Se ha confirmado la expansión acelerada del universo. ¿Hacia dónde se está expandiendo el Universo?

Hace apenas cien años, los científicos descubrieron que nuestro Universo está aumentando rápidamente de tamaño.

Hace apenas cien años, las ideas sobre el Universo se basaban en la mecánica newtoniana y la geometría euclidiana. Incluso algunos científicos, como Lobachevsky y Gauss, que aceptaron (¡sólo como hipótesis!) la realidad física de la geometría no euclidiana, consideraban que el espacio exterior era eterno e inmutable.

En 1870, el matemático inglés William Clifford tuvo la idea muy profunda de que el espacio puede ser curvo, y de manera desigual en diferentes puntos, y que con el tiempo su curvatura puede cambiar. Incluso admitió que tales cambios estaban relacionados de alguna manera con el movimiento de la materia. Ambas ideas, muchos años después, formaron la base de la teoría general de la relatividad. El propio Clifford no vivió para ver esto: murió de tuberculosis a la edad de 34 años, 11 días antes del nacimiento de Albert Einstein.

corrimiento al rojo

La primera información sobre la expansión del Universo la proporcionó la astrospectrografía. En 1886, el astrónomo inglés William Huggins observó que las longitudes de onda de la luz de las estrellas estaban ligeramente desplazadas en comparación con los espectros terrestres de los mismos elementos. Basándose en la fórmula de la versión óptica del efecto Doppler, derivada en 1848 por el físico francés Armand Fizeau, se puede calcular la velocidad radial de una estrella. Estas observaciones permiten seguir el movimiento de un objeto espacial.


Hace apenas cien años, las ideas sobre el Universo se basaban en la mecánica newtoniana y la geometría euclidiana. Incluso unos pocos científicos, como Lobachevsky y Gauss, que asumieron (¡sólo como hipótesis!) la realidad física de la geometría no euclidiana, consideraban el espacio exterior eterno e inmutable. Debido a la expansión del Universo, no es fácil juzgar la distancia a las galaxias distantes. La luz que llegó 13 mil millones de años después desde la galaxia A1689-zD1, a 3,35 mil millones de años luz (A), se “enrojece” y se debilita a medida que viaja a través del espacio en expansión, y la propia galaxia se aleja (B). Llevará información sobre la distancia en corrimiento al rojo (13 mil millones de años luz), en tamaño angular (3,5 mil millones de años luz), en intensidad (263 mil millones de años luz), mientras que la distancia real es de 30 mil millones de años luz. años.

Un cuarto de siglo después, Vesto Slifer, un empleado del observatorio de Flagstaff en Arizona, aprovechó esta oportunidad de una nueva manera, quien desde 1912 estudiaba los espectros de las nebulosas espirales con un telescopio de 24 pulgadas con un Buen espectrógrafo. Para obtener una imagen de alta calidad, se expuso la misma placa fotográfica durante varias noches, por lo que el proyecto avanzó lentamente. De septiembre a diciembre de 1913, Slipher estudió la nebulosa de Andrómeda y, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, llegó a la conclusión de que se acercaba a la Tierra a 300 km por segundo.

En 1917 publicó datos sobre las velocidades radiales de 25 nebulosas, que mostraban importantes asimetrías en sus direcciones. Sólo cuatro nebulosas se acercaron al Sol, el resto se escapó (y algunas muy rápidamente).

Slifer no buscó la fama y no promocionó sus resultados. Por lo tanto, se hicieron conocidos en los círculos astronómicos sólo cuando el famoso astrofísico británico Arthur Eddington llamó la atención sobre ellos.


En 1924 publicó una monografía sobre la teoría de la relatividad, que incluía una lista de las velocidades radiales de 41 nebulosas encontradas por Slipher. Allí estaban presentes las mismas cuatro nebulosas desplazadas hacia el azul, mientras que las 37 restantes tenían líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. Sus velocidades radiales variaban entre 150 y 1800 km/s y eran en promedio 25 veces mayores que las velocidades conocidas de las estrellas en ese momento. vía Láctea. Esto sugirió que las nebulosas participan en movimientos diferentes a los de las luminarias "clásicas".

Islas Espaciales

A principios de la década de 1920, la mayoría de los astrónomos creían que las nebulosas espirales estaban ubicadas en la periferia de la Vía Láctea y que más allá no había nada más que espacio vacío y oscuro. Es cierto que en el siglo XVIII, algunos científicos vieron cúmulos de estrellas gigantes en nebulosas (Immanuel Kant los llamó universos insulares). Sin embargo, esta hipótesis no fue popular, ya que era imposible determinar de forma fiable las distancias a las nebulosas.

Este problema fue resuelto por Edwin Hubble, trabajando en el telescopio reflector de 100 pulgadas en el Observatorio Monte Wilson de California. En 1923-1924 descubrió que la nebulosa de Andrómeda está formada por muchos objetos luminosos, incluidas estrellas variables de la familia de las Cefeidas. Ya se sabía entonces que el período de cambio de su brillo aparente está relacionado con la luminosidad absoluta y, por tanto, las cefeidas son adecuadas para calibrar distancias cósmicas. Con su ayuda, Hubble estimó la distancia a Andrómeda en 285.000 pársecs (según datos modernos, 800.000 pársecs). Entonces se creía que el diámetro de la Vía Láctea era de aproximadamente 100.000 pársecs (en realidad es tres veces menor). De ello se deduce que Andrómeda y la Vía Láctea deben considerarse cúmulos estelares independientes. Hubble pronto identificó dos galaxias independientes más, lo que finalmente confirmó la hipótesis de los “universos islas”.


Para ser justos, vale la pena señalar que dos años antes que Hubble, el astrónomo estonio Ernst Opik calculó la distancia a Andrómeda, cuyo resultado, 450.000 pársecs, se acercó más al correcto. Sin embargo, utilizó una serie de consideraciones teóricas que no fueron tan convincentes como las observaciones directas de Hubble.

En 1926, Hubble había realizado un análisis estadístico de las observaciones de cuatrocientas “nebulosas extragalácticas” (término que utilizó durante mucho tiempo, evitando llamarlas galaxias) y propuso una fórmula para relacionar la distancia a una nebulosa con su brillo aparente. A pesar de los enormes errores de este método, nuevos datos han confirmado que las nebulosas se distribuyen de forma más o menos uniforme en el espacio y se encuentran mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora ya no había ninguna duda de que el espacio no se limita a nuestra galaxia y sus vecinos más cercanos.

Diseñadores de moda espacial.

Eddington se interesó en los resultados de Slipher incluso antes de que finalmente se aclarara la naturaleza de las nebulosas espirales. En ese momento ya existía un modelo cosmológico que en cierto sentido predijo el efecto identificado por Slipher. Eddington pensó mucho en ello y, por supuesto, no perdió la oportunidad de darle un tono cosmológico a las observaciones del astrónomo de Arizona.

La cosmología teórica moderna comenzó en 1917 con dos artículos revolucionarios que presentaban modelos del universo basados ​​en la relatividad general. Uno de ellos fue escrito por el propio Einstein y el otro por el astrónomo holandés Willem de Sitter.

leyes de hubble

Edwin Hubble descubrió empíricamente la proporcionalidad aproximada de los desplazamientos al rojo y las distancias galácticas, que convirtió en una proporcionalidad entre velocidades y distancias utilizando la fórmula Doppler-Fizeau. Así que aquí estamos tratando con dos patrones diferentes.
Hubble no sabía cómo se relacionaban entre sí, pero ¿qué dice la ciencia actual al respecto?
Como también demostró Lemaître, la correlación lineal entre los corrimientos al rojo cosmológicos (causados ​​por la expansión del Universo) y las distancias no es de ninguna manera absoluta. En la práctica, esto se observa bien sólo para desplazamientos inferiores a 0,1. Por tanto, la ley empírica de Hubble no es exacta, sino aproximada, y la fórmula de Doppler-Fizeau es válida sólo para pequeños desplazamientos del espectro.
Pero la ley teórica que relaciona la velocidad radial de los objetos distantes con la distancia a ellos (con un coeficiente de proporcionalidad en forma del parámetro de Hubble V=Hd) es válida para cualquier corrimiento al rojo. Sin embargo, la velocidad V que aparece en él no es en absoluto la velocidad de las señales físicas o de los cuerpos reales en el espacio físico. Esta es la tasa de aumento de las distancias entre galaxias y cúmulos de galaxias, provocada por la expansión del Universo. Sólo podríamos medirlo si pudiéramos detener la expansión del Universo, estirar instantáneamente cintas métricas entre galaxias, leer las distancias entre ellas y dividirlas en intervalos de tiempo entre mediciones. Naturalmente, las leyes de la física no lo permiten. Por lo tanto, los cosmólogos prefieren utilizar el parámetro H de Hubble en otra fórmula, que incluye el factor de escala del Universo, que describe con precisión el grado de su expansión en diferentes épocas cósmicas (dado que este parámetro cambia con el tiempo, su significado moderno denotar H0). El Universo ahora se está expandiendo a un ritmo acelerado, por lo que el valor del parámetro de Hubble está aumentando.
Al medir los corrimientos al rojo cosmológicos, obtenemos información sobre el grado de expansión del espacio. La luz de la galaxia, que llegó hasta nosotros con un desplazamiento cosmológico al rojo z, la abandonó cuando todas las distancias cosmológicas eran 1+z veces menores que en nuestra era. Información adicional sobre esta galaxia, como su distancia actual o su velocidad de alejamiento de la Vía Láctea, sólo se puede obtener utilizando un modelo cosmológico específico. Por ejemplo, en el modelo de Einstein-de Sitter, una galaxia con z = 5 se aleja de nosotros a una velocidad igual a 1,1 s (la velocidad de la luz). Pero si cometemos un error común y simplemente igualamos V/c y z, entonces esta velocidad resultará ser cinco veces mayor que la velocidad de la luz. La discrepancia, como vemos, es grave.
Dependencia de la velocidad de los objetos distantes del corrimiento al rojo según STR, GTR (depende del modelo y la hora, la curva muestra la hora actual y el modelo actual). En desplazamientos pequeños la dependencia es lineal.

