Se confirma la expansión acelerada del universo. Donde el universo se expande

Hace solo cien años, los científicos descubrieron que nuestro Universo está creciendo rápidamente en tamaño.

Hace 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 admitieron (¡solo 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 llegó a un pensamiento muy profundo de que el espacio puede ser curvo, y no igualmente en diferentes puntos, y que su curvatura puede cambiar con el tiempo. Incluso supuso que tales cambios están de alguna manera relacionados 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 estuvo a la altura de esto: murió de tuberculosis a la edad de 34 años, 11 días antes del nacimiento de Albert Einstein.

Redshift

La primera información sobre la expansión del universo fue proporcionada por la astrospectrografía. En 1886, el astrónomo inglés William Huggins observó que las longitudes de onda de la luz de las estrellas están algo desplazadas en comparación con los espectros terrestres de los mismos elementos. Basado en la fórmula de la versión óptica del efecto Doppler, derivado en 1848 por el físico francés Arman Fizeau, es posible calcular la magnitud de la velocidad radial de una estrella. Tales observaciones permiten rastrear el movimiento de un objeto espacial.

Hace 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 admitieron (¡solo como hipótesis!) La realidad física de la geometría no euclidiana, consideraban que el espacio exterior era eterno e inmutable. Debido a la expansión del universo, juzgar la distancia a galaxias distantes no es fácil. La luz que alcanzó los 13.3 billones de años luz de nosotros (A) 13 billones de años de la galaxia A1689-zD1 "se sonroja" y se desvanece a medida que supera el espacio en expansión, y la galaxia misma se aleja (B). Llevará información sobre la distancia en desplazamiento 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, esta oportunidad fue reutilizada por un empleado del Observatorio Flagstaff en Arizona, Vesto Slifer, quien desde 1912 había estado estudiando los espectros de nebulosas espirales en 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, Slifer participó en la nebulosa de Andrómeda y, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, llegó a la conclusión de que se acerca a la Tierra 300 km por segundo.

En 1917, publicó datos sobre las velocidades radiales de 25 nebulosas, que mostraron una asimetría significativa de sus direcciones. Solo cuatro nebulosas se acercaban al Sol, el resto huía (y algunas eran muy rápidas).

Slipher no luchó por la fama y no promovió sus resultados. Por lo tanto, se dieron a conocer en los círculos astronómicos solo cuando el famoso astrofísico británico Arthur Eddington les llamó la atención.

En 1924, publicó una monografía sobre la teoría de la relatividad, que incluía una lista de velocidades radiales de 41 nebulosas encontradas por Slifer. Todavía había las mismas cuatro nebulosas con un desplazamiento azul, mientras que las 37 líneas espectrales restantes se desplazaron al lado rojo. Sus velocidades radiales variaron entre 150 - 1800 km / sy en promedio 25 veces más altas que las velocidades de las estrellas de la Vía Láctea conocidas en ese momento. Esto sugirió que las nebulosas participen en otros movimientos que no sean las luminarias "clásicas".

Islas espaciales

A principios de la década de 1920, la mayoría de los astrónomos creían que las nebulosas espirales se encontraban en la periferia de la Vía Láctea, y más allá de eso no había nada más que un espacio oscuro vacío. 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 era popular, ya que no era posible determinar de manera confiable las distancias a las nebulosas.

Este problema fue resuelto por Edwin Hubble, quien trabajó en un telescopio reflector de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson, California. En 1923-1924, descubrió que la nebulosa de Andrómeda consta de muchos objetos luminosos, entre los cuales hay estrellas variables de la familia Cefeida. Entonces ya se sabía que el período de cambio en su brillo aparente está asociado con la luminosidad absoluta y, por lo tanto, las cefeidas son adecuadas para calibrar distancias cósmicas. Con su ayuda, Hubble estimó la distancia a Andrómeda en 285,000 parsecs (según datos modernos, es de 800,000 parsecs). El diámetro de la Vía Láctea se consideró aproximadamente igual a 100,000 parsecs (en realidad, es tres veces más pequeño). Se deduce que Andrómeda y la Vía Láctea deben considerarse cúmulos estelares independientes. Hubble pronto identificó dos galaxias independientes más, que finalmente confirmaron la hipótesis de los "universos insulares".

Para ser justos, debe tenerse en cuenta que dos años antes del Hubble, la distancia a Andrómeda fue calculada por el astrónomo estonio Ernst Opik, cuyo resultado, 450,000 parsecs, fue más cercano al correcto. Sin embargo, utilizó una serie de consideraciones teóricas que no fueron tan convincentes como las observaciones directas de Hubble.

En 1926, Hubble realizó un análisis estadístico de las observaciones de cuatrocientas "nebulosas extragalácticas" (utilizó este término durante mucho tiempo, evitando llamarlas galaxias) y propuso una fórmula que nos permite relacionar la distancia a una nebulosa con su brillo aparente. A pesar de los enormes errores de este método, los nuevos datos confirmaron que las nebulosas se distribuyen en el espacio de manera más o menos uniforme y se encuentran mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora no había duda de que el cosmos no se cerró en nuestra galaxia y sus vecinos más cercanos.

Diseñadores de moda espacial

Eddington se interesó en los resultados de Slifer incluso antes de la aclaración final de la naturaleza de las nebulosas espirales. En este momento, ya existía un modelo cosmológico, en cierto sentido que predecía el efecto revelado por Slifer. Eddington pensó mucho en ella y, naturalmente, no perdió la oportunidad de darle a las observaciones del astrónomo de Arizona un sonido cosmológico.

La cosmología teórica moderna comenzó en 1917 con dos artículos revolucionarios que presentaban modelos del Universo basados \u200b\u200ben la teoría general de la relatividad. El propio Einstein escribió uno de ellos, y el astrónomo holandés Willem de Sitter escribió el otro.

Leyes del Hubble

Empíricamente, Edwin Hubble reveló la proporcionalidad aproximada de los desplazamientos al rojo y las distancias galácticas, que él, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, convirtió en proporcionalidad entre velocidades y distancias. Entonces aquí estamos tratando con dos patrones diferentes.
Hubble no sabía cómo se relacionan entre sí, pero ¿qué dice la ciencia de hoy sobre esto?
Como muestra Lemeter, la correlación lineal entre los desplazamientos al rojo cosmológicos (causados \u200b\u200bpor la expansión del Universo) y las distancias no es en absoluto absoluta. En la práctica, se observa bien solo para desplazamientos menores de 0.1. Entonces, la ley empírica de Hubble no es exacta, sino aproximada, y la fórmula Doppler-Fizeau es válida solo para pequeños cambios del espectro.
Pero la ley teórica que conecta la velocidad radial de los objetos distantes con la distancia a ellos (con el coeficiente de proporcionalidad en forma del parámetro Hubble V \u003d Hd) es válida para cualquier desplazamiento al rojo. Sin embargo, la velocidad V que aparece en ella no es en absoluto la velocidad de las señales físicas o cuerpos reales en el espacio físico. Esta es la tasa de aumento en las distancias entre galaxias y cúmulos galácticos, que se debe a la expansión del universo. Podríamos medirlo solo si pudiéramos detener la expansión del Universo, estirar instantáneamente cintas de medición 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 usar el parámetro H de Hubble en otra fórmula, donde aparece el factor de escala del Universo, que solo describe el grado de su expansión en diferentes eras cósmicas (dado que este parámetro varía con el tiempo, su valor actual se denota por H0). El Universo se está expandiendo ahora con aceleración, por lo que el valor del parámetro Hubble está aumentando.
Al medir los desplazamientos al rojo cosmológicos, obtenemos información sobre el grado de expansión del espacio. La luz de la galaxia, que nos llegó con un desplazamiento al rojo cosmológico z, la dejó cuando todas las distancias cosmológicas eran 1 + z veces más cortas que en nuestra era. Obtener información adicional sobre esta galaxia, como su distancia actual o la velocidad de extracción de la Vía Láctea, solo es posible con la ayuda de un modelo cosmológico específico. Por ejemplo, en el modelo de Einstein-de Sitter, una galaxia con z \u003d 5 se aleja de nosotros a una velocidad de 1.1 s (velocidad de la luz). Pero si comete un error común y simplemente iguala V / c y z, entonces esta velocidad será cinco veces la luz. La discrepancia, como vemos, es grave.
La dependencia de la velocidad de los objetos distantes del desplazamiento al rojo según SRT, GR (depende del modelo y el tiempo, la curva muestra el tiempo actual y el modelo actual). En pequeños desplazamientos, la dependencia es lineal.

