berbahaya." Berbicara tentang Big Bang, tentang kosmologi evolusioner di Solvay Congress (1957), ia menekankan bahwa teori kosmologis, yang mengakui keadaan awal dunia yang khusus dan tunggal, “tetap sama sekali jauh dari pertanyaan metafisik atau agama. Ini membuat materialis bebas untuk menyangkal Makhluk transenden mana pun. Bagi orang percaya, ini menghambat setiap upaya untuk mengenal Tuhan lebih dekat ... yang selaras dengan diktum Yesaya tentang "Tuhan Tersembunyi" yang tersembunyi bahkan pada awal penciptaan."

Sudut pandang yang tercerahkan seperti itu dibagikan, harus dikatakan, tidak berarti oleh semua pengikut keyakinan agama tertentu. Dikenal sebagai banyak - naif dan putus asa - upaya untuk menyangkal Big Bang, dan upaya sia-sia untuk melihat dalam Big Bang "argumen ilmiah" mendukung penciptaan ilahi dunia. Pendekatan ilmiah untuk masalah asal usul dan evolusi Alam Semesta didasarkan pada hukum fisika dasar dan data astronomi yang dapat diandalkan di dunia nyata yang dapat diamati. Dengan cara ini, sekarang dimungkinkan untuk dengan percaya diri menelusuri sejarah alam semesta dari detik-detik pertama keberadaannya. Kemajuan lebih lanjut ke "awal dunia" adalah tugas yang sulit, yang akan diselesaikan langkah demi langkah ketika pengetahuan konkret baru tentang alam terakumulasi.

Artikel ini berbicara tentang sejarah dan pencapaian terbaru kosmologi, tentang masalah dan gagasannya saat ini. Tujuan kami adalah memberi pembaca gambaran tentang status kosmologi saat ini sebagai ilmu observasional eksak, empiris. Ini tampaknya lebih tepat karena baru-baru ini (dan baru-baru ini di dalam dinding Universitas Moskow) upaya telah dilakukan untuk membayangi kosmologi evolusioner, serta teori evolusi dalam biologi dan teori evolusi bintang dalam astrofisika, dengan alasan bahwa ilmu-ilmu ini mengandaikan pendekatan ateistik, diduga bias, dan karena itu bias dan salah, untuk mempelajari alam dan manusia. Serangan semacam itu terhadap gambaran evolusioner dunia adalah salah satu manifestasi absurd dan konyol dari serangan ulama yang semakin agresif terhadap sains dan pendidikan, yang bahayanya diperingatkan oleh sebuah pernyataan yang baru-baru ini diterbitkan di pers oleh sepuluh akademisi Rusia.

1. Sejarah singkat kosmologi. Kosmologi adalah ilmu khusus. Subjeknya adalah seluruh Alam Semesta yang dianggap sebagai keseluruhan. Alam Semesta adalah sistem fisik dengan sifat spesifiknya sendiri, yang tidak direduksi menjadi jumlah sifat benda astronomi dan medan fisik yang menghuninya. Ini jelas merupakan objek sains terbesar dalam hal skala. Itu ada di alam dalam satu salinan. Dari keadaan ini, ciri-ciri kosmologi sebagai ilmu mengikuti. Selain itu, Semesta hanya dapat diamati, tidak mungkin untuk bereksperimen dengannya (yang, tentu saja, hanya untuk yang lebih baik). Tidak ada alam semesta lain yang diberikan kepada kita, dan tidak ada yang bisa dibandingkan dengan Alam Semesta kita. Dalam hal ini, kosmologi berbeda, misalnya, dari fisika partikel elementer, yang mempelajari benda-benda yang ada di alam dalam jumlah yang sangat besar dan memungkinkan berbagai eksperimen pada diri mereka sendiri.

Fitur lain dari ilmu alam semesta adalah hubungannya yang erat dengan ide-ide dan pencarian filosofis, keinginan untuk memahami tempat manusia di dunia besar. Seperti sistem dunia Copernicus, kosmologi terbaru terbuka di hadapan manusia cakrawala pengetahuan yang belum pernah ada sebelumnya, dan tidak mengherankan bahwa pengetahuan ilmiah tentang dunia menyimpang dari legenda dan mitos kosmologis kuno yang muncul pada awal peradaban manusia dan termasuk, dalam khususnya, dalam "teks-teks suci" dari berbagai agama perdamaian. Dalam semua hal lain, kosmologi adalah disiplin ilmiah yang ketat, dan hal utama di dalamnya adalah fakta konkret tentang struktur dan evolusi Semesta. Berdasarkan mereka, model dan teori fisik dan matematika dibangun, yang dapat dianggap benar hanya ketika mereka diverifikasi dan dikonfirmasi oleh pengamatan astronomi langsung dan eksperimen fisik.

Kosmologi modern berasal dari dekade pertama abad ke-20, di era ketika teori relativitas dan teori kuantum juga diciptakan, yang sekarang menjadi dasar dari semua fisika, termasuk kosmologi. Sejarah kosmologi, singkatnya, terdiri dari empat penemuan besar, yang sekarang akan kami uraikan.

1.1. ekspansi kosmologis. Pada tahun 1915–1917 Astronom Amerika Westo Slifer menemukan bahwa galaksi (yang kemudian disebut nebula) tidak diam, tetapi bergerak di luar angkasa, dan sebagian besar dari mereka menjauh dari kita. Kesimpulan ini mengikuti spektrum galaksi yang diamati, dan pergerakannya memanifestasikan dirinya dalam pergeseran garis spektrum cahaya ke ujung merah spektrum. Jenis "pergeseran merah" ini ternyata memiliki karakter universal: diamati di semua galaksi di Alam Semesta. Satu-satunya pengecualian adalah sistem bintang yang paling dekat dengan kita - misalnya, nebula Andromeda yang terkenal dan galaksi (lebih kecil) lainnya yang terletak pada jarak tidak lebih dari sekitar satu megaparsec (Mpc) dari kita. (Ingat bahwa satu parsec hampir sama persis dengan tiga tahun cahaya.) Pada jarak yang jauh, semua galaksi, dalam kata Slipher, "tersebar di ruang angkasa."

Ukuran kuantitatif pergeseran merah adalah besaran relatif dari kenaikan panjang gelombang, yaitu perbedaan antara panjang gelombang yang terdaftar dan yang asli ("laboratorium"), dibagi dengan panjang gelombang aslinya. Nilai ini (biasanya dilambangkan dengan huruf z) secara sederhana disebut pergeseran merah - seperti fenomena itu sendiri. Ini adalah salah satu besaran fisika utama yang dapat diamati dalam kosmologi. Jika nilai pergeseran merah kecil dibandingkan dengan satu, maka perkiraan hubungan antara kecepatan surut galaksi dan nilai pergeseran merah adalah valid: kecepatan V sama dengan kecepatan cahaya c kali pergeseran merah z. Dalam pendekatan ini, pergeseran merah dapat diartikan sebagai efek Doppler, yang telah lama dikenal dalam fisika.

Pada tahun 1929, Edwin Hubble, yang sering disebut sebagai astronom terbesar abad ke-20, menetapkan bahwa gerakan mundur galaksi mengikuti hukum sederhana: kecepatan V dari galaksi yang bergerak menjauh dari kita sebanding dengan jarak R ke galaksi tersebut: V = SDM. Hubungan linier antara kecepatan dan jarak ini sekarang disebut hukum Hubble, dan faktor proporsionalitas H disebut konstanta Hubble. Nilai H adalah konstan dalam arti sama untuk semua galaksi dan tidak bergantung pada jarak ke galaksi atau arah ke galaksi di langit. Menurut data pengamatan modern, nilai konstanta Hubble terletak pada kisaran 60 hingga 75 km per detik per megaparsec (dalam satuan yang diterima dalam astronomi).

Penghapusan galaksi menurut hukum Hubble sekarang diamati hingga jarak beberapa ribu megaparsec. Resesi umum galaksi disebut sebagai perluasan Alam Semesta, atau perluasan kosmologis. Ini adalah fenomena evolusi alam yang paling muluk dalam skala spatio-temporal. Anda dapat mempelajari lebih lanjut tentang sejarah penemuan dan studi dari buku.

Awalnya, hukum Hubble ditemukan pada jarak yang tidak melebihi 20 Mpc, dan untuk Slifer dan Hubble, kecepatan resesi galaksi yang diukur kurang dari seperseratus kecepatan cahaya. Dalam hal ini, Anda dapat menggunakan hubungan perkiraan di atas antara kecepatan surut galaksi dan pergeseran merah, yang sebenarnya digunakan oleh Hubble untuk mengukur kecepatan galaksi. Di sisi lain, hukum Hubble dapat digunakan untuk memperkirakan jarak ke galaksi yang tidak terlalu jauh: dengan konstanta Hubble yang diketahui H dan pergeseran merah terukur z, jarak R ke galaksi tertentu diberikan oleh rasio R = c · z /H.

Tetapi pada pergeseran merah yang sebanding dengan kesatuan dan melebihinya, perkiraan ini tidak lagi berlaku dan seseorang harus menggunakan teori yang tepat tentang perambatan cahaya di Alam Semesta yang mengembang. Dalam hal ini, ketergantungan jarak pada pergeseran merah mengambil bentuk yang lebih kompleks. Sangat menarik bahwa ketergantungan ini mencakup percepatan yang dialami oleh galaksi yang sedang surut. Hal ini memungkinkan untuk mengukur percepatan pergerakan galaksi; dan mengetahui percepatan, kita juga dapat memperkirakan gaya yang menentukan dinamika ekspansi kosmologis (yang akan dibahas di bawah). Perambatan cahaya dalam kosmologi dianggap berdasarkan teori relativitas umum Einstein (GR).

Landau menyebut relativitas umum sebagai teori terindah dalam fisika dan tidak pernah meragukan kebenarannya. Namun, kadang-kadang dikatakan bahwa penerapannya pada deskripsi geometri dan dinamika Semesta secara keseluruhan belum terbukti. Dalam hal ini, paling sering mereka merujuk pada fakta bahwa relativitas umum telah diverifikasi secara eksperimental jauh lebih tidak dapat diandalkan, akurat dan banyak sisi daripada, katakanlah, elektrodinamika klasik, sebagian karena kelemahan luar biasa dari interaksi gravitasi dibandingkan dengan elektromagnetik dan dua interaksi fisik mendasar lainnya.

Tetapi seluruh perkembangan ilmu fisika pasti memberikan kesaksian yang mendukung relativitas umum. Pertama-tama, teori ini sangat sesuai dengan seluruh rangkaian data pengamatan di tata surya. Dalam hal ini, relativitas umum telah lama hampir menjadi ilmu teknik: teori modern tentang gerak planet adalah teori relativistik, yang (dengan pendekatan yang tepat) memperhitungkan efek medan lemah dalam relativitas umum. Jadi penerbangan pesawat ruang angkasa ke planet-planet tata surya tidak terpikirkan tanpa relativitas umum. Bahkan GPS portabel dan navigator mobil GLONASS memperhitungkan efek relativitas umum. Selanjutnya, dalam beberapa tahun terakhir, data baru telah diperoleh yang membuktikan validitas relativitas umum dalam pendekatan medan kuat. Sebagai contoh, ditunjukkan bahwa pemendekan periode orbit pulsar radio yang diamati dalam sistem biner PSR 1913 + 16, karena hilangnya momentum sudut oleh sistem biner karena gelombang gravitasi, konsisten dengan prediksi GR dengan akurasi lebih baik dari 0,4%. Nilai terukur dari efek Shapiro (penundaan sinyal elektromagnetik dalam medan gravitasi) dalam sistem dua pulsar radio PSR J0737-3039AB, yang bidang orbitnya terletak hampir pada garis pandang, sesuai dengan prediksi GR dengan akurasi sebesar 0,1% (!). Sejauh ini, ini adalah uji relativitas umum terbaik dalam batas medan kuat. Akhirnya, perlu disebutkan fakta bahwa sekitar seribu kandidat lubang hitam dengan massa dari ~10 hingga satu miliar massa matahari sekarang telah diketahui, yang semua sifat pengamatannya sangat mirip dengan sifat lubang hitam yang diprediksi oleh relativitas umum, dan tidak satu pun dari objek dengan jumlah besar ini, tidak mungkin menemukan kontradiksi dengan relativitas umum. Hal ini memungkinkan kita untuk secara masuk akal berasumsi bahwa relativitas umum juga berlaku dalam batas medan gravitasi yang sangat kuat. Dengan demikian, tidak ada alasan nyata untuk meragukan legitimasi penerapan relativitas umum untuk memecahkan masalah kosmologis.

1.2. Materi gelap. Pada tahun 1932, astronom Jerman Fritz Zwicky memperhatikan bahwa selain materi galaksi yang bercahaya, Semesta juga harus mengandung massa "tersembunyi" yang tidak terlihat, yang memanifestasikan dirinya hanya dengan gravitasinya. Ia mempelajari gugusan galaksi di konstelasi Coma Berenices, sebuah formasi besar yang berisi ribuan sistem bintang, seperti Nebula Andromeda atau Galaksi kita. Galaksi bergerak di cluster ini dengan kecepatan mencapai ribuan kilometer per detik. Untuk menjaga mereka dalam volume cluster, diperlukan gravitasi, yang tidak dapat dibuat oleh massa galaksi yang terlihat dan bercahaya itu sendiri. Ini membutuhkan gravitasi yang lebih kuat, dan menurut perhitungan Zwicky, massa tambahan diperlukan di sini, yaitu sekitar 10 kali lebih banyak dari total massa galaksi cluster yang terlihat.

