Teoría del universo en expansión. Confirmada la expansión acelerada del universo
Cómo se está expandiendo el universo
Yuri Efremov, Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas
Los científicos rusos han demostrado que la expansión del Universo está controlada por un vacío físico, descubierto en 1998 mediante observaciones astronómicas. Este descubrimiento inesperado abre nuevos caminos para el desarrollo de las ciencias naturales y la comprensión de los patrones más profundos del mundo que nos rodea.
¿La ciencia fundamental resuelve los problemas que enfrenta la humanidad o sólo conduce a nuevos peligros? - La respuesta a esta pregunta depende de qué tan lejos pueda mirar una persona. Damos por sentados todos los beneficios de la civilización, pero todos ellos, al igual que los éxitos de la medicina, fueron el resultado de muchas décadas y siglos de trabajo de científicos dedicados a actividades que parecen triviales para la persona promedio, como observar las estrellas o el cielo. vidas de unos mocos. La aplicación de resultados científicos, no controlados por los científicos, ha traído muchos problemas difíciles, pero ahora sólo un mayor desarrollo de la ciencia puede salvarnos de ellos, así como proporcionar nuevas fuentes de energía y salvarnos de desafíos futuros, como nuevas epidemias o desastres naturales. desastres.
El desarrollo de las ciencias naturales, que tarde o temprano da los frutos necesarios para la existencia futura de nuestra civilización, sólo es posible si todas sus ramas se desarrollan de manera uniforme, por muy alejadas que parezcan de las necesidades humanas actuales. Hasta 1939, la investigación de los núcleos de los átomos parecía un desperdicio de dinero; Pocos investigadores se han ocupado de este problema sólo porque querían saber cómo funciona el mundo. Esta curiosidad permanece fuerza motriz Ciencias; los problemas que enfrenta están determinados por la lógica interna de su desarrollo.
La astronomía, al parecer, es una de las ocupaciones más abstractas de la vida, especialmente ahora, cuando ni los pilotos ni los marineros ya no necesitan sus servicios. Sin embargo, recordemos las palabras de Einstein: “Herramientas intelectuales, sin las cuales el desarrollo sería imposible tecnología moderna, provino principalmente de la observación de estrellas." En los últimos años, el desarrollo de la física teórica (que en el siglo XX nos dio no sólo la bomba, sino también los láseres y todo tipo de electrónica...) se ha relacionado aún más estrechamente con los éxitos de la astronomía. Y en esta ciencia, a finales del siglo XX, comenzó una verdadera revolución, de la que el público en general todavía sabe poco (se describe en dos libros publicados recientemente por empleados de la EFS MSU: Yu. N. Efremov, “Deep into the Universe”, M., URSS, 2003; A. M. Cherepashchuk, A.D. Chernin, “El universo, la vida, los agujeros negros”, M., Vek-II, 2003).
Algún día, tal vez dentro de unos años, o tal vez solo después de muchas décadas, esta revolución traerá frutos a la humanidad, cuyos orígenes serán olvidados para entonces, así como casi todos han olvidado los orígenes de nuestro actual confort urbano. Sin embargo, una persona también tiene necesidades espirituales. Se ha dicho durante mucho tiempo que se diferencia de algunos animales en que a veces es capaz de levantar la cabeza hacia el cielo y volver la mirada hacia las estrellas...
En este artículo hablaremos de la contribución de los científicos rusos al desarrollo de la cosmología en los últimos años, que ha supuesto un cambio radical en nuestras ideas sobre el Universo. La cosmología, la ciencia del Universo en su conjunto, situada en la intersección de la física.
y la astronomía, nació simultáneamente con la teoría general de la relatividad. De sus ecuaciones, escritas por Albert Einstein en 1916, se deducía inicialmente que el Universo no puede ser estático, sino que debe expandirse o contraerse.
Sin embargo, desde tiempos inmemoriales, los filósofos confiaban en que el Cosmos, el Universo en su conjunto, es eterno e inmutable. No había datos de observación que permitieran hablar de la expansión del Universo en 1916 y, de hecho, el Universo aún no había sido descubierto. Einstein creía que estaba poblado de estrellas y que nuestro sistema de la Vía Láctea abarcaba todo el Universo. No se observaron altas velocidades de movimiento de las estrellas, y esto le dio bases empíricas para agregar un término más a sus ecuaciones: la constante cosmológica, que debería hacer que el Universo sea estático.
Sin embargo, ya en 1925 quedó completamente claro que nuestro sistema estelar es sólo uno de los innumerables sistemas de este tipo: galaxias que habitan el vasto Universo (Fig. 1). Las altas velocidades de movimiento a lo largo de la línea de visión de las galaxias ya eran conocidas: las líneas en los espectros de las galaxias distantes estaban invariablemente desplazadas al rojo. Esto fue una consecuencia del efecto Doppler, que provoca un desplazamiento de las líneas espectrales hacia el lado de longitud de onda larga (rojo) cuando los objetos observados se alejan de nosotros y hacia el lado azul cuando se acercan.
En 1929, gracias al trabajo de Edwin Hubble y Milton Humason en el entonces telescopio más grande del mundo, el telescopio de 2,5 m del Monte Wilson en California, finalmente quedó claro que existe una proporcionalidad entre las velocidades de expulsión de galaxias y sus distancias a nosotros (de hecho, están aumentando, por supuesto, todas las distancias entre todas las galaxias) - El Universo se está expandiendo (Fig. 2). La necesidad de una constante cosmológica parecería haber desaparecido: el Universo resultó realmente no estático. Las distancias de las galaxias R están representadas por la fórmula R = Ht, donde t es el tiempo y H es una constante, más tarde llamada constante de Hubble.
Después de este descubrimiento, Einstein calificó la introducción de la constante cosmológica como su mayor error. Y hasta finales del siglo XX, los principales físicos estaban convencidos de que esta constante no era necesaria: era igual a cero. Recién ahora empezamos a comprender que el error de Einstein consistió únicamente en darle a la constante cosmológica el significado necesario precisamente para la naturaleza estática del Universo. Recientemente se ha demostrado la existencia de una fuerza, junto con la gravedad ordinaria, que gobierna la dinámica del Universo. Desde el descubrimiento de la expansión del Universo (en 1929) y de la radiación cósmica de fondo de microondas que queda de los primeros milenios de expansión del Universo (en 1965), este es el mayor logro en astronomía y cosmología observacional. Sólo se puede comparar con la evidencia de la presencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias.