Einstein, en el espíritu de la época, creía que el Universo en su conjunto era estático (trató de hacerlo también infinito en el espacio, pero no pudo encontrar las condiciones límite correctas para sus ecuaciones). Como resultado, construyó un modelo de un Universo cerrado, cuyo espacio tiene una curvatura positiva constante (y por lo tanto tiene un radio finito constante). El tiempo en este Universo, por el contrario, fluye como Newton, en una dirección y a la misma velocidad. El espacio-tiempo de este modelo es curvado debido a la componente espacial, mientras que la componente temporal no se deforma de ninguna manera. La naturaleza estática de este mundo proporciona un "inserto" especial en la ecuación principal, que previene el colapso gravitacional y, por lo tanto, actúa como un campo antigravedad omnipresente. Su intensidad es proporcional a una constante especial, que Einstein llamó universal (ahora llamada constante cosmológica).


El modelo cosmológico de Lemaître sobre la expansión del Universo estaba muy adelantado a su tiempo. El universo de Lemaitre comienza con Big Bang, después de lo cual la expansión primero se desacelera y luego comienza a acelerarse.

El modelo de Einstein permitió calcular el tamaño del Universo, la cantidad total de materia e incluso el valor de la constante cosmológica. Para ello, sólo necesitamos la densidad media de la materia cósmica, que, en principio, puede determinarse a partir de observaciones. No es casualidad que Eddington admirara este modelo y lo utilizara en la práctica por el Hubble. Sin embargo, es destruido por la inestabilidad, que Einstein simplemente no notó: a la más mínima desviación del radio del valor de equilibrio, el mundo de Einstein se expande o sufre un colapso gravitacional. Por tanto, este modelo no tiene relación con el Universo real.

Mundo vacío

De Sitter también construyó, como él mismo creía, un mundo estático de curvatura constante, pero no positiva, sino negativa. Contiene la constante cosmológica de Einstein, pero carece por completo de materia. Cuando se introducen partículas de prueba de masa arbitrariamente pequeña, se dispersan y llegan al infinito. Además, el tiempo fluye más lentamente en la periferia del universo de Sitter que en su centro. Debido a esto, las ondas de luz procedentes de grandes distancias llegan con un desplazamiento hacia el rojo, incluso si su fuente está estacionaria en relación con el observador. Así, en la década de 1920, Eddington y otros astrónomos se preguntaron si el modelo de De Sitter tenía algo en común con la realidad reflejada en las observaciones de Slipher.


Estas sospechas se confirmaron, aunque de forma diferente. La naturaleza estática del universo de De Sitter resultó ser imaginaria, ya que estaba asociada con una elección fallida del sistema de coordenadas. Después de corregir este error, el espacio de De Sitter resultó ser plano, euclidiano, pero no estático. Gracias a la constante cosmológica antigravitacional, se expande manteniendo una curvatura cero. Debido a esta expansión, las longitudes de onda de los fotones aumentan, lo que conlleva el desplazamiento de las líneas espectrales predicho por De Sitter. Vale la pena señalar que así es como se explica hoy el desplazamiento cosmológico al rojo de las galaxias distantes.

De la estadística a la dinámica

La historia de las teorías cosmológicas abiertamente no estáticas comienza con dos obras físico soviético Alexander Friedman, publicado en revista alemana Zeitschrift fur Physik en 1922 y 1924. Friedman calculó modelos de universos con curvatura positiva y negativa que varían en el tiempo, lo que se convirtió en el fondo de oro de la cosmología teórica. Sin embargo, los contemporáneos apenas se dieron cuenta de estos trabajos (al principio Einstein incluso consideró que el primer artículo de Friedman era matemáticamente erróneo). El propio Friedman creía que la astronomía aún no dispone de un arsenal de observaciones que le permitan decidir cuál de los modelos cosmológicos es más coherente con la realidad y, por tanto, se limitó a las matemáticas puras. Quizás habría actuado de otra manera si hubiera leído los resultados de Slifer, pero esto no sucedió.


El cosmólogo más importante de la primera mitad del siglo XX, Georges Lemaitre, pensaba de otra manera. En casa, en Bélgica, defendió su tesis en matemáticas, y luego, a mediados de la década de 1920, estudió astronomía, en Cambridge bajo la dirección de Eddington y en el Observatorio de Harvard con Harlow Shapley (mientras estaba en los EE. UU., donde preparó un segundo tesis en el MIT, conoció a Slifer y Hubble). En 1925, Lemaître fue el primero en demostrar que la naturaleza estática del modelo de De Sitter era imaginaria. A su regreso a su tierra natal como profesor de la Universidad de Lovaina, Lemaitre construyó el primer modelo de un universo en expansión con una clara base astronómica. Sin exagerar, este trabajo supuso un avance revolucionario en la ciencia espacial.

revolución universal

En su modelo, Lemaitre mantuvo una constante cosmológica con un valor numérico einsteniano. Por lo tanto, su universo comienza en un estado estático, pero con el tiempo, debido a las fluctuaciones, emprende un camino de expansión constante a un ritmo creciente. En esta etapa mantiene una curvatura positiva, que disminuye a medida que aumenta el radio. Lemaitre incluyó en la composición de su universo no sólo materia, sino también radiación electromagnética. Ni Einstein ni De Sitter, cuyo trabajo conocía Lemaitre, ni Friedman, de quien sabía algo en ese momento, hicieron esto.

Coordenadas asociadas

En los cálculos cosmológicos es conveniente utilizar sistemas de coordenadas acompañantes, que se expanden al unísono con la expansión del Universo. En un modelo idealizado, donde las galaxias y los cúmulos de galaxias no participan en ningún movimiento propio, las coordenadas que las acompañan no cambian. Pero la distancia entre dos objetos en un momento dado es igual a su distancia constante en las coordenadas que los acompañan, multiplicada por el valor del factor de escala para ese momento. Esta situación se puede ilustrar fácilmente en un globo inflable: la latitud y la longitud de cada punto no cambian, y la distancia entre cualquier par de puntos aumenta al aumentar el radio.
El uso de coordenadas comoving nos ayuda a comprender las profundas diferencias entre la cosmología del universo en expansión, la relatividad especial y la física newtoniana. Así, en la mecánica newtoniana todos los movimientos son relativos y la inmovilidad absoluta no tiene significado físico. Por el contrario, en cosmología, la inmovilidad en las coordenadas comomoviles es absoluta y, en principio, puede confirmarse mediante observaciones. La teoría especial de la relatividad describe procesos en el espacio-tiempo, de los cuales se pueden aislar componentes espaciales y temporales de infinitas maneras mediante transformaciones de Lorentz. El espacio-tiempo cosmológico, por el contrario, se descompone naturalmente en un espacio curvo en expansión y un tiempo cósmico único. En este caso, la velocidad de retirada de las galaxias distantes puede ser muchas veces mayor que la velocidad de la luz.

Lemaitre, de vuelta en Estados Unidos, sugirió que los corrimientos al rojo de las galaxias distantes surgen debido a la expansión del espacio, que “estira” las ondas de luz. Ahora lo ha demostrado matemáticamente. También demostró que los desplazamientos al rojo pequeños (unidades mucho más pequeñas) son proporcionales a las distancias a la fuente de luz, y el coeficiente de proporcionalidad depende sólo del tiempo y contiene información sobre la tasa actual de expansión del Universo. Dado que la fórmula Doppler-Fizeau implicaba que la velocidad radial de una galaxia es proporcional a su corrimiento al rojo, Lemaître llegó a la conclusión de que esta velocidad también es proporcional a su distancia. Tras analizar las velocidades y distancias de 42 galaxias de la lista de Hubble y tener en cuenta la velocidad intragaláctica del Sol, estableció los valores de los coeficientes de proporcionalidad.

Trabajo anónimo

Lemaitre publicó su trabajo en 1927 sobre Francés en la revista poco leída Anales de la Sociedad Científica de Bruselas. Se cree que esta fue la razón principal por la que inicialmente pasó prácticamente desapercibida (incluso para su maestro Eddington). Es cierto que en el otoño de ese mismo año, Lemaitre pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él acerca de los resultados de Friedman. El creador de la Relatividad General no tenía objeciones técnicas, pero decididamente no creía en la realidad física del modelo de Lemetre (al igual que anteriormente no había aceptado las conclusiones de Friedman).


Gráficos de Hubble

Mientras tanto, a finales de la década de 1920, Hubble y Humason descubrieron una correlación lineal entre las distancias de 24 galaxias y sus velocidades radiales, calculadas (principalmente por Slipher) a partir de corrimientos al rojo. Hubble concluyó de esto que la velocidad radial de una galaxia es directamente proporcional a su distancia. El coeficiente de esta proporcionalidad ahora se denota por H0 y se llama parámetro de Hubble (según los últimos datos, supera ligeramente los 70 (km/s)/megaparsec).

El artículo de Hubble que traza la relación lineal entre velocidades y distancias galácticas se publicó a principios de 1929. Un año antes, el joven matemático estadounidense Howard Robertson, siguiendo a Lemaitre, dedujo esta dependencia del modelo de un Universo en expansión, que Hubble tal vez conocía. Sin embargo, su famoso artículo no menciona este modelo ni directa ni indirectamente. Más tarde, Hubble expresó dudas de que las velocidades que aparecen en su fórmula describan realmente los movimientos de las galaxias en el espacio exterior, pero siempre se abstuvo de interpretarlas específicamente. Vio el significado de su descubrimiento al demostrar la proporcionalidad de las distancias galácticas y los corrimientos al rojo, dejando el resto a los teóricos. Por tanto, con el debido respeto a Hubble, no hay motivo para considerarlo el descubridor de la expansión del Universo.


¡Y aún así se está expandiendo!

Sin embargo, Hubble abrió el camino para el reconocimiento de la expansión del Universo y del modelo de Lemaître. Ya en 1930, maestros de la cosmología como Eddington y de Sitter le rindieron homenaje; Un poco más tarde, los científicos notaron y apreciaron el trabajo de Friedman. En 1931, a instancias de Eddington, Lemaitre tradujo su artículo al inglés (con pequeños recortes) para el Monthly News of the Royal Astronomical Society. Ese mismo año, Einstein estuvo de acuerdo con las conclusiones de Lemaître y un año después, junto con De Sitter, construyó un modelo de un Universo en expansión con un espacio plano y un tiempo curvo. Este modelo, debido a su sencillez, ha sido muy popular entre los cosmólogos durante mucho tiempo.

