Vain sata vuotta sitten tutkijat havaitsivat, että maailmankaikkeutemme koko kasvaa nopeasti.
Vuonna 1870 englantilainen matemaatikko William Clifford tuli hyvin syvälle ajatukselle siitä, että avaruus voi olla kaareva eikä sama eri pisteissä ja että sen kaarevuus voi muuttua ajan myötä. Hän jopa myönsi, että tällaiset muutokset liittyvät jotenkin aineen liikkumiseen. Molemmat näistä ajatuksista muodostivat vuosia myöhemmin perustan yleiselle suhteellisuusteorialle. Clifford itse ei nähnyt tätä - hän kuoli tuberkuloosiin 34-vuotiaana 11 päivää ennen Albert Einsteinin syntymää.
Punainen vaihto
Ensimmäiset tiedot maailmankaikkeuden laajentumisesta saatiin astrospektografian avulla. Vuonna 1886 englantilainen tähtitieteilijä William Huggins huomasi, että tähtivalon aallonpituudet siirtyivät hieman verrattuna samojen alkuaineiden maanpäällisiin spektreihin. Ranskalaisen fyysikon Armand Fizeaun vuonna 1848 saaman Doppler-efektin optisen version kaavan perusteella on mahdollista laskea tähden radiaalinopeuden suuruus. Tällaiset havainnot mahdollistavat avaruusobjektin liikkeen seuraamisen.
Sata vuotta sitten maailmankaikkeuden käsite perustui Newtonin mekaniikkaan ja euklidiseen geometriaan. Jopa muutama tutkija, kuten Lobachevsky ja Gauss, jotka myönsivät (vain hypoteesina!) Euklidisen geometrian fyysisen todellisuuden, pitivät ulkoavaruutta ikuisena ja muuttumattomana. Universumin laajeneminen vaikeuttaa etäisyyden arviointia kaukaisiin galakseihin. Valo, joka saavutti 13 miljardia vuotta myöhemmin galaksista A1689-zD1, joka oli 3,35 miljardin valovuoden päässä (A), "punoittaa" ja heikkenee kulkiessaan laajenevaa tilaa ja itse galaksi vetäytyy (B). Se kuljettaa tietoa etäisyydestä punasiirtymässä (13 miljardia valovuotta), kulmakoolla (3,5 miljardia valovuotta), intensiteetissä (263 miljardia valovuotta), kun taas todellinen etäisyys on 30 miljardia valovuotta. vuotta.
Neljännesvuosisadan kuluttua tätä mahdollisuutta hyödynsi Vesto Slipher, observatorio Flagstaffissa Arizonassa, joka oli tutkinut spiraalisumujen spektrejä vuodesta 1912 lähtien 24-tuumaisella kaukoputkella, jolla oli hyvä spektrografi. Laadukkaan kuvan saamiseksi sama valokuvalevy valotettiin useita yötä, joten projekti eteni hitaasti. Syyskuusta joulukuuhun 1913 Slipher tutki Andromedan sumua ja päätyi Doppler-Fizeau-kaavaa käyttäen siihen tulokseen, että se lähestyy maata 300 km sekunnissa.
Mainosvideo:
Vuonna 1917 hän julkaisi tietoja 25 sumun radiaalinopeuksista, mikä osoitti merkittävää epäsymmetriaa niiden suunnissa. Vain neljä sumua lähestyi aurinkoa, loput pakenivat (ja jotkut hyvin nopeasti).
Slipher ei tavoittellut mainetta eikä julkistanut tuloksiaan. Siksi he tulivat tunnetuiksi tähtitieteellisissä piireissä vasta, kun kuuluisa brittiläinen astrofyysikko Arthur Eddington kiinnitti heihin huomion.
Vuonna 1924 hän julkaisi monografian suhteellisuusteoriasta, joka sisälsi Slipherin löytämän luettelon 41 sumusta. Siellä oli läsnä samat neljä sinisiirrettyä sumua, kun taas loput 37 spektriviivaa siirtyivät punaisella. Niiden säteittäiset nopeudet vaihtelivat välillä 150 - 1800 km / s ja keskimäärin 25 kertaa suuremmat kuin Linnunradan tähtien siihen aikaan tunnetut nopeudet. Tämä viittasi siihen, että sumut ovat mukana muissa liikkeissä kuin "klassisissa" valaisimissa.
