விரிவடையும் பிரபஞ்சக் கோட்பாடு. பிரபஞ்சத்தின் விரைவான விரிவாக்கம் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது

பிரபஞ்சம் எவ்வாறு விரிவடைகிறது

யூரி எஃப்ரெமோவ், இயற்பியல் மற்றும் கணித அறிவியல் டாக்டர்

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் ஒரு இயற்பியல் வெற்றிடத்தால் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது என்று ரஷ்ய விஞ்ஞானிகள் நிரூபித்துள்ளனர், இது 1998 இல் வானியல் அவதானிப்புகளால் கண்டுபிடிக்கப்பட்டது. இந்த எதிர்பாராத கண்டுபிடிப்பு இயற்கை அறிவியலின் வளர்ச்சிக்கும் நம்மைச் சுற்றியுள்ள உலகின் ஆழமான வடிவங்களைப் புரிந்துகொள்வதற்கும் புதிய பாதைகளைத் திறக்கிறது.

அடிப்படை விஞ்ஞானம் மனிதகுலம் எதிர்கொள்ளும் பிரச்சினைகளை தீர்க்குமா அல்லது புதிய ஆபத்துகளுக்கு மட்டுமே இட்டுச் செல்கிறதா? - இந்த கேள்விக்கான பதில் ஒரு நபர் எவ்வளவு தூரம் பார்க்க முடியும் என்பதைப் பொறுத்தது. நாகரிகத்தின் அனைத்து நன்மைகளையும் நாம் சாதாரணமாக எடுத்துக்கொள்கிறோம், ஆனால் அவை அனைத்தும் மருத்துவத்தின் வெற்றிகளைப் போலவே, நட்சத்திரங்களைப் பார்ப்பது போன்ற சாதாரண மனிதனுக்கு அற்பமான செயல்களில் ஈடுபட்ட விஞ்ஞானிகளின் பல தசாப்தங்கள் மற்றும் நூற்றாண்டுகளின் உழைப்பின் விளைவாகும். சில பூகர்களின் வாழ்க்கை. விஞ்ஞானிகளால் கட்டுப்படுத்தப்படாத விஞ்ஞான முடிவுகளின் பயன்பாடு பல கடினமான சிக்கல்களைக் கொண்டு வந்துள்ளது, ஆனால் இப்போது அறிவியலின் மேலும் வளர்ச்சி மட்டுமே அவற்றிலிருந்து நம்மைக் காப்பாற்றும், அத்துடன் புதிய ஆற்றல் மூலங்களை வழங்குவதோடு புதிய தொற்றுநோய்கள் அல்லது இயற்கை போன்ற எதிர்கால சவால்களிலிருந்து நம்மைக் காப்பாற்றும். பேரழிவுகள்.

இயற்கை அறிவியலின் வளர்ச்சி, விரைவில் அல்லது பின்னர் நமது நாகரிகத்தின் மேலும் இருப்புக்குத் தேவையான பலனைத் தருகிறது, அதன் அனைத்து கிளைகளும் சமமாக வளர்ந்தால் மட்டுமே சாத்தியமாகும், அவை தற்போதைய மனித தேவைகளிலிருந்து எவ்வளவு தூரம் தோன்றினாலும். 1939 வரை, அணுக்களின் கருக்கள் பற்றிய ஆராய்ச்சி பணத்தை வீணடிப்பதாகத் தோன்றியது; உலகம் எவ்வாறு இயங்குகிறது என்பதை அறிய விரும்புவதால் மட்டுமே சில ஆராய்ச்சியாளர்கள் இந்த சிக்கலைக் கையாண்டுள்ளனர். இந்த ஆர்வம் அப்படியே இருக்கிறது உந்து சக்திஅறிவியல்; அதை எதிர்கொள்ளும் சிக்கல்கள் அதன் வளர்ச்சியின் உள் தர்க்கத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகின்றன.

வானியல், வாழ்க்கையிலிருந்து மிகவும் சுருக்கமான நோக்கங்களில் ஒன்றாகும், குறிப்பாக இப்போது, ​​விமானிகள் அல்லது மாலுமிகள் இனி அதன் சேவைகள் தேவையில்லை. இருப்பினும், ஐன்ஸ்டீனின் வார்த்தைகளை நினைவு கூர்வோம்: “அறிவுசார் கருவிகள், இது இல்லாமல் வளர்ச்சி சாத்தியமற்றது. நவீன தொழில்நுட்பம், முக்கியமாக நட்சத்திரங்களைக் கவனிப்பதில் இருந்து வந்தது." சமீபத்திய ஆண்டுகளில், கோட்பாட்டு இயற்பியலின் வளர்ச்சி (இருபதாம் நூற்றாண்டில் வெடிகுண்டு மட்டுமல்ல, லேசர்கள் மற்றும் அனைத்து வகையான மின்னணுவியல்களையும் நமக்குக் கொடுத்தது ...) இன்னும் நெருக்கமாக இணைக்கப்பட்டுள்ளது. இருபதாம் நூற்றாண்டின் இறுதியில், இந்த அறிவியலில் ஒரு உண்மையான புரட்சி தொடங்கியது, அதைப் பற்றி பொது மக்களுக்கு இன்னும் கொஞ்சம் தெரியும் (இது SAI MSU இன் ஊழியர்களால் சமீபத்தில் வெளியிடப்பட்ட இரண்டு புத்தகங்களில் விவரிக்கப்பட்டுள்ளது: யூ. என். எஃப்ரெமோவ், “டீப் இன் தி யுனிவர்ஸ்”, எம்., யுஆர்எஸ்எஸ், 2003; ஏ.எம். செரெபாஷ்சுக், ஏ.டி. செர்னின், “தி யுனிவர்ஸ், லைஃப், பிளாக் ஹோல்ஸ்”, எம்., வெக்-II, 2003).

ஒரு நாள் - ஒருவேளை சில ஆண்டுகளில், அல்லது பல தசாப்தங்களுக்குப் பிறகு - இந்த புரட்சி மனிதகுலத்திற்கு பலனைத் தரும், அதன் தோற்றம் அந்த நேரத்தில் மறந்துவிடும், நமது தற்போதைய நகர்ப்புற வசதியின் தோற்றம் கிட்டத்தட்ட அனைவருக்கும் மறந்துவிட்டது. இருப்பினும், ஒரு நபருக்கு ஆன்மீக தேவைகளும் உள்ளன. சில சமயங்களில் வானத்தை நோக்கித் தலையை உயர்த்தி, தன் பார்வையை நட்சத்திரங்களின் பக்கம் திருப்புவதில் அவர் சில விலங்குகளிலிருந்து வேறுபடுகிறார் என்று நீண்ட காலமாகக் கூறப்பட்டது.

இந்த கட்டுரையில், சமீபத்திய ஆண்டுகளில் அண்டவியல் வளர்ச்சிக்கு ரஷ்ய விஞ்ஞானிகளின் பங்களிப்பைப் பற்றி பேசுவோம், இது பிரபஞ்சத்தைப் பற்றிய நமது கருத்துக்களில் ஒரு தீவிர மாற்றத்திற்கு வழிவகுத்தது. அண்டவியல், ஒட்டுமொத்த பிரபஞ்சத்தின் அறிவியல், இயற்பியலின் குறுக்குவெட்டில் நிற்கிறது

மற்றும் வானியல், பொது சார்பியல் கோட்பாட்டுடன் ஒரே நேரத்தில் பிறந்தது. 1916 இல் ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீனால் எழுதப்பட்ட அதன் சமன்பாடுகளிலிருந்து, பிரபஞ்சம் நிலையானதாக இருக்க முடியாது, அது விரிவடைய வேண்டும் அல்லது சுருங்க வேண்டும் என்று ஆரம்பத்தில் பின்பற்றியது.

இருப்பினும், பழங்காலத்திலிருந்தே, தத்துவவாதிகள் காஸ்மோஸ், ஒட்டுமொத்த பிரபஞ்சம் நித்தியமானது மற்றும் மாறாதது என்று நம்பினர். 1916 இல் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பற்றி பேச அனுமதிக்கும் அவதானிப்பு தரவு எதுவும் இல்லை - உண்மையில், பிரபஞ்சம் இன்னும் கண்டுபிடிக்கப்படவில்லை. ஐன்ஸ்டீன் இது நட்சத்திரங்களால் நிறைந்துள்ளது என்று நம்பினார், மேலும் நமது பால்வெளி அமைப்பு முழு பிரபஞ்சத்தையும் உள்ளடக்கியது. நட்சத்திரங்களின் இயக்கத்தின் அதிக வேகம் கவனிக்கப்படவில்லை, மேலும் இது அவரது சமன்பாடுகளுக்கு மேலும் ஒரு சொல்லைச் சேர்ப்பதற்கான அனுபவ அடிப்படையைக் கொடுத்தது - அண்டவியல் மாறிலி, இது பிரபஞ்சத்தை நிலையானதாக மாற்றும்.

எவ்வாறாயினும், ஏற்கனவே 1925 ஆம் ஆண்டில், நமது நட்சத்திர அமைப்பு இதுபோன்ற எண்ணற்ற அமைப்புகளில் ஒன்றாகும் என்பது முற்றிலும் தெளிவாகியது - பரந்த பிரபஞ்சத்தில் வசிக்கும் விண்மீன் திரள்கள் (படம் 1). விண்மீன் திரள்களின் பார்வைக் கோட்டில் இயக்கத்தின் அதிக வேகம் ஏற்கனவே அறியப்பட்டது - தொலைதூர விண்மீன்களின் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகள் மாறாமல் சிவப்பு-மாற்றம் செய்யப்பட்டன. இது டாப்ளர் விளைவின் விளைவாகும், இது ஸ்பெக்ட்ரல் கோடுகளை நீண்ட அலைநீளம் (சிவப்பு) பக்கமாக மாற்றுகிறது, கவனிக்கப்பட்ட பொருள்கள் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்லும்போது, ​​அவை நெருங்கும் போது நீலப் பக்கத்திற்கு.

1929 வாக்கில், கலிபோர்னியாவில் உள்ள மவுண்ட் வில்சனில் உள்ள 2.5 மீ தொலைநோக்கியில் இருந்த உலகின் மிகப்பெரிய தொலைநோக்கியில் எட்வின் ஹப்பிள் மற்றும் மில்டன் ஹூமேசன் ஆகியோரின் பணிக்கு நன்றி, விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் திரள்களை அகற்றும் வேகத்திற்கு இடையே ஒரு விகிதாசாரம் உள்ளது என்பது இறுதியாக தெளிவாகியது. எங்களிடமிருந்து அவற்றின் தூரங்கள் (உண்மையில், அவை அதிகரித்து வருகின்றன, நிச்சயமாக , அனைத்து விண்மீன் திரள்களுக்கும் இடையிலான அனைத்து தூரங்களும்) - பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது (படம் 2). அண்டவியல் மாறிலியின் தேவை மறைந்துவிட்டதாகத் தோன்றுகிறது - பிரபஞ்சம் உண்மையில் நிலையானதாக மாறியது. கேலக்ஸி தூரங்கள் R என்பது R = Ht சூத்திரத்தால் குறிக்கப்படுகிறது, இங்கு t என்பது நேரம் மற்றும் H என்பது மாறிலி, பின்னர் ஹப்பிள் மாறிலி என்று அழைக்கப்படுகிறது.

இந்த கண்டுபிடிப்புக்குப் பிறகு, ஐன்ஸ்டீன் அண்டவியல் மாறிலியின் அறிமுகத்தை தனது மிகப்பெரிய தவறு என்று அழைத்தார். இருபதாம் நூற்றாண்டின் இறுதி வரை, முக்கிய இயற்பியலாளர்கள் இந்த மாறிலி தேவையில்லை என்று நம்பினர் - இது பூஜ்ஜியத்திற்கு சமம். பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மைக்கு துல்லியமாக தேவையான பொருளை அண்டவியல் மாறிலிக்கு வழங்கியதில் மட்டுமே ஐன்ஸ்டீனின் தவறு என்பதை இப்போதுதான் நாம் புரிந்து கொள்ளத் தொடங்குகிறோம். பிரபஞ்சத்தின் இயக்கவியலை ஆளும் சாதாரண ஈர்ப்பு விசையுடன் ஒரு விசை இருப்பது சமீபத்தில் நிரூபிக்கப்பட்டுள்ளது. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் (1929 இல்) மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் முதல் ஆயிரம் ஆண்டுகளில் (1965 இல்) மீதமுள்ள அண்ட நுண்ணலை பின்னணி கதிர்வீச்சு கண்டுபிடிக்கப்பட்டதிலிருந்து, இது கண்காணிப்பு வானியல் மற்றும் அண்டவியலில் மிகப்பெரிய சாதனையாகும். விண்மீன் திரள்களின் மையங்களில் பிரம்மாண்டமான கருந்துளைகள் இருப்பதற்கான ஆதாரங்களுடன் மட்டுமே இதை ஒப்பிட முடியும்.

பிரபஞ்சத்தை முழுவதுமாக விவரிக்கும் அண்டவியல் மாதிரிகளுக்கு இடையேயான தேர்வு, சிவப்பழக்கம் மற்றும் தொலைதூரப் பொருட்களின் தூரம் ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான கோட்பாட்டு உறவுகளின் அவதானிப்புகளுடன் ஒப்பிடுவதன் மூலம் செய்யப்படலாம்: பெரிய சிவப்பு மாற்றங்களில், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் துரிதப்படுத்தப்படுகிறதா என்பதைக் கூறக்கூடிய அம்சங்கள் தோன்ற வேண்டும். , சீராக அல்லது மெதுவாக. மேலும் இது, கொள்கையளவில், அண்டவியல் மாறிலியின் மதிப்பைக் கொடுக்க முடியும்.

இந்த முறையைப் பயன்படுத்துவதில் உள்ள முக்கிய சிரமம், அறியப்பட்ட ஒளிர்வு கொண்ட மிகத் தொலைதூர பொருட்களின் நம்பகமான தரவைக் கொண்டிருக்க வேண்டியதன் அவசியத்துடன் தொடர்புடையது - மேலும் இந்த ஒளிர்வு மற்றும் அதன் மூலம் தூரங்களை தீர்மானிப்பதில். நீண்ட காலமாக, இந்தத் தேவைகளைப் பூர்த்தி செய்வதாகத் தோன்றிய ஒரே பொருள்கள் பணக்காரக் கொத்துகளில் உள்ள பிரகாசமான விண்மீன் திரள்கள் ஆகும், அவற்றின் ஒளிர்வு தோராயமாக ஒரே மாதிரியாகக் கருதப்படலாம். எவ்வாறாயினும், தீவிரமான சிக்கல்கள் இருந்தன, குறிப்பாக நமது சுற்றுப்புறத்தில் உள்ள விண்மீன் திரள்களை விட பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் இளையதாக நாம் மிகவும் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களைக் காண்கிறோம் (படம் 3).

நிச்சயமாக, விரிவாக்கத்தின் தொடக்கத்தின் சிக்கல் இன்னும் தீவிரமாக இருந்தது - அதை மீண்டும் விரிவுபடுத்துவது பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முன்பு பிரபஞ்சத்தின் அனைத்து விஷயங்களும் ஒரு புள்ளி தொகுதியில் குவிந்துள்ளது என்ற முடிவுக்கு வழிவகுக்கிறது. ஹப்பிள் தனது கண்டுபிடிப்பிலிருந்து இந்த மாறாத முடிவால் பயந்து, ஃபோட்டான்கள் வயதாகிவிடுவது சாத்தியம் என்று கருதினார் - அவற்றின் ஆற்றலில் குறைவு மற்றும் (அதனால் அலைநீளம் அதிகரிப்பு) பிரபஞ்சத்தின் ஆழத்திலிருந்து வரும் வழியில். இருப்பினும், இந்த அனுமானம் கோட்பாடு அல்லது அவதானிப்புகள் இரண்டிற்கும் பொருந்தாத பல விளைவுகளை ஏற்படுத்துகிறது.

இந்த சூப்பர் பிரச்சனையின் பின்னணியில், மற்றொன்று நீண்ட காலமாக கவனிக்கப்படாமல் இருந்தது. தற்போதுள்ள கோட்பாட்டின் படி, ஒரே மாதிரியான மற்றும் ஐசோட்ரோபிக் உலகில் அண்டவியல் விரிவாக்கம் ஒரு நேரியல் விதியின்படி நிகழ்கிறது, இந்த விண்வெளி விரிவாக்கத்தின் வேகம் அண்டை விண்மீன் திரள்களுடன் ஈர்ப்பு விசையின் போது அவற்றின் இயக்கத்தால் ஏற்படும் விண்மீன் திரள்களின் வேகத்தை விட அதிகமாக இருக்கும் தூரத்திற்குச் சென்றால். . ஹப்பிள் சுமார் 20 மெகாபார்செக்ஸ் (~60 ஆயிரம் ஒளி ஆண்டுகள்) தொலைவு வரை (நவீன அளவில்) தரவுகளை மட்டுமே கொண்டிருந்தது, அதன் மிக தொலைதூர விண்மீன்கள் கன்னி விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள விண்மீன் கூட்டத்தின் உறுப்பினர்கள். ஆயினும்கூட, விண்மீன் திரள்களை அகற்றும் வேகம் தொலைவில் நேரியல் சார்ந்துள்ளது என்பதை ஹப்பிள் கண்டறிந்தார், இருப்பினும் விண்வெளியில் விண்மீன் திரள்களின் விநியோகத்தின் ஒருமைப்பாடும் அவற்றின் வேகங்களின் ஐசோட்ரோபியும் 100 - 300 மெகாபார்செக் அளவுகளில் மட்டுமே நிகழ்கின்றன என்பதை நாம் இப்போது அறிவோம். இந்த தூரங்களில் ஹப்பிள் மாறிலி 2 - 20 மெகாபார்செக்ஸ் தொலைவில் உள்ள அதே மதிப்பைக் கொண்டுள்ளது.

1972 ஆம் ஆண்டில், இந்த சூழ்நிலையின் முரண்பாடான தன்மையை, ஹப்பிளின் மாணவரான மிகப் பெரிய அமெரிக்க வானியலாளர் ஆலன் சாண்டேஜ் குறிப்பிட்டார். மற்றொரு விந்தையை விளக்க வேண்டியதன் அவசியத்தையும் அவர் வலியுறுத்தினார் - விண்மீன் திரள்களின் கொத்துகள் இருப்பதால், அவை விரைவாக நகரும், தொலைவில் சிவப்பு மாற்றத்தைச் சார்ந்திருக்கும் மையக் கோட்டைச் சுற்றியுள்ள விண்மீன் திரள்களின் நிலையில் பெரிய சிதறலை ஏற்படுத்தாது. 1999 இல் வெளியிடப்பட்ட ஒரு கட்டுரையில், ஹப்பிள் மாறிலியின் உள்ளூர் மற்றும் உலகளாவிய மதிப்புகள் குறைந்தது 10% துல்லியத்துடன் ஒத்துப்போவதை சாண்டேஜ் கண்டறிந்தார்.