En el mismo año 1931, Lemaitre publicó una descripción breve (y sin matemáticas) de otro modelo del Universo, que combinaba cosmología y mecánica cuántica. En este modelo, el momento inicial es la explosión del átomo primario (Lemaitre también lo llamó cuántico), que dio origen tanto al espacio como al tiempo. Dado que la gravedad frena la expansión del Universo recién nacido, su velocidad disminuye, quizás casi hasta cero. Más tarde, Lemaitre introdujo una constante cosmológica en su modelo, que obligó al Universo a entrar finalmente en un régimen estable de expansión acelerada. Así, anticipó tanto la idea del Big Bang como los modelos cosmológicos modernos que tienen en cuenta la presencia de energía oscura. Y en 1933 identificó la constante cosmológica con la densidad de energía del vacío, en la que nadie había pensado antes. ¡Es simplemente sorprendente lo adelantado a su tiempo que estaba este científico, ciertamente digno del título de descubridor de la expansión del Universo!


Si por curiosidad cogemos un libro de referencia o alguna guía de divulgación científica, seguramente nos encontraremos con una de las versiones de la teoría del origen del Universo, la llamada teoría del "big bang". EN en breve Esta teoría se puede expresar de la siguiente manera: inicialmente toda la materia se comprimió en un "punto" que tenía una temperatura inusualmente alta, y luego este "punto" explotó con una fuerza enorme. Como resultado de la explosión, a partir de una nube supercaliente de partículas subatómicas que se expandía gradualmente en todas direcciones, se formaron gradualmente átomos, sustancias, planetas, estrellas, galaxias y, finalmente, vida. Al mismo tiempo, la expansión del Universo continúa, y se desconoce cuánto tiempo durará: quizás algún día llegue a sus límites.

Las conclusiones de la cosmología se basan tanto en las leyes de la física como en los datos de la astronomía observacional. Como cualquier ciencia, la cosmología en su estructura, además de los niveles empírico y teórico, también tiene el nivel de requisitos previos filosóficos, fundamentos filosóficos.

Así, la base de la cosmología moderna es la suposición de que las leyes de la naturaleza, establecidas sobre la base del estudio de una parte muy limitada del Universo, a menudo basadas en experimentos en el planeta Tierra, pueden extrapolarse a áreas mucho más grandes, en última instancia. al Universo entero. Esta suposición sobre la estabilidad de las leyes de la naturaleza en el espacio y el tiempo pertenece al nivel de los fundamentos filosóficos de la cosmología moderna.

El surgimiento de la cosmología moderna está asociado con la creación de una teoría relativista de la gravedad: la teoría general de la relatividad de Einstein (1916). De las ecuaciones de la relatividad general de Einstein se desprende la curvatura del espacio-tiempo y la conexión entre curvatura y densidad de masa (energía).

Aplicando la teoría general de la relatividad al Universo en su conjunto, Einshein descubrió que no existía tal solución a las ecuaciones que corresponderían a un Universo que no cambiaba con el tiempo. Sin embargo, Einstein imaginó el Universo estacionario. Por lo tanto, introdujo un término adicional en las ecuaciones resultantes, asegurando la estacionariedad del Universo.

A principios de los años 20, el matemático soviético A. A. Friedman fue el primero en resolver las ecuaciones de la teoría general de la relatividad en relación con todo el Universo, sin imponer condiciones de estacionariedad.

Demostró que el Universo, lleno de materia gravitante, debería expandirse o contraerse. Las ecuaciones obtenidas por Friedman forman la base de la cosmología moderna.

En 1929, el astrónomo estadounidense E. Hubble publicó un artículo "La relación entre la distancia y la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas", en el que llegó a la conclusión: "Las galaxias distantes se alejan de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia de nosotros. Cuanto más lejos está la galaxia, mayor es su velocidad” (el coeficiente de proporcionalidad se llama constante de Hubble).

Hubble llegó a esta conclusión basándose en el establecimiento empírico de un determinado efecto físico: el corrimiento al rojo, es decir, un aumento en las longitudes de onda de las líneas en el espectro de la fuente (desplazamiento de las líneas hacia la parte roja del espectro) en comparación con las líneas de los espectros estándar, debido al efecto Doppler en los espectros de las galaxias.

El descubrimiento de Hubble del efecto de corrimiento al rojo, la recesión de las galaxias, subyace al concepto de un Universo en expansión.

Según los conceptos cosmológicos modernos, el Universo se está expandiendo, pero no hay un centro de expansión: desde cualquier punto del Universo, el patrón de expansión parecerá el mismo, es decir, todas las galaxias tendrán un corrimiento al rojo proporcional a su distancia. El espacio en sí parece estar inflado.

Si dibujas galaxias en un globo y empiezas a inflarlo, las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido se encuentren, más se alejarán unas de otras. La única diferencia es que las galaxias dibujadas en la bola aumentan de tamaño, mientras que los sistemas estelares reales en todo el Universo mantienen su volumen debido a las fuerzas de la gravedad.

Uno de los mayores problemas que enfrentan los defensores de la teoría del Big Bang es precisamente que ninguno de los escenarios que proponen para el origen del Universo puede describirse matemática o físicamente. Según las teorías básicas del Big Bang, el estado original del Universo era un punto infinitamente pequeño con una densidad infinitamente grande y una superficie infinitamente grande. alta temperatura. Sin embargo, tal estado va más allá de los límites de la lógica matemática y no puede describirse formalmente. Entonces, en realidad, no se puede decir nada definitivo sobre el estado inicial del Universo, y los cálculos fallan aquí. Por lo tanto, esta condición fue denominada "fenómeno" entre los científicos.

Dado que esta barrera aún no se ha superado, en las publicaciones de divulgación científica para el público en general se suele omitir por completo el tema del "fenómeno", pero en las publicaciones y ediciones científicas especializadas, cuyos autores están tratando de hacer frente de alguna manera a este problema matemático. Stephen Hawking, profesor de matemáticas de la Universidad de Cambridge, y J.F.R. Ellis, profesor de Matemáticas de la Universidad de Ciudad del Cabo, en su libro “Long Scale Space-Time Structure” señala: “Nuestros resultados apoyan el concepto de que el Universo comenzó hace un número finito de años. Sin embargo, el punto de partida de la teoría del origen del Universo –el llamado “fenómeno”- está más allá de las leyes conocidas de la física”. Entonces debemos admitir que para justificar el “fenómeno”, esta piedra angular de la teoría del “big bang”, es necesario permitir la posibilidad de utilizar métodos de investigación que van más allá del alcance de la física moderna.

El “fenómeno”, como cualquier otro punto de partida del “comienzo del Universo”, que incluye algo que no puede describirse mediante categorías científicas, sigue siendo una cuestión abierta. Sin embargo, surge la siguiente pregunta: ¿de dónde vino el “fenómeno” en sí, cómo se formó? Después de todo, el problema del “fenómeno” es sólo una parte de un problema mucho mayor: el problema de la fuente misma del estado inicial del Universo. En otras palabras, si el Universo estaba originalmente comprimido en un punto, ¿qué lo llevó a este estado? E incluso si abandonamos el “fenómeno” que causa dificultades teóricas, la pregunta seguirá siendo: ¿cómo se formó el Universo?

En un intento de sortear esta dificultad, algunos científicos proponen la teoría del llamado “universo pulsante”. En su opinión, el Universo infinitamente, una y otra vez, se reduce hasta cierto punto o se expande hasta ciertos límites. Un Universo así no tiene principio ni fin, sólo hay un ciclo de expansión y un ciclo de contracción. Al mismo tiempo, los autores de la hipótesis afirman que el Universo siempre ha existido, eliminando así aparentemente por completo la cuestión del "comienzo del mundo".

Pero lo cierto es que nadie ha dado todavía una explicación satisfactoria del mecanismo de pulsación. ¿Por qué pulsa el Universo? ¿Cuáles son las razones para ello? El físico Steven Weinberg, en su libro "Los primeros tres minutos", señala que con cada pulsación sucesiva en el Universo, la proporción entre el número de fotones y el número de nucleones debe aumentar inevitablemente, lo que conduce a la extinción de nuevas pulsaciones. Weinberg concluye que, por tanto, el número de ciclos de pulsación del Universo es finito, lo que significa que en algún momento deben detenerse. En consecuencia, el “Universo pulsante” tiene un fin, lo que significa que también tiene un comienzo.

El Premio Nobel de Física de 2011 fue otorgado a Saul Perlmutter, del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, miembro del proyecto Cosmología de Supernovas, y a Brian P. Schmidt, del equipo australiano de investigación de Supernovas High-z. Universidad Nacional y Adam G. Riess de la Universidad Johns Hopkins.

Tres científicos compartieron el premio por descubrir la aceleración de la expansión del Universo mediante la observación de supernovas distantes. Estudiaron un tipo especial de supernova, el Tipo Ia. Se trata de viejas estrellas compactas en explosión que son más pesadas que el Sol pero del tamaño de la Tierra. Una de esas supernovas puede emitir tanta luz como toda una galaxia de estrellas. Dos equipos de investigadores han descubierto más de 50 supernovas lejanas Ia cuya luz era más débil de lo esperado. Esta fue la prueba de que la expansión del Universo se está acelerando. La investigación se topó repetidamente con enigmas y problemas complejos, pero al final ambos equipos de científicos llegaron a las mismas conclusiones sobre la expansión acelerada del Universo.

Este descubrimiento es realmente sorprendente. Ya sabemos que después del Big Bang, hace unos 14 mil millones de años, el Universo comenzó a expandirse. Sin embargo, el descubrimiento de que esta expansión se estaba acelerando sorprendió a los propios descubridores.

La razón de la misteriosa aceleración se atribuye a una hipotética energía oscura, que se estima que constituye aproximadamente las tres cuartas partes del Universo, pero que sigue siendo el mayor misterio de la física moderna.

Vídeo: Alexander Friedman y la teoría del universo en expansión



Creado: 25/10/2013, 10010 46

"Él creó la tierra con su poder, estableció el mundo con su sabiduría y extendió los cielos con su inteligencia."

Jeremías 10:12

En el proceso de desarrollo de la ciencia, muchos científicos comenzaron a buscar la posibilidad de excluir a Dios de sus puntos de vista como la Primera Causa de la aparición del universo. Como resultado, aparecieron muchas teorías diferentes sobre el origen del universo, así como sobre la aparición y desarrollo de los organismos vivos. Las más populares son la teoría del Big Bang y la teoría de la evolución. En el proceso de fundamentar la teoría del Big Bang, se creó una de las teorías fundamentales de los evolucionistas: el "Universo en expansión". Esta teoría sugiere que existe una expansión del espacio exterior a la escala del universo, que se observa debido a la separación gradual de las galaxias entre sí.