Avaruussaaret
1920-luvun alkupuolella useimmat tähtitieteilijät uskoivat, että spiraalinsumut sijaitsevat Linnunradan kehällä, ja sen takana ei ole muuta kuin tyhjää pimeää tilaa. Totta, jo 1700-luvulla jotkut tutkijat näkivät jättiläisiä tähtijoukkoja sumuissa (Immanuel Kant kutsui heitä saariuniversumeiksi). Tämä hypoteesi ei kuitenkaan ollut suosittu, koska etäisyyksiä sumuihin ei ollut mahdollista määrittää luotettavasti.
Tämän ongelman ratkaisi Edwin Hubble, joka työskenteli 100-tuumaisella heijastinteleskoopilla Mount Wilsonin observatoriossa Kaliforniassa. Vuosina 1923-1924 hän huomasi, että Andromedan sumu koostuu monista valaisevista esineistä, joiden joukossa on kefeidiperheen tähtiä. Silloin tiedettiin jo, että niiden näennäisen kirkkauden muutosjakso liittyy absoluuttiseen kirkkauteen, ja siksi kefeidit soveltuvat kosmisten etäisyyksien kalibrointiin. Heidän avustuksellaan Hubble arvioi etäisyyden Andromedaan 285 000 parsekillä (nykyaikaisten tietojen mukaan se on 800 000 parsekkiä). Linnunradan halkaisijan oletettiin olevan noin 100 000 parsekkiä (itse asiassa se on kolme kertaa pienempi). Tästä seuraa, että Andromedaa ja Linnunradaa on pidettävä itsenäisinä tähtijoukoina. Hubble tunnisti pian kaksi muuta itsenäistä galaksia,mikä lopulta vahvisti hypoteesin "saaren maailmankaikkeuksista".
Oikeudenmukaisesti on huomattava, että kaksi vuotta ennen Hubblea virolainen tähtitieteilijä Ernst Opik laski etäisyyden Andromedaan, jonka tulos - 450 000 parsekkiä - oli lähempänä oikeaa. Hän käytti kuitenkin useita teoreettisia näkökohtia, jotka eivät olleet yhtä vakuuttavia kuin Hubblen suorat havainnot.
Vuoteen 1926 mennessä Hubble oli suorittanut tilastollisen analyysin neljänsadan "ekstragalaktisen sumun" havainnoista (hän käytti tätä termiä pitkään välttäen niitä kutsumasta galakseiksi) ja ehdotti kaavaa, joka liittää etäisyyden sumuun sen näennäisen kirkkauden avulla. Tämän menetelmän valtavista virheistä huolimatta uudet tiedot vahvistivat, että sumuja on levinnyt suunnilleen tasaisesti avaruuteen ja sijaitsevat kaukana Linnunradan rajojen ulkopuolella. Nyt ei enää ollut epäilystäkään siitä, että avaruus ei ole suljettu meidän galaksissamme ja sen lähimmissä naapureissa.
Avaruusmallintajat
Eddington kiinnostui Slipherin tuloksista jo ennen spiraalisumujen luonteen lopullista selvittämistä. Tähän mennessä kosmologinen malli oli jo olemassa, mikä ennusti tavallaan Slipherin paljastaman vaikutuksen. Eddington mietti asiaa paljon eikä luonnollisesti jättänyt käyttämättä mahdollisuutta antaa Arizonan tähtitieteilijän havainnoille kosmologista ääntä.
Moderni teoreettinen kosmologia alkoi vuonna 1917 kahdella vallankumouksellisella artikkelilla, jotka esittivät yleiseen suhteellisuusteoriaan perustuvia maailmankaikkeuden malleja. Yhden niistä kirjoitti Einstein itse, toisen hollantilainen tähtitieteilijä Willem de Sitter.
Hubblen lait
Edwin Hubble paljasti empiirisesti punasiirtymien ja galaktisten etäisyyksien likimääräisen suhteellisuuden, josta hän muutti Doppler-Fizeau-kaavaa käyttämällä nopeuksien ja etäisyyksien väliseksi suhteellisuudeksi. Joten meillä on täällä kaksi erilaista mallia.
Hubble ei tiennyt, miten he suhtautuvat toisiinsa, mutta mitä tämän päivän tiede sanoo tästä?
