El Big Bang y el universo en expansión. Como 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 llegó a una idea muy profunda de que el espacio puede ser curvo, y no el mismo en diferentes puntos, y que su curvatura puede cambiar con el tiempo. Incluso admitió que tales cambios están relacionados de alguna manera con el movimiento de la materia. Ambas ideas formaron la base de la teoría general de la relatividad muchos años después. 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 astrospectrografía proporcionó la primera información sobre la expansión del Universo. En 1886, el astrónomo inglés William Huggins notó que las longitudes de onda de la luz de las estrellas estaban ligeramente desplazadas en comparación con los espectros terrestres de los mismos elementos. Con base 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. Tales observaciones hacen posible rastrear el movimiento de un objeto espacial.

Un cuarto de siglo después, Westo Slifer, un empleado del Observatorio Flagstaff en Arizona, aprovechó esta oportunidad de una nueva manera, quien desde 1912 estudió 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, Slifer estudió la nebulosa de Andrómeda y, utilizando la fórmula Doppler-Fizo, llegó a la conclusión de que se acercaba a la Tierra 300 km por segundo.

En 1917 publicó datos sobre las velocidades radiales de 25 nebulosas, que mostraban una importante asimetría en sus direcciones. Solo cuatro nebulosas se acercaban al Sol, el resto se alejaba (y algunas muy rápidamente).

Slipher no buscaba la fama ni publicitar sus resultados. Por lo tanto, se dieron a conocer en los círculos astronómicos solo cuando el famoso astrofísico británico Arthur Eddington les prestó atención.

En 1924, publicó una monografía sobre la teoría de la relatividad, que incluía una lista de las velocidades radiales de 41 nebulosas encontradas por Slifer. Las mismas cuatro nebulosas de desplazamiento hacia el azul estaban presentes allí, mientras que las otras 37 tenían sus líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. Sus velocidades radiales variaban entre 150 y 1800 km/s y, en promedio, eran 25 veces más altas que las velocidades de las estrellas de la Vía Láctea conocidas en ese momento. Esto sugirió que las nebulosas están involucradas en otros movimientos además 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 un 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 islas). 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, quien trabajó en un telescopio reflector de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson de California. En 1923-1924 descubrió que la Nebulosa de Andrómeda está formada por muchos objetos luminosos, entre los que se encuentran estrellas variables de la familia Cefeida. Entonces ya se sabía que el período de cambio de su brillo aparente está relacionado con la luminosidad absoluta, por lo que las Cefeidas son adecuadas para calibrar distancias cósmicas. Con su ayuda, Hubble estimó la distancia a Andrómeda en 285 000 parsecs (según datos modernos, es de 800 000 parsecs). Entonces se creía que el diámetro de la Vía Láctea era aproximadamente igual a 100.000 parsecs (de hecho, es tres veces más pequeño). De esto se deduce que Andrómeda y la Vía Láctea deben considerarse cúmulos estelares independientes. Pronto Hubble identificó dos galaxias independientes más, lo que finalmente confirmó la hipótesis de los "universos islas".

leyes de Hubble

Edwin Hubble encontró empíricamente una proporcionalidad aproximada entre los desplazamientos al rojo y las distancias galácticas, que convirtió en una proporcionalidad entre velocidades y distancias utilizando la fórmula Doppler-Fizeau. Así que estamos tratando con dos patrones diferentes aquí.

Hubble no sabía cómo se relacionaban estos patrones entre sí, pero ¿qué dice la ciencia actual al respecto?

Como mostró Lemaitre, la correlación lineal entre los desplazamientos hacia el rojo cosmológicos (causados ​​por la expansión del Universo) y las distancias no es absoluta. En la práctica, se observa bien solo para compensaciones inferiores a 0,1. Por tanto, la ley empírica de Hubble no es exacta, sino aproximada, y la fórmula Doppler-Fizo es válida solo para pequeños desplazamientos del espectro.

Y aquí hay una ley teórica que relaciona la velocidad radial de los objetos distantes con la distancia a ellos (con un coeficiente de proporcionalidad en la forma del parámetro de Hubble V = alta definición), es válido para cualquier corrimiento al rojo. Sin embargo, la velocidad incluida en él V- para nada 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 las galaxias y los cúmulos de galaxias, que se debe a la expansión del universo. Solo seríamos capaces de medirlo si pudiéramos detener la expansión del Universo, estirar instantáneamente cintas métricas entre galaxias, leer las distancias entre ellas y dividirlas en intervalos de tiempo entre mediciones. Naturalmente, las leyes de la física no lo permiten. Por lo tanto, los cosmólogos prefieren usar el parámetro de Hubble H en otra fórmula, donde aparece el factor de escala del Universo, que simplemente describe el grado de su expansión en diferentes épocas del espacio (como 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, que nos llegó con un corrimiento al rojo cosmológico z, lo dejó cuando todas las distancias cosmológicas estaban en 1 + z veces menor que en nuestra era. Obtener información adicional sobre esta galaxia, como su distancia actual o la velocidad con la que se aleja de la Vía Láctea, solo es posible con la ayuda de un modelo cosmológico específico. Por ejemplo, en el modelo de Einstein-de Sitter, una galaxia con z= 5 se aleja de nosotros a una velocidad igual a 1.1 Con(velocidad de la luz). ¿Qué pasa si comete el error común y simplemente llama V/C y z, entonces esta velocidad será cinco veces la velocidad de la luz. La discrepancia, como vemos, es grave.

Para ser justos, cabe señalar que dos años antes del Hubble, el astrónomo estonio Ernst Opik calculó la distancia a Andrómeda, cuyo resultado, 450.000 parsecs, estaba más cerca del 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" (utilizó este término 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, los nuevos datos confirmaron que las nebulosas están distribuidas de manera más o menos uniforme en el espacio y están ubicadas mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora ya no quedaba 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 la aclaración final de la naturaleza de las nebulosas espirales. Para entonces ya existía un modelo cosmológico que, en cierto sentido, predecía el efecto identificado por Slifer. Eddington pensó mucho en ello y, por supuesto, no desaprovechó la oportunidad para darle un sonido 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 mismo Einstein, el otro por el astrónomo holandés Willem de Sitter.

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

El modelo de Einstein hizo posible calcular el tamaño del universo, la cantidad total de materia e incluso el valor de la constante cosmológica. Para esto, solo se necesita la densidad promedio de la materia cósmica, que, en principio, se puede determinar a partir de las observaciones. No es casualidad que este modelo fuera admirado por Eddington y utilizado en la práctica por Hubble. Sin embargo, está arruinado 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 lo tanto, tal 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. La constante cosmológica de Einstein está presente en él, pero la materia está completamente ausente. Cuando se introducen partículas de prueba de masa arbitrariamente pequeña, se dispersan y van al infinito. Además, el tiempo en la periferia del universo de De Sitter fluye más lentamente que en su centro. Debido a esto, desde grandes distancias, las ondas de luz llegan con un desplazamiento hacia el rojo, incluso si su fuente es estacionaria en relación con el observador. Entonces, en la década de 1920, Eddington y otros astrónomos se preguntaron si el modelo de De Sitter tenía algo que ver con la realidad reflejada en las observaciones de Slifer.

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

Coordenadas relacionadas

En los cálculos cosmológicos, es conveniente utilizar sistemas de coordenadas comóviles que se expanden al unísono con la expansión del universo.

En el modelo idealizado, donde las galaxias y los cúmulos de galaxias no participan en ningún movimiento propio, sus coordenadas de comovimiento no cambian. Pero la distancia entre dos objetos en un momento dado es igual a su distancia constante en coordenadas comóviles, multiplicada por la magnitud del factor de escala para ese momento. Esta situación se puede ilustrar fácilmente en un globo inflable: la latitud y longitud de cada punto no cambia, y la distancia entre cualquier par de puntos aumenta al aumentar el radio.