La elección entre modelos cosmológicos que describen el Universo en su conjunto se puede hacer comparándolos con observaciones de las relaciones teóricas entre el corrimiento al rojo y las distancias de objetos distantes con luminosidad conocida: con grandes corrimientos al rojo, deberían aparecer características que indiquen si la expansión del Universo se está acelerando. , uniforme o lentamente. Y esto, en principio, puede dar el valor de la constante cosmológica.
La principal dificultad en la aplicación de este método está relacionada con la necesidad de disponer de datos fiables sobre los objetos más distantes con una luminosidad conocida y de determinar esta luminosidad y, por tanto, las distancias. Durante mucho tiempo, los únicos objetos que parecían satisfacer estos requisitos eran las galaxias más brillantes en cúmulos ricos, cuya luminosidad se puede considerar aproximadamente igual. Sin embargo, persisten problemas graves, relacionados en particular con el hecho de que vemos las galaxias más distantes miles de millones de años más jóvenes que las galaxias vecinas (Fig. 3).
Por supuesto, el problema del inicio de la expansión sigue siendo aún más grave: extrapolarlo lleva a la conclusión de que hace miles de millones de años toda la materia del Universo estaba concentrada en un volumen puntual. El propio Hubble estaba asustado por esta conclusión inmutable de su descubrimiento y consideró posible que los fotones envejecieran: una disminución de su energía y (y por lo tanto un aumento de la longitud de onda) en su camino desde las profundidades del Universo. Sin embargo, este supuesto implica una serie de consecuencias que no son consistentes ni con la teoría ni con las observaciones.
En el contexto de este superproblema, otro pasó desapercibido durante mucho tiempo. Según la teoría existente, la expansión cosmológica en un mundo homogéneo e isotrópico se produce según una ley lineal, si nos dirigimos a distancias a las que la velocidad de esta expansión del espacio supera la velocidad de las galaxias provocada por su movimiento durante la interacción gravitacional con las galaxias vecinas. . Hubble sólo tenía datos hasta distancias (en la escala moderna) de unos 20 megaparsecs (~60 mil años luz), sus galaxias más distantes eran miembros del cúmulo de galaxias en la constelación de Virgo. Sin embargo, Hubble descubrió que la velocidad de eliminación de las galaxias depende linealmente de la distancia, aunque ahora sabemos que la homogeneidad de la distribución de las galaxias en el espacio y la isotropía de sus velocidades se producen sólo en escalas de 100 a 300 megaparsecs. Y resulta que a estas distancias la constante de Hubble tiene el mismo valor que a distancias de 2 a 20 megaparsecs.
Recién en 1972, el mayor astrónomo estadounidense, Allan Sandage, alumno de Hubble, notó la naturaleza paradójica de esta circunstancia. También enfatizó la necesidad de explicar otra rareza: la presencia de cúmulos de galaxias, dentro de los cuales se mueven rápidamente, no causa una gran dispersión en la posición de las galaxias alrededor de la línea central de la dependencia del corrimiento al rojo de la distancia. En un artículo publicado en 1999, Sandage descubrió que los valores locales y globales de la constante de Hubble coincidían con una precisión de al menos el 10%.
I.D. Karachentsev y su grupo obtuvieron recientemente resultados similares basados en datos aún más precisos utilizando observaciones en el telescopio de 6 m del Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de Rusia y en el Telescopio Espacial que lleva su nombre. Hubble (Figura 4). La constante de Hubble medida por Karachentsev y otros basándose en datos de galaxias a distancias de hasta 8 megaparsecs resultó ser la misma que la obtenida con datos de las galaxias más distantes. Sandage no pudo explicar esta paradoja y concluyó que “todavía nos queda este misterio”. Es cierto que ya en 1972 sospechaba que la constancia de la expansión del Universo en todas las escalas se debía a profundas razones cosmológicas. Y fue una suposición correcta.
En los años 90, quedó claro que las supernovas de tipo Ia podían servir como “velas estándar” mucho mejores que las galaxias más brillantes en cúmulos. Se trata de estrellas que brillan con tanta intensidad durante varios días o semanas que su brillo se vuelve comparable al de toda una galaxia. El fenómeno de las supernovas de tipo Ia ocurre en sistemas cercanos que consisten en dos estrellas densas, enanas blancas, durante el intercambio de materia entre los componentes del sistema (Fig. 5).
Los intentos de utilizar supernovas de este tipo con fines cosmológicos comenzaron hace bastante tiempo, pero faltaban datos de observación. El problema era la dificultad de obtener tiempos de observación con grandes telescopios. Los comités que asignan tiempo a estos telescopios solían odiar las solicitudes de trabajo como búsquedas, seguimientos, estudios; Los grandes telescopios están diseñados para estudiar objetos únicos...
El éxito llegó a dos equipos simultáneamente en 1997. Uno de ellos se formó en 1988 en el Laboratorio Nacional que lleva su nombre. Lawrence en Estados Unidos y estaba formado principalmente por físicos; estaba encabezado por S. Perlmutter; Otro equipo de astrónomos fue dirigido en 1994 por B. Schmidt, que trabajaba en los observatorios Mount Stromlo y Siding Spring en Australia. Estos equipos obtuvieron acceso a los telescopios de 4 m de este observatorio y del Cerro Tololo, y posteriormente al Telescopio Espacial Hubble y al Telescopio Keck de 10 m en Hawaii; este último obtuvo datos espectrales (que, por cierto, mostraron que en supernovas distantes cambios espectrales similares ocurren más lentamente que en las más cercanas, otra prueba de la naturaleza Doppler del corrimiento al rojo).
Los resultados parecieron (y todavía les parecen a algunos) increíbles. Las supernovas distantes resultaron ser sistemáticamente más débiles de lo que exige la ley lineal de Hubble, lo que significa que el Universo se está expandiendo con aceleración y la constante cosmológica no es cero, sino que tiene un signo positivo (Fig. 6). S. Perlmutter dice que después de uno de sus primeros discursos anunciando el descubrimiento, un famoso físico teórico señaló que estos resultados de observación debían ser erróneos, ya que la constante cosmológica debía estar muy cerca de cero.
Sin embargo, la fiabilidad de los resultados quedó demostrada por la cercanía de las conclusiones independientes de los dos equipos, que consideraron cuidadosamente todas las posibles fuentes de error. Resultó posible tener en cuenta pequeñas diferencias en la luminosidad máxima de las supernovas basándose en el trabajo realizado en los años 1970 por Yu.P. Pskovsky (SAI MSU); estas diferencias dependen de la tasa de disminución de la el brillo de la estrella.
En octubre de 2003, un gran equipo internacional de astrónomos confirmó la conclusión de que el universo se está acelerando. Obtuvieron datos sobre 23 supernovas, incluidas 7 muy distantes, lo que nos permite decir con seguridad que la aceleración de la expansión del Universo no es aparente y que las características de las supernovas Ia no dependen de sus distancias y edades.