Einstein, en el espíritu de los tiempos, 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 de manera newtoniana, en una dirección y a la misma velocidad. El espacio-tiempo de este modelo es curvo debido al componente espacial, mientras que el temporal no se deforma de ninguna manera. La naturaleza estática de este mundo está garantizada por un "inserto" especial en la ecuación básica que evita el colapso gravitacional y, por lo tanto, actúa como un campo antigravedad omnipresente. Su intensidad es proporcional a la constante especial que Einstein llamó universal (ahora se llama constante cosmológica).

El modelo cosmológico de Lemeter, que describe la expansión del universo, está muy adelantado a su tiempo. El universo lemetra comienza con el Big Bang, después de lo cual la expansión primero se ralentiza y luego comienza a acelerarse.

El modelo de Einstein hizo posible calcular el tamaño del Universo, la cantidad total de materia e incluso el valor de la constante cosmológica. Para esto, solo se necesita la densidad promedio de la materia cósmica, que, en principio, se puede determinar a partir de las observaciones. No es casualidad que Eddington admirara este modelo y utilizara el Hubble en la práctica. Sin embargo, es destruido por la inestabilidad, que Einstein simplemente no notó: con la más mínima desviación del radio del valor de equilibrio, el mundo de Einstein se expande o sufre un colapso gravitacional. Por lo tanto, tal 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 positivo, sino negativo. Hay una constante cosmológica de Einstein en ella, pero por otro lado, la materia está completamente ausente. Con la introducción de partículas de prueba de masa arbitrariamente pequeña, se dispersan y llegan al infinito. Además, el tiempo en la periferia del universo de Sitter fluye más lentamente que en su centro. Debido a esto, desde grandes distancias, las ondas de luz vienen con un desplazamiento al rojo, incluso si su fuente es estacionaria en relación con el observador. Por lo tanto, en la década de 1920, Eddington y otros astrónomos hicieron la pregunta: ¿el modelo de Sitter tiene algo en común con la realidad reflejada en las observaciones de Sliper?

Estas sospechas fueron confirmadas, aunque de manera diferente. La naturaleza estática del universo 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 la curvatura cero. Debido a esta expansión, las longitudes de onda de los fotones aumentan, lo que implica el cambio de las líneas espectrales predichas por De Sitter. Vale la pena señalar que así es como se explica hoy el desplazamiento al rojo cosmológico de galaxias distantes.

De las estadísticas a la dinámica.

La historia de las teorías cosmológicas abiertamente no estáticas comienza con dos trabajos del físico soviético Alexander Friedman, publicados en la revista alemana Zeitschrift fur Physik en 1922 y 1924. Friedman calculó los modelos de universos con una curvatura positiva y negativa variable en el tiempo, que se convirtió en la base dorada de la cosmología teórica. Sin embargo, los contemporáneos apenas notaron estos trabajos (Einstein al principio incluso consideró que el primer artículo de Friedman era matemáticamente erróneo). El propio Friedman creía que la astronomía aún no tenía un arsenal de observaciones que pudieran decidir qué modelo cosmológico era más consistente con la realidad y, por lo tanto, se limitaba a las matemáticas puras. Quizás habría actuado de manera diferente si hubiera leído los resultados de Slifer, pero esto no sucedió.

El cosmólogo más grande de la primera mitad del siglo XX, Georges Lemaitre, pensó de manera diferente. En su 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 en Harlow Shapley (durante su estancia en los EE. UU., Donde preparó su segunda disertación en el MIT, él conoció a Slifer y Hubble). En 1925, Lemeter pudo demostrar por primera vez que el modelo estático de Sitter es imaginario. Al regresar a su tierra natal como profesor en la Universidad de Lovaina, Lemaitre construyó el primer modelo de un universo en expansión con una clara justificación astronómica. Sin exagerar, este trabajo fue un avance revolucionario en la ciencia del espacio.

Revolución universal

En su modelo, Lemeter retuvo una constante cosmológica con un valor numérico de Einstein. Por lo tanto, su universo comienza con un estado estático, pero con el tiempo, debido a las fluctuaciones, entra en el camino de la expansión constante con una velocidad creciente. En esta etapa, mantiene una curvatura positiva, que disminuye al aumentar el radio. El lemeter incluido en su universo no solo importa, sino también la radiación electromagnética. Ni Einstein ni De Sitter, cuyas obras eran conocidas por Lemetre, ni Friedman, de quien no sabía nada entonces, hicieron esto.

Coordenadas relacionadas

En los cálculos cosmológicos, es conveniente utilizar los sistemas de coordenadas que lo acompañan, que se expanden al unísono con la expansión del Universo. En un modelo idealizado, donde las galaxias y los cúmulos galácticos no participan en ningún movimiento apropiado, 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 asociadas, multiplicada por la magnitud del factor de escala para este 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 a medida que aumenta el radio.
El uso de coordenadas asociadas ayuda a reconocer las profundas diferencias entre la cosmología del Universo en expansión, la teoría especial de la relatividad y la física newtoniana. Entonces, en la mecánica newtoniana, todos los movimientos son relativos, y la quietud absoluta no tiene significado físico. Por el contrario, en cosmología la inmovilidad en las coordenadas que la acompañan es absoluta y, en principio, puede confirmarse mediante observaciones. La teoría especial de la relatividad describe procesos en el espacio-tiempo, a partir de los cuales uno puede aislar componentes espaciales y temporales con la ayuda de las transformaciones de Lorentz por un número infinito de formas. El espacio-tiempo cosmológico, por el contrario, se divide naturalmente en un espacio curvo en expansión y en un solo tiempo cósmico. Además, la velocidad de recesión de las galaxias distantes puede ser muchas veces mayor que la velocidad de la luz.

De vuelta en los Estados Unidos, Lemeter sugirió que los desplazamientos al rojo de las galaxias distantes se deben a la expansión del espacio, que "estira" las ondas de luz. Ahora lo demostró 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 solo del tiempo y lleva información sobre la tasa actual de expansión del Universo. Como se deduce de la fórmula Doppler-Fizeau que la velocidad radial de una galaxia es proporcional al desplazamiento al rojo, Lemeter concluyó que esta velocidad también es proporcional a su distancia. Después de analizar las velocidades y distancias de 42 galaxias de la lista de Hubble y tomar en cuenta la velocidad intragaláctica del Sol, estableció los valores de los coeficientes de proporcionalidad.

Trabajo desapercibido

Lemetre publicó su trabajo en francés en 1927 en la revista ilegible Annals of the Brussels Scientific Society. Se cree que esta fue la razón principal por la cual al principio ella casi pasó desapercibida (incluso por su maestro Eddington). Es cierto que en el otoño de ese año, Lemeter pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él sobre los resultados de Friedman. El creador de GR no tenía objeciones técnicas, pero no creía resueltamente en la realidad física del modelo de Lemetre (tal como no había aceptado las conclusiones de Friedmann antes).

Gráficos de Hubble

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

El artículo de Hubble con un gráfico de 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 Lemeter, dedujo esta dependencia del modelo del Universo en expansión, que Hubble pudo haber conocido. Sin embargo, en su famoso artículo, este modelo no fue mencionado ni directa ni indirectamente. Más tarde, Hubble expresó dudas de que las velocidades que aparecen en su fórmula realmente describan los movimientos de las galaxias en el espacio exterior, pero siempre se abstuvo de su interpretación específica. Vio el significado de su descubrimiento en una demostración de la proporcionalidad de las distancias galácticas y los desplazamientos al rojo; el resto se dejó a los teóricos. Por lo tanto, con el debido respeto a Hubble, no hay razón para considerarlo el descubridor de la expansión del universo.

¡Y sin embargo, se está expandiendo!

Sin embargo, Hubble preparó el escenario para reconocer la expansión del universo y el modelo de Lemaitre. Ya en 1930 se le rindió homenaje a maestros de la cosmología como Eddington y de Sitter; Un poco más tarde, los científicos notaron y apreciaron el trabajo de Friedman. En 1931, con la presentación de Eddington, Lemaitre tradujo su artículo en inglés (con pequeñas notas) para las Noticias Mensuales de la Royal Astronomical Society. En el mismo año, Einstein estuvo de acuerdo con las conclusiones de Lemetre, y un año después, junto con De Sitter, construyó un modelo de Universo en expansión con un espacio plano y un tiempo curvo. Debido a su simplicidad, este modelo ha sido muy popular entre los cosmólogos.