Kuten Lemaitre jo osoitti, lineaarinen korrelaatio kosmologisten (maailmankaikkeuden laajenemisen aiheuttamien) punasiirtymien ja etäisyyksien välillä ei ole missään nimessä absoluuttinen. Käytännössä sitä havaitaan hyvin vain siirtymien ollessa alle 0,1. Joten empiirinen Hubble-laki ei ole tarkka, mutta likimääräinen, ja Doppler-Fizeau-kaava pätee vain pieniin spektrin muutoksiin.
Mutta teoreettinen laki, joka yhdistää etäisten kohteiden radiaalinopeuden etäisyyteen niihin (suhteellisuuskertoimella Hubble-parametrin muodossa V = Hd), pätee kaikkiin punasiirtymiin. Siellä esiintyvä nopeus V ei kuitenkaan ole fyysisten signaalien tai todellisten kappaleiden nopeus fyysisessä tilassa. Tämä on galaksien ja galaksijoukkojen välisten etäisyyksien kasvu, mikä johtuu maailmankaikkeuden laajenemisesta. Voimme mitata sitä vain, jos pystyisimme pysäyttämään maailmankaikkeuden laajenemisen, venyttämään mittausnauhoja välittömästi galaksien välillä, lukemaan niiden väliset etäisyydet ja jakamaan ne mittausten välisiin aikaväleihin. Luonnollisesti fysiikan lait eivät salli tätä. Siksi kosmologit haluavat mieluummin käyttää Hubble-parametria H toisessa kaavassa,missä esiintyy maailmankaikkeuden mittakaavakerroin, joka kuvaa tarkasti sen laajenemisen astetta eri kosmisissa aikakausissa (koska tämä parametri muuttuu ajan myötä, sen nykyaikainen arvo on merkitty H0). Maailmankaikkeus laajenee nyt kiihdytyksellä, joten Hubble-parametrin arvo kasvaa.
Mittaamalla kosmologisia punasiirtymiä saadaan tietoa avaruuden laajenemisasteesta. Galaksin valo, joka tuli meille kosmologisen punasiirtymän z kanssa, jätti sen, kun kaikki kosmologiset etäisyydet olivat 1 + z kertaa pienempiä kuin aikamme. Lisätietoja tästä galaksista, kuten sen nykyinen etäisyys tai etäisyys Linnunradasta, voidaan saada vain käyttämällä tiettyä kosmologista mallia. Esimerkiksi Einstein-de Sitter -mallissa galaksi, jonka z = 5, liikkuu meistä poispäin nopeudella 1,1 s (valon nopeus). Mutta jos teet yleisen virheen ja vain tasoitat V / c ja z, tämä nopeus on viisi kertaa valon nopeus. Kuten näemme, ero on vakava.
Etäisten kohteiden nopeuden riippuvuus puna-siirtymästä SRT: n, GRT: n mukaan (riippuu mallista ja ajasta, käyrä näyttää nykyisen ajan ja nykyisen mallin). Pienillä siirtymillä riippuvuus on lineaarinen.
Einstein uskoi aikojen hengessä, että maailmankaikkeus kokonaisuutena on staattinen (hän yritti tehdä siitä äärettömän myös avaruudessa, mutta ei löytänyt yhtälöilleen oikeita rajaehtoja). Tuloksena hän rakensi mallin suljetusta maailmankaikkeudesta, jonka avaruudella on vakio positiivinen kaarevuus (ja siksi sillä on vakioinen äärellinen säde). Aika tässä universumissa päinvastoin virtaa Newtonin tavalla, samaan suuntaan ja samalla nopeudella. Tämän mallin aika-aika on kaareva avaruuskomponentin takia, kun taas aikakomponentti ei ole millään tavalla deformoitunut. Tämän maailman staattinen luonne tarjoaa erityisen "insertin" perusyhtälöön, mikä estää painovoiman romahtamisen ja toimii siten kaikkialla antigravitaatiokenttänä. Sen intensiteetti on verrannollinen erityiseen vakioon,jota Einstein kutsui universaaliksi (nyt sitä kutsutaan kosmologiseksi vakioksi).
Lemaitrein kosmologinen malli, joka kuvaa maailmankaikkeuden laajenemista, oli kaukana aikansa edellä. Lemaitrein maailmankaikkeus alkaa Suuresta Bangista, jonka jälkeen laajeneminen ensin hidastuu ja alkaa sitten kiihtyä.
