El Big Bang y el Universo en Expansión. Cómo se expande el universo

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

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.

Un cuarto de siglo después, esta oportunidad fue aprovechada de una nueva manera por Vesto Slifer, un empleado del observatorio de Flagstaff, Arizona, que 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 en el rango de 150 a 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 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”.

leyes de hubble

Edwin Hubble descubrió empíricamente la proporcionalidad aproximada de los corrimientos 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 estos patrones 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 aquí hay una ley teórica que conecta la velocidad radial de objetos distantes con la distancia a ellos (con un coeficiente de proporcionalidad en forma del parámetro de Hubble V = alta definición), es válido para cualquier corrimiento al rojo. Sin embargo, la velocidad que aparece en él. V- 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 tanto, los cosmólogos prefieren utilizar el parámetro de Hubble. h en otra fórmula, donde aparece el factor de escala del Universo, que describe con precisión el grado de su expansión en varias eras cósmicas (dado que este parámetro cambia con el tiempo, su significado moderno denotar h 0). 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 llega a nosotros con un corrimiento al rojo cosmológico z, lo dejó cuando todas las distancias cosmológicas eran 1 + z veces menos 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 Con(velocidad de la luz). ¿Qué pasa si cometes un error común y simplemente llamas? V/C Y z, entonces esta velocidad será cinco veces mayor que la velocidad de la luz. La discrepancia, como vemos, es grave.

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 confirman que las nebulosas están distribuidas de manera 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.

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 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 positiva constante. 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 con respecto al 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.

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.

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 für 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.

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 en 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 h 0 y se llama parámetro de Hubble (según los últimos datos, es ligeramente superior a 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, es posible que casi llegue a 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!

Creado: 25/10/2013, 10012 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 superior a 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 gigantescas extensiones 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 medida 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 el mismo número 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 captara 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 desde 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 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. Una persona que viaja a lo largo de 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 al 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 la teoría general de la relatividad y el principio de incertidumbre mecánica cuántica permite la finitud del espacio y el tiempo y al mismo tiempo carece de límites o 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 todo el espacio alguna vez 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.

Es una especie de ironía de la naturaleza que la forma de energía más abundante del Universo sea también la más misteriosa. Después del sorprendente descubrimiento de la expansión acelerada del Universo, rápidamente surgió una imagen consistente que indica que 2/3 del cosmos está "hecho" de "energía oscura", algún tipo de material gravitacionalmente repulsivo. Pero, ¿es la evidencia lo suficientemente convincente como para respaldar estas nuevas y exóticas leyes de la naturaleza? ¿Quizás existan explicaciones astrofísicas más simples para estos resultados?

El prototipo de esta nota fue publicado recientemente en la sección de divulgación científica de Habr, aunque bajo llave, por lo que quizás no todos los interesados ​​lo obtuvieron. En esta versión se han realizado adiciones bastante importantes que deberían ser de interés para todos.

La historia de la energía oscura comenzó en 1998, cuando dos equipos independientes exploraron supernovas distantes. para detectar el ritmo al que se está desacelerando la expansión del Universo. Uno de ellos, el Proyecto Cosmología de Supernovas, comenzó a funcionar en 1988 y fue dirigido por Saul Perlmutter. Otro, dirigido por Brian Schmidt High-z Supernova Search Team, se unió a la investigación en 1994. El resultado los sorprendió: el Universo se encuentra en un modo de expansión acelerada desde hace bastante tiempo.

Al igual que los detectives, los cosmólogos de todo el mundo estaban recopilando un expediente sobre los acusados ​​responsables de la aceleración. Sus características especiales: gravitacionalmente repulsivo, impide la formación de galaxias (agrupación de materia en galaxias), se manifiesta en el alargamiento del espacio-tiempo. El apodo del acusado es “energía oscura”. Muchos teóricos han sugerido que el acusado es una constante cosmológica. Ciertamente correspondía al escenario de expansión acelerada. Pero ¿había evidencia suficiente para identificar plenamente la energía oscura con la constante cosmológica?