Kemudian, pada 1970-an, para astronom dari Uni Soviet dan Amerika Serikat menemukan bahwa massa tersembunyi pasti ada tidak hanya di gugus galaksi, tetapi juga di galaksi besar yang terisolasi. J. Einasto, V. Rubin, J. Ostryker, J. Peebles dan rekan mereka menemukan bahwa massa tersembunyi membentuk lingkaran cahaya tak terlihat dari galaksi besar. Lingkaran cahaya ini adalah formasi yang hampir bulat, yang jari-jarinya 5-10 kali ukuran sistem bintang itu sendiri. Galaksi besar seperti, katakanlah, Nebula Andromeda atau Galaksi kita terdiri dari sistem bintang yang terbenam dalam distribusi massa tak kasat mata yang membentang hingga ratusan kiloparsec (kpc) dari pusat galaksi. Lingkaran gelap ini - seperti massa tambahan Zwicky - hanya memanifestasikan diri mereka melalui gravitasi mereka. Materi tak terlihat yang mengisi lingkaran cahaya galaksi dan gugus sekarang biasa disebut materi gelap. Penemuan materi gelap adalah peristiwa terpenting kedua dalam sejarah kosmologi (setelah penemuan ekspansi kosmologis).

1.3. Radiasi peninggalan. Pada tahun 1965, astronom radio Amerika A. Penzias dan R. Wilson menemukan bahwa seluruh alam semesta diresapi dengan radiasi yang datang kepada kita secara isotropik, yaitu seragam dari segala arah. Ini adalah penemuan terbesar ketiga dalam kosmologi (dijelaskan secara rinci dalam buku ini). Maksimum dalam spektrum radiasi ini jatuh pada gelombang milimeter, dan spektrum itu sendiri, yaitu, distribusi radiasi pada panjang gelombang atau frekuensi, bertepatan dalam bentuk dengan spektrum benda yang benar-benar hitam. Posisi maksimum dalam spektrum emisi sesuai dengan suhu sekitar tiga derajat skala absolut. Dalam pengamatan modern, suhu ini diukur dengan sangat akurat: T = 2,725 ± 0,003 K. Radiasi ini disebut latar belakang gelombang mikro Alam Semesta, atau bahkan radiasi pancaran. Jika kita membicarakannya dalam bahasa kuantum, maka kita dapat mengatakan bahwa di dunia ada gas keseimbangan foton yang memenuhi seluruh ruang secara merata. Setiap sentimeter kubik alam semesta mengandung sekitar 500 foton latar belakang gelombang mikro kosmik.

Penemuan ini dianugerahi dua Hadiah Nobel. Yang pertama diberikan pada tahun 1978 kepada Penzias dan Wilson, dan yang kedua pada tahun 2006 kepada J. Smoot dan J. Mather, yang memberikan bukti akurat (pada tahun 1992) bahwa spektrum emisi memang merupakan "benda hitam". Ini dilakukan dengan menggunakan satelit Amerika COBE (COsmic Background Explorer). Selain itu, COBE mengukur anisotropi radiasi latar yang lemah - pada tingkat seperseribu persen. Yang terakhir adalah "jejak" yang tertinggal di latar belakang peninggalan oleh ketidakhomogenan yang awalnya lemah dari materi Alam Semesta awal; kemudian ketidakhomogenan ini (gumpalan materi) memunculkan struktur kosmik skala besar yang diamati - galaksi dan kelompok galaksi (lihat tentang ini di buku).

Perhatikan bahwa radiasi latar belakang kosmik direkam pada tahun 1957 di Observatorium Pulkovo menggunakan antena tanduk yang dibuat oleh T.A. Shmaonov, S.E. Khaikin dan N.L. Kaidanovsky. Tapi, sayangnya, tidak ada yang menganggap penting hal ini. Anisotropi radiasi yang lemah pertama kali diperhatikan oleh I.A. Strukov dan stafnya (Institut Penelitian Luar Angkasa dari Akademi Ilmu Pengetahuan Rusia) menggunakan pesawat ruang angkasa Rusia Relikt. Doktor Ilmu Fisika dan Matematika, Profesor M.V. ambil bagian dalam eksperimen ini dari SAI MSU. Sazhin.

1.4. Energi gelap. Pada tahun 1998-1999 dua kelompok pengamat internasional, salah satunya dipimpin oleh B. Smidt dan A. Reiss, dan yang lainnya oleh S. Perlmutter, menetapkan bahwa ekspansi kosmologis yang diamati semakin cepat: laju pemindahan galaksi meningkat seiring waktu (ini dijelaskan dalam lebih detail, misalnya di buku dan resensi terbaru). Penemuan ini dibuat dengan mempelajari supernova jauh dari jenis tertentu (Ia), yang luar biasa karena dapat berfungsi sebagai "lilin standar", yaitu, sumber dengan luminositas intrinsik yang diketahui; bertahun-tahun yang lalu, astronom dari SAI, profesor Yu.P. Pskov. Karena kecerahannya yang luar biasa, supernova dapat diamati pada jarak yang sangat jauh, benar-benar kosmologis, ribuan megaparsec dari kita. Seperti yang kami katakan di atas, pada jarak inilah efek akselerasi memanifestasikan dirinya.

Materi "biasa" tidak mampu mempercepat galaksi, tetapi hanya memperlambat ekspansi mereka: gravitasi timbal balik dari galaksi cenderung membawa satu ke yang lain. Oleh karena itu, fakta ekspansi yang dipercepat yang ditemukan oleh para astronom menunjukkan bahwa, bersama dengan materi biasa yang menciptakan gravitasi, Semesta juga mengandung energi kosmik khusus yang sebelumnya tidak diketahui baik dari pengamatan astronomi atau dari eksperimen fisik, yang tidak menciptakan gravitasi, tetapi antigravitasi - umum penolakan tubuh alam. . Pada saat yang sama, pada skala kosmologis, antigravitasi lebih kuat dari gravitasi. Energi baru ini disebut "energi gelap". Energi gelap memang tidak terlihat - ia tidak memancarkan, menyebarkan, atau menyerap cahaya (dan semua gelombang elektromagnetik pada umumnya); itu memanifestasikan dirinya hanya dengan anti-gravitasinya.

Berdasarkan totalitas berbagai pengamatan, bagian dari setiap komponen kosmik dalam keseimbangan energi total Alam Semesta modern telah ditetapkan hingga saat ini. Komponen-komponen ini sekarang disebut jenis energi kosmik. Energi gelap menyumbang sekitar 75% dari total energi dunia; bagian materi gelap - 20%, bagian materi biasa (biasa disebut baryon) - sekitar 5%; pada bagian radiasi - kurang dari sepersepuluh persen. Inilah resep "campuran energi" yang memenuhi alam semesta modern.

Sungguh luar biasa bahwa tiga dari empat penemuan mendasar dalam kosmologi yang baru saja kita gambarkan pada awalnya diprediksi secara teoritis. Fenomena ekspansi kosmologis diramalkan pada tahun 1922-1924. Matematikawan Petersburg A.A. Friedman, yang saat ini telah menjadi ilmu pengetahuan alam semesta klasik yang diakui secara universal (untuk pekerjaan dan kehidupannya, lihat bukunya). Keberadaan radiasi elektromagnetik latar belakang dengan suhu beberapa derajat Kelvin diprediksi pada tahun 1948-1953. G.A. Gamow, pernah menjadi mahasiswa Profesor Fridman di Universitas St. Petersburg (Leningrad). Menurut teori Big Bang yang dibangun oleh Gamow (lihat), radiasi ini adalah sisa, peninggalan keadaan awal Semesta yang dulu sangat panas, yang terjadi pada menit-menit pertama ekspansinya. Adapun antigravitasi kosmik, gagasan yang jelas tentang itu terkandung dalam karya Einstein (1917), yang menandai awal dari teori kosmologi modern. Dan hanya materi gelap yang belum diprediksi secara teoritis - jenis materi, atau energi ini, tidak disediakan oleh model standar fisika fundamental.

2. Realitas Big Bang: evolusi kosmik. Dalam literatur kosmologi (saat ini sangat luas dan beragam), kata "Big Bang" tidak selalu diberi arti yang sama. Kadang-kadang ini dipahami sebagai peristiwa hipotetis, sebagai akibatnya Semesta muncul dan sejarah selanjutnya dimulai. Namun, tidak begitu jelas apakah perlu dalam kasus ini untuk berbicara tentang munculnya dunia "dari ketiadaan" atau lebih tepatnya, mungkin, semacam kebangkitan baru dari sesuatu yang pernah ada. Bagaimanapun, tidak ada yang diketahui secara pasti tentang fisika di balik peristiwa ini. Pada kesempatan ini, mereka mengingat, itu terjadi, mitos penciptaan ilahi dunia, legenda kosmogonik kuno. Tetapi seperti yang dikatakan oleh ahli kosmologi terkenal Georges Lemaitre (yang juga seorang teolog profesional, kepala biara, dan presiden Akademi Ilmu Pengetahuan Kepausan di Vatikan), sebuah teori kosmologis yang mengakui keadaan awal dunia yang khusus dan tunggal “tetap sama sekali jauh dari apa pun. pertanyaan metafisik atau agama. Ini membuat materialis bebas untuk menyangkal Makhluk transenden mana pun. Bagi orang percaya, ini menghambat setiap upaya untuk mengenal Tuhan lebih dekat ... yang selaras dengan diktum Yesaya tentang "Tuhan Tersembunyi" yang tersembunyi bahkan pada awal penciptaan." Tetapi sudut pandang yang tercerahkan seperti itu dibagikan, harus dikatakan, sejauh ini tidak semua pengikut keyakinan agama tertentu. Dikenal sebagai banyak - naif dan putus asa - upaya untuk menyangkal Big Bang, dan upaya sia-sia untuk melihat dalam Big Bang "argumen ilmiah" mendukung penciptaan ilahi dunia.

Paling sering dalam fisika dan astronomi, Big Bang disebut, bagaimanapun, bukan peristiwa awal sejarah kosmik, tetapi seluruh proses ekspansi universal Semesta yang berlangsung dalam ruang-waktu. Proses ini disertai dengan evolusi kosmologis yang panjang dan penuh peristiwa, rantai perubahan dan transformasi yang tidak terputus di Semesta. Perhatikan bahwa kata kuncinya di sini adalah "evolusi", yang sangat tidak menyenangkan bagi ulama kritikus kosmologi, yang secara tidak masuk akal menolak dalam ilmu ini (seperti dalam biologi) segala sesuatu yang, menurut pendapat mereka, bertentangan dengan pandangan dunia agama. Sementara itu, penjelasan dan bukti yang dapat dipercaya tentang ciri-ciri utama dan tahap-tahap perkembangan evolusioner Alam Semesta adalah salah satu pencapaian terpenting ilmu pengetahuan alam modern. Mari kita sekarang menyajikan sejumlah fakta pengamatan konkret dari sejarah evolusi Alam Semesta.

2.1. Retret galaksi. Yang paling penting dari semua fakta ini, tentu saja, adalah fenomena ekspansi kosmologis itu sendiri. Kami telah berhasil mengatakan bahwa ekspansi kosmologis ditemukan dengan mengamati pergerakan galaksi hampir seratus tahun yang lalu. Penemuan ini telah bertahan dalam ujian waktu, dan selama bertahun-tahun yang telah berlalu sejak itu, koreksi dan penyempurnaan yang diperlukan telah dilakukan terhadap deskripsi hukum kuantitatif dari fenomena ini. Namun, bukan tanpa upaya untuk menyangkal fakta ekspansi kosmologis. Telah dikemukakan, misalnya, bahwa efek Doppler (di mana deskripsi pergeseran merah di wilayah kecepatan rendah berkurang) telah diverifikasi secara eksperimental hanya pada skala spasial terbatas dan, mungkin, tidak valid untuk jarak kosmologis yang besar. Pada suatu waktu, Hubble sendiri, penemu ekspansi kosmologis, cenderung pada sudut pandang bahwa materi tersebut tidak berada dalam efek Doppler, tetapi dalam "penuaan cahaya" di sepanjang jalurnya dari galaksi ke kita. Menurut salah satu orang sezamannya, sepertinya Sir Isaac Newton datang dan berkata, "Omong-omong, Tuan-tuan, tentang apel itu... Anda lihat, itu tidak benar-benar jatuh."

Gagasan penuaan cahaya sepenuhnya bertentangan dengan hukum umum fisika - ini terbukti secara ketat pada tahun 1930-an. Seperti yang telah kami katakan, cahaya merambat di sepanjang garis geodesik nol dalam ruang-waktu, dan efek Doppler (dalam perkiraan kecepatan yang relatif kecil) dan pergeseran merah adalah konsekuensi langsung dari keadaan umum yang mendasar ini. Validitas teori standar perambatan cahaya telah diuji dan dikonfirmasi oleh seluruh rangkaian eksperimen dan pengamatan astronomis - termasuk pada jarak kosmologis. Seperti dapat dilihat, misalnya, dari Field Theory karya Landau dan Lifshitz yang terkenal, gambaran perambatan cahaya dalam kosmologi adalah sederhana dan alami; tidak ada ruang untuk keraguan, juga tidak mungkin ada.

2.2. Mengamati masa lalu alam semesta. Gambaran umum perambatan cahaya memungkinkan untuk mengetahui dalam kondisi apa di dunia yang berkembang memungkinkan untuk mengukur tidak hanya kecepatan, tetapi juga percepatan galaksi: seperti yang telah kami katakan, jarak yang sangat besar diperlukan di sini. Dengan cara ini, ditemukan bahwa hingga jarak sekitar 7 miliar tahun cahaya, percepatan ini positif: laju penghilangan galaksi meningkat seiring waktu. Tetapi pada jarak yang lebih jauh, percepatan, ternyata, berubah tanda - itu negatif dan, oleh karena itu, pada jarak ekstra besar ini, ekspansi kosmologis terjadi dengan perlambatan.

Sekarang mari kita perhatikan bahwa cahaya merambat di ruang tidak secara instan, tidak cepat tanpa batas, tetapi dengan kecepatan tertentu yang terbatas. Ini berarti bahwa kita melihat benda-benda sebagaimana adanya ketika memancarkan cahaya yang kita terima sekarang. Kami melihat matahari dengan penundaan 8 menit; galaksi yang terletak pada jarak 7 miliar tahun cahaya, kita lihat seperti 7 miliar tahun yang lalu. Teleskop adalah mesin waktu nyata yang memungkinkan Anda melihat masa lalu dunia dengan mata kepala sendiri. Dapat dikatakan bahwa dengan mengamati galaksi yang jauh, kita melihat dan menjelajahi ruang-waktu empat dimensi.