Veamos los argumentos que utilizan algunos científicos para probar esta teoría. Los científicos evolucionistas, en particular Stephen Hawking, creen que la expansión del universo es el resultado del Big Bang y que después de la explosión hubo una rápida expansión del universo, luego se desaceleró y ahora esta expansión es lenta, pero este proceso continúa. . Lo defienden midiendo la velocidad de otras galaxias que se alejan de nuestra galaxia mediante el efecto Doppler, y también por el hecho de que conocen la velocidad en términos porcentuales, lo que Stephen Hawking dice: “Así que todo lo que sabemos es que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10 % cada mil millones de años." (S. Hawking “La historia más corta del tiempo” trad. L. Mlodinow, p. 38). Sin embargo, aquí surgen preguntas: ¿cómo se obtuvo este porcentaje y quién y cómo realizó este estudio? Stephen Hawking no explica esto, pero habla de ello como un hecho. Después de estudiar este tema, recibimos información de que hoy para medir la velocidad de las galaxias en retroceso se utiliza la ley de Hubble, que utiliza la teoría del "corrimiento al rojo", que a su vez se basa en el efecto Doppler. Veamos cuáles son estos conceptos:

La Ley de Hubble es una ley que relacionadesplazamiento al rojo de las galaxiasy la distancia a ellos de forma lineal. Esta ley tiene la forma: cz = H 0 D, donde z es el corrimiento al rojo de la galaxia; H 0 - coeficiente de proporcionalidad, llamado “constante de Hubble”; D es la distancia a la galaxia. Uno de los elementos más importantes de la ley de Hubble es la velocidad de la luz.

Desplazamiento al rojo -desplazamiento de línea espectral elementos químicos al lado rojo. Se cree que este fenómeno puede ser una expresión del efecto Doppler o del corrimiento al rojo gravitacional, o una combinación de ambos, pero lo más frecuente es que se tenga en cuenta el efecto Doppler. Esto se expresa más simplemente por el hecho de que cuanto más lejos está una galaxia, más se desplaza al rojo su luz.

Efecto Doppler -cambio de frecuencia y duración ondas sonoras, registrado por el receptor, provocado por el movimiento de su fuente como consecuencia del movimiento del receptor. En pocas palabras, cuanto más cerca esté el objeto, mayor será la frecuencia de las ondas sonoras, y viceversa, cuanto más lejos esté el objeto, menor será la frecuencia de las ondas sonoras.

Sin embargo, estos principios plantean una serie de problemas para medir la velocidad de retroceso de las galaxias. Para la ley de Hubble, estimar la “constante de Hubble” es un problema, ya que, además de la velocidad de retroceso de las galaxias, también tienen su propia velocidad, lo que lleva a que la ley de Hubble se cumpla poco o no se cumpla en absoluto. para objetos ubicados a una distancia inferior a 10-15 millones de años luz. La ley de Hubble tampoco se cumple adecuadamente en galaxias situadas a distancias muy grandes (miles de millones de años luz), lo que corresponde a un corrimiento al rojo mayor que 1. Las distancias a objetos con un corrimiento al rojo tan grande pierden su singularidad, ya que dependen del modelo aceptado del Universo. y sobre lo que están asignados a un momento en el tiempo. En este caso, normalmente sólo se utiliza el corrimiento al rojo como medida de distancia. Así, resulta que determinar la velocidad a la que se alejan las galaxias distantes es prácticamente imposible y está determinada únicamente por el modelo del universo que acepta el investigador. Esto sugiere que todos creen en su propia velocidad subjetiva de retroceso de las galaxias.

También hay que decir que es imposible medir la distancia a galaxias distantes en relación con su brillo o corrimiento al rojo. Esto se ve obstaculizado por algunos hechos, a saber, que la velocidad de la luz no es constante y cambia, y estos cambios se desaceleran. EN1987 año En un informe del Instituto de Investigación de Stanford, los matemáticos australianos Trevor Norman y Barry Setterfield postularon que en el pasado se había producido una gran reducción de la velocidad de la luz (B. Setterfield, El Velocidad de Luz y el Edad de el Universo.). EN 1987 año El físico teórico de Nizhny Novgorod V.S. Troitsky postuló que con el tiempo se produjo una enorme disminución en la velocidad de la luz. El doctor Troitsky habló sobre disminuirvelocidadsvetaV10 millonesuna vez en comparación con su valor actual (V.S. Troitskii, Físico Constantes y Evolución de el Universo, Astrofísica y ciencia espacial 139 (1987): 389-411.). EN1998 año Los físicos teóricos del Imperial College de Londres, Albrecht y Joao Mageijo, también postularon una disminución de la velocidad de la luz. El 15 de noviembre de 1998, el London Times publicó el artículo “La velocidad de la luz, la más rápida del universo, está disminuyendo” ( El velocidad de luz - el lo más rápido cosa en el universo - es conseguir Más lento, The London Times, noviembre. 15, 1998).Respecto a esto hay que decir que en la velocidad de la luz influyen muchos factores, por ejemplo, los elementos químicos por donde pasa la luz, así como la temperatura que tienen, porque la luz pasa por algunos elementos más lentamente, y por otros mucho más. más rápido, lo cual ha sido probado experimentalmente. Entonces18 Febrero1999 del añoLa muy respetada (y 100% evolutiva) revista científica Nature publicó un artículo científico que detalla un experimento en el quevelocidadsvetaadministradodisminuirantes17 metrosVDame un segundo,EsoHayantesalguno60 kilómetrosVhora.Esto significa que se le podría observar como a un coche conduciendo por la calle. Este experimento fue realizado por la física danesa Lene Hau y un equipo internacional de científicos de las universidades de Harvard y Stanford. Hicieron pasar luz a través de vapor de sodio enfriado a temperaturas increíblemente bajas, medidas en nanokelvins (es decir, milmillonésimas de kelvin; prácticamente el cero absoluto, que se define como -273,160C). Dependiendo de la temperatura exacta de los vapores, la velocidad de la luz se redujo a valores en el rango de 117 km/h - 61 km/h; es decir, esencialmenteantes1/20.000.000decomúnvelocidadsveta(L.V. Hau, S.E. Harris, Ciencia Noticias, 27 de marzo, pág. 207, 1999).

En julio de 2000, los científicos del Instituto de Investigación NEC de Pringston informaron aceleracióna ellossvetaantesvelocidad,excesivovelocidad¡Sveta! Su experimento fue publicado en la revista británica Nature. Dirigieron un rayo láser a una cámara de vidrio que contenía vapor de cesio. Como resultado del intercambio de energía entre los fotones del rayo láser y los átomos de cesio, apareció un rayo cuya velocidad a la salida de la cámara era mayor que la velocidad del rayo de entrada. Se cree que la luz viaja a su velocidad más rápida en el vacío, donde no hay resistencia, y más lenta en cualquier otro medio debido a la resistencia adicional. Por ejemplo, todo el mundo sabe que la luz viaja más lentamente en el agua que en el aire. En el experimento descrito anteriormente, el obtenido RayosaliódecamarasConen parejascesiomásantesIr,CómocompletamenteHa entradoVsu. Esta diferencia fue muy interesante. LáserRayosaltóen18 metrosadelantedeIrlugares,Dóndedebeeraser. En teoría, esto podría considerarse como una consecuencia anterior a la causa, pero esto no es del todo cierto. También existe un campo científico que estudia la propagación del pulso superluminal. La interpretación correcta de este estudio es: velocidadsvetavolubleYluzPoderacelerarcomoalguiena otrofísicoobjetoenuniverso sujeto a las condiciones adecuadas y a una fuente de energía adecuada. Los científicos obtuvieron materia a partir de energía sin pérdida; aceleró la luz a velocidades superiores a la velocidad de la luz actualmente aceptada.

Respecto al rojoRespecto al corrimiento, hay que decir que nadie puede decir con certeza el motivo de la aparición del corrimiento al rojo y cuántas veces se refracta la luz al llegar al suelo, y esto a su vez constituye la base para medir distancias usando el rojo. cambio absurdo. Además, el cambio en la velocidad de la luz refuta todas las suposiciones existentes sobre la distancia a galaxias distantes y neutraliza el método de medir esta distancia mediante el corrimiento al rojo. También hay que decir que la aplicación del efecto Doppler a la luz es puramente teórica, y dado que la velocidad de la luz cambia, esto hace que sea doblemente difícil aplicar este efecto a la luz. Todo esto dice que el método para determinar la distancia a galaxias distantes mediante el corrimiento al rojo, y más aún argumentación Que el universo se esté expandiendo es simplemente poco científico y un engaño. Pensemos, incluso si conocemos la velocidad a la que se alejan las galaxias, es imposible decir que el espacio del universo se está expandiendo. Nadie puede decir si tal expansión se está produciendo o no. El movimiento de planetas y galaxias en el universo no indica un cambio en el espacio en sí, pero según la teoría del Big Bang, el espacio apareció como resultado del Big Bang y se está expandiendo. Esta afirmación no es científica, ya que nadie ha encontrado el borde del universo y mucho menos ha medido la distancia hasta él.

Al explorar la teoría del “Big Bang” nos topamos con otro fenómeno inexplorado y no probado, pero del que se habla como un hecho: la “materia negra”. Veamos qué dice Stephen Hawking al respecto: “Nuestra galaxia y otras galaxias deben contener grandes cantidades de algún tipo de “materia oscura” que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su efecto gravitacional sobre las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura provenga de las órbitas de las estrellas en la periferia de galaxias espirales como la Vía Láctea. Estas estrellas orbitan sus galaxias demasiado rápido como para mantenerse en órbita sólo por la atracción gravitacional de las estrellas visibles de la galaxia".(S. Hawking “La historia más corta del tiempo” trad. L. Mlodinow, p. 38).Queremos enfatizar que de “materia negra” se habla así: “que no podemos observar directamente”, esto indica que no existen hechos de la existencia de esta materia, sino el comportamiento de las galaxias en el universo, incomprensible para los evolucionistas, Les obliga a creer en la existencia de algo, pero ellos mismos no saben qué.También es interesante la afirmación: "en realidad, la cantidad de materia oscuraen el Universo supera significativamente la cantidad de materia ordinaria". Esta afirmación habla de la cantidad de "materia oscura", pero surge la pregunta: ¿cómo y mediante qué método se determinó esta cantidad en condiciones en las que es imposible observar y estudiar esta "materia"? Podemos decir que se desconocía qué se llevó y se obtuvo una cantidad del mismo, no está claro cómo. El hecho de que los científicos no comprendan cómo las estrellas de las galaxias espirales se mantienen en su órbita a altas velocidades no significa la existencia de una “materia” fantasmal que nadie ha visto ni podría observar directamente.