ரஷ்ய அறிவியல் அகாடமியின் சிறப்பு வானியற்பியல் ஆய்வகத்தின் 6-மீ தொலைநோக்கி மற்றும் அதன் பெயரிடப்பட்ட விண்வெளி தொலைநோக்கி ஆகியவற்றின் அவதானிப்புகளைப் பயன்படுத்தி, இன்னும் துல்லியமான தரவுகளின் அடிப்படையில் இதே போன்ற முடிவுகள் சமீபத்தில் I.D. கராசென்ட்சேவ் மற்றும் அவரது குழுவினரால் பெறப்பட்டன. ஹப்பிள் (படம் 4). 8 மெகாபார்செக்ஸ் தொலைவில் உள்ள விண்மீன் திரள்களின் தரவுகளின் அடிப்படையில் கராச்சென்ட்சேவ் மற்றும் பலர் அளவிடும் ஹப்பிள் மாறிலி, மிகத் தொலைதூர விண்மீன் திரள்களுக்கான தரவுகளின் அடிப்படையில் ஒரே மாதிரியாக மாறியது. சாண்டேஜ் இந்த முரண்பாட்டை விளக்க முடியவில்லை மேலும் "இந்த மர்மம் இன்னும் எஞ்சியிருக்கிறது" என்று முடித்தார். உண்மை, ஏற்கனவே 1972 ஆம் ஆண்டில், அனைத்து அளவீடுகளிலும் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் நிலையானது ஆழமான அண்டவியல் காரணங்களால் இருப்பதாக அவர் சந்தேகித்தார். மேலும் அது சரியான யூகமாக இருந்தது.

90 களில், வகை Ia சூப்பர்நோவாக்கள் கொத்துகளில் உள்ள பிரகாசமான விண்மீன் திரள்களைக் காட்டிலும் சிறந்த "நிலையான மெழுகுவர்த்திகளாக" சேவை செய்ய முடியும் என்பது தெளிவாகியது. இவை பல நாட்கள் அல்லது வாரங்களுக்கு மிகவும் பிரகாசமாக எரியும் நட்சத்திரங்கள், அவை முழு விண்மீன் திரளுடன் ஒப்பிடத்தக்கவை. வகை Ia சூப்பர்நோவாவின் நிகழ்வு இரண்டு அடர்த்தியான நட்சத்திரங்களைக் கொண்ட நெருக்கமான அமைப்புகளில் நிகழ்கிறது - அமைப்பின் கூறுகளுக்கு இடையில் பொருள் பரிமாற்றத்தின் போது வெள்ளை குள்ளர்கள் (படம் 5).

அண்டவியல் நோக்கங்களுக்காக இந்த வகை சூப்பர்நோவாக்களைப் பயன்படுத்துவதற்கான முயற்சிகள் நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே தொடங்கியது, ஆனால் அவதானிப்புத் தரவு பற்றாக்குறை இருந்தது. பெரிய தொலைநோக்கிகள் மூலம் கண்காணிப்பு நேரத்தைப் பெறுவதில் சிக்கல் இருந்தது. இந்த தொலைநோக்கிகளுக்கு நேரத்தை ஒதுக்கும் குழுக்கள், தேடல்கள், கண்காணிப்பு, ஆய்வுகள் போன்ற வேலைக்கான கோரிக்கைகளை வெறுக்கப் பயன்படுத்துகின்றன; பெரிய தொலைநோக்கிகள் தனித்துவமான பொருட்களை ஆய்வு செய்ய வடிவமைக்கப்பட்டுள்ளன.

1997ல் ஒரே நேரத்தில் இரண்டு அணிகளுக்கு வெற்றி கிடைத்தது. அவற்றில் ஒன்று 1988 இல் தேசிய ஆய்வகத்தில் உருவாக்கப்பட்டது. அமெரிக்காவில் உள்ள லாரன்ஸ் மற்றும் முக்கியமாக இயற்பியலாளர்களைக் கொண்டிருந்தார், இது எஸ். பெர்ல்முட்டர் தலைமையில் இருந்தது; மற்றொரு வானியலாளர் குழு 1994 இல் ஆஸ்திரேலியாவில் உள்ள மவுண்ட் ஸ்ட்ரோம்லோ மற்றும் சைடிங் ஸ்பிரிங் ஆய்வகங்களில் பணிபுரிந்த பி.ஷ்மிட் என்பவரால் வழிநடத்தப்பட்டது. இந்த குழுக்கள் 4-மீ தொலைநோக்கிகளை இந்த கண்காணிப்பு மையத்திலும் செரோ டோலோலோவிலும், பின்னர் ஹப்பிள் விண்வெளி தொலைநோக்கி மற்றும் ஹவாயில் உள்ள 10-மீ கெக் தொலைநோக்கிக்கு அணுகலைப் பெற்றன; பிந்தைய பெறப்பட்ட ஸ்பெக்ட்ரல் தரவு (இது, தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்களில் இதேபோன்ற நிறமாலை மாற்றங்கள் நெருக்கமானவற்றை விட மெதுவாக நிகழ்கின்றன என்பதைக் காட்டுகிறது - சிவப்பு மாற்றத்தின் டாப்ளர் தன்மைக்கு மற்றொரு சான்று).

முடிவுகள் தோன்றின - இன்னும் சிலருக்கு - நம்பமுடியாதவை. தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்கள் ஹப்பிளின் நேரியல் விதிக்கு தேவையானதை விட முறையாக பலவீனமாக மாறியது, மேலும் இதன் பொருள் பிரபஞ்சம் முடுக்கத்துடன் விரிவடைகிறது மற்றும் அண்டவியல் மாறிலி பூஜ்ஜியமாக இல்லை, ஆனால் ஒரு நேர்மறையான அறிகுறியைக் கொண்டுள்ளது (படம் 6). எஸ். பெர்ல்முட்டர் தனது முதல் உரைகளில் ஒன்றின் கண்டுபிடிப்பை அறிவித்த பிறகு, ஒரு பிரபலமான தத்துவார்த்த இயற்பியலாளர், இந்த அவதானிப்பு முடிவுகள் தவறாக இருக்க வேண்டும் என்று குறிப்பிட்டார், ஏனெனில் அண்டவியல் மாறிலி பூஜ்ஜியத்திற்கு மிக அருகில் இருக்க வேண்டும்.

இருப்பினும், முடிவுகளின் நம்பகத்தன்மை இரு அணிகளின் சுயாதீனமான முடிவுகளின் நெருக்கத்தால் சுட்டிக்காட்டப்பட்டது, இது பிழையின் சாத்தியமான அனைத்து ஆதாரங்களையும் கவனமாக பரிசீலித்தது. யுபி பிஸ்கோவ்ஸ்கி (SAI MSU) 1970 களில் மேற்கொண்ட பணியின் அடிப்படையில் சூப்பர்நோவாக்களின் அதிகபட்ச ஒளிர்வுகளில் சிறிய வேறுபாடுகளை கணக்கில் எடுத்துக்கொள்வது சாத்தியமாக மாறியது - இந்த வேறுபாடுகள் வீழ்ச்சியின் விகிதத்தைப் பொறுத்தது. நட்சத்திரத்தின் பிரகாசம்.

அக்டோபர் 2003 இல், ஒரு பெரிய சர்வதேச வானியலாளர்கள் குழு, பிரபஞ்சம் முடுக்கிக்கொண்டிருக்கிறது என்ற முடிவை உறுதிப்படுத்தியது. அவர்கள் 23 சூப்பர்நோவாக்கள் பற்றிய தரவுகளைப் பெற்றனர், இதில் 7 மிகத் தொலைவில் உள்ளவை அடங்கும், மேலும் இது பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் முடுக்கம் வெளிப்படையாகத் தெரியவில்லை என்றும், சூப்பர்நோவாக்கள் Ia இன் பண்புகள் அவற்றின் தூரம் மற்றும் வயதைப் பொறுத்தது அல்ல என்றும் நம்பிக்கையுடன் கூற அனுமதிக்கிறது.

துரிதப்படுத்தப்பட்ட விரிவாக்கம்யுனிவர்ஸ் சில இயற்பியலாளர்களை ஒரு புதிய உட்பொருளான "கிண்டெசென்ஸ்" அறிமுகப்படுத்த கட்டாயப்படுத்துகிறது, இது ஒரு புதிய இயற்பியல் புலத்திற்கான பயனுள்ள புவியீர்ப்பு அடர்த்தி எதிர்மறையானது, எனவே, புவியீர்ப்பு எதிர்ப்பு சக்தியை உருவாக்கும் திறன் கொண்டது, இது பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை துரிதப்படுத்துகிறது. இருப்பினும், அறிவியலின் கிளாசிக்ஸ் முற்றிலும் அவசியமானால் தவிர புதிய நிறுவனங்களை அறிமுகப்படுத்த வேண்டாம் என்று நமக்குக் கற்பிக்கிறது. எல்லா இடங்களிலும் இருக்கும் காஸ்மிக் வெற்றிடம், எதிர்மறை அழுத்தத்தின் அதே பண்புகளைக் கொண்டுள்ளது. இது மைக்ரோவேர்ல்டின் இயற்பியலிலும் தோன்றுகிறது, இது குவாண்டம் புலங்களின் மிகக் குறைந்த ஆற்றல் நிலையைக் குறிக்கிறது. அதில்தான் அடிப்படைத் துகள்களின் இடைவினைகள் நிகழ்கின்றன; இயற்பியல் வெற்றிடத்தின் உண்மை பல சோதனைகளில் சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி நிறுவப்பட்டுள்ளது.

இப்போது ஐன்ஸ்டீனின் சமன்பாடுகளில் உள்ள அண்டவியல் சொல் ஆற்றல் மற்றும் வெற்றிடத்தின் அடர்த்தியை துல்லியமாக விவரிக்கிறது என்று நம்புவதற்கு எல்லா காரணங்களும் உள்ளன. இந்த அடர்த்தியானது நேரம் மற்றும் இடம், எந்த குறிப்பு அமைப்பிலும் நிலையானது, அது உள்ளது நேர்மறை மதிப்பு.

வெற்றிட அழுத்தம் என்பது ஒளியின் வேகத்தின் சதுரத்தால் பெருக்கப்படும் கழித்தல் குறியுடன் கூடிய அடர்த்திக்கு சமம், எனவே இது எதிர்மறையானது - இது பிரபஞ்சத்தின் விரைவான விரிவாக்கத்தை ஏற்படுத்துகிறது, இப்போது தொலைதூர சூப்பர்நோவாக்களின் தரவுகளிலிருந்து கண்டுபிடிக்கப்பட்டது.

வெற்றிடத்தின் பண்புகள் சாண்டேஜ் முரண்பாட்டை விளக்க அனுமதிக்கிறது. அவரும் அவரது இணை ஆசிரியர்களும் (ஆஸ்ட்ரோபிஸ். ஜே., வி. 590, பி. 256, 2003) ரஷ்ய மற்றும் ஃபின்னிஷ் வானியலாளர்கள் 2001 இல் இதை முதன்முதலில் செய்ததாகக் குறிப்பிடுகின்றனர். A.D. Chernin (SAI MSU), P. Teerikorpi (Turku Observatory) மற்றும் Yu.V. Baryshev (AI செயின்ட் பீட்டர்ஸ்பர்க் ஸ்டேட் யுனிவர்சிட்டி) ஆகியவற்றின் படி - Chernin, (Uspekhi fiz. nauk, vol. 171, #11) , ப. 1153, 2001) - சாண்டேஜ் மற்றும் கராச்சென்ட்சேவின் முரண்பாடான முடிவுகள், பிரபஞ்சத்தின் இயக்கவியலைத் தீர்மானிக்கும் வெற்றிடமே என்பதன் மூலம் விளக்கப்படுகிறது. விண்மீன் திரள்களின் பெரிய அளவிலான இயக்கவியல் - பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் - ஒரே மாதிரியானது மற்றும் வழக்கமானது, இருப்பினும் அவற்றின் இடஞ்சார்ந்த விநியோகம் அதே அளவுகளில் மிகவும் ஒழுங்கற்றது. இதன் பொருள், விண்மீன் திரள்களின் பெரிய அளவிலான இயக்கவியல் வெற்றிடத்தால் கட்டுப்படுத்தப்படுகிறது, அதன் அடர்த்தி ஏற்கனவே நம்மிடமிருந்து 1.5 - 2 kpc வரிசையின் தூரத்திலிருந்து பொருளின் அடர்த்தியை விட அதிகமாகத் தொடங்குகிறது. அதன் அடர்த்தி எல்லா இடங்களிலும் ஒரே மாதிரியாக உள்ளது மற்றும் இதுவே விரிவாக்க விகிதத்தை அமைக்கிறது - ஹப்பிள் மாறிலி. வெற்றிடத்தின் மாறும் விளைவு விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன் திரள்களின் இயக்கங்கள் அல்லது பரவலைப் பொறுத்தது அல்ல. எனவே, அண்ட வெற்றிடத்தின் மூலம் பிரபஞ்சத்தின் விரைவான விரிவாக்கத்தின் விளக்கத்தின் அடிப்படையில், ஏ. செர்னினும் அவரது சகாக்களும் சாண்டேஜ் முரண்பாட்டிற்கு இயற்கையான விளக்கத்தைக் கண்டறிந்தனர். ஐந்தெழுத்து என்ற கருத்து இதுவரை தற்காலிகமாக கண்டுபிடிக்கப்பட்டது - வானியல் அவதானிப்புகளால் வழங்கப்பட்ட ஆற்றல் அடர்த்தி மற்றும் வெற்றிடத்தின் மதிப்பு பல இயற்பியலாளர்களின் நம்பிக்கைகளுடன் பொருந்தாததால் மட்டுமே இது முன்மொழியப்பட்டது.

எனவே, ஆற்றல் மற்றும் வெற்றிடத்தின் அடர்த்தி - இயற்பியலாளர்கள் நீண்ட காலமாக தெரிந்து கொள்ள வேண்டும் என்று கனவு கண்ட ஒரு அளவை வானியலாளர்கள் அளவிட முடிந்தது என்ற உண்மையுடன் எல்லாம் ஒன்றிணைகிறது. விளைவு எதிர்பாராதது. அத்தகைய அடிப்படை அளவு பூஜ்ஜியமாகவோ அல்லது பிளாங்க் அடர்த்தியால் நிர்ணயிக்கப்பட்டதாகவோ இருக்க வேண்டும் என்று எதிர்பார்க்கப்பட்டது - ஈர்ப்பு மாறிலி, ஒளியின் வேகம் மற்றும் பிளாங்க் மாறிலி ஆகியவற்றின் கலவையாகும், இது அடர்த்தியின் பரிமாணத்தைக் கொண்டுள்ளது மற்றும் 5 x 1093 ஆகும். g/cm3. இருப்பினும், வானியலாளர்களால் கவனிக்கப்பட்ட வெற்றிட அடர்த்தி மதிப்பு பிளாங்க் மதிப்பை விட 122 ஆர்டர்கள் அளவு குறைவாக உள்ளது - இன்னும் அது பூஜ்ஜியமாக இல்லை! ஆற்றல் மற்றும் வெற்றிடத்தின் அடர்த்தியானது பிரபஞ்சத்தில் உள்ள அனைத்துப் பொருட்களின் அடர்த்தியில் 70% ஆகும். காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணி கதிர்வீச்சின் பின்னணியில் ஏற்ற இறக்கங்களின் செயற்கைக்கோள் அளவீடுகளிலிருந்தும் இந்த முடிவு பின்பற்றப்படுகிறது. பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடையும் என்று அர்த்தம்...

இவை அனைத்தும் அடிப்படை இயற்பியலுக்கு கடினமான சிக்கல்களை ஏற்படுத்துகின்றன. UFN இல் ஒரு ஆய்வுக் கட்டுரையில், A.D. Chernin, உலகத்தின் வயது சுமார் 10-12 வினாடிகள் இருக்கும் போது, ​​வெற்றிடத்தின் தன்மை எப்படியாவது எலக்ட்ரோவீக் செயல்முறைகளின் இயற்பியலுடன் இணைக்கப்பட வேண்டும் என்ற அனுமானத்திற்கு ஆதரவாக வாதிடுகிறார். விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் வெப்பநிலை இந்த செயல்முறைகளுடன் தொடர்புடைய மதிப்புக்கு வீழ்ச்சியடைந்த சகாப்தத்தில், முதன்மை வெற்றிடத்தின் நிலையில் கடைசி நேர ஜம்ப் (கட்ட மாற்றம்) ஏற்பட்டது, இது தீர்மானிக்கப்பட்டது நவீன பொருள்அண்ட உடல் வெற்றிடத்தின் அடர்த்தி.

முதன்மை வெற்றிடம் என்பது நேரம் மற்றும் இடத்தின் கருத்துகளின் அதே அளவிலான அடிப்படையின் கோட்பாட்டு கருத்தாகும். அதன் அடர்த்தி பிளாங்க் அடர்த்திக்கு அருகில் இருக்க வேண்டும் என்று கருதப்படுகிறது. அதன் இருப்பை உறுதிப்படுத்தும் எந்த அவதானிப்புத் தரவுகளும் இதுவரை இல்லை, ஆனால் இது துல்லியமாக முதன்மை வெற்றிடத்தின் ஏற்ற இறக்கங்கள், பல கோட்பாட்டாளர்களின் கூற்றுப்படி, பல பிரபஞ்சங்களை உருவாக்குகின்றன. வெவ்வேறு அர்த்தங்கள்அவற்றில் உள்ள இயற்பியல் மாறிலிகள். இந்த பிரபஞ்சங்களின் அளவுருக்கள் (அட் நவீன நிலை!) வாழ்க்கையுடன் இணக்கமானது, நமது பிரபஞ்சம்...

