Noch vor hundert Jahren entdeckten Wissenschaftler, dass unser Universum rasch an Größe zunimmt.
1870 kam der englische Mathematiker William Clifford zu der sehr tiefen Idee, dass der Raum an verschiedenen Stellen gekrümmt und nicht gleich sein kann und dass sich seine Krümmung im Laufe der Zeit ändern kann. Er gab sogar zu, dass solche Veränderungen irgendwie mit der Bewegung der Materie verbunden sind. Beide Ideen bildeten viele Jahre später die Grundlage der allgemeinen Relativitätstheorie. Clifford selbst hat das nicht erlebt - er starb im Alter von 34 Jahren, 11 Tage vor der Geburt von Albert Einstein, an Tuberkulose.
Rotverschiebung
Die Astrospektrographie lieferte die ersten Informationen über die Expansion des Universums. 1886 bemerkte der englische Astronom William Huggins, dass die Wellenlängen des Sternenlichts im Vergleich zu den terrestrischen Spektren derselben Elemente leicht verschoben waren. Basierend auf der Formel für die optische Version des Doppler-Effekts, die 1848 vom französischen Physiker Armand Fizeau abgeleitet wurde, ist es möglich, die Größe der Radialgeschwindigkeit des Sterns zu berechnen. Solche Beobachtungen ermöglichen es, die Bewegung eines Weltraumobjekts zu verfolgen.
Vor hundert Jahren basierte das Konzept des Universums auf der Newtonschen Mechanik und der euklidischen Geometrie. Sogar einige Wissenschaftler wie Lobachevsky und Gauss, die (nur als Hypothese!) Die physikalische Realität der nichteuklidischen Geometrie eingestanden hatten, betrachteten den Weltraum als ewig und unveränderlich. Die Ausdehnung des Universums macht es schwierig, die Entfernung zu entfernten Galaxien zu beurteilen. Das Licht, das 13 Milliarden Jahre später aus der 3,35 Milliarden Lichtjahre entfernten Galaxie A1689-zD1 (A) kam, „rötet“und schwächt sich, wenn es den expandierenden Raum durchquert, und die Galaxie selbst tritt zurück (B). Es enthält Informationen über die Entfernung in Rotverschiebung (13 Milliarden Lichtjahre), in Winkelgröße (3,5 Milliarden Lichtjahre), in Intensität (263 Milliarden Lichtjahre), während die tatsächliche Entfernung 30 Milliarden Lichtjahre beträgt. Jahre.
Ein Vierteljahrhundert später wurde diese Gelegenheit von Vesto Slipher, einem Observatorium in Flagstaff, Arizona, erneut genutzt, der seit 1912 die Spektren von Spiralnebeln mit einem 24-Zoll-Teleskop mit einem guten Spektrographen untersuchte. Um ein qualitativ hochwertiges Bild zu erhalten, wurde dieselbe Fotoplatte mehrere Nächte lang belichtet, sodass sich das Projekt langsam bewegte. Von September bis Dezember 1913 untersuchte Slipher den Andromeda-Nebel und kam nach der Doppler-Fizeau-Formel zu dem Schluss, dass er sich jede Sekunde 300 km der Erde nähert.
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1917 veröffentlichte er Daten zu den Radialgeschwindigkeiten von 25 Nebeln, die signifikante Asymmetrien in ihren Richtungen zeigten. Nur vier Nebel näherten sich der Sonne, der Rest entkam (und einige sehr schnell).
Slipher strebte nicht nach Ruhm oder veröffentlichte seine Ergebnisse. Daher wurden sie in astronomischen Kreisen erst bekannt, als der berühmte britische Astrophysiker Arthur Eddington auf sie aufmerksam machte.
1924 veröffentlichte er eine Monographie über die Relativitätstheorie, die eine Liste von 41 von Slipher gefundenen Nebeln enthielt. Die gleichen vier blauverschobenen Nebel waren dort vorhanden, während die verbleibenden 37 Spektrallinien rotverschoben waren. Ihre Radialgeschwindigkeiten variierten im Bereich von 150 - 1800 km / s und waren im Durchschnitt 25-mal höher als die zu dieser Zeit bekannten Geschwindigkeiten der Milchstraßensterne. Dies deutete darauf hin, dass die Nebel an anderen Bewegungen als den "klassischen" Leuchten beteiligt sind.
