El universo no es estático. Así lo confirmó la investigación del astrónomo Edwin Hubble allá por 1929, es decir, hace casi 90 años. Esta idea le fue sugerida por las observaciones del movimiento de las galaxias. Otro descubrimiento de los astrofísicos a finales del siglo XX fue el cálculo de la expansión acelerada del Universo.
¿Cómo se llama la expansión del Universo?
Algunas personas se sorprenden al escuchar a los científicos referirse a la expansión del Universo. La mayoría de la gente asocia este nombre con la economía y con expectativas negativas.
La inflación es el proceso de expansión del Universo inmediatamente después de su aparición y con una fuerte aceleración. Traducido del inglés, "inflación" significa "inflar", "inflar".
Los que se oponen a la teoría de la expansión utilizan nuevas dudas sobre la existencia de la energía oscura como factor en la teoría de la inflación del Universo.
Luego, los científicos propusieron un mapa de los agujeros negros. Los datos iniciales difieren de los obtenidos posteriormente:
- Sesenta mil agujeros negros con una distancia entre los más lejanos de más de once millones de años luz: datos de hace cuatro años.
- Ciento ochenta mil galaxias con agujeros negros a una distancia de trece millones de años luz. Datos obtenidos por científicos, incluidos físicos nucleares rusos, a principios de 2017.
Esta información, afirman los astrofísicos, no contradice el modelo clásico del Universo.
La tasa de expansión del Universo es un desafío para los cosmólogos
De hecho, el ritmo de expansión es un desafío para cosmólogos y astrónomos. Es cierto que los cosmólogos ya no argumentan que la tasa de expansión del Universo no tiene un parámetro constante; las discrepancias se trasladaron a otro plano, cuando la expansión comenzó a acelerarse. Los datos sobre el desplazamiento en el espectro de galaxias supernovas de tipo I muy distantes demuestran que la expansión no es un proceso repentino.
Los científicos creen que el Universo se contrajo durante los primeros cinco mil millones de años.
Las primeras consecuencias del Big Bang provocaron primero una poderosa expansión y luego comenzó la compresión. Pero la energía oscura todavía influyó en el crecimiento del universo. Y con aceleración.
Los científicos estadounidenses han comenzado a crear un mapa del tamaño del Universo para diferentes épocas para saber cuándo comenzó la aceleración. Al observar las explosiones de supernovas, así como la dirección de concentración en galaxias antiguas, los cosmólogos notaron características de aceleración.
Por qué el Universo se está “acelerando”
Inicialmente, se entendió que los valores de aceleración en el mapa no eran lineales, sino que se convertían en una onda sinusoidal. Se la llamó la "ola del Universo".
La onda del Universo sugiere que la aceleración no se produjo a una velocidad constante: o se desaceleró o se aceleró. Y varias veces. Los científicos creen que hubo siete procesos de este tipo en los 13.810 millones de años posteriores al Big Bang.
Sin embargo, los cosmólogos aún no pueden responder a la pregunta de de qué depende la aceleración-desaceleración. Las suposiciones se reducen a la idea de que el campo energético del que se origina la energía oscura está subordinado a la onda del Universo. Y, al pasar de una posición a otra, el Universo expande su aceleración o la desacelera.
A pesar de lo convincentes de los argumentos, siguen siendo una teoría. Los astrofísicos esperan que la información del telescopio orbital Planck confirme la existencia de ondas en el Universo.
¿Cuándo se descubrió la energía oscura?
Se empezó a hablar de ello por primera vez en los años noventa debido a las explosiones de supernovas. Se desconoce la naturaleza de la energía oscura. Aunque Albert Einstein identificó la constante cósmica en su teoría de la relatividad.
En 1916, hace cien años, el Universo todavía se consideraba inmutable. Pero intervino la fuerza de gravedad: las masas cósmicas inevitablemente chocarían entre sí si el Universo estuviera inmóvil. Einstein declara que la gravedad se debe a la fuerza cósmica repulsiva.
Georges Lemaitre lo justificará mediante la física. El vacío contiene energía. Debido a sus vibraciones, que provocan la aparición de partículas y su posterior destrucción, la energía adquiere una fuerza repulsiva.
Cuando Hubble demostró la expansión del Universo, Einstein lo calificó de absurdo.
Impacto de la energía oscura
El universo se está separando a una velocidad constante. En 1998, se presentaron al mundo datos de un análisis de explosiones de supernovas de tipo 1. Se ha comprobado que el Universo crece cada vez más rápido.