எனவே, பிரபஞ்சம் 70% வெற்றிடத்தைக் கொண்டுள்ளது, மேலும் 4% மட்டுமே பேரியன்களால் ஆனது, அவை நட்சத்திரங்கள் மற்றும் வாயுவை உருவாக்குகின்றன. இதுவும் சமீபத்திய வருடங்களின் விளைவுதான். பிரபஞ்சத்தின் மீதமுள்ள 26% ஆற்றல் அடர்த்தியானது "குளிர் இருண்ட பொருளிலிருந்து" வருகிறது, (இதுவரை?) அதன் ஈர்ப்பு விசையால் மட்டுமே கண்டறிய முடியும். இந்த மறைக்கப்பட்ட வெகுஜனத்தின் கேரியர்கள் பெரும்பாலும் இயற்பியலுக்குத் தெரியாத பலவீனமான ஊடாடும் சக்திகளாகும் அடிப்படை துகள்கள். ஆழமான நிலத்தடி கருவிகளைக் கொண்டு அவர்களைத் தீவிரமாகத் தேடி வருகின்றனர். ஆனால் இதைப் பற்றி இனி பேச இடமில்லை.

20 ஆம் நூற்றாண்டின் இறுதியில் வானியலாளர்கள் ஒன்றுமில்லாமல் போய்விட்டார்கள் என்று அவர்களால் கூற முடியுமா? ஆனால் இல்லை, நாங்கள் அறிவின் மற்றொரு சிகரத்திற்கு ஏறினோம் - அதிலிருந்து நாங்கள் புதிய சிகரங்களைக் கண்டோம். மொத்த வெகுஜனத்தில் 1% மட்டுமே இருக்கும் நட்சத்திரங்களைக் கவனிப்பதன் மூலம் பிரபஞ்சத்தின் கலவையை நாம் தீர்மானிக்க முடிந்தது (படம் 7). இது அறிவியலின் மற்றொரு வெற்றி - மேலும் மனிதநேயம் அதை ஆதரித்தால் அறிவியலுக்கு முடிவே இருக்காது என்பதற்கான சான்று. பின்னர் எதிர்கால சவால்களுக்கு நாங்கள் பயப்பட மாட்டோம்!

நூறு ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, விஞ்ஞானிகள் நமது பிரபஞ்சத்தின் அளவு வேகமாக அதிகரித்து வருவதைக் கண்டுபிடித்தனர்.

1870 ஆம் ஆண்டில், ஆங்கிலக் கணிதவியலாளர் வில்லியம் கிளிஃபோர்ட், விண்வெளியை வளைக்க முடியும், சமமற்ற வெவ்வேறு புள்ளிகளில் இருக்க முடியும் மற்றும் காலப்போக்கில் அதன் வளைவு மாறலாம் என்ற மிக ஆழமான யோசனைக்கு வந்தார். அத்தகைய மாற்றங்கள் எப்படியாவது பொருளின் இயக்கத்துடன் தொடர்புடையவை என்பதை அவர் ஒப்புக்கொண்டார். இந்த இரண்டு கருத்துக்களும், பல ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, பொதுவான சார்பியல் கோட்பாட்டின் அடிப்படையை உருவாக்கியது. இதைப் பார்க்க கிளிஃபோர்ட் வாழவில்லை - ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீன் பிறப்பதற்கு 11 நாட்களுக்கு முன்பு அவர் 34 வயதில் காசநோயால் இறந்தார்.

ரெட்ஷிஃப்ட்

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பற்றிய முதல் தகவல் ஆஸ்ட்ரோஸ்பெக்ட்ரோகிராஃபி மூலம் வழங்கப்பட்டது. 1886 ஆம் ஆண்டில், ஆங்கில வானியலாளரான வில்லியம் ஹக்கின்ஸ், அதே தனிமங்களின் நில நிறமாலையுடன் ஒப்பிடும்போது நட்சத்திர ஒளியின் அலைநீளங்கள் சிறிது மாற்றப்பட்டதைக் கவனித்தார். டாப்ளர் விளைவின் ஒளியியல் பதிப்பிற்கான சூத்திரத்தின் அடிப்படையில், 1848 இல் பிரெஞ்சு இயற்பியலாளர் அர்மண்ட் ஃபிஸோவால் பெறப்பட்டது, ஒரு நட்சத்திரத்தின் ரேடியல் வேகத்தை கணக்கிட முடியும். இத்தகைய அவதானிப்புகள் ஒரு விண்வெளிப் பொருளின் இயக்கத்தைக் கண்காணிப்பதை சாத்தியமாக்குகின்றன.

கால் நூற்றாண்டுக்குப் பிறகு, அரிசோனாவில் உள்ள ஃபிளாக்ஸ்டாப்பில் உள்ள ஆய்வகத்தின் பணியாளரான வெஸ்டோ ஸ்லிஃபர் ஒரு புதிய வழியில் இந்த வாய்ப்பைப் பயன்படுத்தினார். நல்ல ஸ்பெக்ட்ரோகிராஃப். உயர்தர படத்தைப் பெற, அதே புகைப்படத் தகடு பல இரவுகளுக்கு வெளிப்பட்டது, எனவே திட்டம் மெதுவாக நகர்ந்தது. செப்டம்பர் முதல் டிசம்பர் 1913 வரை, ஸ்லிஃபர் ஆண்ட்ரோமெடா நெபுலாவைப் பற்றி ஆய்வு செய்து, டாப்ளர்-ஃபிஸோ ஃபார்முலாவைப் பயன்படுத்தி, ஒவ்வொரு நொடியும் 300 கிமீ பூமியை நெருங்குகிறது என்ற முடிவுக்கு வந்தார்.

1917 ஆம் ஆண்டில், அவர் 25 நெபுலாக்களின் ரேடியல் வேகங்கள் பற்றிய தரவுகளை வெளியிட்டார், இது அவற்றின் திசைகளில் குறிப்பிடத்தக்க சமச்சீரற்ற தன்மையைக் காட்டியது. நான்கு நெபுலாக்கள் மட்டுமே சூரியனை நெருங்கின, மீதமுள்ளவை ஓடிவிட்டன (மற்றும் சில மிக விரைவாக).

ஸ்லைஃபர் புகழைத் தேடவில்லை மற்றும் அவரது முடிவுகளை விளம்பரப்படுத்தவில்லை. எனவே, பிரபல பிரிட்டிஷ் வானியற்பியலாளர் ஆர்தர் எடிங்டன் அவர்கள் கவனத்தை ஈர்த்தபோதுதான் அவர்கள் வானியல் வட்டாரங்களில் அறியப்பட்டனர்.

1924 இல், அவர் சார்பியல் கோட்பாட்டின் ஒரு மோனோகிராஃப்டை வெளியிட்டார், அதில் ஸ்லிஃபர் கண்டுபிடித்த 41 நெபுலாக்களின் ரேடியல் வேகங்களின் பட்டியலை உள்ளடக்கியது. அதே நான்கு நீல நிற-மாற்றப்பட்ட நெபுலாக்கள் அங்கு இருந்தன, மீதமுள்ள 37 நிறமாலை கோடுகள் சிவப்பு-மாற்றம் செய்யப்பட்டன. அவற்றின் ரேடியல் வேகம் வினாடிக்கு 150 முதல் 1800 கிமீ வரை இருந்தது மற்றும் அந்த நேரத்தில் பால்வீதி நட்சத்திரங்களின் அறியப்பட்ட வேகத்தை விட சராசரியாக 25 மடங்கு அதிகமாக இருந்தது. நெபுலாக்கள் "கிளாசிக்கல்" லுமினரிகளை விட வெவ்வேறு இயக்கங்களில் பங்கேற்கின்றன என்று இது பரிந்துரைத்தது.

விண்வெளி தீவுகள்

1920 களின் முற்பகுதியில், பெரும்பாலான வானியலாளர்கள் சுழல் நெபுலாக்கள் பால்வீதியின் சுற்றளவில் அமைந்துள்ளதாகவும், அதற்கு அப்பால் வெற்று, இருண்ட இடத்தைத் தவிர வேறு எதுவும் இல்லை என்றும் நம்பினர். உண்மை, 18 ஆம் நூற்றாண்டில், சில விஞ்ஞானிகள் நெபுலாக்களில் மாபெரும் நட்சத்திரக் கூட்டங்களைக் கண்டனர் (இம்மானுவேல் கான்ட் அவற்றை தீவு பிரபஞ்சங்கள் என்று அழைத்தார்). இருப்பினும், இந்த கருதுகோள் பிரபலமாக இல்லை, ஏனெனில் நெபுலாக்களுக்கான தூரத்தை நம்பத்தகுந்த முறையில் தீர்மானிக்க இயலாது.

கலிபோர்னியாவின் மவுண்ட் வில்சன் ஆய்வகத்தில் 100 அங்குல பிரதிபலிப்பு தொலைநோக்கியில் பணிபுரிந்த எட்வின் ஹப்பிள் இந்த சிக்கலைத் தீர்த்தார். 1923-1924 ஆம் ஆண்டில், ஆந்த்ரோமெடா நெபுலா செஃபீட் மாறி நட்சத்திரங்கள் உட்பட பல ஒளிரும் பொருட்களைக் கொண்டுள்ளது என்பதைக் கண்டுபிடித்தார். அவற்றின் வெளிப்படையான பிரகாசத்தில் ஏற்படும் மாற்றத்தின் காலம் முழுமையான ஒளிர்வுடன் தொடர்புடையது என்பது ஏற்கனவே அறியப்பட்டது, எனவே செபீட்ஸ் அண்ட தூரங்களை அளவீடு செய்வதற்கு ஏற்றது. அவர்களின் உதவியுடன், ஹப்பிள் ஆண்ட்ரோமெடாவுக்கான தூரத்தை 285,000 பார்செக்குகளாக மதிப்பிட்டார் (நவீன தரவுகளின்படி, இது 800,000 பார்செக்குகள்). பால்வீதியின் விட்டம் தோராயமாக 100,000 பார்செக்குகள் என்று நம்பப்பட்டது (உண்மையில் இது மூன்று மடங்கு குறைவு). ஆண்ட்ரோமெடா மற்றும் பால்வீதி ஆகியவை சுயாதீன நட்சத்திரக் கூட்டங்களாகக் கருதப்பட வேண்டும். ஹப்பிள் விரைவில் மேலும் இரண்டு சுயாதீன விண்மீன் திரள்களை அடையாளம் கண்டார், இது இறுதியாக "தீவு பிரபஞ்சங்கள்" கருதுகோளை உறுதிப்படுத்தியது.

ஹப்பிளின் சட்டங்கள்

எட்வின் ஹப்பிள் ரெட் ஷிஃப்ட்ஸ் மற்றும் விண்மீன் தூரங்களின் தோராயமான விகிதாச்சாரத்தை அனுபவபூர்வமாகக் கண்டுபிடித்தார், அதை அவர் டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரத்தைப் பயன்படுத்தி வேகங்கள் மற்றும் தூரங்களுக்கு இடையிலான விகிதாசாரமாக மாற்றினார். எனவே நாம் இங்கே இரண்டு வெவ்வேறு வடிவங்களைக் கையாளுகிறோம்.

இந்த வடிவங்கள் எவ்வாறு ஒன்றோடொன்று தொடர்புடையவை என்பதை ஹப்பிள் அறியவில்லை, ஆனால் இன்றைய அறிவியல் இதைப் பற்றி என்ன சொல்கிறது?

Lemaitre மேலும் காட்டியது போல், அண்டவியல் (பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தால் ஏற்படும்) சிவப்பு மாற்றங்கள் மற்றும் தூரங்களுக்கு இடையே உள்ள நேரியல் தொடர்பு எந்த வகையிலும் முழுமையானது அல்ல. நடைமுறையில், 0.1 க்கும் குறைவான இடப்பெயர்வுகளுக்கு மட்டுமே இது நன்கு கவனிக்கப்படுகிறது. எனவே அனுபவ ஹப்பிள் சட்டம் துல்லியமானது அல்ல, ஆனால் தோராயமானது, மேலும் டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரம் ஸ்பெக்ட்ரமின் சிறிய மாற்றங்களுக்கு மட்டுமே செல்லுபடியாகும்.

ஆனால் தொலைதூரப் பொருட்களின் ஆர வேகத்தை அவற்றுக்கான தூரத்துடன் இணைக்கும் ஒரு கோட்பாட்டு விதி இங்கே உள்ளது (ஹப்பிள் அளவுருவின் வடிவத்தில் விகிதாசார குணகத்துடன் வி = HD), எந்த சிவப்பு மாற்றத்திற்கும் செல்லுபடியாகும். இருப்பினும், அதில் தோன்றும் வேகம் வி- இயற்பியல் சிக்னல்களின் வேகம் அல்லது இயற்பியல் இடத்தில் உண்மையான உடல்கள் இல்லை. இது விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் கூட்டங்களுக்கு இடையிலான தூரத்தின் அதிகரிப்பு வீதமாகும், இது பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தால் ஏற்படுகிறது. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை நிறுத்தவும், விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையில் அளவிடும் நாடாக்களை உடனடியாக நீட்டவும், அவற்றுக்கிடையேயான தூரத்தைப் படித்து அவற்றை அளவீடுகளுக்கு இடையிலான நேர இடைவெளிகளாகப் பிரிக்கவும் முடிந்தால் மட்டுமே அதை அளவிட முடியும். இயற்கையாகவே, இயற்பியல் விதிகள் இதை அனுமதிக்காது. எனவே, அண்டவியலாளர்கள் ஹப்பிள் அளவுருவைப் பயன்படுத்த விரும்புகிறார்கள் எச்மற்றொரு சூத்திரத்தில், பிரபஞ்சத்தின் அளவு காரணி தோன்றும், இது பல்வேறு அண்ட சகாப்தங்களில் அதன் விரிவாக்கத்தின் அளவை துல்லியமாக விவரிக்கிறது (இந்த அளவுரு காலப்போக்கில் மாறுவதால், அதன் நவீன மதிப்பு குறிக்கப்படுகிறது எச் 0) பிரபஞ்சம் இப்போது முடுக்கி விகிதத்தில் விரிவடைகிறது, எனவே ஹப்பிள் அளவுருவின் மதிப்பு அதிகரித்து வருகிறது.

அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றங்களை அளவிடுவதன் மூலம், விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தின் அளவைப் பற்றிய தகவலைப் பெறுகிறோம். கேலக்ஸி ஒளி அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றத்தில் நமக்கு வருகிறது z, அனைத்து அண்டவியல் தூரங்களும் 1+ ஆக இருக்கும் போது அதை விட்டு zநம் காலத்தை விட மடங்கு குறைவு. இந்த விண்மீனைப் பற்றிய கூடுதல் தகவல்கள், அதாவது அதன் தற்போதைய தூரம் அல்லது பால்வீதியில் இருந்து அகற்றும் வேகம் போன்றவை, குறிப்பிட்ட அண்டவியல் மாதிரியைப் பயன்படுத்தி மட்டுமே பெற முடியும். உதாரணமாக, ஐன்ஸ்டீன்-டி சிட்டர் மாதிரியில், ஒரு விண்மீன் z= 5 1.1 க்கு சமமான வேகத்தில் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்கிறது உடன்(ஒளியின் வேகம்). நீங்கள் ஒரு பொதுவான தவறை செய்துவிட்டு, அழைத்தால் என்ன செய்வது வி/cமற்றும் z, இந்த வேகம் ஒளி வேகத்தை விட ஐந்து மடங்கு அதிகமாக இருக்கும். முரண்பாடு, நாம் பார்க்கிறபடி, தீவிரமானது.

நியாயமாக, ஹப்பிளுக்கு இரண்டு ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, ஆண்ட்ரோமெடாவிற்கான தூரம் எஸ்டோனிய வானியலாளர் எர்ன்ஸ்ட் ஓபிக் என்பவரால் கணக்கிடப்பட்டது, இதன் விளைவாக - 450,000 பார்செக்குகள் - சரியானதற்கு நெருக்கமாக இருந்தது. இருப்பினும், ஹப்பிளின் நேரடி அவதானிப்புகளைப் போல் நம்பத்தகுந்ததாக இல்லாத பல தத்துவார்த்தக் கருத்துகளை அவர் பயன்படுத்தினார்.

1926 வாக்கில், ஹப்பிள் நானூறு "எக்ஸ்ட்ராகெலக்டிக் நெபுலாக்கள்" (அவர் நீண்ட காலமாகப் பயன்படுத்திய ஒரு சொல், அவற்றை விண்மீன் திரள்கள் என்று அழைப்பதைத் தவிர்த்தல்) பற்றிய புள்ளிவிவர பகுப்பாய்வை மேற்கொண்டார் மற்றும் ஒரு நெபுலாவுடனான தூரத்தை அதன் வெளிப்படையான பிரகாசத்துடன் தொடர்புபடுத்துவதற்கான சூத்திரத்தை முன்மொழிந்தார். இந்த முறையின் மகத்தான பிழைகள் இருந்தபோதிலும், புதிய தரவு நெபுலாக்கள் விண்வெளியில் அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ சமமாக விநியோகிக்கப்படுகின்றன மற்றும் பால்வீதியின் எல்லைகளுக்கு அப்பால் அமைந்துள்ளன. இப்போது விண்வெளி நமது கேலக்ஸி மற்றும் அதன் நெருங்கிய அண்டை நாடுகளுக்கு மட்டுப்படுத்தப்படவில்லை என்பதில் எந்த சந்தேகமும் இல்லை.

விண்வெளி ஆடை வடிவமைப்பாளர்கள்

சுழல் நெபுலாவின் தன்மை இறுதியாக தெளிவுபடுத்தப்படுவதற்கு முன்பே எடிங்டன் ஸ்லிஃபரின் முடிவுகளில் ஆர்வம் காட்டினார். இந்த நேரத்தில், ஒரு அண்டவியல் மாதிரி ஏற்கனவே இருந்தது, இது ஒரு குறிப்பிட்ட அர்த்தத்தில் ஸ்லிஃபரால் அடையாளம் காணப்பட்ட விளைவை முன்னறிவித்தது. எடிங்டன் அதைப் பற்றி நிறைய யோசித்தார், இயற்கையாகவே, அரிசோனா வானியலாளர்களின் அவதானிப்புகளுக்கு ஒரு அண்டவியல் ஒலியை வழங்குவதற்கான வாய்ப்பை இழக்கவில்லை.

நவீன கோட்பாட்டு அண்டவியல் 1917 ஆம் ஆண்டில் பொது சார்பியல் அடிப்படையில் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரிகளை முன்வைக்கும் இரண்டு புரட்சிகர ஆவணங்களுடன் தொடங்கியது. அவற்றில் ஒன்று ஐன்ஸ்டீனால் எழுதப்பட்டது, மற்றொன்று டச்சு வானியலாளர் வில்லெம் டி சிட்டர் என்பவரால் எழுதப்பட்டது.