Usia dunia saat ini adalah 13,7 miliar tahun: ini adalah data kosmologis terbaru tentang hal ini, yang muncul dari kombinasi berbagai pengamatan independen. Nilai ini merupakan durasi terpanjang yang diperkirakan secara empiris di alam. Apa yang baru saja dikatakan tentang percepatan kosmologis berarti bahwa selama paruh pertama sejarahnya, Semesta mengembang dengan perlambatan, dan selama paruh kedua dengan percepatan. Dengan cara ini, tonggak terpenting dalam sejarah dinamis Semesta diketahui - momen perubahan tanda percepatan kosmologis.

Pada paruh pertama sejarahnya, Semesta yang mengembang praktis tidak merasakan keberadaan energi gelap di dalamnya - maka kerapatan materi (materi gelap dan baryon) jauh lebih tinggi daripada kerapatan energi gelap. Faktanya adalah kepadatan energi gelap tidak bergantung pada waktu, itu adalah nilai konstan. Dan densitas materi berkurang selama proses pemuaian, sehingga di masa lalu lebih tinggi dari sekarang; karena alasan ini, hingga titik tertentu, gravitasi materi lebih kuat daripada anti-gravitasi energi gelap. Kedua kekuatan ini baru saja menjadi sama besarnya sekitar 7 miliar tahun yang lalu: pada awalnya, materi menang dan gravitasinya memperlambat perluasan galaksi, dan kemudian era prevalensi energi gelap dimulai, dan antigravitasinya menjadi lebih kuat daripada gravitasi urusan. Era antigravitasi dan perluasan kosmologis yang dipercepat ini berlanjut hari ini dan akan berlangsung tanpa batas di masa depan.

Jarak pembatas yang dapat dicapai dengan instrumen astronomi modern terbaik adalah sekitar 10 miliar tahun cahaya - pada jarak seperti itu galaksi dan quasar paling terang terlihat. Jadi evolusi kosmik selama 10 miliar tahun terakhir kehidupan Semesta sekarang tersedia untuk pengamatan langsung dan studi terperinci. Ini adalah dua pertiga dari sejarah Big Bang, dan mereka sedang berlangsung, bisa dikatakan, tepat di depan mata kita. Para astronom berencana untuk membuat instrumen berbasis ruang dan darat yang kompleks dan mahal (khususnya, teleskop optik berbasis darat raksasa dengan cermin berdiameter 42 m), yang akan memungkinkan mengamati alam semesta dalam keadaan ketika usianya kurang dari satu tahun. miliar tahun, yaitu lebih banyak pengamatan langsung akan tersedia 90% dari sejarah dunia.

2.3. Awal yang panas. Galaksi tidak selalu ada di alam semesta; mereka 1-2 miliar tahun lebih muda darinya. Dalam 1-2 miliar tahun pertama, materi kosmik tercampur secara merata dan terdistribusi secara merata di ruang angkasa; tidak ada galaksi pada waktu itu, mereka belum sempat terbentuk. Kepadatan materi saat itu jauh lebih tinggi daripada kerapatan rata-rata materi di alam semesta saat ini dan bahkan kerapatan di dalam galaksi modern. Apakah mungkin untuk melihat alam semesta dalam keadaan awalnya, ketika tidak ada galaksi di dalamnya? Ya, itu mungkin: untuk ini Anda perlu mempelajari radiasi latar gelombang mikro kosmik.

Misalkan (mengikuti Gamow) bahwa materi alam semesta awal tidak hanya padat, tetapi juga panas. Pada saat itu, radiasi elektromagnetik kesetimbangan termodinamika pasti sudah ada dalam materi kosmik, yang bertahan hingga era modern. Jika alam semesta awal dingin dan materi memiliki suhu nol pada waktu itu, maka seharusnya tidak ada radiasi seperti itu. Jadi ada tes ya-tidak yang jelas untuk menentukan suhu alam semesta awal. Jawabannya "ya - radiasi ada", diperoleh dalam pengamatan (lihat di atas), sepenuhnya memecahkan masalah: alam semesta awal itu panas.

Pada suhu materi yang tinggi di alam semesta awal, materi kosmik terionisasi dan mediumnya adalah plasma. Radiasi secara efektif berinteraksi dengan plasma dan berada dalam kesetimbangan termodinamika dengannya. Tetapi medium mendingin karena ekspansi kosmologis, dan segera setelah suhu turun di bawah sekitar 3000 K, rekombinasi plasma terjadi: elektron digabungkan dengan ion dan plasma berubah menjadi gas atom netral. Ini terjadi pada usia dunia 330 ribu tahun. Kemudian foton radiasi kosmik berhenti berinteraksi dengan materi dan telah menyebar sejak saat itu dengan bebas. Mereka melestarikan dan menyampaikan kepada kami gambar "dinding hamburan terakhir", seperti yang dikatakan para astronom radio tentangnya.

Apa gambar ini? Hasil pengamatan adalah foton peninggalan datang kepada kita secara isotropik, seragam dari segala arah di ruang angkasa. Oleh karena itu, gambar yang mereka berikan sederhana dan monoton: itu adalah latar belakang yang kokoh di mana hampir tidak ada yang digambar. Tampaknya gambar itu miskin informasi. Namun, dari fakta ini segera mengikuti kesimpulan yang sangat penting: materi Alam Semesta awal memang didistribusikan secara seragam (atau hampir sangat homogen - hingga seperseribu persen) di zaman hamburan foton terakhir. Menurut teori relativitas umum, ruang yang diisi secara seragam dengan materi itu sendiri harus homogen. Dengan cara ini kita belajar tentang geometri spasial alam semesta awal. Isotropi latar belakang peninggalan memperkuat kesimpulan ini: ruang harus tidak hanya homogen, tetapi juga isotropik - semua arah di dalamnya sama. Ruang seperti itu memiliki simetri maksimum: terlihat sama untuk setiap pergeseran dan rotasi dari sistem referensi.

Jadi, dengan bantuan radiasi peninggalan, keadaan fisik dunia dan simetri geometrisnya di era awal, ketika galaksi belum sempat terbentuk, ditetapkan secara ketat. Dan ini jauh dari semua yang bisa diceritakan oleh radiasi relik kepada kita.

2.4. Ruang Ledakan Besar. Pengamatan latar belakang peninggalan telah memungkinkan dalam beberapa tahun terakhir untuk mendekati solusi dari salah satu pertanyaan mendasar kosmologi - pertanyaan tentang geometri ruang isotropik tiga dimensi di mana resesi galaksi terjadi. Sejak zaman Einstein dan Friedmann, telah diketahui bahwa ruang isotropik pada prinsipnya dapat berupa Euclidean (datar) dan melengkung, mirip dengan permukaan bola atau hiperboloid (ruang Lobachevsky). Manakah dari ketiga jenis geometri ini yang terwujud di alam?

Sebuah studi rinci tentang struktur halus latar belakang gelombang mikro kosmik, dimulai oleh pesawat ruang angkasa Relikt dan COBE, dan kemudian berhasil dilanjutkan dalam beberapa tahun terakhir oleh peralatan WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) Amerika, memungkinkan untuk menetapkan bahwa sebenarnya ada pola "berbintik" tertentu dengan latar belakang peninggalan yang seragam: ini lemah - pada tingkat seperseribu persen - penyimpangan dari keseragaman latar belakang yang ideal. Seperti yang telah kami sebutkan di atas, penyimpangan ini adalah "jejak" ketidakhomogenan yang lemah - kompresi dan penghalusan lingkungan luar angkasa, yang kemudian memunculkan galaksi dan sistemnya. Dalam kompresi, suhu radiasi sedikit lebih tinggi dari rata-rata - ini memberikan bintik-bintik cerah (relatif terhadap latar belakang rata-rata), dan dalam penghalusan - sedikit lebih rendah, dan bintik-bintik yang relatif gelap muncul di sini. Tingkat deviasi dari latar belakang berbeda dari satu titik ke titik lainnya baik untuk bintik terang maupun gelap. Gambar kompleks ini menangkap (dikodekan, bisa dikatakan) karakteristik fisik terpenting dari ketidakteraturan protogalaksi itu sendiri dan seluruh Alam Semesta. Tugas peneliti adalah mengekstrak dan memahami informasi kosmologis yang kaya yang dibawa CMB kepada kita. Untuk tujuan ini, data tentang seluruh rangkaian titik dengan kecerahan dan skala sudut yang berbeda digunakan.

Yang menarik adalah titik paling terang dalam gambar latar belakang relik. Dua titik tetangga tersebut sesuai dengan dua rumpun protogalaksi, yang, selama era rekombinasi plasma kosmik, terletak pada jarak karakteristik yang cukup pasti dari satu sama lain. Teori pembentukan galaksi berdasarkan karya klasik E.M. Lifshitz (diterbitkan kembali pada tahun 1946), mengatakan bahwa jarak karakteristik ini ditentukan oleh zaman dunia di era rekombinasi; usia ini terkenal - 330 ribu tahun (lihat di atas). Jarak linier antara dua cluster sesuai dengan sudut tertentu antara arah di ruang angkasa ke dua titik terang yang sesuai. Dalam hal ini, rasio antara jarak sudut dan linier tergantung pada apa geometri ruang: di ruang bola, sudut yang kita minati adalah satu setengah derajat, di ruang hiperbolik - setengah derajat, di ruang datar - satu derajat.

Ternyata jarak sudut karakteristik antara titik terang yang berdekatan sama dengan satu derajat (dengan akurasi 2%). Ini berarti bahwa ruang di mana ekspansi kosmologis terjadi adalah datar. Atau, dalam hal apapun, hampir datar, sangat dekat dengan datar. Ternyata alam lebih menyukai versi paling sederhana dari geometri spasial dunia. Inilah bagaimana geometri ruang dikenal, yang telah diimpikan oleh para kosmolog selama hampir seratus tahun.

2.5. Reaktor termonuklir primer. Dari geometri dunia, mari kita kembali lagi ke sejarahnya. Fisika nuklir standar dan termodinamika memungkinkan untuk mempelajari kondisi fisik di lingkungan luar angkasa pada zaman-zaman awal itu, ketika tidak hanya ada galaksi atau bintang di dalamnya, tetapi bahkan inti atom yang kompleks pun tidak dapat eksis. Begitulah keadaan dunia pada detik-detik pertama (!) evolusi kosmologis. Fisika nuklir diperkenalkan ke dalam kosmologi oleh Gamow pada 1940-an-1950-an, yang sebelumnya menjadi fisika nuklir klasik (pada 1929 ia menciptakan teori peluruhan alfa inti atom).

Dalam teori Gamow tentang Alam Semesta yang panas, suhu medium kosmik dapat mencapai nilai yang sedemikian tinggi (bermiliar-miliar derajat) sehingga energi termal partikel lebih besar daripada energi ikat nukleon dalam inti atom. Dalam kondisi seperti itu, plasma ruang angkasa adalah campuran dari proton, neutron, dan elektron. Tetapi ketika plasma mendingin karena ekspansi kosmologis, suhu turun, dan pada nilai sekitar beberapa miliar derajat, reaksi termonuklir dimulai di lingkungan luar angkasa (seperti dalam bom hidrogen), di mana inti helium-4 terbentuk, masing-masing mengandung dua proton dan dua neutron. Perhitungan yang tepat dilakukan setelah Gamov Ya.B. Zel'dovich, R. Wagoner dan fisikawan lainnya menunjukkan bahwa sekitar 25% helium (berdasarkan massa) terbentuk dalam reaktor termonuklir luar angkasa dalam tiga menit pertama. Bagian helium ini harus dipertahankan sampai zaman sekarang. Pada waktu lebih dari tiga menit, fusi nuklir berhenti: karena ekspansi kosmologis yang cepat, suhu zat turun ke nilai di mana reaksi termonuklir fusi helium tidak lagi berlangsung.

Dan sekali lagi tes langsung: berapa banyak helium peninggalan yang ada di lingkungan luar angkasa modern? Data observasi mengatakan: sekitar 25% berat. Ada kesepakatan lengkap antara teori fusi termonuklir primer dan kelimpahan helium yang sebenarnya di alam semesta. Teori ini juga menjelaskan dengan baik kelimpahan kosmik inti peninggalan helium-3, deuterium dan lithium-7.

Hasil penting ini memperluas pengetahuan kita tentang sejarah alam semesta hingga zaman yang sangat kuno itu, ketika semua jarak di dunia satu miliar kali lebih kecil dari jarak saat ini, dan usia dunia hanya beberapa menit. Mulai dari era reaksi termonuklir primer, evolusi kosmologis telah dilacak dengan andal dan didokumentasikan secara ketat oleh data pengamatan.

2.6. Dua fakta baru. Di antara bukti evolusi kosmik lainnya, perlu disebutkan fakta-fakta yang sangat segar yang telah dibahas secara aktif baru-baru ini. Dalam perjalanan ekspansi kosmologis, kepadatan semua energi non-vakum berkurang. Secara khusus, jumlah foton peninggalan per satuan volume berkurang. Ini jelas berarti bahwa di masa lalu jumlah foton per satuan volume lebih besar dari sekarang. Ternyata kesimpulan ini bisa langsung diverifikasi dalam observasi. Memang, D.A. Varshalovich (St. Petersburg Physical-Technical Institute dinamai A.F. Ioffe) menarik perhatian pada satu fitur dalam spektrum dari beberapa molekul sederhana yang diamati di lingkungan kosmik pada jarak jauh, di mana semua jarak di dunia yang berkembang kira-kira tiga kali lebih kecil dari jarak saat ini. yang. Ternyata populasi tingkat tereksitasi molekul-molekul ini secara nyata lebih tinggi daripada populasi molekul yang sama pada jarak dekat. Tetapi keadaan energi rendah yang tereksitasi ini muncul di bawah aksi foton CMB. Dan fakta bahwa populasi tingkat ini tinggi di masa lalu secara langsung memberi tahu kita bahwa ada lebih banyak foton peninggalan saat itu (per satuan volume) daripada sekarang.