La existencia de energía oscura gravitacionalmente repulsiva tendría consecuencias dramáticas para la física fundamental. La suposición más conservadora era que el Universo está lleno de un mar homogéneo de energía cuántica de punto cero, o un condensado de nuevas partículas cuya masa es $((10)^(39))$ veces menor que la de un electrón. Algunos investigadores también sugirieron la necesidad de cambios en la relatividad general, en particular nuevas fuerzas de largo alcance que debiliten el efecto de la gravedad. Pero incluso las propuestas más conservadoras tenían graves deficiencias. Por ejemplo, la densidad de energía del punto cero resultó ser 120 órdenes de magnitud inverosímiles menor que las predicciones teóricas. Desde el punto de vista de estos supuestos extremos, parecía más natural buscar una solución en el marco de conceptos astrofísicos tradicionales: el polvo intergaláctico (la dispersión de fotones sobre él y el consiguiente debilitamiento del flujo de fotones) o la diferencia entre nuevos y viejas supernovas. Esta posibilidad ha sido apoyada por muchos cosmólogos que vigilan durante la noche.

Las observaciones de las supernovas y su análisis realizadas por S. Perlmutter, B. Schmidt y A. Riess dejaron claro que la disminución de su brillo con la distancia ocurre notablemente más rápido de lo que se esperaría según los modelos cosmológicos aceptados en ese momento. Más recientemente, se observó este descubrimiento. Esta atenuación adicional significa que un corrimiento al rojo determinado corresponde a alguna adición de distancia efectiva. Pero esto, a su vez, sólo es posible cuando la expansión cosmológica se produce con aceleración, es decir, La velocidad a la que la fuente de luz se aleja de nosotros no disminuye, sino que aumenta con el tiempo. La característica más importante de los nuevos experimentos fue que permitieron no sólo determinar el hecho mismo de la expansión acelerada, sino también sacar una conclusión importante sobre la contribución de varios componentes a la densidad de la materia en el Universo.

Hasta hace poco, las supernovas eran la única evidencia directa de una expansión acelerada y el único apoyo convincente de la energía oscura. Las mediciones precisas del fondo cósmico de microondas, incluidos los datos WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), han proporcionado una confirmación independiente de la realidad de la energía oscura. Lo mismo fue confirmado por datos de dos proyectos más poderosos: la distribución a gran escala de galaxias en el Universo y el Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

Una combinación de datos de WMAP, SDSS y otras fuentes encontró que la repulsión gravitacional generada por la energía oscura está desacelerando el colapso de regiones súper densas de materia en el Universo. La realidad de la energía oscura se volvió inmediatamente mucho más aceptable.

Expansión espacial

La expansión cósmica fue descubierta por Edwin Hubble a finales de la década de 1920 y puede ser la característica más importante de nuestro Universo. No sólo los cuerpos astronómicos se mueven bajo la influencia de la interacción gravitacional de sus vecinos, sino que las estructuras de gran escala se ven aún más estiradas por la expansión cósmica. Una analogía popular es el movimiento de las pasas en un pastel muy grande en el horno. A medida que el pastel sube, aumenta la distancia entre cualquier par de pasas incrustadas en el pastel. Si imaginamos que un punto destacado en particular representa nuestra galaxia, entonces encontraremos que todos los demás puntos destacados (galaxias) se alejan de nosotros en todas direcciones. Nuestro Universo se expandió desde la sopa cósmica densa y caliente creada por el Big Bang hasta la colección mucho más fría y delgada de galaxias y cúmulos de galaxias que vemos hoy.