Einsteinin malli mahdollisti maailmankaikkeuden koon, aineen kokonaismäärän ja jopa kosmologisen vakion arvon laskemisen. Tämä vaatii vain kosmisen aineen keskimääräisen tiheyden, joka periaatteessa voidaan määrittää havainnoista. Ei ole sattumaa, että Eddington ihaili tätä mallia ja käytti Hubblea käytännössä. Sen pilaa kuitenkin epävakaus, jota Einstein ei yksinkertaisesti huomannut: pienimmällä säteen poikkeamisella tasapainoarvosta Einstein-maailma joko laajenee tai käy läpi gravitaatioromahduksen. Siksi tällä mallilla ei ole mitään tekemistä todellisen maailmankaikkeuden kanssa.
Tyhjä maailma
De Sitter rakensi myös, kuten hän itse uskoi, staattisen, jatkuvan kaarevan maailman, mutta ei positiivisen, vaan negatiivisen. Se sisältää Einsteinin kosmologisen vakion, mutta asiaa ei ole ollenkaan. Kun otetaan käyttöön mielivaltaisesti pienen massan testihiukkasia, ne hajoavat ja menevät äärettömyyteen. Lisäksi aika virtaa hitaammin de Sitterin maailmankaikkeuden reunalla kuin sen keskellä. Tämän vuoksi suurilta etäisyyksiltä valoaallot saapuvat punaisella muutoksella, vaikka niiden lähde olisi paikallaan havaitsijan suhteen. Joten 1920-luvulla Eddington ja muut tähtitieteilijät ihmettelivät, oliko de Sitterin mallilla mitään tekemistä Slipherin havainnoissa heijastuneen todellisuuden kanssa?
Nämä epäilyt vahvistettiin, tosin eri tavalla. De Sitterin maailmankaikkeuden staattinen luonne osoittautui kuvitteelliseksi, koska se liittyi valitettavaan koordinaattijärjestelmän valintaan. Tämän virheen korjaamisen jälkeen de Sitter -avaruus osoittautui tasaiseksi, euklidiseksi, mutta ei-staattiseksi. Antigravitaatiokosmologisen vakion ansiosta se laajenee samalla, kun kaarevuus on nolla. Tämän laajenemisen vuoksi fotonien aallonpituudet kasvavat, mikä merkitsee de Sitterin ennustamien spektriviivojen siirtymistä. On syytä huomata, että näin selitetään kaukaisen galaksin kosmologinen punainen muutos tänään.
Tilastoista dynamiikkaan
Avoimesti ei-staattisten kosmologisten teorioiden historia alkaa Neuvostoliiton fyysikon Alexander Friedmanin kahdesta paperista, jotka julkaistiin saksalaisessa Zeitschrift fur Physik -lehdessä vuosina 1922 ja 1924. Friedman laski universumimallit, joissa oli aikamuuttuja positiivisia ja negatiivisia kaarevuuksia, joista tuli teoreettisen kosmologian kultainen rahasto. Hänen aikalaisensa tuskin huomasivat näitä teoksia (Einstein piti aluksi jopa Friedmanin ensimmäistä artikkelia matemaattisesti virheellisenä). Friedman itse uskoi, että tähtitiedellä ei vielä ollut havaintojen arsenaalia, joka antaisi mahdollisuuden päättää, mikä kosmologisista malleista on yhdenmukaisempi todellisuuden kanssa, ja rajoittui siksi puhtaaseen matematiikkaan. Ehkä hän olisi toiminut toisin, jos hän olisi tutustunut Slipherin tuloksiin, mutta näin ei tapahtunut.
1900-luvun ensimmäisen puoliskon suurin kosmologi Georges Lemaitre ajatteli toisin. Kotona Belgiassa hän väitteli matematiikasta ja sitten 1920-luvun puolivälissä hän opiskeli tähtitiedettä - Cambridgeissa Eddingtonin johdolla ja Harvardin observatoriossa Harlow Shapleyssa (oleskelunsa aikana Yhdysvalloissa, missä hän valmisteli toisen väitöskirjansa MIT: ssä. tapasi Slipherin ja Hubbleen). Vuonna 1925 Lemaitre osoitti ensimmäisenä, että de Sitterin mallin staattinen luonne oli kuvitteellinen. Palattuaan kotimaahansa Louvainin yliopiston professorina Lemaitre rakensi ensimmäisen mallin laajenevasta maailmankaikkeudesta, jolla oli selkeä tähtitieteellinen syy. Liioittamatta tämä työ oli vallankumouksellinen läpimurto avaruustieteessä.