En el mismo 1931, Lemeter publicó una breve descripción (y sin matemática) de otro modelo del Universo, combinando cosmología y mecánica cuántica. En este modelo, el momento inicial es la explosión del átomo primario (Lemeter también lo llamó cuántico), lo que dio lugar al espacio y al tiempo. Como la gravedad inhibe la expansión del Universo recién nacido, su velocidad disminuye; es posible que esté casi a cero. Más tarde, Lemeter introdujo en su modelo una constante cosmológica, que obligó al Universo a pasar con el tiempo a un modo estable de expansión acelerada. Así que anticipó la idea del Big Bang y 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, que nadie había pensado antes. ¡Es simplemente sorprendente cómo este científico, ciertamente digno del título del descubridor de la expansión del Universo, se adelantó a su tiempo!

Si, curioso, recogemos un manual o algún tipo de manual científico popular, entonces seguramente encontraremos una de las versiones de la teoría del origen del Universo: la llamada teoría del "big bang". En resumen, esta teoría se puede resumir 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 gran fuerza. Como resultado de la explosión, los átomos, las sustancias, los planetas, las estrellas, las galaxias y, finalmente, la vida se formaron gradualmente a partir de una nube súper caliente de partículas subatómicas que se expandieron gradualmente en todas las direcciones. Al mismo tiempo, la expansión del Universo continúa, y no se sabe cuánto durará: quizás algún día llegue a sus fronteras.

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

Entonces, 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, con mayor frecuencia sobre la base de experimentos en el planeta Tierra, pueden extrapolarse a áreas mucho más grandes y, en última instancia, a todo el Universo. Esta suposición de 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.

La aparición de la cosmología moderna se asocia con la creación de la teoría relativista de la gravitación, la teoría general de la relatividad de Einstein (1916). De las ecuaciones de Einstein de la teoría general de la relatividad, se sigue la curvatura del espacio-tiempo y la relación de la curvatura con la densidad de masa (energía).

Aplicando la teoría general de la relatividad al Universo en su conjunto, Einstein descubrió que no existe una solución a las ecuaciones que correspondería a un Universo que no cambia con el tiempo. Sin embargo, Einstein imaginó el Universo como estacionario. Por lo tanto, introdujo un término adicional en las ecuaciones obtenidas, lo que garantiza la estacionariedad del Universo.

A principios de la década de 1920, el matemático soviético A.A.Fridman resolvió por primera vez las ecuaciones de la teoría general de la relatividad aplicada a todo el Universo, sin imponer la condición de estacionariedad.

Mostró que el Universo, lleno de una sustancia gravitacional, debería expandirse o contraerse. Las ecuaciones obtenidas por Friedman subyacen a 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", que concluyó: "Las galaxias distantes nos dejan a una velocidad proporcional a su distancia de nosotros. Cuanto más lejos una galaxia, mayor es su velocidad". (el coeficiente de proporcionalidad se llama constante de Hubble).

Hubble obtuvo esta conclusión basándose en el establecimiento empírico de un cierto efecto físico: desplazamiento al rojo, es decir El aumento de 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 de referencia debido al efecto Doppler en los espectros de las galaxias.

El descubrimiento de Hubble del efecto de desplazamiento al rojo, la recesión de las galaxias, se encuentra en el corazón del concepto de un universo en expansión.

De acuerdo con los conceptos cosmológicos modernos, el Universo se está expandiendo, pero el centro de expansión está ausente: desde cualquier punto del Universo, la imagen de expansión aparecerá igual, es decir, todas las galaxias tendrán desplazamiento al rojo proporcional a la distancia a ellas. El espacio mismo está, por así decirlo, inflado.

Si dibujas galaxias en un globo y comienzas a inflarlo, entonces las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido, más lejos estén 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 retienen su volumen debido a las fuerzas gravitacionales.

Uno de los mayores problemas que enfrenta la teoría del Big Bang es que ninguno de los escenarios que proponen para el surgimiento del Universo puede describirse matemática o físicamente. Según las teorías básicas del Big Bang, el estado inicial del Universo era un punto de tamaño infinitamente pequeño con una densidad infinitamente alta y una temperatura infinitamente alta. Sin embargo, este estado va más allá de la lógica matemática y no se puede describir formalmente. Entonces, en realidad, no se puede decir nada definitivo sobre el estado inicial del Universo, y los cálculos aquí fallan. Por lo tanto, esta condición ha recibido el nombre de un "fenómeno" entre los científicos.

Dado que esta barrera aún no se ha superado, en publicaciones científicas populares para el público en general, el tema del "fenómeno" generalmente se omite por completo, y en publicaciones científicas especializadas y publicaciones cuyos autores están tratando de tratar de alguna manera este problema matemático sobre el "fenómeno" "Se dice que son cosas científicamente inaceptables, Stephen Hawking, profesor de matemáticas en la Universidad de Cambridge, y J.F.R. Ellis, profesor de matemáticas en la Universidad de Ciudad del Cabo, en su libro La gran escala de las estructuras espacio-temporales, señala: “Nuestros resultados confirman el concepto de que el universo surgió hace un número finito de años. Sin embargo, el punto de partida de la teoría del surgimiento del Universo, el llamado "fenómeno", está más allá de los límites de las leyes conocidas de la física ". Luego tenemos que admitir que para justificar el "fenómeno", esta piedra angular de la teoría del "big bang", es necesario admitir 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 se puede describir en términos científicos, sigue siendo una cuestión abierta. Sin embargo, surge la siguiente pregunta: ¿de dónde vino el "fenómeno" en sí mismo, cómo se formó? Después de todo, el problema del "fenómeno" es solo una parte de un problema mucho mayor, el problema de la fuente misma del estado inicial del Universo. En otras palabras, si el Universo fue originalmente comprimido en un punto, entonces, ¿qué lo llevó a este estado? E incluso si abandonamos el "fenómeno" que causa dificultades teóricas, la pregunta sigue siendo: ¿cómo se formó el Universo?

En un intento por sortear esta dificultad, algunos científicos proponen la teoría del llamado "universo pulsante". En su opinión, el Universo infinitamente, una y otra vez, luego se encoge hasta un punto, luego se expande a algunos límites. Tal universo no tiene principio ni fin; solo hay un ciclo de expansión y un ciclo de compresión. Además, los autores de la hipótesis argumentan que el Universo siempre ha existido, eliminando así por completo la cuestión del "comienzo del mundo".

Pero el hecho es que nadie ha proporcionado una explicación satisfactoria del mecanismo de pulsación. ¿Por qué ocurre la pulsación del universo? ¿Cuáles son las razones para ello? El físico Stephen Weinberg en su libro "Los primeros tres minutos" indica que con cada siguiente pulsación en el Universo, la relación entre el número de fotones y el número de nucleones debe aumentar inevitablemente, lo que conduce a la amortiguación de nuevas pulsaciones. Weinberg concluye que de esta manera el número de ciclos de pulsación del Universo es finito, lo que significa que en algún momento deben detenerse. Por lo tanto, el "Universo pulsante" tiene un final, y por lo tanto tiene un comienzo.

En 2011, el Premio Nobel de Física fue otorgado al participante del proyecto Supernova Cosmology Saul Perlmutter del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, así como a los miembros del equipo de investigación High-z Supernova Brian P. Schmidt de la Universidad Nacional de Australia y Adam G. Riesz de la Universidad Johns Hopkins.

Tres científicos compartieron un premio por descubrir la aceleración de la expansión del universo observando supernovas distantes. Estudiaron un tipo especial de supernova de tipo Ia. Estas viejas estrellas compactas explotadas son más pesadas que el Sol, pero del tamaño de la Tierra. Una de estas supernovas puede emitir tanta luz como una constelación de estrellas completa. Dos grupos de investigadores pudieron detectar más de 50 supernovas distantes Ia, cuya luz resultó ser más débil de lo esperado. Esto fue evidencia de que la expansión del universo se está acelerando. El estudio encontró repetidamente acertijos y problemas complejos, sin embargo, al final, ambos equipos de científicos llegaron a las mismas conclusiones sobre la aceleración de la expansión del universo.

Este descubrimiento es realmente asombroso. 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 está acelerando golpeó a los descubridores mismos.

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

Video: Alexander Friedman y The Expanding Universe Theory



Creado: 10/25/2013, 10010 46

"Creó la tierra con su poder, estableció el universo con su sabiduría, y con su mente extendió el cielo"

Jeremías 10:12

En el proceso de desarrollo de la ciencia, muchos científicos comenzaron a buscar la oportunidad de excluir a Dios de sus puntos de vista como la causa raíz de la aparición del universo. Como resultado de esto, aparecieron muchas teorías diferentes sobre la aparición del universo, así como la aparición y el desarrollo de organismos vivos. Los 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 hay una expansión del espacio exterior en todo el universo, que se observa debido a la separación gradual de las galaxias entre sí.