Expansión acelerada El Universo obliga a algunos físicos a introducir una nueva entidad, la "quintaesencia", un nuevo campo físico cuya densidad gravitacional efectiva es negativa y que, por tanto, es capaz de crear antigravedad, provocando una aceleración de la expansión del Universo. Sin embargo, los clásicos de la ciencia nos enseñan a no introducir nuevas entidades a menos que sea absolutamente necesario. El vacío cósmico, presente en todas partes, tiene la misma propiedad de presión negativa. También aparece en la física del micromundo, representando el estado de energía más bajo de los campos cuánticos. Es en él donde ocurren las interacciones de partículas elementales; La realidad del vacío físico ha sido establecida indiscutiblemente en varios experimentos.
Ahora bien, hay muchas razones para creer que el término cosmológico de las ecuaciones de Einstein describe precisamente la densidad de la energía y el vacío. Esta densidad es constante en el tiempo y el espacio, en cualquier sistema de referencia, y tiene valor positivo.
La presión del vacío es igual a la densidad con un signo menos multiplicada por el cuadrado de la velocidad de la luz y, por lo tanto, es negativa, lo que provoca la expansión acelerada del Universo, ahora descubierta a partir de datos sobre supernovas distantes.
Las propiedades del vacío nos permiten explicar la paradoja de Sandage. Él y sus coautores (Astrophys. J., V. 590, p. 256, 2003) señalan que los astrónomos rusos y finlandeses fueron los primeros en hacer esto en 2001. Según A.D. Chernin (SAI MSU), P. Teerikorpi (Observatorio de Turku) y Yu.V. Baryshev (AI Universidad Estatal de San Petersburgo) - ver el artículo de revisión de Chernin, (Uspekhi fiz. nauk, vol. 171, #11 , p. 1153, 2001) - los resultados paradójicos de Sandage y Karachentsev se explican por el hecho de que es el vacío el que determina la dinámica del Universo. La cinemática a gran escala de las galaxias (la expansión del Universo) es homogénea y regular, aunque su distribución espacial es muy irregular en los mismos volúmenes. Esto significa que la dinámica a gran escala de las galaxias está controlada por el vacío, cuya densidad comienza a exceder la densidad de la materia ya a distancias del orden de 1,5 a 2 kpc de nosotros. Su densidad es la misma en todas partes y es esto lo que determina la tasa de expansión: la constante de Hubble. El efecto dinámico del vacío no depende de los movimientos ni de la distribución de las galaxias en el espacio. Así, basándose en la explicación de la expansión acelerada del Universo por la presencia del vacío cósmico, A. Chernin y sus colegas también encontraron una explicación natural para la paradoja de Sandage. El concepto de quintaesencia sigue siendo hasta ahora inventado ad hoc: se propuso sólo porque el valor de la densidad de energía y el vacío dado por las observaciones astronómicas es incompatible con las creencias de muchos físicos.
Entonces, todo converge en el hecho de que los astrónomos pudieron medir una cantidad que los físicos habían soñado durante mucho tiempo con conocer: la densidad de energía y el vacío. El resultado fue inesperado. Se esperaba que tal cantidad fundamental tuviera algún valor distintivo, ya sea cero o determinado por la densidad de Planck, una combinación de la constante gravitacional, la velocidad de la luz y la constante de Planck, que tiene la dimensión de densidad y es 5 x 1093. g/cm3. Sin embargo, el valor de la densidad del vacío observado por los astrónomos es 122 órdenes de magnitud menor que el valor de Planck y, sin embargo, ¡no es en absoluto cero! La densidad de la energía y el vacío es aproximadamente el 70% de la densidad de toda la materia del Universo. Este resultado también se deriva de mediciones satelitales de las fluctuaciones en el fondo de la radiación cósmica de fondo de microondas. Significa que el Universo se expandirá para siempre...
Todo esto plantea problemas difíciles para la física fundamental. En un artículo de revisión en la UFN, A.D. Chernin defiende la suposición de que la naturaleza del vacío debería estar relacionada de alguna manera con la física de los procesos electrodébiles cuando la edad del mundo es de unos 10 a 12 segundos. En la era en que la temperatura del cosmos en expansión cayó a un valor correspondiente a estos procesos, quizás el último salto en el tiempo (transición de fase) ocurrió en el estado de vacío primario, lo que determinó significado moderno densidad del vacío físico cósmico.
El vacío primario es un concepto teórico del mismo nivel de fundamentalidad que los conceptos de tiempo y espacio. Se supone que su densidad debería ser cercana a la densidad de Planck. Aún no existen datos de observación que confirmen su existencia, pero son precisamente las fluctuaciones del vacío primario, según muchos teóricos, las que dan origen a muchos universos con mayor diferentes significados constantes físicas en ellos. El de estos universos cuyos parámetros (en escenario moderno!) compatible con la vida, es Nuestro Universo...
Así, el Universo está formado en un 70% por vacío y sólo un 4% por bariones, de los que se forman las estrellas y el gas. Este es también el resultado de los últimos años. El 26% restante de la densidad de energía del Universo proviene de la “materia oscura fría”, detectable (¿hasta ahora?) sólo por su campo gravitacional. Los portadores de esta masa oculta son probablemente fuerzas que interactúan débilmente y que aún son desconocidas para la física. partículas elementales. Se los busca intensamente con instrumentos ubicados en las profundidades del subsuelo. Pero ya no hay lugar para hablar de esto.
¿Pueden decir que los astrónomos se quedaron sin nada a finales del siglo XX? Pero no, subimos a otra cima del conocimiento y desde allí vimos nuevas cimas. Pudimos determinar la composición del Universo observando estrellas cuya masa es sólo aproximadamente el 1% de su masa total (Fig. 7). Este es otro triunfo de la ciencia y una prueba de que la ciencia no tendrá fin si la humanidad la apoya. ¡Y entonces no tendremos miedo de ningún desafío futuro!
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 oscilaban entre 150 y 1.800 km/s y eran, en promedio, 25 veces mayores que las velocidades conocidas de las estrellas de la Vía Láctea en ese momento. 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 valor moderno se denota 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 han confirmado que las nebulosas se distribuyen de forma más o menos uniforme en el espacio y se encuentran mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora ya no había ninguna duda de que el espacio no se limita a nuestra galaxia y sus vecinos más cercanos.
Diseñadores de moda espacial.
Eddington se interesó en los resultados de Slipher incluso antes de que finalmente se aclarara la naturaleza de las nebulosas espirales. En ese momento ya existía un modelo cosmológico que en cierto sentido predijo el efecto identificado por Slipher. Eddington pensó mucho en ello y, por supuesto, no perdió la oportunidad de darle un tono cosmológico a las observaciones del astrónomo de Arizona.
