Expansión de la teoría del universo. Expansión del universo confirmada
Cómo se expande el universo
Yuri Efremov, doctor en ciencias físicas y matemáticas
Los científicos rusos han demostrado que la expansión del Universo está gobernada por un vacío físico descubierto en 1998 a partir de observaciones astronómicas. Este descubrimiento inesperado abre nuevos caminos para el desarrollo de las ciencias naturales y la comprensión de las leyes más profundas del mundo que nos rodea.
¿La ciencia fundamental resuelve los problemas a los que se enfrenta la humanidad o solo conduce a nuevos peligros? - la respuesta a esta pregunta depende de qué tan lejos pueda mirar una persona. Damos por sentado todos los beneficios de la civilización, pero todos ellos, como los éxitos de la medicina, fueron el resultado de muchas décadas y siglos de trabajo de científicos que se dedicaban a actividades insignificantes a los ojos de una persona común, como observar las estrellas o la vida de algunos mocos. La aplicación de los resultados de la ciencia, descontrolada por los científicos, ha traído muchos problemas difíciles, pero ahora solo el mayor desarrollo de la ciencia es capaz de salvarnos de ellos, así como darnos nuevas fuentes de energía y salvarnos de retos futuros, como nuevas epidemias o desastres naturales.
El desarrollo de las ciencias naturales, que tarde o temprano dará los frutos necesarios para la futura existencia de nuestra civilización, sólo es posible si todas sus ramas se desarrollan uniformemente, por muy lejos que parezcan de las necesidades humanas actuales. Hasta 1939, la investigación de núcleos atómicos parecía una pérdida de dinero; pocos investigadores se ocuparon de este problema solo porque querían saber cómo funciona el mundo. Esta curiosidad permanece fuerza impulsora Ciencias; los problemas que enfrenta están determinados por la lógica interna de su desarrollo.
La astronomía, al parecer, es una de las más distraídas de la vida, especialmente ahora, cuando ni los pilotos ni los marineros necesitan sus servicios. Sin embargo, recordemos las palabras de Einstein: "Herramientas intelectuales, sin las cuales el desarrollo sería imposible tecnología moderna, provino principalmente de la observación de estrellas. "En los últimos años, el desarrollo de la física teórica (que en el siglo XX nos dotó no solo de una bomba, sino también de láseres y todo tipo de electrónica ...) se ha asociado aún más estrechamente con el éxito de la astronomía. Y en esta ciencia A finales del siglo XX, comenzó una verdadera revolución, de la que el público en general todavía sabe poco (se describe en dos libros publicados recientemente por el personal de GAISH MSU: Yu.N. Efremov, "Deep into the Universe", M., URSS, 2003; A. M. Cherepashchuk, A. D. Chernin, "Universo, vida, agujeros negros", M., Siglo II, 2003).
Algún día, tal vez en unos pocos años, y tal vez solo en muchas décadas, esta revolución traerá frutos a la humanidad, cuyos orígenes serán olvidados para ese momento, al igual que casi todos han olvidado los orígenes de nuestro confort urbano actual. Sin embargo, una persona también tiene necesidades espirituales. Durante mucho tiempo se ha dicho que se diferencia de algunos animales en que a veces es capaz de levantar la cabeza hacia el cielo y volver la mirada hacia las estrellas ...
En este artículo, hablaremos sobre la contribución de los científicos rusos al desarrollo de la cosmología en los últimos años, lo que ha provocado un cambio radical en nuestra comprensión del Universo. Cosmología, la ciencia del universo en su conjunto, en la confluencia de la física
y la astronomía, nació simultáneamente con la teoría general de la relatividad. De sus ecuaciones, escritas por Albert Einstein en 1916, se deduce inicialmente que el Universo no puede ser estático, debe expandirse o contraerse.
Sin embargo, desde tiempos inmemoriales, los filósofos estaban convencidos de que el Cosmos, el Universo como un todo, es eterno e inmutable. Tampoco existían datos de observación que hubieran permitido hablar de la expansión del Universo en 1916 y, de hecho, el Universo aún no se había descubierto. Einstein creía que estaba habitada por estrellas y nuestro sistema de la Vía Láctea abarca todo el universo. No se observaron altas velocidades de las estrellas, y esto le dio bases empíricas para agregar un término más a sus ecuaciones: la constante cosmológica, que debería hacer que el Universo esté estático.
Sin embargo, ya en 1925 finalmente quedó claro que nuestro sistema estelar es solo uno de los innumerables sistemas de este tipo: las galaxias que habitan el vasto Universo (Fig. 1). Ya se conocían altas velocidades de movimiento a lo largo de la línea de visión de las galaxias: las líneas en los espectros de galaxias distantes se desplazaban invariablemente hacia el rojo. Esto fue una consecuencia del efecto Doppler, que provoca un desplazamiento de las líneas espectrales hacia el lado de onda larga (rojo) cuando los objetos observados se alejan de nosotros y hacia el lado azul cuando se acercan.
En 1929, gracias al trabajo de Edwin Hubble y Milton Humason en el telescopio de 2,5 m más grande del mundo en el monte Wilson en California, finalmente quedó claro que existe una proporcionalidad entre las tasas de eliminación de galaxias y sus distancias de nosotros (de hecho, aumentan, por supuesto) , todas las distancias entre todas las galaxias) - el Universo se está expandiendo (Fig.2). La necesidad de una constante cosmológica parecía haber desaparecido: el Universo realmente resultó ser no estático. Las distancias R de las galaxias están representadas por la fórmula R \u003d Ht, donde t es el tiempo y H es una constante, más tarde llamada constante de Hubble.
Después de este descubrimiento, Einstein calificó la introducción de la constante cosmológica como su peor error. Y hasta finales del siglo XX, los físicos más grandes estaban convencidos de que esta constante no era necesaria: es igual a cero. Solo ahora comenzamos a comprender que el error de Einstein fue solo dar a la constante cosmológica el valor necesario precisamente para la naturaleza estática del Universo. Recientemente se ha demostrado la existencia de alguna fuerza, junto con la gravedad habitual que gobierna la dinámica del universo. Después del descubrimiento de la expansión del Universo (en 1929) y la radiación reliquia que quedó del primer milenio de la expansión del Universo (en 1965), este es el mayor logro en astronomía y cosmología observacional. Solo se puede comparar con la prueba de la presencia de agujeros negros supermasivos en los núcleos de las galaxias.
La elección entre modelos cosmológicos que describen el Universo en su conjunto se puede hacer comparando con observaciones de relaciones teóricas entre el corrimiento al rojo y las distancias de objetos distantes con una luminosidad conocida: en grandes corrimientos al rojo, deben aparecer características que digan que el Universo se está expandiendo rápida, uniforme o lentamente. Y esto, en principio, puede dar el valor de la constante cosmológica.
La principal dificultad para aplicar este método está asociada con la necesidad de tener datos confiables sobre los objetos más distantes con una luminosidad conocida, y en determinar esta luminosidad y, por lo tanto, las distancias. Durante mucho tiempo, los únicos objetos que parecían satisfacer estos requisitos eran las galaxias más brillantes en ricos cúmulos, cuya luminosidad puede considerarse aproximadamente la misma. Sin embargo, persistieron serios problemas, asociados en particular con el hecho de que vemos las galaxias más distantes miles de millones de años más jóvenes que las galaxias de nuestra vecindad (Fig. 3).
Por supuesto, el problema del comienzo de la expansión siguió siendo aún más serio: su extrapolación lleva a la conclusión de que hace miles de millones de años toda la materia del Universo estaba concentrada en un volumen puntual. El propio Hubble estaba asustado por esta conclusión inmutable de su descubrimiento y consideró posible que los fotones envejecieran: una disminución en su energía y (y por lo tanto un aumento en la longitud de onda) en su camino desde las profundidades del Universo. Sin embargo, esta suposición tiene una serie de consecuencias que no concuerdan ni con la teoría ni con las observaciones.