La luz emitida por las estrellas y el gas en galaxias distantes se estira de manera similar, alargando su longitud de onda a medida que viaja hacia la Tierra. Este cambio en la longitud de onda viene dado por el corrimiento al rojo $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$, donde $\lambda_(obs)$ es la longitud de la luz en la Tierra y $\lambda_ (0) $ es la longitud de onda de la luz emitida. Por ejemplo, la transición Lyman alfa en el átomo de hidrógeno se caracteriza por una longitud de onda de $\lambda_0=121,6$ nanómetros (al regresar al estado fundamental). Esta transición se puede detectar en la radiación de galaxias distantes. En particular, se utilizó para detectar un corrimiento al rojo récord: un sorprendente z=10 con la línea alfa de Lyman en $\lambda_(obs)=1337,6$ nanómetros. Pero el corrimiento al rojo describe sólo el cambio en la escala cósmica a medida que la luz se emite y absorbe, y no proporciona información directa sobre la distancia al emisor o la edad del universo cuando se emitió la luz. Si conocemos tanto la distancia al objeto como el corrimiento al rojo, podemos intentar obtener información importante sobre la dinámica de la expansión del Universo.

Las observaciones de supernovas han revelado alguna sustancia gravitacional-repulsiva que controla la aceleración del Universo. Esta no es la primera vez que los astrónomos se enfrentan al problema de la materia faltante. Las masas luminosas de las galaxias resultaron ser significativamente más pequeñas que las masas gravitantes. Esta diferencia la compensó la materia oscura, una materia fría y no relativista, probablemente compuesta en su mayor parte por partículas que interactúan débilmente con los átomos y la luz.

Sin embargo, las observaciones indicaron que la cantidad total de materia en el Universo, incluida la materia oscura, es sólo 1/3 de la energía total. Esto ha sido confirmado por el estudio de millones de galaxias dentro de los proyectos 2DF y SDSS. Pero la relatividad general predice que existe una relación precisa entre la expansión y el contenido de energía del universo. Por lo tanto, sabemos que la densidad de energía total de todos los fotones, átomos y materia oscura debe sumarse a algún valor crítico, determinado por la constante de Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. El problema es que no es así, pero esa es una historia completamente diferente.

La masa, la energía y la curvatura del espacio-tiempo están directamente relacionadas en la relatividad general. Por lo tanto, una explicación puede ser que la brecha entre la densidad crítica y la densidad de materia observada se llena con cierta densidad de energía asociada con la deformación del espacio a grandes escalas y observable sólo a escalas del orden de $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. Afortunadamente, la curvatura del Universo se puede determinar mediante mediciones de precisión del ICF. Una reliquia, con un origen 400.000 años después del Big Bang, el ICF es la radiación del cuerpo negro, cuya fuente es el plasma primordial. Cuando el Universo se enfrió por debajo de $3000\K$, el plasma se volvió transparente a los fotones y estos pudieron propagarse libremente en el espacio. Hoy, casi 15 mil millones de años después, observamos una reserva térmica de fotones a una temperatura de $2,726\K$, lo que representa el resultado de un corrimiento al rojo debido a la expansión cósmica.

Utilizando el satélite WMAP se obtuvo una imagen notable del ICF, que muestra los más mínimos cambios en la temperatura de los fotones del “cielo”. Estas variaciones, conocidas como anisotropía ICF, reflejan pequeñas variaciones en la densidad y el movimiento del Universo temprano. Estas variaciones, que surgen en el nivel $((10)^(-5))$, son las semillas de la estructura a gran escala (galaxias, cúmulos) que observamos hoy.

Los puntos más fríos/calientes en el fondo cósmico de microondas se deben a fotones que escaparon de áreas de mayor/menor potencial gravitacional de densidad. Las dimensiones de estas regiones están bien determinadas por la física del plasma. Cuando consideramos el Universo completo, el tamaño angular aparente de estas anisotropías debería ser aproximadamente $((0.5)^(0))$ si el Universo tiene suficiente curvatura para llenar la brecha de energía y el doble del tamaño angular en ausencia de cualquier curvatura. del espacio. La forma más sencilla de visualizar este efecto geométrico es imaginar un triángulo con una base y lados fijos (¿solo lados?), dibujado sobre superficies de curvatura variable. Para superficie/esfera de sillín esquinas internas será más pequeño/más grande que el mismo triángulo dibujado en una superficie plana (con geometría euclidiana).