Weltrauminseln
In den frühen 1920er Jahren glaubten die meisten Astronomen, dass sich Spiralnebel am Rande der Milchstraße befanden und dahinter nichts als leerer dunkler Raum war. Zwar sahen einige Wissenschaftler bereits im 18. Jahrhundert riesige Sternhaufen in Nebeln (Immanuel Kant nannte sie Inseluniversen). Diese Hypothese war jedoch nicht populär, da es nicht möglich war, die Abstände zu Nebeln zuverlässig zu bestimmen.
Dieses Problem wurde von Edwin Hubble gelöst, der am Mount Wilson Observatory in Kalifornien an einem 100-Zoll-Reflektorteleskop arbeitete. In den Jahren 1923-1924 entdeckte er, dass der Andromeda-Nebel aus vielen leuchtenden Objekten besteht, unter denen sich variable Sterne der Cepheid-Familie befinden. Damals war bereits bekannt, dass die Änderungsperiode ihrer scheinbaren Helligkeit mit der absoluten Leuchtkraft verbunden ist, weshalb die Cepheiden zur Kalibrierung kosmischer Entfernungen geeignet sind. Mit ihrer Hilfe schätzte Hubble die Entfernung zu Andromeda auf 285.000 Parsec (nach modernen Daten sind es 800.000 Parsec). Der Durchmesser der Milchstraße wurde dann mit ungefähr 100.000 Parsec angenommen (tatsächlich ist er dreimal kleiner). Daraus folgte, dass Andromeda und die Milchstraße als unabhängige Sternhaufen betrachtet werden sollten. Hubble identifizierte bald zwei weitere unabhängige Galaxien.was schließlich die Hypothese von "Inseluniversen" bestätigte.
Fairerweise sollte angemerkt werden, dass zwei Jahre vor Hubble die Entfernung zu Andromeda vom estnischen Astronomen Ernst Opik berechnet wurde, dessen Ergebnis - 450.000 Parsec - näher am richtigen lag. Er verwendete jedoch eine Reihe theoretischer Überlegungen, die nicht so überzeugend waren wie Hubbles direkte Beobachtungen.
Bis 1926 hatte Hubble eine statistische Analyse der Beobachtungen von vierhundert "extragalaktischen Nebeln" durchgeführt (er verwendete diesen Begriff lange Zeit, um sie nicht als Galaxien zu bezeichnen) und eine Formel vorgeschlagen, um die Entfernung zu einem Nebel mit seiner scheinbaren Helligkeit in Beziehung zu setzen. Trotz der großen Fehler dieser Methode bestätigten die neuen Daten, dass die Nebel mehr oder weniger gleichmäßig im Weltraum verteilt sind und sich weit über die Grenzen der Milchstraße hinaus befinden. Jetzt gab es keinen Zweifel mehr, dass der Raum auf unserer Galaxie und ihren nächsten Nachbarn nicht geschlossen ist.
Raummodellierer
Eddington interessierte sich bereits vor der endgültigen Klärung der Natur der Spiralnebel für die Ergebnisse von Slipher. Zu diesem Zeitpunkt existierte bereits ein kosmologisches Modell, das den von Slipher offenbarten Effekt vorhersagte. Eddington dachte viel darüber nach und verpasste natürlich nicht die Gelegenheit, den Beobachtungen des Astronomen aus Arizona einen kosmologischen Klang zu verleihen.
Die moderne theoretische Kosmologie begann 1917 mit zwei revolutionären Artikeln, in denen Modelle des Universums vorgestellt wurden, die auf der allgemeinen Relativitätstheorie basierten. Einer von ihnen wurde von Einstein selbst geschrieben, der andere vom niederländischen Astronomen Willem de Sitter.
Hubbles Gesetze
Edwin Hubble enthüllte empirisch die ungefähre Proportionalität von Rotverschiebungen und galaktischen Entfernungen, die er unter Verwendung der Doppler-Fizeau-Formel in eine Proportionalität zwischen Geschwindigkeiten und Entfernungen umwandelte. Wir haben es hier also mit zwei verschiedenen Mustern zu tun.
Hubble wusste nicht, wie sie sich zueinander verhalten, aber was sagt die heutige Wissenschaft dazu?