En el contexto de este superproblema, otro pasó desapercibido durante mucho tiempo. Según la teoría existente, la expansión cosmológica en un mundo homogéneo e isotrópico se produce según una ley lineal si vamos a distancias en las que la velocidad de esta expansión del espacio supera la velocidad de las galaxias debido a su movimiento durante la interacción gravitacional con galaxias vecinas. Hubble solo tenía datos hasta distancias (en una escala moderna) de aproximadamente 20 Megaparsec (~ 60 mil años luz), sus galaxias más distantes eran miembros del cúmulo de galaxias en la constelación de Virgo. Sin embargo, Hubble descubrió que las velocidades de las galaxias que retroceden dependen linealmente de la distancia, aunque ahora sabemos que la uniformidad de la distribución de las galaxias en el espacio y la isotropía de sus velocidades ocurren solo en escalas de 100 a 300 Megaparsec. Y resulta que a estas distancias, la constante de Hubble tiene el mismo valor que a distancias de 2 - 20 Megaparsec.
Solo en 1972 la paradoja de esta circunstancia fue notada por el mayor astrónomo estadounidense Allan Sandage, un estudiante del Hubble. También enfatizó la necesidad de explicar otra rareza: la presencia de cúmulos de galaxias, dentro de los cuales se mueven rápidamente, no causa una gran dispersión en la posición de las galaxias alrededor de la línea media del desplazamiento al rojo frente a la distancia. En un artículo publicado en 1999, Sandage encontró que los valores locales y globales de la constante de Hubble coinciden con una precisión no peor que el 10%.
I.D. Karachentsev y su grupo obtuvieron recientemente resultados similares basados \u200b\u200ben datos aún más precisos con la ayuda de observaciones en el telescopio de 6 m del Observatorio Astrofísico Especial de la Academia de Ciencias de Rusia y en el Telescopio Espacial. Hubble (figura 4). La constante de Hubble medida por Karachentsev et al.A partir de datos sobre galaxias a distancias de hasta 8 Megaparsec resultó ser la misma que a partir de datos para las galaxias más distantes. Sandage no pudo explicar esta paradoja y concluyó que "nos quedamos con este secreto". Es cierto que ya en 1972 sospechaba que la constancia de la expansión del Universo en todas las escalas se debía a profundas razones cosmológicas. Y esa fue la suposición correcta.
En la década de 1990, quedó claro que las supernovas de tipo Ia pueden servir como "velas estándar" mucho mejor que las galaxias más brillantes en cúmulos. Estas son estrellas que brillan tan intensamente durante varios días o semanas que se vuelven comparables en brillo a una galaxia entera. El fenómeno de las supernovas de tipo Ia ocurre en sistemas cercanos, que consisten en dos estrellas densas: enanas blancas durante el intercambio de materia entre los componentes del sistema (Fig. 5).
Los intentos de utilizar supernovas de este tipo con fines cosmológicos comenzaron hace bastante tiempo, pero faltaban datos de observación. El problema fue la dificultad de obtener el tiempo de observación con grandes telescopios. Los comités que asignan el tiempo de estos telescopios odiaban anteriormente las aplicaciones para trabajos como búsqueda, rastreo, topografía; Los grandes telescopios están diseñados para estudiar objetos únicos ...
El éxito llegó a 1997 para dos equipos simultáneamente. Uno de ellos se formó en 1988 en el Laboratorio Nacional. Lawrence en los Estados Unidos y compuesto principalmente por físicos, estaba encabezado por S. Pearlmutter; otro equipo de astrónomos estuvo encabezado en 1994 por B. Schmidt, quien trabajó en los observatorios Mount Stromlo y Siding Spring en Australia. Estos equipos obtuvieron acceso a telescopios de 4 m en este observatorio y en Cerro Tololo, y más tarde al Telescopio Espacial Hubble y al telescopio Keck de 10 m en Hawai; este último obtuvo datos espectrales (que, por cierto, mostraron que en supernovas distantes cambios espectrales similares ocurren más lentamente que en otras más cercanas, otra prueba de la naturaleza Doppler del corrimiento al rojo).
Los resultados parecieron - y todavía les parecen - increíbles. Las supernovas distantes resultaron ser sistemáticamente más débiles de lo que requería la ley lineal de Hubble, y esto significaba que el Universo se expandía con aceleración y la constante cosmológica no era cero, pero tenía un signo positivo (Fig. 6). S. Perlmutter dice que después de uno de sus primeros discursos con un informe sobre el descubrimiento, un famoso físico-teórico señaló que estos resultados observacionales deben ser erróneos, ya que la constante cosmológica debe ser muy cercana a cero.
Sin embargo, la confiabilidad de los resultados fue indicada por la cercanía de las conclusiones independientes de los dos equipos, que consideraron cuidadosamente todas las posibles fuentes de errores. Fue posible tener en cuenta pequeñas diferencias en la luminosidad máxima de las supernovas sobre la base del trabajo realizado en la década de 1970 por Yu.P. Pskovsky (GAISh Universidad Estatal de Moscú); estas diferencias dependen de la tasa de disminución en el brillo de la estrella.
En octubre de 2003, un gran equipo internacional de astrónomos confirmó la conclusión sobre la expansión acelerada del universo. Obtuvieron datos sobre 23 supernovas, de las cuales 7 son muy lejanas, y esto nos permite decir con seguridad que la aceleración de la expansión del Universo no es aparente, y que las características de Ia supernovas no dependen de sus distancias y edades.
Expansión más rápida El universo obliga a algunos físicos a introducir una nueva entidad, "quintaesencia", un nuevo campo físico, para el que la densidad gravitacional efectiva es negativa y que, por tanto, es capaz de crear antigravedad, lo que lleva a la aceleración de la expansión del Universo. Sin embargo, los clásicos de la ciencia nos enseñan a no introducir nuevas entidades a menos que sea absolutamente necesario. El vacío espacial, que está presente en todas partes, tiene la misma propiedad de presión negativa. También aparece en la física del micromundo, representando el estado de energía más bajo de los campos cuánticos. En él tienen lugar las interacciones de las partículas elementales; la realidad del vacío físico se ha establecido sin lugar a dudas en varios experimentos.
Ahora bien, hay muchas razones para creer que el término cosmológico en las ecuaciones de Einstein describe precisamente la densidad de energía y vacío. Esta densidad es constante en el tiempo y el espacio, y en cualquier marco de referencia, y tiene un valor positivo.
La presión del vacío es igual a la densidad con un signo menos multiplicado por el cuadrado de la velocidad de la luz y, por lo tanto, es negativa, que es lo que causa la expansión acelerada del universo, ahora descubierta a partir de datos sobre supernovas distantes.
Las propiedades del vacío permiten explicar la paradoja de Sendage. Él y sus coautores (Astrophys. J., V. 590, P. 256, 2003) señalan que los primeros en hacer esto en 2001 fueron astrónomos rusos y finlandeses. Según A.D. Chernin (SAI MSU), P. Teerikorpi (Observatorio de Turku) y Yu.V. Baryshev (AI SPbSU) - ver el artículo de revisión de Chernin, (Uspekhi fiz. 1153, 2001): los resultados paradójicos de Sendage y Karachentsev se explican por el hecho de que es el vacío el que determina la dinámica del Universo. La cinemática a gran escala de las galaxias - la expansión del Universo - es homogénea, regular, aunque su distribución espacial es muy irregular en los mismos volúmenes. Esto significa que la dinámica a gran escala de las galaxias está gobernada por el vacío, cuya densidad comienza a exceder la densidad de la materia ya desde distancias del orden de 1,5 a 2 kpc de nosotros. Su densidad es la misma en todas partes y es la que establece la tasa de expansión: la constante de Hubble. El efecto dinámico del vacío no depende ni de los movimientos ni de la distribución de las galaxias en el espacio. Así, partiendo de la explicación de la expansión acelerada del Universo por la presencia de un vacío cósmico, A. Chernin y sus colegas encontraron una explicación natural para la paradoja de Sendage. El concepto de quintaesencia todavía se inventa ad hoc: se propuso solo porque el valor de la densidad de energía y vacío que dan las observaciones astronómicas es incompatible con las creencias de muchos físicos.