La ciencia moderna está en desventaja en relación con sus fantasías del big bang. Así, al concluir sus reflexiones sobre la existencia de diversas materias, Stephen Hawking dice: “Sin embargo, no podemos excluir la existencia de otras formas de materia que aún no conocemos, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media. . Por ejemplo, hay partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar".(S. Hawking “La historia más corta del tiempo” traducción de L. Mlodinow, p. 38). Esto muestra cuán impotente está la ciencia moderna al tratar de demostrar que el universo surgió por sí solo sin un Creador. Si no se encuentran partículas, entonces no se pueden construir argumentos científicos sobre esto, ya que la probabilidad de que no existan otras formas de materia es mayor que la probabilidad de su existencia.

Sea como fuere, el movimiento de galaxias, planetas y otros cuerpos cósmicos no indica la expansión del espacio del universo, ya que dicho movimiento no tiene nada que ver con la definición de expansión del espacio. Por ejemplo, si hay dos personas en la misma habitación y una se aleja de la otra, entonces esto no significa que la habitación se esté ampliando, sino que hay espacio en el que es posible moverse. De manera similar, en esta situación, las galaxias se mueven en el espacio exterior, pero esto no indica un cambio en el espacio exterior. También es absolutamente imposible demostrar que las galaxias más distantes están en el borde del universo y que no hay otras galaxias detrás de ellas, y esto a su vez significa que no se ha encontrado el borde del universo.

Por lo tanto, tenemos todos los hechos para afirmar que hoy no hay evidencia de la expansión del universo, y esto a su vez confirma la inconsistencia de la teoría del Big Bang.

Nuestro Sol y las estrellas más cercanas a él forman parte de un vasto cúmulo de estrellas llamado nuestra Galaxia o Vía Láctea. Durante mucho tiempo se creyó que así era el Universo entero. Y recién en 1924, el astrónomo estadounidense Edwin Hubble demostró que nuestra galaxia no es la única. Hay muchas otras galaxias separadas por extensiones gigantes de espacio vacío. Para demostrarlo, Hubble tuvo que medir distancias a otras galaxias. Podemos determinar las distancias a las estrellas más cercanas registrando los cambios en su posición en el firmamento a medida que la Tierra gira alrededor del Sol. Pero, a diferencia de las estrellas cercanas, otras galaxias están tan lejos que parecen inmóviles. Por lo tanto, Hubble se vio obligado a utilizar métodos indirectos para medir distancias.

Actualmente, el brillo aparente de las estrellas depende de dos factores: la luminosidad real y la distancia a la Tierra. Para las estrellas más cercanas, podemos medir tanto el brillo aparente como la distancia, lo que nos permite calcular su luminosidad. Por el contrario, conociendo la luminosidad de las estrellas de otras galaxias, podemos calcular su distancia midiendo su brillo. Hubble argumentó que ciertos tipos de estrellas siempre tienen la misma luminosidad cuando están ubicadas a distancias lo suficientemente cercanas a nosotros como para permitir mediciones. Habiendo descubierto estrellas similares en otra galaxia, podemos suponer que tienen la misma luminosidad. Esto nos permitirá calcular las distancias a otra galaxia. Si hacemos esto para varias estrellas de una galaxia y los valores resultantes coinciden, entonces podemos estar bastante seguros de nuestros resultados. De manera similar, Edwin Hubble pudo calcular las distancias a nueve galaxias diferentes.

Hoy sabemos que nuestra galaxia es sólo una de los varios cientos de miles de millones de galaxias observadas con los telescopios modernos, cada una de las cuales puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Vivimos en una galaxia cuyo diámetro es de unos cien mil años luz. Gira lentamente y las estrellas en sus brazos espirales hacen aproximadamente una revolución alrededor de su centro cada cien millones de años. Nuestro Sol es una estrella amarilla de tamaño mediano, muy común, cerca del borde exterior de uno de los brazos espirales. Sin duda, hemos recorrido un largo camino desde los tiempos de Aristóteles y Ptolomeo, cuando la Tierra era considerada el centro del Universo.

Las estrellas están tan lejos de nosotros que parecen pequeños puntos de luz. No podemos distinguir su tamaño o forma. ¿Cómo los clasifican los científicos? En la gran mayoría de estrellas sólo se puede determinar de forma fiable un parámetro observable: su color.
radiación. Newton descubrió que al pasar a través de un prisma luz de sol se descompone en su conjunto constituyente de colores (espectro), igual que el del arco iris. Al enfocar un telescopio en una estrella o galaxia específica, se puede observar el espectro de luz de ese objeto. Diferentes estrellas tienen diferentes espectros, pero el brillo relativo de cada color en el espectro casi siempre corresponde al que se puede detectar en el brillo de objetos muy calientes. Esto permite calcular su temperatura a partir del espectro de una estrella. Además, en el espectro de una estrella se puede detectar la ausencia de algunos colores específicos, y estos colores son diferentes para cada estrella. Se sabe que cada elemento químico absorbe un conjunto de colores característicos del mismo. Así, al identificar las líneas que faltan en el espectro de emisión de la estrella, podemos determinar con precisión qué elementos químicos están contenidos en su capa exterior.

Comenzó en la década de 1920. Al estudiar los espectros de las estrellas de otras galaxias, los astrónomos descubrieron un hecho sorprendente: no tenían el mismo conjunto de líneas de colores que las estrellas de nuestra galaxia, pero todas las líneas estaban desplazadas en la misma cantidad hacia la parte roja del espectro. . La única explicación razonable era que las galaxias se están alejando de nosotros y esto provoca una disminución en la frecuencia de las ondas de luz (el llamado corrimiento al rojo) debido al efecto Doppler.

Escuche el ruido de los autos en la carretera. A medida que el automóvil se acerca a usted, el sonido de su motor aumenta de acuerdo con la frecuencia de las ondas sonoras y disminuye a medida que el automóvil se aleja. Lo mismo ocurre con la luz o las ondas de radio. De hecho, la policía de tránsito utiliza el efecto Doppler y determina la velocidad de un automóvil cambiando la frecuencia de la señal de radio enviada y recibida (el cambio de frecuencia depende de la velocidad del objeto reflectante, es decir, el automóvil).

Después de que Hubble descubriera la existencia de otras galaxias, comenzó a compilar un catálogo de sus distancias y a observar sus espectros. En ese momento, muchos creían que las galaxias se movían de manera completamente caótica y, por lo tanto, en la misma cantidad de ellas debían encontrarse espectros que tuvieran tanto un desplazamiento hacia el rojo como un desplazamiento hacia el azul. Imagínese la sorpresa general cuando se descubrió que todas las galaxias presentan un desplazamiento hacia el rojo. Cada uno de ellos se aleja de nosotros. Aún más sorprendentes fueron los resultados publicados por Hubble en 1929: incluso el valor del corrimiento al rojo de cada galaxia no es aleatorio, sino que es proporcional a la distancia entre la galaxia y el sistema solar. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, más rápido se aleja.

Esto significaba que el Universo no podía ser estacionario, como se pensaba anteriormente; de ​​hecho, se estaba expandiendo. Las distancias entre galaxias aumentan constantemente. El descubrimiento de que el Universo se está expandiendo se convirtió en una de las principales revoluciones intelectuales del siglo XX. Mirando hacia atrás, es fácil preguntarse por qué nadie pensó en esto antes. Newton y otros deberían haberse dado cuenta de que un Universo estacionario colapsaría rápidamente bajo la influencia de la gravedad. Pero imaginemos que el Universo no está estacionario, sino en expansión. A tasas de expansión bajas, la fuerza de la gravedad tarde o temprano la detendría y comenzaría la compresión. Sin embargo, si la tasa de expansión excediera un cierto valor crítico, entonces la fuerza gravitacional no sería suficiente para detenerla y el Universo se expandiría para siempre. Algo parecido ocurre cuando se lanza un cohete.
desde la superficie de la Tierra. Si el cohete no alcanza la velocidad requerida, la gravedad lo detendrá y comenzará a caer hacia atrás. Por otro lado, a una velocidad superior a un cierto valor crítico (aproximadamente 11,2 km/s), las fuerzas gravitacionales no podrán mantener el cohete cerca de la Tierra y se alejará para siempre de nuestro planeta.

Este comportamiento del Universo podría predecirse basándose en la ley de Newton gravedad universal allá por el siglo XIX, y en el siglo XVIII, incluso a finales del siglo XVII. Sin embargo, la creencia en un Universo estacionario fue tan inquebrantable que duró hasta principios del siglo XX. El propio Einstein, en 1915, cuando formuló la teoría general de la relatividad, seguía convencido de la naturaleza estacionaria del Universo. Incapaz de abandonar esta idea, incluso modificó su teoría introduciendo en las ecuaciones la llamada constante cosmológica. Este valor caracterizaba una cierta fuerza antigravedad que, a diferencia de todas las demás fuerzas físicas, no procedía de una fuente específica, sino que estaba "incorporada" en la estructura misma del espacio-tiempo. La constante cosmológica dio al espacio-tiempo una tendencia inherente a expandirse, y esto podría hacerse para equilibrar la atracción mutua de toda la materia presente en el Universo, es decir, en aras de la estacionariedad del Universo. Parece que en aquellos años sólo una persona estaba dispuesta a aceptar la teoría general de la relatividad al pie de la letra. Mientras Einstein y otros físicos buscaban una manera de eludir la naturaleza no estacionaria del universo resultante de la relatividad general, el físico ruso Alexander Friedman ofreció su propia explicación.

LOS MODELOS DE FRIEDMAN

Las ecuaciones de la relatividad general que describen la evolución del Universo son demasiado complejas para resolverlas en detalle.

Entonces Friedman sugirió hacer dos suposiciones simples:

(1) El universo se ve exactamente igual en todas direcciones;
(2) esta condición es válida para todos sus puntos.

Basándose en la relatividad general y estos dos supuestos simples, Friedman pudo demostrar que no debemos esperar que el universo sea estacionario. De hecho, predijo con precisión en 1922 lo que Edwin Hubble descubrió varios años después.