El uso de coordenadas comomóviles ayuda a comprender las profundas diferencias entre la cosmología de un universo en expansión, la relatividad especial y la física newtoniana. Entonces, 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 comomóviles es absoluta y, en principio, puede confirmarse mediante observaciones.

La teoría especial de la relatividad describe los procesos en el espacio-tiempo, a partir de los cuales es posible aislar componentes espaciales y temporales usando transformaciones de Lorentz en un número infinito de formas. El espacio-tiempo cosmológico, por el contrario, se descompone naturalmente en un espacio curvo en expansión y un solo tiempo cósmico. En este caso, la velocidad de recesión de galaxias lejanas puede superar muchas veces la velocidad de la luz.

De la estadística a la dinámica

La historia de las teorías cosmológicas abiertamente no estáticas comienza con dos artículos físico soviético Alexander Fridman, publicado en revista alemana Piel Zeitschrift Physik en 1922 y 1924. Friedman calculó modelos de los universos con curvaturas positivas y negativas variables en el tiempo, que se convirtieron en el fondo dorado de la cosmología teórica. Sin embargo, estos trabajos apenas fueron notados por los contemporáneos (Einstein al principio incluso consideró que el primer artículo de Friedman era matemáticamente erróneo). El propio Friedman creía que la astronomía aún no disponía de un arsenal de observaciones para decidir cuál de los modelos cosmológicos es más acorde con la realidad, y por ello se limitó a las matemáticas puras. Quizás habría actuado de manera diferente si hubiera leído los resultados de Slipher, pero esto no sucedió.

Georges Lemaitre, el más grande cosmólogo de la primera mitad del siglo XX, pensaba de otra manera. En su casa, en Bélgica, defendió su disertación en matemáticas, y luego, a mediados de la década de 1920, estudió astronomía -en Cambridge con Eddington y en el Observatorio de Harvard con Harlow Shapley (durante una estancia en EE. UU., donde preparó una segunda disertación en MIT, conoció a Slipher y Hubble). Allá por 1925, Lemaitre fue el primero en demostrar que la naturaleza estática del modelo de De Sitter es imaginaria. Al regresar a su tierra natal como profesor de la Universidad de Lovaina, Lemaitre construyó el primer modelo de un universo en expansión con una clara justificación astronómica. Sin exagerar, este trabajo se ha convertido en un avance revolucionario en la ciencia espacial.

revolución universal

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

Lemaitre, de regreso en los EE. UU., sugirió que los desplazamientos hacia el 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 factor de proporcionalidad depende solo del tiempo y transmite información sobre la tasa actual de expansión del Universo. Dado que de la fórmula Doppler-Fizeau se deducía que la velocidad radial de una galaxia es proporcional a su corrimiento al rojo, Lemaitre concluyó que esta velocidad también es proporcional a su distancia. Tras analizar las velocidades y distancias de 42 galaxias de la lista de Hubble y teniendo en cuenta la velocidad intragaláctica del Sol, estableció los valores de los coeficientes de proporcionalidad.

trabajo invisible

Lemaitre publicó su trabajo en 1927 en francés en la revista poco leída Annals of the Brussels Scientific Society. Se cree que esta fue la razón principal por la que inicialmente pasó casi desapercibida (incluso por su maestro Eddington). Cierto, en el otoño de ese año, Lemaitre pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él acerca de los resultados de Friedmann. El creador de la relatividad general no tenía objeciones técnicas, pero resueltamente no creía en la realidad física del modelo de Lemaître (al igual que no había aceptado antes las conclusiones de Friedmann).

Gráficos de Hubble

Mientras tanto, a fines de la década de 1920, Hubble y Humason descubrieron una correlación lineal entre las distancias de hasta 24 galaxias y sus velocidades radiales calculadas (principalmente por Slifer) a partir de los desplazamientos al rojo. Hubble concluyó de esto que la velocidad radial de una galaxia es directamente proporcional a su distancia. El coeficiente de esta proporcionalidad ahora se denota H 0 y se denomina parámetro de Hubble (según los últimos datos, es ligeramente superior a 70 (km/s)/megaparsec).

El artículo de Hubble con una relación lineal entre las velocidades galácticas y las distancias se publicó a principios de 1929. Un año antes, un joven matemático estadounidense, Howard Robertson, siguió a Lemaitre al derivar esta dependencia de un modelo de un universo en expansión, que Hubble pudo haber conocido. Sin embargo, este modelo no fue mencionado directa o indirectamente en su famoso artículo. 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 su interpretación específica. 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 lo tanto, con todo respeto a Hubble, no hay razón para considerarlo el descubridor de la expansión del Universo.

¡Y sin embargo se está expandiendo!

Sin embargo, Hubble allanó el camino para el reconocimiento de la expansión del universo y el modelo de Lemaitre. 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, por sugerencia de Eddington, Lemaitre tradujo al inglés su artículo (con pequeños cortes) para el Boletín mensual de la Royal Astronomical Society. En el mismo año, Einstein estuvo de acuerdo con las conclusiones de Lemaitre, 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 simplicidad, ha sido muy popular entre los cosmólogos durante mucho tiempo.

En el mismo 1931, Lemaitre publicó una breve (y sin matemáticas) descripción 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, lo que provocó que el universo entrara en un estado constante de expansión acelerada con el tiempo. 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 asombroso cuánto se adelantó a su tiempo 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 con su entendimiento extendió los cielos"

Jeremías 10:12

En el curso del desarrollo de la ciencia, muchos científicos comenzaron a buscar una oportunidad para excluir a Dios de sus puntos de vista como la Primera Causa del universo. Como resultado de esto, han aparecido 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 fundamentación de 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 con los que algunos científicos están tratando de probar esta teoría. Los científicos evolutivos, 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 argumentan midiendo la velocidad de otras galaxias que se alejan de nuestra galaxia usando el efecto Doppler, y también por el hecho de que conocen la velocidad en porcentaje, sobre lo que dice Stephen Hawking: “Por lo tanto, solo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10 % por mil millones de años. (S. Hawking "La historia más corta del tiempo" trans. L. Mlodinov, p. 38). Sin embargo, aquí surgen interrogantes: ¿cómo se obtuvo este porcentaje, y quién y cómo realizó este estudio? Stephen Hawking no explica esto, pero lo dice como un hecho. Habiendo investigado este tema, recibimos información de que hoy en día, para medir la velocidad de retroceso de las galaxias, se utiliza la ley de Hubble, utilizando la teoría del “Redshift”, que a su vez se basa en el Efecto Doppler. Veamos cuáles son estos conceptos:

La ley de Hubble es la ley que relacionacorrimiento al rojo de las galaxiasy su distancia de forma lineal. Esta ley tiene la forma: cz = H 0 D, donde z es el corrimiento al rojo de la galaxia; H0 - 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.

Corrimiento al rojo -cambio 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 gravitatorio, o una combinación de ambos, pero el efecto Doppler es el que más se tiene en cuenta. Esto se expresa simplemente por el hecho de que cuanto más lejos está la galaxia, más se desplaza su luz hacia el lado rojo.