Entonces, todo converge en el hecho de que los astrónomos pudieron medir el valor que los físicos siempre han soñado con conocer: la densidad de energía y el vacío. El resultado fue inesperado. Se esperaba que una cantidad tan fundamental tuviera algún valor distinguido, ya sea cero o determinado por la densidad de Planck, una combinación de gravitación constante, la velocidad de la luz y la constante de Planck, que tiene la dimensión de densidad y es de 5 x 1093 g / cm3. Sin embargo, el valor de la densidad del vacío observado por los astrónomos es 122 órdenes de magnitud menor que el de Planck, ¡y sin embargo, de ninguna manera es cero! La densidad de la energía y el vacío es aproximadamente el 70% de la densidad de toda la materia del universo. Este resultado también se deriva de las mediciones satelitales de las fluctuaciones de fondo del CMB. Significa que el universo se expandirá para siempre ...
Todo esto plantea problemas difíciles para la física fundamental. En un artículo de revisión en Physics ± Uspekhi A.D. Chernin ofrece argumentos a favor de la suposición de que la naturaleza del vacío debería estar conectada de alguna manera con la física de los procesos electrodébiles a una edad mundial de unos 10-12 segundos. En una época en la que la temperatura del espacio en expansión cayó a un valor correspondiente a estos procesos, es posible que el último salto (transición de fase) ocurriera en el estado del vacío primario, lo que provocó significado moderno densidad del vacío físico cósmico.
El vacío primario es un concepto teórico del mismo nivel de fundamentalidad que el concepto de tiempo y espacio. Se supone que su densidad debe estar cerca de la densidad de Planck. Aún no hay datos de observación que confirmen su existencia, pero son precisamente las fluctuaciones del vacío primario, en opinión de muchos teóricos, las que dan lugar a muchos universos con la mayor diferentes significados constantes físicas en ellos. El de estos universos, cuyos parámetros (¡en la etapa actual!) Son compatibles con la vida, es Nuestro Universo ...
Entonces, el Universo consiste en un 70% de vacío, y solo el 4% son bariones, que forman estrellas y gas. Este también es el resultado de los últimos años. El 26% restante de la densidad de energía y del Universo lo proporciona la "materia oscura fría", que es detectable (¿hasta ahora?) Sólo por su campo gravitacional. Lo más probable es que los portadores de esta masa oculta sigan siendo partículas elementales de interacción débil desconocidas para la física. Están siendo buscados enérgicamente con instrumentos ubicados a gran profundidad. Pero ya no hay lugar para hablar de esto.
¿Podemos decir que los astrónomos terminaron a finales del siglo XX? Pero no, subimos al siguiente pico de conocimiento, y vimos nuevos picos desde allí. Pudimos determinar la composición del Universo observando estrellas cuya masa es solo alrededor del 1% de su masa total (Fig. 7). Este es otro triunfo de la ciencia, y una prueba de que la ciencia no tendrá fin si la humanidad la apoya. ¡Y entonces no temeremos los desafíos del futuro!
Hace apenas cien años, los científicos descubrieron que nuestro Universo está aumentando rápidamente de tamaño.
En 1870, el matemático inglés William Clifford llegó a la idea muy profunda de que el espacio puede ser curvado, y no lo 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.
Redshift
La primera información sobre la expansión del Universo fue proporcionada por la astrospectrografía. En 1886, el astrónomo inglés William Huggins notó que las longitudes de onda de la luz estelar están ligeramente cambiadas en comparación con los espectros terrestres de los mismos elementos. A partir de la fórmula de la versión óptica del efecto Doppler, derivada en 1848 por el físico francés Armand Fizeau, es posible calcular la magnitud de la velocidad radial de la estrella. Tales observaciones permiten rastrear el movimiento de un objeto espacial.
Un cuarto de siglo después, esta oportunidad fue aprovechada de una nueva manera por el empleado del Observatorio en Flagstaff, Arizona, Vesto Slipher, quien desde 1912 estudió los espectros de nebulosas espirales en un telescopio de 24 pulgadas con un buen espectrógrafo. Para obtener una imagen de alta calidad, se expuso la misma placa fotográfica durante varias noches, por lo que el proyecto avanzó lentamente. De septiembre a diciembre de 1913, Slipher estudió la nebulosa de Andrómeda y, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, llegó a la conclusión de que se aproxima a la Tierra 300 km por segundo.
En 1917, publicó datos sobre las velocidades radiales de 25 nebulosas, que mostraban importantes asimetrías en sus direcciones. Solo cuatro nebulosas se acercaron al Sol, el resto escaparon (y algunas muy rápidamente).
Slipher no luchó por la fama y no promovió sus resultados. Por lo tanto, se dieron a conocer en los círculos astronómicos solo cuando el famoso astrofísico británico Arthur Eddington llamó la atención sobre ellos.
En 1924, publicó una monografía sobre la teoría de la relatividad, que incluía una lista de 41 nebulosas encontradas por Slipher. Las mismas cuatro nebulosas desplazadas al azul estaban presentes allí, mientras que las 37 líneas espectrales restantes se desplazaron al rojo. Sus velocidades radiales variaron entre 150 y 1800 km / sy, en promedio, fueron 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 más allá de ella no había nada más que un espacio oscuro vacío. Es cierto que incluso en el siglo XVIII, algunos científicos vieron cúmulos de estrellas gigantes en nebulosas (Immanuel Kant los llamó universos insulares). Sin embargo, esta hipótesis no fue popular, ya que no fue posible determinar de manera confiable las distancias a las nebulosas.
Este problema fue resuelto por Edwin Hubble, quien trabajó en un telescopio reflector de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson en California. En 1923-1924, descubrió que la nebulosa de Andrómeda consta de muchos objetos luminosos, entre los que se encuentran estrellas variables de la familia Cefeida. Ya se sabía entonces que el período de cambio en su brillo aparente está asociado con la luminosidad absoluta, y por lo tanto las Cefeidas son adecuadas para calibrar distancias cósmicas. Con su ayuda, Hubble estimó la distancia a Andrómeda en 285.000 parsecs (según datos modernos, es de 800.000 parsecs). Se supuso entonces que el diámetro de la Vía Láctea era de aproximadamente 100.000 parsecs (de hecho, es tres veces menor). De esto se siguió 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 insulares".
Leyes de Hubble
Edwin Hubble reveló empíricamente la proporcionalidad aproximada de los desplazamientos al rojo y las distancias galácticas, que él, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, convirtió en una proporcionalidad entre velocidades y distancias. Entonces, aquí estamos tratando con dos patrones diferentes.
Hubble no sabía cómo se relacionan estos patrones entre sí, pero ¿qué dice la ciencia actual al respecto?
Como ya mostró Lemaitre, la correlación lineal entre los desplazamientos al rojo cosmológicos (causados \u200b\u200bpor la expansión del Universo) y las distancias no es de ninguna manera absoluta. En la práctica, se observa bien solo para desplazamientos inferiores a 0,1. Entonces, la ley empírica de Hubble no es exacta, sino aproximada, y la fórmula Doppler-Fizeau es válida solo para pequeños cambios del espectro.
Y aquí está la ley teórica que relaciona la velocidad radial de los objetos distantes con la distancia a ellos (con el coeficiente de proporcionalidad en la forma del parámetro de Hubble V = Hd) es válido para cualquier corrimiento al rojo. Sin embargo, la velocidad involucrada V - no a la velocidad de las señales físicas o 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. Podríamos medirlo solo si pudiéramos detener la expansión del Universo, estirar instantáneamente cintas métricas entre galaxias, leer las distancias entre ellas y dividirlas por los intervalos de tiempo entre las mediciones. Naturalmente, las leyes de la física no lo permiten. Por tanto, los cosmólogos prefieren utilizar el parámetro de Hubble H en otra fórmula, donde aparece el factor de escala del Universo, que describe con precisión el grado de su expansión en diferentes épocas cósmicas (dado que este parámetro cambia con el tiempo, su valor moderno es H 0). El universo ahora se expande con aceleración, 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 nos llega con corrimiento al rojo cosmológico z, lo dejé cuando todas las distancias cosmológicas eran 1 + z veces más pequeño que en nuestra era. La información adicional sobre esta galaxia, como su distancia actual o la tasa de distancia desde la Vía Láctea, solo se puede obtener utilizando un modelo cosmológico específico. Por ejemplo, en el modelo de Einstein-de Sitter, una galaxia con z \u003d 5 se aleja de nosotros a una velocidad igual a 1,1 de (velocidad de la luz). Y si comete un error común y simplemente iguala V/c y z, entonces esta velocidad será cinco veces la velocidad de la luz. La discrepancia, como podemos ver, es grave.
