Powszechna ekspansja Wszechświata

Rozważania dotyczące natury Wszechświata rozpoczęły się zapewne wraz z pierwszym spojrzeniem skierowanym ku gwiazdom. Z czasem oko uzbrojono w teleskop, jednak podstawowym narzędziem pozostawał umysł obserwatora. Takie właśnie rozumowe dywagacje prowadził już w XVIII wieku Immanuel Kant. Wywnioskował on na podstawie posiadanych wówczas informacji, że Droga Mleczna musi być wirującym układem gwiazd, którego stabilność jest skutkiem równowagi pomiędzy przyciąganiem grawitacyjnym, a wyrzucającą siłą odśrodkową obracających się elementów. Wywnioskował także, iż Droga Mleczna widziana spoza jej granic musi być spłaszczona elipsą, przypominającą obserwowane wówczas, bliżej nieokreślone, rozsiane po niebie mgławice. Jego zdaniem obszarów w typie Drogi Mlecznej było we Wszechświecie znacznie więcej - coś musiało przecież wypełniać pustkę przestrzeni kosmicznej. 

Wszechświat Shapley'a

Takie rozumowe dywagacje nie były jednak traktowane poważnie przez empirycznie zorientowanych badaczy, wykorzystujących dostępne wówczas narzędzia obserwacyjne. Badania teleskopowe były oczywiście podstawą i pozwoliły na wyznaczenie m.in. rozmiarów Drogi Mlecznej. Harlow Shapley (1885-1972) posłużył się w tym celu cefeidami (tzw. świece standardowe), gwiazdami pulsującymi występującymi w całej przestrzeni naszej galaktyki oraz charakteryzującą je zależnością pomiędzy ich jasnością a okresem jej zmienności. Na podstawie okresów pulsacji cefeidów astronom obliczał ich jasność absolutną, która porównywana z jasnością obserwowaną służyła do obliczeń odległości. Popełnił jednak błąd przyjmując, w przeciwieństwie do Kanta, iż Droga Mleczna wypełnia całą przestrzeń Wszechświata, a obserwowane nieznane mgławice leżą w jej obrębie. Taki obraz Wszechświata przetrwał jednak do 1924 roku, kiedy wyniki swoich obserwacji ogłosił Edwin Hubble.

Weryfikacja modelu Wszechświata

Swoje prace badawcze Hubble prowadził z wykorzystaniem nowoczesnego, największego wówczas, 2,5-metrowego teleskopu zwierciadlanego znajdującego się w Mount Wilson Observatory. Badając mgławicę Andromedy w poszukiwaniu nowych gwiazd przypadkowo odkrył gwiazdy zmienne. Zidentyfikował je jako cefeidy i pokusił się o wyliczenie odległości dzielącej go od obiektu swoich badań. Jakież było zdumienie gdy jego obliczenia znacznie przewyższały wyniki otrzymane przez Shapley'a. Wniosek mógł być tylko jeden - mgławica Andromedy jest w istocie osobną galaktyką znacznie oddaloną od Drogi Mlecznej. Po otrzymaniu wiadomości o wynikach obserwacji, Shapley miał oświadczyć, iż jego wszechświat został zniszczony.

Prawo Hubble’a

Rozgrzany swym odkryciem Hubble nie poprzestał jednak na obliczeniu odległości (jak się później okazało mocno niedoszacowanej, ze względu na istnienie dwóch typów cefeid, o których astronom wówczas jeszcze nie wiedział) i poszedł dalej badając widma gazów (charakterystyczne układy barwnego światła emitowanego i absorbowanego) w atmosferach gwiazd wchodzących w skład odległych galaktyk. Zauważył wówczas, iż widma te były przesunięte na skali długości fal w stosunku do tych samych widm gazów badanych w warunkach laboratoryjnych. Było to tzw. przesunięcie ku czerwieni, czyli w kierunku dłuższych fal i niższych częstotliwości. I wtedy Hubble wykazał się sporą intuicją utożsamiając owo przesunięcie z efektem dopplerowskim, czyli przesunięciem spowodowanym szybkim oddalaniem się badanej galaktyki (podobnie jak dźwięk staje się niższy w miarę oddalania jego źródła). Badając dystans oddzielający go od obserwowanych galaktyk odkrył, iż prędkość tej ucieczki rośnie wraz ze wzrostem odległości (prawo Hubble’a). 

Zasada kosmologiczna

Chociaż na pierwszy rzut oka można było wyciągnąć wnioski, iż znajdujemy się dokładnie w środku Wszechświata (najszybsze fragmenty poruszają się najdalej od środka), to jednak przyjął się inny pogląd, zwany zasadą kosmologiczną. Uznano, iż materia kosmiczna jest rozłożona równomiernie, a więc rozkład galaktyk wygląda tak samo z dowolnego miejsca we Wszechświecie patrząc w każdym możliwym kierunku. W takiej sytuacji Kosmos po prostu nie ma środka, jest jednorodny oraz izotropowy. 

Ekspansja Wszechświata

Biorąc pod uwagę zasadę kosmologiczną oraz prawo Hubble’a można wyciągnąć wniosek, iż wraz z upływem czasu gęstość galaktyk maleje, i to właśnie stanowi sens rozszerzającego się Wszechświata, a w zasadzie rozszerzającej się przestrzeni Wszechświata. Idea tego pomysłu nie polega więc na ekspansji galaktyk w pustej przestrzeni, ale na rozwijaniu samej przestrzeni powodując w ten sposób rozsuwanie się galaktyk. Taka koncepcja była zupełnym przeciwieństwem dominującej wówczas teorii statycznego Wszechświata, wiecznego i niezmiennego w swej budowie i wielkości.

Teoretyczne podstawy nowej koncepcji zaproponowali Aleksandr Friedman i Georges Lemaître wyprowadzając postulat rozszerzającego się w czasie Wszechświata na podstawie pewnych rozwiązań równań ogólnej teorii względności. Lemaître poszedł nieco dalej odwracając strzałkę czasu i twierdząc, że w pewnym momencie przeszłości cały Wszechświat był skondensowany w pojedynczym punkcie przestrzeni. Wyniki badań Lemaître’a przez pewien czas nie były doceniane - ponieważ był on księdzem w jego modelu widziano odbicie biblijnego stworzenia, a nie naukową teorię. Skorelowanie teorii z wynikami obserwacji przeprowadzonych przez Hubble’a przekonały fizyków do poważnego potraktowania modelu.

Przez pewien czas teorii Wielkiego Wybuchu przeciwstawiana była teoria stanu stacjonarnego, której podstawowe założenie wiązało się z kompensacją ekspansji Wszechświata kreacją nowej materii w Kosmosie ​​(kłopotliwa gęstość przestrzeni pozostawała wówczas stała). Ostatecznie została ona jednak zarzucona na rzecz Wielkiego Wybuchu i dynamicznego charakteru Wszechświata (zmienności w czasie) po odkryciu mikrofalowego promieniowania tła.