Wie Lemaitre bereits gezeigt hat, ist die lineare Korrelation zwischen kosmologischen (durch die Expansion des Universums verursachten) Rotverschiebungen und Entfernungen keineswegs absolut. In der Praxis ist dies nur bei Verschiebungen von weniger als 0,1 gut zu beobachten. Das empirische Hubble-Gesetz ist also nicht genau, sondern ungefähr, und die Doppler-Fizeau-Formel gilt nur für kleine Verschiebungen des Spektrums.
Das theoretische Gesetz, das die Radialgeschwindigkeit entfernter Objekte mit der Entfernung zu ihnen verbindet (mit dem Proportionalitätskoeffizienten in Form des Hubble-Parameters V = Hd), gilt jedoch für alle Rotverschiebungen. Die darin auftretende Geschwindigkeit V ist jedoch nicht die Geschwindigkeit physikalischer Signale oder realer Körper im physikalischen Raum. Dies ist die Rate der Zunahme der Abstände zwischen Galaxien und Galaxienhaufen, die auf die Expansion des Universums zurückzuführen ist. Wir könnten es nur messen, wenn wir die Expansion des Universums stoppen, Messbänder sofort zwischen Galaxien strecken, die Abstände zwischen ihnen ablesen und sie in Zeitintervalle zwischen Messungen aufteilen könnten. Die Gesetze der Physik erlauben dies natürlich nicht. Daher bevorzugen Kosmologen die Verwendung des Hubble-Parameters H in einer anderen Formel:Hier erscheint der Skalierungsfaktor des Universums, der den Grad seiner Ausdehnung in verschiedenen kosmischen Epochen genau beschreibt (da sich dieser Parameter im Laufe der Zeit ändert, wird sein moderner Wert als H0 bezeichnet). Das Universum dehnt sich jetzt mit der Beschleunigung aus, sodass der Wert des Hubble-Parameters zunimmt.
Durch die Messung kosmologischer Rotverschiebungen erhalten wir Informationen über den Grad der Raumausdehnung. Das Licht der Galaxie, das mit der kosmologischen Rotverschiebung z zu uns kam, verließ es, als alle kosmologischen Entfernungen 1 + z-mal kleiner waren als in unserer Epoche. Zusätzliche Informationen über diese Galaxie, wie die aktuelle Entfernung oder die Entfernungsrate von der Milchstraße, können nur mit einem bestimmten kosmologischen Modell erhalten werden. Zum Beispiel bewegt sich im Einstein-de-Sitter-Modell eine Galaxie mit z = 5 mit einer Geschwindigkeit von 1,1 s (Lichtgeschwindigkeit) von uns weg. Wenn Sie jedoch einen häufigen Fehler machen und nur V / c und z ausgleichen, beträgt diese Geschwindigkeit das Fünffache der Lichtgeschwindigkeit. Die Diskrepanz ist, wie wir sehen können, ernst.
Abhängigkeit der Geschwindigkeit entfernter Objekte von der Rotverschiebung nach SRT, GRT (abhängig vom Modell und der Zeit zeigt die Kurve die aktuelle Zeit und das aktuelle Modell). Bei kleinen Verschiebungen ist die Abhängigkeit linear.
Einstein glaubte im Geiste der Zeit, dass das Universum als Ganzes statisch ist (er versuchte, es auch im Raum unendlich zu machen, konnte aber nicht die richtigen Randbedingungen für seine Gleichungen finden). Als Ergebnis baute er ein Modell eines geschlossenen Universums, dessen Raum eine konstante positive Krümmung aufweist (und daher einen konstanten endlichen Radius hat). Im Gegensatz dazu fließt die Zeit in diesem Universum auf Newtonsche Weise, in dieselbe Richtung und mit derselben Geschwindigkeit. Die Raum-Zeit dieses Modells ist aufgrund der räumlichen Komponente gekrümmt, während die Zeitkomponente in keiner Weise deformiert ist. Die statische Natur dieser Welt bietet eine spezielle "Einfügung" in die Grundgleichung, die einen Gravitationskollaps verhindert und dadurch als allgegenwärtiges Anti-Schwerkraft-Feld wirkt. Seine Intensität ist proportional zu einer speziellen Konstante,was Einstein Universal nannte (jetzt heißt es die kosmologische Konstante).
Lemaitres kosmologisches Modell der Expansion des Universums war seiner Zeit weit voraus. Das Universum von Lemaitre beginnt mit dem Urknall. Danach verlangsamt sich die Expansion und beginnt sich zu beschleunigen.