Fakta aneh lainnya ditemukan dalam pengamatan semburan kuat radiasi gamma kosmik. Sifat fisik dari fenomena ini sendiri belum begitu jelas, tetapi dapat dipastikan bahwa suar ini paling sering terjadi pada jarak yang sangat jauh sesuai dengan pergeseran merah, yang terkadang terasa melebihi kesatuan. Baru-baru ini ditemukan bahwa durasi yang tercatat dari semburan sinar gamma kosmik bergantung pada besarnya pergeseran merah (yaitu, jaraknya). Dari yang paling jauh, mendeteksi pergeseran merah sekitar 6, radiasi berlangsung sangat lama sehingga semua jarak di dunia meningkat sekitar 7 kali selama waktu ini. Ternyata durasi yang tercatat dari suar ini juga beberapa kali lebih lama (rata-rata) dibandingkan dengan kejadian serupa yang diamati pada jarak yang relatif dekat. Ini pada dasarnya adalah efek pergeseran merah yang sama. Yang terakhir, seperti yang kita ketahui, memanifestasikan dirinya dalam kenyataan bahwa periode osilasi elektromagnetik dalam cahaya yang diterima lebih besar daripada periode osilasi yang sama pada saat emisi. Tetapi di dunia yang berkembang, tidak hanya periode osilasi yang tumbuh, tetapi interval waktu apa pun meningkat di dalamnya - dan, terlebih lagi, menurut hukum yang sama. Jadi peningkatan yang diamati dalam durasi semburan sinar gamma dengan peningkatan pergeseran merah adalah indikasi langsung lain dari perluasan dunia.

Efek serupa sebelumnya terlihat dalam pengamatan supernova. Pada jarak pendek, durasi suar diukur, misalnya, empat minggu, dan pada pergeseran merah yang sama dengan satu, durasi suar bintang yang diamati dari jenis yang sama (Ia), ternyata, delapan minggu. . Untuk supernova, efek ini bahkan lebih nyata daripada ledakan sinar gamma.

3. "Sektor gelap" kosmologi. Studi tentang "sektor gelap" kosmologi, yang menyumbang lebih dari 95% dari semua energi/massa di dunia modern (lihat di atas), sekarang menjadi yang terdepan dalam penelitian kosmologis, menjadi tugas utama ilmu pengetahuan alam. alam semesta, dan semua fisika fundamental. Ini terutama tentang observasional, studi empiris tentang materi gelap dan energi gelap. Indikasi langsung dari keberadaan jenis energi kosmik yang tidak biasa ini, dan sifat fisiknya yang paling penting, mengikuti dari sejumlah fakta pengamatan independen yang mengesankan dari sifat yang berbeda.

Mari kita mulai dengan materi gelap. Studinya telah berlangsung selama lebih dari 70 tahun, dan hingga saat ini, informasi yang dapat dipercaya tentangnya mengikuti dari data berikut.

3.1. Kinematika galaksi dalam kelompok besar. Dimulai oleh Zwicky (lihat di atas), pengukuran kecepatan galaksi sekarang sedang dilakukan di sejumlah besar kelompok galaksi, dan pengukuran ini selalu menunjukkan bahwa kecepatan galaksi setinggi (sekitar seribu kilometer per detik) sebagai di cluster yang di tahun 1930-an mempelajari Zwicky. Dengan demikian, bahan pengamatan ekstensif baru menegaskan kesimpulan mendasar awal tentang keberadaan materi gelap di dunia.

3.2. Gas sinar-X dalam kelompok. Gugusan besar galaksi diamati dalam sinar-X menggunakan observatorium astronomi yang mengorbit. Pengamatan ini memungkinkan untuk menemukan gas terionisasi panas di sebagian besar cluster; Gas ini adalah sumber sinar-X. Suhu gas mendekati seratus juta derajat, dan suhu ini sesuai dengan kecepatan rata-rata proton - partikel plasma, yang secara praktis bertepatan dengan kecepatan galaksi dalam kelompok ini (ribuan kilometer per detik). Dengan demikian, pengamatan sinar-X memberikan argumen independen yang mendukung materi gelap dalam gugusan: gas panas gugusan tidak menyebar ke ruang sekitarnya, karena ia terbenam dalam sumur potensial yang dalam, yang terutama diciptakan oleh gravitasi kuat materi gelap. .

3.3. Efek Sunyaev-Zel'dovich. Gas panas cluster sebagai indikator materi gelap memanifestasikan dirinya dalam pengamatan CMB. Menghamburkan elektron panas dari gugusan gas intergalaksi, foton dingin dari radiasi latar gelombang mikro kosmik memperoleh energi tambahan. Akibatnya, ketika mengamati pada frekuensi tertentu di bagian panjang gelombang (Rayleigh-Jeans) spektrum, "titik gelap" ditemukan di latar belakang peninggalan ke arah gugus. Efek ini dengan percaya diri terdaftar dalam banyak pengamatan modern. Ini secara independen bersaksi tentang keberadaan nyata gas panas di gugusan galaksi, yang pada gilirannya mengarah pada kesimpulan tentang keberadaan materi gelap di gugusan.

3.4. Efek lensa gravitasi. Gugusan galaksi menciptakan efek Einstein dengan membelokkan berkas cahaya oleh medan gravitasi. Dalam hal ini, galaksi jauh dan quasar berfungsi sebagai sumber cahaya. Gambar galaksi terdistorsi ketika cahayanya melewati medan gravitasi cluster, yang berfungsi sebagai semacam lensa gravitasi. Bedakan antara lensa kuat dan lensa lemah. Dengan lensa yang kuat, distorsinya sangat signifikan sehingga beberapa gambar sumber muncul. Ini terjadi ketika jarak sudut antara arah ke lensa dan arah ke sumber relatif kecil. Pada jarak sudut yang relatif besar, distorsi tidak begitu signifikan (pelensaan lemah) dan mengurangi perubahan bentuk sumber yang terlihat, tetapi tanpa membelah gambarnya. Dalam kedua kasus, efek ini memberikan indikasi massa gugus yang berfungsi sebagai lensa gravitasi. Dengan mempelajari distorsi seperti itu untuk ratusan ribu dan jutaan galaksi jauh, seseorang dapat memperoleh informasi tentang besaran dan distribusi massa dalam kelompok lensa. Pengamatan semacam ini secara konsisten menunjukkan bahwa gugus mengandung massa besar materi gelap yang beberapa kali massa materi biasa yang dikandungnya.

3.5. Grup lokal. Galaksi kita, bersama dengan Nebula Andromeda dan beberapa lusin galaksi (kecil) lainnya, membentuk sistem yang disebut Grup Lokal. Dua galaksi utama dari grup tersebut saling mendekat, dan jarak antara mereka dan kecepatan relatif pendekatan dapat memiliki nilai yang dapat diamati hanya jika volume grup mengandung materi gelap, yang massanya signifikan (sekitar 5- 10 kali) lebih besar dari massa total bintang dari semua galaksinya.

3.6. Satelit Galaksi. Galaksi kita dikelilingi oleh segerombolan galaksi kerdil yang merupakan satelitnya. Kinematika yang diamati dari satelit-satelit ini memungkinkan untuk memperkirakan massa total yang menjaga galaksi kerdil di orbitnya. Massa ini jauh (sekitar 5-10 kali) lebih besar dari massa total bintang-bintang Galaksi dan satelit-satelitnya. Massa tambahan yang tidak terlihat - materi gelap Galaxy - membentuk lingkaran cahaya tak terlihat yang diperpanjang (telah disebutkan di atas), di mana galaksi satelit bergerak. Jari-jari lingkaran cahaya adalah 5-10 kali lebih besar dari jari-jari piringan bintang Galaksi.

3.7. Nebula Andromeda. Efek yang sama juga diamati dalam kinematika galaksi satelit kerdil di Nebula Andromeda. Ini berarti bahwa materi gelap Grup Lokal terkonsentrasi terutama di lingkaran cahaya gelap individu dari dua galaksi raksasanya. Seperti fakta yang telah disebutkan, keadaan ini membuktikan bahwa materi gelap adalah media yang mampu berkerumun di bawah pengaruh gravitasi, berbeda dengan energi gelap, yang kemungkinan besar terdistribusi secara merata di ruang angkasa (lihat di bawah).

3.8. Sistem tiga galaksi. Kinematika yang diamati dari lusinan sistem rangkap tiga yang dibentuk oleh galaksi besar seperti Galaksi kita menunjukkan bahwa sistem ini mengandung materi gelap, yang sebagian besar terkandung dalam galaksi halo individu. Dan dalam hal ini, massa materi gelap juga terasa (3-10 kali) lebih besar dari total massa materi bercahaya galaksi itu sendiri.

3.9 Rotasi galaksi spiral. Ketergantungan kecepatan rotasi galaksi spiral pada jarak ke pusat galaksi (kurva rotasi) dikenal sekarang untuk banyak lusinan galaksi yang terisolasi. Itu dapat dilacak baik di dalam sistem bintang itu sendiri maupun di luarnya (menurut pergerakan awan hidrogen netral) hingga jarak yang melebihi 3-10 kali radius sistem bintang. Di wilayah di luar piringan galaksi yang terlihat - di mana materi gelap dari halo galaksi mendominasi - kurva rotasi biasanya menjadi datar, sehingga kecepatan rotasi praktis tidak bergantung pada jarak. Dalam semua kasus, arah ketergantungan "datar" ini jelas menunjukkan adanya materi gelap baik di dalam sistem bintang maupun di luarnya, dan massa materi gelap di halo galaksi adalah 3–10 kali massa bintang. sistem.

Perhatikan bahwa di masa lalu, upaya dilakukan untuk menjelaskan gerakan cepat galaksi dalam kelompok dan kurva rotasi "datar" galaksi tanpa melibatkan materi gelap - dengan memodifikasi hukum gravitasi Newton pada jarak yang jauh. Namun, ide ini harus ditinggalkan, karena dalam kasus ini, untuk setiap cluster individu dan setiap galaksi individu, perlu untuk memperkenalkan modifikasi gravitasi khusus sendiri.

3.10. proses kosmologis. Materi gelap telah memainkan peran kunci dalam pembentukan galaksi dan sistemnya. Ini jelas ditunjukkan oleh studi teoretis dan simulasi komputer terperinci tentang kemunculan dan evolusi struktur kosmik skala besar. Tanpa materi gelap, dunia akan benar-benar berbeda, benar-benar berbeda dari dunia nyata. Itu tidak akan, misalnya, kelompok galaksi dengan gas sinar-X panas.

Hal ini sangat penting bahwa semua hasil independen yang terdaftar dalam kesepakatan kuantitatif lengkap satu sama lain. Sepertinya sepuluh garis berbeda berpotongan pada satu titik! Inilah kekuatan dasar empiris kosmologi modern.

Sekarang mari kita beralih ke energi gelap. Indikasi keberadaannya mengikuti dari data independen berikut.

3.11. Percepatan ekspansi kosmologis. Fenomena ini (sudah disebutkan di atas) pada skala kosmologis ditemukan dari data beberapa lusin supernova paling jauh. Saat ini, pengamat sudah memiliki materi sekitar dua ratus bintang ini, dan data baru sepenuhnya mengkonfirmasi hasil awal. Berdasarkan pengamatan ini, adalah mungkin untuk mengukur kepadatan energi gelap sebagai agen fisik yang menciptakan antigravitasi kosmik dan menyebabkan percepatan ekspansi. Dengan cara ini, ditemukan bahwa kerapatan energi gelap di Alam Semesta yang teramati adalah 3-4 kali lebih besar dari kerapatan rata-rata materi gelap (lihat di atas). Oleh karena itu, tidak mengherankan jika anti-gravitasi yang diciptakan oleh energi gelap lebih kuat di era gravitasi yang diciptakan oleh materi gelap saat ini (bersama dengan baryon dan radiasi).

3.12. Kepadatan kritis. Pengukuran yang tepat dari anisotropi lemah dari CMB dan studi rinci tentang struktur tambal sulam memungkinkan untuk menetapkan bahwa ruang tiga dimensi Big Bang benar-benar datar atau praktis datar (lihat di atas). Satu kesimpulan penting mengikuti dari keadaan ini. Menurut teori Friedmann, geometri ruang secara unik terkait dengan rasio antara kerapatan total dunia dan apa yang disebut kerapatan kritis, yang ditentukan oleh laju ekspansi dunia dan dinyatakan melalui konstanta Hubble ( faktor proporsionalitas antara kecepatan dan jarak dalam hukum Hubble - lihat di atas). Dalam hal ini, dalam kasus ruang datar, densitas dunia sama dengan densitas kritis. Tetapi jika demikian, maka nilai konstanta Hubble yang terukur dapat digunakan untuk memperkirakan kepadatan total dunia modern, yaitu kepadatan kosmik total semua jenis energi di Semesta. Rata-rata, pada volume besar alam semesta, itu kira-kira satu erg per seratus meter kubik. Nilai ini dapat dibayangkan lebih jelas jika, misalnya, energi diukur dalam satuan energi sisa proton; maka densitas yang ditunjukkan setara dengan keberadaan lima proton di setiap meter kubik ruang.

Karena kerapatan materi gelap, baryon, dan radiasi diketahui dari data independen lainnya, maka kerapatan energi gelap dapat diperkirakan sebagai perbedaan antara kerapatan total dan kerapatan total jenis energi kosmik lainnya. Tentu saja, ini adalah metode estimasi tidak langsung. Tetapi hasilnya penting sebagai cara untuk menguji perkiraan langsung yang dibuat dari pengamatan supernova. Ternyata kedua perkiraan kepadatan energi gelap praktis bertepatan.

3.13. Usia dunia. Jauh sebelum penemuan energi gelap, para kosmolog mengkhawatirkan satu masalah yang sulit: dalam model kosmologis, yang terjadi pada 1960-an hingga 1980-an. dianggap standar, waktu yang berlalu dari awal ekspansi kosmologis ternyata sangat kecil - kurang dari usia bintang tertua di Galaxy. Tentu saja, ini tidak boleh, dan bahkan kemudian I.S. Shklovsky, N.S. Kardashev, Ya.B. Zeldovich menyarankan bahwa tolakan universal yang dijelaskan oleh konstanta kosmologis Einstein dapat membantu kasus ini: dalam model dengan konstanta kosmologis yang tidak nol, usia dunia ternyata besar dan cukup dapat diterima (lihat, misalnya, ). Jadi dengan sendirinya, usia benda tertua di dunia merupakan indikasi langsung keberadaan antigravitasi dan energi gelap.