La cosmología teórica moderna comenzó en 1917 con dos artículos revolucionarios que presentaban modelos del universo basados en la relatividad general. Uno de ellos fue escrito por el propio Einstein y el otro por el astrónomo holandés Willem de Sitter.
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 nada que ver 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 en relación con el observador. Así, en la década de 1920, Eddington y otros astrónomos se preguntaron si el modelo de De Sitter tenía algo en común con la realidad reflejada en las observaciones de Slipher.
Estas sospechas se confirmaron, aunque de forma diferente. La naturaleza estática del universo de De Sitter resultó ser imaginaria, ya que estaba asociada con una elección fallida del sistema de coordenadas. Después de corregir este error, el espacio de De Sitter resultó ser plano, euclidiano, pero no estático. Gracias a la constante cosmológica antigravitacional, se expande manteniendo una curvatura cero. Debido a esta expansión, las longitudes de onda de los fotones aumentan, lo que conlleva el desplazamiento de las líneas espectrales predicho por De Sitter. Vale la pena señalar que así es como se explica hoy el desplazamiento cosmológico al rojo de las galaxias distantes.
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 sobre Francés en la revista poco leída Anales de la Sociedad Científica de Bruselas. Se cree que esta fue la razón principal por la que inicialmente pasó prácticamente desapercibida (incluso para su maestro Eddington). Es cierto que en el otoño de ese mismo año, Lemaitre pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él acerca de los resultados de Friedman. El creador de la Relatividad General no tenía objeciones técnicas, pero decididamente no creía en la realidad física del modelo de Lemetre (al igual que anteriormente no había aceptado las conclusiones de Friedman).
Gráficos de Hubble
Mientras tanto, a finales de la década de 1920, Hubble y Humason descubrieron una correlación lineal entre las distancias de 24 galaxias y sus velocidades radiales, calculadas (principalmente por Slipher) a partir de corrimientos al rojo. Hubble concluyó de esto que la velocidad radial de una galaxia es directamente proporcional a su distancia. El coeficiente de esta proporcionalidad ahora se denota 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 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!
El cielo estrellado ha sido durante mucho tiempo un símbolo de eternidad para los humanos. Sólo en los tiempos modernos la gente se dio cuenta de que las estrellas "fijas" en realidad se movían y a velocidades enormes. En el siglo 20 La humanidad se ha acostumbrado a un hecho aún más extraño: las distancias entre los sistemas estelares (galaxias no conectadas entre sí por fuerzas gravitacionales) aumentan constantemente.
Y la cuestión aquí no está en la naturaleza de las galaxias: ¡el Universo mismo se está expandiendo! Las ciencias naturales tuvieron que desprenderse de uno de sus principios fundamentales: todas las cosas cambian en este mundo, pero el mundo en su conjunto es siempre el mismo. Este puede considerarse el acontecimiento científico más importante del siglo XX.
Todo empezó cuando Albert Einstein creó la teoría general de la relatividad. Sus lecciones describen las propiedades fundamentales de la materia, el espacio y el tiempo. (“relativo” en latín suena como relativus, por eso las teorías basadas en la teoría de la relatividad de Einstein se llaman relativistas).
Después de aplicar su teoría al Universo como un sistema completo, Einstein descubrió que no existía tal solución que correspondiera a un Universo que no cambiara con el tiempo. Esto no satisfizo al gran científico.
Para lograr una solución estacionaria a sus ecuaciones, Einstein introdujo en ellas un término adicional: el llamado término lambda. Sin embargo, hasta el momento nadie ha podido encontrar ninguna base física para este plazo adicional.
A principios de los años 20, el matemático soviético A. A. Friedman resolvió las ecuaciones de la relatividad general para el Universo sin imponer condiciones de estacionariedad. Demostró que puede haber dos estados para el Universo: un mundo en expansión y un mundo en contracción. Las ecuaciones obtenidas por Friedman se utilizan para describir la evolución del Universo en la actualidad.
Todos estos argumentos teóricos no fueron conectados de ninguna manera por los científicos con el mundo real, hasta que en 1929 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó la expansión de la parte visible del Universo. Usó el efecto Doppler. Las líneas en el espectro de una fuente en movimiento se desplazan en una cantidad proporcional a la velocidad de su aproximación o retirada, por lo que la velocidad de una galaxia siempre se puede calcular a partir del cambio en la posición de sus líneas espectrales.
Allá por la segunda década del siglo XX. El astrónomo estadounidense Vesto Slifer, después de examinar los espectros de varias galaxias, notó que la mayoría de ellas tenían líneas espectrales desplazadas al rojo. Esto significaba que se alejaban de nuestra galaxia a velocidades de cientos de kilómetros por segundo.
Hubble determinó la distancia a un pequeño número de galaxias y su velocidad. De sus observaciones se desprende que cuanto más lejos está la galaxia, más rápido se aleja de nosotros. La ley según la cual la velocidad de eliminación es proporcional a la distancia se llama ley de Hubble.
¿Significa esto que nuestra galaxia es el centro desde donde se produce la expansión? Desde el punto de vista de los astrónomos, esto es imposible. Un observador en cualquier parte del Universo debería ver la misma imagen: todas las galaxias tendrían corrimientos al rojo proporcionales a sus distancias. El espacio en sí parece estar inflado.
El Universo se está expandiendo, pero no hay un centro de expansión: desde cualquier lugar la imagen de la expansión aparecerá la misma.
Si dibujas galaxias en un globo y comienzas a inflarlo, las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido se encuentren entre sí, y la única diferencia es que las galaxias dibujadas aumentan de tamaño, mientras que los sistemas estelares reales están en todas partes El universo conserva su volumen. Esto se explica por el hecho de que las estrellas que las componen están interconectadas por fuerzas gravitacionales.
El hecho de la constante expansión del Universo está firmemente establecido. ¡Las galaxias y quásares más distantes conocidos tienen un desplazamiento hacia el rojo tan grande que las longitudes de onda de todas las líneas del espectro resultan ser de 5 a 6 veces mayores que las de fuentes cercanas!
Pero si el Universo se está expandiendo, hoy lo vemos de manera diferente que en el pasado. Hace miles de millones de años, las galaxias estaban mucho más cerca unas de otras. Incluso antes, las galaxias individuales simplemente no podían existir, y aún más cerca del comienzo de la expansión ni siquiera podía haber estrellas. Esta era, el comienzo de la expansión del Universo, está a entre 12 y 15 mil millones de años de nosotros.