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

Sin embargo, hay una serie de problemas con estos principios para medir la velocidad de retroceso de las galaxias. Para la ley de Hubble, es un problema estimar la "constante de Hubble", ya que además de la velocidad de las galaxias en retroceso, también tienen su propia velocidad, lo que lleva a que la ley de Hubble se cumpla poco o nada para objetos ubicados a una distancia más cercana a 10-15 millones de años luz. La ley de Hubble también se cumple pobremente para galaxias a distancias muy grandes (miles de millones de años luz), que corresponden a un corrimiento al rojo mayor que 1. Las distancias a objetos con un corrimiento al rojo tan grande pierden su singularidad, ya que dependen del modelo aceptado de la Universo y en el que están asignados a un punto en el tiempo. En este caso, solo se suele utilizar el corrimiento al rojo como medida de distancia. Así, resulta que es prácticamente imposible determinar la velocidad de retroceso de las galaxias lejanas 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 resplandor 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 van en la dirección de desaceleración. V1987 año en un informe del Instituto de Investigación de Stanford, los matemáticos australianos Trevor Norman y Barry Setterfield postularon que hubo una gran disminución en la velocidad de la luz en el pasado (B. Setterfield, El Velocidad de ligero y el Envejecer de el Universo.). V 1987 año El físico teórico de Nizhny Novgorod V.S. Troitsky postuló que con el tiempo hubo una gran disminución en la velocidad de la luz. El Dr. Troitsky habló sobre disminuciónvelocidadsvetav10 millónuna 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.). V1998 año Los físicos teóricos Albrecht y Joao Mageijo del Imperial College London también postularon una disminución en la velocidad de la luz. El 15 de noviembre de 1998, The London Times publicó un artículo "La velocidad de la luz, la más rápida del universo, está disminuyendo" ( El velocidad de ligero - el lo más rápido cosa en el universo - es consiguiendo Más lento, The London Times, nov. 15, 1998).Con respecto a esto, hay que decir que muchos factores afectan la velocidad de la luz, por ejemplo, los elementos químicos por los que pasa la luz, así como la temperatura que estos tienen, porque la luz pasa por unos elementos más despacio, y por otros mucho más rápido. , lo cual fue probado experimentalmente . Entonces18 febrero1999 del añoen la muy respetada (y 100% evolutiva) revista científica Nature, se publicó un artículo científico detallando un experimento en el quevelocidadsvetalogradodisminuciónantes de17 metrosvDame un segundo,entonceshayantes dealgunos60 kilómetrosvhora.Esto significa que se le podía observar como un coche circulando por la calle. Este experimento fue realizado por la física danesa Lene Howe y un equipo internacional de científicos de las universidades de Harvard y Stanford. Pasaron luz a través de vapor de sodio enfriado a temperaturas increíblemente bajas, medidas en nanokelvins (es decir, mil millonésimas de kelvin; esto es prácticamente el cero absoluto, que por definición es -273.160C). Dependiendo de la temperatura exacta de los vapores, la velocidad de la luz se reducía a valores en el rango de 117 km/h - 61 km/h; es decir, esencialmenteantes de1/20.000.000desdeordinariovelocidadsveta(L. V. Hau, S. E. Harris, Ciencias Noticias, 27 de marzo, pág. 207, 1999).

En julio de 2000, los científicos del Instituto de Investigación NEC en Pringston informaron aceleraciónellossvetaantes develocidad,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, surgió un rayo cuya velocidad a la salida de la cámara era mayor que la velocidad del rayo de entrada. Se considera que la luz viaja a su máxima velocidad en el vacío donde no hay resistencia, y más lentamente en cualquier otro medio debido a la resistencia adicional. Por ejemplo, todos sabemos que la luz viaja más lentamente en el agua que en el aire. En el experimento descrito anteriormente, el RayopublicadodesdecámarasConen parescesiomásantes deIr,cómocompletamenteHa entradovella. Esta diferencia fue muy interesante. láserRayosaltó por encimasobre el18 metrosadelantedesdeIrlugares,dondedebereraser. En teoría, esto podría considerarse como una consecuencia que precede a la causa, pero esto no es del todo cierto. También hay un área científica que estudia la propagación superlumínica de pulsos. La interpretación correcta de este estudio es: velocidadsvetavolubleyligeropoderacelerarme gustaalguienotrofísicoobjetoenuniverso dadas las condiciones adecuadas y una fuente de energía adecuada. Los científicos han obtenido materia de la energía sin pérdidas; aceleró la luz a una velocidad mayor que la velocidad de la luz actualmente aceptada.

relativamente rojosobre el desplazamiento, hay que decir que nadie puede decir con exactitud la causa de la aparición del corrimiento al rojo y cuantas veces se refracta la luz, llegando al suelo, y esto a su vez hace que la base para medir distancias usando el corrimiento al rojo sea absurda . Además, el cambio en la velocidad de la luz refuta todas las suposiciones existentes sobre la distancia a las galaxias distantes y nivela el método de medir esta distancia por 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 doblemente difícil aplicar este efecto a la luz. Todo esto sugiere que el método para determinar la distancia a galaxias distantes por corrimiento al rojo, e incluso más argumentación que el universo se está expandiendo es simplemente anticientífico y un engaño. Pensemos, aunque conozcamos la velocidad del retroceso de las galaxias, es imposible decir que se está produciendo la expansión del espacio del universo. Nadie puede decir si tal expansión ocurre en absoluto. 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.

Explorando la teoría del "Big Bang" nos encontramos con otro fenómeno inexplorado y no probado, pero del que se habla como un hecho, a saber, la "materia negra". Veamos lo que dice Stephen Hawking al respecto: “Nuestra y otras galaxias deberían contener una gran cantidad de algún tipo de “materia oscura” que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su influencia gravitacional sobre las órbitas de las estrellas en las galaxias. . Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura proviene de las órbitas de las estrellas en la periferia de las galaxias espirales como la Vía Láctea. Estas estrellas giran alrededor de sus galaxias demasiado rápido para mantenerse en órbita solo por la gravedad de las estrellas visibles de la galaxia".(S. Hawking "La historia más corta del tiempo" trans. L. Mlodinov, p. 38).Queremos recalcar que se hace referencia a la “materia negra” como “la que no podemos observar directamente”, esto indica que no existen hechos de la existencia de esta materia, pero el comportamiento de las galaxias en el universo, incomprensible para los evolucionistas, las hace creen en la existencia de algo pero no saben qué.La afirmación también es interesante: “de hecho, la cantidad de materia oscuraen el universo supera con creces la cantidad de materia ordinaria". Esta afirmación habla de la cantidad de "materia oscura", pero surge la pregunta, ¿cómo y por qué método se determinó esta cantidad en condiciones en las que es imposible observar y estudiar esta "materia"? Se puede decir que nadie sabe lo que se tomó y la cantidad que se obtuvo, no está claro cómo. El hecho de que los científicos no entiendan cómo las estrellas de las galaxias espirales se mantienen en su órbita, a gran velocidad, no significa la existencia de una "materia" fantasmal que nadie ha visto y que no ha podido observar directamente.

La ciencia moderna está en desventaja con respecto a sus fantasías del big bang. Así, concluyendo al pensar en la existencia de diversas materias, Stephen Hawking dice: “Sin embargo, no se puede 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" trans. L. Mlodinov, p. 38). Esto muestra cuán impotente es la ciencia moderna al tratar de probar que el universo llegó a existir 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 tal movimiento nada tiene que ver con la definición de la expansión del espacio. Por ejemplo, si hay dos personas en la misma habitación y una se aleja de la otra, esto no significa que la habitación se está expandiendo, sino que hay espacio en el que es posible moverse. De manera similar, en esta situación, hay un movimiento de galaxias en el espacio exterior, pero esto no significa un cambio en el espacio exterior. También es absolutamente imposible probar 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, sugiere que no se ha encontrado el borde del universo.

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

Nuestro Sol y las estrellas más cercanas a él son parte de un vasto cúmulo de estrellas llamado nuestra Galaxia, o vía Láctea. Durante mucho tiempo se creyó que este es 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 parches gigantes de espacio vacío. Para probar esto, Hubble tuvo que medir las distancias a otras galaxias. Podemos determinar las distancias a las estrellas más cercanas registrando 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 estacionarias. 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 lo suficientemente cerca de nosotros para medirlas. Habiendo encontrado 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 en una galaxia determinada y los valores 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 solo una de varios cientos de miles de millones de galaxias observadas con telescopios modernos, cada una de las cuales puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Vivimos en una galaxia de unos 100.000 años luz de diámetro. Gira lentamente, y las estrellas en sus brazos espirales dan una revolución alrededor de su centro cada cien millones de años. Nuestro Sol es la estrella amarilla de tamaño mediano más común cerca del borde exterior de uno de los brazos espirales. Sin duda, hemos recorrido un largo camino desde la época de Aristóteles y Ptolomeo, cuando la Tierra era considerada el centro del universo.