Ekumeeninen vallankumous
Mallissaan Lemaitre säilytti kosmologisen vakion, jolla oli Einsteinin numeerinen arvo. Siksi sen maailmankaikkeus alkaa staattisessa tilassa, mutta ajan myötä se vaihteluiden vuoksi siirtyy jatkuvan laajenemisen polulle kasvavalla nopeudella. Tässä vaiheessa se säilyttää positiivisen kaarevuuden, joka pienenee säteen kasvaessa. Lemaitre, joka sisältyi universuminsa koostumukseen, ei vain aineen, vaan myös sähkömagneettisen säteilyn. Einstein, de Sitter, joiden teokset olivat Lemaitrein tiedossa, eikä Friedman, josta hän ei tiennyt tuolloin mitään, eivät tehneet tätä.
Liittyvät koordinaatit
Kosmologisissa laskelmissa on kätevää käyttää mukana olevia koordinaattijärjestelmiä, jotka laajenevat yhdessä universumin laajenemisen kanssa. Idealisoidussa mallissa, jossa galaksit ja galaktiset ryhmät eivät osallistu mihinkään oikeaan liikkeeseen, niiden mukana olevat koordinaatit eivät muutu. Mutta kahden kohteen välinen etäisyys tiettynä ajankohtana on yhtä suuri kuin niiden vakioetäisyys oheisissa koordinaateissa kerrottuna kyseisen hetken asteikkokertoimen suuruudella. Tämä tilanne voidaan helposti havainnollistaa puhallettavalla maapallolla: kunkin pisteen leveys- ja pituusaste eivät muutu, ja minkä tahansa pisteparin välinen etäisyys kasvaa säteen kasvaessa.
Mukana olevien koordinaattien käyttö auttaa ymmärtämään laajenevan maailmankaikkeuden kosmologian, erityisen suhteellisuusteollisuuden ja Newtonin fysiikan syvällisiä eroja. Joten Newtonin mekaniikassa kaikki liikkeet ovat suhteellisia, eikä absoluuttisella liikkumattomuudella ole fyysistä merkitystä. Päinvastoin, kosmologiassa liikkumattomuus oheisissa koordinaateissa on ehdoton ja voidaan periaatteessa vahvistaa havainnoilla. Erityinen suhteellisuusteoria kuvaa aika-aika-prosesseja, joista Lorentz-muunnoksia käyttämällä on mahdollista eristää spatiaaliset ja ajalliset komponentit loputtomalla tavalla. Kosmologinen aika-aika päinvastoin hajoaa luonnollisesti kaarevaksi laajenevaksi avaruudeksi ja yhdeksi kosmiseksi ajaksi. Tässä tapauksessa etäisten galaksien taantuman nopeus voi olla monta kertaa suurempi kuin valon nopeus.
Lemaitre, palannut Yhdysvaltoihin, ehdotti, että kaukaisen galaksin punasiirtymät johtuvat avaruuden laajenemisesta, joka "venyttää" valoaaltoja. Nyt hän osoitti sen matemaattisesti. Hän osoitti myös, että pienet (paljon yksikköä pienemmät) punasiirtymät ovat verrannollisia etäisyydelle valonlähteeseen, ja suhteellisuuskerroin riippuu vain ajasta ja kantaa tietoa maailmankaikkeuden nykyisestä laajenemisnopeudesta. Koska Doppler-Fizeau-kaavasta kävi ilmi, että galaksin radiaalinen nopeus on verrannollinen punaesiirtymään, Lemaître päätteli, että tämä nopeus on myös verrannollinen sen etäisyyteen. Kun hän oli analysoinut 42 galaksin nopeudet ja etäisyydet Hubble-luettelosta ja ottanut huomioon Auringon intragalaktisen nopeuden, hän vahvisti suhteellisuuskerrointen arvot.
Huomaamaton työ
Lemaitre julkaisi työnsä vuonna 1927 ranskaksi lukukelvottomassa Annals of the Scientific Society of Brussels -lehdessä. Uskotaan, että tämä oli tärkein syy siihen, miksi hän alun perin jäi melkein huomaamatta (jopa hänen opettajansa Eddington). Tosin saman vuoden syksyllä Lemaitre pystyi keskustelemaan havainnoistaan Einsteinin kanssa ja oppinut häneltä Friedmannin tuloksista. Yleissuhteellisuuden luojalla ei ollut teknisiä vastaväitteitä, mutta hän ei päättäväisesti uskonut Lemaitrein mallin fyysiseen todellisuuteen (aivan kuten hän ei hyväksynyt Friedmannin johtopäätöksiä aikaisemmin).