Las estimaciones de la edad de las galaxias son todavía demasiado cercanas para aclarar estas cifras. Pero se ha establecido de forma fiable que las estrellas más antiguas de diferentes galaxias tienen aproximadamente la misma edad. En consecuencia, la mayoría de los sistemas estelares surgieron durante un período en el que la densidad de materia en el Universo era significativamente mayor que la actual.
En la etapa inicial, todo el ser del Universo tenía tanto alta densidad que era incluso imposible de imaginar. La idea de la expansión del Universo desde un estado superdenso fue presentada en 1927 por el astrónomo belga Georges Lemaitre, y la propuesta de que la materia original era muy caliente fue expresada por primera vez por Georgy Antonovich Gamow en 1946. Posteriormente, esta hipótesis fue confirmado por el descubrimiento de la llamada radiación cósmica de fondo de microondas. Sigue siendo un eco del violento nacimiento del Universo, al que a menudo se le llama Big Bang. Pero quedan muchas preguntas. ¿Qué llevó a la formación del Universo actualmente observable, al comienzo de la Explosión? ¿Por qué el espacio tiene tres dimensiones pero el tiempo tiene una? ¿Cómo podrían aparecer objetos estacionarios (estrellas y galaxias) en el Universo en rápida expansión? ¿Qué pasó antes del comienzo? Big Bang? Los astrónomos y físicos modernos están trabajando para encontrar respuestas a éstas y otras preguntas.
material del libro "Una breve historia del tiempo" de Stephen Hawking y Leonard Mlodinow
efecto Doppler
En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de las estrellas de otras galaxias, se descubrió algo muy interesante: resultaron tener los mismos patrones característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todas estaban desplazadas hacia el extremo rojo. del espectro, y en la misma proporción. Los físicos conocen un cambio de color o de frecuencia como efecto Doppler.
Todos conocemos cómo afecta este fenómeno al sonido. Escuche el sonido de un auto que pasa. Cuando se acerca, el sonido de su motor o bocina parece más alto, y cuando el auto ya pasó y comenzó a alejarse, el sonido disminuye. Un coche de policía que avanza hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una onda, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se llama longitud de onda. Cuanto más corta es la longitud de onda, más vibraciones llegan a nuestro oído cada segundo y más alto es el tono o frecuencia del sonido.
El efecto Doppler se debe al hecho de que un coche que se aproxima, emitiendo cada cresta sucesiva onda de sonido, estará cada vez más cerca de nosotros y, como resultado, las distancias entre las crestas serán menores que si el coche estuviera parado. Esto significa que las longitudes de onda que nos llegan se vuelven más cortas y su frecuencia más alta. Por el contrario, si el coche se aleja, las longitudes de onda que captamos se vuelven más largas y su frecuencia más baja. Y cuanto más rápido se mueve el coche, más fuerte aparece el efecto Doppler, lo que permite utilizarlo para medir la velocidad.
Cuando la fuente que emite ondas se acerca al observador, la longitud de onda disminuye. A medida que la fuente se aleja, por el contrario, aumenta. Esto se llama efecto Doppler.
La luz y las ondas de radio se comportan de manera similar. La policía utiliza el efecto Doppler para determinar la velocidad de los coches midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada en ellos. La luz son vibraciones u ondas de un campo electromagnético. La longitud de onda de la luz visible es extremadamente pequeña: de cuarenta a ochenta millonésimas de metro. El ojo humano percibe diferentes longitudes de onda de luz como diferentes colores, con las longitudes de onda más largas en el extremo rojo del espectro y las más cortas en el extremo azul. Ahora imaginemos una fuente de luz ubicada a una distancia constante de nosotros, como una estrella, que emite ondas de luz de una determinada longitud de onda. La longitud de las ondas registradas será la misma que las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comienza a alejarse de nosotros. Al igual que con el sonido, esto hará que la longitud de onda de la luz aumente, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.
Expansión del Universo
Habiendo demostrado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes trabajó para determinar las distancias a ellas y observar sus espectros. En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían aleatoriamente y esperaban que el número de espectros desplazados hacia el azul fuera aproximadamente el mismo que el número de espectros desplazados hacia el rojo. Por lo tanto, fue una completa sorpresa descubrir que los espectros de la mayoría de las galaxias muestran un desplazamiento hacia el rojo: ¡casi todos los sistemas estelares se están alejando de nosotros! Aún más sorprendente fue el hecho descubierto por Hubble y hecho público en 1929: el corrimiento al rojo de las galaxias no es aleatorio, sino directamente proporcional a su distancia a nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se deduce que el Universo no puede ser estático, sin cambios en tamaño, como se pensaba anteriormente. En realidad, se está expandiendo: la distancia entre galaxias crece constantemente.
La comprensión de que el Universo se está expandiendo produjo una verdadera revolución en la mente, una de las más grandes del siglo XX. En retrospectiva, puede parecer sorprendente que nadie hubiera pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes debieron darse cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento estuviera inmóvil, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su compresión. Incluso si el Universo se expandiera relativamente lentamente, la gravedad acabaría por poner fin a su expansión y provocaría que se contrajera. Sin embargo, si la tasa de expansión del Universo es mayor que cierto punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerla y el Universo continuará expandiéndose para siempre.
Aquí hay un vago parecido con un cohete que se eleva desde la superficie de la Tierra. A una velocidad relativamente baja, la gravedad eventualmente detendrá el cohete y comenzará a caer hacia la Tierra. Por otro lado, si la velocidad del cohete es superior a la crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.
En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell Telephone de Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible. (Las microondas son radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor estuviera detectando más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de fallo, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido se diferenciaba en que se grababa las 24 horas del día durante todo el año, independientemente de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y su revolución alrededor del Sol. Dado que el movimiento de la Tierra dirigía el receptor hacia diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido procedía del más allá. sistema solar e incluso desde fuera de la Galaxia. Parecía venir por igual de todas las direcciones del espacio. Ahora sabemos que, independientemente de hacia dónde apunte el receptor, este ruido permanece constante, salvo variaciones insignificantes. Entonces Penzias y Wilson tropezaron accidentalmente con un ejemplo sorprendente de que el Universo es el mismo en todas las direcciones.
¿Cuál es el origen de este ruido cósmico de fondo? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson investigaban el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron por las microondas. Estudiaron la propuesta de George Gamow de que en las primeras etapas de su desarrollo el Universo era muy denso y candente. Dick y Peebles creían que si esto fuera cierto, entonces deberíamos poder observar el brillo del Universo temprano, ya que recién ahora llega a nosotros la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz debería desplazarse tanto hacia el extremo rojo del espectro que pasará de radiación visible a radiación de microondas. Dick y Peebles se estaban preparando para buscar esta radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que ya la habían encontrado. Por este hallazgo, Penzias y Wilson fueron premiados premio Nobel(lo que parece algo injusto para Dick y Peebles, por no hablar de Gamow).