ஐன்ஸ்டீன், காலத்தின் உணர்வில், முழு பிரபஞ்சமும் நிலையானது என்று நம்பினார் (அவர் அதை விண்வெளியில் எல்லையற்றதாக மாற்ற முயன்றார், ஆனால் அவரது சமன்பாடுகளுக்கான சரியான எல்லை நிலைமைகளைக் கண்டுபிடிக்க முடியவில்லை). இதன் விளைவாக, அவர் ஒரு மூடிய பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியை உருவாக்கினார், அதன் இடம் நிலையான நேர்மறை வளைவைக் கொண்டுள்ளது (எனவே அது நிலையான வரையறுக்கப்பட்ட ஆரம் கொண்டது). இந்த பிரபஞ்சத்தில் நேரம், மாறாக, நியூட்டனைப் போல, ஒரு திசையில் அதே வேகத்தில் பாய்கிறது. இந்த மாதிரியின் இட-நேரமானது இடஞ்சார்ந்த கூறு காரணமாக வளைந்துள்ளது, அதே நேரத்தில் நேர கூறு எந்த வகையிலும் சிதைக்கப்படவில்லை. இந்த உலகின் நிலையான இயல்பு முக்கிய சமன்பாட்டில் ஒரு சிறப்பு "செருகு" வழங்குகிறது, இது ஈர்ப்பு சரிவை தடுக்கிறது மற்றும் அதன் மூலம் எங்கும் நிறைந்த ஈர்ப்பு எதிர்ப்பு புலமாக செயல்படுகிறது. அதன் தீவிரம் ஒரு சிறப்பு மாறிலிக்கு விகிதாசாரமாகும், இதை ஐன்ஸ்டீன் உலகளாவிய என்று அழைத்தார் (இப்போது அண்டவியல் மாறிலி என்று அழைக்கப்படுகிறது).

ஐன்ஸ்டீனின் மாதிரியானது பிரபஞ்சத்தின் அளவு, பொருளின் மொத்த அளவு மற்றும் அண்டவியல் மாறிலியின் மதிப்பைக் கூட கணக்கிட முடிந்தது. இதைச் செய்ய, அண்டப் பொருளின் சராசரி அடர்த்தி மட்டுமே நமக்குத் தேவை, கொள்கையளவில், அவதானிப்புகளிலிருந்து தீர்மானிக்க முடியும். எடிங்டன் இந்த மாதிரியைப் பாராட்டியது மற்றும் ஹப்பிள் அதை நடைமுறையில் பயன்படுத்தியது தற்செயல் நிகழ்வு அல்ல. இருப்பினும், இது உறுதியற்ற தன்மையால் அழிக்கப்படுகிறது, ஐன்ஸ்டீன் வெறுமனே கவனிக்கவில்லை: சமநிலை மதிப்பிலிருந்து ஆரம் சிறிதளவு விலகினால், ஐன்ஸ்டீனின் உலகம் விரிவடைகிறது அல்லது ஈர்ப்பு சரிவுக்கு உட்படுகிறது. எனவே, இந்த மாதிரிக்கு உண்மையான பிரபஞ்சத்துடன் எந்த தொடர்பும் இல்லை.

வெற்று உலகம்

டி சிட்டர், அவர் நம்பியபடி, நிலையான நேர்மறை வளைவின் நிலையான உலகத்தை உருவாக்கினார். இது ஐன்ஸ்டீனின் அண்டவியல் மாறிலியைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் முற்றிலும் பொருள் இல்லை. தன்னிச்சையாக சிறிய நிறை கொண்ட சோதனைத் துகள்கள் அறிமுகப்படுத்தப்பட்டால், அவை சிதறி முடிவிலிக்குச் செல்கின்றன. கூடுதலாக, நேரம் அதன் மையத்தை விட டி சிட்டர் பிரபஞ்சத்தின் சுற்றளவில் மெதுவாக பாய்கிறது. இதன் காரணமாக, பெரிய தூரத்திலிருந்து ஒளி அலைகள் சிவப்பு மாற்றத்துடன் வருகின்றன, அவற்றின் ஆதாரம் பார்வையாளருடன் ஒப்பிடும்போது நிலையானதாக இருந்தாலும் கூட. எனவே 1920 களில், எடிங்டன் மற்றும் பிற வானியலாளர்கள் டி சிட்டரின் மாதிரியானது ஸ்லிஃபரின் அவதானிப்புகளில் பிரதிபலிக்கும் யதார்த்தத்துடன் ஏதாவது பொதுவானதா என்று ஆச்சரியப்பட்டனர்.

இந்த சந்தேகங்கள் வேறு விதமாக இருந்தாலும் உறுதிப்படுத்தப்பட்டன. டி சிட்டர் பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மை கற்பனையாக மாறியது, ஏனெனில் இது ஒருங்கிணைப்பு அமைப்பின் தோல்வியுற்ற தேர்வோடு தொடர்புடையது. இந்த பிழையை சரிசெய்த பிறகு, டி சிட்டர் இடம் தட்டையானது, யூக்ளிடியன், ஆனால் நிலையானது அல்ல. ஈர்ப்பு எதிர்ப்பு அண்டவியல் மாறிலிக்கு நன்றி, பூஜ்ஜிய வளைவை பராமரிக்கும் போது அது விரிவடைகிறது. இந்த விரிவாக்கத்தின் காரணமாக, ஃபோட்டான்களின் அலைநீளம் அதிகரிக்கிறது, இது டி சிட்டர் கணித்த நிறமாலை கோடுகளின் மாற்றத்தை ஏற்படுத்துகிறது. தொலைதூர விண்மீன்களின் அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றம் இன்று இவ்வாறு விளக்கப்பட்டுள்ளது என்பது கவனிக்கத்தக்கது.

தொடர்புடைய ஒருங்கிணைப்புகள்

அண்டவியல் கணக்கீடுகளில், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்துடன் ஒற்றுமையாக விரிவடையும் ஒருங்கிணைந்த ஒருங்கிணைப்பு அமைப்புகளைப் பயன்படுத்துவது வசதியானது.

ஒரு சிறந்த மாதிரியில், விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் விண்மீன் கூட்டங்கள் எந்த முறையான இயக்கங்களிலும் பங்கேற்கவில்லை, அவற்றின் துணை ஒருங்கிணைப்புகள் மாறாது. ஆனால் ஒரு குறிப்பிட்ட நேரத்தில் இரண்டு பொருட்களுக்கு இடையே உள்ள தூரம், அதனுடன் இணைந்த ஆயங்களில் உள்ள நிலையான தூரத்திற்கு சமம், இந்த தருணத்திற்கான அளவு காரணியின் மதிப்பால் பெருக்கப்படுகிறது. இந்த சூழ்நிலையை ஊதப்பட்ட பூகோளத்தில் எளிதாக விளக்கலாம்: ஒவ்வொரு புள்ளியின் அட்சரேகை மற்றும் தீர்க்கரேகை மாறாது, மேலும் எந்த ஜோடி புள்ளிகளுக்கும் இடையிலான தூரம் அதிகரிக்கும் ஆரத்துடன் அதிகரிக்கிறது.

விரிவடையும் பிரபஞ்ச அண்டவியல், சிறப்பு சார்பியல் மற்றும் நியூட்டனின் இயற்பியல் ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான ஆழமான வேறுபாடுகளைப் புரிந்துகொள்வதற்கு comoving coordinates உதவுகிறது. எனவே, நியூட்டனின் இயக்கவியலில் அனைத்து இயக்கங்களும் உறவினர், மற்றும் முழுமையான அசையாமைக்கு உடல் அர்த்தம் இல்லை. மாறாக, அண்டவியலில், மூவிங் ஆயங்களில் அசையாமை முழுமையானது மற்றும் கொள்கையளவில், அவதானிப்புகள் மூலம் உறுதிப்படுத்த முடியும்.

சிறப்பு சார்பியல் கோட்பாடு விண்வெளி-நேரத்தில் செயல்முறைகளை விவரிக்கிறது, அதில் இருந்து இடஞ்சார்ந்த மற்றும் தற்காலிக கூறுகளை லோரென்ட்ஸ் மாற்றங்களைப் பயன்படுத்தி எண்ணற்ற வழிகளில் தனிமைப்படுத்தலாம். அண்டவியல் விண்வெளி-நேரம், மாறாக, இயற்கையாகவே ஒரு வளைந்த விரிவடையும் விண்வெளி மற்றும் ஒரு அண்ட நேரமாக உடைகிறது. இந்த வழக்கில், தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் பின்வாங்கலின் வேகம் ஒளியின் வேகத்தை விட பல மடங்கு அதிகமாக இருக்கும்.

புள்ளிவிவரங்கள் முதல் இயக்கவியல் வரை

வெளிப்படையாக நிலையான அல்லாத அண்டவியல் கோட்பாடுகளின் வரலாறு இரண்டு படைப்புகளுடன் தொடங்குகிறது சோவியத் இயற்பியலாளர்அலெக்சாண்டர் ஃப்ரீட்மேன், வெளியிடப்பட்டது ஜெர்மன் பத்திரிகை Zeitschrift für Physik 1922 மற்றும் 1924 இல். ப்ரீட்மேன், நேரம் மாறுபடும் நேர்மறை மற்றும் எதிர்மறை வளைவு கொண்ட பிரபஞ்சங்களின் மாதிரிகளை கணக்கிட்டார், இது கோட்பாட்டு அண்டவியலின் தங்க நிதியாக மாறியது. இருப்பினும், சமகாலத்தவர்கள் இந்த படைப்புகளை கவனிக்கவில்லை (ஐன்ஸ்டீன் முதலில் ப்ரீட்மேனின் முதல் கட்டுரையை கணித ரீதியாக தவறாகக் கருதினார்). அண்டவியல் மாதிரிகளில் எது யதார்த்தத்துடன் மிகவும் ஒத்துப்போகிறது என்பதை தீர்மானிக்க அனுமதிக்கும் அவதானிப்புகளின் ஆயுதக் களஞ்சியத்தை வானியல் இன்னும் கொண்டிருக்கவில்லை என்று ப்ரீட்மேன் நம்பினார், எனவே தன்னை தூய கணிதத்திற்கு மட்டுப்படுத்தினார். ஒருவேளை அவர் ஸ்லைஃபரின் முடிவுகளைப் படித்திருந்தால் வித்தியாசமாக நடித்திருப்பார், ஆனால் இது நடக்கவில்லை.

20 ஆம் நூற்றாண்டின் முதல் பாதியில் மிகப்பெரிய அண்டவியல் நிபுணர் ஜார்ஜஸ் லெமைட்ரே வித்தியாசமாகச் சிந்தித்தார். வீட்டில், பெல்ஜியத்தில், அவர் கணிதத்தில் தனது ஆய்வுக் கட்டுரையை ஆதரித்தார், பின்னர் 1920 களின் நடுப்பகுதியில் அவர் வானியல் படித்தார் - எடிங்டனின் வழிகாட்டுதலின் கீழ் கேம்பிரிட்ஜில் மற்றும் ஹார்லோ ஷாப்லியின் கீழ் ஹார்வர்ட் ஆய்வகத்தில் (அமெரிக்காவில் இருந்தபோது, ​​​​அவர் இரண்டாவது பாடத்தைத் தயாரித்தார். எம்ஐடியில் ஆய்வுக் கட்டுரை, அவர் ஸ்லைஃபர் மற்றும் ஹப்பிளை சந்தித்தார்). 1925 ஆம் ஆண்டில், டி சிட்டரின் மாதிரியின் நிலையான தன்மை கற்பனையானது என்பதை முதன்முதலில் லெமாட்ரே காட்டினார். லூவைன் பல்கலைக்கழகத்தில் பேராசிரியராக தனது தாய்நாட்டிற்குத் திரும்பிய லெமைட்ரே, விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் முதல் மாதிரியை தெளிவான வானியல் அடிப்படையில் உருவாக்கினார். மிகைப்படுத்தாமல், இந்த வேலை விண்வெளி அறிவியலில் ஒரு புரட்சிகர முன்னேற்றம்.

உலகளாவிய புரட்சி

அவரது மாதிரியில், லெமைட்ரே ஒரு ஐன்ஸ்டீனிய எண் மதிப்புடன் அண்டவியல் மாறிலியைத் தக்க வைத்துக் கொண்டார். எனவே, அவரது பிரபஞ்சம் ஒரு நிலையான நிலையில் தொடங்குகிறது, ஆனால் காலப்போக்கில், ஏற்ற இறக்கங்கள் காரணமாக, அது அதிகரித்து வரும் விகிதத்தில் நிலையான விரிவாக்கத்தின் பாதையில் செல்கிறது. இந்த கட்டத்தில் அது ஒரு நேர்மறை வளைவை பராமரிக்கிறது, இது ஆரம் அதிகரிக்கும் போது குறைகிறது. லெமைட்ரே தனது பிரபஞ்சத்தின் கலவையில் பொருள் மட்டுமல்ல, மேலும் சேர்க்கப்பட்டுள்ளது மின்காந்த கதிர்வீச்சு. ஐன்ஸ்டீனோ அல்லது டி சிட்டரோ, யாருடைய வேலை லெமைட்ரேவுக்குத் தெரியும், அல்லது அந்த நேரத்தில் அவருக்கு எதுவும் தெரியாத ஃப்ரீட்மேன் இதைச் செய்யவில்லை.

அமெரிக்காவில் உள்ள லெமைட்ரே, தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் சிவப்பு மாற்றங்கள் விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தின் காரணமாக எழுகின்றன, இது ஒளி அலைகளை "நீட்டுகிறது" என்று பரிந்துரைத்தார். இப்போது அதை கணித ரீதியாக நிரூபித்துள்ளார். சிறிய (மிகச் சிறிய அலகுகள்) ரெட்ஷிஃப்ட்கள் ஒளி மூலத்திற்கான தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும், மேலும் விகிதாசார குணகம் நேரத்தை மட்டுமே சார்ந்துள்ளது மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய விரிவாக்க விகிதத்தைப் பற்றிய தகவல்களைக் கொண்டுள்ளது என்பதையும் அவர் நிரூபித்தார். ஒரு விண்மீனின் ரேடியல் வேகம் அதன் சிவப்பு மாற்றத்திற்கு விகிதாசாரமாகும் என்று டாப்ளர்-ஃபிஸோ சூத்திரம் குறிப்பிடுவதால், இந்த திசைவேகமும் அதன் தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும் என்ற முடிவுக்கு லெமாட்ரே வந்தார். ஹப்பிளின் பட்டியலிலிருந்து 42 விண்மீன் திரள்களின் வேகம் மற்றும் தூரத்தை ஆராய்ந்து, சூரியனின் உள்விழி வேகத்தை கணக்கில் எடுத்துக் கொண்ட பிறகு, அவர் விகிதாசார குணகங்களின் மதிப்புகளை நிறுவினார்.

பாடப்படாத வேலை

Lemaitre 1927 இல் தனது படைப்பை வெளியிட்டார் பிரெஞ்சுபிரஸ்ஸல்ஸ் சயின்டிஃபிக் சொசைட்டியின் அன்னல்ஸ் அதிகம் படிக்கப்படாத இதழில். அவள் ஆரம்பத்தில் கிட்டத்தட்ட கவனிக்கப்படாமல் போனதற்கு இதுவே முக்கிய காரணம் என்று நம்பப்படுகிறது (அவரது ஆசிரியர் எடிங்டனால் கூட). உண்மை, அதே ஆண்டின் இலையுதிர்காலத்தில், லெமைட்ரே தனது கண்டுபிடிப்புகளை ஐன்ஸ்டீனுடன் விவாதிக்க முடிந்தது மற்றும் ஃப்ரீட்மேனின் முடிவுகளைப் பற்றி அவரிடமிருந்து கற்றுக்கொண்டார். பொதுச் சார்பியலை உருவாக்கியவருக்கு எந்த தொழில்நுட்ப ஆட்சேபனையும் இல்லை, ஆனால் அவர் லெமெட்டரின் மாதிரியின் இயற்பியல் யதார்த்தத்தை உறுதியாக நம்பவில்லை (அவர் முன்பு ஃப்ரீட்மேனின் முடிவுகளை ஏற்கவில்லை).

ஹப்பிள் வரைபடங்கள்

இதற்கிடையில், 1920களின் பிற்பகுதியில், 24 விண்மீன் திரள்களின் தூரத்திற்கும் அவற்றின் ரேடியல் திசைவேகங்களுக்கும் இடையே ஒரு நேரியல் தொடர்பை ஹப்பிள் மற்றும் ஹூமேசன் கண்டுபிடித்தனர். ஒரு விண்மீனின் ரேடியல் வேகம் அதன் தூரத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாக இருக்கும் என்று ஹப்பிள் இதிலிருந்து முடிவு செய்தார். இந்த விகிதாச்சாரத்தின் குணகம் இப்போது குறிக்கப்படுகிறது எச் 0 மற்றும் ஹப்பிள் அளவுரு என்று அழைக்கப்படுகிறது (சமீபத்திய தரவுகளின்படி, இது 70 (கிமீ/வி)/மெகாபார்செக்கை விட சற்று அதிகமாக உள்ளது).

விண்மீன் வேகத்திற்கும் தூரத்திற்கும் இடையிலான நேரியல் தொடர்பைத் திட்டமிடும் ஹப்பிளின் கட்டுரை 1929 இன் ஆரம்பத்தில் வெளியிடப்பட்டது. ஒரு வருடத்திற்கு முன்பு, இளம் அமெரிக்கக் கணிதவியலாளர் ஹோவர்ட் ராபர்ட்சன், லெமைட்டரைப் பின்பற்றி, விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியிலிருந்து இந்த சார்புநிலையைப் பெற்றார், இது ஹப்பிள் அறிந்திருக்கலாம். இருப்பினும், அவரது புகழ்பெற்ற கட்டுரை இந்த மாதிரியை நேரடியாகவோ அல்லது மறைமுகமாகவோ குறிப்பிடவில்லை. ஹப்பிள் பின்னர் தனது சூத்திரத்தில் தோன்றும் வேகங்கள் உண்மையில் விண்வெளியில் உள்ள விண்மீன்களின் இயக்கங்களை விவரிக்கின்றன என்ற சந்தேகத்தை வெளிப்படுத்தினார், ஆனால் அவர் எப்போதும் அவற்றின் குறிப்பிட்ட விளக்கத்திலிருந்து விலகி இருந்தார். விண்மீன் தொலைவுகள் மற்றும் சிவப்பு மாற்றங்களின் விகிதாச்சாரத்தை நிரூபிப்பதில் அவர் தனது கண்டுபிடிப்பின் பொருளைக் கண்டார், மீதமுள்ளவற்றை கோட்பாட்டாளர்களுக்கு விட்டுவிட்டார். எனவே, ஹப்பிளுக்கு உரிய மரியாதையுடன், அவரை பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தைக் கண்டுபிடித்தவர் என்று கருதுவதற்கு எந்த காரணமும் இல்லை.