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

Ley de Hubble - Una ley vinculantedesplazamiento al rojo de las galaxiasy la distancia a ellos de forma lineal. Esta ley tiene la forma: cz \u003d H 0 D, donde z es el desplazamiento al rojo de la galaxia;H 0 - el coeficiente de proporcionalidad, llamado "constante de Hubble"; D es la distancia a la galaxia. Uno de los elementos más importantes para la ley de Hubble es la velocidad de la luz.

Redshift -desplazamiento de las líneas espectrales de los elementos químicos al lado rojo. Se cree que este fenómeno puede ser una expresión del efecto Doppler o el desplazamiento al rojo gravitacional, o una combinación de ellos, pero con mayor frecuencia se tiene en cuenta el efecto Doppler. Esto se expresa más fácilmente por el hecho de que cuanto más lejos está una galaxia, más se desplaza su luz hacia el lado rojo.

Efecto Doppler -un cambio en la frecuencia y longitud de las ondas de sonido grabadas por el receptor causado por el movimiento de su fuente como resultado del movimiento del receptor. En pocas palabras, cuanto más cerca esté el objeto, mayor será la frecuencia de las ondas de sonido, y viceversa, cuanto más lejos esté el objeto, menor será la frecuencia de las ondas de sonido.

Sin embargo, hay una serie de problemas con estos principios de medición de la velocidad de la distancia de las galaxias. Estimar la "constante de Hubble" es un problema para la ley de Hubble, ya que además de la velocidad a la que las galaxias se alejan, también tienen su propia velocidad, lo que lleva al hecho de que la ley de Hubble está mal ejecutada, o no se ejecuta en absoluto, para objetos ubicados a menos de 10-15 millones . años luz. La ley de Hubble también se aplica mal a las galaxias a distancias muy grandes (miles de millones de años luz), que corresponden a un desplazamiento al rojo de más de 1. Las distancias a objetos con un desplazamiento al rojo tan grande pierden su ambigüedad, ya que dependen del modelo del Universo que se está tomando y de qué punto en el tiempo están asignados. Como medida de la distancia, en este caso solo se usa desplazamiento al rojo. Por lo tanto, resulta que es prácticamente imposible determinar la velocidad de la distancia de galaxias distantes y solo está determinado por el modelo del universo que acepta el investigador. Esto sugiere que todos creen en su velocidad subjetiva a la que las galaxias se alejan.

También debe decirse que es imposible medir la distancia a galaxias distantes en relación con su resplandor o desplazamiento al rojo. Algunos hechos interfieren con esto, a saber, que la velocidad de la luz no es constante y cambia, y estos cambios van en la dirección de la desaceleración. EN1987 año en un informe del Instituto de Investigación de Stanford, los matemáticos australianos Trevor Norman y Barry Setterfield postularon que hubo una gran disminución en la velocidad de la luz en el pasado (B. Setterfield, los Velocidad de Ligero y el Años de el Universo.). EN 1987 año Nizhny Novgorod, físico teórico V.S. Troitsky postuló que con el tiempo hubo una gran disminución en la velocidad de la luz. El Dr. Trinity habló sobre encapotadovelocidadsvetaen10 milloneshoraen comparación con su valor actual (V.S. Troitskii, Físico Constantes y Evolución de el UniversoAstrophysics and Space Science 139 (1987): 389-411.). EN1998 año los físicos teóricos del Imperial College de Londres, Albrecht y Joao Mageijou también postularon una disminución en la velocidad de la luz. El 15 de noviembre de 1998, el London Times publicó un artículo titulado "La velocidad de la luz, la más alta del universo, está disminuyendo" ( los velocidad de ligero - el lo más rápido cosa en el universo - es consiguiendo más lento, The London Times, noviembre. 15, 1998). Con respecto a esto, hay que decir que muchos factores influyen en la velocidad de la luz, por ejemplo, los elementos químicos a través de los cuales pasa la luz, así como la temperatura que tienen, porque la luz pasa a través de algunos elementos más lentamente y a través de otros mucho más rápido, lo que se demostró experimentalmente . Entonces18 febrero1999 del año En una revista científica Nature muy respetada (y 100% evolutiva), se publicó un artículo científico con una descripción detallada del experimento, en el quevelocidadsvetagestionadoreducirantes de17 metrosendame un segundo,luegoahi estaantes dealgunos60 kilómetrosenhora. Esto significa que era posible observarlo como un automóvil conduciendo por la calle. Este experimento fue realizado por la física danesa Lena How y un equipo internacional de científicos de las universidades de Harvard y Stanford. Pasaron luz a través del vapor de sodio, se enfriaron a temperaturas increíblemente bajas, medidas por nanokelvin (es decir, miles de millones de kelvin; esto es casi un cero absoluto, que por definición es -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; eso es esencialmenteantes de1 / 20,000,000 deordinariovelocidadsveta (L.V. Hau, S.E. Harris, Ciencias Noticias 27 de marzo, p. 207, 1999).

En julio de 2000, los científicos del Instituto de Investigación NEC en Pringston informaron aceleraciónellossvetaantes develocidadexcesivovelocidadsveta! Su experimento fue publicado en la revista británica Nature. Apuntaron 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 fue mayor que la velocidad del rayo de entrada. Se cree que la luz viaja a la velocidad máxima en el vacío, donde no hay resistencia, y más lenta en cualquier otro medio debido a la resistencia adicional. Por ejemplo, todos saben que la luz viaja más lentamente en el agua que en el aire. En el experimento descrito anteriormente, el resultado rayopublicadodelas cámarasdeen parescesiotodavíaantes deir,comocompletamenteha entradoensu.Esta diferencia fue muy interesante. Láserrayosaltó sobresobre el18 metrosadelantedeirlugaresdóndedeberíaestabaser - estar. En teoría, esto podría considerarse como una consecuencia que precede a la causa, pero esto no es del todo cierto. También hay un campo científico que estudia la propagación superligera de pulsos. La interpretación correcta de este estudio es la siguiente: velocidadsvetavolubleybrillarlataacelerarme gustaa cualquiera otrofísicoobjetoenel universo en presencia de las condiciones necesarias y una fuente adecuada de energía. Los científicos obtuvieron la sustancia de la energía sin pérdida; luz acelerada a una velocidad que excede la velocidad actual de la luz.

Relativamente rojosobre el desplazamiento, debe decirse que nadie puede decir con certeza la razón de la aparición del desplazamiento al rojo y cuántas veces la luz se refracta, llegando a la tierra, y esto a su vez constituye una base absurda para medir distancias usando el desplazamiento al rojo. Además, el cambio en la velocidad de la luz refuta todos los supuestos existentes de la distancia a las galaxias distantes y elimina el método de medir esta distancia por desplazamiento al rojo. También debe decirse que la aplicación del efecto Doppler a la luz es puramente teórica, y dado que la velocidad de la luz cambia, esto complica doblemente la aplicación de este efecto a la luz.Todo esto dice que el método para determinar la distancia a galaxias distantes por desplazamiento al rojo y aún más argumentaciónel hecho de que el universo se esté expandiendo simplemente no es un enfoque científico o un engaño. Pensemos, incluso si sabemos la velocidad a la que las galaxias se alejan, es imposible decir que el espacio del universo se está expandiendo. Nadie puede decir si tal expansión está teniendo lugar en absoluto. El movimiento de planetas y galaxias en el universo no indica un cambio en el espacio mismo, y de acuerdo con la teoría del Big Bang, el espacio apareció como resultado de un Big Bang y se está expandiendo. Esta afirmación no es científica, ya que nadie ha encontrado el borde del universo y, además, no ha medido la distancia al mismo.

Al estudiar la teoría del Big Bang, nos encontramos con otro fenómeno inexplorado y no probado, pero que se menciona como un hecho, a saber, "materia negra". Veamos qué dice Stephen Hawking sobre esto: "Nuestras y otras galaxias deben contener una gran cantidad de" materia oscura ", que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su efecto gravitacional en las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura son las órbitas de las estrellas en la periferia de las galaxias espirales como la Vía Láctea. "Estas estrellas circulan alrededor de sus galaxias demasiado rápido para ser mantenidas en órbita por la atracción de las únicas estrellas visibles de la galaxia".(S. Hawking "La historia más corta del tiempo" por L. Mlodinov, p. 38). Queremos enfatizar que se dice sobre “materia negra”: “lo que no podemos observar directamente”, esto indica que no hay evidencia de la existencia de esta materia, pero el comportamiento de las galaxias en el universo que es incomprensible para los evolucionistas les hace creer en la existencia de algo. pero no saben qué.La declaración también es interesante: "de hecho, la cantidad de materia oscuraen el universo es mucho mayor que la cantidad de materia ordinaria ". Esta declaración habla de la cantidad de "materia oscura", pero surge la pregunta de cómo y por qué método, esta cantidad se determinó en condiciones en las que es imposible observar y estudiar esta "materia". Podemos decir que no se sabía lo que se tomó y la cantidad obtenida no estaba claro cómo. El hecho de que los científicos no entiendan cómo las estrellas de las galaxias espirales están en sus órbitas a alta velocidad no significa la existencia de "materia" fantasmal que nadie ha visto y no pudo observar directamente.