Para ser justos, debe tenerse en cuenta que dos años antes de Hubble, la distancia a Andrómeda fue calculada por el astrónomo estonio Ernst Opik, cuyo resultado, 450.000 parsecs, estaba más cerca del correcto. Sin embargo, utilizó una serie de consideraciones teóricas que no eran tan convincentes como las observaciones directas de Hubble.
En 1926, Hubble realizó un análisis estadístico de observaciones de cuatrocientas "nebulosas extragalácticas" (usó este término durante mucho tiempo, evitando llamarlas galaxias) y propuso una fórmula que relacionaría la distancia a la nebulosa con su brillo aparente. A pesar de los enormes errores de este método, los nuevos datos confirmaron que las nebulosas se distribuyen más o menos uniformemente en el espacio y se ubican mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora ya no había ninguna duda de que el espacio no está cerrado en nuestra Galaxia y sus vecinos más cercanos.
Modeladores espaciales
Eddington se interesó por los resultados de Slipher incluso antes de la aclaración final de la naturaleza de las nebulosas espirales. En ese momento, ya existía un modelo cosmológico, que en cierto sentido predecía el efecto revelado por Slipher. Eddington pensó mucho en ello y, naturalmente, no desaprovechó la oportunidad de dar 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 \u200b\u200ben la relatividad general. Uno de ellos fue escrito por el propio 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 de contorno 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 y a la misma velocidad. El espacio-tiempo de este modelo se curva debido al componente espacial, mientras que el componente temporal no se deforma de ninguna manera. La naturaleza estática de este mundo proporciona un "inserto" especial en la ecuación básica, evitando el colapso gravitacional y actuando así como un campo anti-gravitacional omnipresente. Su intensidad es proporcional a una constante especial, que Einstein llamó universal (ahora se llama 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. Esto requiere solo la densidad promedio de materia cósmica, que, en principio, se puede determinar a partir de observaciones. No es una coincidencia que Eddington admirara este modelo y usara Hubble en la práctica. 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 tanto, este modelo no tiene nada que ver con el Universo real.
Mundo vacío
De Sitter también construyó, como él mismo creía, un mundo estático de constante curvatura positiva. Contiene la constante cosmológica de Einstein, pero no hay materia en absoluto. Cuando se introducen partículas de prueba de masa arbitrariamente pequeña, se dispersan y van al infinito. Además, el tiempo fluye más lentamente en la periferia del universo de De Sitter que en su centro. Debido a esto, las ondas de luz provienen de grandes distancias con un corrimiento al 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 Slipher.
Estas sospechas se confirmaron, aunque de forma diferente. La naturaleza estática del universo de De Sitter resultó ser imaginaria, ya que estaba asociada con una desafortunada elección del sistema de coordenadas. Tras corregir este error, el espacio de De Sitter resultó ser plano, euclidiano, pero no estático. Debido a la constante cosmológica anti-gravitacional, se expande, manteniendo una curvatura cero. Debido a esta expansión, las longitudes de onda de los fotones aumentan, lo que implica el desplazamiento de las líneas espectrales predichas por De Sitter. Cabe señalar que así es como se explica hoy el corrimiento al rojo cosmológico de galaxias distantes.
Coordenadas asociadas
En los cálculos cosmológicos, es conveniente utilizar sistemas de coordenadas acompañantes que se expanden al unísono con la expansión del universo.
En el modelo idealizado, donde las galaxias y los cúmulos galácticos no participan en ningún movimiento adecuado, las coordenadas que las acompañan no cambian. Pero la distancia entre dos objetos en un momento dado es igual a su distancia constante en las coordenadas acompañantes, multiplicada por la magnitud del factor de escala para ese momento. Esta situación se puede ilustrar fácilmente en un globo inflable: la latitud y la longitud de cada punto no cambian, y la distancia entre cualquier par de puntos aumenta al aumentar el radio.
El uso de coordenadas acompañantes ayuda a comprender las profundas diferencias entre la cosmología del 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 que la acompañan es absoluta y, en principio, puede confirmarse mediante observaciones.
La teoría especial de la relatividad describe procesos en el espacio-tiempo, a partir de los cuales es posible, utilizando las transformaciones de Lorentz, aislar los componentes espaciales y temporales en un número infinito de formas. El espacio-tiempo cosmológico, por el contrario, se desintegra naturalmente en un espacio curvo en expansión y un solo tiempo cósmico. En este caso, la velocidad de recesión de las galaxias distantes puede ser muchas veces mayor que la velocidad de la luz.
De la estadística a la dinámica
La historia de las teorías cosmológicas abiertamente no estáticas comienza con dos obras físico soviético Alexander Fridman, publicado en revista alemana Zeitschrift piel Physik en 1922 y 1924. Friedman calculó modelos de universos con curvaturas positivas y negativas variables en el tiempo, que se convirtieron en el fondo dorado de la cosmología teórica. Sin embargo, sus contemporáneos apenas notaron estos trabajos (Einstein al principio incluso consideró el primer artículo de Friedman matemáticamente erróneo). El propio Friedman creía que la astronomía aún no contaba con un arsenal de observaciones que permitiera decidir cuál de los modelos cosmológicos es más coherente con la realidad, y por tanto se limitó a las matemáticas puras. Tal vez hubiera actuado de manera diferente si se hubiera familiarizado con los resultados de Slipher, pero esto no sucedió.
El mayor cosmólogo de la primera mitad del siglo XX, Georges Lemaitre, 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 en Harlow Shapley (durante su estadía en los Estados Unidos, donde preparó su segunda disertación en el MIT, conocí a Slipher y Hubble). En 1925, Lemaitre fue el primero en demostrar que la naturaleza estática del modelo de De Sitter era imaginaria. A su regreso a su tierra natal como profesor en la Universidad de Lovaina, Lemaitre construyó el primer modelo de un universo en expansión con una clara base astronómica. Sin exagerar, este trabajo fue un avance revolucionario en la ciencia espacial.
Revolución ecuménica
En su modelo, Lemaitre retuvo una 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 una velocidad creciente. En esta etapa, conserva una curvatura positiva, que disminuye a medida que aumenta el radio. Lemaitre incluyó en la composición de su universo no solo la materia, sino también la radiación electromagnética. Ni Einstein ni De Sitter, cuyo trabajo era conocido por Lemaitre, ni Friedman, de quien no sabía nada en ese momento, hicieron esto.
Lemaitre, en Estados Unidos, sugirió que los desplazamientos al rojo de las galaxias distantes se deben a la expansión del espacio, que "estira" las ondas de luz. Ahora lo demostró matemáticamente. También demostró que los corrimientos al rojo pequeños (mucho menores que la unidad) son proporcionales a la distancia a la fuente de luz, y el coeficiente de proporcionalidad depende solo del tiempo y lleva información sobre la tasa actual de expansión del Universo. Dado que la fórmula Doppler-Fizeau implicaba que la velocidad radial de la galaxia es proporcional al corrimiento al rojo, Lemaître llegó a la conclusión de que esta velocidad también es proporcional a su distancia. Habiendo analizado 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 inadvertido
Lemaitre publicó su trabajo en 1927 en francés en la revista ilegible Annals of the Brussels Scientific Society. Se cree que esta fue la principal razón por la que inicialmente pasó casi desapercibida (incluso por su maestro Eddington). Es cierto que en el otoño del mismo año, Lemaitre pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él sobre los resultados de Friedmann. El creador de la relatividad general no tenía objeciones técnicas, pero decididamente no creía en la realidad física del modelo de Lemaitre (al igual que no aceptó las conclusiones de Friedmann antes).
Cartas de Hubble
Mientras tanto, a fines de la década de 1920, Hubble y Humason encontraron una correlación lineal entre las distancias de hasta 24 galaxias y sus velocidades radiales, calculadas (principalmente por Slipher) a partir de los desplazamientos al rojo. A partir de esto, Hubble concluyó que la velocidad radial de la galaxia es directamente proporcional a la distancia a ella. El coeficiente de esta proporcionalidad ahora se denota H 0 y se denomina parámetro de Hubble (según los últimos datos, supera ligeramente los 70 (km / s) / megaparsec).