Esto sucede debido a una sustancia desconocida, llamada “energía oscura”. Resulta que ocupa casi el 70% del espacio del Universo. La esencia, las propiedades y la naturaleza de la energía oscura no se han estudiado, pero los científicos están tratando de descubrir si existió en otras galaxias.
En 2016 calcularon la tasa exacta de expansión para el futuro próximo, pero apareció una discrepancia: el Universo se está expandiendo a un ritmo más rápido de lo que los astrofísicos suponían anteriormente. Han surgido disputas entre los científicos sobre la existencia de la energía oscura y su influencia en la tasa de expansión de los límites del universo.
La expansión del Universo se produce sin energía oscura
A principios de 2017, los científicos propusieron la teoría de que la expansión del Universo es independiente de la energía oscura. Explican la expansión por cambios en la estructura del Universo.
Científicos de las universidades de Budapest y de Hawaii llegaron a la conclusión de que la discrepancia entre los cálculos y la tasa de expansión real está asociada con cambios en las propiedades del espacio. Nadie tuvo en cuenta lo que le sucede al modelo del Universo durante la expansión.
Habiendo dudado de la existencia de energía oscura, los científicos explican: las mayores concentraciones de materia en el Universo afectan su expansión. En este caso, el contenido restante se distribuye uniformemente. Sin embargo, el hecho sigue en paradero desconocido.
Para demostrar la validez de sus suposiciones, los científicos propusieron un modelo de miniuniverso. Lo presentaron en forma de un conjunto de burbujas y comenzaron a calcular los parámetros de crecimiento de cada burbuja a su propia velocidad, dependiendo de su masa.
Este modelado del Universo demostró a los científicos que puede cambiar sin tener en cuenta la energía. Pero si se “mezcla” energía oscura, el modelo no cambiará, dicen los científicos.
En general, el debate aún continúa. Los defensores de la energía oscura dicen que afecta la expansión de los límites del Universo; los oponentes se mantienen firmes, argumentando que lo que importa es la concentración de materia.
La tasa de expansión del Universo ahora.
Los científicos están convencidos de que el Universo empezó a crecer después del Big Bang. Luego, hace casi catorce mil millones de años, resultó que la tasa de expansión del Universo era mayor que la velocidad de la luz. Y sigue creciendo.
En el libro "La historia más corta del tiempo" de Stephen Hawking y Leonard Mlodinow, se señala que la tasa de expansión de los límites del Universo no puede exceder el 10% por mil millones de años.
Para determinar la tasa de expansión del Universo, en el verano de 2016, el premio Nobel Adam Riess calculó la distancia a las cefeidas pulsantes en galaxias cercanas entre sí. Estos datos nos permitieron calcular la velocidad. Resultó que las galaxias situadas a una distancia de al menos tres millones de años luz pueden alejarse a una velocidad de casi 73 km/s.
El resultado fue sorprendente: los telescopios orbitales, el mismo Planck, hablaban de 69 km/s. Los científicos no pueden responder por qué se registró tal diferencia: no saben nada sobre el origen de la materia oscura, en la que se basa la teoría de la expansión del Universo.
Radiación oscura
Otro factor en la “aceleración” del Universo fue descubierto por los astrónomos utilizando el Hubble. Se cree que la radiación oscura apareció al comienzo de la formación del Universo. Entonces había más energía en él, no materia.
La radiación oscura "ayudó" a la energía oscura a expandir los límites del Universo. Los científicos creen que las discrepancias en la determinación de la tasa de aceleración se deben a la naturaleza desconocida de esta radiación.
El trabajo futuro del Hubble debería hacer que las observaciones sean más precisas.
Una energía misteriosa podría destruir el universo
Los científicos llevan varias décadas considerando esta posibilidad; los datos del observatorio espacial Planck muestran que esto está lejos de ser una mera especulación. Fueron publicados en 2013.
"Planck" midió el "eco" del Big Bang, que apareció cuando el Universo tenía unos 380 mil años de edad, la temperatura era de 2.700 grados. Además, la temperatura cambió. "Planck" también determinó la "composición" del Universo:
- casi el 5%: estrellas, polvo cósmico, gas cósmico, galaxias;
- casi el 27% es masa de materia oscura;
- Alrededor del 70% es energía oscura.