La ciencia moderna está en desventaja con respecto a sus fantasías del big bang. Por lo tanto, al concluir sus pensamientos sobre la existencia de varios asuntos, Stephen Hawking dice: “Sin embargo, uno no puede excluir la existencia de otras formas de materia que aún no conocemos, distribuidas de manera casi uniforme en todo el Universo, lo que podría aumentar su densidad promedio. 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" por L. Mlodinov, p. 38). Esto muestra la impotencia de la ciencia moderna en un intento de probar que el universo surgió por sí solo sin el 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 significa la expansión del espacio del universo, ya que dicho movimiento no tiene nada que ver con la definición de la expansión del espacio. Por ejemplo, si dos personas están en una habitación y una se está alejando de la otra, esto no significa que la habitación se está expandiendo, sino que hay un espacio en el que es posible moverse. De manera similar, en esta situación, se produce el movimiento de galaxias en el espacio exterior, pero esto no significa 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 galaxias detrás de ellas, y esto, a su vez, indica que no se encontró 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 el fracaso de la teoría del Big Bang.

Nuestro Sol y las estrellas más cercanas forman parte de un vasto cúmulo de estrellas, llamado nuestra Galaxia, o la Vía Láctea. Durante mucho tiempo se creyó que este es todo el universo. Y solo en 1924 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble demostró que nuestra galaxia no es la única. Hay muchas otras galaxias separadas por parches gigantes de espacio vacío. Para probar esto, Hubble tuvo que medir distancias a otras galaxias. Podemos determinar las distancias a las estrellas más cercanas registrando los cambios en su posición en la bóveda del cielo 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 de medición de distancias.

Actualmente, el brillo aparente de las estrellas depende de dos factores: la luminosidad real y la lejanía de 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 en otras galaxias, podemos calcular la distancia a ellas midiendo su brillo. Hubble argumentó que ciertos tipos de estrellas siempre tienen la misma luminosidad cuando se ubican a distancias lo suficientemente cercanas como para permitir mediciones. Habiendo descubierto tales estrellas 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 en una galaxia y los valores obtenidos coinciden, entonces podemos estar bastante seguros de los resultados que obtuvimos. Del mismo modo, Edwin Hubble pudo calcular las distancias a nueve galaxias diferentes.

Hoy sabemos que nuestra galaxia es solo una de varios cientos de miles de millones de galaxias observadas en telescopios modernos, cada una de las cuales puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Vivimos en una galaxia con un diámetro de aproximadamente cien mil años luz. Gira lentamente, y las estrellas en sus brazos espirales hacen alrededor de una revolución alrededor de su centro en cien millones de años. Nuestro Sol es la estrella amarilla de tamaño mediano más común cerca del borde exterior de uno de los brazos espirales. Sin lugar a dudas, hemos recorrido un largo camino desde los días de Aristóteles y Ptolomeo, cuando la Tierra se consideraba el centro del universo.

Las estrellas están tan lejos de nosotros que parecen ser pequeños puntos luminosos. No podemos distinguir su tamaño o forma. ¿Cómo los clasifican los científicos? Para la gran mayoría de las estrellas, solo se determina de manera confiable un parámetro que se puede observar: su color
radiación. Newton descubrió que la luz solar que pasa a través de un prisma se descompone en su conjunto de colores (espectro), lo mismo que un arco iris. Al enfocar el telescopio en una estrella o galaxia específica, puede observar el espectro de luz de un objeto dado. Diferentes estrellas tienen espectros diferentes, pero el brillo relativo de los colores individuales del espectro casi siempre corresponde al que se puede detectar en el brillo de objetos muy calientes. Esto nos 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 tienen colores diferentes para cada estrella. Se sabe que cada elemento químico absorbe un conjunto de colores característicos de él. Por lo tanto, al revelar líneas que están ausentes en el espectro de emisión de una estrella, podemos determinar con precisión qué elementos químicos están contenidos en su capa externa.

Habiendo comenzado en la década de 1920. Para estudiar los espectros de las estrellas en otras galaxias, los astrónomos descubrieron un hecho sorprendente: no tenían el mismo conjunto de líneas de color que las estrellas de nuestra galaxia, pero todas las líneas se desplazaron en la misma cantidad en la dirección de la parte roja del espectro. La única explicación razonable fue que las galaxias se están alejando de nosotros y esto causa una disminución en la frecuencia de las ondas de luz (el llamado desplazamiento 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 de sonido y disminuye cuando se retira el automóvil. Lo mismo sucede con las ondas de luz o radio. De hecho, el efecto Doppler es utilizado por la policía de tránsito, determinando la velocidad del automóvil cambiando la frecuencia de las señales de radio enviadas y recibidas (el cambio de frecuencia en este caso 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 distancias a ellas y a observar sus espectros. En ese momento, muchos creían que las galaxias se mueven completamente al azar y, por lo tanto, los espectros con desplazamiento hacia el rojo y azul deberían detectarse en la misma cantidad. Imagine la sorpresa general cuando se descubrió que todas las galaxias muestran un desplazamiento al rojo. Cada uno de ellos se está alejando de nosotros. Aún más sorprendentes fueron los resultados publicados por Hubble en 1929: incluso la magnitud del desplazamiento al rojo en cada una de las galaxias no es aleatoria, sino 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 puede ser estacionario de ninguna manera, como era costumbre pensar antes; de hecho, se está expandiendo. Las distancias entre galaxias están en constante crecimiento. El descubrimiento de que el universo se está expandiendo se ha convertido 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 entender que el Universo estacionario colapsaría rápidamente bajo la influencia de la gravedad. Pero imagine que el Universo no es estacionario, sino que se expande. A bajas tasas de expansión, la gravedad tarde o temprano lo detendría e iniciaría la compresión. Sin embargo, si la tasa de expansión excediera algún valor crítico, entonces la fuerza gravitacional no sería suficiente para detenerlo y el Universo se expandiría para siempre. Algo similar sucede cuando se lanza un cohete.
de la superficie de la tierra. Si el cohete no alcanza la velocidad deseada, la gravedad lo detendrá y comenzará a retroceder. 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 siempre se alejará de nuestro planeta.

Tal comportamiento del Universo podría predecirse sobre la base de la ley de gravitación universal de Newton en el siglo XIX y en el siglo XVIII, incluso a fines del siglo XVII. Sin embargo, la creencia en un universo estacionario era tan inquebrantable que duró hasta principios del siglo XX. El mismo Einstein en 1915, cuando formuló la teoría general de la relatividad, quedó convencido de la naturaleza estacionaria del Universo. Incapaz de separarse de esta idea, incluso modificó su teoría al introducir la llamada constante cosmológica en las ecuaciones. Este valor caracteriza una cierta fuerza de antigravedad, a diferencia de todas las demás fuerzas físicas, que no emanan de una fuente específica, sino que están "incrustadas" en el tejido del espacio-tiempo mismo. La constante cosmológica le 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, la estacionariedad del Universo. Parece que en esos años solo una persona estaba lista para aceptar la teoría general de la relatividad al pie de la letra. Mientras Einstein y otros físicos buscaban una forma de eludir la inestabilidad del Universo, que surgió de la teoría general de la relatividad, el físico ruso Alexander Fridman ofreció su explicación.

MODELOS FREEDMAN

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

Y por lo tanto, Friedman sugirió en cambio aceptar dos supuestos simples:

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

Basado en la teoría general de la relatividad y estos dos supuestos simples, Friedman pudo demostrar que no deberíamos esperar la estacionariedad del Universo. De hecho, en 1922 predijo con precisión lo que Edwin Hubble descubrió varios años después.