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

Comenzó en la década de 1920. Para estudiar los espectros de las estrellas de otras galaxias, los astrónomos descubrieron un hecho sorprendente: carecían del mismo conjunto de líneas de color que las estrellas de nuestra Galaxia, pero todas las líneas estaban desplazadas en la misma cantidad en la dirección de la parte roja de la galaxia. 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 coches en la carretera. A medida que el automóvil se acerca a usted, el sonido del motor aumenta en proporción a la frecuencia de las ondas sonoras y disminuye a medida que el automóvil se aleja. Lo mismo sucede con la luz o las ondas de radio. De hecho, la policía de tránsito utiliza el efecto Doppler, determinando la velocidad del 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 catalogar sus distancias y observar sus espectros. En ese momento, muchos creían que las galaxias se mueven completamente al azar y, por lo tanto, en el mismo número de ellas, se deberían detectar espectros con corrimiento tanto al rojo como al azul. ¿Cuál fue la sorpresa general cuando se descubrió que todas las galaxias muestran un desplazamiento hacia el rojo? Cada uno de ellos se está alejando de nosotros. Aún más llamativos fueron los resultados publicados por Hubble en 1929: incluso la magnitud del desplazamiento hacia el rojo de cada una de las galaxias no es aleatoria, sino proporcional a la distancia entre la galaxia y el sistema solar. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, más rápido se aleja.

Esto significaba que el Universo no podía estar estacionario, como solía pensarse antes, de hecho, se está expandiendo. Las distancias entre las galaxias crecen constantemente. El descubrimiento de que el universo se está expandiendo fue 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 imagina que el Universo no es estacionario, sino que se expande. A bajas tasas de expansión, la fuerza gravitacional tarde o temprano lo detendría e iniciaría la compresión. Sin embargo, si la tasa de expansión excediera un cierto valor crítico, entonces la fuerza de la gravedad no sería suficiente para detenerlo y el Universo se expandiría para siempre. Algo similar sucede cuando se lanza un cohete.
de la superficie de la tierra. Si el cohete no desarrolla la velocidad deseada, la fuerza de la gravedad lo detendrá y comenzará a retroceder. Por otro lado, a velocidades por encima de cierto valor crítico (alrededor de 11,2 km/s), las fuerzas gravitatorias no podrán mantener al cohete cerca de la Tierra, y se alejará para siempre de nuestro planeta.

Tal comportamiento del Universo podría predecirse sobre la base de la ley de Newton. gravedad 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 perduró hasta principios del siglo XX. El propio Einstein en 1915, cuando formuló la teoría general de la relatividad, seguía convencido de la estacionariedad del universo. Incapaz de desprenderse de esta idea, incluso modificó su teoría introduciendo la llamada constante cosmológica en las ecuaciones. Este valor caracterizó una cierta fuerza de antigravedad, a diferencia de todas las demás fuerzas físicas, que no emana de una fuente específica, sino que está "integrada" en el tejido mismo del espacio-tiempo. La constante cosmológica le dio al espacio-tiempo una tendencia inherente a expandirse, y esto podría hacerse para equilibrar la atracción mutua de toda la materia presente en el Universo, es decir, en aras de la estacionariedad del Universo. Parece que en esos años solo una persona estaba dispuesta a aceptar la teoría general de la relatividad al pie de la letra. Mientras que Einstein y otros físicos buscaban una manera de eludir la no estacionariedad del universo, que se derivaba de la teoría general de la relatividad, el físico ruso Alexander Friedman ofreció su explicación en su lugar.

MODELOS DE FRIEDMAN

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

Así que Friedman sugirió en su lugar hacer dos suposiciones simples:

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

Sobre la base de la relatividad general y estas dos suposiciones simples, Friedman pudo demostrar que no debemos esperar estacionariedad del universo. De hecho, predijo con precisión en 1922 lo que Edwin Hubble descubrió unos años después.

La suposición de que el universo se ve igual en todas las direcciones, por supuesto, no se corresponde con la realidad. Por ejemplo, las estrellas de nuestra Galaxia forman una banda luminosa claramente visible en el cielo nocturno, llamada Vía Láctea. Pero si dirigimos nuestra mirada a galaxias lejanas, el número de ellas observadas en diferentes direcciones será aproximadamente el mismo. Entonces, el Universo parece ser comparativamente uniforme en todas las direcciones cuando se ve en una escala cósmica comparable a las distancias entre las galaxias.

Durante mucho tiempo, esto se consideró justificación suficiente para la suposición de Friedman: una aproximación aproximada al universo real. Sin embargo, hace relativamente poco tiempo, un golpe de suerte ha demostrado que la suposición de Friedmann 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 a buscar la causa del ruido limpiando su gran bocina de excrementos de pájaros acumulados en su interior y excluyendo posibles fallas. Sabían que cualquier ruido atmosférico se amplifica cuando la antena no apunta directamente hacia arriba, porque la atmósfera se ve más espesa cuando se ve en ángulo con la vertical.

El ruido adicional seguía siendo el mismo independientemente de la dirección en la que se girara la antena y, por lo tanto, 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 girando alrededor del Sol. Esto indicaba que la fuente de radiación estaba fuera sistema solar e incluso fuera de nuestra galaxia, de lo contrario, la intensidad de la señal cambiaría a medida que la antena girara en diferentes direcciones de acuerdo con el movimiento de la Tierra.

De hecho, ahora sabemos que la radiación en su camino hacia nosotros tuvo que cruzar todo el Universo observable. Dado que es el mismo en todas las direcciones, entonces el universo debe ser uniforme en todas las direcciones (al menos a gran escala). Sabemos que no importa en qué dirección dirijamos nuestros ojos, las fluctuaciones en el "ruido de fondo" de la radiación cósmica no superan 1/10 000. Así que Penzias y Wilson tropezaron accidentalmente con una confirmación asombrosamente precisa de la primera suposición de Friedman.

Casi al mismo tiempo, otros dos físicos estadounidenses de las cercanías, en el mismo estado de Nueva Jersey, Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron en la radiación cósmica de microondas. Trabajaron sobre la hipótesis de George (George) Gamow, quien una vez fue alumno de Alexander Friedman, que en la etapa más temprana de desarrollo, el Universo era extremadamente denso y caliente, calentado a un "calor blanco". Dick y Peebles concluyeron que aún podemos observar su brillo pasado, ya que la luz de las partes más distantes del universo primitivo está llegando a la Tierra. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz, aparentemente, ha sufrido un corrimiento hacia el rojo tan grande que ahora deberíamos percibirla en forma de radiación de microondas. Dick y Peebles estaban en el proceso de buscar tal radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que habían encontrado lo que buscaban. Por este descubrimiento, Penzias y Wilson fueron premiados premio Nobel en Physics 1978, lo que parece algo injusto para Dick y Peebles.

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

No tenemos evidencia para apoyar o refutar esta suposición. Lo tomamos con fe solo por modestia. estaría en el grado más alto asombroso si el universo se viera igual en todas las direcciones a nuestro alrededor, pero no alrededor de ningún otro punto. En el modelo de Friedman, todas las galaxias se están alejando unas de otras. Imagina un globo con puntos pintados 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 divergen las manchas, más rápido se alejan unas de otras. De manera similar, en el modelo de Friedman, la tasa de recesión de dos galaxias cualesquiera es proporcional a la distancia entre ellas. De ello se deduce que la magnitud del desplazamiento hacia el rojo de las galaxias debería ser directamente proporcional a su distancia de la Tierra, que fue descubierta por Hubble.