El físico Robert Caldwell sugirió que la energía oscura tiene el poder de crecer. Y esta energía separará el espacio-tiempo. La galaxia se alejará en los próximos veinte a cincuenta mil millones de años, cree el científico. Este proceso ocurrirá con una creciente expansión de los límites del Universo. Esto arrancará la Vía Láctea de la estrella y también se desintegrará.
Se midió que el espacio tenía unos sesenta millones de años. El Sol se convertirá en una estrella enana moribunda y los planetas se separarán de ella. Entonces la Tierra explotará. En los próximos treinta minutos, el espacio destrozará los átomos. El resultado final será la destrucción de la estructura espacio-temporal.
¿Dónde vuela la Vía Láctea?
Los astrónomos de Jerusalén están convencidos de que la Vía Láctea ha alcanzado su velocidad máxima, superior a la tasa de expansión del Universo. Los científicos explican esto por el deseo de la Vía Láctea por el "gran atractor", considerado el más grande, y así es como la Vía Láctea abandona el desierto cósmico.
Los científicos utilizan diferentes métodos para medir la tasa de expansión del Universo, por lo que no existe un resultado único para este parámetro.
En 1920, Edwin Hubble recibió dos cosas que le permitieron revolucionar la forma en que la gente veía el universo. Uno era el telescopio más grande del mundo en ese momento, y el otro fue un descubrimiento interesante del colega astrónomo Vesto Slipher, quien vio lo que ahora llamamos galaxias en la nebulosa y quedó intrigado por su brillo, que era mucho más rojo de lo esperado. Relacionó esto con el corrimiento al rojo.
Imagina que tú y otra persona están parados cerca de una cuerda larga y cada segundo tiran de ella. En ese momento, una onda viaja a lo largo de la cuerda, haciéndole saber a la otra persona que la cuerda se ha torcido. Si usted se aleja rápidamente de esta persona, la distancia que recorre, la ola tendría que superar cada segundo, y, desde el punto de vista del otro, la cuerda comenzaría a temblar una vez cada 1,1 segundos. Cuanto más rápido vayas, más tiempo pasará para la otra persona entre tirones.
Lo mismo ocurre con las ondas de luz: cuanto más lejos está la fuente de luz del observador, más raros se vuelven los picos de las ondas, y esto los desplaza a la parte roja del espectro de luz. Slifer concluyó que las nebulosas aparecen rojas porque se alejan de la Tierra.
Edwin Hubble Hubble tomó un telescopio nuevo y comenzó a buscar el corrimiento al rojo. Lo encontró en todas partes, pero algunas estrellas parecían hasta cierto punto más rojas que otras: algunas estrellas y galaxias estaban ligeramente desplazadas al rojo, pero a veces el corrimiento al rojo era máximo. Después de recopilar una gran cantidad de datos, Hubble creó un diagrama que muestra que el corrimiento al rojo de un objeto depende de su distancia a la Tierra.
Así, en el siglo XX se demostró que el Universo se está expandiendo. La mayoría de los científicos que examinaron los datos asumieron que la expansión se estaba desacelerando. Algunos creían que el Universo se expandiría gradualmente hasta un cierto límite, que existe, pero que, sin embargo, nunca alcanzará, y otros pensaban que después de alcanzar este límite, el Universo comenzaría a contraerse. Sin embargo, los astrónomos encontraron una manera de solucionar el problema: para ello necesitaban los telescopios más modernos y un poco de ayuda del Universo en forma de supernovas de tipo 1A.
Como sabemos cómo cambia el brillo con la distancia, también sabemos qué tan lejos están estas supernovas de nosotros y cuántos años viajó la luz antes de que pudiéramos verla. Y cuando observamos el corrimiento al rojo de la luz, sabemos cuánto se ha expandido el Universo durante ese tiempo.
Cuando los astrónomos observaron estrellas antiguas y distantes, notaron que la distancia no coincidía con el grado de expansión. La luz de las estrellas tardó más de lo esperado en llegar a nosotros, como si la expansión hubiera sido más lenta en el pasado, estableciendo así que la expansión del Universo se está acelerando, no desacelerando.
Los mayores descubrimientos científicos de 2014.