El artículo de Hubble que traza la relación lineal entre las velocidades y distancias galácticas se publicó a principios de 1929. Un año antes, el joven matemático estadounidense Howard Robertson, siguiendo a Lemaitre, dedujo esta dependencia del modelo del Universo en expansión, que Hubble pudo haber conocido. Sin embargo, en su famoso artículo, este modelo no fue mencionado ni directa ni indirectamente. Más tarde, Hubble expresó sus dudas de que las velocidades que aparecen en su fórmula realmente describan los movimientos de las galaxias en el espacio exterior, pero siempre se abstuvo de su interpretación concreta. Vio el significado de su descubrimiento al demostrar la proporcionalidad de las distancias galácticas y los desplazamientos al rojo, y dejó el resto a los teóricos. Por lo tanto, con el debido respeto a Hubble, no hay razón para considerarlo el descubridor de la expansión del Universo.
¡Y sin embargo se está expandiendo!
Sin embargo, Hubble allanó el camino para el reconocimiento de la expansión del universo y el modelo de Lemaitre. Ya en 1930 se le rindió homenaje a maestros de la cosmología como Eddington y De Sitter; un poco más tarde, los científicos notaron y apreciaron el trabajo de Friedman. En 1931, por sugerencia de Eddington, Lemaitre tradujo al inglés su artículo (con pequeños cortes) para el Monthly News of the Royal Astronomical Society. Ese 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 espacio plano y tiempo curvo. Este modelo, debido a su simplicidad, ha sido durante mucho tiempo muy popular entre los cosmólogos.
En el mismo 1931, Lemaitre publicó una breve descripción (y sin ninguna matemática) de otro modelo más del Universo, combinando cosmología y mecánica cuántica. En este modelo, el momento inicial es la explosión del átomo primario (Lemaitre también lo llamó un cuanto), que dio lugar tanto al espacio como al tiempo. Dado que la gravedad ralentiza la expansión del Universo recién nacido, su velocidad disminuye, es posible que casi llegue a cero. Más tarde, Lemaitre introdujo una constante cosmológica en su modelo, que obligó al Universo a moverse con el tiempo hacia un régimen estable de expansión acelerada. Así que 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 asombroso cuánto se adelantó a su tiempo este científico, ciertamente digno del título de descubridor de la expansión del Universo.
El cielo estrellado ha sido durante mucho tiempo un símbolo de la eternidad para el hombre. Sólo en los tiempos modernos la gente se dio cuenta de que las estrellas "fijas" realmente se mueven a velocidades tremendas. En el siglo veinte. La humanidad se ha acostumbrado a un hecho aún más extraño: las distancias entre los sistemas estelares, galaxias que no están conectadas entre sí por fuerzas gravitacionales, aumentan constantemente.
Y no se trata de la naturaleza de las galaxias: ¡el Universo mismo se está expandiendo! La ciencia natural tuvo que desprenderse de uno de sus principios fundamentales: todas las cosas cambian en este mundo, pero el mundo en su conjunto es siempre el mismo. Este puede considerarse el evento científico más importante del siglo XX.
Todo comenzó cuando Albert Einstein creó la relatividad general. Sus lecciones describen las propiedades fundamentales de la materia, el espacio y el tiempo. ("Relativo" en latín suena como relativus, por lo tanto, las teorías basadas en la teoría de la relatividad de Einstein se denominan relativistas).
Aplicando su teoría al Universo como un sistema completo, Einstein descubrió que tal solución, que correspondería al Universo que no cambia con el tiempo, no funciona. Esto no satisfizo al gran científico.
Para lograr una solución estacionaria de sus ecuaciones, Einstein les introdujo un término adicional: el llamado término lambda. Sin embargo, hasta ahora nadie ha podido encontrar ninguna justificación física para este término adicional.
A principios de la década de 1920, el matemático soviético A.A. Fridman resolvió las ecuaciones de la teoría general de la relatividad para el Universo sin imponer la condición de estacionariedad. Demostró que puede haber dos estados para el Universo: un mundo en expansión y un mundo en contracción. Las ecuaciones obtenidas por Friedman se utilizan para describir la evolución del Universo en la actualidad.
Todas estas consideraciones teóricas no fueron conectadas por los científicos con el mundo real, hasta que en 1929 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble confirmó la expansión de la parte visible del Universo. Usó el efecto Doppler. Las líneas en el espectro de una fuente en movimiento se desplazan en una cantidad proporcional a la velocidad de su acercamiento o retroceso, por lo que la velocidad de una galaxia siempre se puede calcular a partir del cambio en la posición de sus líneas espectrales.
Allá por la segunda década del siglo XX. El astrónomo estadounidense Vesto Slipher, después de estudiar los espectros de varias galaxias, notó que la mayoría de ellas tienen líneas espectrales desplazadas hacia el rojo. Esto significaba que se alejaban de nuestra galaxia a velocidades de cientos de kilómetros por segundo.
Hubble determinó la distancia a un pequeño número de galaxias y su velocidad. De sus observaciones se deduce que cuanto más lejos está la galaxia, más rápido se aleja de nosotros. La ley, según la cual la velocidad de remoción es proporcional a la distancia, se llama ley de Hubble.
¿Significa esto que nuestra galaxia es el centro desde donde procede la expansión? Desde el punto de vista de los astrónomos, esto es imposible. Un observador en cualquier punto del Universo debería ver la misma imagen: todas las galaxias tendrían corrimientos al rojo proporcionales a la distancia a ellas. El espacio en sí se hincha.
El universo se está expandiendo, pero no hay un centro de expansión: desde cualquier lugar la imagen de expansión parecerá la misma.
Si dibujas galaxias en un globo y comienzas a inflarlo, las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido, más lejos estén unas de otras, y la única diferencia es que las galaxias dibujadas aumentan de tamaño, mientras que los sistemas estelares reales están en todas partes en El universo conserva su volumen. Esto se debe al hecho de que sus estrellas constituyentes están interconectadas por las fuerzas de la gravedad.
El hecho de la constante expansión del Universo está firmemente establecido. La más distante de las galaxias y cuásares conocidos tiene un corrimiento al rojo tan grande que las longitudes de onda de todas las líneas en los espectros son 5-6 veces más largas que las de las fuentes cercanas.
Pero si el universo se está expandiendo, hoy no lo vemos igual que en el pasado. Hace miles de millones de años, las galaxias estaban ubicadas mucho más cerca unas de otras. Incluso antes, las galaxias individuales simplemente no podían existir, e incluso más cerca del comienzo de la expansión, ni siquiera podía haber estrellas. Esta época, el comienzo de la expansión del Universo, está a 12-15 mil millones de años de nosotros.
Las estimaciones de la edad de las galaxias son todavía demasiado aproximadas para aclarar estos números. Pero se ha establecido de manera confiable que las estrellas más antiguas de diferentes galaxias tienen aproximadamente la misma edad. En consecuencia, la mayoría de los sistemas estelares surgieron en un momento en que la densidad de materia en el Universo era mucho mayor que la actual.
En la etapa inicial, todo el ser del Universo tenía tanto alta densidadque incluso era imposible imaginarla. La idea de la expansión del Universo desde un estado superdenso fue introducida en 1927 por el astrónomo belga Georges Lemaitre, y la propuesta de que la materia inicial estaba muy caliente fue expresada por primera vez por Georgy Antonovich Gamov en 1946. Posteriormente, esta hipótesis fue confirmada por el descubrimiento de la llamada radiación reliquia. Permaneció como un eco del turbulento nacimiento del Universo, que a menudo se llama Big Bang. Pero quedan muchas preguntas. ¿Qué llevó a la formación del Universo observado actualmente, al comienzo de la Explosión? ¿Por qué el espacio es tridimensional y el tiempo uno? ¿Cómo aparecieron los objetos estacionarios, estrellas y galaxias, en el Universo en rápida expansión? Lo que vino antes del comienzo Big Bang? Los astrónomos y físicos modernos están trabajando en la búsqueda de respuestas a estas y otras preguntas.
material del libro de Stephen Hawking y Leonard Mlodinov "La historia más corta del tiempo"
efecto Doppler
En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de estrellas en otras galaxias, se descubrió algo muy interesante: resultaron ser los mismos conjuntos característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todos se desplazaron hacia el extremo rojo del espectro. , y en la misma proporción. Para los físicos, el cambio de color o frecuencia se conoce como efecto Doppler.