3.14. Aliran Hubble lokal. Pengamatan pergerakan galaksi hingga jarak 5–7 Mpc telah menunjukkan bahwa pada skala yang relatif kecil ini terjadi resesi galaksi yang teratur menurut hukum Hubble, dan konstanta Hubble mendekati nilai 60–75 km/ s/Mpc, yang diketahui dari pengamatan pada skala yang jauh lebih besar. Aliran ekspansi Hubble lokal ini dapat eksis dan memiliki karakteristik fisik yang dapat diamati (konstanta Hubble dan dispersi kecepatan) hanya jika dinamikanya ditentukan oleh gravitasi Grup Lokal dan antigravitasi energi gelap yang terdistribusi secara merata di seluruh ruang. Oleh karena itu, menjadi mungkin untuk memperkirakan kepadatan energi gelap di lingkungan galaksi terdekat kita: kepadatan "lokal" ini, ternyata, mendekati kepadatan "global" (dikenal dari pengamatan supernova dan radiasi latar gelombang mikro kosmik), dan mungkin persis bertepatan dengan itu. Dalam hal ini, antigravitasi ternyata lebih kuat daripada gravitasi yang sudah pada jarak lebih dari sekitar 1-1,5 Mpc dari kita. Kelompok galaksi lokal memiliki radius tidak melebihi 1 Mpc, dan oleh karena itu gravitasi berlaku di dalamnya, yang membuat kelompok tersebut terikat secara gravitasi. Dan resesi galaksi dimulai hanya pada jarak sedikit melebihi 1 Mpc, sehingga dikendalikan terutama oleh antigravitasi energi gelap.

3.15. Pembentukan struktur skala besar. Simulasi komputer yang disebutkan di atas tentang proses pembentukan struktur kosmik skala besar memberikan hasil terbaik jika memperhitungkan tidak hanya materi gelap, tetapi juga energi gelap, dan kepadatan yang diasumsikan dari energi gelap homogen seharusnya hanya diamati. nilai. Selain itu, struktur nyata - galaksi, kelompok dan gugusnya harus memiliki dimensi yang dalam setiap kasus tidak melebihi nilai batas yang ditentukan oleh massa objek dan kepadatan energi gelap: hanya dengan demikian mereka dapat secara umum ada sebagai sistem yang terikat secara gravitasi. Dan kesimpulan ini juga dikonfirmasi oleh data observasional.

Seperti yang dapat kita lihat, dalam kasus energi gelap, ada "persimpangan" pada satu titik dari setidaknya lima garis argumentasi yang berbeda dan independen.

Kami tekankan sekali lagi: penciptaan fondasi pengamatan kosmologi modern menjadi mungkin berkat penggunaan teknologi astronomi canggih, yang memungkinkan untuk melakukan pengamatan di seluruh rentang gelombang elektromagnetik - dari gelombang radio hingga radiasi gamma. Untuk keperluan kosmologi, instrumen tanah, balon, dan orbital digunakan, dilengkapi dengan detektor cahaya terbaik dan peralatan elektronik kelas satu lainnya. Studi kosmologis sedang dan sedang dilakukan pada instrumen terbesar - ini adalah teleskop BTA dengan cermin dengan diameter 6 m di SAO RAS (baru-baru ini yang terbesar di dunia), empat teleskop dengan cermin masing-masing 8 m ( VLT - Very Large Lelescopes) di European Southern Observatory, 2 teleskop KECK (10 m) di Hawaii, Teleskop Luar Angkasa Hubble, teleskop radio RATAN-600, serta laboratorium luar angkasa IRAS (inframerah), ROSAT, Chandra, Integral, XMM- Newton (sinar-X), COBE, Relic, WMAP (emisi radio gelombang mikro) . Proyek skala besar baru sedang dalam persiapan, seperti Radioastron dan Millimetron, Spektr-Ultraviolet, Spektr-X-ray-Gamma, Planck, SNAP, JEDM; dua proyek terakhir secara khusus ditujukan untuk mempelajari energi gelap dengan mendeteksi supernova pada jarak yang jauh. Kami telah menyebutkan proyek pembuatan teleskop 42 meter.

4. Masalah, ide, hipotesis. Penelitian kosmologis menggunakan semua kekayaan fisika modern, dan hukum fisika umum, yang ditetapkan dan diverifikasi secara andal dalam eksperimen laboratorium, dapat diterapkan untuk mempelajari evolusi Alam Semesta, setidaknya mulai dari era reaksi termonuklir, dari yang pertama. detik dari keberadaan dunia. Kombinasi dari sejumlah besar pengamatan dengan teori fisika yang baik kini telah memungkinkan untuk menarik kesimpulan yang masuk akal tentang sejumlah sifat fisik utama dari alam semesta yang dapat diamati. Di atas kami berbicara tentang yang utama, dan sekarang kami beralih ke masalah, ide, dan hipotesis saat ini dalam kosmologi (pembaca dapat menemukan presentasi yang lebih rinci dalam buku kami).

4.1. alam semesta yang sangat awal. Wajar untuk bertanya: apa yang terjadi di alam semesta sebelum era reaksi termonuklir? Dengan tingkat keyakinan tertentu, dapat dikatakan bahwa ekspansi kosmologis terjadi pada masa-masa awal, ketika usia dunia kurang dari satu detik. Tapi penilaian tentang tahap awal ekspansi kosmologis menjadi kurang dapat diandalkan semakin dalam mereka berubah menjadi masa lalu. Pengamatan tidak mungkin lagi di sini; apalagi, mencoba mendekati secara mental awal dunia, ketika kita berbicara tentang kepadatan dan suhu yang sangat tinggi, kita melampaui penerapan hukum umum fisika - mereka ditetapkan untuk nilai fisik lain yang jauh lebih sederhana. parameter. Untuk mengatakan apa pun tentang masa-masa itu, perlu, karena kebutuhan, untuk menggunakan ekstrapolasi yang jauh dari hukum standar ke dalam area di mana, secara umum, tidak ada alasan obyektif untuk penerapannya. Namun demikian, teori alam semesta yang sangat awal, yang beroperasi dengan kepadatan kolosal, interval waktu dan interval spasial yang sangat kecil, telah menyebar luas dalam 20-25 tahun terakhir - jauh melampaui penerapan fisika standar.

Seperti misalnya teori inflasi yang banyak pendukungnya. Ini didasarkan pada hipotesis yang berani tentang penyebab ekspansi kosmologis, yang dikemukakan empat puluh tahun yang lalu oleh E.B. Gliner, yang saat itu bekerja di Fiztekh St. Petersburg (Leningrad). Menurut idenya, percepatan awal materi diciptakan oleh antigravitasi dari ruang hampa kosmik primer. Pada saat yang sama, diasumsikan bahwa substansi kosmik itu sendiri dapat lahir dari kekosongan primer hipotetis. Berbagai upaya untuk mengembangkan ide ini telah menghasilkan ratusan model teoretis yang berbeda, seringkali cukup cerdik.

Hasil yang paling menarik di bidang ini adalah teori asal mula konsentrasi dan penguraian dalam materi kosmik, penyimpangan dari keseragaman yang memunculkan galaksi dan gugusnya dan meninggalkan jejak di latar belakang peninggalan (lihat di atas). Teori ini dibangun oleh V.A. Mukhanov, G.V. Chibisov (FIAN), A.A. Starobinsky (ITP RAS). Mereka menunjukkan bahwa ketidakhomogenan semacam itu dapat muncul karena fluktuasi kuantum dari vakum primer. Di jalur ini, sejauh ini tidak mungkin untuk menemukan amplitudo ketidakhomogenan, tetapi spektrumnya (yaitu, ketergantungan amplitudo pada skala gangguan) ternyata benar - ini sesuai dengan pengamatan latar belakang. .

4.2. bariogenesis. Teori alam semesta awal terkait erat dengan fisika partikel elementer (topik ini dibahas secara rinci dalam sebuah buku baru). Salah satu pertanyaan kunci di persimpangan kosmologi dan mikrofisika adalah asimetri baryon Semesta. Benda-benda alam, dari planet Bumi kita (dan segala sesuatu di atasnya) hingga bintang-bintang yang paling jauh, terbuat dari partikel "biasa" - proton, neutron, dan elektron. Sedangkan menurut salah satu prinsip dasar mikrofisika, di alam terdapat simetri – persamaan – antara partikel dan antipartikel. Di mana antipartikel itu - antiproton, antineutron, positron - yang, karena simetri ini, harus ada di dunia dalam jumlah yang sama dengan partikel biasa? Fisikawan tahu antipartikel dengan baik: mereka diproduksi di akselerator dan diamati dalam sinar kosmik. Tetapi jumlah mereka dapat diabaikan dibandingkan dengan jumlah partikel. Apa alasan distorsi di alam ini?

Sebuah jawaban yang mungkin untuk pertanyaan ini diusulkan oleh A.D. Sakharov dan V.A. Kuzmin pada 1960-an-1970-an. Idenya adalah bahwa simetri antara partikel dan antipartikel tidak terlalu ketat, tetapi sedikit rusak. Telah ditunjukkan bahwa bahkan asimetri yang sangat lemah semacam ini bisa cukup untuk menimbulkan asimetri kuat yang ada saat ini di bawah kondisi fisik ekstrem yang ada di alam semesta awal. Proses terjadinya ini disebut baryogenesis kosmologis.

Salah satu prediksi teori ini adalah ketidakstabilan proton, yaitu kemungkinan peluruhan spontannya menjadi partikel lain. Verifikasi prediksi ini dalam eksperimen fisik saat ini sedang dilakukan di sejumlah laboratorium besar di dunia. Hasilnya sejauh ini adalah: peluruhan proton belum terdeteksi. Dan jika mungkin, maka dengan karakteristik waktu tidak kurang dari 10 pangkat 32 tahun, yang jauh lebih besar dari usia Alam Semesta. Pertanyaannya dengan demikian tetap terbuka. Bagaimanapun, masa hidup proton yang sangat panjang adalah kesuksesan besar bagi diri kita sendiri, terdiri dari proton, elektron, dan neutron ...

4.3. partikel gelap. Seperempat abad yang lalu Ya.B. Zel'dovich secara aktif mengembangkan gagasan bahwa materi gelap dapat terdiri dari neutrino. Neutrino kosmologis (dan antineutrino) pasti ada di alam semesta; mereka - seperti radiasi latar belakang - adalah sisa, peninggalan keadaan panas alam semesta. Mereka menjadi tidak seimbang dengan materi ketika usia dunia kurang dari satu detik, dan sejak itu mereka hadir di Semesta, berinteraksi dengan jenis energi lain hampir secara eksklusif secara gravitasi. Seharusnya ada sekitar 300 dari mereka, rata-rata, di setiap sentimeter kubik ruang. Pada awal 1980-an tampaknya eksperimen fisika laboratorium memungkinkan partikel-partikel ini memiliki massa yang cocok untuk neutrino peninggalan untuk memainkan peran materi gelap. Sekarang, bagaimanapun, telah menjadi jelas bahwa massa neutrino harus jauh lebih kecil, sehingga paling-paling, sekitar 10% materi gelap dapat dikaitkan dengan mereka, tidak lebih. Lalu apa pembawa utama materi gelap?

Salah satu hipotesis modern, yang tumbuh dari ide Zel'dovich, adalah bahwa materi gelap sebagian besar terdiri, meskipun bukan dari neutrino, tetapi partikel yang dalam beberapa hal sangat mirip dengan neutrino: mereka stabil, tidak memiliki muatan listrik, dan berpartisipasi hanya dalam interaksi gravitasi dan elektrolemah. Namun, partikel seperti itu sangat berbeda dari neutrino dalam massa: mereka pasti sangat berat - sekitar seribu kali lebih berat daripada proton, jadi energi sisa partikel tersebut adalah sekitar 1 erg. Partikel tersebut belum diketahui baik secara teori maupun dalam eksperimen fisik. Jika mereka benar-benar ada, maka, seperti yang ditunjukkan oleh teori, mereka bisa saja hadir di Semesta dalam jumlah yang tepat. Dengan cara ini, kosmologi sampai pada prediksi teoretis yang menarik: di alam harus ada partikel elementer yang berinteraksi lemah dan stabil masif, yang menyumbang sekitar 20% dari total massa dan energi Semesta, yang 4-5 kali lebih besar daripada kontribusinya. baryon (proton dan neutron).

Pencarian langsung untuk partikel tersebut saat ini sedang dilakukan di sejumlah laboratorium besar di seluruh dunia. Ada juga kemungkinan bahwa partikel gelap juga dapat memanifestasikan dirinya dalam eksperimen di akselerator paling kuat, Large Hadron Collider (LHC), di Pusat Penelitian Nuklir Eropa (Swiss), yang akan segera dioperasikan. Di atasnya, partikel akan dipercepat ke energi yang secara signifikan melebihi energi sisa partikel gelap. Dan jika alam cenderung memberi partikel gelap lebih banyak (4–5 kali) energi daripada baryon, lalu mengapa partikel seperti itu tidak diproduksi secara massal di LHC?

4.4. Konstanta kosmologis. Saat ini, beberapa versi berbeda dari interpretasi teoritis energi gelap sedang dibahas. Yang paling sederhana (tetapi juga sangat jauh jangkauannya) berasal dari asumsi bahwa energi gelap hanya diberikan oleh satu dan, terlebih lagi, karakteristik fisik konstan dalam waktu, yang disebut konstanta kosmologis Einstein. Kuantitas ini diperkenalkan ke dalam teori relativitas umum oleh Einstein pada tahun 1917 dalam karya kosmologisnya, yang telah kami sebutkan di atas. Sebuah konstanta fisika baru diperlukan untuk memastikan bahwa keadaan dunia secara keseluruhan tetap tidak berubah dalam waktu, suatu kondisi yang tampaknya wajib bagi Einstein pada waktu itu. Konstanta kosmologis, dilambangkan dengan huruf Yunani L, berfungsi untuk menggambarkan tolakan universal, yang mampu menyeimbangkan gravitasi universal. Setelah karya Friedman dan penemuan Slifer dan Hubble, gagasan tentang alam semesta yang statis dan tak lekang oleh waktu ditinggalkan. Tapi kemudian, seperti yang dikatakan Einstein, orang juga bisa melupakan konstanta kosmologis - setidaknya sampai dasar empiris objektif muncul untuk mendukungnya. Fondasi ini muncul dengan ditemukannya percepatan kosmologis pada tahun 1998-1999. Model kosmologis dengan nilai positif L menggambarkan fenomena percepatan kosmologis yang diamati dengan sangat baik dan sangat sesuai dengan seluruh kompleks data observasi modern. Ini adalah model kosmologis standar saat ini.