இன்னும் அது விரிவடைகிறது!

ஆயினும்கூட, ஹப்பிள் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் மற்றும் லெமைட்ரேயின் மாதிரியின் அங்கீகாரத்திற்கு வழி வகுத்தார். ஏற்கனவே 1930 இல், எடிங்டன் மற்றும் டி சிட்டர் போன்ற அண்டவியல் மாஸ்டர்கள் அவருக்கு அஞ்சலி செலுத்தினர்; சிறிது நேரம் கழித்து, விஞ்ஞானிகள் ப்ரீட்மேனின் வேலையைக் கவனித்து பாராட்டினர். 1931 இல், எடிங்டனின் தூண்டுதலின் பேரில், லெமைட்ரே தனது கட்டுரையை ஆங்கிலத்தில் (சிறிய வெட்டுக்களுடன்) ராயல் வானியல் சங்கத்தின் மாதாந்திர செய்திக்காக மொழிபெயர்த்தார். அதே ஆண்டில், ஐன்ஸ்டீன் லெமைட்ரேவின் முடிவுகளுடன் உடன்பட்டார், மேலும் ஒரு வருடம் கழித்து, டி சிட்டருடன் சேர்ந்து, தட்டையான இடம் மற்றும் வளைந்த நேரத்துடன் விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் மாதிரியை உருவாக்கினார். இந்த மாதிரி, அதன் எளிமை காரணமாக, நீண்ட காலமாக அண்டவியலாளர்களிடையே மிகவும் பிரபலமாக உள்ளது.

அதே 1931 இல், லெமைட்ரே பிரபஞ்சத்தின் மற்றொரு மாதிரியின் சுருக்கமான (மற்றும் எந்த கணிதமும் இல்லாமல்) விளக்கத்தை வெளியிட்டார், இது அண்டவியல் மற்றும் குவாண்டம் இயக்கவியல். இந்த மாதிரியில், ஆரம்ப தருணம் முதன்மை அணுவின் வெடிப்பு ஆகும் (லெமைட்ரே இதை குவாண்டம் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது), இது இடம் மற்றும் நேரம் இரண்டையும் உருவாக்கியது. புதிதாகப் பிறந்த பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை ஈர்ப்பு குறைப்பதால், அதன் வேகம் குறைகிறது - இது கிட்டத்தட்ட பூஜ்ஜியத்திற்கு சாத்தியமாகும். லெமைட்ரே பின்னர் தனது மாதிரியில் ஒரு அண்டவியல் மாறிலியை அறிமுகப்படுத்தினார், இது பிரபஞ்சத்தை இறுதியில் துரிதப்படுத்தும் விரிவாக்கத்தின் நிலையான ஆட்சிக்குள் நுழைய கட்டாயப்படுத்தியது. எனவே அவர் பிக் பேங்கின் யோசனை மற்றும் இருண்ட ஆற்றலின் இருப்பைக் கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளும் நவீன அண்டவியல் மாதிரிகள் இரண்டையும் எதிர்பார்த்தார். 1933 ஆம் ஆண்டில், அவர் வெற்றிடத்தின் ஆற்றல் அடர்த்தியுடன் அண்டவியல் மாறிலியை அடையாளம் கண்டார், இது இதுவரை யாரும் நினைத்துப் பார்க்கவில்லை. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தைக் கண்டுபிடித்தவர் என்ற தலைப்புக்கு நிச்சயமாகத் தகுதியான இந்த விஞ்ஞானி, அவருடைய காலத்திற்கு முன்பு எப்படி இருந்தார் என்பது ஆச்சரியமாக இருக்கிறது!

விண்மீன்கள் நிறைந்த வானம் நீண்ட காலமாக மனிதர்களுக்கு நித்தியத்தின் அடையாளமாக இருந்து வருகிறது. "நிலையான" நட்சத்திரங்கள் உண்மையில் நகரும், மற்றும் மகத்தான வேகத்தில் இருப்பதை நவீன காலங்களில் மட்டுமே மக்கள் உணர்ந்தனர். 20 ஆம் நூற்றாண்டில் மனிதகுலம் இன்னும் விசித்திரமான உண்மைக்கு பழக்கமாகிவிட்டது: நட்சத்திர அமைப்புகளுக்கு இடையிலான தூரம் - விண்மீன் திரள்கள் ஈர்ப்பு விசைகளால் ஒன்றோடொன்று இணைக்கப்படவில்லை - தொடர்ந்து அதிகரித்து வருகின்றன.

இங்கே புள்ளி விண்மீன் திரள்களின் தன்மையில் இல்லை: பிரபஞ்சமே விரிவடைகிறது! இயற்கை விஞ்ஞானம் அதன் அடிப்படைக் கொள்கைகளில் ஒன்றைப் பிரிக்க வேண்டியிருந்தது: இந்த உலகில் எல்லாமே மாறுகின்றன, ஆனால் உலகம் முழுவதும் எப்போதும் ஒரே மாதிரியாக இருக்கிறது. இருபதாம் நூற்றாண்டின் மிக முக்கியமான அறிவியல் நிகழ்வாக இதைக் கருதலாம்.

ஆல்பர்ட் ஐன்ஸ்டீன் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டை உருவாக்கியபோது இது தொடங்கியது. அவரது பாடங்கள் பொருள், இடம் மற்றும் நேரம் ஆகியவற்றின் அடிப்படை பண்புகளை விவரிக்கின்றன. (லத்தீன் மொழியில் "உறவினர்" என்பது relativus போல ஒலிக்கிறது, அதனால்தான் ஐன்ஸ்டீனின் சார்பியல் கோட்பாட்டின் அடிப்படையிலான கோட்பாடுகள் சார்பியல் என்று அழைக்கப்படுகின்றன).

ஐன்ஸ்டீன் தனது கோட்பாட்டை முழு அமைப்பாக பிரபஞ்சத்திற்குப் பயன்படுத்திய பின்னர், காலப்போக்கில் மாறாத பிரபஞ்சத்திற்கு ஒத்த தீர்வு எதுவும் இல்லை என்பதைக் கண்டுபிடித்தார். இது பெரிய விஞ்ஞானிக்கு திருப்தி அளிக்கவில்லை.

அவரது சமன்பாடுகளுக்கு ஒரு நிலையான தீர்வை அடைய, ஐன்ஸ்டீன் அவற்றில் ஒரு கூடுதல் வார்த்தையை அறிமுகப்படுத்தினார் - லாம்ப்டா சொல் என்று அழைக்கப்படுகிறது. இருப்பினும், இந்த கூடுதல் காலத்திற்கான எந்த ஒரு உடல் அடிப்படையையும் இதுவரை யாராலும் கண்டுபிடிக்க முடியவில்லை.

20 களின் முற்பகுதியில், சோவியத் கணிதவியலாளர் ஏ.ஏ. ப்ரீட்மேன், நிலையான நிலைகளை விதிக்காமல் பிரபஞ்சத்திற்கான பொது சார்பியல் சமன்பாடுகளைத் தீர்த்தார். பிரபஞ்சத்திற்கு இரண்டு நிலைகள் இருக்க முடியும் என்பதை அவர் நிரூபித்தார்: விரிவடையும் உலகம் மற்றும் சுருங்கும் உலகம். ப்ரீட்மேன் பெற்ற சமன்பாடுகள் தற்போது பிரபஞ்சத்தின் பரிணாமத்தை விவரிக்கப் பயன்படுத்தப்படுகின்றன.

இந்த தத்துவார்த்த வாதங்கள் அனைத்தும் விஞ்ஞானிகளால் உண்மையான உலகத்துடன் இணைக்கப்படவில்லை, 1929 ஆம் ஆண்டில் அமெரிக்க வானியலாளர் எட்வின் ஹப்பிள் பிரபஞ்சத்தின் புலப்படும் பகுதியின் விரிவாக்கத்தை உறுதிப்படுத்தினார். அவர் டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்தினார். ஒரு நகரும் மூலத்தின் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகள் அதன் அணுகுமுறை அல்லது பின்வாங்கலின் வேகத்திற்கு விகிதாசாரமாக மாறுகின்றன, எனவே ஒரு விண்மீனின் வேகத்தை அதன் நிறமாலை கோடுகளின் நிலை மாற்றத்திலிருந்து எப்போதும் கணக்கிட முடியும்.

மீண்டும் இருபதாம் நூற்றாண்டின் இரண்டாம் தசாப்தத்தில். அமெரிக்க வானியலாளர் வெஸ்டோ ஸ்லிஃபர், பல விண்மீன் திரள்களின் நிறமாலையை ஆய்வு செய்தபோது, ​​அவற்றில் பெரும்பாலானவை ஸ்பெக்ட்ரல் கோடுகள் சிவப்பு நிறமாக மாற்றப்பட்டிருப்பதைக் கண்டார். அதாவது, அவை நமது கேலக்ஸியிலிருந்து நொடிக்கு நூறு கிலோமீட்டர் வேகத்தில் நகர்கின்றன.

ஹப்பிள் குறைந்த எண்ணிக்கையிலான விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தையும் அவற்றின் வேகத்தையும் தீர்மானித்தார். அவரது அவதானிப்புகளின்படி, விண்மீன் எவ்வளவு தூரம் இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அது நம்மைவிட்டு நகர்கிறது. அகற்றும் வேகம் தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாக இருக்கும் விதி ஹப்பிள் விதி என்று அழைக்கப்படுகிறது.

இதன் பொருள் நமது கேலக்ஸி தான் விரிவாக்கம் நிகழும் மையம் என்று அர்த்தமா? வானியலாளர்களின் பார்வையில், இது சாத்தியமற்றது. பிரபஞ்சத்தில் எங்கும் ஒரு பார்வையாளர் ஒரே படத்தைப் பார்க்க வேண்டும்: அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் அவற்றின் தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாக சிவப்பு மாற்றங்களைக் கொண்டிருக்கும். இடமே உயர்த்தப்பட்டதாகத் தெரிகிறது.

பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது, ஆனால் விரிவாக்க மையம் இல்லை: எந்த இடத்திலிருந்தும் விரிவடைந்த படம் ஒரே மாதிரியாகத் தோன்றும்.

நீங்கள் ஒரு பலூனில் விண்மீன் திரள்களை வரைந்து அதை உயர்த்தத் தொடங்கினால், அவற்றுக்கிடையேயான தூரம் அதிகரிக்கும், மேலும் வேகமாக அவை ஒருவருக்கொருவர் அமைந்துள்ளன, மேலும் ஒரே வித்தியாசம் என்னவென்றால், வரையப்பட்ட விண்மீன் திரள்கள் அளவு அதிகரிக்கும், அதே நேரத்தில் உண்மையான நட்சத்திர அமைப்புகள். பிரபஞ்சத்தில் எல்லா இடங்களிலும் உள்ளன. அவற்றின் தொகுதி நட்சத்திரங்கள் ஈர்ப்பு விசைகளால் ஒன்றோடொன்று இணைக்கப்பட்டுள்ளன என்பதன் மூலம் இது விளக்கப்படுகிறது.

பிரபஞ்சத்தின் நிலையான விரிவாக்கத்தின் உண்மை உறுதியாக நிறுவப்பட்டுள்ளது. மிகத் தொலைவில் அறியப்பட்ட விண்மீன் திரள்கள் மற்றும் குவாசர்கள் ஒரு பெரிய சிவப்பு மாற்றத்தைக் கொண்டுள்ளன, ஸ்பெக்ட்ராவில் உள்ள அனைத்து கோடுகளின் அலைநீளங்களும் அருகிலுள்ள மூலங்களை விட 5 - 6 மடங்கு அதிகமாக இருக்கும்!

ஆனால் பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது என்றால், இன்று நாம் அதை கடந்த காலத்தில் இருந்ததை விட வித்தியாசமாக பார்க்கிறோம். பல பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, விண்மீன் திரள்கள் ஒன்றுக்கொன்று மிக நெருக்கமாக அமைந்திருந்தன. முன்னதாக, தனிப்பட்ட விண்மீன் திரள்கள் வெறுமனே இருக்க முடியாது, மேலும் விரிவாக்கத்தின் தொடக்கத்திற்கு நெருக்கமாக நட்சத்திரங்கள் கூட இருக்க முடியாது. இந்த சகாப்தம் - பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தின் ஆரம்பம் - நம்மிடமிருந்து 12 - 15 பில்லியன் ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளது.

விண்மீன் திரள்களின் வயது மதிப்பீடுகள் இன்னும் இந்த புள்ளிவிவரங்களை தெளிவுபடுத்துவதற்கு மிக அருகில் உள்ளன. ஆனால் வெவ்வேறு விண்மீன் திரள்களில் உள்ள பழமையான நட்சத்திரங்கள் தோராயமாக ஒரே வயதுடையவை என்று நம்பத்தகுந்த வகையில் நிறுவப்பட்டுள்ளது. இதன் விளைவாக, பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் அடர்த்தி இன்றையதை விட கணிசமாக அதிகமாக இருந்த காலகட்டத்தில் பெரும்பாலான நட்சத்திர அமைப்புகள் தோன்றின.

ஆரம்ப கட்டத்தில், பிரபஞ்சத்தின் முழு உயிரினமும் நிறைய இருந்தது அதிக அடர்த்தியானகற்பனை கூட செய்ய முடியாதது என்று. 1927 ஆம் ஆண்டில் பெல்ஜிய வானியலாளர் ஜார்ஜஸ் லெமைட்ரே மூலம் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பற்றிய யோசனை அறிமுகப்படுத்தப்பட்டது, மேலும் அசல் விஷயம் மிகவும் சூடாக இருந்தது என்ற முன்மொழிவை 1946 இல் ஜார்ஜி அன்டோனோவிச் காமோவ் முதலில் வெளிப்படுத்தினார். பின்னர், இந்த கருதுகோள் காஸ்மிக் மைக்ரோவேவ் பின்னணி கதிர்வீச்சு என்று அழைக்கப்படும் கண்டுபிடிப்பால் உறுதிப்படுத்தப்பட்டது. இது பிரபஞ்சத்தின் வன்முறைப் பிறப்பின் எதிரொலியாகவே உள்ளது, இது பெரும்பாலும் பெருவெடிப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது. ஆனால் பல கேள்விகள் உள்ளன. தற்போது கவனிக்கக்கூடிய பிரபஞ்சம் உருவாவதற்கு, வெடிப்பின் தொடக்கத்திற்கு என்ன வழிவகுத்தது? விண்வெளிக்கு ஏன் மூன்று பரிமாணங்கள் உள்ளன, ஆனால் நேரத்திற்கு ஒன்று உள்ளது? வேகமாக விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தில் நிலையான பொருள்கள் - நட்சத்திரங்கள் மற்றும் விண்மீன் திரள்கள் - எவ்வாறு தோன்றும்? தொடங்குவதற்கு முன் என்ன நடந்தது பெருவெடிப்பு? நவீன வானியலாளர்கள் மற்றும் இயற்பியலாளர்கள் இந்த மற்றும் பிற கேள்விகளுக்கான பதில்களைக் கண்டறிய முயற்சி செய்கிறார்கள்.

ஸ்டீபன் ஹாக்கிங் மற்றும் லியோனார்ட் ம்லோடினோவ் எழுதிய "எ ப்ரீஃப் ஹிஸ்டரி ஆஃப் டைம்" புத்தகத்தில் இருந்து பொருள்

டாப்ளர் விளைவு

1920 களில், வானியலாளர்கள் மற்ற விண்மீன் திரள்களில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையைப் படிக்கத் தொடங்கியபோது, ​​மிகவும் சுவாரஸ்யமான ஒன்று கண்டுபிடிக்கப்பட்டது: அவை நமது சொந்த விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்களைப் போலவே காணாமல் போன வண்ணங்களின் அதே பண்பு வடிவங்களைக் கொண்டிருக்கின்றன, ஆனால் அவை அனைத்தும் சிவப்பு முனைக்கு மாற்றப்பட்டன. ஸ்பெக்ட்ரம் , மற்றும் அதே விகிதத்தில். இயற்பியலாளர்கள் நிறம் அல்லது அதிர்வெண் மாற்றத்தை டாப்ளர் விளைவு என்று அறிவார்கள்.

இந்த நிகழ்வு ஒலியை எவ்வாறு பாதிக்கிறது என்பதை நாம் அனைவரும் அறிந்திருக்கிறோம். ஒரு கார் கடந்து செல்லும் சத்தத்தைக் கேளுங்கள். அது நெருங்கும்போது, ​​அதன் எஞ்சின் அல்லது ஹார்னின் சத்தம் அதிகமாகத் தெரிகிறது, மேலும் கார் ஏற்கனவே கடந்து சென்று விட்டு நகரத் தொடங்கியதும், ஒலி குறைகிறது. ஒரு போலீஸ் கார் மணிக்கு நூறு கிலோமீட்டர் வேகத்தில் நம்மை நோக்கி ஓட்டுவது ஒலியின் வேகத்தில் பத்தில் ஒரு பங்கை உருவாக்குகிறது. அவரது சைரனின் ஒலி ஒரு அலை, முகடுகளையும் தொட்டிகளையும் மாற்றுகிறது. அருகிலுள்ள முகடுகளுக்கு (அல்லது தொட்டிகளுக்கு) இடையிலான தூரம் அலைநீளம் என்று அழைக்கப்படுகிறது என்பதை நினைவில் கொள்க. குறைந்த அலைநீளம், அதிக அதிர்வுகள் ஒவ்வொரு நொடியும் நம் காதை அடைகின்றன மற்றும் ஒலியின் தொனி அல்லது அதிர்வெண் அதிகமாகும்.