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

Aunque Friedman propuso un solo modelo, se pueden construir tres modelos diferentes basados ​​en sus dos suposiciones fundamentales. En el primero de ellos (que es exactamente lo que formuló Friedman), la expansión es tan lenta que la atracción gravitatoria entre las galaxias la frena cada vez más y luego la detiene. Luego, las galaxias comienzan a moverse una hacia la otra y el universo se encoge. La distancia entre dos galaxias vecinas primero aumenta desde cero hasta cierto máximo y luego vuelve a disminuir hasta cero.

En la segunda solución, la tasa de expansión es tan grande que la gravedad nunca puede detenerla, aunque la frena un poco. La separación de las galaxias vecinas en este modelo comienza desde la distancia cero y luego se dispersan a una velocidad constante. Finalmente, hay una tercera solución en la que la tasa de expansión del universo solo es suficiente para evitar una contracción inversa o colapso. En este caso, la división también parte de 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 Friedman es que el universo no es infinito en el espacio, pero el espacio no tiene límites. La gravedad en este caso es tan fuerte que el espacio se curva, cerrándose sobre sí mismo como la superficie de la Tierra. Viajar en la superficie de la tierra en una dirección nunca encuentra un obstáculo insuperable y no corre el riesgo de caerse del "borde de la Tierra", sino que simplemente regresa al punto de partida. Este 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 bordes o límites, un principio y un final. A continuación, mostraremos que la combinación de las disposiciones de la relatividad general y el principio de incertidumbre mecánica cuántica admite la finitud del espacio y el tiempo, mientras que al mismo tiempo no tienen límites ni fronteras. La idea de un vagabundo cósmico circunnavegando el universo y regresando a su punto de partida es buena para las historias de fantasía, pero no tiene ningún valor práctico, porque -y esto se puede probar- el universo se reducirá a tamaño cero antes de que el viajero regrese al comienzo. Para tener tiempo de 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 contracción, o continuará para siempre? Para responder a esta pregunta, necesitamos conocer la tasa de expansión del universo y su densidad promedio actual. Si esta densidad es menor que un valor crítico determinado por la tasa de expansión, la atracción gravitacional será demasiado débil para detener la recesión de las galaxias. Si la densidad es mayor que el valor crítico, tarde o temprano la gravedad detendrá la expansión y comenzará la contracción inversa.

Podemos determinar la tasa de expansión actual midiendo la velocidad a la que otras galaxias se alejan de nosotros usando el efecto Doppler. Esto se puede hacer con alta precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen bien porque 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 la materia en el universo sufren de una incertidumbre aún mayor.

Si sumamos la masa de todas las estrellas que vemos en nuestra galaxia y en otras, el total será menos de una centésima parte del valor necesario para detener la expansión del Universo, incluso a su velocidad más baja. Sin embargo, sabemos que nuestra y otras galaxias contienen una gran cantidad de materia oscura que no podemos observar directamente, cuya influencia, sin embargo, se detecta a través de su influencia gravitacional en las órbitas de las estrellas y el gas galáctico. Además, la mayoría de las galaxias forman cúmulos gigantes, y se puede suponer aún más materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos a partir del efecto que tiene sobre el movimiento de las galaxias. Pero incluso sumando toda esta materia oscura, 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 promedio del Universo a un valor crítico que pueda detener la expansión.

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

BIG BANG

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

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

A muchas personas no les gusta la idea de que el tiempo tiene 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 bíblico). Se hicieron intentos para evitar la conclusión de que hubo un Big Bang. La teoría de un universo estacionario recibió el apoyo más amplio. Fue propuesto en 1948 por el alemán Bondy y Thomas Gold, quienes huyeron de la Austria ocupada por los nazis, junto con el británico Fred Hoyle, quien durante los años de la guerra trabajó con ellos en la mejora de los radares. Su idea era que a medida que las galaxias se separan, constantemente se forman nuevas galaxias en el espacio entre ellas a partir de materia recién formada. Por eso el Universo se ve aproximadamente igual en todo momento, y también desde cualquier punto del espacio.

La teoría de un universo estacionario requería tal cambio en la relatividad general que permitiría la formación constante de nueva materia, pero la tasa de su formación era tan baja -alrededor de una partícula elemental por kilómetro cúbico por año- que la idea de Bondy , Gold y Hoyle no entraron en conflicto con los datos experimentales. Su teoría era "buena", 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 en cualquier volumen de espacio dado sería el mismo donde y cuando miremos en el universo.

A fines de la década de 1950 - principios de la de 1960. un grupo de astrónomos de Cambridge, dirigido por Martin Ryle, investigó las fuentes de emisión de radio en el espacio exterior. Resultó que la mayoría de estas fuentes deberían estar fuera de nuestra galaxia y que hay muchas más débiles entre ellas que fuertes. Se encontró que las fuentes débiles estaban más distantes, mientras que las fuentes fuertes estaban más cerca. Algo más también se ha vuelto obvio: el número de fuentes cercanas por unidad de volumen es menor que el número de fuentes distantes.

Esto podría significar que estamos ubicados en el centro de una vasta región, donde la densidad de fuentes de emisión de radio es mucho menor que en el resto del Universo. O el hecho de que en el pasado, cuando las ondas de radio empezaban a llegar hasta 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 radiación de microondas descubierta por Penzias y Wilson en 1965 también indicó que el universo debe haber tenido una densidad mucho mayor en algún momento del pasado. Así que la teoría de un universo estacionario fue enterrada, aunque no sin pesar.

Otro intento de eludir la conclusión de que hubo un Big Bang y que el tiempo tiene un comienzo fue realizado en 1963 por los científicos soviéticos Yevgeny Lifshitz e Isaac Khalatnikov. Especularon que el Big Bang podría ser una característica especial de los modelos de Friedman, que son, después de todo, solo una aproximación al universo real. Quizás, de todos los modelos que se aproximan al Universo real, sólo los modelos de Friedman contienen la singularidad del Big Bang. En estos modelos, las galaxias se dispersan en el espacio exterior en línea recta.

Por lo tanto, no es de extrañar que en algún momento del pasado todos estuvieran en el mismo punto. En el Universo real, sin embargo, las galaxias no se dispersan a lo largo de líneas rectas, sino a lo largo de trayectorias ligeramente curvas. Entonces, en la posición inicial, no estaban ubicados en el mismo punto geométrico, sino simplemente muy cerca uno del otro. Por lo tanto, parece probable que el universo en expansión actual no se originó a partir de una singularidad del Big Bang, sino de una fase de contracción anterior; durante el colapso del Universo, no todas las partículas necesariamente chocaron entre sí, algunas de ellas pudieron evitar una colisión directa y dispersarse, creando la imagen de la expansión del Universo que ahora observamos. ¿Podemos entonces decir que el Universo real comenzó con el Big Bang?

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

Dado que hay muchos más modelos tipo Friedmann que no contienen la singularidad del Big Bang que los 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 admitir que la clase de modelos como el de Friedmann, que contienen singularidades y en los que las galaxias no tienen que moverse de forma especial, es mucho mayor. Y en 1970 abandonaron por completo su hipótesis.

El trabajo realizado por Lifshitz y Khalatnikov fue valioso porque mostró que el universo podría tener una singularidad, el Big Bang, si la relatividad general fuera correcta. Sin embargo, no resolvieron una pregunta vital: ¿Predice la relatividad general que nuestro universo debería haber tenido un Big Bang, el comienzo de los tiempos? La respuesta a esto la dio un enfoque completamente diferente, propuesto por primera vez por el físico inglés Roger Penrose en 1965. Penrose usó 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 encerradas dentro de una región cuyos límites se reducen a cero dimensiones. Esto significa que toda la materia de la estrella se contrae en un punto de volumen cero, de modo que la densidad de la materia y la curvatura del espacio-tiempo se vuelven infinitas. En otras palabras, existe una singularidad contenida en una región del espacio-tiempo conocida como agujero negro.