4.5. Energi gelap seperti ruang hampa. Menurut E.B. Gleaner, yang diungkapkan pada tahun 1965, konstanta kosmologis dapat dianggap sebagai karakteristik fisik dari jenis media kontinu khusus yang secara ideal dan seragam mengisi seluruh ruang Semesta. Kepadatan media ini tidak hanya homogen, tetapi tidak bergantung pada waktu, karena hanya sama (sampai koefisien konstan) dengan nilai L. Media semacam itu memiliki sifat-sifat ini di semua kerangka acuan. Jika kita berasumsi bahwa energi gelap memang dijelaskan oleh konstanta kosmologis, maka itu harus dianggap secara makroskopis sebagai media dengan kerapatan konstan di mana-mana dan selalu. Sifat fenomenologis khusus energi gelap mengikuti dari representasi ini. Jadi, ternyata energi gelap memiliki tekanan, dan bertanda negatif, dan dalam nilai absolut sama dengan rapat energi (ingat bahwa rapat energi dan tekanan memiliki dimensi yang sama).

Tekanan negatif sebenarnya terdapat di alam dan teknologi; tetapi tidak ada media lain di dunia yang memiliki hubungan seperti itu antara tekanan dan kepadatan. Sebagai berikut dari teori, energi gelap dengan kepadatan dan tekanan seperti itu tidak dapat - tidak seperti media lainnya - berfungsi sebagai kerangka acuan, karena gerak dan istirahat relatif tidak dapat dibedakan. Kekosongan mutlak memiliki sifat yang sama - ruang yang sepenuhnya bebas dari segala bentuk energi. Gerakan dan istirahat yang tidak dapat dibedakan seperti itu adalah sifat mekanik utama dari vakum. Karena dirasuki oleh energi gelap, yang dijelaskan oleh konstanta kosmologis, itu berarti bahwa medium ini juga vakum. Kami akan menyebut vakum khusus ini sebagai vakum Einstein-Gliner (EG-vakum) untuk membedakannya dari vakum yang sifatnya berbeda, misalnya, dalam mekanika kuantum.

Ada juga model teoritis energi gelap selain model vakum. Jika rasio tekanan terhadap kepadatan berbeda dari minus satu, maka ini bukan lagi ruang hampa. Jika rasio ini lebih besar dari minus satu, maka energi gelap semacam ini disebut quintessence. Jika rasionya kurang dari minus satu, maka dalam hal ini orang berbicara tentang energi hantu. Sifat-sifat bentuk hipotetis energi gelap ini menarik dan (terutama energi hantu) mengejutkan. Namun, pengamatan semakin kuat mendukung vakum sebagai bentuk energi gelap yang paling mungkin.

4.6. Masa lalu dan masa depan. Model Kosmologis Standar, di mana energi gelap diwakili oleh konstanta kosmologis, memberikan gambaran tentang komposisi energi Semesta (lihat di atas) di berbagai zaman di masa lalu dan masa depan. Dalam model ini, kerapatan energi gelap tetap selalu sama. Adapun materi gelap, baryon dan radiasi, kepadatannya berkurang karena ekspansi umum dunia. Melihat kembali ke masa lalu, kita dapat menemukan bahwa, misalnya, di era reaksi termonuklir primer, bagian energi gelap dalam keseimbangan energi total dunia diabaikan, dan bagian radiasi kemudian mendekati 100%. Dengan demikian, di era itu, peran antigravitasi dalam dinamika Semesta dapat diabaikan, dan ekspansinya dikendalikan hampir secara eksklusif oleh gravitasi yang diciptakan oleh radiasi. Radiasi mendominasi energi kira-kira sampai zaman rekombinasi (sampai usia dunia sekitar 330 ribu tahun), dan setelah itu kontribusi utama energi dunia dibuat oleh materi gelap dan baryon. Gravitasi mereka menjadi sama kekuatannya dengan antigravitasi sekitar 7 miliar tahun yang lalu (lihat di atas), dan sejak itu ekspansi kosmologis semakin cepat. Di masa depan Semesta, ekspansi yang dipercepat tidak akan pernah melambat, sehingga Semesta akan memiliki ekspansi yang sangat panjang, di mana energi gelap dari vakum EG akan berkuasa di dunia. Kesimpulan terakhir - ramalan untuk miliaran tahun ke depan - tentu saja merupakan ekstrapolasi, verifikasi empiris langsung yang hanya dapat dilakukan oleh pengamat masa depan yang jauh.

Meskipun kontribusi setiap energi terhadap kerapatan total dunia bervariasi karena ekspansi kosmologis, ada empat besaran konstan yang tidak bergantung waktu yang mewakili empat energi yang sesuai dalam model kosmologi standar - ini disebut integral Friedmann. Anehnya, jumlah ini ternyata dekat satu sama lain dalam urutan besarnya. Integral Friedmann memiliki dimensi panjang dan nilainya berkisar antara 0,03 hingga 3 miliar tahun cahaya. Kebetulan yang begitu dekat (dalam urutan besarnya) dari kuantitas-kuantitas ini tidak mengikuti apriori dari hukum fisika atau persamaan teori mana pun; pada prinsipnya, besaran-besaran ini dapat berbeda dalam jumlah yang tidak terbatas. Kedekatan mereka (dalam dua urutan besarnya) terungkap hanya dalam analisis empiris data observasional. Tidak mungkin fakta ini dapat dianggap sebagai kecelakaan aritmatika sederhana. Kemungkinan besar, ini harus dilihat sebagai indikasi adanya hubungan mendalam antara bentuk energi kosmik vakum dan non-vakum; koneksi ini memiliki karakter simetri internal (non-geometris) tertentu, menyatukan empat energi kosmik.

4.7. antigravitasi Einstein. Mengapa energi gelap dengan kepadatan positifnya berfungsi sebagai sumber antigravitasi? Faktanya adalah, menurut teori relativitas umum, gravitasi diciptakan tidak hanya oleh kepadatan medium, tetapi juga oleh tekanannya. Kerapatan gravitasi efektif adalah jumlah: kerapatan medium ditambah tiga kali tekanan (lihat, misalnya, ). Karena tekanan vakum EG minus kerapatan energi, kerapatan efektifnya ternyata negatif dan sama dengan minus dua kerapatan. "Minus" terakhir ini memberikan penolakan umum di Semesta.

Jika gaya tarik-menarik Newton dari benda satu sama lain diciptakan oleh massanya sendiri, maka gaya antigravitasi yang bekerja pada benda tidak diciptakan oleh benda-benda itu sendiri, tetapi oleh energi gelap, di mana semuanya - dari partikel elementer hingga cluster terbesar galaksi - tenggelam. Gaya tarik Newton berkurang dengan jarak sebagai kuadrat terbalik; dan gaya anti-gravitasi Einstein meningkat sebanding dengan jarak. Untuk memberikan gambaran tentang hubungan antara gaya-gaya ini, misalkan dua atom hidrogen netral secara elektris yang direndam dalam ruang hampa EG (tanpa adanya benda lain di sekitarnya) pada jarak sekitar setengah meter dari satu sama lain mengalami gaya antigravitasi. gaya tolak-menolak yang besarnya sama dengan gaya tarik-menarik gravitasi timbal baliknya. Pada jarak yang jauh, antigravitasi lebih kuat dari gravitasi.

4.8. vakum kuantum? Tapi apa yang bukan sifat makroskopik, tetapi mikroskopis energi gelap? Terdiri dari apa? Pada akhir 1960-an, jauh sebelum penemuan energi gelap, Ya.B. Zel'dovich membahas kemungkinan hubungan antara konstanta kosmologis dan vakum kuantum partikel elementer dan medan fisik. Kekosongan fisik ini juga bukan kekosongan mutlak, ia memiliki energinya sendiri yang tidak nol. Pembawanya adalah apa yang disebut osilasi titik nol dari medan kuantum, yang selalu ada di ruang angkasa bahkan tanpa adanya partikel di dalamnya. Jika vakum kuantum ini dianggap secara makroskopis sebagai semacam media, maka tidak hanya kerapatan energi, tetapi juga tekanan harus dikaitkan dengannya. Dalam hal ini, hubungan antara tekanan dan densitasnya harus persis sama dengan vakum EG - tidak ada pilihan lain di sini. Jadi, bukankah kedua penyedot debu ini identik?

Akan sangat bagus jika kita dapat membuktikan bahwa memang demikian: penyatuan entitas yang tampaknya berbeda adalah cara yang paling bermanfaat untuk pengembangan ilmu alam, seperti yang telah diketahui sejak zaman Maxwell, yang menyatukan listrik dan daya tarik. Namun sejauh ini, identitas ruang hampa kosmik dan kuantum belum terbukti atau terbantahkan. Sama sekali tidak jelas bagaimana hal ini dapat dilakukan dalam teori fundamental standar modern. Selain itu, belum ada saran yang dibuat tentang bagaimana ide Zel'dovich dapat diuji - dibuktikan atau disangkal - dalam eksperimen fisik atau pengamatan astronomi.

4.9. Skala elektrolemah? Tapi mungkin pertanyaannya harus diajukan secara berbeda? Beberapa pertimbangan awal pada skor ini sekarang sedang dibahas secara aktif dalam fisika teoretis. Misalnya, N. Arkani-Hamed dan rekan-rekannya menyarankan bahwa kerapatan energi gelap dapat dinyatakan (dan, terlebih lagi, dengan cara yang sangat sederhana) melalui nilai karakteristik energi interaksi elektrolemah. Yang terakhir ini mendekati 1 erg, dan skala energi ini sering diberikan peran sentral dalam seluruh fisika partikel dan medan. Tapi ingat bahwa energi/massa seperti itu dikaitkan dengan partikel hipotetis materi gelap. Jika demikian, maka seluruh "sektor gelap" kosmologi dapat didefinisikan oleh skala energi tunggal... Namun, harus dikatakan bahwa solusi sebenarnya dari masalah tersebut masih sangat jauh. Struktur mikroskopis energi gelap tetap menjadi misteri yang sulit dipecahkan. Sekarang semakin jelas diakui sebagai salah satu masalah paling akut dari semua ilmu dasar. Fisika energi gelap menyentuh, mungkin, fenomena, proses, dan koneksi terdalam di alam.

4.10. Prinsip antropik. Menurut S. Weinberg, masalah energi gelap tidak terlalu terletak pada keberadaan bentuk energi ini (vakum, seperti yang dia yakini, pasti ada di dunia), tetapi pada nilai kepadatannya yang spesifik. Jika ini memang konstanta kosmologis, lalu mengapa ia memiliki nilai numerik yang persis seperti yang diberikan oleh pengamatan astronomi? Dia menemukan pertanyaan ini luar biasa sulit, dan menyarankan bahwa dalam mencari jawaban untuk itu, seseorang mungkin mungkin beralih ke tren pemikiran populer dalam beberapa tahun terakhir, yang dikenal sebagai "prinsip antropik," untuk petunjuk. (Kata sifat "antropis" tidak ada dalam bahasa kita sampai sekarang; ada kata "antropologis" dengan akar bahasa Yunani yang sama, tetapi alih-alih, dalam hal ini, kata yang lebih pendek digunakan, mirip dengan bahasa Inggris "antropis" ; dan "manusia" atau "manusia ' jelas tidak pantas di sini.)

Apa yang dikatakan prinsip antropik? Salah satu formulasi pertama (bukan tanpa ironi) diberikan kembali pada tahun 1960-an, ketika nama prinsip antropik belum ada, kosmolog Moskow yang terkenal dari SAI A.L. Zelmanov: alam semesta yang dapat diamati adalah sebagaimana adanya, karena alam semesta lain berkembang tanpa pengamat. Sikap ironis, jika tidak lebih kuat, terhadap prinsip antropik menemaninya sejak awal. Tetapi bahkan kritikus siap untuk setuju bahwa ada ide yang menarik dalam prinsip antropik. Argumen fisik dan astronomi yang kuat dalam kerangka pendekatan ini diusulkan pada tahun yang berbeda oleh B. Carter, I.L. Rosenthal, R. Dicke, J. Barrow, fisikawan dan kosmolog lainnya. Pendukung prinsip antropik membayar, pertama-tama, perhatian pada fakta bahwa Alam Semesta kita beradaptasi dengan baik untuk kehidupan. Memang, itu tidak terlalu kecil dan tidak terlalu besar untuk ukuran seseorang. Tidak diragukan lagi pada usia dewasa: di dalamnya, banyak bintang telah berhasil berevolusi dan menghasilkan cukup karbon, yang merupakan dasar atom kehidupan. Tetapi ia masih dalam masa mekarnya, ia ringan dan hangat, yang tidak akan terjadi dalam, katakanlah, 30-50 miliar tahun, ketika semua bintang yang ada akan padam, dan bahan untuk pembentukan tokoh-tokoh baru akan habis. Alam Semesta telah melalui sejumlah tahap evolusi yang berbeda, mulai dari keadaan plasma yang sangat panas. Selama evolusi ini, materi mendingin dan penyimpangan yang lemah dari homogenitas tumbuh dan berkembang di dalamnya, yang, pada usia dunia 1-3 miliar tahun, berubah menjadi benda dan sistem kosmik yang dapat diamati. Pada gilirannya, ini memunculkan jenis evolusi lain, yang akhirnya memunculkan kehidupan organik, dan kemudian pikiran, yang mampu mempelajari, antara lain, prasejarah kosmiknya.

Kepentingan khusus melekat pada fakta yang tidak diragukan bahwa himpunan konstanta fisik di dunia kita, serta hukum-hukum dasar alam yang mengaturnya, pasti menguntungkan bagi kemunculan dan perkembangan kehidupan.