La suposición de que el Universo se ve igual en todas las direcciones, por supuesto, no se corresponde con la realidad. Por ejemplo, las estrellas de nuestra galaxia forman una banda luminosa claramente visible en el cielo nocturno llamada Vía Láctea. Pero si dirigimos nuestros ojos a galaxias distantes, su número, observado en diferentes direcciones, será aproximadamente el mismo. Entonces, el Universo parece ser relativamente homogéneo en todas las direcciones, si lo consideramos en una escala cósmica comparable con las distancias entre galaxias.

Durante mucho tiempo, esto se consideró justificación suficiente de la suposición de Friedman, una aproximación cruda al Universo real. Sin embargo, relativamente recientemente, 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 en Nueva Jersey en un receptor de microondas ultrasensible para comunicarse con satélites artificiales en órbita. Les preocupaba mucho que el receptor captara más ruido del que debería, y que este ruido no provenga de ninguna dirección en particular. Comenzaron su búsqueda de la causa del ruido limpiando su antena de cuerno grande de excrementos de pájaros acumulados en su interior y eliminando posibles fallos de funcionamiento. Sabían que cualquier ruido de origen atmosférico se amplifica cuando la antena no se dirige estrictamente verticalmente hacia arriba, porque la atmósfera se ve más espesa cuando se ve en ángulo con respecto a la vertical.

El ruido adicional se mantuvo igual independientemente de la dirección en que se giró la antena y, por lo tanto, la fuente de ruido tenía que estar fuera de la atmósfera. El ruido permaneció 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 fuera del sistema solar e incluso fuera de nuestra galaxia, de lo contrario, la intensidad de la señal cambiaría a medida que la antena girara en diferentes direcciones de acuerdo con el movimiento de la Tierra.

De hecho, ahora sabemos que se suponía que la radiación en el camino hacia nosotros cruzaría todo el Universo visible. Como es igual en diferentes direcciones, el Universo debe ser homogéneo en todas las direcciones (al menos a gran escala). Sabemos que en cualquier dirección que miremos, las fluctuaciones en el "ruido de fondo" de la radiación cósmica no exceden de 1 / 10,000, por lo que Penzias y Wilson encontraron accidentalmente una confirmación sorprendentemente precisa de la primera suposición de Friedman.

Casi al mismo tiempo, otros dos físicos estadounidenses de las cercanías, en el mismo estado de Nueva Jersey, la Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron en la radiación cósmica de microondas. Trabajaron con la hipótesis de George (George) Gamow, que una vez fue alumno de Alexander Fridman, de que el Universo era excepcionalmente denso y caliente, calentado a "calor blanco" en la etapa inicial del desarrollo. Dick y Peebles concluyeron que todavía podemos observar su brillo pasado, porque la luz de las partes más distantes del Universo temprano solo está llegando a la Tierra. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz, aparentemente, ha experimentado un desplazamiento al 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 estaban buscando. Penzias y Wilson fueron galardonados con el Premio Nobel de Física de 1978 por este descubrimiento, que parece algo injusto para Dick y Peebles.

A primera vista, esta evidencia de que el Universo se ve igual en todas las direcciones sugiere que la Tierra ocupa un lugar especial en el Universo. Por ejemplo, puedes imaginar que, dado que todas las galaxias se están alejando de nosotros, estamos en el centro del espacio. Sin embargo, hay una explicación alternativa: el Universo puede verse igual en todas las direcciones y desde cualquier otra galaxia. Tal, como ya se mencionó, fue la segunda suposición de Friedman.

No tenemos evidencia para apoyar o negar esta suposición. Lo tomamos por fe solo por modestia. Sería más sorprendente si el Universo se viera igual en todas las direcciones a nuestro alrededor, pero no en cualquier otro punto. En el modelo de Friedman, todas las galaxias se alejan unas de otras. Imagina un globo con manchas en su superficie. Cuando se infla el globo, la distancia entre dos puntos aumenta, sin embargo, ninguno de ellos puede llamarse el centro de expansión. Además, cuanto más se dispersan las manchas, más rápido se alejan unas de otras. Del mismo modo, en el modelo de Friedman, la velocidad de recesión de cualquiera de las dos galaxias es proporcional a la distancia entre ellas. De ello se deduce que el desplazamiento al rojo de las galaxias debe ser directamente proporcional a su distancia de la Tierra, que fue descubierto por Hubble.

A pesar de que el modelo de Friedman fue exitoso y resultó ser consistente con los resultados de las observaciones de Hubble, durante mucho tiempo permaneció casi desconocido en Occidente. Solo se enteraron después de que el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático inglés Arthur Walker desarrollaron modelos similares en 1935 para explicar la expansión uniforme del Universo descubierta por Hubble.

Aunque Friedman propuso solo un modelo, se pueden construir tres modelos diferentes sobre la base de sus dos supuestos fundamentales. En el primero de ellos (fue Friedman quien lo formuló), la expansión es tan lenta que la atracción gravitacional entre las galaxias la ralentiza aún más, y luego la detiene. Las galaxias comienzan a moverse una hacia la otra y el universo se contrae. La distancia entre dos galaxias vecinas primero aumenta de cero a un cierto máximo, y luego disminuye nuevamente a cero.

En la segunda solución, la tasa de expansión es tan grande que la gravedad nunca puede detenerla, aunque se ralentiza 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, hay una tercera solución en la que la tasa de expansión del universo es suficiente solo para evitar la compresión posterior o el colapso. En este caso, la separación también comienza desde cero y aumenta infinitamente. Sin embargo, la velocidad de expansión disminuye constantemente, aunque nunca llega a cero.

Una característica notable del primer tipo del modelo de Friedman es que el Universo no es infinito en el espacio, pero el espacio no tiene límites. La gravedad en este caso es tan fuerte que el espacio es curvo, cerrándose sobre sí mismo como la superficie de la Tierra. Un viajero en la 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. Tal es el espacio en el primer modelo de Friedman, pero en lugar de dos dimensiones inherentes a la superficie de la tierra, tiene tres. La cuarta dimensión, el tiempo, tiene una extensión finita, pero puede compararse con líneas con dos bordes o bordes, el principio y el final. Además, mostramos que la combinación de la teoría general de la relatividad y el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica permite la finitud del espacio y el tiempo mientras no tienen límites ni límites. La idea de un vagabundo espacial, dando vueltas alrededor del Universo y volviendo al punto de partida, es buena para las historias de ciencia ficción, pero no tiene ningún valor práctico porque, y esto se puede probar, el Universo se reducirá a cero dimensiones antes de que el viajero regrese al inicio. Para tener tiempo de regresar al punto de partida antes de que el Universo deje de existir, este pobre hombre debe moverse más rápido que la luz, lo que, por desgracia, las leyes de la naturaleza que conocemos no permiten.

¿Qué modelo de Friedman corresponde a nuestro universo? ¿La expansión del Universo dejará de dar paso a la contracción, o continuará para siempre? Para responder a esta pregunta, necesitamos conocer la tasa de expansión actual del Universo y su densidad promedio. Si esta densidad es inferior a un cierto valor crítico determinado por la velocidad de expansión, la atracción gravitacional será demasiado débil para detener la dispersión 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 con las que otras galaxias se alejan de nosotros usando el efecto Doppler. Esto se puede hacer con alta precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen bien, ya que las medimos por métodos indirectos. Sabemos una cosa: el Universo se está expandiendo en aproximadamente un 5-10% por cada mil millones de años. Sin embargo, nuestras estimaciones de la densidad actual de la materia en el Universo pecan con una incertidumbre aún mayor.

Si resumimos la masa de todas las estrellas de nuestra y otras galaxias visibles para nosotros, el resultado será menos de la centésima parte del valor necesario para detener la expansión del Universo, incluso a su velocidad más baja. Sin embargo, sabemos que en nuestra y otras galaxias hay una gran cantidad de materia oscura que no podemos observar directamente, cuya influencia, sin embargo, se detecta a través de su efecto gravitacional en las órbitas de las estrellas y el gas galáctico. Además, la mayoría de las galaxias forman cúmulos gigantes, y podemos suponer la presencia de aún más materia oscura entre las galaxias en estos cúmulos por el efecto que tiene sobre el movimiento de las galaxias. Pero, incluso agregando toda esta materia oscura, obtenemos una décima parte de lo que se necesita para detener la expansión. Sin embargo, es posible que haya otras formas de materia que aún no hemos identificado que puedan elevar la densidad promedio del Universo a un valor crítico que pueda detener la expansión.

Por lo tanto, la evidencia existente sugiere que es probable que el universo se expanda para siempre. Pero no apuestes por ello. Solo podemos estar seguros de que si el universo está destinado a colapsar, sucederá no antes de decenas de miles de millones de años, ya que se expandió al menos durante el mismo período de tiempo. Así que no te preocupes antes de lo previsto. Si no nos instalamos fuera del sistema solar, la humanidad perecerá mucho antes que eso con nuestra estrella, el sol.