Todos conocemos cómo afecta este fenómeno al sonido. Escuche el sonido de un automóvil que pasa junto a usted. Cuando se acerca, el sonido de su motor o silbato parece más alto, y cuando el auto ya ha pasado y comenzó a alejarse, el sonido disminuye. Un coche de policía que viaja hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una ola, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se llama longitud de onda. Cuanto más corta es la longitud de onda, más vibraciones llegan a nuestro oído cada segundo y más alto es el tono, o frecuencia, del sonido.
El efecto Doppler es causado por el hecho de que un automóvil que se acerca, emitiendo cada siguiente cresta onda de sonido, estará cada vez más cerca de nosotros y, como resultado, la distancia entre las crestas será menor que si el automóvil estuviera parado. Esto significa que las longitudes de las ondas que nos llegan se acortan y su frecuencia aumenta. Por el contrario, si el automóvil se aleja, las longitudes de onda que captamos se vuelven más largas y su frecuencia más baja. Y cuanto más rápido se mueve el automóvil, más fuerte aparece el efecto Doppler, que permite usarlo para medir la velocidad.
Cuando una fuente que emite ondas se mueve hacia el observador, la longitud de onda disminuye. Por el contrario, cuando se elimina la fuente, aumenta. Esto se llama efecto Doppler.
La luz y las ondas de radio se comportan de la misma manera. La policía usa el efecto Doppler para determinar la velocidad de los vehículos midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada por ellos. La luz son las vibraciones u ondas del campo electromagnético. La longitud de onda de la luz visible es extremadamente pequeña: de cuarenta a ochenta millonésimas de metro. El ojo humano percibe ondas de luz de diferentes longitudes como colores diferentes, correspondiendo las longitudes de onda más largas al extremo rojo del espectro y las más cortas al extremo azul. Ahora imagine una fuente de luz a una distancia constante de nosotros, como una estrella que emite ondas de luz de cierta longitud. Las longitudes de onda registradas serán las mismas que las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comenzara a alejarse de nosotros. Como en el caso del sonido, esto aumentará la longitud de onda de la luz, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.
Expansión del universo
Habiendo probado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes se dedicó a determinar las distancias a ellas y observar sus espectros. En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían erráticamente y esperaban que el número de espectros desplazados al azul fuera aproximadamente el mismo que el número de espectros desplazados al rojo. Por lo tanto, una completa sorpresa fue el descubrimiento de que los espectros de la mayoría de las galaxias demuestran un corrimiento al rojo: ¡casi todos los sistemas estelares se están alejando de nosotros! Aún más sorprendente fue el hecho descubierto por Hubble y hecho público en 1929: la magnitud del corrimiento al rojo de las galaxias no es aleatoria, sino directamente proporcional a su distancia de nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está la galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se sigue que el Universo no puede ser estático, sin cambios de tamaño, como se pensaba anteriormente. En realidad, se está expandiendo: la distancia entre las galaxias aumenta constantemente.
La comprensión de que el universo se está expandiendo ha creado una revolución en la mente, una de las más grandes del siglo XX. Cuando miras hacia atrás, puede parecer sorprendente que nadie haya pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes deberían haberse dado cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento estaría inmóvil, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su contracción. Incluso si el universo se expandiera con relativa lentitud, la gravedad acabaría finalmente con su expansión y provocaría la contracción. Sin embargo, si la tasa de expansión del Universo es mayor que un cierto punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerla y el Universo continuará expandiéndose para siempre.
Hay un parecido distante a un cohete que se eleva desde la superficie de la Tierra. A una velocidad relativamente baja, la gravedad eventualmente detendrá el cohete y comenzará a caer a la Tierra. Por otro lado, si la velocidad del cohete es superior a la crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.
En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson de Bell Telephone Laboratories en Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible. (Las microondas se refieren a la radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor registrara más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de mal funcionamiento, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido fue diferente porque se registró las 24 horas del día durante todo el año, independientemente de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y su revolución alrededor del Sol. Dado que el movimiento de la Tierra dirigió al receptor a diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido proviene de fuera del sistema solar e incluso de fuera de la galaxia. Parecía caminar por igual desde todos los lados del espacio. Ahora sabemos que dondequiera que apunte el receptor, este ruido permanece constante, salvo variaciones insignificantes. De modo que Penzias y Wilson tropezaron accidentalmente con un ejemplo sorprendente de que el universo es el mismo en todas las direcciones.
¿Cuál es el origen de este ruido de fondo cósmico? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson estaban investigando el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también están interesados \u200b\u200ben las microondas. Estudiaron la suposición de George (George) Gamow de que en las primeras etapas de desarrollo, el universo era muy denso y candente. Dick y Peebles creían que si esto es cierto, entonces deberíamos poder observar el resplandor del universo primitivo, ya que la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo solo llega a nosotros ahora. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz debe desplazarse con tanta fuerza al extremo rojo del espectro que pasa de visible a radiación de microondas. Dick y Peebles se estaban preparando para buscar esta radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que ya la habían encontrado. Por este hallazgo, Penzias y Wilson fueron premiados en 1978 premio Nobel (lo que parece algo injusto para Dick y Peebles, por no mencionar a Gamow).
A primera vista, el hecho de que el universo se vea igual en cualquier dirección sugiere que tenemos un lugar especial en él. En particular, puede parecer que dado que todas las galaxias se están alejando de nosotros, entonces deberíamos estar en el centro del universo. Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el universo puede verse igual en todas las direcciones también cuando se ve desde cualquier otra galaxia.
Todas las galaxias se están alejando unas de otras. Esto se asemeja a la propagación de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la esfera, las distancias entre dos puntos también aumentan, pero ninguno de los puntos puede considerarse el centro de expansión. Además, si el radio del globo crece constantemente, cuanto más alejados estén los puntos de su superficie, más rápido se eliminarán durante la expansión. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo. Luego, dos puntos, separados inicialmente por una distancia de un centímetro, en un segundo ya estarán a una distancia de dos centímetros entre sí (si se miden a lo largo de la superficie del globo), por lo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo. Por otro lado, un par de manchas que estaban separadas por diez centímetros, un segundo después del inicio de la expansión, se separarán veinte centímetros, de modo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo. La velocidad a la que dos galaxias se alejan una de la otra es proporcional a la distancia entre ellas. Por lo tanto, el corrimiento al rojo de la galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia de nosotros; esta es la dependencia que el Hubble descubrió más tarde. En 1922, el físico y matemático ruso Alexander Friedman logró proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones de Hubble; su trabajo permaneció casi desconocido en Occidente hasta que, en 1935, el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Walker propusieron un modelo similar, siguiendo los pasos del descubrimiento de Hubble. expansión del universo.
Debido a la expansión del Universo, las galaxias se alejan unas de otras. Con el tiempo, la distancia entre islas estelares distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como sucede con las manchas en un globo de aire caliente inflado. Por lo tanto, para un observador de cualquier galaxia, la distancia de otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos está.
Tres tipos de expansión del universo
La primera clase de soluciones (la encontrada por Friedman) asume que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre galaxias se ralentice gradualmente y finalmente la detenga. Después de eso, las galaxias comienzan a acercarse entre sí y el Universo comienza a contraerse. De acuerdo con la segunda clase de soluciones, el Universo se está expandiendo tan rápidamente que la gravedad solo ralentizará ligeramente la recesión de las galaxias, pero nunca podrá detenerla. Finalmente, hay una tercera solución, según la cual el universo se expande a una velocidad tal que evita el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias es cada vez menor, pero nunca llega a cero.
Una característica sorprendente del primer modelo de Friedman es que el universo que contiene no es infinito en el espacio, pero no hay fronteras en ningún lugar del espacio. La gravedad es tan fuerte que el espacio se colapsa y se cierra sobre sí mismo. Esto es algo similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene fronteras. Si te mueves a lo largo de la superficie de la Tierra en una determinada dirección, nunca chocarás con una barrera infranqueable o el borde del mundo, pero al final volverás a donde comenzaste tu viaje. En el primer modelo de Friedman, el espacio está organizado exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, y no en dos, como en el caso de la superficie de la Tierra. La idea de que se puede circunnavegar el universo y volver al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no tiene ningún valor práctico, ya que, como puede demostrarse, el universo se encogerá hasta un punto antes de que el viajero regrese al inicio de su viaje. El Universo es tan grande que necesitas moverte más rápido que la luz para terminar tu viaje donde comenzaste, y tales velocidades están prohibidas (por la teoría de la relatividad). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente. Y solo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio se curva en la vecindad de cuerpos masivos).