Hubble-kaaviot
Samaan aikaan 1920-luvun lopulla Hubble ja Humason löysivät lineaarisen korrelaation jopa 24 galaksin etäisyyksien ja niiden radiaalinopeuksien välillä, laskettu (pääasiassa Slipherin avulla) punasiirtymistä. Tästä Hubble päätyi siihen, että galaksin radiaalinen nopeus on suoraan verrannollinen etäisyyteen siihen. Tämän suhteellisuuden kerrointa kutsutaan nyt H0: ksi ja sitä kutsutaan Hubble-parametriksi (uusimpien tietojen mukaan se ylittää hieman 70 (km / s) / megaparsekkiä).
Hubble'n paperi, jossa on graafinen esitys galaktisten nopeuksien ja etäisyyksien lineaarisesta suhteesta, julkaistiin vuoden 1929 alussa. Vuotta aiemmin nuori amerikkalainen matemaatikko Howard Robertson johti Lemaitrein seurauksena tämän riippuvuuden laajenevan maailmankaikkeuden mallista, josta Hubble saattoi tietää. Kuuluisassa artikkelissaan tätä mallia ei kuitenkaan mainittu suoraan eikä epäsuorasti. Myöhemmin Hubble ilmaisi epäilynsä siitä, että hänen kaavassa esiintyvät nopeudet kuvaavat todella galaksien liikkeitä avaruudessa, mutta hän pidättäytyi aina niiden erityisestä tulkinnasta. Hän näki löytönsä merkityksen osoittamalla galaktisten etäisyyksien ja punasiirtymien suhteellisuuden, jättäen loput teoreetikoille. Siksi kaikella kunnioituksella Hubbleen nähden ei ole mitään syytä pitää häntä Universumin laajenemisen löytäjänä.
Ja silti se laajenee
Siitä huolimatta Hubble avasi tietä maailmankaikkeuden ja Lemaitre-mallin laajentumisen tunnustamiselle. Jo 1930 hän kunnioitti kosmologian mestareita kuten Eddington ja de Sitter; vähän myöhemmin tutkijat huomasivat ja arvostivat Friedmanin työtä. Vuonna 1931 Lemaitre käänsi Eddingtonin ehdotuksesta englanniksi artikkelinsa (pienillä leikkauksilla) Royal Astronomical Societyn Monthly News -lehdelle. Samana vuonna Einstein hyväksyi Lemaitrein johtopäätökset, ja vuotta myöhemmin hän rakensi yhdessä de Sitterin kanssa mallin laajenevasta universumista, jossa oli tasainen tila ja kaareva aika. Tämä malli on yksinkertaisuutensa vuoksi ollut erittäin suosittu kosmologien keskuudessa pitkään.
Samana vuonna 1931 Lemaitre julkaisi lyhyen (ja ilman mitään matematiikkaa) kuvauksen toisesta universumin mallista, jossa yhdistyvät kosmologia ja kvanttimekaniikka. Tässä mallissa alkumomentti on primaariatomin räjähdys (Lemaitre kutsui sitä myös kvantiksi), joka synnytti sekä tilaa että aikaa. Koska painovoima hidastaa vastasyntyneen maailmankaikkeuden laajenemista, sen nopeus pienenee - on mahdollista, että melkein nollaan. Myöhemmin Lemaitre toi malliinsa kosmologisen vakion, joka pakotti maailmankaikkeuden siirtymään ajan myötä vakaan nopeutuvan laajenemisen järjestelmään. Joten hän ennakoi sekä Big Bangin ajatuksen että modernit kosmologiset mallit, joissa otetaan huomioon pimeän energian läsnäolo. Ja vuonna 1933 hän tunnisti kosmologisen vakion tyhjiön energiatiheydestä, jota kukaan ei ollut aiemmin ajatellut. Se on mahtavaakuinka paljon tämä tiedemies, joka epäilemättä ansaitsee maailmankaikkeuden laajentumisen löytäjän arvonimen, oli aikansa edellä!
Alexey Levin