Desde 1999, se han llevado a cabo una serie de experimentos (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), que han demostrado que los puntos MCF tienen dimensiones del orden de $((1)^(0))$. Esto significa que la geometría del Universo es plana. Desde la perspectiva del problema de la energía faltante, esto significa que algo distinto a la curvatura debe ser responsable de llenar el vacío. Para algunos cosmólogos, este resultado pareció un déjà vu. La inflación, la mejor teoría del ICF sobre el origen de las fluctuaciones primordiales, sugiere que el Universo primitivo experimentó un período de expansión acelerada impulsada por una partícula llamada inflatón. El inflatón ampliaría cualquier curvatura a gran escala, haciendo que la geometría del universo fuera plana o euclidiana. La evidencia sugiere la existencia de una forma de energía que impide la agrupación de galaxias, que es gravitacionalmente repulsiva, y que puede deberse a una partícula distinta al inflatón.

armonía cósmica

Los datos del CMB y de las supernovas han confirmado consistentemente que la fuente de la aceleración cósmica es la energía oscura. Pero eso fue solo el comienzo. Combinando mediciones de precisión del ICF de WMAP con sensores de radio, ópticos y de rayos X de distribuciones de materia a gran escala, los astrofísicos han obtenido más evidencia de una tasa acelerada de expansión del Universo. Resultó que los potenciales agujeros gravitacionales de densidad y compactación en el Universo se estiraron y suavizaron con el tiempo, como si estuvieran bajo la influencia de una gravedad repulsiva. Este efecto se conoce como efecto integral (Sachs-Wolfe (ISW)). Conduce a una correlación entre la anisotropía de la temperatura en el CMB y la estructura a gran escala del Universo. Aunque el plasma primordial se volvió transparente para los fotones a medida que el Universo se enfrió, los fotones no viajan sin obstáculos. El espacio está plagado de irregularidades que son fuertes en distancias cortas (donde la materia se agrupa en estrellas, galaxias y nebulosas) y se debilitan gradualmente en escalas de gran longitud... Durante su vuelo, los fotones entran y salen de los agujeros gravitacionales.

Después de que se detectaran por primera vez los rayos cósmicos (hace unos 40 años), Sachs y Wolff demostraron que un potencial variable en el tiempo debería dar como resultado un cambio de energía en el ICF de los fotones que lo atraviesan. Un fotón gana energía cuando cae en un agujero gravitacional y la gasta cuando sale de él. Si el potencial se hiciera más profundo durante este proceso, entonces el fotón en su conjunto perdería energía. Si el potencial disminuye, el fotón ganará energía.

En un Universo donde la densidad crítica total está formada únicamente por átomos y materia oscura, los potenciales gravitacionales débiles a escalas espaciales muy grandes (que corresponden a ondas suaves de densidad de materia) evolucionan demasiado lentamente como para dejar rastros perceptibles en los fotones ICF. Las regiones más densas simplemente absorben la materia circundante al mismo ritmo con el que la expansión cósmica alarga las ondas, dejando el potencial sin cambios. Sin embargo, con la expansión más rápida del Universo debido a la energía oscura, la acumulación de materia no puede competir con el estiramiento. Efectivamente, el colapso gravitacional es frenado por la repulsiva materia oscura. En consecuencia, el potencial gravitacional tiende a aplanarse y los fotones ganan energía al pasar por estas zonas. Asimismo, los fotones pierden energía al pasar por regiones de baja densidad. (¡No es trivial!)