டாப்ளர் விளைவு ஒரு கார் நெருங்கி வருவதால், அடுத்தடுத்து வரும் ஒவ்வொரு மேடுகளையும் உமிழ்வதால் ஏற்படுகிறது ஒலி அலை, நமக்கு நெருக்கமாகவும் நெருக்கமாகவும் இருக்கும், இதன் விளைவாக, முகடுகளுக்கு இடையே உள்ள தூரம் கார் நின்று கொண்டிருந்ததை விட குறைவாக இருக்கும். இதன் பொருள் நமக்கு வரும் அலைநீளங்கள் குறுகியதாகவும் அவற்றின் அதிர்வெண் அதிகமாகவும் இருக்கும். மாறாக, கார் விலகிச் சென்றால், நாம் எடுக்கும் அலைநீளங்கள் நீளமாகி அவற்றின் அதிர்வெண் குறையும். கார் வேகமாக நகரும், டாப்ளர் விளைவு வலுவானதாக தோன்றுகிறது, இது வேகத்தை அளவிடுவதற்கு அதைப் பயன்படுத்துவதை சாத்தியமாக்குகிறது.

மூல உமிழும் அலைகள் பார்வையாளரை நோக்கி நகரும்போது, ​​அலைநீளம் குறைகிறது. ஆதாரம் விலகிச் செல்லும்போது, ​​மாறாக, அது அதிகரிக்கிறது. இது டாப்ளர் விளைவு என்று அழைக்கப்படுகிறது.

ஒளி மற்றும் ரேடியோ அலைகள் இதே வழியில் செயல்படுகின்றன. கார்களில் இருந்து பிரதிபலிக்கும் ரேடியோ சிக்னலின் அலைநீளத்தை அளவிடுவதன் மூலம் கார்களின் வேகத்தை தீர்மானிக்க டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்துகிறது காவல்துறை. ஒளி என்பது ஒரு மின்காந்த புலத்தின் அதிர்வுகள் அல்லது அலைகள். காணக்கூடிய ஒளியின் அலைநீளம் மிகவும் சிறியது - ஒரு மீட்டரின் நாற்பது முதல் எண்பது மில்லியன் வரை. மனிதக் கண் ஒளியின் வெவ்வேறு அலைநீளங்களை வெவ்வேறு வண்ணங்களாக உணர்கிறது, ஸ்பெக்ட்ரமின் சிவப்பு முனையில் மிக நீளமான அலைநீளங்களும், நீல முனையில் மிகக் குறுகியதாகவும் இருக்கும். ஒரு குறிப்பிட்ட அலைநீளத்தின் ஒளி அலைகளை உமிழும் நட்சத்திரம் போன்ற நம்மிடமிருந்து நிலையான தொலைவில் அமைந்துள்ள ஒரு ஒளி மூலத்தை இப்போது கற்பனை செய்து பாருங்கள். பதிவு செய்யப்பட்ட அலைகளின் நீளம் உமிழப்படும் அதே அளவு இருக்கும். ஆனால் இப்போது ஒளிமூலம் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்லத் தொடங்குகிறது என்று வைத்துக்கொள்வோம். ஒலியைப் போலவே, இது ஒளியின் அலைநீளத்தை அதிகரிக்கச் செய்யும், அதாவது ஸ்பெக்ட்ரம் சிவப்பு முனையை நோக்கி மாறும்.

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம்

மற்ற விண்மீன் திரள்கள் இருப்பதை நிரூபித்த பிறகு, ஹப்பிள் அடுத்தடுத்த ஆண்டுகளில் அவற்றுக்கான தூரத்தை தீர்மானிப்பதிலும் அவற்றின் நிறமாலைகளைக் கவனிப்பதிலும் பணியாற்றினார். அந்த நேரத்தில், பலர் விண்மீன் திரள்கள் சீரற்ற முறையில் நகர்ந்ததாகக் கருதினர் மற்றும் நீல நிறமாலைகளின் எண்ணிக்கை சிவப்பு-மாற்றப்பட்டவற்றின் எண்ணிக்கைக்கு சமமாக இருக்கும் என்று எதிர்பார்த்தனர். எனவே, பெரும்பாலான விண்மீன் திரள்களின் நிறமாலை சிவப்பு மாற்றத்தைக் காட்டுவதைக் கண்டறிவது ஒரு முழுமையான ஆச்சரியமாக இருந்தது - கிட்டத்தட்ட எல்லா நட்சத்திர அமைப்புகளும் நம்மை விட்டு விலகிச் செல்கின்றன! ஹப்பிள் கண்டுபிடித்து 1929 இல் பகிரங்கப்படுத்தப்பட்ட உண்மை இன்னும் ஆச்சரியமாக இருந்தது: விண்மீன் திரள்களின் சிவப்பு மாற்றம் சீரற்றது அல்ல, ஆனால் அவை நம்மிடமிருந்து தூரத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாகும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், ஒரு விண்மீன் நம்மிடமிருந்து எவ்வளவு தொலைவில் இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அது விலகிச் செல்கிறது!இதைத் தொடர்ந்து, பிரபஞ்சம் முன்பு நினைத்தபடி நிலையானதாக, அளவு மாறாமல் இருக்க முடியாது. உண்மையில், அது விரிவடைகிறது: விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான தூரம் தொடர்ந்து வளர்ந்து வருகிறது.

பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது என்பதை உணர்ந்தது மனதில் ஒரு உண்மையான புரட்சியை உருவாக்கியது, இது இருபதாம் நூற்றாண்டின் மிகப்பெரிய புரட்சிகளில் ஒன்றாகும். பின்னோக்கிப் பார்த்தால், இதற்கு முன் யாரும் இதைப் பற்றி சிந்திக்கவில்லை என்பது ஆச்சரியமாகத் தோன்றலாம். ஒரு நிலையான பிரபஞ்சம் நிலையற்றதாக இருக்கும் என்பதை நியூட்டனும் மற்ற பெரிய மனங்களும் உணர்ந்திருக்க வேண்டும். சில தருணங்களில் அது அசைவில்லாமல் இருந்தாலும், நட்சத்திரங்கள் மற்றும் விண்மீன்களின் பரஸ்பர ஈர்ப்பு விரைவில் அதன் சுருக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும். பிரபஞ்சம் ஒப்பீட்டளவில் மெதுவாக விரிவடைந்தாலும், ஈர்ப்பு இறுதியில் அதன் விரிவாக்கத்திற்கு முற்றுப்புள்ளி வைத்து அதை சுருங்கச் செய்யும். இருப்பினும், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க விகிதம் ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான புள்ளியை விட அதிகமாக இருந்தால், புவியீர்ப்பு விசையால் அதை ஒருபோதும் நிறுத்த முடியாது மற்றும் பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடைந்து கொண்டே இருக்கும்.

இங்கே பூமியின் மேற்பரப்பில் இருந்து எழும் ராக்கெட்டுக்கு ஒரு தெளிவற்ற ஒற்றுமை உள்ளது. ஒப்பீட்டளவில் குறைந்த வேகத்தில், ஈர்ப்பு இறுதியில் ராக்கெட்டை நிறுத்தி பூமியை நோக்கி விழ ஆரம்பிக்கும். மறுபுறம், ராக்கெட்டின் வேகம் முக்கியமானதை விட அதிகமாக இருந்தால் (வினாடிக்கு 11.2 கிலோமீட்டர்களுக்கு மேல்), புவியீர்ப்பு அதைத் தாங்காது, அது பூமியை விட்டு நிரந்தரமாக வெளியேறுகிறது.

1965 ஆம் ஆண்டில், நியூ ஜெர்சியில் உள்ள பெல் டெலிபோன் லேபரேட்டரீஸின் ஆர்னோ பென்ஜியாஸ் மற்றும் ராபர்ட் வில்சன் ஆகிய இரண்டு அமெரிக்க இயற்பியலாளர்கள் மிகவும் உணர்திறன் வாய்ந்த மைக்ரோவேவ் ரிசீவரை பிழைதிருத்தம் செய்தனர். (நுண்ணலைகள் என்பது சுமார் ஒரு சென்டிமீட்டர் அலைநீளம் கொண்ட கதிர்வீச்சு ஆகும்.) பென்ஜியாஸ் மற்றும் வில்சன் ரிசீவர் எதிர்பார்த்ததை விட அதிக சத்தத்தைக் கண்டறிவதாக கவலைப்பட்டனர். அவர்கள் ஆண்டெனாவில் பறவைக் கழிவுகளைக் கண்டுபிடித்தனர் மற்றும் தோல்விக்கான பிற சாத்தியமான காரணங்களை அகற்றினர், ஆனால் விரைவில் குறுக்கீடு சாத்தியமான அனைத்து ஆதாரங்களையும் தீர்ந்துவிட்டனர். அதன் அச்சில் பூமியின் சுழற்சி மற்றும் சூரியனைச் சுற்றி அதன் சுழற்சியைப் பொருட்படுத்தாமல், ஆண்டு முழுவதும் கடிகாரத்தைச் சுற்றி பதிவு செய்யப்பட்ட சத்தம் வேறுபட்டது. பூமியின் இயக்கம் ரிசீவரை விண்வெளியின் வெவ்வேறு பிரிவுகளுக்குச் செலுத்தியதால், பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன் சத்தம் அப்பால் இருந்து வருகிறது என்று முடிவு செய்தனர். சூரிய குடும்பம்மற்றும் கேலக்ஸிக்கு வெளியில் இருந்தும் கூட. விண்வெளியின் எல்லாத் திசைகளிலிருந்தும் சமமாக வருவது போல் தோன்றியது. ரிசீவர் எங்கு சுட்டிக்காட்டப்பட்டாலும், இந்த இரைச்சல் சிறிய மாறுபாடுகளைத் தவிர மாறாமல் இருக்கும் என்பதை இப்போது நாம் அறிவோம். எனவே பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன் தற்செயலாக பிரபஞ்சம் எல்லா திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாக இருக்கிறது என்பதற்கான ஒரு குறிப்பிடத்தக்க உதாரணத்தில் தடுமாறினர்.

இந்த அண்ட பின்னணி இரைச்சலின் தோற்றம் என்ன? பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன் ரிசீவரில் உள்ள மர்மமான சத்தத்தை ஆராய்ந்த அதே நேரத்தில், இரண்டு அமெரிக்க இயற்பியலாளர்கள் பிரின்ஸ்டன் பல்கலைக்கழகம், பாப் டிக் மற்றும் ஜிம் பீபிள்ஸ் ஆகியோரும் நுண்ணலைகளில் ஆர்வம் காட்டினர். அதன் வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டங்களில் பிரபஞ்சம் மிகவும் அடர்த்தியாகவும், வெண்மையாகவும் இருந்தது என்ற ஜார்ஜ் காமோவின் முன்மொழிவை அவர்கள் ஆய்வு செய்தனர். டிக் மற்றும் பீபிள்ஸ் இது உண்மையாக இருந்தால், ஆரம்பகால பிரபஞ்சத்தின் பளபளப்பை நாம் கவனிக்க முடியும் என்று நம்பினர், ஏனெனில் நமது உலகின் மிக தொலைதூர பகுதிகளில் இருந்து ஒளி இப்போதுதான் நம்மை வந்தடைகிறது. இருப்பினும், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் காரணமாக, இந்த ஒளி ஸ்பெக்ட்ரமின் சிவப்பு முனைக்கு மாற்றப்பட வேண்டும், அது புலப்படும் கதிர்வீச்சிலிருந்து மைக்ரோவேவ் கதிர்வீச்சாக மாறும். டிக் மற்றும் பீபிள்ஸ் இந்த கதிர்வீச்சைத் தேடத் தயாராகிக் கொண்டிருந்தனர், பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன், அவர்களின் வேலையைப் பற்றி கேள்விப்பட்டு, அவர்கள் ஏற்கனவே அதை கண்டுபிடித்துவிட்டதாக உணர்ந்தனர். இந்த கண்டுபிடிப்புக்காக, பென்ஜியாஸ் மற்றும் வில்சன் விருது பெற்றனர் நோபல் பரிசு(இது டிக் மற்றும் பீபிள்ஸுக்கு ஓரளவு நியாயமற்றதாகத் தோன்றுகிறது, காமோவைக் குறிப்பிடவில்லை).

முதல் பார்வையில், பிரபஞ்சம் எந்த திசையிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தோற்றமளிக்கிறது என்பது நாம் அதில் சில சிறப்பு இடத்தைப் பெறுகிறோம் என்பதைக் குறிக்கிறது. குறிப்பாக, அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் நம்மை விட்டு விலகிச் செல்வதால், நாம் பிரபஞ்சத்தின் மையத்தில் இருக்க வேண்டும் என்று தோன்றலாம். எவ்வாறாயினும், இந்த நிகழ்வுக்கு மற்றொரு விளக்கம் உள்ளது: பிரபஞ்சம் வேறு எந்த விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்தும் பார்க்கும்போது எல்லா திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தோன்றலாம்.

அனைத்து விண்மீன் திரள்களும் ஒன்றுக்கொன்று விலகிச் செல்கின்றன. இது ஊதப்பட்ட பலூனின் மேற்பரப்பில் வண்ணப் புள்ளிகள் பரவுவதை நினைவூட்டுகிறது. பந்தின் அளவு அதிகரிக்கும் போது, ​​எந்த இரண்டு புள்ளிகளுக்கும் இடையே உள்ள தூரம் அதிகரிக்கிறது, ஆனால் புள்ளிகள் எதுவும் விரிவாக்கத்தின் மையமாக கருத முடியாது. மேலும், பலூனின் ஆரம் தொடர்ந்து வளர்ந்து கொண்டிருந்தால், அதன் மேற்பரப்பில் உள்ள புள்ளிகள் எவ்வளவு தூரம் இருக்கிறதோ, அவ்வளவு வேகமாக அவை விரிவடையும் போது அவை விலகிச் செல்லும். பலூனின் ஆரம் ஒவ்வொரு நொடியும் இரட்டிப்பாகிறது என்று வைத்துக் கொள்வோம். பின்னர் இரண்டு புள்ளிகள், ஆரம்பத்தில் ஒரு சென்டிமீட்டர் தூரத்தால் பிரிக்கப்பட்டு, ஒரு வினாடிக்குப் பிறகு ஏற்கனவே இரண்டு சென்டிமீட்டர்கள் (பலூனின் மேற்பரப்பில் அளவிடப்படுகிறது) இருக்கும், அதனால் அவற்றின் தொடர்புடைய வேகம் வினாடிக்கு ஒரு சென்டிமீட்டராக இருக்கும். மறுபுறம், பத்து சென்டிமீட்டரால் பிரிக்கப்பட்ட ஒரு ஜோடி புள்ளிகள், விரிவாக்கம் தொடங்கிய ஒரு வினாடிக்குப் பிறகு, இருபது சென்டிமீட்டர்கள் பிரிந்து செல்லும், இதனால் அவற்றின் ஒப்பீட்டு வேகம் வினாடிக்கு பத்து சென்டிமீட்டராக இருக்கும். எந்த இரண்டு விண்மீன் திரள்களும் ஒன்றையொன்று விட்டு நகரும் வேகம் அவற்றுக்கிடையே உள்ள தூரத்திற்கு விகிதாசாரமாகும். எனவே, ஒரு விண்மீனின் சிவப்பு மாற்றம் நம்மிடமிருந்து அதன் தூரத்திற்கு நேரடியாக விகிதாசாரமாக இருக்க வேண்டும் - இது ஹப்பிள் பின்னர் கண்டுபிடித்த அதே சார்பு. 1922 இல் ரஷ்ய இயற்பியலாளரும் கணிதவியலாளருமான அலெக்சாண்டர் ஃபிரைட்மேன் ஒரு வெற்றிகரமான மாதிரியை முன்மொழிந்தார் மற்றும் ஹப்பிளின் அவதானிப்புகளின் முடிவுகளை எதிர்பார்க்கிறார்; 1935 ஆம் ஆண்டு வரை இதேபோன்ற மாதிரியை அமெரிக்க இயற்பியலாளர் ஹோவர்ட் ராபர்ட்சன் மற்றும் பிரிட்டிஷ் கணிதவியலாளர் ஆர்தர் வாக்கர் முன்மொழிந்தார். , பிரபஞ்சத்தின் ஹப்பிளின் கண்டுபிடிப்பு விரிவாக்கத்தின் அடிச்சுவடுகளைப் பின்பற்றுகிறது.

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் காரணமாக, விண்மீன் திரள்கள் ஒருவருக்கொருவர் விலகிச் செல்கின்றன. காலப்போக்கில், தூரத்திலுள்ள நட்சத்திரத் தீவுகளுக்கு இடையே உள்ள தூரம், அருகில் உள்ள விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையே உள்ள தூரத்தை விட அதிகமாக அதிகரிக்கிறது. எனவே, எந்த விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்தும் ஒரு பார்வையாளருக்கு, மற்றொரு விண்மீன் விலகிச் செல்லும் வேகம் அதிகமாகத் தெரிகிறது, அது மேலும் தொலைவில் அமைந்துள்ளது.

பிரபஞ்சத்தின் மூன்று வகையான விரிவாக்கம்

விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான ஈர்ப்பு படிப்படியாக குறைந்து இறுதியில் அதை நிறுத்தும் அளவுக்கு பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் மெதுவாக இருப்பதாக முதல் வகுப்பு தீர்வுகள் (பிரைட்மேன் கண்டுபிடித்தது) கருதுகிறது. இதற்குப் பிறகு, விண்மீன் திரள்கள் ஒன்றாகச் செல்லத் தொடங்குகின்றன, மேலும் பிரபஞ்சம் சுருங்கத் தொடங்குகிறது. இரண்டாவது வகை தீர்வுகளின்படி, பிரபஞ்சம் மிக விரைவாக விரிவடைகிறது, ஈர்ப்பு விண்மீன் திரள்களின் பின்வாங்கலை சிறிது குறைக்கும், ஆனால் அதை ஒருபோதும் நிறுத்த முடியாது. இறுதியாக, மூன்றாவது தீர்வு உள்ளது, அதன் படி பிரபஞ்சம் சரிவைத் தவிர்க்க சரியான வேகத்தில் விரிவடைகிறது. காலப்போக்கில், விண்மீன் விரிவாக்கத்தின் வேகம் குறைகிறது, ஆனால் பூஜ்ஜியத்தை எட்டாது.