¿Cuál de los modelos de Friedman describe nuestro universo? ¿Se detendrá la expansión del universo y será reemplazada por la compresión, o el universo se expandirá para siempre?
Resultó que la respuesta a esta pregunta es más difícil de lo que los científicos pensaron inicialmente. Su solución depende principalmente de dos cosas: la tasa de expansión del Universo observada actualmente y su densidad promedio actual (la cantidad de materia por unidad de volumen de espacio). Cuanto mayor sea la tasa de expansión actual, más gravedad y, por lo tanto, la densidad de la materia se requiere para detener la expansión. Si la densidad promedio es mayor que un cierto valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitacional de la materia puede detener la expansión del Universo y obligarlo a contraerse. Este comportamiento del universo corresponde al primer modelo de Friedman. Si la densidad promedio es menor que el valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad promedio del Universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del Universo se ralentizará para siempre, acercándose cada vez más a un estado estático, pero nunca lo alcanzará. Este escenario es consistente con el tercer modelo de Friedman.
Entonces, ¿cuál es el modelo correcto? Podemos determinar la tasa actual de expansión del Universo si medimos la tasa a la que otras galaxias se alejan de nosotros usando el efecto Doppler. Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no son bien conocidas, ya que solo podemos medirlas indirectamente. Por lo tanto, solo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Nuestro conocimiento de la densidad media actual del universo es aún más vago. Entonces, si sumamos las masas de todas las estrellas visibles en nuestra galaxias y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del universo, incluso con la estimación más baja de la tasa de expansión.
Pero eso no es todo. Nuestra y otras galaxias deben contener una gran cantidad de algo de "materia oscura", que no podemos observar directamente, pero que sabemos que existe debido a su efecto gravitacional en las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura proviene de las órbitas de estrellas en la periferia de galaxias espirales como La vía Láctea... Estas estrellas orbitan sus galaxias demasiado rápido para mantenerse en órbita únicamente por la atracción de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias son parte de cúmulos, y de manera similar podemos inferir la presencia de materia oscura entre galaxias en estos cúmulos a partir de su efecto sobre el movimiento de las galaxias. De hecho, la cantidad de materia oscura en el universo excede significativamente la cantidad de materia ordinaria. Si tomamos en cuenta toda la materia oscura, obtenemos aproximadamente una décima parte de la masa necesaria para detener la expansión.
Sin embargo, es imposible excluir la existencia de otras formas de materia, aún no conocidas por nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, lo que podría aumentar su densidad media. Por ejemplo, hay partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.
En los últimos años, varios equipos de investigación han estudiado las ondas más pequeñas en el fondo de microondas que encontraron Penzias y Wilson. El tamaño de estas ondas puede servir como indicador de la estructura a gran escala del universo. ¡Su carácter parece indicar que el universo todavía es plano (como en el tercer modelo de Friedman)! Pero como la cantidad total de materia oscura y ordinaria no es suficiente para esto, los físicos postularon la existencia de otra sustancia aún no descubierta: la energía oscura.
Y como para complicar aún más el problema, las observaciones recientes han demostrado que la expansión del universo no se está desacelerando, sino acelerando... ¡Al contrario de todos los modelos de Friedman! Esto es muy extraño, ya que la presencia de materia en el espacio, alta o baja densidad, solo puede ralentizar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que acumula energía en lugar de disiparla después de que explota. ¿Qué fuerza es responsable de la expansión acelerada del espacio? Nadie tiene una respuesta confiable a esta pregunta. Sin embargo, quizás Einstein todavía tenía razón cuando introdujo la constante cosmológica (y el correspondiente efecto antigravedad) en sus ecuaciones.
La expansión del universo podría haberse predicho en cualquier momento del siglo XIX o XVIII, e incluso a fines del siglo XVII. Sin embargo, la creencia en un universo estático era tan fuerte que la ilusión mantuvo su control sobre las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein estaba tan seguro de la naturaleza estática del universo que en 1915 hizo una enmienda especial a la teoría general de la relatividad, añadiendo artificialmente un término especial a las ecuaciones, llamado constante cosmológica, que aseguraba la naturaleza estática del universo.
La constante cosmológica se manifestó como la acción de alguna nueva fuerza, la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía una fuente definida, sino que era simplemente una propiedad inherente al tejido mismo del espacio-tiempo. Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo mostró una tendencia innata a expandirse. Al elegir el valor de la constante cosmológica, Einstein podría variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda, pudo equilibrar con precisión la atracción mutua de toda la materia existente y obtener un Universo estático como resultado.
Más tarde, Einstein rechazó la idea de una constante cosmológica, admitiendo que era su "mayor error". Como veremos pronto, hoy existen razones para creer que, después de todo, Einstein podría haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero Einstein debe haberse sentido muy desanimado por el hecho de que permitió que su creencia en un universo estacionario socavara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicho por su propia teoría. Solo una persona parece haber discernido esta consecuencia de la relatividad general y se la tomó en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban cómo evitar la inestabilidad del universo, el físico y matemático ruso Alexander Fridman, por el contrario, insistió en que se estaba expandiendo.
Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el Universo: que se ve igual sin importar dónde miremos, y que esto es cierto sin importar desde dónde miremos en el Universo. Basándose en estas dos ideas y resolviendo las ecuaciones de la relatividad general, demostró que el universo no puede ser estático. Así, en 1922, unos años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, ¡Friedman predijo con precisión la expansión del universo!
Siglos atrás, la iglesia cristiana lo habría reconocido como herético, ya que la doctrina de la iglesia postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo. Pero hoy aceptamos esta suposición de Friedman casi por la razón opuesta, por una especie de modestia: nos parecería completamente asombroso si el Universo se viera igual en todas las direcciones solo para nosotros, ¡pero no para otros observadores en el Universo!
El universo se expande. Pero en cierto sentido, la expansión aún no se ha observado directamente: los teóricos están construyendo varios modelos para describirla, pero no vemos cómo los objetos espaciales en tiempo real están avanzando cada vez más.
La precisión de la observación debe mejorarse enormemente y, con la tecnología existente, tendremos que esperar siglos o al menos décadas para acumular datos que ilustren este proceso.
Para construir un modelo que demuestre la expansión del universo, el universo en expansión generalmente se compara con un globo inflado. Al mismo tiempo, asumimos que toda la "área de observación" está disponible para nosotros por completo y en un instante. De hecho, cuanto más distante observamos la galaxia, más tiempo tarda su luz en llegar a la retina de nuestro ojo. En consecuencia, en el momento de la emisión de esta luz, la galaxia parecía estar en la superficie de una bola "menos inflada". Las galaxias más distantes que observamos son visibles en un momento en que la "bola" era muy pequeña. Por lo tanto, debido a la finitud de la velocidad de la luz, vemos una imagen muy distorsionada del mundo que nos rodea.
Una característica de este modelo del Universo en expansión es, por así decirlo, una especie de "vista exterior". Parece que estamos mirando desde la dimensión "extra", y además, vemos todo a la vez, observando los procesos en un solo "reloj cósmico", es decir, cubrimos todo el Universo de una vez, recibiendo información a una velocidad infinita. Esta "mirada de Dios" es inaccesible para el observador ordinario.
Estamos en la Tierra, dentro del universo. Las señales nos llegan a una velocidad finita, a la velocidad de la luz. Por lo tanto, vemos los objetos distantes como eran en el pasado distante. En astronomía, el corrimiento al rojo es el corrimiento al rojo del espectro. Este fenómeno puede ser una expresión del efecto Doppler, desplazamiento al rojo gravitacional o combinaciones de los mismos. El desplazamiento de líneas en los espectros galácticos se debe tanto al desplazamiento al rojo cosmológico causado por la expansión del espacio del Universo como al desplazamiento al rojo (o violeta) asociado con el efecto Doppler debido al movimiento propio de las galaxias.