Presión negativa

El mayor misterio de la aceleración cósmica no es que implique que 2/3 de la sustancia que llena el Universo no sea visible para nosotros, sino que impone la existencia de materia con repulsión gravitacional. Para considerar esta extraña propiedad de la energía oscura, es útil introducir la cantidad $w=((p)_(dark))/((\rho )_(dark))$. Esta expresión se parece a la ecuación de estado de un gas. En la relatividad general, la tasa de cambio de la expansión cósmica es proporcional a $-\left(((\rho )_(total))+3((p)_(total)) \right)$. Para una expansión acelerada este valor debe ser positivo. Dado que $((\rho )_(total))$ es positiva, y la presión promedio de la materia ordinaria y oscura es insignificante (porque es fría y no relativista), llegamos al requisito $3w\times ((\ rho )_(oscuro ))+((\rho )_(total))

¿Por qué la presión afecta la expansión del Universo? Einstein demostró que la materia y la energía curvan el espacio-tiempo. Por lo tanto, para un gas caliente, la energía cinética de sus átomos contribuye a sus fuerzas gravitacionales, medida al medir la aceleración de cuerpos distantes. Sin embargo, las fuerzas necesarias para contener o aislar el gas actúan contra este exceso de presión. El universo, por otra parte, no está aislado ni limitado. La expansión del espacio lleno de gas caliente ocurrirá efectivamente más lentamente (debido a la autogravedad) que la expansión de un universo lleno de gas frío. Siguiendo la misma lógica, un medio con tal presión negativa que $((\rho )_(total))+3p

La presión negativa no es algo tan raro. La presión del agua en algunos árboles altos se vuelve negativa a medida que aumenta la nutrición a través de su sistema vascular. En un campo eléctrico o magnético uniforme también se pueden encontrar configuraciones con presión negativa. En estos casos, la presión es algo así como un resorte estirado bajo tensión provocada por fuerzas internas. A nivel microscópico, el reservorio de bosones de Higgs (las partículas hipotéticas que generan masa de partículas en el modelo estándar) crea una presión negativa cuando sus excitaciones térmicas o cinéticas son pequeñas. De hecho, el inflatón puede considerarse como una versión pesada del bosón de Higgs. Una versión propuesta de la energía oscura (la quintaesencia) podría ser incluso una versión más ligera del Higgs.

En principio, no existe un límite inferior de presión en el Universo. Aunque suceden cosas extrañas si $w$ cae a un valor inferior a $-1.$ Piezas aisladas de dicho material pueden tener masa negativa. …..Pero una cosa es obvia. Una presión negativa tan fuerte no ocurre en partículas y campos normales en la relatividad general. Numerosas observaciones conducen a una gama más estrecha de parámetros de energía oscura que los que se derivan del razonamiento general anterior.

Una combinación de predicciones de varios modelos teóricos y las mejores observaciones del CMB, estructuras a gran escala y supernovas conducen a $$\Omega_(dark)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= - 0,980\pm0,053 $ $

Una breve historia de la energía oscura

La energía oscura, o algo similar, ha aparecido muchas veces en la historia de la cosmología. La caja de Pandora fue abierta por Einstein, quien introdujo el campo gravitacional en sus ecuaciones. La expansión cósmica aún no se había descubierto y las ecuaciones “sugerían” correctamente que el Universo que contiene materia no podía ser estático sin la adición matemática de la constante cosmológica, que generalmente se denota por $\Lambda$. El efecto equivale a llenar el Universo de un mar de energía negativa, en el que flotan estrellas y nebulosas. El descubrimiento de la extensión eliminó la necesidad de esta adición ad hoc a la teoría.