A primera vista, el hecho de que el Universo parezca igual en cualquier dirección sugiere que ocupamos un lugar especial en él. En particular, puede parecer que, dado que todas las galaxias se alejan de nosotros, entonces debemos estar en el centro del Universo. Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el Universo puede tener el mismo aspecto en todas direcciones, incluso visto desde cualquier otra galaxia.
Todas las galaxias se están alejando unas de otras. Esto recuerda a la extensión de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la bola, aumentan las distancias entre dos puntos cualesquiera, pero ninguno de los puntos puede considerarse el centro de expansión. Además, si el radio del globo crece constantemente, cuanto más separados estén los puntos en su superficie, más rápido se alejarán a medida que se expandan. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo. Luego, dos puntos, inicialmente separados por una distancia de un centímetro, después de un segundo ya estarán separados por dos centímetros (medidos a lo largo de la superficie del globo), de modo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo. Por otro lado, un par de puntos que estaban separados por diez centímetros, un segundo después de que comience la expansión, se separarán veinte centímetros, de modo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo. La velocidad a la que dos galaxias cualesquiera se alejan una de otra es proporcional a la distancia entre ellas. Por lo tanto, el corrimiento al rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia a nosotros; esta es la misma dependencia que descubrió más tarde Hubble. El físico y matemático ruso Alexander Friedman en 1922 logró proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones de Hubble; su trabajo permaneció casi desconocido en Occidente hasta que en 1935 un modelo similar fue propuesto por el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Walker. , siguiendo los pasos del descubrimiento de la expansión del Universo por parte de Hubble.
Debido a la expansión del Universo, las galaxias se están alejando unas de otras. Con el tiempo, la distancia entre islas estelares distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como lo hacen las manchas en un globo que se infla. Por tanto, para un observador de cualquier galaxia, la velocidad a la que se aleja otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos se encuentra.
Tres tipos de expansión del Universo
La primera clase de soluciones (la que encontró Friedman) supone que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre galaxias se desacelere gradualmente y finalmente la detenga. Después de esto, las galaxias comienzan a acercarse y el Universo comienza a encogerse. Según la segunda clase de soluciones, el Universo se está expandiendo tan rápidamente que la gravedad sólo frenará ligeramente el retroceso de las galaxias, pero nunca podrá detenerlo. Finalmente, existe una tercera solución, según la cual el Universo se está expandiendo a la velocidad justa para evitar el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias es cada vez menor, pero nunca llega a cero.
Una característica sorprendente del primer modelo de Friedman es que en él el Universo no es infinito en el espacio, pero al mismo tiempo no hay límites en ninguna parte del espacio. La gravedad es tan fuerte que el espacio colapsa y se cierra sobre sí mismo. Esto es hasta cierto punto similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene fronteras. Si te mueves por la superficie de la Tierra en una determinada dirección, nunca te encontrarás con una barrera insuperable ni con el fin del mundo, pero al final volverás al punto de partida. En el primer modelo de Friedman, el espacio está organizado exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, en lugar de dos, como en el caso de la superficie terrestre. La idea de que se puede dar la vuelta al Universo y regresar al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no tiene significado práctico, ya que, como se puede demostrar, el Universo se reducirá hasta un punto antes de que el viajero regrese al comienzo de su viaje. viaje. El universo es tan grande que necesitas moverte más rápido que la luz para terminar tu viaje donde comenzaste, y esas velocidades están prohibidas (según la teoría de la relatividad). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente. Y sólo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio es curvo en las proximidades de cuerpos masivos).
¿Qué modelo de Friedman describe nuestro Universo? ¿Se detendrá alguna vez la expansión del Universo y será reemplazada por la compresión, o el Universo se expandirá para siempre?
Resultó que responder a esta pregunta es más difícil de lo que los científicos pensaban inicialmente. Su solución depende principalmente de dos cosas: la tasa de expansión del Universo actualmente observada y su densidad promedio actual (la cantidad de materia por unidad de volumen de espacio). Cuanto mayor sea la tasa de expansión actual, mayor será la gravedad y, por tanto, la densidad de la materia necesaria para detener la expansión. Si la densidad media está por encima de un cierto valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitacional de la materia puede detener la expansión del Universo y hacer que se contraiga. Este comportamiento del Universo corresponde al primer modelo de Friedman. Si la densidad media es inferior a un valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad media del Universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del Universo se ralentizará para siempre, acercándose cada vez más a un estado estático, pero sin alcanzarlo nunca. Este escenario corresponde al tercer modelo de Friedman.
Entonces ¿qué modelo es el correcto? Podemos determinar la tasa actual de expansión del Universo si medimos la velocidad a la que otras galaxias se alejan de nosotros mediante el efecto Doppler. Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen muy bien, ya que sólo podemos medirlas indirectamente. Por tanto, sólo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Nuestro conocimiento de la densidad media actual del Universo es aún más vago. Entonces, si sumamos las masas de todas las estrellas visibles en nuestra galaxia y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del Universo, incluso con la estimación más baja de la tasa de expansión.
Pero eso no es todo. Nuestra galaxia y otras 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 estrellas en la periferia de galaxias espirales como vía Láctea. Estas estrellas orbitan sus galaxias demasiado rápido como para mantenerse en órbita únicamente por la atracción gravitacional de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias forman parte de cúmulos y, de manera similar, podemos inferir la presencia de materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos a partir de su efecto sobre el movimiento de las galaxias. De hecho, la cantidad de materia oscura en el Universo supera con creces la cantidad de materia ordinaria. Si incluimos toda la materia oscura, obtenemos aproximadamente una décima parte de la masa necesaria para detener la expansión.
Sin embargo, no podemos excluir la existencia de otras formas de materia, aún desconocidas para nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media. Por ejemplo, existen partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.
En los últimos años, diferentes grupos de investigadores han estado estudiando las pequeñas ondas en el fondo de microondas que descubrieron Penzias y Wilson. El tamaño de estas ondas puede servir como indicador de la estructura a gran escala del Universo. ¡Su carácter parece indicar que, después de todo, el Universo es plano (como en el tercer modelo de Friedmann)! Pero como la cantidad total de materia ordinaria y oscura no es suficiente para esto, los físicos postularon la existencia de otra sustancia aún no descubierta: la energía oscura.