La suposición de que el Universo tiene el mismo aspecto en todas direcciones no es, por supuesto, del todo cierta. Por ejemplo, las estrellas de nuestra galaxia forman una banda de luz claramente visible en el cielo nocturno llamada Vía Láctea. Pero si miramos hacia galaxias distantes, el número de ellas observadas en diferentes direcciones resulta ser aproximadamente el mismo. Por tanto, el Universo parece ser relativamente uniforme en todas las direcciones cuando se lo observa a escalas cósmicas comparables a las distancias entre galaxias.

Durante mucho tiempo esto se consideró una justificación suficiente para la suposición de Friedman: una aproximación aproximada al Universo real. Sin embargo, hace relativamente poco tiempo, un feliz accidente demostró que la suposición de Friedman describe nuestro mundo con notable precisión. En 1965, los físicos estadounidenses Arno Penzias y Robert Wilson trabajaron en el laboratorio Bell de Nueva Jersey en un receptor de microondas ultrasensible para comunicarse con satélites artificiales en órbita. Les preocupaba mucho que el receptor estuviera captando más ruido del que debería y que el ruido no proviniera de ninguna dirección en particular. Comenzaron su búsqueda de la causa del ruido limpiando su gran antena de cuerno de excrementos de pájaros que se habían acumulado en su interior y eliminando posibles averías. Sabían que cualquier ruido atmosférico se amplifica cuando la antena no apunta hacia arriba, porque la atmósfera parece más espesa cuando se mira en ángulo con respecto a la vertical.

El ruido adicional seguía siendo el mismo sin importar en qué dirección se girara la antena, por lo que la fuente del ruido tenía que estar fuera de la atmósfera. El ruido se mantuvo sin cambios día y noche durante todo el año, a pesar de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y la revolución alrededor del Sol. Esto indicó que la fuente de radiación estaba afuera. sistema solar e incluso fuera de nuestra galaxia, de lo contrario la intensidad de la señal cambiaría, ya que la antena estaría orientada en diferentes direcciones de acuerdo con el movimiento de la Tierra.

De hecho, ahora sabemos que la radiación que llegó hasta nosotros tuvo que atravesar todo el Universo observable. Dado que es igual en diferentes direcciones, entonces el Universo debe ser homogéneo en todas las direcciones (al menos a gran escala). Sabemos que no importa en qué dirección miremos, el "ruido de fondo" de los rayos cósmicos fluctúa no más de 1/10 000. Así, Penzias y Wilson tropezaron con una confirmación sorprendentemente precisa de la primera hipótesis de Friedman.

Casi al mismo tiempo, otros dos físicos estadounidenses de la cercana Nueva Jersey Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron por la radiación cósmica de microondas. Trabajaron sobre la hipótesis de George (George) Gamow, que una vez había sido alumno de Alexander Friedman, de que en la etapa más temprana de su desarrollo el Universo era extremadamente denso y caliente, calentado hasta el “calor blanco”. Dick y Peebles concluyeron que todavía podemos observar su brillo pasado porque la luz de las partes más distantes del Universo temprano apenas llega a la Tierra. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz aparentemente ha sufrido un desplazamiento hacia el rojo tan grande que ahora deberíamos percibirla en forma de radiación de microondas. Dick y Peebles estaban buscando esa radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que ya habían encontrado lo que buscaban. Por este descubrimiento Penzias y Wilson fueron premiados premio Nobel en Física en 1978, lo que les parece un poco injusto a Dick y Peebles.

A primera vista, esta evidencia de que el Universo tiene el mismo aspecto en todas direcciones sugiere que la Tierra ocupa algún lugar especial en el Universo. Por ejemplo, podemos imaginar que, dado que todas las galaxias se alejan de nosotros, estamos en el mismo centro del espacio. Sin embargo, existe una explicación alternativa: el Universo puede verse igual en todas direcciones y desde cualquier otra galaxia. Ésta, como ya se mencionó, fue la segunda suposición de Friedman.

No tenemos evidencia para apoyar o refutar esta suposición. Lo aceptamos por fe sólo por modestia. Estaria en el grado más alto Sería sorprendente que el universo tuviera el mismo aspecto en todas las direcciones a nuestro alrededor, pero no en ningún otro punto. En el modelo de Friedmann, todas las galaxias se alejan unas de otras. Imagina un globo con manchas pintadas en su superficie. Cuando se infla el globo, la distancia entre dos puntos cualesquiera aumenta, pero ninguno de ellos puede llamarse centro de expansión. Además, cuanto más separadas están las manchas, más rápido se alejan unas de otras. De manera similar, en el modelo de Friedman, la velocidad de retirada de dos galaxias cualesquiera es proporcional a la distancia entre ellas. De ello se deduce que el corrimiento al rojo de las galaxias debería ser directamente proporcional a su distancia a la Tierra, que es lo que descubrió Hubble.

A pesar de que el modelo de Friedman tuvo éxito y resultó ser consistente con los resultados de las observaciones de Hubble, durante mucho tiempo permaneció casi desconocido en Occidente. Se enteraron de esto sólo después de que en 1935 el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático inglés Arthur Walker desarrollaran modelos similares para explicar la expansión homogénea del Universo descubierta por Hubble.

Aunque Friedman sólo propuso un modelo, se pueden construir tres modelos diferentes basados ​​en sus dos supuestos fundamentales. En el primero de ellos (que es el que formuló Friedman), la expansión se produce tan lentamente que la atracción gravitatoria entre galaxias poco a poco la frena aún más, para luego detenerla. Entonces las galaxias comienzan a acercarse unas a otras y el Universo se contrae. La distancia entre dos galaxias vecinas primero aumenta desde cero hasta un cierto máximo y luego vuelve a disminuir hasta cero.

En la segunda solución, la tasa de expansión es tan alta que la gravedad nunca puede detenerla, aunque sí la frena un poco. La separación de las galaxias vecinas en este modelo comienza a una distancia cero y luego se dispersan a una velocidad constante. Finalmente, existe una tercera solución, en la que la tasa de expansión del Universo es suficiente sólo para evitar la compresión inversa o colapso. En este caso, la división también comienza desde cero y aumenta indefinidamente. Sin embargo, la velocidad de expansión disminuye constantemente, aunque nunca llega a cero.

Una característica notable del primer tipo de modelo de Friedmann es que el Universo no es infinito en el espacio, pero el espacio no tiene fronteras. La gravedad en este caso es tan fuerte que el espacio se dobla y se cierra sobre sí mismo como la superficie de la Tierra. Viajando por ahí superficie de la Tierra en una dirección nunca encuentra un obstáculo insuperable y no corre el riesgo de caerse del “borde de la Tierra”, sino que simplemente regresa a su punto de partida. Éste es el espacio del primer modelo de Friedman, pero en lugar de las dos dimensiones inherentes a la superficie terrestre, tiene tres. La cuarta dimensión, el tiempo, tiene una extensión finita, pero se puede comparar con una línea con dos aristas o límites, un principio y un final. A continuación, mostraremos que la combinación de las disposiciones de la teoría general de la relatividad y el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica permite la finitud del espacio y el tiempo sin tener límites ni fronteras. La idea de un viajero espacial dando vueltas alrededor del Universo y regresando a su punto de partida es buena para las historias de ciencia ficción, pero no tiene ningún valor práctico, ya que, y esto se puede demostrar, el Universo se reducirá a tamaño cero antes de que el viajero regrese. el punto de partida. Para volver al punto de partida antes de que el Universo deje de existir, este pobre hombre debe moverse más rápido que la luz, lo que, lamentablemente, las leyes de la naturaleza que conocemos no lo permiten.

¿Qué modelo de Friedman corresponde a nuestro Universo? ¿Se detendrá la expansión del Universo, dando paso a la compresión, o continuará para siempre? Para responder a esta pregunta, necesitamos conocer la tasa de expansión del Universo y su densidad media en la actualidad. Si esta densidad es inferior a un cierto valor crítico determinado por la tasa de expansión, la atracción gravitacional será demasiado débil para detener el retroceso de las galaxias. Si la densidad es mayor que el valor crítico, la gravedad tarde o temprano detendrá la expansión y comenzará la compresión inversa.

Podemos determinar la tasa de expansión actual midiendo las velocidades a las que otras galaxias se alejan de nosotros, utilizando el efecto Doppler. Esto se puede hacer con alta precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen muy bien, ya que las medimos métodos indirectos. Sabemos una cosa: el Universo se expande entre un 5% y un 10% cada mil millones de años. Sin embargo, nuestras estimaciones de la densidad actual de materia en el Universo están sujetas a una incertidumbre aún mayor.

Si sumamos la masa de todas las estrellas de nuestra galaxia y de otras galaxias visibles para nosotros, el total será menos de una centésima parte del valor necesario para detener la expansión del Universo incluso a su velocidad más lenta. Sin embargo, sabemos que nuestra galaxia y otras galaxias contienen grandes cantidades de materia oscura, que no podemos observar directamente, pero cuya influencia se detecta a través de su efecto gravitacional sobre las órbitas de las estrellas y el gas galáctico. Además, la mayoría de las galaxias forman cúmulos gigantes, y la presencia de aún más materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos puede predecirse por el efecto que tiene sobre el movimiento de las galaxias. Pero incluso añadiendo toda esta materia oscura, todavía obtenemos una décima parte de lo que se necesita para detener la expansión. Sin embargo, es posible que existan otras formas de materia que aún no hemos identificado, que podrían elevar la densidad media del Universo a un valor crítico que podría detener la expansión.

Por tanto, la evidencia existente sugiere que el Universo aparentemente se expandirá para siempre. Pero no apuestes por ello. Sólo podemos estar seguros de que si el Universo está destinado a colapsar, esto no sucederá antes de decenas de miles de millones de años, ya que ha estado expandiéndose durante al menos el mismo período de tiempo. Así que no hay necesidad de preocuparse antes de tiempo. Si no logramos establecernos fuera del sistema solar, la humanidad perecerá mucho antes, junto con nuestra estrella, el Sol.

BIG BANG

Característica distintiva Todas las soluciones que se desprenden del modelo de Friedman son que, según ellos, en un pasado lejano, hace 10 o 20 mil millones de años, la distancia entre las galaxias vecinas en el Universo debería haber sido cero. En este momento, llamado Big Bang, la densidad del Universo y la curvatura del espacio-tiempo eran infinitamente grandes. Esto significa que la teoría general de la relatividad, en la que se basan todas las soluciones del modelo de Friedmann, predice la existencia de un punto especial y singular en el Universo.