Para ahli membedakan antara prinsip antropik yang lemah dan prinsip antropik yang kuat. Prinsip lemah menyatakan bahwa jika ada banyak alam semesta yang beragam di dunia, kita berada di tempat yang memungkinkan kehidupan kita. Prinsip yang kuat terdengar lebih keras: alam semesta kita harus diciptakan sedemikian rupa sehingga telah disediakan untuk kemungkinan keberadaan alami kita sejak awal. Dalam kasus kedua, diasumsikan bahwa mungkin tidak ada alam semesta lain di dunia, tetapi kemudian Alam Semesta kita, yang nyaman untuk keberadaan kehidupan, dapat "diciptakan", mungkin bukan pada percobaan pertama.

Weinberg lebih suka gagasan bahwa ada banyak alam semesta (prinsip antropik lemah), bahwa mereka terus-menerus lahir dan mati, dan totalitasnya membentuk Multiverse, di mana segala sesuatu selalu berubah, tetapi secara keseluruhan berada dalam keadaan kuasi-stasioner abadi. . Multiplisitas alam semesta adalah salah satu ide paling menarik beberapa tahun terakhir, lahir di ambang fisika dan fiksi ilmiah. Memang, jika ada banyak atau bahkan tak terhingga banyaknya alam semesta, mengapa tidak termasuk di antara mereka yang mirip dengan kita. Dalam semangat ini, pertanyaan tentang sifat konstanta fisik di dunia kita juga dibahas: himpunan konstanta “kita”, termasuk di sini konstanta kosmologis, hanyalah masalah kebetulan, ia muncul sebagai satu kombinasi bahagia dari sekumpulan besar semua kemungkinan himpunan variabel acak.

Tetapi seperti biasa dalam fisika, cepat atau lambat muncul pertanyaan kritis: apa yang perlu diamati atau diukur di laboratorium untuk menguji prinsip antropik dalam salah satu variannya? Tidak ada jawaban dan, sejujurnya, itu tidak diharapkan. Atas dasar ini, banyak yang percaya bahwa rentang ide ini berada di luar lingkup fisika sebagai ilmu eksperimental. Weinberg setuju: akan baik untuk selalu berpegang pada batasan ini; tetapi fisika standar yang sekarang kita ketahui sepertinya tidak akan pernah mampu mengatasi masalah energi gelap ...

Mari kita rangkum. Selama 90 tahun keberadaannya, dihitung dari pengamatan pertama Slifer dan karya teoretis Einstein, kosmologi telah berubah dari bidang abstrak dan hampir fantastis, seperti yang terlihat, studi di pinggiran jauh sains saat itu menjadi salah satu bidang pusat ilmu alam di abad ke-21. Ini memiliki dasar pengamatan yang kuat, yang terdiri dari fakta-fakta dasar tentang alam semesta. Ia membangun dan mengembangkan teori yang terkait erat dengan semua fisika modern, termasuk teori relativitas umum, fisika nuklir, dan fisika partikel elementer. Kosmologi memunculkan pertanyaan penting baru, mengedepankan ide dan hipotesis yang bermakna, membuat prediksi berani yang berada di garis depan sains. Ini memberikan gambaran yang luas, kaya dan koheren tentang dunia, yang sekarang menjadi bagian integral dari budaya umum umat manusia. Dan selalu ada masalah yang terbuka dan belum terselesaikan dalam kehidupan, sains yang kompleks, dan harus ada - ini adalah sumber dan cadangan untuk pengembangan lebih lanjut.

1. Novikov I.D., Sharov A.S. Orang yang menemukan ledakan alam semesta. Moskow: Nauka, 1989.

2. Weinberg S. Tiga menit pertama. Moskow: Atomizdat, 1982.

3. Sazhin M.V. Kosmologi modern dalam presentasi populer. M.: URSS, 2002.

4. Cherepashchuk A.M., Chernin A.D. Alam semesta, kehidupan, lubang hitam. Fryazino: Vek-2, 2003.

5. Cherepashchuk A.M., Chernin A.D. cakrawala alam semesta. Novosibirsk: Rumah penerbitan SO RAN, 2005.

6. Chernin AD Energi gelap dan antigravitasi global // Uspekhi nat. Ilmu. 2008. V. 178, No. 3.

7. Tropp E.A., Frenkel V.Ya., Chernin A.D. Alexander Aleksandrovich Friedman. Pekerjaan dan kehidupan. Moskow: Nauka, 1988.

8. Gorbunov V.S., Rubakov V.A. Pengantar teori alam semesta awal. Teori Big Bang Panas. M.: Rumah Penerbitan Institut Riset Nuklir RAN, 2007.

9. Zeldovich Ya.B. // Keberhasilan fisik. Ilmu. 1968. Vol.209, No.95.

10. Weinberg S. Hidup di multiverse. dalam "Alam Semesta atau Multisemesta?" /Ed. B. Carr., Cambridge: Cambridge Univ. Pers, 2007. Hal. 14.

11. Rosenthal I.L. Partikel dasar dan struktur alam semesta. Moskow: Nedra, 1984.

12.Arkani-HamedN. dkk. // Fisik. Putaran. Lett. 2000. T.4434, No.85.

Konsep utama yang termasuk dalam sistem pengujian pelatihan:

Alam Semesta (Universum ) ;metagalaxy; kosmologi; subjek kosmologi; protosubstansi; Dentuman Besar; kesimpulan Friedman; model Alam Semesta yang berdenyut; teori alam semesta panas; radiasi peninggalan; konstanta universal; struktur alam semesta; prinsip kosmologis antropik(AKP) ; hipotesis Troitsky V.S.; hipotesis Shvartsman V.F.; model kosmologis Alam Semesta; "keheningan kosmos".

Alam Semesta (Universum) - ini adalah seluruh dunia material yang ada, tak terbatas dalam ruang dan waktu dan tak terhingga beragamnya dalam bentuk yang diambil materi dalam proses perkembangannya. Bagian alam semesta yang dicakup oleh pengamatan astronomi disebut Metagalaxy, atau alam semesta kita. Dimensi Metagalaxy sangat besar: jari-jari cakrawala kosmologis ~ 20 miliar tahun cahaya. Satu tahun cahaya adalah jarak yang ditempuh seberkas cahaya dengan kecepatan 300.000 km / s dalam satu tahun, mis. adalah 10 triliun km.

Struktur dan evolusi alam semesta dipelajari oleh kosmologi. Kosmologi - salah satu cabang ilmu alam, yang pada hakikatnya selalu berada pada persimpangan ilmu. Kosmologi adalah ilmu interdisipliner, ia menggunakan pencapaian dan metode fisika, matematika, filsafat. Subjek kosmologi- seluruh mega-dunia di sekitar kita, seluruh "Alam Semesta besar", tugasnya adalah untuk menggambarkan sifat, struktur, dan evolusi Semesta yang paling umum. Jelaslah bahwa kesimpulan-kesimpulan kosmologi memiliki makna ideologis yang besar.

Astronomi modern tidak hanya menemukan dunia galaksi yang megah, tetapi juga menemukan fenomena unik: perluasan Metagalaxy, kelimpahan unsur-unsur kimia kosmik, radiasi latar gelombang mikro kosmik, yang menunjukkan bahwa Semesta terus berevolusi.

Evolusi struktur Alam Semesta dikaitkan dengan munculnya gugusan galaksi, pemisahan dan pembentukan bintang dan galaksi, pembentukan planet dan satelitnya. Alam Semesta sendiri muncul sekitar 20 miliar tahun yang lalu dari beberapa protomateri padat dan panas. Hari ini, orang hanya bisa menebak seperti apa substansi nenek moyang Semesta ini, bagaimana ia terbentuk, hukum apa yang dipatuhi, dan proses seperti apa yang membuatnya berkembang. Ada sudut pandang bahwa sejak awal protoma mulai berkembang dengan kecepatan yang sangat besar. Pada tahap awal, zat padat ini tersebar, tersebar ke segala arah dan merupakan campuran homogen dari partikel tidak stabil yang terus-menerus hancur selama tumbukan. Mendingin dan berinteraksi selama jutaan tahun, semua massa materi yang tersebar di ruang angkasa ini terkonsentrasi menjadi formasi gas besar dan kecil, yang selama ratusan juta tahun, mendekat dan bergabung, berubah menjadi kompleks besar. Pada gilirannya, area yang lebih padat muncul di dalamnya - selanjutnya, bintang dan bahkan seluruh galaksi terbentuk di sana. Agaknya, sebagai akibat dari ketidakstabilan gravitasi di berbagai zona galaksi yang terbentuk, "formasi protostellar" padat dengan massa yang dekat dengan massa Matahari dapat terbentuk. Proses kompresi yang dimulai dipercepat di bawah pengaruh medan gravitasinya sendiri. Proses ini disertai dengan jatuh bebas partikel awan ke pusatnya - kompresi gravitasi terjadi. Di tengah awan, segel terbentuk, terdiri dari molekul hidrogen dan helium. Peningkatan kepadatan dan suhu di pusat menyebabkan peluruhan molekul menjadi atom, ionisasi atom, dan pembentukan inti padat protobintang.

Ada hipotesis tentang keadaan siklus alam semesta. Setelah muncul dari gumpalan materi yang sangat padat, Semesta, mungkin sudah dalam siklus pertama, melahirkan miliaran sistem bintang dan planet di dalam dirinya sendiri. Tetapi kemudian, mau tidak mau, Semesta mulai berusaha menuju keadaan dari mana sejarah siklus dimulai, pergeseran merah digantikan oleh ungu, jari-jari Semesta berangsur-angsur berkurang dan, pada akhirnya, substansi Semesta kembali ke keadaan superdense aslinya, dalam perjalanan ke sana, dengan kejam menghancurkan semua kehidupan. Dan itu diulang setiap saat, dalam setiap siklus untuk selamanya!

Pada awal 1930-an, diyakini bahwa komponen utama Semesta adalah galaksi, yang masing-masing rata-rata terdiri dari 100 miliar bintang. Matahari, bersama dengan sistem planet, memasuki Galaksi kita, sebagian besar bintang yang kita amati dalam bentuk Bima Sakti. Selain bintang dan planet, Galaxy mengandung sejumlah besar gas yang dijernihkan dan debu kosmik.

Apakah Semesta terbatas atau tidak terbatas, apa geometrinya - ini dan banyak pertanyaan lainnya terkait dengan evolusi Semesta, khususnya dengan ekspansi yang diamati. Jika, seperti yang diyakini saat ini, kecepatan "perluasan" galaksi meningkat 75 km / s untuk setiap juta parsec, maka ekstrapolasi ke masa lalu mengarah pada hasil yang mengejutkan: sekitar 10-20 miliar tahun yang lalu, seluruh Alam Semesta adalah terkonsentrasi di area yang sangat kecil. Banyak ilmuwan percaya bahwa pada saat itu kerapatan alam semesta sama dengan kerapatan inti atom. Sederhananya, alam semesta saat itu adalah satu raksasa "penurunan nuklir". Untuk beberapa alasan, "penurunan" ini menjadi tidak stabil dan meledak. Proses seperti ini disebut dentuman Besar.

Dengan perkiraan waktu pembentukan Semesta ini, diasumsikan bahwa gambaran pemuaian galaksi yang kita amati sekarang terjadi pada kecepatan yang sama dan di masa lalu yang sewenang-wenang. Dan pada asumsi inilah hipotesis Alam Semesta primer didasarkan - "penurunan nuklir" raksasa yang telah mengalami ketidakstabilan.

Saat ini, para kosmolog berasumsi bahwa Alam Semesta tidak mengembang "dari titik ke titik", tetapi seolah-olah berdenyut di antara batas akhir kepadatan. Ini berarti bahwa di masa lalu kecepatan perluasan galaksi lebih kecil daripada sekarang, dan bahkan lebih awal sistem galaksi dikompresi, yaitu, galaksi-galaksi saling mendekat dengan kecepatan yang lebih besar, semakin besar jarak di antara mereka. Kosmologi modern memiliki sejumlah argumen yang mendukung gambar dari "alam semesta berdenyut". Argumen seperti itu, bagaimanapun, adalah murni matematis; yang paling penting adalah kebutuhan untuk memperhitungkan ketidakhomogenan Semesta yang sebenarnya ada. Kita sekarang tidak dapat memutuskan yang mana dari dua hipotesis - "penurunan nuklir" atau "semesta berdenyut" - yang benar. Lebih banyak pekerjaan akan diperlukan untuk memecahkan salah satu masalah kosmologi yang paling penting ini.

Gagasan tentang evolusi alam semesta saat ini tampaknya cukup alami. Tidak selalu seperti itu. Seperti ide ilmiah besar lainnya, ia telah menempuh perjalanan panjang dalam perkembangan, perjuangan, dan pembentukannya. Mari kita perhatikan tahap-tahap perkembangan ilmu alam semesta pada abad ke-20.

Kosmologi modern muncul pada awal abad ke-20. setelah penciptaan teori gravitasi relativistik. Model relativistik pertama berdasarkan teori gravitasi baru dan mengklaim untuk menggambarkan seluruh alam semesta dibangun A. Einstein pada tahun 1917 d. Namun, dia menggambarkan alam semesta yang statis dan, seperti yang ditunjukkan oleh pengamatan astrofisika, ternyata tidak benar.

Pada tahun 1922-1924 Matematikawan Soviet A.A. Friedman mengusulkan persamaan umum untuk menggambarkan seluruh alam semesta, yang berubah seiring waktu. Sistem bintang tidak bisa rata-rata pada jarak konstan satu sama lain. Mereka harus menjauh atau mendekat. Hasil seperti itu merupakan konsekuensi tak terelakkan dari kehadiran gaya gravitasi, yang mendominasi skala kosmik. Kesimpulan Friedman berarti bahwa Alam Semesta harus mengembang atau menyusut (model Alam Semesta yang berdenyut). Hal ini menyebabkan revisi ide-ide umum tentang alam semesta. Pada tahun 1929 astronom Amerika E. Hubble(1889-1953) melalui pengamatan astrofisika menemukan perluasan alam semesta, mengkonfirmasi kebenaran kesimpulan Friedman.