ப்ரீட்மேனின் முதல் மாதிரியின் ஒரு அற்புதமான அம்சம் என்னவென்றால், அதில் பிரபஞ்சம் விண்வெளியில் எல்லையற்றது அல்ல, ஆனால் அதே நேரத்தில் விண்வெளியில் எங்கும் எல்லைகள் இல்லை. புவியீர்ப்பு மிகவும் வலுவானது, விண்வெளி சரிந்து தன்னைத்தானே மூடுகிறது. இது ஓரளவிற்கு பூமியின் மேற்பரப்பைப் போன்றது, இதுவும் வரையறுக்கப்பட்டுள்ளது, ஆனால் எல்லைகள் இல்லை. நீங்கள் பூமியின் மேற்பரப்பில் ஒரு குறிப்பிட்ட திசையில் நகர்ந்தால், நீங்கள் ஒருபோதும் கடக்க முடியாத தடையையோ அல்லது உலகின் முடிவையோ சந்திக்க மாட்டீர்கள், ஆனால் இறுதியில் நீங்கள் தொடங்கிய இடத்திற்குத் திரும்புவீர்கள். ப்ரீட்மேனின் முதல் மாதிரியில், விண்வெளியானது பூமியின் மேற்பரப்பைப் போலவே இரண்டு பரிமாணங்களை விட மூன்று பரிமாணங்களில் சரியாக அதே வழியில் அமைக்கப்பட்டுள்ளது. ஒருவர் பிரபஞ்சத்தைச் சுற்றி வந்து தொடக்கப் புள்ளிக்குத் திரும்பலாம் என்ற கருத்து அறிவியல் புனைகதைகளுக்கு நல்லது, ஆனால் நடைமுறை முக்கியத்துவம் இல்லை, ஏனெனில், நிரூபிக்கப்பட்டபடி, பயணி தனது தொடக்கத்திற்குத் திரும்புவதற்கு முன்பு பிரபஞ்சம் ஒரு புள்ளியில் சுருங்கிவிடும். பயணம். பிரபஞ்சம் மிகவும் பெரியது, நீங்கள் தொடங்கிய இடத்திலிருந்து உங்கள் பயணத்தை முடிக்க ஒளியை விட வேகமாக நகர வேண்டும், அத்தகைய வேகங்கள் தடைசெய்யப்பட்டுள்ளன (சார்பியல் கோட்பாட்டின் மூலம்). ஃப்ரீட்மேனின் இரண்டாவது மாதிரியில், இடமும் வளைந்திருக்கும், ஆனால் வேறு வழியில். மூன்றாவது மாதிரியில் மட்டுமே பிரபஞ்சத்தின் பெரிய அளவிலான வடிவியல் தட்டையானது (பாரிய உடல்களுக்கு அருகில் இடம் வளைந்திருந்தாலும்).

எந்த ஃப்ரீட்மேன் மாதிரி நமது பிரபஞ்சத்தை விவரிக்கிறது? பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் எப்போதாவது நிறுத்தப்பட்டு சுருக்கத்தால் மாற்றப்படுமா அல்லது பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடையும்?

இந்த கேள்விக்கு பதிலளிப்பது விஞ்ஞானிகள் ஆரம்பத்தில் நினைத்ததை விட மிகவும் கடினம் என்று மாறியது. அதன் தீர்வு முக்கியமாக இரண்டு விஷயங்களைச் சார்ந்துள்ளது - தற்போது கவனிக்கப்படும் பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க விகிதம் மற்றும் அதன் தற்போதைய சராசரி அடர்த்தி (வெளியின் ஒரு யூனிட் தொகுதிக்கு பொருளின் அளவு). தற்போதைய விரிவாக்க விகிதம் அதிகமாக இருப்பதால், அதிக ஈர்ப்பு விசையும், அதனால் பொருளின் அடர்த்தியும், விரிவாக்கத்தை நிறுத்த வேண்டும். சராசரி அடர்த்தி ஒரு குறிப்பிட்ட முக்கியமான மதிப்பை விட அதிகமாக இருந்தால் (விரிவாக்க விகிதத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது), பின்னர் பொருளின் ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை நிறுத்தி அதை சுருங்கச் செய்யலாம். பிரபஞ்சத்தின் இந்த நடத்தை ஃப்ரீட்மேனின் முதல் மாதிரிக்கு ஒத்திருக்கிறது. சராசரி அடர்த்தி ஒரு முக்கியமான மதிப்பைக் காட்டிலும் குறைவாக இருந்தால், ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு விரிவாக்கத்தை நிறுத்தாது மற்றும் பிரபஞ்சம் என்றென்றும் விரிவடையும் - இரண்டாவது ஃபிரைட்மேன் மாதிரியைப் போல. இறுதியாக, பிரபஞ்சத்தின் சராசரி அடர்த்தியானது முக்கியமான மதிப்பிற்குச் சரியாகச் சமமாக இருந்தால், பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் என்றென்றும் குறையும், ஒரு நிலையான நிலைக்கு நெருங்கி நெருங்கி வரும், ஆனால் அதை அடைய முடியாது. இந்த காட்சி ப்ரீட்மேனின் மூன்றாவது மாடலுக்கு ஒத்திருக்கிறது.

எனவே எந்த மாதிரி சரியானது? டாப்ளர் விளைவைப் பயன்படுத்தி மற்ற விண்மீன் திரள்கள் நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்லும் வேகத்தை அளந்தால், பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய விரிவாக்க விகிதத்தை நாம் தீர்மானிக்க முடியும். இதை மிகத் துல்லியமாகச் செய்ய முடியும். இருப்பினும், விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரம் மிகவும் நன்கு அறியப்படவில்லை, ஏனெனில் நாம் அவற்றை மறைமுகமாக மட்டுமே அளவிட முடியும். எனவே, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்க விகிதம் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு 5 முதல் 10% வரை மட்டுமே என்பதை நாம் அறிவோம். பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய சராசரி அடர்த்தி பற்றிய நமது அறிவு இன்னும் தெளிவற்றது. எனவே, நமது மற்றும் பிற விண்மீன் திரள்களில் காணக்கூடிய அனைத்து நட்சத்திரங்களின் வெகுஜனங்களையும் சேர்த்தால், விரிவாக்க விகிதத்தின் மிகக் குறைந்த மதிப்பீட்டில் கூட, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தைத் தடுக்கத் தேவையான தொகையில் நூறில் ஒரு பங்கிற்கும் குறைவாகவே இருக்கும்.

ஆனால் அதெல்லாம் இல்லை. நமது விண்மீன் மற்றும் பிறவற்றில் அதிக அளவு "கருப்பொருள்" இருக்க வேண்டும், அதை நாம் நேரடியாகக் கவனிக்க முடியாது, ஆனால் அதன் இருப்பு விண்மீன் மண்டலங்களில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதையில் அதன் ஈர்ப்பு விளைவு காரணமாக நமக்குத் தெரியும். இருண்ட பொருளின் இருப்புக்கான சிறந்த ஆதாரம் சுழல் விண்மீன் திரள்களின் சுற்றளவில் உள்ள நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதையில் இருந்து வருகிறது. பால்வெளி. இந்த நட்சத்திரங்கள் விண்மீன் மண்டலத்தின் புலப்படும் நட்சத்திரங்களின் ஈர்ப்பு விசையால் சுற்றுப்பாதையில் வைக்க முடியாதபடி மிக விரைவாக அவற்றின் விண்மீன் திரள்களைச் சுற்றி வருகின்றன. கூடுதலாக, பெரும்பாலான விண்மீன் திரள்கள் கொத்துகளின் ஒரு பகுதியாகும், மேலும் விண்மீன் திரள்களின் இயக்கத்தில் அதன் விளைவிலிருந்து இந்த கொத்துகளில் உள்ள விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையில் இருண்ட பொருள் இருப்பதை நாம் ஊகிக்க முடியும். உண்மையில், பிரபஞ்சத்தில் உள்ள இருண்ட பொருளின் அளவு சாதாரண பொருளின் அளவை விட அதிகமாக உள்ளது. நாம் அனைத்து இருண்ட பொருட்களையும் சேர்த்தால், விரிவாக்கத்தை நிறுத்த தேவையான வெகுஜனத்தில் பத்தில் ஒரு பங்கு கிடைக்கும்.

எவ்வாறாயினும், பிரபஞ்சம் முழுவதும் கிட்டத்தட்ட சமமாக விநியோகிக்கப்படும், இதுவரை நமக்குத் தெரியாத, அதன் சராசரி அடர்த்தியை அதிகரிக்கக்கூடிய பிற வடிவங்களின் இருப்பை நாம் விலக்க முடியாது. எடுத்துக்காட்டாக, நியூட்ரினோக்கள் எனப்படும் அடிப்படைத் துகள்கள் உள்ளன, அவை பொருளுடன் மிகவும் பலவீனமாக தொடர்பு கொள்கின்றன மற்றும் கண்டறிவது மிகவும் கடினம்.

கடந்த சில ஆண்டுகளாக, பென்சியாஸ் மற்றும் வில்சன் கண்டுபிடித்த மைக்ரோவேவ் பின்னணியில் உள்ள சிறிய சிற்றலைகளை ஆராய்ச்சியாளர்களின் வெவ்வேறு குழுக்கள் ஆய்வு செய்து வருகின்றன. இந்த சிற்றலைகளின் அளவு பிரபஞ்சத்தின் பெரிய அளவிலான கட்டமைப்பின் குறிகாட்டியாக செயல்படும். பிரபஞ்சம் தட்டையானது (பிரைட்மேனின் மூன்றாவது மாடலில் உள்ளது போல) என்பதை அதன் தன்மை குறிப்பிடுகிறது! ஆனால் இதற்கு சாதாரண மற்றும் இருண்ட பொருளின் மொத்த அளவு போதுமானதாக இல்லை என்பதால், இயற்பியலாளர்கள் மற்றொரு, இன்னும் கண்டுபிடிக்கப்படாத, பொருள் - இருண்ட ஆற்றல் இருப்பதை முன்வைத்தனர்.

மேலும் சிக்கலை மேலும் சிக்கலாக்குவது போல், சமீபத்திய அவதானிப்புகள் அதைக் காட்டுகின்றன பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் மெதுவாக இல்லை, ஆனால் துரிதப்படுத்துகிறது. ப்ரீட்மேனின் அனைத்து மாடல்களுக்கும் மாறாக! இது மிகவும் விசித்திரமானது, ஏனெனில் விண்வெளியில் பொருள் இருப்பது - அதிக அல்லது குறைந்த அடர்த்தி - விரிவாக்கத்தை மட்டுமே குறைக்கும். எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, ஈர்ப்பு எப்போதும் ஒரு கவர்ச்சிகரமான சக்தியாக செயல்படுகிறது. அண்டவியல் விரிவாக்கத்தை துரிதப்படுத்துவது வெடிகுண்டு போன்றது, அது வெடித்த பிறகு ஆற்றலைச் சிதறடிப்பதை விட சேகரிக்கிறது. விண்வெளியின் விரைவான விரிவாக்கத்திற்கு என்ன சக்தி காரணம்? இந்தக் கேள்விக்கு நம்பகமான பதில் யாரிடமும் இல்லை. இருப்பினும், ஐன்ஸ்டீன் தனது சமன்பாடுகளில் அண்டவியல் மாறிலியை (மற்றும் அதனுடன் தொடர்புடைய ஈர்ப்பு எதிர்ப்பு விளைவு) அறிமுகப்படுத்தியபோது அவர் சரியாக இருந்திருக்கலாம்.

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் பத்தொன்பதாம் அல்லது பதினெட்டாம் நூற்றாண்டு மற்றும் பதினேழாம் நூற்றாண்டின் இறுதியில் கூட எந்த நேரத்திலும் கணிக்கப்படலாம். இருப்பினும், நிலையான பிரபஞ்சத்தின் மீதான நம்பிக்கை மிகவும் வலுவாக இருந்தது, மாயை இருபதாம் நூற்றாண்டின் ஆரம்பம் வரை மனதில் அதன் சக்தியைத் தக்க வைத்துக் கொண்டது. ஐன்ஸ்டீன் கூட பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மையில் மிகவும் நம்பிக்கையுடன் இருந்தார், 1915 ஆம் ஆண்டில் அவர் பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மையை உறுதி செய்யும் அண்டவியல் மாறிலி என்று அழைக்கப்படும் சமன்பாடுகளுக்கு ஒரு சிறப்பு வார்த்தையை செயற்கையாக சேர்ப்பதன் மூலம் பொது சார்பியல் கோட்பாட்டில் ஒரு சிறப்பு திருத்தம் செய்தார்.

அண்டவியல் மாறிலி ஒரு குறிப்பிட்ட புதிய சக்தியின் செயலாக வெளிப்பட்டது - "புவியீர்ப்பு எதிர்ப்பு", இது மற்ற சக்திகளைப் போலல்லாமல், எந்த குறிப்பிட்ட ஆதாரத்தையும் கொண்டிருக்கவில்லை, ஆனால் விண்வெளி நேரத்தின் கட்டமைப்பில் உள்ளார்ந்த ஒரு ஒருங்கிணைந்த சொத்து. இந்த சக்தியின் செல்வாக்கின் கீழ், விண்வெளி-நேரம் விரிவடைவதற்கான உள்ளார்ந்த போக்கை வெளிப்படுத்தியது. அண்டவியல் மாறிலியின் மதிப்பைத் தேர்ந்தெடுப்பதன் மூலம், ஐன்ஸ்டீன் இந்தப் போக்கின் வலிமையை மாற்றலாம். அதன் உதவியுடன், தற்போதுள்ள அனைத்து பொருட்களின் பரஸ்பர ஈர்ப்பை அவர் துல்லியமாக சமப்படுத்த முடிந்தது, இதன் விளைவாக, நிலையான பிரபஞ்சத்தைப் பெற முடிந்தது.

ஐன்ஸ்டீன் பின்னர் ஒரு அண்டவியல் மாறிலியின் யோசனையை நிராகரித்தார், அது தனது "பெரிய தவறு" என்று ஒப்புக்கொண்டார். நாம் விரைவில் பார்ப்பது போல், அண்டவியல் மாறிலியை அறிமுகப்படுத்தியதில் ஐன்ஸ்டீன் சரியாக இருந்திருக்கலாம் என்று நம்புவதற்கு இன்று காரணங்கள் உள்ளன. ஆனால் ஐன்ஸ்டீனை மிகவும் வருத்தப்படுத்தியது என்னவென்றால், அவர் தனது சொந்த கோட்பாட்டின் மூலம் கணிக்கப்பட்ட பிரபஞ்சம் விரிவடைய வேண்டும் என்ற முடிவை மறைக்க ஒரு நிலையான பிரபஞ்சத்தின் மீதான தனது நம்பிக்கையை அனுமதித்தார். ஒரே ஒரு நபர் மட்டுமே பொதுச் சார்பின் இந்த விளைவைப் பார்த்து அதை தீவிரமாக எடுத்துக் கொண்டதாகத் தெரிகிறது. ஐன்ஸ்டீனும் பிற இயற்பியலாளர்களும் பிரபஞ்சத்தின் நிலையான தன்மையைத் தவிர்ப்பது எப்படி என்று தேடிக்கொண்டிருந்தபோது, ​​ரஷ்ய இயற்பியலாளரும் கணிதவியலாளருமான அலெக்சாண்டர் ஃப்ரீட்மேன், மாறாக, அது விரிவடைகிறது என்று வலியுறுத்தினார்.

பிரபஞ்சத்தைப் பற்றி ப்ரீட்மேன் இரண்டு எளிய அனுமானங்களைச் செய்தார்: நாம் எந்தத் திசையைப் பார்த்தாலும் அது ஒரே மாதிரியாகத் தெரிகிறது, மேலும் இந்த அனுமானம் பிரபஞ்சத்தின் எந்தப் பகுதியில் இருந்து பார்த்தாலும் உண்மையாக இருக்கும். இந்த இரண்டு யோசனைகளின் அடிப்படையில் மற்றும் பொது சார்பியல் சமன்பாடுகளைத் தீர்ப்பதன் மூலம், அவர் பிரபஞ்சம் நிலையானதாக இருக்க முடியாது என்பதை நிரூபித்தார். ஆக, 1922-ல், எட்வின் ஹப்பிள் கண்டுபிடிப்பதற்குப் பல ஆண்டுகளுக்கு முன்பே, பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை ப்ரீட்மேன் துல்லியமாகக் கணித்தார்!

பிரபஞ்சத்தின் மையத்தில் நாம் ஒரு சிறப்பு இடத்தைப் பெறுகிறோம் என்று சர்ச் கோட்பாடு முன்வைத்ததால், பல நூற்றாண்டுகளுக்கு முன்பு, கிறிஸ்தவ திருச்சபை அதை மதவெறி என்று கருதியிருக்கும். ஆனால் இன்று நாம் ப்ரீட்மேனின் அனுமானத்தை ஏறக்குறைய எதிர்மாறான காரணத்திற்காக ஏற்றுக்கொள்கிறோம், ஒரு வகையான அடக்கம்: பிரபஞ்சம் எல்லா திசைகளிலும் ஒரே மாதிரியாகத் தெரிந்தால் அது நமக்கு முற்றிலும் ஆச்சரியமாகத் தோன்றும், ஆனால் பிரபஞ்சத்தில் உள்ள மற்ற பார்வையாளர்களுக்கு அல்ல!

பிரபஞ்சம் விரிவடைகிறது. ஆனால் ஒரு வகையில், விரிவாக்கம் இன்னும் நேரடியாகக் கவனிக்கப்படவில்லை: கோட்பாட்டாளர்கள் அதை விவரிக்க பல்வேறு மாதிரிகளை உருவாக்குகிறார்கள், ஆனால் உண்மையான நேரத்தில் விண்வெளிப் பொருள்கள் எவ்வாறு மேலும் மேலும் விலகிச் செல்கின்றன என்பதை நாம் காணவில்லை.

அவதானிப்புகளின் துல்லியம் பெரிதும் மேம்படுத்தப்பட வேண்டும், மேலும் தற்போதைய தொழில்நுட்பத்துடன் இந்த செயல்முறையை விளக்கும் தரவைக் குவிப்பதற்கு நாம் பல நூற்றாண்டுகள் அல்லது குறைந்தது பல தசாப்தங்களாக காத்திருக்க வேண்டும்.

பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்தை நிரூபிக்கும் மாதிரியை உருவாக்க, நாம் பொதுவாக விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தை ஒரு ஊதப்பட்ட பலூனுடன் ஒப்பிடுகிறோம். அதே நேரத்தில், முழு "கண்காணிப்பு பகுதி" நமக்கு முற்றிலும் மற்றும் ஒரு நொடியில் கிடைக்கும் என்று நாங்கள் கருதுகிறோம். உண்மையில், எவ்வளவு தொலைவில் உள்ள ஒரு விண்மீனை நாம் கவனிக்கிறோமோ, அந்த அளவுக்கு அதன் ஒளி நம் கண்களின் விழித்திரையை அடைய அதிக நேரம் எடுக்கும். இதன் விளைவாக, இந்த ஒளியின் உமிழ்வு நேரத்தில், விண்மீன் ஒரு "குறைவான ஊதப்பட்ட" பந்தின் மேற்பரப்பில் இருப்பது போல் தோன்றியது. நாம் கவனித்த மிக தொலைதூர விண்மீன் திரள்கள் "பந்து" மிகவும் சிறியதாக இருந்த நேரத்தில் தெரியும். இவ்வாறு, ஒளியின் வரையறுக்கப்பட்ட வேகம் காரணமாக, நம்மைச் சுற்றியுள்ள உலகின் மிகவும் சிதைந்த படத்தைக் காண்கிறோம்.