Y como para complicar aún más el problema, observaciones recientes han demostrado que La expansión del Universo no se frena, sino que se acelera. ¡Al contrario de todos los modelos de Friedman! Esto es muy extraño, ya que la presencia de materia en el espacio (alta o baja densidad) sólo puede frenar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que recoge energía en lugar de disiparla después de explotar. ¿Qué fuerza es responsable de la acelerada expansión del espacio? Nadie tiene una respuesta confiable a esta pregunta. Sin embargo, después de todo, es posible que Einstein tuviera razón cuando introdujo la constante cosmológica (y su correspondiente efecto antigravedad) en sus ecuaciones.
La expansión del universo podría haberse predicho en cualquier momento del siglo XIX o XVIII e incluso a finales del siglo XVII. Sin embargo, la creencia en un Universo estático era tan fuerte que el engaño conservó su poder sobre las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein confiaba tanto en la naturaleza estática del Universo que en 1915 hizo una enmienda especial a la teoría general de la relatividad agregando artificialmente a las ecuaciones un término especial, llamado constante cosmológica, que aseguraba la naturaleza estática del Universo.
La constante cosmológica se manifestó como la acción de una determinada fuerza nueva: la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía ninguna fuente específica, sino que era simplemente una propiedad integral inherente al tejido del espacio-tiempo. Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo exhibió una tendencia innata a expandirse. Eligiendo el valor de la constante cosmológica, Einstein podría variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda pudo equilibrar con precisión la atracción mutua de toda la materia existente y obtener como resultado un Universo estático.
Más tarde, Einstein rechazó la idea de una constante cosmológica y admitió que era su “mayor error”. Como veremos pronto, hoy en día existen razones para creer que, después de todo, Einstein pudo haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero lo que más debió entristecer a Einstein fue que permitió que su creencia en un universo estacionario eclipsara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicha por su propia teoría. Sólo una persona parece haber visto esta consecuencia de la relatividad general y haberla tomado en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban cómo evitar la naturaleza no estática del Universo, el físico y matemático ruso Alexander Friedman, por el contrario, insistía en que se estaba expandiendo.
Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el Universo: que se ve igual sin importar en qué dirección miremos, y que esta suposición es cierta sin importar desde qué parte del Universo miremos. Basándose en estas dos ideas y resolviendo las ecuaciones de la relatividad general, demostró que el Universo no puede ser estático. Así, en 1922, varios años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, ¡Friedman predijo con precisión la expansión del Universo!
Hace siglos, la Iglesia cristiana lo habría considerado herético, ya que la doctrina de la iglesia postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo. Pero hoy aceptamos la suposición de Friedman casi por la razón opuesta, por una especie de modestia: ¡nos parecería absolutamente sorprendente si el Universo fuera igual en todas las direcciones sólo para nosotros, pero no para otros observadores del Universo!
El universo se está expandiendo. Pero en cierto sentido, la expansión aún no se ha observado directamente: los teóricos están construyendo varios modelos para describirla, pero no vemos cómo los objetos espaciales en tiempo real se alejan cada vez más.
Es necesario mejorar mucho la precisión de las observaciones y, con la tecnología actual, tendremos que esperar siglos, o al menos décadas, para acumular datos que ilustren este proceso.
Para construir un modelo que demuestre la expansión del Universo, normalmente comparamos el Universo en expansión con un globo inflado. Al mismo tiempo, asumimos que toda la "área de observación" está disponible para nosotros en su totalidad y en un instante. De hecho, cuanto más distante observamos una galaxia, más tiempo tarda su luz en llegar a la retina de nuestros ojos. En consecuencia, en el momento de la emisión de esta luz, la galaxia parecía estar en la superficie de una bola “menos inflada”. Las galaxias más distantes que hemos observado son visibles en un momento en que la “bola” era muy pequeña. Así, debido a la velocidad finita de la luz, vemos una imagen muy distorsionada del mundo que nos rodea.
Una característica especial de este modelo del Universo en expansión es una especie de "mirada desde fuera". Es como si miráramos desde una dimensión “extra”, y además vemos todo a la vez, observando los procesos utilizando un único “reloj cósmico”, es decir, cubrimos todo el Universo a la vez, recibiendo información a una velocidad infinita. Esta "visión de Dios" es inaccesible al observador ordinario.
Estamos en la Tierra, dentro del Universo. Las señales nos llegan a una velocidad finita: la velocidad de la luz. Por lo tanto, vemos objetos distantes como eran en un pasado lejano. En astronomía, el corrimiento al rojo es un desplazamiento del espectro hacia el rojo. Este fenómeno puede ser una expresión del efecto Doppler, el corrimiento al rojo gravitacional o combinaciones de los mismos. Tanto el corrimiento al rojo cosmológico causado por la expansión del espacio en el Universo como el corrimiento al rojo (o violeta) asociado con el efecto Doppler debido al movimiento propio de las galaxias contribuyen al desplazamiento de las líneas en los espectros galácticos.
Tras el descubrimiento del corrimiento al rojo en los espectros de galaxias distantes, se sugirió que era causado por algo así como la "fatiga del viaje": algún proceso desconocido hace que los fotones pierdan energía a medida que se alejan de la fuente de luz y, por lo tanto, "se vuelvan rojos".
Pero esta hipótesis no concuerda con las observaciones. Por ejemplo, cuando una estrella explota como supernova, brilla y luego se oscurece. Las supernovas de tipo 1a, utilizadas para determinar distancias a las galaxias, tienen un tiempo de desintegración de unas dos semanas. Durante este periodo de tiempo se emite una determinada cantidad de fotones. La hipótesis de la "fatiga" dice que durante el viaje perderán energía, pero el observador seguirá viendo una corriente de fotones que durará dos semanas. En un espacio en expansión, no sólo se "estiran" los propios fotones (por lo que pierden energía), sino también su flujo. Por lo tanto, se necesitan más de dos semanas para que todos “lleguen” a la Tierra.
Hay dos problemas con la distancia en cosmología: todo está ubicado muy lejos el uno del otro y se mueve rápidamente. Mientras la luz llegue al observador desde la fuente, su distancia cambiará mucho. Al mismo tiempo, la distancia a los objetos "en este momento" no se puede medir directamente, ya que este procedimiento requiere un tiempo finito (y, en general, bastante largo) asociado con la propagación de la señal: simplemente no vemos los objetos distantes como lo son en este momento. Esto complica todo porque, a partir de la experiencia cotidiana, estamos acostumbrados a imaginar todo "como es ahora". En cosmología, sólo podemos calcular distancias y velocidades "ahora mismo" dentro del marco de un determinado modelo, u obtenerlas de alguna "forma indirecta", pero sin utilizar métodos modernos observaciones.