A primera vista, los hallazgos de Penrose no decían nada acerca de si hubo una singularidad del Big Bang en el pasado. Sin embargo, en el mismo momento en que Penrose derivó su teorema, yo, entonces estudiante de posgrado, estaba buscando desesperadamente un problema matemático que permítanme terminar mi tesis. Me di cuenta de que si se invirtiera la dirección del tiempo en el teorema de Penrose de manera que el colapso fuera reemplazado por la expansión, las condiciones del teorema seguirían siendo las mismas, siempre que el universo actual corresponda aproximadamente al modelo de Friedmann a gran escala. Del teorema de Penrose se deducía que el colapso de cualquier estrella termina en una singularidad, y mi ejemplo de inversión del tiempo probó 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 ocurren solo en un caso: si la alta tasa de expansión excluye la contracción inversa del universo, porque solo el modelo de Friedmann es infinito en el espacio.

Durante los siguientes años, desarrollé nuevos trucos matemáticos que eliminarían este y otros. especificaciones de teoremas que prueban que deben existir singularidades. El resultado fue un artículo conjunto publicado en 1970 por Penrose y yo mismo que argumentaba que la Singularidad del Big Bang debe existir, siempre que la relatividad general sea correcta y la cantidad de materia en el universo corresponda a lo que observamos.

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

En la historia del conocimiento del mundo que nos rodea, se traza 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 empujón", entonces este tipo de visión del mundo puede considerarse bastante materialista. El Universo newtoniano afirmaba que el espacio es el receptáculo de todos los cuerpos celestes, con cuyo movimiento y masa no está conectado de ninguna manera; El Universo es siempre el mismo, es decir, estacionario, aunque en él tiene lugar constantemente la muerte y el nacimiento de los mundos.

Parecería que el cielo de la cosmología newtoniana prometía estar despejado. Sin embargo, pronto se vería lo contrario. Durante el siglo XIX se descubrieron tres contradicciones, que se formularon en forma de tres paradojas, llamadas cosmológicas. Parecían socavar la noción de la infinitud del universo.

paradoja fotométrica. Si el Universo es infinito y las estrellas están distribuidas uniformemente en él, entonces en cualquier dirección deberíamos ver algún tipo de 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 gravitatoria en cada uno de sus puntos debería ser infinitamente grande, y por lo tanto las aceleraciones relativas de los cuerpos cósmicos también serían infinitamente grandes, lo cual, como saben, no lo es.

paradoja termodinámica. De acuerdo con la segunda ley de la termodinámica, todos los procesos físicos en el Universo se reducen en última instancia a la liberación de calor, que se disipa irreversiblemente en el espacio mundial. Tarde o temprano todos los cuerpos se enfriarán a una temperatura cero absoluto, el movimiento se detendrá y la "muerte térmica" vendrá para siempre. El universo tuvo un comienzo, y le espera un final inevitable.

Primer cuarto del siglo XX pasó en ansiosa anticipación del desenlace. Por supuesto, nadie 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 trajo una nueva corriente a las disputas cosmológicas.

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

En 1916, A. Einstein publicó los fundamentos de la teoría general de la relatividad. Una de sus ideas principales es que los cuerpos materiales, especialmente las grandes masas, curvan notablemente el espacio. Por eso, 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 uniformemente "manchada" en el espacio y las mismas leyes operan en cualquier punto del mismo. A cierta densidad promedio de materia cósmica, la parte limitada seleccionada del Universo no solo doblará el espacio, sino

incluso cerrarlo "sobre sí mismo". El Universo (más precisamente, su parte seleccionada) se convertirá en un mundo cerrado parecido a una esfera ordinaria. Pero sólo será una esfera tetradimensional, o una hiperesfera, que nosotros, seres tridimensionales, no somos capaces de imaginar. Sin embargo, pensando por analogía, podemos entender 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 el espacio del mundo todo el tiempo en una dirección, luego de una cierta cantidad de miles de millones de años puedes llegar al punto de partida.

La idea de la posibilidad de que el Universo se cierre fue expresada por primera vez por A. Einstein. En 1922, el matemático soviético A. A. Fridman demostró que el "universo cerrado" de Einstein no puede ser estático. En cualquier caso, su espacio o 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 se desplazan 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 redshift. Al explicar el corrimiento al rojo por el efecto Doppler, es decir, al cambiar 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 se dispersan en todas las direcciones desde nuestra Galaxia, que no ocupa ninguna posición especial en la Metagalaxia, pero hay una eliminación 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 están alejando de él. Por lo 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, proporcionales a la velocidad de la luz. Las velocidades más altas, a veces superando

250 mil km/s, tienen algunos cuásares, que son considerados los objetos más distantes de la Metagalaxia de nosotros.

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

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

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

La expansión de la Metagalaxia es el fenómeno natural más grandioso que se conoce en la actualidad. Su correcta interpretación tiene un significado ideológico excepcionalmente grande. No es casualidad que la diferencia fundamental entre los puntos de vista filosóficos de los científicos se manifestara claramente en la explicación de la causa de este fenómeno. Algunos de ellos, identificando la Metagalaxia con todo el Universo, están tratando de probar que la expansión de la Metagalaxia confirma a los religiosos sobre el origen divino y sobrenatural del Universo. Sin embargo, se conocen procesos naturales en el universo que 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. Uno puede imaginar que la expansión de la Metagalaxia

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

Dado que el Universo se está expandiendo, es natural pensar que solía ser más pequeño y que en algún momento todo el espacio se comprimió en un punto material superdenso. Era el momento de la llamada singularidad, que no puede ser descrita por las ecuaciones de la física moderna. Por razones desconocidas, tuvo lugar 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 pruebas experimentales de que el Universo se encuentra en un estado superdenso y caliente, es decir, radiación reliquia. Resultó que el espacio exterior está lleno de ondas electromagnéticas, que son los mensajeros de esa era antigua del desarrollo del Universo, cuando aún no había estrellas, galaxias, nebulosas. La radiación reliquia impregna todo el espacio, todas las galaxias, participa en la expansión de la Metagalaxia. La radiación electromagnética reliquia está en el rango de radio con longitudes de onda de 0,06 cm a 60 cm. La distribución de energía es similar al espectro de un cuerpo absolutamente negro con una temperatura de 2,7 K. La densidad de energía de la radiación reliquia es 4 10 -13 erg / cm 3, el máximo de radiación cae en 1,1 mm. En este caso, la radiación en sí misma tiene el carácter de un cierto fondo, 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 accidente mientras se estudiaba la interferencia de radio cósmica, los teóricos predijeron la existencia del CMB. Uno de los primeros en predecir esta radiación fue D. Gamow, desarrollando una teoría sobre el origen de los elementos químicos que surgieron en los primeros minutos posteriores al Big Bang. La predicción de la existencia de radiación reliquia y su detección en el espacio exterior es otro ejemplo convincente de la cognoscibilidad del mundo y sus leyes.

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

De acuerdo con el modelo estándar del Universo caliente, la materia superdensa comenzó a expandirse y enfriarse gradualmente después del Big Bang. A medida que avanzaba la expansión, ocurrieron transiciones de fase, como resultado de lo cual surgieron las fuerzas físicas de interacción de los cuerpos materiales. Con los valores experimentales de parámetros físicos tan básicos como la densidad y la temperatura (p ~ 1096 kg/m 3 y T ~ 1032 K), etapa inicial expansión del universo la diferencia entre partículas elementales y cuatro tipos de interacciones físicas está prácticamente ausente. Comienza a manifestarse cuando la temperatura desciende y comienza la diferenciación de la materia.