Después del descubrimiento del corrimiento al rojo en los espectros de galaxias distantes, se asumió que era causado por algo así como "fatiga de un viaje largo": algún proceso desconocido obliga a los fotones a perder energía a medida que se alejan de la fuente de luz y por lo tanto se "ruborizan".
Pero esta hipótesis no es consistente con las observaciones. Por ejemplo, cuando una estrella explota como una supernova, se enciende y luego se atenúa. Las supernovas de tipo 1a, utilizadas para determinar las distancias a las galaxias, tienen un período de desvanecimiento de aproximadamente dos semanas. Durante este período de tiempo, se emite una cierta cantidad de fotones. La hipótesis de la "fatiga" dice que durante el viaje perderán energía, pero el observador seguirá viendo una corriente de fotones que dura dos semanas. En el espacio en expansión, no solo los fotones mismos se "estiran" (debido a lo cual pierden energía), sino también su flujo. Por lo tanto, para que todos "lleguen" a la Tierra, se necesitan más de dos semanas.
En cosmología, hay dos problemas con la distancia: todo está muy alejado y se mueve rápido. Siempre que la luz llegue desde la fuente al observador, su distancia cambiará enormemente. Al mismo tiempo, la distancia a los objetos "ahora mismo" no es susceptible de medición directa, ya que este procedimiento requiere un tiempo finito (y, en general, bastante largo) asociado con la propagación de la señal: simplemente no vemos los objetos distantes como están en este momento. Esto complica todo, porque, utilizando la experiencia cotidiana, estamos acostumbrados a imaginarlo todo "como es ahora". En cosmología, las distancias y velocidades "ahora mismo" solo podemos calcular dentro de un determinado modelo, o obtenerlas de alguna manera "indirecta", pero no con la ayuda métodos modernos observación.
A medida que el universo se expande, su región observable ahora tiene un radio de más de 14 mil millones de años luz. A medida que la luz viaja, el espacio que atraviesa se expande. En el momento en que nos alcanza, la distancia a la galaxia que lo emitió se vuelve mayor que la calculada a partir del tiempo del "viaje" de los fotones (aproximadamente el segundo).
Muchas personas recuerdan los eventos de ayer mejor que anteayer, y no recuerdan hace una semana. Pero les brillan algunos recuerdos de la infancia y la adolescencia, como si todo hubiera pasado ayer. Si tomamos una galaxia como la nuestra, resulta que hasta cierta distancia (y, mirando a objetos distantes, ¡miramos al pasado!) Se verá cada vez más pequeña. Pero entonces, ¡he aquí! - el tamaño visible comenzará a aumentar. Esto se debe a que la luz de la galaxia observada se emitió durante la juventud del universo, cuando estábamos mucho más cerca. En consecuencia, la distancia angular a los objetos distantes cambia de la misma manera extraña. El ángulo entre los rayos de luz no cambia cuando se propaga en un universo "plano". Por lo tanto, la distancia angular a un objeto espacial depende solo de qué tan lejos estaba en el momento de la radiación.
La distancia adecuada es la distancia física entre los objetos. Cambia de acuerdo con la expansión del universo. La distancia, que generalmente se menciona en todos los artículos, noticias, es igual al camino de la luz atravesado desde la fuente desde el momento de la radiación. Es aproximadamente igual al suyo a distancias relativamente pequeñas, donde durante la propagación de la señal el Universo no tuvo tiempo de expandirse notablemente. Las coordenadas que lo acompañan están vinculadas a una cuadrícula de coordenadas que se expande con la expansión del universo. En relación con él, la posición de los objetos permanece sin cambios, mientras que las distancias adecuadas entre ellos aumentan de acuerdo con el cambio en el factor de escala. Es importante que la distancia angular sea igual a la distancia adecuada en el momento de la emisión de radiación.
Hasta ahora, el horizonte se ha elevado como "la línea donde la tierra se encuentra con el cielo". A medida que nuestras ideas sobre el Universo mejoraron, comenzaron a aparecer más y más "horizontes" en el léxico de los científicos, que no son posibles de alcanzar (aunque solo sea porque la velocidad máxima posible en nuestro mundo está limitada por la velocidad de la luz). El horizonte de partículas es una esfera en expansión, cuyo radio está determinado por la distancia a la fuente más distante, en principio observada en un momento dado en el tiempo (estamos hablando de la distancia adecuada al objeto en el momento de recibir un fotón, y no en el momento de la radiación). Tal horizonte no puede definirse como la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo después del comienzo de la expansión, ya que mientras el fotón está volando, el universo se expande. Pero si hablamos de partículas como galaxias que surgieron en algún momento no demasiado temprano en la evolución del universo, entonces ese horizonte estará en modelos acelerados. También existe en nuestro Universo. La distancia al horizonte de eventos es la distancia (actualmente) a la partícula que puede alcanzar nuestra señal de luz enviada en este momento. Vemos galaxias con corrimientos al rojo de aproximadamente 1.8. La luz de tales galaxias viaja hasta nosotros durante 10 mil millones de años.
En el momento de la radiación, estaban a 5.700 millones de años luz de nosotros (su propia distancia en el momento de la radiación). Ahora están a 16,1 mil millones de años luz de distancia (su propia distancia en este momento), y la señal que les enviemos nunca los alcanzará a menos que la dinámica del Universo cambie fundamentalmente en el futuro. Por el contrario, nunca veremos los eventos que tienen lugar en ellos ahora.
Resulta que la distancia al horizonte de eventos corresponde a la distancia a tales galaxias en este momento, ¡pero las vemos ahora como eran en el pasado lejano! En este sentido, no veremos el horizonte de eventos, pero podemos decir que su posición corresponde a la posición actual de las galaxias que observamos con un corrimiento al rojo de 1.8. Según la ley de Hubble, la tasa de remoción de objetos distantes es directamente proporcional a la distancia a ellos. Aquí estamos hablando de la tasa de cambio en la propia distancia en este momento.
La distancia a la que la velocidad de remoción es igual a la velocidad de la luz se llama "esfera de Hubble". Hay fuentes que, en el momento de la radiación, y en este momento se encuentran fuera de ella, es decir, su velocidad de escape es superior a la velocidad de la luz tanto entonces como ahora.
En el modelo cosmológico moderno (con una contribución de energía oscura de aproximadamente el 70%), todas las fuentes observadas con corrimientos al rojo superiores a 1,5 se están alejando de nosotros más rápido que la velocidad de la luz. Es decir, las velocidades relativas de puntos ubicados a grandes distancias entre sí no están limitadas por la velocidad de la luz.
En un hipotético universo estacionario con un comienzo en el tiempo, el horizonte de partículas es una esfera que se expande a la velocidad de la luz. Si, 5 mil millones de años después de la "creación" de este mundo, aparece un observador en alguna de las galaxias, para él este horizonte de partículas resultará ser una esfera con un radio de 5 mil millones de años luz. En otros mil millones de años, su radio será de 6 mil millones de años luz, etc.
Imagínese el primer fotón emitido en el "momento cero". A su velocidad de movimiento, igual a la velocidad de la luz, se suma la velocidad de expansión del espacio. Durante la existencia del Universo, este fotón se ha alejado del lugar de su emisión a una distancia de 46 mil millones de años luz (aproximadamente 13,7 mil millones de años luz, voló "solo", el resto - debido a la expansión del Universo). Así, sin tener en cuenta la tasa de expansión, se necesitarían 46 mil millones de años para superar esta distancia. La radiación reliquia surgió cuando el Universo tenía 380 mil años. El corrimiento al rojo que lo acompaña es 1089. Actualmente, la distancia adecuada a la fuente que emitió esta radiación es de casi 46 mil millones de años luz.
El observador puede ver solo una parte finita de su mundo. No es posible para nosotros saber cómo es el universo más allá del horizonte de partículas actual. Si el espacio continúa expandiéndose con la aceleración, entonces en un futuro arbitrariamente distante será imposible comprobar cómo se ve el Universo más allá del horizonte de partículas. Y nuestros telescopios no pueden "mirar" a una era en la que el espacio exterior estaba lleno de plasma y no contenía fotones libres.
Basado en el material de Sergei Popov y Alexei Toporensky preparado por Sergei RYABOSHAPKO, Samara
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