விரிவடையும் பிரபஞ்சத்தின் இந்த மாதிரியின் ஒரு சிறப்பு அம்சம் ஒரு வகையான "வெளியில் இருந்து தோற்றம்" ஆகும். இது ஒரு "கூடுதல்" பரிமாணத்தில் இருந்து பார்ப்பது போல் இருக்கிறது, கூடுதலாக எல்லாவற்றையும் ஒரே நேரத்தில் பார்க்கிறோம், ஒரு "காஸ்மிக் கடிகாரத்தை" பயன்படுத்தி செயல்முறைகளை கவனிக்கிறோம், அதாவது முழு பிரபஞ்சத்தையும் ஒரே நேரத்தில் மூடி, எல்லையற்ற வேகத்தில் தகவல்களைப் பெறுகிறோம். இந்த "கடவுளின் பார்வை" சாதாரண பார்வையாளரால் அணுக முடியாதது.

நாம் பூமியில், பிரபஞ்சத்தின் உள்ளே இருக்கிறோம். சமிக்ஞைகள் ஒரு வரையறுக்கப்பட்ட வேகத்தில் நமக்கு வருகின்றன - ஒளியின் வேகம். எனவே, தொலைதூரப் பொருட்களை அவை தொலைதூர கடந்த காலத்தில் இருந்ததைப் போலவே பார்க்கிறோம். வானவியலில், ரெட்ஷிஃப்ட் என்பது நிறமாலையை சிவப்பு நிறத்தை நோக்கி நகர்த்துவதாகும். இந்த நிகழ்வு டாப்ளர் விளைவு, ஈர்ப்பு சிவத்தல் அல்லது அதன் சேர்க்கைகளின் வெளிப்பாடாக இருக்கலாம். பிரபஞ்சத்தில் விண்வெளியின் விரிவாக்கத்தால் ஏற்படும் அண்டவியல் சிவப்பு மாற்றம் மற்றும் விண்மீன் திரள்களின் சரியான இயக்கம் காரணமாக டாப்ளர் விளைவுடன் தொடர்புடைய சிவப்பு (அல்லது வயலட்) மாற்றம் ஆகியவை விண்மீன் நிறமாலையில் கோடுகளின் மாற்றத்திற்கு பங்களிக்கின்றன.

தொலைதூர விண்மீன் திரள்களின் நிறமாலையில் சிவப்பு மாற்றம் கண்டுபிடிக்கப்பட்டதைத் தொடர்ந்து, இது "பயண சோர்வு" போன்றவற்றால் ஏற்பட்டது என்று பரிந்துரைக்கப்பட்டது: சில அறியப்படாத செயல்முறைகள் ஒளி மூலத்திலிருந்து விலகிச் செல்லும் போது ஃபோட்டான்கள் ஆற்றலை இழக்கின்றன, எனவே அவை "சிவப்பாக மாறும்."

ஆனால் இந்த கருதுகோள் அவதானிப்புகளுடன் உடன்படவில்லை. உதாரணமாக, ஒரு நட்சத்திரம் ஒரு சூப்பர்நோவாவாக வெடிக்கும் போது, ​​அது எரிந்து பின்னர் மங்கிவிடும். விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்தைக் கண்டறிய வகை 1a சூப்பர்நோவாக்கள், சுமார் இரண்டு வாரங்கள் சிதைவடையும் நேரத்தைக் கொண்டுள்ளன. இந்த காலகட்டத்தில், குறிப்பிட்ட எண்ணிக்கையிலான ஃபோட்டான்கள் உமிழப்படுகின்றன. "சோர்வு" கருதுகோள் பயணத்தின் போது அவர்கள் ஆற்றலை இழக்க நேரிடும் என்று கூறுகிறது, ஆனால் பார்வையாளர் இன்னும் இரண்டு வாரங்கள் நீடிக்கும் ஃபோட்டான்களின் நீரோட்டத்தைக் காண்பார். விரிவடையும் இடத்தில், ஃபோட்டான்கள் "நீட்டப்பட்டவை" (இதன் காரணமாக அவை ஆற்றலை இழக்கின்றன), ஆனால் அவற்றின் ஓட்டமும் கூட. எனவே, அவை அனைத்தும் பூமிக்கு "பெற" இரண்டு வாரங்களுக்கு மேல் ஆகும்.

அண்டவியலில் தூரத்தில் இரண்டு சிக்கல்கள் உள்ளன: அனைத்தும் ஒருவருக்கொருவர் வெகு தொலைவில் அமைந்துள்ளன மற்றும் விரைவாக நகரும். ஒளி மூலத்திலிருந்து பார்வையாளரை அடையும் போது, ​​அவற்றின் தூரம் பெரிதும் மாறும். அதே நேரத்தில், "இப்போது" பொருள்களுக்கான தூரத்தை நேரடியாக அளவிட முடியாது, ஏனெனில் இந்த செயல்முறை சமிக்ஞையின் பரவலுடன் தொடர்புடைய வரையறுக்கப்பட்ட (மற்றும், பொதுவாக, மிகவும் பெரியது) நேரத்தை எடுக்கும்: நாம் தொலைதூர பொருட்களைப் பார்ப்பதில்லை. அவர்கள் தற்போது இருக்கிறார்கள். இது எல்லாவற்றையும் சிக்கலாக்குகிறது, ஏனென்றால், அன்றாட அனுபவத்தைப் பயன்படுத்தி, எல்லாவற்றையும் "இப்போது உள்ளது போல்" கற்பனை செய்வதற்கு நாம் பழக்கமாகிவிட்டோம். அண்டவியலில், ஒரு குறிப்பிட்ட மாதிரியின் கட்டமைப்பிற்குள் "இப்போதே" தூரங்களையும் வேகத்தையும் மட்டுமே கணக்கிட முடியும் அல்லது அவற்றை "சுற்றுவழியில்" பெறலாம், ஆனால் பயன்படுத்த முடியாது. நவீன முறைகள்அவதானிப்புகள்.

பிரபஞ்சம் விரிவடைவதால், அதன் காணக்கூடிய பகுதி இப்போது 14 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகளுக்கும் மேலான ஆரம் கொண்டது. ஒளி பயணிக்க, அது கடந்து செல்லும் இடம் விரிவடைகிறது. அது நம்மை அடையும் நேரத்தில், அது உமிழும் விண்மீனின் தூரமானது, ஃபோட்டான் "பயண" நேரத்திலிருந்து (தோராயமாக இரண்டாவது) கணக்கிடப்பட்டதை விட அதிகமாகிறது.

பலர் நேற்றைய நிகழ்வுகளை நேற்றைய தினத்தை விட நன்றாக நினைவில் வைத்திருக்கிறார்கள், ஆனால் ஒரு வாரத்திற்கு முன்பு அவர்கள் நினைவில் இல்லை. ஆனால் சிறுவயது மற்றும் இளமையின் சில நினைவுகள் அவர்களுக்கு பிரகாசிக்கின்றன, இவை அனைத்தும் நேற்று நடந்தது போல. நம்மைப் போன்ற ஒரு விண்மீனை எடுத்துக் கொண்டால், ஒரு குறிப்பிட்ட தூரம் வரை (தூரத்தில் உள்ள பொருட்களைப் பார்க்கும்போது, ​​கடந்த காலத்தைப் பார்க்கிறோம்!) அது சிறியதாகவும் சிறியதாகவும் இருக்கும். ஆனால் பின்னர் - இதோ! - காணக்கூடிய அளவு அதிகரிக்கத் தொடங்கும். ஏனென்றால், பிரபஞ்சம் இளமையாக இருந்தபோது, ​​நாம் மிக நெருக்கமாக இருந்தபோது, ​​கவனிக்கப்பட்ட விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து வெளிச்சம் உமிழப்பட்டது. அதன்படி, தொலைதூர பொருட்களுக்கான கோண தூரம் அதே வினோதமான முறையில் மாறுகிறது. ஒளிக்கதிர்களுக்கு இடையேயான கோணம் ஒரு "தட்டையான" பிரபஞ்சத்தில் பரவுவதால் மாறாது. எனவே, ஒரு விண்வெளிப் பொருளுக்கான கோணத் தூரம், உமிழ்வு நேரத்தில் அது எவ்வளவு தூரம் இருந்தது என்பதைப் பொறுத்தது.

சரியான தூரம் என்பது பொருள்களுக்கு இடையிலான உடல் தூரம். இது பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்திற்கு ஏற்ப மாறுகிறது. பொதுவாக அனைத்து கட்டுரைகளிலும் செய்திகளிலும் குறிப்பிடப்படும் தூரம், உமிழ்வு ஏற்பட்ட தருணத்திலிருந்து மூலத்திலிருந்து பயணிக்கும் ஒளியின் பாதைக்கு சமம். இது ஒப்பீட்டளவில் குறுகிய தூரத்தில் அதன் சொந்தத்திற்கு சமமாக உள்ளது, அங்கு சமிக்ஞையின் பரவலின் போது பிரபஞ்சம் குறிப்பிடத்தக்க அளவில் விரிவடையவில்லை. பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கத்துடன் விரிவடையும் ஒரு ஒருங்கிணைப்பு கட்டத்துடன் இணைந்த ஆயங்கள் இணைக்கப்பட்டுள்ளன. அதனுடன் தொடர்புடைய பொருட்களின் நிலை மாறாமல் உள்ளது, அதே நேரத்தில் அவற்றுக்கிடையேயான சரியான தூரம் அளவு காரணியின் மாற்றத்திற்கு ஏற்ப அதிகரிக்கிறது. கதிர்வீச்சு வெளிப்படும் தருணத்தில் கோண தூரம் உள்ளார்ந்த தூரத்திற்கு சமமாக இருப்பது முக்கியம்.

இப்போது வரை, "பூமி வானத்தை சந்திக்கும் கோடு" என்று தொடுவானம் உயர்ந்துள்ளது. பிரபஞ்சத்தைப் பற்றிய நமது புரிதல் மேம்பட்டவுடன், விஞ்ஞானிகளின் சொற்களஞ்சியத்தில் மேலும் மேலும் "அடிவானங்கள்" தோன்றத் தொடங்கின, அவை அடைய முடியாது (நம் உலகில் அதிகபட்ச வேகம் ஒளியின் வேகத்தால் வரையறுக்கப்பட்டால் மட்டுமே). துகள் அடிவானம் ஒரு விரிவடையும் கோளமாகும், இதன் ஆரம் மிக தொலைதூர மூலத்திற்கான தூரத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது, கொள்கையளவில் ஒரு குறிப்பிட்ட நேரத்தில் கவனிக்கத்தக்கது (ஃபோட்டானைப் பெறும் தருணத்தில் பொருளுக்கான சொந்த தூரத்தைப் பற்றி நாங்கள் பேசுகிறோம். , மற்றும் உமிழ்வு நேரத்தில் அல்ல). ஃபோட்டான் பயணிக்கும்போது, ​​பிரபஞ்சம் விரிவடைவதால், விரிவடைதல் தொடங்கிய பிறகு ஒளியின் வேகம் பெருக்கப்படும் என அத்தகைய அடிவானத்தை வரையறுக்க முடியாது. ஆனால் பிரபஞ்சத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் சில மிக ஆரம்பக் கணங்களில் தோன்றிய விண்மீன் திரள்கள் என நாம் துகள்களைப் பற்றி பேசுகிறோம் என்றால், அத்தகைய அடிவானம் வேகமான மாதிரிகளிலும் இருக்கும். இது நமது பிரபஞ்சத்திலும் உள்ளது. நிகழ்வு அடிவானத்துக்கான தூரம் என்பது துகள்களுக்கு (தற்போது) உள்ள தூரம் ஆகும். விண்மீன் திரள்களை 1.8 சுற்றி ரெட்ஷிப்டில் கவனிக்கிறோம். அத்தகைய விண்மீன் திரள்களில் இருந்து ஒளி நம்மை வந்தடைய 10 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும்.

உமிழ்வு நேரத்தில், அவை எங்களிடமிருந்து 5.7 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் இருந்தன (வெளியேற்ற நேரத்தில் அவற்றின் சொந்த தூரம்). இப்போது அவை 16.1 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் உள்ளன (தற்போது அவற்றின் சொந்த தூரம்), எதிர்காலத்தில் பிரபஞ்சத்தின் இயக்கவியல் அடிப்படையில் மாறாத வரை நாம் அவர்களுக்கு அனுப்பிய சமிக்ஞை அவர்களை ஒருபோதும் சென்றடையாது. மாறாக, இப்போது அவற்றில் நடக்கும் நிகழ்வுகளை நாம் பார்க்கவே மாட்டோம்.

நிகழ்வு அடிவானத்திற்கான தூரம் இந்த நேரத்தில் அத்தகைய விண்மீன் திரள்களுக்கான தூரத்திற்கு ஒத்ததாக மாறிவிடும், ஆனால் அவை தொலைதூர கடந்த காலத்தில் இருந்ததைப் போலவே இப்போது அவற்றைப் பார்க்கிறோம்! இந்த அர்த்தத்தில், நிகழ்வு அடிவானத்தை நாம் காண மாட்டோம், ஆனால் அதன் நிலை ஒத்துள்ளது என்று நாம் கூறலாம் தற்போதிய சூழ்நிலைரெட் ஷிப்ட் 1.8 இல் நம்மால் கவனிக்கப்பட்ட விண்மீன் திரள்கள். ஹப்பிள் விதியின்படி, தொலைதூரப் பொருள்கள் பின்வாங்கும் வேகம் அவற்றின் தூரத்திற்கு நேர் விகிதாசாரமாகும். தற்போதைய தருணத்தில் ஒருவரின் சொந்த தூரத்தின் மாற்ற விகிதத்தைப் பற்றி இங்கே பேசுகிறோம்.

குறையும் வேகம் ஒளியின் வேகத்திற்கு சமமான தூரம் "ஹப்பிள் ஸ்பியர்" என்று அழைக்கப்படுகிறது. உமிழ்வு தருணத்திலும் தற்போதைய தருணத்திலும், அதன் எல்லைக்கு வெளியே உள்ளன, அதாவது, அவற்றின் தப்பிக்கும் வேகம் அன்றும் இன்றும் ஒளியின் வேகத்தை விட அதிகமாக உள்ளது என்பதற்கான ஆதாரங்கள் உள்ளன.

தற்போதைய அண்டவியல் மாதிரியில் (சுமார் 70% இருண்ட ஆற்றல் பங்களிப்புடன்), 1.5 க்கும் அதிகமான சிவப்பு மாற்றத்துடன் காணப்பட்ட அனைத்து ஆதாரங்களும் தற்போது ஒளியின் வேகத்தை விட வேகமாக நம்மிடமிருந்து விலகிச் செல்கின்றன. அதாவது, ஒருவருக்கொருவர் அதிக தொலைவில் அமைந்துள்ள புள்ளிகளின் ஒப்பீட்டு வேகம் ஒளியின் வேகத்தால் வரையறுக்கப்படவில்லை.

காலத்தின் தொடக்கத்துடன் ஒரு கற்பனையான நிலையான பிரபஞ்சத்தில், துகள் அடிவானம் என்பது ஒளியின் வேகத்தில் விரிவடையும் ஒரு கோளமாகும். இந்த உலகம் உருவாகி 5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, ஒரு விண்மீன் திரள்களில் ஒரு பார்வையாளர் தோன்றினால், அவருக்கு இந்த துகள்களின் அடிவானம் 5 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் ஆரம் கொண்ட ஒரு கோளமாக மாறும். இன்னும் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகளில், அதன் ஆரம் 6 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள், முதலியன இருக்கும்.

"நேரம் பூஜ்ஜியத்தில்" உமிழப்படும் முதல் ஃபோட்டானை கற்பனை செய்வோம். அதன் இயக்கத்தின் வேகத்தில், ஒளியின் வேகத்திற்கு சமமாக, விண்வெளியின் விரிவாக்க வேகம் சேர்க்கப்படுகிறது. பிரபஞ்சத்தின் இருப்பின் போது, ​​​​இந்த ஃபோட்டான் அதன் உமிழ்வு இடத்திலிருந்து 46 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் தூரத்திற்கு நகர்ந்தது (இது சுமார் 13.7 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் "சொந்தமாக" பறந்தது, மீதமுள்ளவை பிரபஞ்சத்தின் விரிவாக்கம் காரணமாக). எனவே, விரிவாக்க விகிதத்தை கணக்கில் எடுத்துக் கொள்ளாமல், இவ்வளவு தூரத்தை கடக்க 46 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். பிரபஞ்சம் 380 ஆயிரம் ஆண்டுகள் பழமையான போது CMB உருவானது. அதனுடன் இணைந்த சிவப்பு மாற்றம் 1089. இன்று, இந்த கதிர்வீச்சை வெளிப்படுத்திய மூலத்திற்கான சரியான தூரம் கிட்டத்தட்ட 46 பில்லியன் ஒளி ஆண்டுகள் ஆகும்.

பார்வையாளர் தனது உலகின் வரையறுக்கப்பட்ட பகுதியை மட்டுமே பார்க்க முடியும். துகள்களின் தற்போதைய அடிவானத்திற்கு அப்பால் பிரபஞ்சம் எப்படி இருக்கிறது என்பதை நாம் அறிந்து கொள்ள முடியாது. விண்வெளியானது வேகமான வேகத்தில் விரிவடைந்து கொண்டே சென்றால், தொலைதூர எதிர்காலத்தில் கூட துகள்களின் அடிவானத்திற்கு அப்பால் பிரபஞ்சம் எப்படி இருக்கிறது என்பதை சரிபார்க்க முடியாது. விண்வெளியில் பிளாஸ்மா நிரப்பப்பட்டு இலவச ஃபோட்டான்கள் இல்லாத சகாப்தத்தை நமது தொலைநோக்கிகள் "பார்க்க" முடியாது.

செர்ஜி போபோவ் மற்றும் அலெக்ஸி டோபோரென்ஸ்கியின் உள்ளடக்கத்தின் அடிப்படையில், செர்ஜி ரியாபோஷாப்கோ, சமாரா தயாரித்தார்

வீட்டிற்கு