Así, las ideas modernas sobre la historia del surgimiento 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 de la parte roja del espectro. Valor

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

3. Las mediciones de las ondas de radio provenientes del espacio en el rango de centímetros y milímetros indican que el espacio exterior está uniforme e isotrópicamente lleno de emisiones de radio débiles. La característica espectral de esta llamada radiación de fondo corresponde a la radiación de un cuerpo completamente negro a una temperatura de unos 2,7 grados Kelvin.

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

5. Un análisis de los procesos de descomposición radiactiva en los meteoritos muestra que algunos de estos componentes deben haber surgido hace entre 14 y 24 mil millones de años.

Parte de la ironía de la naturaleza es que la forma de energía más abundante en el universo es también la más misteriosa. Después del sorprendente descubrimiento de la expansión acelerada del universo, rápidamente surgió una imagen de consenso que indica que 2/3 del cosmos está "hecho" de "energía oscura", una especie de material gravitacionalmente repulsivo. Pero, ¿es la evidencia lo suficientemente fuerte como para apoyar las exóticas nuevas leyes de la naturaleza? ¿Quizás hay explicaciones astrofísicas más simples para estos resultados?

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

La historia de la energía oscura comenzó en 1998, cuando dos equipos independientes investigaban supernovas distantes. para detectar la tasa de desaceleración de la expansión del universo. Uno de ellos, el Proyecto de Cosmología de Supernovas, comenzó a funcionar en 1988 y fue dirigido por Saul Perlmutter. Otro, encabezado por Brian Schmidt High-z Supernova Search Team, se unió a la investigación en 1994. El resultado los sorprendió: el Universo ha estado en el modo de expansión acelerada durante mucho tiempo.

Al igual que los detectives, los cosmólogos de todo el mundo han estado recopilando expedientes sobre los acusados ​​responsables de la aceleración. Sus características especiales: gravitacionalmente repulsivo, evita la formación de galaxias (agrupación de materia en galaxias), se manifiesta en el estiramiento del espacio-tiempo. El apodo del acusado es "energía oscura". Muchos teóricos han asumido que el acusado es una constante cosmológica. Ciertamente se ajustaba al escenario de expansión acelerada. Pero, ¿había suficiente evidencia para identificar completamente la energía oscura con la constante cosmológica?

La existencia de energía oscura gravitacionalmente repulsiva tendría implicaciones 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 un electrón. Algunos investigadores también sugirieron la necesidad de cambiar la teoría general de la relatividad, en particular, nuevas fuerzas de largo alcance que debilitan el efecto de la gravedad. Pero incluso las propuestas más conservadoras tenían serias deficiencias. Por ejemplo, la densidad de energía de las oscilaciones de punto cero resultó ser 120 órdenes de magnitud improbables menos que las predicciones teóricas. Desde el punto de vista de estas suposiciones extremas, parecía más natural buscar una solución en el marco de los conceptos astrofísicos tradicionales: el polvo intergaláctico (dispersión de fotones sobre él y la consiguiente atenuación del flujo de fotones) o la diferencia entre nuevo y supernovas antiguas. Esta posibilidad ha sido apoyada por muchos cosmólogos despiertos por la noche.

Las observaciones de las supernovas y su análisis realizado por S. Perlmutter, B. Schmidt y A. Riess dejaron claro que la disminución de su brillo con la distancia es mucho más rápida de lo que cabría esperar, según los modelos cosmológicos aceptados en ese momento. Más recientemente, se ha observado este descubrimiento. Este desvanecimiento adicional significa que alguna adición de distancia efectiva corresponde a un corrimiento al rojo dado. Pero esto, a su vez, solo 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 solo 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 expansión acelerada y el único pilar convincente de 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 los 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 ha encontrado que la repulsión gravitacional generada por la energía oscura ralentiza el colapso de las regiones superdensas de materia en el universo. La realidad de la energía oscura inmediatamente se volvió mucho más aceptable.

expansión espacial

La expansión cósmica fue descubierta por Edwin Hubble a fines de la década de 1920 y podría decirse que es la característica más importante de nuestro universo. Los cuerpos astronómicos no solo se mueven bajo la influencia de la interacción gravitatoria de sus vecinos, sino que las estructuras a gran escala se estiran aún más por la expansión cósmica. Una analogía popular es el movimiento de las pasas en un pastel muy grande en el horno. A medida que se acerca el pastel, la distancia entre cualquier par de pasas sumergidas en el pastel crece. Si imaginamos que un entusiasmo particular representa nuestra galaxia, encontraremos que todos los demás entusiasmos (galaxias) se están alejando de nosotros en todas las direcciones. Nuestro universo se ha expandido desde la sopa cósmica densa y caliente creada por el Big Bang hasta la colección mucho más fría y enrarecida 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 a 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 alfa de Lyman en un átomo de hidrógeno se caracteriza por una longitud de onda de $\lambda_0=121,6$ nanómetros (al volver al estado fundamental). Esta transición se puede detectar en la radiación de galaxias distantes. En particular, se ha utilizado para detectar un desplazamiento al rojo récord: un asombroso z=10 con una línea alfa de Lyman a $\lambda_(obs)=1337,6$ nanómetros. Pero el corrimiento al rojo solo describe el cambio en la escala del cosmos a medida que la luz se emite y se absorbe, y no brinda 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 de repulsión gravitatoria que controla la aceleración del universo. Los astrónomos no son la primera vez que se enfrentan al problema de la materia perdida. Las masas luminosas de las galaxias resultaron ser significativamente menores que las masas gravitatorias. Esta diferencia fue compensada por la materia oscura: materia fría no relativista, en su mayoría, probablemente, que consiste en 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 solo 1/3 de la energía total. Así lo confirmó el estudio de millones de galaxias en el marco de los proyectos 2DF y SDSS. Pero la relatividad general predice que existe una relación precisa entre la expansión y el contenido energético del universo. Por lo tanto, sabemos que la densidad de energía total de todos los fotones, átomos y materia oscura debe sumarse hasta un valor crítico determinado por la constante de Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. El problema es lo que no está allí, pero esa es otra historia completamente diferente.

La masa, la energía y la curvatura del espacio-tiempo están directamente relacionadas en la relatividad general. Una explicación, por lo tanto, podría ser que la brecha entre la densidad crítica y la densidad de materia observada se llena con alguna densidad de energía asociada con la deformación del espacio a gran escala y observada solo en escalas del orden de $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. Afortunadamente, la curvatura del universo se puede determinar utilizando mediciones ICF de precisión. Una reliquia, con un origen de 400.000 después del Big Bang, el ICF es la radiación de un cuerpo completamente negro, cuya fuente es el plasma primario. Cuando el Universo se enfrió por debajo de $3000\K$, el plasma se volvió transparente para los fotones y estos pudieron propagarse libremente en el espacio. Hoy, casi 15 mil millones de años después, observamos un reservorio térmico de fotones a una temperatura de $2.726\K$, que es el resultado del corrimiento al rojo debido a la expansión cósmica.

Se obtuvo una maravillosa imagen del ICF utilizando el satélite WMAP, 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 primitivo. Estas variaciones que ocurren en el nivel $((10)^(-5))$ son las semillas de la estructura a gran escala (galaxias, cúmulos) que observamos hoy.