Einsteins Modell ermöglichte es, die Größe des Universums, die Gesamtmenge der Materie und sogar den Wert der kosmologischen Konstante zu berechnen. Dies erfordert nur die durchschnittliche Dichte der kosmischen Materie, die im Prinzip aus Beobachtungen bestimmt werden kann. Es ist kein Zufall, dass Eddington dieses Modell bewunderte und Hubble in der Praxis einsetzte. Es wird jedoch durch Instabilität ruiniert, die Einstein einfach nicht bemerkt hat: Bei der geringsten Abweichung des Radius vom Gleichgewichtswert dehnt sich die Einstein-Welt entweder aus oder unterliegt einem Gravitationskollaps. Daher hat dieses Modell nichts mit dem realen Universum zu tun.
Leere Welt
De Sitter baute auch, wie er selbst glaubte, eine statische Welt konstanter Krümmung auf, aber nicht positiv, sondern negativ. Es enthält Einsteins kosmologische Konstante, aber es gibt überhaupt keine Materie. Beim Einbringen von Testpartikeln beliebig kleiner Masse streuen sie und gehen ins Unendliche. Außerdem fließt die Zeit an der Peripherie des Universums von de Sitter langsamer als in seinem Zentrum. Aus diesem Grund kommen Lichtwellen aus großen Entfernungen mit einer Rotverschiebung an, selbst wenn ihre Quelle relativ zum Betrachter stationär ist. In den 1920er Jahren fragten sich Eddington und andere Astronomen, ob de Sitters Modell etwas mit der Realität zu tun hatte, die sich in Slifers Beobachtungen widerspiegelte.
Dieser Verdacht wurde bestätigt, wenn auch auf andere Weise. Die statische Natur des Universums von de Sitter erwies sich als imaginär, da sie mit einer unglücklichen Wahl des Koordinatensystems verbunden war. Nach der Korrektur dieses Fehlers stellte sich heraus, dass der de Sitter-Raum flach, euklidisch, aber nicht statisch war. Aufgrund der kosmologischen Antigravitationskonstante dehnt es sich aus, während die Krümmung Null bleibt. Aufgrund dieser Ausdehnung nehmen die Wellenlängen der Photonen zu, was zu einer Verschiebung der von de Sitter vorhergesagten Spektrallinien führt. Es ist erwähnenswert, dass auf diese Weise die kosmologische Rotverschiebung entfernter Galaxien heute erklärt wird.
Von der Statistik zur Dynamik
Die Geschichte offen nicht statischer kosmologischer Theorien beginnt mit zwei Arbeiten des sowjetischen Physikers Alexander Friedman, die 1922 und 1924 in der deutschen Zeitschrift Zeitschrift für Physik veröffentlicht wurden. Friedman berechnete Universumsmodelle mit zeitvariablen positiven und negativen Krümmungen, die zum goldenen Fundus der theoretischen Kosmologie wurden. Seine Zeitgenossen bemerkten diese Werke jedoch kaum (Einstein hielt Friedmans ersten Artikel zunächst sogar für mathematisch falsch). Friedman selbst glaubte, dass die Astronomie noch kein Arsenal an Beobachtungen hatte, die es ermöglichen würden, zu entscheiden, welches der kosmologischen Modelle der Realität besser entspricht, und beschränkte sich daher auf die reine Mathematik. Vielleicht hätte er anders gehandelt, wenn er sich mit den Ergebnissen von Slipher vertraut gemacht hätte, aber das ist nicht geschehen.
Der größte Kosmologe der ersten Hälfte des 20. Jahrhunderts, Georges Lemaitre, dachte anders. Zu Hause in Belgien verteidigte er seine Dissertation in Mathematik und studierte dann Mitte der 1920er Jahre Astronomie - in Cambridge bei Eddington und am Harvard Observatory in Harlow Shapley (während seines Aufenthalts in den USA, wo er seine zweite Dissertation am MIT vorbereitete) traf Slipher und Hubble). Bereits 1925 zeigte Lemaitre als erster, dass die statische Natur von de Sitters Modell imaginär war. Nach seiner Rückkehr in seine Heimat als Professor an der Universität von Louvain baute Lemaitre das erste Modell eines expandierenden Universums mit einer klaren astronomischen Begründung. Ohne Übertreibung war diese Arbeit ein revolutionärer Durchbruch in der Weltraumwissenschaft.