A medida que el Universo se expande, su región observable tiene ahora un radio de más de 14 mil millones de años luz. A medida que la luz viaja, el espacio que atraviesa se expande. Cuando llega a nosotros, la distancia a la galaxia que lo emitió se vuelve mayor que la calculada simplemente a partir del tiempo de “viaje” del fotón (aproximadamente el segundo).
Mucha gente recuerda los acontecimientos de ayer mejor que anteayer, pero no recuerdan en absoluto lo ocurrido hace una semana. Pero algunos recuerdos de la infancia y la juventud brillan para ellos, como si todo hubiera sucedido ayer. Si tomamos una galaxia como la nuestra, resulta que hasta cierta distancia (¡y cuando miramos objetos distantes, estamos mirando hacia el pasado!) parecerá cada vez más pequeña. Pero entonces... ¡he aquí! - el tamaño visible comenzará a aumentar. Esto se debe a que la luz de la galaxia observada fue emitida cuando el Universo era joven, cuando estábamos mucho más cerca. En consecuencia, la distancia angular a los objetos distantes cambia de la misma manera extraña. El ángulo entre los rayos de luz no cambia a medida que se propagan en un universo "plano". Por lo tanto, la distancia angular a un objeto espacial depende únicamente de qué tan lejos se encontraba en el momento de la emisión.
La distancia adecuada es la distancia física entre objetos. Cambia de acuerdo con la expansión del Universo. La distancia, que suele mencionarse en todos los artículos y noticias, es igual al camino recorrido por la luz desde la fuente desde el momento de la emisión. Es aproximadamente igual al suyo a distancias relativamente cortas, donde durante la propagación de la señal el Universo no tuvo tiempo de expandirse notablemente. Las coordenadas que las acompañan están ligadas a una cuadrícula de coordenadas que se expande junto con la expansión del Universo. La posición de los objetos con respecto a él permanece sin cambios, mientras que las distancias apropiadas entre ellos aumentan de acuerdo con el cambio en el factor de escala. Es importante que la distancia angular sea igual a la distancia intrínseca en el momento de la emisión de radiación.
Hasta ahora, el horizonte se ha elevado como "la línea donde la tierra se encuentra con el cielo". A medida que mejoró nuestra comprensión del Universo, en el vocabulario de los científicos comenzaron a aparecer cada vez más "horizontes" que no era posible alcanzar (aunque sólo fuera porque la velocidad máxima posible en nuestro mundo está limitada por la velocidad de la luz). El horizonte de partículas es una esfera en expansión, cuyo radio está determinado por la distancia a la fuente más distante, en principio observable en un momento dado (estamos hablando de la propia distancia al objeto en el momento de recibir el fotón). , y no en el momento de la emisión). Tal horizonte no puede definirse como la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo transcurrido desde que comenzó la expansión, ya que mientras el fotón viaja, el universo se expande. Pero si hablamos de partículas como galaxias que surgieron en algún momento no demasiado temprano de la evolución del universo, entonces ese horizonte también se encontrará en los modelos de aceleración. También existe en nuestro Universo. La distancia al horizonte de sucesos es la distancia (actualmente) a la partícula que nuestra señal luminosa enviada en este momento puede alcanzar. Observamos galaxias con un corrimiento al rojo de alrededor de 1,8. La luz de estas galaxias tarda 10 mil millones de años en llegar hasta nosotros.
En el momento de la emisión, se encontraban a 5.700 millones de años luz de nosotros (su propia distancia en el momento de la emisión). Ahora están a 16,1 mil millones de años luz de distancia (su propia distancia en este momento), y la señal que les enviamos nunca les llegará a menos que la dinámica del Universo cambie fundamentalmente en el futuro. Por el contrario, nunca veremos los acontecimientos que tienen lugar en ellos ahora.
Resulta que la distancia al horizonte de sucesos corresponde a la distancia a tales galaxias en este momento, ¡pero ahora las vemos como eran en el pasado distante! En este sentido, no veremos el horizonte de sucesos, pero podemos decir que su posición corresponde a situación actual galaxias observadas por nosotros con un corrimiento al rojo de 1,8. Según la ley de Hubble, la velocidad con la que los objetos distantes se alejan es directamente proporcional a sus distancias. Aquí estamos hablando de la tasa de cambio de la propia distancia en el momento actual.
La distancia a la que la velocidad de retroceso es igual a la velocidad de la luz se llama "esfera de Hubble". Hay fuentes que, tanto en el momento de la emisión como en el momento actual, se encuentran fuera de sus límites, es decir, su velocidad de escape es superior a la velocidad de la luz tanto entonces como ahora.
En el modelo cosmológico actual (con una contribución de energía oscura de aproximadamente el 70%), todas las fuentes observadas con un corrimiento al rojo superior a aproximadamente 1,5 se están alejando de nosotros más rápido que la velocidad de la luz. Es decir, las velocidades relativas de puntos ubicados a grandes distancias entre sí no están limitadas por la velocidad de la luz.
En un universo estacionario hipotético con un comienzo en el tiempo, el horizonte de partículas es una esfera que se expande a la velocidad de la luz. Si, 5 mil millones de años después de la “creación” de este mundo, aparece un observador en una de las galaxias, para él este horizonte de partículas resultará ser una esfera con un radio de 5 mil millones de años luz. Dentro de otros mil millones de años, su radio será de 6 mil millones de años luz, etc.
Imaginemos el primer fotón emitido en el “tiempo cero”. A su velocidad de movimiento, igual a la velocidad de la luz, se le suma la velocidad de expansión del espacio. Durante la existencia del Universo, este fotón se alejó del lugar de su emisión a una distancia de 46 mil millones de años luz (voló unos 13,7 mil millones de años luz “por sí solo”, el resto debido a la expansión del Universo). Así, sin tener en cuenta el ritmo de expansión, le habrían llevado 46 mil millones de años cubrir tal distancia. CMB se originó cuando el Universo tenía 380 mil años. El corrimiento al rojo que lo acompaña es 1089. Hoy en día, la distancia adecuada a la fuente que emitió esta radiación es de casi 46 mil millones de años luz.
El observador sólo puede ver una parte finita de su mundo. No nos es posible saber cómo es el Universo más allá del horizonte actual de partículas. Si el espacio continúa expandiéndose a un ritmo acelerado, incluso en un futuro lejano será imposible comprobar cómo se ve el Universo más allá del horizonte de partículas. Y nuestros telescopios no pueden "mirar" la época en la que el espacio exterior estaba lleno de plasma y no contenía fotones libres.
Basado en material de Sergei Popov y Alexey Toporensky, preparado por Sergei RYABOSHAPKO, Samara
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