BIG BANG

Un rasgo característico de todas las decisiones derivadas del modelo de Friedman es que, de acuerdo con ellas en el pasado distante, hace 10 o 20 mil millones de años, la distancia entre las galaxias vecinas en el Universo debería haber sido igual a 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 decisiones del modelo de Friedman, predice la existencia de un punto singular, singular en el Universo.

Todas nuestras teorías científicas se basan en el supuesto de que el espacio-tiempo es suave y casi plano, de modo que todas se descomponen en la especificidad (singularidad) del Big Bang, donde la curvatura del espacio-tiempo es infinita. Esto significa que si algunos eventos ocurrieron antes del Big Bang, no se pueden usar para establecer lo que sucedió después, porque se rompió cualquier previsibilidad en el momento del Big Bang. En consecuencia, sabiendo solo lo que sucedió después del Big Bang, no podemos establecer qué sucedió antes. En relación con nosotros, todos los eventos anteriores al Big Bang no tienen consecuencias y, por lo tanto, no pueden ser parte del modelo científico del Universo. Debemos excluirlos del modelo y decir que el tiempo fue el comienzo del Big Bang.

A muchos no les gusta la idea de que el tiempo tiene un comienzo, probablemente porque se regala por intervención divina. (Por otro lado, la Iglesia Católica aprovechó el modelo del Big Bang y en 1951 declaró oficialmente que este modelo es consistente con la Biblia). Se hicieron intentos para evitar la conclusión de que el Big Bang era en absoluto. Se prestó el mayor apoyo a la teoría del Universo estacionario. En 1948, German Bondi y Thomas Gold, que huyeron de Austria, ocupados por los nazis, lo propusieron junto con el británico Fred Hoyle, quien durante la guerra trabajó con ellos para mejorar los radares. Su idea era que a medida que las galaxias se dispersan, nuevas galaxias se forman constantemente a partir de la materia recién formada en el espacio entre ellas. Es por eso que el Universo se ve aproximadamente igual en todo momento, así como desde cualquier lugar del espacio.

La teoría del Universo estacionario requería tal cambio en la teoría general de la relatividad que permitiría la formación constante de nueva materia, pero la tasa de su formación era tan lenta, aproximadamente una partícula elemental por kilómetro cúbico por año, que la idea de Bondi, Gold y Hoyle no contradecía lo experimental. datos. Su teoría era "sólida", es decir, bastante simple y que ofrecía predicciones claras que se pueden verificar experimentalmente. Una de estas predicciones fue que el número de galaxias u objetos similares en cualquier volumen de espacio dado será el mismo donde y cuando miremos en el Universo.

A fines de la década de 1950, principios de la década de 1960. 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 estas fuentes deberían estar fuera de los límites de nuestra galaxia y que entre ellas hay muchas más débiles que fuertes. Las fuentes débiles se consideraron más distantes, mientras que las fuertes se consideraron más cercanas. Otra cosa se hizo evidente: el número de fuentes cercanas por unidad de volumen es menor que las distantes.

Esto podría significar que estamos ubicados en el centro de un área extensa, donde la densidad de las 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 comenzaban a llegar a nosotros, había muchas más fuentes de radiación que ahora. Tanto la primera como la segunda explicaciones contradecían la teoría del Universo estacionario. Además, la radiación de microondas descubierta por Penzias y Wilson en 1965 también testificó que una vez en el pasado el Universo tenía que tener una densidad mucho más alta. Así que la teoría del Universo estacionario fue enterrada, aunque no sin pesar.

En 1963, los científicos soviéticos Yevgeny Lifshits e Isaak Khalatnikov hicieron otro intento para eludir la conclusión de que el Big Bang fue y ha comenzado el tiempo. Sugirieron que el Big Bang puede ser una característica específica de los modelos de Friedman, que, al final, son solo una aproximación al Universo real. Quizás, de todos los modelos que describen aproximadamente el Universo real, solo 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 lo tanto, no es sorprendente que una vez en el pasado estuvieran todos en un punto. En el Universo real, sin embargo, las galaxias no se dispersan a lo largo de líneas rectas, sino a lo largo de trayectorias ligeramente curvadas. Entonces, en la posición inicial, no estaban ubicados en un punto geométrico, sino simplemente muy cerca uno del otro. Por lo tanto, parece probable que el Universo moderno en expansión no surgió de la singularidad del Big Bang, sino de una fase anterior de compresión; Durante el colapso del Universo, no todas las partículas tuvieron que chocar entre sí, algunas de ellas pudieron evitar una colisión directa y volar, creando la imagen de la expansión del Universo que estamos observando ahora. ¿Es posible decir que el Universo real comenzó con el Big Bang?

Lifshits y Khalatnikov estudiaron modelos del Universo, aproximadamente similares a los de Friedmann, pero teniendo en cuenta las inhomogeneidades y la distribución aleatoria de las velocidades de las galaxias en el Universo real. Mostraron que tales modelos también pueden comenzar con el Big Bang, incluso si las galaxias no se dispersan estrictamente en línea recta. Sin embargo, Lifshits y Khalatnikov argumentaron que esto es posible solo en ciertos modelos específicos, donde todas las galaxias se mueven en línea recta.

Dado que entre los modelos similares a los de Friedmann hay muchos más que no contienen la singularidad del Big Bang que los que la contienen, razonaron los científicos, debemos concluir que la probabilidad del Big Bang es extremadamente baja. Sin embargo, en el futuro tuvieron que admitir que la clase de modelos similares a los de Friedmann, que contienen singularidades y en las que las galaxias no deberían moverse de ninguna manera especial, es mucho más extensa. Y en 1970 generalmente abandonaron su hipótesis.

El trabajo realizado por Lifshits y Khalatnikov fue valioso porque mostró: el Universo podría tener una singularidad, el Big Bang, si la teoría general de la relatividad es correcta. Sin embargo, no resolvieron la pregunta de vital importancia: ¿predice la teoría general de la relatividad que nuestro Universo debería tener un Big Bang, el principio de los tiempos? La respuesta a esto fue dada por 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 mostrar que las estrellas experimentan colapso bajo la influencia de su propia gravedad. , están encerrados dentro de un área cuyos límites están comprimidos a cero dimensiones. Esto significa que todo el material de la estrella se contrae 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, hay una singularidad contenida en la región espacio-tiempo conocida como el agujero negro.

A primera vista, los hallazgos de Penrose no decían nada sobre si la singularidad del Big Bang existía en el pasado. Sin embargo, al mismo tiempo que Penrose dedujo su teorema, yo, entonces un estudiante graduado, busqué desesperadamente un problema matemático que me permitiera completar mi disertación. Me di cuenta de que si inviertes la dirección del tiempo en el teorema de Penrose para que el colapso se convierta en una extensión, las condiciones del teorema seguirán siendo las mismas, siempre que el Universo actual se aproxime al modelo de Friedmann a gran escala. Del teorema de Penrose, se deduce que el colapso de cualquier estrella termina con una singularidad, y mi ejemplo de inversión de tiempo demostró que cualquier Universo en expansión de Friedmann debería 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 en un solo caso: si una alta tasa de expansión excluye la compresión inversa del Universo, porque solo el modelo de Friedmann es infinito en el espacio.

Durante los años siguientes, desarrollé nuevas técnicas matemáticas que eliminarían esta y otras condiciones técnicas de los teoremas que prueban que las singularidades deben existir. El resultado fue un artículo conjunto publicado en 1970 por Penrose y por mí, argumentando que la singularidad del Big Bang debería haber existido siempre que la teoría general de la relatividad sea válida y la cantidad de materia en el Universo corresponda a lo que observamos.

Siguieron una gran cantidad de objeciones, en parte de los eruditos soviéticos que se adhirieron a la "línea del partido" proclamada por Lifshitz y Khalatnikov, y en parte de aquellos que aborrecían la idea misma de una singularidad que ofendía la belleza de la teoría de Einstein. Sin embargo, es difícil discutir con un teorema matemático. Por lo tanto, ahora se reconoce ampliamente que el Universo debería tener un comienzo.

En la historia del conocimiento del mundo que nos rodea, se traza claramente una dirección general: un reconocimiento gradual de la inagotabilidad de la naturaleza, su infinitud en todos los aspectos. El universo es infinito en el espacio y en el tiempo, y si descartamos las ideas de I. Newton sobre el "primer impulso", este tipo de visión del mundo puede considerarse bastante materialista. El universo newtoniano afirmó que el espacio es el receptáculo de todos los cuerpos celestes, con el movimiento y la masa de los cuales no está conectado de ninguna manera; El universo es siempre el mismo, es decir, estacionario, aunque la muerte y el nacimiento de mundos ocurren constantemente en él.