Ökumenische Revolution
In seinem Modell behielt Lemaitre eine kosmologische Konstante mit einem Einstein-Zahlenwert bei. Daher beginnt sein Universum in einem statischen Zustand, aber im Laufe der Zeit tritt es aufgrund von Schwankungen mit zunehmender Geschwindigkeit in den Pfad der konstanten Expansion ein. In diesem Stadium behält es eine positive Krümmung bei, die mit zunehmendem Radius abnimmt. Lemaitre hat in die Zusammensetzung seines Universums nicht nur Materie, sondern auch elektromagnetische Strahlung einbezogen. Weder Einstein noch de Sitter, dessen Werk Lemaitre bekannt war, noch Friedman, von dem er damals nichts wusste, taten dies.
Zugehörige Koordinaten
Bei kosmologischen Berechnungen ist es zweckmäßig, begleitende Koordinatensysteme zu verwenden, die sich im Einklang mit der Expansion des Universums ausdehnen. In dem idealisierten Modell, in dem Galaxien und galaktische Cluster an keinen richtigen Bewegungen beteiligt sind, ändern sich ihre zugehörigen Koordinaten nicht. Der Abstand zwischen zwei Objekten zu einem bestimmten Zeitpunkt entspricht jedoch ihrem konstanten Abstand in den zugehörigen Koordinaten, multipliziert mit der Größe des Skalierungsfaktors für diesen Moment. Diese Situation kann auf einem aufblasbaren Globus leicht dargestellt werden: Der Breiten- und Längengrad jedes Punkts ändert sich nicht, und der Abstand zwischen einem Punktpaar nimmt mit zunehmendem Radius zu.
Die Verwendung von Begleitkoordinaten hilft, die tiefgreifenden Unterschiede zwischen der Kosmologie des expandierenden Universums, der speziellen Relativitätstheorie und der Newtonschen Physik zu verstehen. In der Newtonschen Mechanik sind also alle Bewegungen relativ und absolute Unbeweglichkeit hat keine physikalische Bedeutung. Im Gegenteil, in der Kosmologie ist die Immobilität in den zugehörigen Koordinaten absolut und kann im Prinzip durch Beobachtungen bestätigt werden. Die spezielle Relativitätstheorie beschreibt Prozesse in der Raumzeit, aus denen mit Hilfe der Lorentz-Transformationen die räumlichen und zeitlichen Komponenten auf unendlich viele Arten isoliert werden können. Im Gegensatz dazu zerfällt die kosmologische Raumzeit auf natürliche Weise in einen gekrümmten expandierenden Raum und eine einzige kosmische Zeit. In diesem Fall kann die Rezessionsgeschwindigkeit entfernter Galaxien um ein Vielfaches höher sein als die Lichtgeschwindigkeit.
Lemaitre aus den USA schlug vor, dass die Rotverschiebungen entfernter Galaxien auf die Ausdehnung des Weltraums zurückzuführen sind, der Lichtwellen "streckt". Jetzt hat er es mathematisch bewiesen. Er zeigte auch, dass kleine Rotverschiebungen (viel kleiner als eins) proportional zum Abstand zur Lichtquelle sind und der Proportionalitätskoeffizient nur von der Zeit abhängt und Informationen über die aktuelle Expansionsrate des Universums enthält. Da sich aus der Doppler-Fizeau-Formel ergibt, dass die Radialgeschwindigkeit der Galaxie proportional zur Rotverschiebung ist, schloss Lemaître, dass diese Geschwindigkeit auch proportional zu ihrer Entfernung ist. Nachdem er die Geschwindigkeiten und Entfernungen von 42 Galaxien aus der Hubble-Liste analysiert und die intragalaktische Geschwindigkeit der Sonne berücksichtigt hatte, ermittelte er die Werte der Proportionalitätskoeffizienten.