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

Desde 1999 se han realizado una serie de experimentos (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), que han demostrado que los spots ICF tienen tamaños del orden de $((1)^(0))$. Esto significa que la geometría del universo es plana. En términos del problema de la energía faltante, esto significa que algo más que la curvatura debe ser responsable de llenar el vacío. Para algunos cosmólogos, este resultado parecía un déjà vu. La inflación, la mejor teoría sobre el origen de las fluctuaciones primordiales del ICF, sugiere que muy pronto el universo experimentó un período de expansión acelerada que fue impulsada por una partícula llamada inflatón. El inflatón tenía que estirar 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 evita el agrupamiento de galaxias, que es gravitacionalmente repulsiva y que puede deberse a una partícula distinta del inflatón.

armonía cósmica

Los datos de CMB y supernova han confirmado consistentemente que la energía oscura es la fuente de la aceleración cósmica. Pero eso fue solo el comienzo. Al combinar las mediciones ICF de precisión de WMAP con sondeos de radio, ópticos y de rayos X de distribuciones de materia a gran escala, los astrofísicos tienen más evidencia de la tasa acelerada de expansión del universo. Resultó que los pozos de potencial gravitatorio de densidad y compactación en el Universo se estiraron y suavizaron con el tiempo, como si estuvieran bajo la influencia de la gravedad repulsiva. Este efecto se conoce como efecto integral (Sachs-Wolfe (ISW)). Conduce a una correlación entre la anisotropía de temperatura en el CMB y la estructura a gran escala del Universo. Aunque el plasma primordial se volvió transparente a los fotones a medida que el universo se enfriaba, los fotones no viajan sin obstáculos. El cosmos está plagado de irregularidades que son intensas a distancias pequeñas (donde la materia se agrupa en estrellas, galaxias y nebulosas) y se debilitan gradualmente a grandes escalas de longitud... Durante su vuelo, los fotones caen dentro y fuera de los pozos gravitacionales.

Después de que se detectó por primera vez la radiación cósmica (hace unos 40 años), Sacks y Wolf demostraron que un potencial variable en el tiempo debería conducir a un cambio de energía en el ICF de los fotones que lo atraviesan. Un fotón gana energía cuando cae en un pozo gravitatorio y la gasta cuando sale de él. Si el potencial se ha vuelto más profundo durante este proceso, entonces el fotón en su conjunto perderá energía. Si el potencial se vuelve más pequeño, el fotón ganará energía.

En un Universo donde la densidad crítica total está formada solo por átomos y materia oscura, los potenciales gravitatorios débiles en escalas espaciales muy grandes (que corresponden a ondas de densidad de materia suave) evolucionan demasiado lentamente para dejar rastros perceptibles en los fotones ICF. Las regiones más densas simplemente capturan la materia circundante al mismo ritmo 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 la expansión. Resulta que el colapso gravitatorio es frenado por la materia oscura repulsiva. En consecuencia, el potencial gravitatorio tiende a aplanarse y los fotones ganan energía a medida que pasan por estas regiones. De manera similar, los fotones pierden energía cuando pasan por áreas de baja densidad. (¡No trivial!)

Presión negativa

El mayor misterio de la aceleración cósmica no es que sugiera que no podemos ver 2/3 de la sustancia que llena el Universo, sino que impone la existencia de materia con repulsión gravitatoria. Para considerar esta extraña propiedad de la energía oscura, es útil introducir el valor $w=((p)_(oscuro))/((\rho )_(oscuro))$. Esta expresión se parece a la ecuación de estado de un gas. En 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. Como $((\rho )_(total))$ es positivo, 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 doblan el espacio-tiempo. Por lo tanto, para un gas caliente, la energía cinética de sus átomos contribuye a sus fuerzas gravitatorias, medida al medir la aceleración de cuerpos distantes. Sin embargo, las fuerzas que se requieren para contener o aislar el gas trabajan en contra de este exceso de presión. El universo, por otro lado, no está ni aislado ni limitado. La expansión de un espacio lleno de gas caliente sería efectivamente más lenta (debido a la gravedad propia) que la expansión de un universo lleno de gas frío. Por la misma lógica, un medio con presión negativa tal que $((\rho )_(total))+3p

La presión negativa no es infrecuente. La presión del agua en algunos árboles altos se vuelve negativa a medida que la nutrición asciende 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 causada por fuerzas internas. A nivel microscópico, un reservorio de bosones de Higgs (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 verse como una versión pesada del bosón de Higgs. Una versión propuesta de la energía oscura, la quintaesencia, podría ser una versión aún 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 $-1.$ Las piezas aisladas de dicho material pueden tener una masa negativa. …..Pero una cosa está clara. Una presión negativa tan fuerte no tiene lugar para partículas y campos normales en la relatividad general. Numerosas observaciones conducen a un rango más estrecho de parámetros de energía oscura que los que se derivan del razonamiento general anterior.

La combinación de predicciones de varios modelos teóricos y las mejores observaciones de CMB, estructuras a gran escala y supernovas da como resultado $$\Omega_(dark)= 0.728^(+0.015)_(-0.016)$$ $$w= -0.980\ pm0.053 $ $

Una breve historia de la energía oscura

La energía oscura, o algo similar, ha surgido muchas veces en la historia de la cosmología. La caja de Pandora fue abierta por Einstein, quien introdujo el campo gravitatorio en sus ecuaciones. La expansión cósmica aún no se había descubierto en ese momento, y las ecuaciones "sugerían" correctamente que el Universo que contenía materia no podía ser estático sin una adición matemática: la constante cosmológica, que generalmente se denota con $\Lambda$. El efecto equivale a llenar el universo con 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 terminaron en explicaciones más plausibles para los hallazgos. Sin embargo, desde la década de 1960, comenzó a surgir la idea de que la energía del vacío (cero) de todas las partículas y campos debe generar inevitablemente un término similar a $\Lambda$. Además, hay motivos para creer que la constante cosmológica podría surgir naturalmente en las primeras etapas de la evolución del Universo.

En 1980, se desarrolló la teoría de la inflación. En 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 demostró ser muy exitoso. Permitió mucho. Estas paradojas incluyen los problemas del horizonte y la planitud del universo. Las predicciones de la teoría estaban en buen acuerdo 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 inequívocamente asociada a la cuestión de la curvatura del espacio tridimensional. Si, como muchos creían anteriormente, la curvatura del espacio en 2/3 determinara la tasa actual de expansión del Universo y no hubiera energía oscura, entonces el Universo se expandiría indefinidamente, desacelerándose gradualmente. Ahora está claro que el futuro está determinado por las propiedades de la energía oscura.

Como ahora conocemos mal estas propiedades, todavía no podemos predecir el futuro. Solo puedes considerar diferentes opciones. Es difícil decir qué sucede en las teorías con nueva gravedad, pero existe la oportunidad de discutir otros escenarios en este momento. 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 por una gran distancia, y nuestra Galaxia, junto con algunos vecinos, resultará ser una isla en el vacío. Si la energía oscura es la quintaesencia, en un futuro lejano la expansión acelerada puede detenerse e incluso ser reemplazada por una contracción. En este último caso, el Universo volverá a un estado con materia caliente y densa, habrá un "Big Bang al revés", retrocediendo en el tiempo.

El balance energético de nuestro universo. Vale la pena prestar atención al hecho de que la proporción de materia familiar (planetas, estrellas, todo el mundo que nos rodea) representa solo el 4 por ciento, el resto son formas de energía "oscuras".

Un destino aún más dramático le espera al Universo si la energía oscura es un fantasma, y ​​tal que su densidad de energía aumenta indefinidamente. La expansión del Universo será cada vez más rápida, se acelerará tanto que se arrancarán galaxias de los cúmulos, estrellas de las galaxias, planetas del sistema solar. Las cosas llegarán 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 brecha.

Tal escenario, sin embargo, no parece muy probable. Lo más probable es que la densidad de energía del fantasma siga siendo limitada. Pero incluso entonces, el Universo puede esperar 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 poco homogéneo, su densidad de energía en diferentes partes del Universo será diferente, algunas partes se expandirán rápidamente y algunas pueden colapsar. El destino de nuestra Galaxia dependerá del área en la que caiga.

Todo esto, sin embargo, se refiere al futuro, lejano incluso para los estándares cosmológicos. Durante los próximos 20 mil millones de años, el universo seguirá siendo prácticamente igual a como es ahora. Tenemos tiempo para comprender las propiedades de la energía oscura y, por lo tanto, predecir el futuro de manera más definitiva, y tal vez incluso influir en él.