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

Paradoja fotométrica.Si el Universo es infinito y las estrellas están distribuidas de manera uniforme, entonces en cualquier dirección deberíamos ver algún tipo de estrella. En este caso, el fondo del cielo sería deslumbrantemente brillante, como el Sol.

Paradoja de la gravedad.Si el Universo es infinito y las estrellas ocupan su espacio de manera uniforme, entonces la fuerza gravitacional en cada uno de sus puntos debería ser infinitamente grande y, por lo tanto, las aceleraciones relativas de los cuerpos cósmicos también serían infinitamente grandes, lo cual, como saben, no lo es.

Paradoja termodinámica.Según la segunda ley de la termodinámica, todos los procesos físicos en el universo finalmente se reducen a la liberación de calor, que se dispersa irreversiblemente en el espacio mundial. Tarde o temprano, todos los cuerpos se enfriarán a una temperatura de cero absoluto, el movimiento se detendrá y la "muerte por calor" vendrá para siempre. El Universo tuvo un comienzo y le espera un final inevitable.

El primer cuarto del siglo XX. pasó en una lánguida expectativa de un desenlace. Nadie, por supuesto, quería negar la infinidad del Universo, pero, por otro lado, nadie fue capaz de eliminar las paradojas cosmológicas del Universo estacionario. Solo el genio de Albert Einstein introdujo una nueva corriente en disputas cosmológicas.

La física clásica newtoniana, como ya se mencionó, consideraba el espacio como un contenedor de cuerpos. Según Newton, no podría haber ninguna 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 grandes masas, doblan notablemente el espacio. Debido a 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 estamos observando, la materia está uniformemente "manchada" en el espacio y las mismas leyes se aplican en cualquier punto. A una cierta densidad promedio de materia cósmica, la parte limitada asignada del Universo no solo doblará el espacio, sino que también

incluso bloquearlo "en sí mismo". El universo (más precisamente, su parte seleccionada) se convertirá en un mundo cerrado, que recuerda a la esfera ordinaria. Pero solo será una esfera de cuatro dimensiones, o hiperesfera, que nosotros, los seres tridimensionales, no podemos imaginar. Sin embargo, pensando por analogía, entenderemos fácilmente algunas propiedades de la hiperesfera. Es, como una esfera ordinaria, tiene un volumen finito, que encierra una masa finita de sustancia. Si vuela por todo el mundo en una dirección, luego de un cierto número de miles de millones de años puede llegar al 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. Fridman demostró que el "universo cerrado" de Einstein no puede ser estático de ninguna manera. En cualquier caso, su espacio se expande o 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 se desplazan hacia el extremo rojo, y el desplazamiento de los cuerpos es mayor cuanto más lejos de nosotros está la galaxia. Este fenómeno interesante se llama desplazamiento al rojo. Al explicar el desplazamiento al rojo por el efecto Doppler, es decir, al cambiar la longitud de onda de la luz en relación con el movimiento de la fuente, los científicos llegaron a la conclusión de que la distancia entre nuestra y otras galaxias aumenta continuamente. Por supuesto, las galaxias no se dispersan en todas las direcciones desde nuestra Galaxia, que no ocupa ninguna posición especial en la Metagalaxia, pero se produce la eliminación mutua de todas las galaxias. Esto significa que un observador ubicado en cualquier galaxia podría, como nosotros, detectar un desplazamiento al rojo, le parecería que todas las galaxias se están alejando de él. Por lo tanto, la metagalaxia es inestable. El descubrimiento de la expansión de la Metagalaxia indica que la Metagalaxia en el pasado no era la misma que ahora, y será diferente en el futuro, es decir, la Metagalaxia está evolucionando.

El desplazamiento al rojo determinó la velocidad de eliminación de las galaxias. En muchas galaxias son muy grandes, proporcionales a la velocidad de la luz. Las velocidades más altas, a veces superiores a

a 250 mil km / s, se consideran algunos cuásares, que se consideran los objetos más distantes de la Metagalaxia de nosotros.

La ley según la cual el desplazamiento al rojo (y, por lo tanto, la velocidad de extracción de las galaxias) aumenta en proporción a la distancia desde las galaxias (ley de Hubble) se puede escribir en la forma: v - Нr, donde v es la velocidad radial de la galaxia; r es la distancia a ella; H es la constante de Hubble. Según las estimaciones modernas, el valor de H se encuentra dentro de:

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 entre sí a una velocidad de 50 a 100 km / s. Si se conoce la velocidad de extracción de la galaxia, 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 aparece solo 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 hay un centro desde el cual se dispersan las galaxias.

La expansión de la Metagalaxia es el más ambicioso de los fenómenos naturales conocidos actualmente. Su interpretación correcta es de gran importancia filosófica. No es casualidad que al explicar las causas de este fenómeno se haya manifestado una diferencia radical en las opiniones filosóficas de los científicos. Algunos de ellos, identificando la Metagalaxia con todo el Universo, están tratando de demostrar que la expansión de la Metagalaxia confirma a los religiosos sobre el origen divino y sobrenatural del Universo. Sin embargo, se conocen procesos naturales en el Universo que en el pasado podrían causar la expansión observada. Con toda probabilidad, estas son explosiones. Su escala ya nos afecta en el estudio de tipos individuales de galaxias. Uno puede imaginar que la expansión de la Metagalaxia

también comenzó con un fenómeno parecido a una explosión colosal de una sustancia con una temperatura y densidad enormes.

Como el Universo se está expandiendo, es natural pensar que antes era más pequeño y una vez que todo el espacio se comprimía en un punto material superdenso. Este fue el momento de la llamada singularidad, que no puede describirse mediante ecuaciones de la física moderna. Por razones desconocidas, ocurrió un proceso similar a la explosión, y desde entonces el Universo ha comenzado 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 encontraba en un estado superdenso y caliente, es decir, relict radiación. Resultó que el espacio exterior está lleno de ondas electromagnéticas, que son los mensajeros de esa antigua era del desarrollo del Universo, cuando todavía no había estrellas, galaxias, nebulosas. La radiación de la reliquia impregna todo el espacio, todas las galaxias, participa en la expansión de la Metagalaxia. La radiación electromagnética de la reliquia está 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 completamente negro con una temperatura de 2.7 K. La densidad de energía de la radiación reliquia es 4 10 -13 erg / cm 3, la radiación máxima cae sobre 1.1 mm En este caso, la radiación en sí tiene el carácter de cierto fondo, ya que 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 en el estudio de la interferencia de radio espacial, los teóricos predijeron la existencia de CMB. D. Gamov fue uno de los primeros en predecir esta radiación, desarrollando una teoría del origen de los elementos químicos que surgieron en los primeros minutos después del Big Bang. La predicción de la existencia de radiación relicta y su detección en el espacio ultraterrestre es otro ejemplo convincente de la capacidad de conocimiento del mundo y sus leyes.

En todos los modelos cosmológicos dinámicos desarrollados, se afirma la idea de la expansión del Universo desde un estado superdenso y supercaliente, llamado singular. El astrofísico estadounidense D. Gamow llegó al concepto del Big Bang y el Universo caliente en las primeras etapas de su evolución. Un 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 V. de Sitter para el vacío (r ~ e Ht) mostró que la expansión exponencial es inestable: no puede durar indefinidamente. Después de un período de tiempo relativamente corto, cesa la expansión exponencial, se produce una transición de fase en el vacío, durante el cual la energía del vacío pasa a la materia ordinaria y la energía de expansión cinética del Universo. El Big Bang fue hace 15-20 mil millones de años.

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

Por lo tanto, las ideas modernas sobre la historia de nuestra Metagalaxia se basan en cinco observaciones experimentales importantes:

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

2. En los espectros de elementos de galaxias distantes, se detecta un cambio sistemático de la parte roja del espectro. Valor

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

3. Las mediciones de ondas de radio provenientes del espacio exterior en los rangos de centímetros y milímetros indican que el espacio exterior está lleno de manera uniforme e isotrópica con una emisión de radio débil. La característica espectral de esta llamada radiación de fondo corresponde a la emisión 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 las estimaciones modernas, es de al menos 0,3 bariones por metro cúbico.

5. Un análisis de los procesos de desintegración radiactiva en meteoritos muestra que algunos de estos componentes deberían haber surgido hace 14 a 24 mil millones de años.