Todas nuestras teorías científicas se basan en el supuesto de que el espacio-tiempo es suave y casi plano, por lo que todas fracasan en la especificidad (singularidad) del Big Bang, donde la curvatura del espacio-tiempo es infinita. Esto significa que incluso si algunos eventos ocurrieron antes del Big Bang, no pueden usarse para determinar lo que sucedió después, porque toda previsibilidad en el momento del Big Bang se rompió. En consecuencia, sabiendo sólo lo que ocurrió después del Big Bang, no podemos establecer lo que ocurrió antes. En nuestro caso, todos los acontecimientos anteriores al Big Bang no tienen consecuencias y, por tanto, no pueden formar parte del modelo científico del Universo. Debemos excluirlos del modelo y decir que el tiempo comenzó con el Big Bang.

A muchas personas no les gusta la idea de que el tiempo tenga un comienzo, probablemente porque huele a intervención divina. (Por otro lado, la Iglesia Católica aprovechó el modelo del Big Bang y, en 1951, declaró oficialmente que el modelo era consistente con la Biblia.) Se han hecho intentos para evitar la conclusión de que hubo un Big Bang en absoluto. La teoría de un universo estacionario recibió el mayor apoyo. Fue propuesto en 1948 por Hermann Bondi y Thomas Gold, que huyeron de la Austria ocupada por los nazis, junto con el británico Fred Hoyle, que trabajó con ellos durante la guerra para mejorar los radares. Su idea era que a medida que las galaxias se separan, constantemente se forman nuevas galaxias a partir de materia recién formada en el espacio entre ellas. Es por eso que el Universo parece aproximadamente igual en todo momento, así como desde cualquier punto del espacio.

La teoría de un Universo estacionario requería un cambio tal en la teoría general de la relatividad que permitiera la formación constante de nueva materia, pero el ritmo de su formación era tan bajo -alrededor de una partícula elemental por kilómetro cúbico por año- que la idea de Bondi, Gold y Hoyle no entraron en conflicto con los datos experimentales. Su teoría era “sólida”, es decir, bastante simple y ofrecía predicciones claras que podían probarse experimentalmente. Una de esas predicciones fue que el número de galaxias u objetos similares a galaxias en cualquier volumen dado de espacio sería el mismo dondequiera y cuando miráramos en el Universo.

A finales de los años cincuenta y principios de los sesenta. Un grupo de astrónomos de Cambridge, dirigido por Martin Ryle, investigó las fuentes de emisión de radio en el espacio exterior. Resultó que La mayoría de tales fuentes deben estar fuera de nuestra galaxia y que entre ellas hay muchas más débiles que fuertes. Las fuentes débiles se consideraron más distantes y las fuentes fuertes, más cercanas. Otra cosa se hizo evidente: el número de fuentes cercanas por unidad de volumen es menor que el de las distantes.

Esto podría significar que estamos situados en el centro de una vasta región donde la densidad de fuentes de radio es mucho menor que en el resto del Universo. O el hecho de que en el pasado, cuando las ondas de radio recién comenzaban su viaje hacia nosotros, había muchas más fuentes de radiación que ahora. Tanto la primera como la segunda explicación contradecían la teoría de un Universo estacionario. Además, la emisión de microondas descubierta por Penzias y Wilson en 1965 también indicó que el Universo debió haber sido mucho más denso en algún momento del pasado. Así, la teoría del Universo estacionario quedó enterrada, aunque no sin pesar.

En 1963, los científicos soviéticos Evgeniy Lifshits e Isaac Khalatnikov hicieron otro intento de eludir la conclusión de que hubo un Big Bang y que el tiempo tuvo un comienzo. Sugirieron que el Big Bang puede representar alguna característica peculiar de los modelos de Friedmann, que, después de todo, son sólo una aproximación del Universo real. Quizás, de todos los modelos que describen aproximadamente el Universo real, sólo los modelos de Friedmann contienen la singularidad del Big Bang. En estos modelos, las galaxias se dispersan en el espacio exterior en líneas rectas.

Por ello, no es de extrañar que en algún momento del pasado estuvieran todos situados en el mismo punto. En el Universo real, sin embargo, las galaxias no se dispersan siguiendo líneas rectas, sino siguiendo trayectorias ligeramente curvas. Entonces en la posición inicial estaban ubicados en más de un punto geométrico, pero muy cerca el uno del otro. Por lo tanto, parece probable que el Universo en expansión actual no surgiera de la singularidad del Big Bang, sino de una fase de contracción anterior; Durante el colapso del Universo, no todas las partículas tuvieron que chocar entre sí; algunas de ellas pudieron evitar la colisión directa y separarse, creando la imagen de la expansión del Universo que observamos hoy. ¿Podemos entonces decir que el Universo real comenzó con el Big Bang?

Lifshits y Khalatnikov estudiaron modelos del Universo que eran aproximadamente similares a los de Friedman, pero tuvieron en cuenta las heterogeneidades y distribución aleatoria velocidades de las galaxias en el Universo real. Demostraron que estos modelos también pueden comenzar con el Big Bang, incluso si las galaxias no se dispersan en líneas estrictamente rectas. Sin embargo, Lifshitz y Khalatnikov argumentaron que esto sólo es posible en ciertos modelos específicos, donde todas las galaxias se mueven en línea recta.

Dado que hay muchos más modelos como el de Friedman que no contienen la singularidad del Big Bang que aquellos que sí la contienen, razonaron los científicos, debemos concluir que la probabilidad de un Big Bang es extremadamente baja. Sin embargo, más tarde tuvieron que reconocer que la clase de modelos como el de Friedmann, que contienen singularidades y en los que las galaxias no deberían moverse de ninguna manera particular, es mucho mayor. Y en 1970 abandonaron por completo su hipótesis.

El trabajo realizado por Lifshitz y Khalatnikov fue valioso porque demostró que el universo podría tener una singularidad (el Big Bang) si la relatividad general fuera correcta. Sin embargo, no resolvieron una cuestión vital: ¿predice la relatividad general que nuestro universo debió haber tenido un Big Bang, el comienzo de los tiempos? La respuesta a esto la proporcionó un enfoque completamente diferente, propuesto por primera vez por el físico inglés Roger Penrose en 1965. Penrose utilizó el comportamiento de los llamados conos de luz en la teoría de la relatividad y el hecho de que la gravedad siempre causa atracción para demostrar que las estrellas que colapsan bajo la influencia de su propia gravedad, están contenidos dentro de una región cuyos límites se comprimen hasta dimensiones cero. Esto significa que toda la materia de la estrella se comprime en un punto de volumen cero, de modo que la densidad de la materia y la curvatura del espacio-tiempo se vuelven infinitas. En otras palabras, existe una singularidad contenida en una región del espacio-tiempo conocida como agujero negro.

A primera vista, las conclusiones de Penrose no decían nada sobre si existió una singularidad del Big Bang en el pasado. Sin embargo, al mismo tiempo que Penrose deducía su teorema, yo, entonces estudiante de posgrado, buscaba desesperadamente un problema matemático que me permitiera completar mi disertación. Me di cuenta de que si invertíamos la dirección del tiempo en el teorema de Penrose de modo que el colapso fuera reemplazado por la expansión, las condiciones del teorema seguirían siendo las mismas, siempre y cuando el Universo actual correspondiera aproximadamente al modelo de Friedmann a gran escala. Del teorema de Penrose se desprende que el colapso de cualquier estrella termina en una singularidad, y mi ejemplo con la inversión del tiempo demostró que cualquier Universo en expansión de Friedmann debe surgir de una singularidad. Por razones puramente técnicas, el teorema de Penrose requería que el universo fuera infinito en el espacio. Podría usar esto para demostrar que las singularidades surgen sólo en un caso: si una alta tasa de expansión excluye la contracción inversa del Universo, porque sólo el modelo de Friedmann es infinito en el espacio.

Durante los años siguientes, desarrollé nuevas técnicas matemáticas que eliminarían ésta y otras especificaciones técnicas de teoremas que demuestran que deben existir singularidades. El resultado fue un artículo conjunto publicado en 1970 por Penrose y por mí, que sostenía que la singularidad del Big Bang debía haber existido siempre que la relatividad general fuera correcta y la cantidad de materia en el universo coincidiera con la que observamos.

Siguieron una serie de objeciones, en parte de científicos soviéticos que se adherían a la “línea del partido” proclamada por Lifshitz y Khalatnikov, y en parte de aquellos que tenían aversión a la idea misma de una singularidad, que ofendía la belleza de la teoría de Einstein. Sin embargo, es difícil discutir el teorema matemático. Por lo tanto, ahora es ampliamente aceptado que el universo debe haber tenido un comienzo.

En la historia del conocimiento del mundo que nos rodea, se ve claramente una dirección general: el reconocimiento gradual de la inagotabilidad de la naturaleza, su infinitud en todos los aspectos. El Universo es infinito en espacio y tiempo, y si descartamos las ideas de I. Newton sobre el "primer impulso", entonces este tipo de visión del mundo puede considerarse completamente materialista. El Universo de Newton argumentó que el espacio es el contenedor de todos los cuerpos celestes, con cuyo movimiento y masa no está relacionado de ninguna manera; El Universo es siempre el mismo, es decir, estacionario, aunque en él se produce constantemente la muerte y el nacimiento de mundos.

Parecería que el cielo de la cosmología newtoniana prometía estar despejado. Sin embargo, muy pronto tuve que convencerme de lo contrario. Durante el siglo XIX. Se descubrieron tres contradicciones, que se formularon en forma de tres paradojas, llamadas cosmológicas. Parecían socavar la idea del infinito del universo.


Paradoja fotométrica. Si el Universo es infinito y las estrellas que contiene están distribuidas uniformemente, entonces en cualquier dirección deberíamos ver alguna estrella. En este caso, el fondo del cielo sería deslumbrantemente brillante, como el Sol.

Paradoja gravitacional. Si el Universo es infinito y las estrellas ocupan uniformemente su espacio, entonces la fuerza gravitacional en cada punto debería ser infinitamente grande y, por tanto, las aceleraciones relativas de los cuerpos cósmicos serían infinitamente grandes, lo cual, como se sabe, no es el caso.

Paradoja termodinámica. Según la segunda ley de la termodinámica, todos los procesos físicos del Universo se reducen en última instancia a la liberación de calor, que se disipa irreversiblemente en el espacio. Tarde o temprano todos los cuerpos se enfriarán hasta alcanzar la temperatura cero absoluto, el movimiento se detendrá y la “muerte térmica” ocurrirá para siempre. El universo tuvo un comienzo e inevitablemente tendrá un fin.