En las décadas siguientes, teóricos desesperados introdujeron periódicamente $\Lambda$ en un intento de explicar nuevos fenómenos astronómicos. Estos retornos siempre fueron de corta duración y generalmente resultaron en explicaciones más plausibles de los datos obtenidos. Sin embargo, desde los años 60, comenzó a surgir la idea de que la energía del vacío (cero) de todas las partículas y campos debería generar inevitablemente un término similar a $\Lambda$. Además, hay motivos para creer que la constante cosmológica podría surgir de forma natural en las primeras etapas de la evolución del Universo.

En 1980 se desarrolló la teoría de la inflación. Según esta teoría, el Universo primitivo experimentó un período de expansión exponencial acelerada. La expansión se debió a la presión negativa debida a la nueva partícula - . Inflaton resultó ser un gran éxito. Permitió mucho. Estas paradojas incluyen los problemas del horizonte y la planitud del Universo. Las predicciones de la teoría concordaban con varias observaciones cosmológicas.

La energía oscura y el futuro del Universo

Con el descubrimiento de la energía oscura, las ideas sobre cómo podría ser el futuro lejano de nuestro Universo han cambiado drásticamente. Antes de este descubrimiento, la cuestión del futuro estaba claramente asociada a la cuestión de la curvatura del espacio tridimensional. Si, como muchos creían anteriormente, la curvatura del espacio en 2/3 determinaba la tasa actual de expansión del Universo, y no había energía oscura, entonces el Universo se expandiría sin límite, ralentizándose gradualmente. Ahora está claro que el futuro está determinado por las propiedades de la energía oscura.

Dado que actualmente conocemos mal estas propiedades, todavía no podemos predecir el futuro. Sólo puedes considerar diferentes opciones. Es difícil decir qué está sucediendo en las teorías con nueva gravedad, pero ahora se pueden discutir otros escenarios. Si la energía oscura es constante en el tiempo, como es el caso de la energía del vacío, entonces el Universo siempre experimentará expansión acelerada. La mayoría de las galaxias eventualmente se alejarán de la nuestra a una distancia enorme, y nuestra galaxia, junto con sus pocas vecinas, se convertirá en una isla en el vacío. Si la energía oscura es la quintaesencia, entonces en un futuro lejano la expansión acelerada puede detenerse e incluso ser reemplazada por una compresión. En este último caso, el Universo volverá a un estado con materia caliente y densa, se producirá un “Big Bang al revés”, retrocediendo en el tiempo.

Presupuesto energético de nuestro Universo. Vale la pena prestar atención al hecho de que la proporción de materia habitual (planetas, estrellas, el mundo entero que nos rodea) representa sólo el 4 por ciento, el resto está formado por formas de energía "oscuras".

Un destino aún más dramático le espera al Universo si la energía oscura es un fantasma y su densidad energética aumenta sin límite. La expansión del Universo será cada vez más rápida, se acelerará tanto que las galaxias serán arrancadas de los cúmulos, las estrellas de las galaxias, los planetas del sistema solar. Llegará al punto en que los electrones se separarán de los átomos y los núcleos atómicos se dividirán en protones y neutrones. Habrá, como dicen, una gran ruptura.

Sin embargo, tal escenario no parece muy probable. Lo más probable es que la densidad de energía del fantasma siga siendo limitada. Pero incluso entonces, el Universo puede enfrentarse a un futuro inusual. El hecho es que en muchas teorías, el comportamiento fantasma (un aumento de la densidad de energía con el tiempo) va acompañado de inestabilidades. En este caso, el campo fantasma en el Universo se volverá muy heterogéneo, su densidad de energía en diferentes partes del Universo será diferente, algunas partes se expandirán rápidamente y otras pueden experimentar un colapso. El destino de nuestra galaxia dependerá de en qué región se encuentre.

Todo esto, sin embargo, se refiere al futuro, distante incluso según los estándares cosmológicos. En los próximos 20 mil millones de años, el Universo seguirá siendo casi el mismo que es ahora. Tenemos tiempo para comprender las propiedades de la energía oscura y así predecir con mayor precisión el futuro, y tal vez influir en él.