Sejak akhir 1940-an, fisika proses pada berbagai tahap ekspansi kosmologis telah menarik perhatian yang meningkat dalam kosmologi. Di tingkat lanjut saat ini G.A. Teori Gamow tentang alam semesta yang panas menganggap reaksi nuklir yang terjadi pada awal pengembangan alam semesta dalam materi yang sangat padat. Diasumsikan bahwa suhu materi tinggi dan turun dengan perluasan Semesta. Teori tersebut meramalkan bahwa zat dari mana bintang dan galaksi pertama terbentuk harus terdiri dari hidrogen (75%) dan helium (25%), campuran unsur kimia lainnya dapat diabaikan. Kesimpulan lain dari teori ini adalah bahwa Alam Semesta saat ini pasti memiliki radiasi elektromagnetik lemah yang tersisa dari era materi dengan kepadatan tinggi dan suhu tinggi. Radiasi seperti itu selama perluasan alam semesta disebut radiasi latar belakang. Pada saat itu, kemungkinan pengamatan baru yang fundamental muncul dalam kosmologi: astronomi radio muncul, dan kemungkinan astronomi optik meluas. Pada tahun 1965, radiasi peninggalan diamati secara eksperimental. Penemuan ini mengkonfirmasi validitas teori alam semesta panas.

Tahap perkembangan kosmologi saat ini ditandai dengan studi intensif tentang masalah awal ekspansi kosmologis, ketika kepadatan materi dan energi partikel sangat besar. Gagasan pemandu adalah penemuan baru dalam fisika tentang interaksi partikel elementer pada energi yang sangat tinggi. Pada saat yang sama, evolusi global Semesta dipertimbangkan. Saat ini, evolusi Semesta secara komprehensif didukung oleh banyak pengamatan astrofisika, yang memiliki dasar teoretis yang kuat untuk semua fisika.

Bahkan gambaran skematis dan umum tentang gagasan munculnya segala sesuatu (Alam Semesta) dari ketiadaan, atau dari ruang hampa, menyebabkan banyak kejutan dalam diri seseorang. Tapi ini bukan akhir dari masalah. Ketika para ilmuwan merambah ke detail proses ini, semakin banyak hal menakjubkan terbuka di hadapan mereka. Yang pertama terhubung dengan apa yang disebut konstanta fundamental, yang sering disebut konstanta dunia. Merupakan kebiasaan untuk membedakan konstanta sederhana dari konstanta universal fundamental. Misalnya, Bumi memiliki massa yang konstan, tetapi ada planet lain yang massanya sangat berbeda dari Bumi. Ini berarti bahwa massa planet bukanlah konstanta universal. Sementara massa elektron atau massa proton sama di mana-mana di alam semesta, ini adalah - konstanta universal. Jumlah total konstanta universal fundamental kecil (muatan proton, konstanta Planck, kecepatan cahaya, konstanta gravitasi Newton, dll.). Tetapi ternyata beberapa parameter ini diperlukan untuk deskripsi alam yang cukup lengkap. Selain itu, mereka hampir secara jelas menentukan struktur dan sifat benda-benda fisik Semesta. Dan karena konstanta ini muncul pada tahap awal Semesta, ketika objek bahkan tidak ada, maka kita jelas memiliki hak untuk menyatakan bahwa konstanta universal telah menentukan struktur Alam Semesta kita. Pertanyaan ini menjadi lebih akut jika kita memperhitungkan bahwa konstanta dunia tidak terisolasi, tetapi sangat selaras satu sama lain dan memberikan pengaruhnya pada struktur dan sifat Semesta dalam kombinasi yang berbeda dan semuanya bersama-sama sebagai ansambel yang terkoordinasi. Mungkinkah kebetulan seperti itu terjadi secara kebetulan?

Kosmologi modern mengungkapkan konjugasi, "saling ketergantungan" Semesta dan manusia, dan memperbaiki keadaan ini dalam konten prinsip kosmologis antropik(AKP), yang menurutnya Semesta harus sedemikian rupa sehingga pada tahap evolusi tertentu memungkinkan keberadaan makhluk yang berpikir cerdas - seorang pengamat (B. Carter, R. Dirac). Meskipun ada penolakan luas terhadap prinsip antropik sebagai ide yang tidak ilmiah, tetapi tanpa pembenaran fisik dan logis yang ketat.

Mempelajari hubungan antara parameter megaskopik Alam Semesta dan kondisi munculnya kecerdasan di dalamnya, para ilmuwan menyimpulkan bahwa sifat-sifat global Alam Semesta astronomis kita, termasuk kemunculan kehidupan cerdas di dalamnya, disebabkan oleh penyetelan halus, korespondensi sejumlah parameter konstan: konstanta interaksi fisik, nilai massa elektron, proton, neutron, ruang fisik tiga dimensi. Sifat megaskopik Metagalaxy ternyata berhubungan dengan sifat-sifat dunia mikro.

Prinsip kosmologi antropik didasarkan pada koherensi halus konstanta fundamental dari berbagai bidang ilmu alam yang diungkapkan oleh ilmu pengetahuan. Penyimpangan yang sangat kecil dalam nilai masing-masing mengarah pada pelanggaran sistem integral mereka, yang secara signifikan mengubah seluruh skenario alam semesta dan membuat seseorang tidak mungkin ada di dalamnya. Struktur Alam Semesta, seperti yang telah ditunjukkan oleh analisis, sangat tidak stabil sehubungan dengan nilai numerik konstanta ini. Jadi peningkatan massa elektron dua kali lipat pada tahap awal evolusi Semesta akan mengubah semua materi di dalamnya menjadi neutron, secara radikal mengubah struktur dunia dan tidak menyisakan tempat bagi seseorang di dalamnya. Oleh karena itu, fakta keberadaan manusia di Alam Semesta menunjukkan bahwa strukturnya menentukan penampilan seorang pengamat yang cerdas.

AKP, dengan mempertimbangkan seseorang sebagai komponen organik dan aktual Alam Semesta, dengan cara baru memasukkan seseorang selama proses material alam dan memungkinkan penggunaan fakta keberadaan manusia sebagai prinsip heuristik kosmologi modern. Menetapkan prosedur pemilihan di antara berbagai model alam semesta non-ekuilibrium yang baru dibuat, menolak model stasioner, ia memainkan peran semacam larangan metodologis. Signifikansi metodologis ACP dalam sistem ilmu alam modern terlihat dalam kesatuannya yang bermakna dengan hipotesis fluktuasi L. Boltzmann, teori pengorganisasian diri G. Haken dan teori struktur disipatif I. Prigogine. Mencerminkan tren menuju kosmisasi ilmu pengetahuan modern, AKP membawa sinergi ke tingkat kosmik yang baru. Ada kemungkinan bahwa keberadaan manusia sebagai pengamat dikodekan dalam pola-pola universal pengaturan-diri evolusi, yang memanifestasikan dirinya melalui mekanisme stokastik dalam proses munculnya berbagai struktur - dari kosmik hingga sosial.

Masa Depan Jauh Alam Semesta [Eskatologi dalam Perspektif Kosmik] Ellis George

4.2. Dari sudut pandang kosmologi ilmiah

Sejak abad ke-17, ketika sains mengambil bentuk modernnya, ia telah berbagi pandangan dunia Yudeo-Kristen. aliran (bahasa Inggris) aliran) waktu linier menjadi dasar di mana Newton membangun mekanikanya (teorinya tentang "fluksi" sekarang dikenal sebagai kalkulus diferensial). Anehnya, kosmologi Newton statis dan abadi, tetapi dipelihara oleh pemeliharaan ilahi.

Ilmu pengetahuan berpegang pada gambaran kosmos yang statis dan abadi sampai abad kedua puluh, ketika menjadi jelas bahwa alam semesta sedang mengembang. Sejak itu, banyak model kosmologis telah diajukan berdasarkan fakta ini. Kesimpulan mereka tentang nasib akhir alam semesta sangat berbeda. Berikut adalah ikhtisar singkat dari mereka:

1. Alam semesta dimulai pada saat tertentu di masa lalu dan mengembang selamanya, merosot sesuai dengan hukum kedua termodinamika dan di masa depan yang sangat jauh mendekati keadaan keseimbangan yang hampir tanpa ciri ("kematian termal" dalam kosmologi abad ke-19).

2. Alam Semesta muncul pada saat tertentu di masa lalu dan menghilang pada saat tertentu di masa depan (misalnya, ia runtuh menjadi singularitas dari "keruntuhan besar" terakhir atau binasa dalam bencana kosmik, seperti runtuhnya kuantum kekosongan). Entropi terus meningkat, tetapi alam semesta (setidaknya dalam bentuknya saat ini) akan menghilang sebelum keadaan keseimbangan akhir tercapai.

3. Skenario 2 berkembang, tetapi pada saat tertentu, mungkin pada titik yang mendekati ekspansi maksimum, "panah waktu" berbalik - dan alam semesta kembali ke keadaan akhir yang relatif teratur, yang serupa atau bahkan identik dengan keadaan awal "Big Bang".

4. Alam semesta siklus di mana ekspansi dan kontraksi diikuti oleh "lompatan besar" ke dalam siklus ekspansi dan kontraksi baru. Alam semesta berdenyut tanpa henti dengan cara ini. Opsi berikut tersedia di sini:

Informasi tentang keadaan fisik sebelum lompatan mengalami lompatan, sehingga alam semesta terus berkembang sesuai dengan hukum termodinamika. Dengan setiap lompatan, siklus meningkat (seperti yang ditunjukkan Tolman pada 1930-an), dan mungkin setelah banyak siklus, sesuatu yang mirip dengan alam semesta kita muncul.

Lompatan adalah transisi fisik yang ekstrem sehingga informasi setelahnya direproduksi "dari awal", mungkin secara acak. Mungkin hukum fisika itu sendiri sedang berubah. Dalam hal ini, evolusi setiap siklus tidak perlu dikorelasikan dengan siklus sebelumnya dan selanjutnya. Patut dipertanyakan apakah istilah "sebelumnya" dan "selanjutnya" sesuai di sini, karena urutan waktu dalam kasus ini kehilangan maknanya. Dengan keberhasilan yang sama dapat dikatakan bahwa siklus tidak berurutan, tetapi paralel.

Model siklik entah bagaimana dikombinasikan dengan pembalikan waktu. Misalnya, panah waktu dapat diarahkan ke arah yang berbeda dalam siklus yang berurutan, berbalik (kemungkinan besar) bukan di puncak ekspansi, tetapi pada saat lompatan. Dalam hal ini, setelah dua siklus, alam semesta akan kembali ke keadaan semula.

5. Alam semesta stasioner yang tidak memiliki awal atau akhir, tetapi terus mengembang tanpa batas. Materi baru yang terus muncul mengisi celah yang muncul selama resesi galaksi. Suntikan materi entropi rendah ini selalu "memberi makan" alam semesta, memungkinkannya untuk menggabungkan keberadaan abadi dengan perkembangan tak terbatas. Variasi pada tema ini mencakup kosmologi medan-C Hoyle dengan alam semesta yang diam secara asimtotik, atau model-model di mana episode-episode evolusi dibenamkan dalam keadaan stasioner yang sama.

6. Kosmologi multiverse. Gagasan umum di balik model-model ini adalah bahwa apa yang sampai sekarang kita anggap sebagai "alam semesta" sebenarnya hanyalah "gelembung ruang" dalam sistem yang jauh lebih besar di mana "gelembung" lain, mungkin dengan kondisi fisik yang sangat berbeda, ada di tempat yang sangat jauh. skala besar, jarak yang sangat jauh satu sama lain. Setiap "gelembung" dapat melalui siklus hidupnya sendiri: kelahiran, perkembangan, dan, mungkin, kematian; tetapi ini tidak mencegah seluruh ensemble secara keseluruhan berada dalam keadaan yang mirip dengan yang stasioner. Jadi multiverse itu abadi, tetapi komponen individualnya tidak. Model semacam ini termasuk kosmologi kacau Linde dan "Darwinisme kosmik" Smolin. Dalam model terakhir, satu alam semesta dapat memunculkan alam semesta lain melalui semacam "tunas", sehingga situasinya menyerupai kehidupan organisme biologis - seperti alam semesta - "induk" usia, alam semesta baru lahir, dan seterusnya ad infinitum .

Meskipun pengamatan astronomi memberi kita kemungkinan untuk membedakan antara model-model ini, kosmologi (setidaknya sampai baru-baru ini) terkenal karena menarik kesimpulan yang sangat berbeda dari pengamatan yang sama dari ahli kosmologi yang berbeda. Dalam suasana ini, seseorang mungkin dapat memahami pendukung dan penentang berbagai model, yang, lebih sering daripada kebiasaan dalam sains, menggunakan argumen-argumen yang bersifat emosional dan teologis untuk membantu mereka. Misalnya, Fred Hoyle menjelaskan bahwa teori keadaan tetap menarik baginya karena mengecualikan Ledakan Besar, yang pada 1950-an diidentifikasi di beberapa kalangan (misalnya, oleh Paus Pius XII) dengan konsep penciptaan Yudeo-Kristen. Bagi Hoyle (pada saat itu) gagasan penciptaan ilahi tidak dapat ditoleransi, jadi dia menyambut teori alam semesta tanpa awal atau akhir sebagai cara untuk menyingkirkan kosmologi ilmiah dari akar teologisnya. Dalam nada yang sama, banyak ilmuwan (seperti Robert Jastrow) telah mengambil pandangan sebaliknya, mengklaim percaya pada "big bang" sebagai versi ilmiah dari mitos penciptaan alkitabiah. Tidak ada keraguan bahwa bahkan sekarang para teis lebih nyaman dengan teori Big Bang, meskipun doktrin penciptaan itu sendiri mantan nihilo tidak pernah dimaksudkan untuk menjadi kontribusi besar untuk deskripsi awal alam semesta.

Pergeseran Sudut Pandang Alat lain dalam persenjataan Prajurit Damai adalah kemampuan untuk mengubah sudut pandang. Socrates pernah menggambarkan teknik ini kepada saya dengan sangat indah ketika kami berjalan melalui perbukitan berhutan dekat Berkeley. Saya bertanya kepadanya tentang "arti kebahagiaan". Dia