Primer cuarto del siglo XX Pasó con lánguida anticipación del desenlace. Nadie, por supuesto, quiso negar la infinitud del Universo, pero, por otro lado, nadie logró eliminar las paradojas cosmológicas del Universo estacionario. Sólo el genio de Albert Einstein aportó un nuevo espíritu a los debates cosmológicos.



La física clásica newtoniana, como ya se mencionó, consideraba el espacio como un contenedor de cuerpos. Según Newton, no podía haber interacción entre los cuerpos y el espacio.

En 1916, A. Einstein publicó los fundamentos de la teoría general de la relatividad. Una de sus ideas principales es que los cuerpos materiales, especialmente las masas grandes, curvan notablemente el espacio. A causa de esto, por ejemplo, un rayo de luz que pasa cerca del Sol cambia su dirección original.

Imaginemos ahora que en toda la parte del Universo que observamos, la materia está “distribuida” uniformemente en el espacio y que las mismas leyes se aplican en cualquier punto del mismo. Con una cierta densidad promedio de materia cósmica, la parte limitada seleccionada del Universo no solo doblará el espacio, sino que


incluso lo cerrará "sobre sí mismo". El Universo (más precisamente, una parte seleccionada de él) se convertirá en un mundo cerrado que se parecerá a una esfera ordinaria. Pero sólo ésta será una esfera tetradimensional, o una hiperesfera, que nosotros, seres tridimensionales, no somos capaces de imaginar. Sin embargo, pensando por analogía, podemos comprender fácilmente algunas de las propiedades de la hiperesfera. Al igual que una esfera ordinaria, tiene un volumen finito que contiene una masa finita de materia. Si vuelas en la misma dirección todo el tiempo en el espacio cósmico, después de un cierto número de miles de millones de años podrás llegar a tu punto de partida.

La idea de la posibilidad de un Universo cerrado fue expresada por primera vez por A. Einstein. En 1922, el matemático soviético A. A. Friedman demostró que el “Universo cerrado” de Einstein no podía ser estático. En cualquier caso, su espacio se expande o se contrae con todos sus contenidos.

En 1929, el astrónomo estadounidense E. Hubble descubrió un patrón notable: las líneas en los espectros de la gran mayoría de las galaxias están desplazadas hacia el extremo rojo, y el desplazamiento de los cuerpos es mayor cuanto más lejos está la galaxia de nosotros. Este interesante fenómeno se llama corrimiento al rojo. Después de explicar el corrimiento al rojo por el efecto Doppler, es decir, un cambio en la longitud de onda de la luz debido al movimiento de la fuente, los científicos llegaron a la conclusión de que la distancia entre nuestra galaxia y otras galaxias aumenta continuamente. Por supuesto, las galaxias no vuelan en todas direcciones desde nuestra galaxia, que no ocupa ninguna posición especial en la metagalaxia, pero sí hay una separación mutua de todas las galaxias. Esto significa que un observador ubicado en cualquier galaxia podría, como nosotros, detectar un corrimiento al rojo; le parecería que todas las galaxias se alejan de él. Por tanto, la Metagalaxia no es estacionaria. El descubrimiento de la expansión de la Metagalaxia indica que la Metagalaxia en el pasado no era la misma que es ahora y será diferente en el futuro, es decir, la Metagalaxia está evolucionando.

Las velocidades de retroceso de las galaxias se determinan a partir del corrimiento al rojo. En muchas galaxias son muy grandes, comparables a la velocidad de la luz. Las velocidades más altas, a veces superando


Algunos quásares, considerados los objetos de la metagalaxia más distantes de nosotros, tienen una velocidad de 250 mil km/s.

La ley según la cual el corrimiento al rojo (y por tanto la velocidad de eliminación de las galaxias) aumenta en proporción a la distancia a las galaxias (ley de Hubble) se puede escribir como: v - Нr, donde v es la velocidad radial de la galaxia; r es la distancia hasta él; H es la constante de Hubble. Según estimaciones modernas, el valor de H está dentro de los límites:

En consecuencia, la tasa de expansión observada de la Metagalaxia es tal que las galaxias separadas por una distancia de 1 Mpc (3 · 10 · 19 km) se alejan unas de otras a una velocidad de 50 a 100 km/s. Si se conoce la velocidad a la que se aleja la galaxia, entonces se puede calcular la distancia a galaxias distantes.

Entonces, vivimos en una Metagalaxia en expansión. Este fenómeno tiene sus propias características. La expansión de la Metagalaxia se manifiesta sólo a nivel de cúmulos y supercúmulos de galaxias, es decir, sistemas cuyos elementos son galaxias. Otra característica de la expansión de la Metagalaxia es que no existe un centro desde el que se dispersen las galaxias.

La expansión de la Metagalaxia es el fenómeno natural más ambicioso conocido actualmente. Su interpretación correcta tiene un significado cosmovisión extremadamente grande. No es casualidad que al explicar la causa de este fenómeno se haya revelado claramente una diferencia radical en las opiniones filosóficas de los científicos. Algunos de ellos, identificando la Metagalaxia con el Universo entero, intentan demostrar que la expansión de la Metagalaxia confirma la creencia religiosa sobre el origen divino y sobrenatural del Universo. Sin embargo, se conocen procesos naturales en el Universo que podrían haber causado la expansión observada en el pasado. Con toda probabilidad, se trata de explosiones. Su escala nos sorprende incluso cuando estudiamos tipos individuales de galaxias. Se puede imaginar que la expansión de la Metagalaxia


También comenzó con un fenómeno que recuerda a una colosal explosión de materia con enorme temperatura y densidad.

Dado que el Universo se está expandiendo, es natural pensar que solía ser más pequeño y que alguna vez todo el espacio estuvo comprimido en un punto de materia súper denso. Este fue el momento de la llamada singularidad, que no puede describirse mediante las ecuaciones de la física moderna. Por razones desconocidas, se produjo un proceso similar a una explosión, y desde entonces el Universo comenzó a “expandirse”. Los procesos que ocurren en este caso se explican por la teoría del Universo caliente.

En 1965, los científicos estadounidenses A. Penzias y R. Wilson encontraron evidencia experimental de que el Universo se encuentra en un estado superdenso y caliente, es decir, radiación cósmica de fondo de microondas. Resultó que el espacio exterior está lleno de ondas electromagnéticas, que son mensajeras de aquella época antigua del desarrollo del Universo, cuando no había estrellas, galaxias ni nebulosas. La radiación CMB impregna todo el espacio, todas las galaxias, participa en la expansión de la Metagalaxia. La radiación electromagnética CMB se encuentra en el rango de radio con longitudes de onda de 0,06 cm a 60 cm. La distribución de energía es similar al espectro de un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de 2,7 K. La densidad de energía de la radiación CMB es 4 · 10 -13 erg/ cm 3, la radiación máxima se produce a 1,1 mm. En este caso, la radiación en sí tiene el carácter de un fondo determinado, porque llena todo el espacio y es completamente isotrópica. Es un testigo del estado inicial del Universo.

Es muy importante que, aunque este descubrimiento se hizo por casualidad mientras se estudiaban las interferencias de radio cósmicas, los teóricos predijeron la existencia de la radiación cósmica de fondo de microondas. D. Gamow fue uno de los primeros en predecir esta radiación, desarrollando una teoría sobre el origen de los elementos químicos que surgieron en los primeros minutos después del Big Bang. Predecir la existencia de radiación cósmica de fondo de microondas y detectarla en el espacio exterior es otro ejemplo convincente de la cognoscibilidad del mundo y sus leyes.


Todos los modelos cosmológicos dinámicos desarrollados afirman la idea de la expansión del Universo desde algún estado superdenso y supercaliente, llamado singular. El astrofísico estadounidense D. Gamow llegó a la idea del Big Bang y del Universo caliente en las primeras etapas de su evolución. El análisis de los problemas de la etapa inicial de la evolución del Universo fue posible gracias a nuevas ideas sobre la naturaleza del vacío. La solución cosmológica obtenida por W. de Sitter para el vacío (r ~ e Ht) demostró que la expansión exponencial es inestable: no puede continuar indefinidamente. Después de un período de tiempo relativamente corto, la expansión exponencial se detiene, se produce una transición de fase en el vacío, durante la cual la energía del vacío se transforma en materia ordinaria y energía cinética de expansión del Universo. El Big Bang tuvo lugar hace entre 15 y 20 mil millones de años.

Según el modelo estándar de universo caliente, la materia superdensa después del Big Bang comenzó a expandirse y enfriarse gradualmente. A medida que avanzaba la expansión, se produjeron transiciones de fase, como resultado de las cuales se liberaron las fuerzas físicas de interacción entre los cuerpos materiales. En valores experimentales de parámetros físicos básicos como la densidad y la temperatura (p ~ 10 96 kg/m 3 y T ~ 10 32 K), en etapa inicial expansión del universo la diferencia entre partículas elementales y cuatro tipos de interacciones físicas están prácticamente ausentes. Comienza a aparecer cuando la temperatura disminuye y comienza la diferenciación de la materia.

Así, las ideas modernas sobre la historia del origen de nuestra Metagalaxia se basan en cinco importantes observaciones experimentales:

1. Un estudio de las líneas espectrales de las estrellas muestra que la Metagalaxia, en promedio, tiene una sola composición química. Predominan el hidrógeno y el helio.

2. En los espectros de elementos de galaxias distantes se detecta un desplazamiento sistemático en la parte roja del espectro. Magnitud


Este desplazamiento aumenta a medida que las galaxias se alejan del observador.

3. Las mediciones de ondas de radio provenientes del espacio en los rangos de centímetros y milímetros indican que el espacio ultraterrestre está uniforme e isotrópicamente lleno de emisiones de radio débiles. La firma espectral de la llamada radiación de fondo corresponde a la radiación de un cuerpo negro a una temperatura de aproximadamente 2,7 grados Kelvin.

4. Según las observaciones astronómicas, la distribución a gran escala de las galaxias corresponde a una densidad de masa constante que, según estimaciones modernas, es de al menos 0,3 bariones por metro cúbico.

5. El análisis de los procesos de desintegración radiactiva de los meteoritos muestra que algunos de estos componentes debieron surgir hace entre 14 y 24 mil millones de años.