Unbemerkt arbeiten
Lemaitre veröffentlichte seine Arbeit 1927 in französischer Sprache in der unlesbaren Zeitschrift Annals der Scientific Society of Brussels. Es wird angenommen, dass dies der Hauptgrund war, warum sie anfangs fast unbemerkt blieb (sogar von seinem Lehrer Eddington). Zwar konnte Lemaitre im Herbst desselben Jahres seine Erkenntnisse mit Einstein besprechen und von ihm über Friedmanns Ergebnisse erfahren. Der Schöpfer der allgemeinen Relativitätstheorie hatte keine technischen Einwände, aber er glaubte entschieden nicht an die physikalische Realität von Lemaitres Modell (so wie er Friedmanns Schlussfolgerungen zuvor nicht akzeptierte).
Hubble-Diagramme
In den späten 1920er Jahren fanden Hubble und Humason eine lineare Korrelation zwischen den Abständen von bis zu 24 Galaxien und ihren Radialgeschwindigkeiten, die (hauptsächlich von Slipher) aus Rotverschiebungen berechnet wurden. Daraus schloss Hubble, dass die Radialgeschwindigkeit der Galaxie direkt proportional zur Entfernung zu ihr ist. Der Koeffizient dieser Proportionalität wird jetzt als H0 bezeichnet und als Hubble-Parameter bezeichnet (nach den neuesten Daten liegt er geringfügig über 70 (km / s) / Megaparsec).
Hubbles Artikel über die lineare Beziehung zwischen galaktischen Geschwindigkeiten und Entfernungen wurde Anfang 1929 veröffentlicht. Ein Jahr zuvor hatte der junge amerikanische Mathematiker Howard Robertson nach Lemaitre diese Abhängigkeit aus dem Modell des expandierenden Universums abgeleitet, von dem Hubble möglicherweise gewusst hat. In seinem berühmten Artikel wurde dieses Modell jedoch weder direkt noch indirekt erwähnt. Später äußerte Hubble Zweifel daran, dass die in seiner Formel angegebenen Geschwindigkeiten tatsächlich die Bewegungen von Galaxien im Weltraum beschreiben, aber er verzichtete immer auf ihre spezifische Interpretation. Er erkannte die Bedeutung seiner Entdeckung darin, die Verhältnismäßigkeit galaktischer Entfernungen und Rotverschiebungen zu demonstrieren, und überließ den Rest den Theoretikern. Daher gibt es bei allem Respekt vor Hubble keinen Grund, ihn als Entdecker der Expansion des Universums zu betrachten.
Und doch wächst es
Trotzdem ebnete Hubble den Weg für die Anerkennung der Expansion des Universums und des Modells von Lemaitre. Bereits 1930 wurde sie solchen Meistern der Kosmologie wie Eddington und de Sitter gewürdigt; Wenig später bemerkten und schätzten Wissenschaftler Friedmans Arbeit. Auf Vorschlag von Eddington übersetzte Lemaitre 1931 seinen Artikel (mit kleinen Schnitten) für die Monatsnachrichten der Royal Astronomical Society ins Englische. Im selben Jahr stimmte Einstein den Schlussfolgerungen von Lemaitre zu und baute ein Jahr später zusammen mit de Sitter ein Modell eines expandierenden Universums mit flachem Raum und gekrümmter Zeit. Dieses Modell ist aufgrund seiner Einfachheit bei Kosmologen seit langem sehr beliebt.
Im selben Jahr 1931 veröffentlichte Lemaitre eine kurze (und ohne Mathematik) Beschreibung eines weiteren Modells des Universums, das Kosmologie und Quantenmechanik kombiniert. In diesem Modell ist der erste Moment die Explosion des Primäratoms (Lemaitre nannte es auch ein Quantum), die sowohl Raum als auch Zeit hervorbrachte. Da die Schwerkraft die Expansion des neugeborenen Universums verlangsamt, nimmt seine Geschwindigkeit ab - es ist möglich, dass sie fast auf Null geht. Später führte Lemaitre eine kosmologische Konstante in sein Modell ein, die das Universum zwang, sich im Laufe der Zeit in ein stabiles Regime zur Beschleunigung der Expansion zu bewegen. So nahm er sowohl die Idee des Urknalls als auch moderne kosmologische Modelle vorweg, die das Vorhandensein dunkler Energie berücksichtigen. Und 1933 identifizierte er die kosmologische Konstante mit der Energiedichte des Vakuums, an die noch niemand gedacht hatte. Es ist wunderbarWie sehr war dieser Wissenschaftler, der zweifellos den Titel des Entdeckers der Expansion des Universums verdient hatte, seiner Zeit voraus!
Alexey Levin