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Si miras al cielo en una noche despejada y sin luna, lo más probable es que los objetos más brillantes sean los planetas Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Y también verá una gran cantidad de estrellas similares a nuestro Sol, pero ubicadas mucho más lejos de nosotros. Algunas de estas estrellas fijas en realidad se mueven ligeramente entre sí a medida que la Tierra se mueve alrededor del Sol. ¡No están inmóviles en absoluto! Esto sucede porque estas estrellas están relativamente cerca de nosotros. Debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, vemos estas estrellas más cercanas contra el fondo de otras más distantes desde diversas posiciones. El mismo efecto se observa cuando se conduce un coche y los árboles a lo largo de la carretera parecen cambiar de posición en el contexto del paisaje que se extiende hacia el horizonte (Fig. 14). Cuanto más cerca están los árboles, más notorio es su aparente movimiento. Este cambio de posición relativa se llama paralaje. En el caso de las estrellas, esto es un verdadero éxito para la humanidad, porque el paralaje nos permite medir directamente la distancia a ellas.
Arroz. 14. Paralaje estelar.
Ya sea que te estés moviendo por una carretera o en el espacio, las posiciones relativas de los cuerpos cercanos y lejanos cambian a medida que te mueves. La magnitud de estos cambios se puede utilizar para determinar la distancia entre cuerpos.
La estrella más cercana, Próxima Centauri, está a unos cuatro años luz de distancia, o cuarenta millones de millones de kilómetros. La mayoría de las demás estrellas visibles a simple vista se encuentran a unos cientos de años luz de nosotros. En comparación, ¡solo hay ocho minutos luz entre la Tierra y el Sol! Las estrellas se encuentran dispersas por todo el cielo nocturno, pero son especialmente densas en la banda que llamamos Vía Láctea. Ya en 1750, algunos astrónomos sugirieron que la aparición de la Vía Láctea podría explicarse pensando que la mayoría de las estrellas visibles estaban reunidas en una configuración en forma de disco, como lo que hoy llamamos galaxias espirales. Sólo unas décadas más tarde, el astrónomo inglés William Herschel confirmó la validez de esta idea, contando minuciosamente el número de estrellas visibles a través de un telescopio en diferentes partes del cielo. Sin embargo, esta idea no recibió pleno reconocimiento hasta el siglo XX. Ahora sabemos que la Vía Láctea, nuestra galaxia, se extiende aproximadamente cien mil años luz de un extremo a otro y gira lentamente; las estrellas en sus brazos espirales completan una revolución alrededor del centro de la galaxia cada pocos cientos de millones de años. Nuestro Sol, una estrella amarilla ordinaria de tamaño mediano, está situado en el borde interior de uno de los brazos espirales. Ciertamente hemos recorrido un largo camino desde los días de Aristóteles y Ptolomeo, cuando la gente consideraba que la Tierra era el centro del Universo.
La imagen moderna del Universo comenzó a formarse en 1924, cuando el astrónomo estadounidense Edwin Hubble demostró que la Vía Láctea no es la única galaxia. Descubrió que había muchos otros sistemas estelares separados por vastos espacios vacíos. Para confirmar esto, Hubble tuvo que determinar la distancia de la Tierra a otras galaxias. Pero las galaxias están tan lejos que, a diferencia de las estrellas cercanas, en realidad parecen inmóviles. Al no poder utilizar el paralaje para medir distancias a las galaxias, Hubble se vio obligado a utilizar métodos indirectos para estimar distancias. Una medida obvia de la distancia de una estrella es su brillo. Pero el brillo aparente depende no sólo de la distancia a la estrella, sino también de su luminosidad: la cantidad de luz que emite. Una estrella tenue cerca de nosotros eclipsará a la estrella más brillante de una galaxia distante. Por tanto, para utilizar el brillo aparente como medida de distancia, debemos conocer la luminosidad de la estrella.
La luminosidad de las estrellas cercanas se puede calcular a partir de su brillo aparente porque, gracias al paralaje, conocemos su distancia. Hubble observó que las estrellas cercanas pueden clasificarse según la naturaleza de la luz que emiten. Las estrellas de la misma clase siempre tienen la misma luminosidad. Sugirió además que si descubrimos estrellas de estas clases en una galaxia distante, se les puede asignar la misma luminosidad que estrellas similares cercanas a nosotros. Con esta información es fácil calcular la distancia a la galaxia. Si los cálculos realizados para muchas estrellas de la misma galaxia dan la misma distancia, entonces podemos estar seguros de que nuestra estimación es correcta. De esta forma, Edwin Hubble calculó las distancias a nueve galaxias diferentes.
Hoy sabemos que las estrellas visibles a simple vista constituyen una pequeña fracción de todas las estrellas. Vemos unas 5.000 estrellas en el cielo, sólo alrededor del 0,0001% de todas las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Y la Vía Láctea es sólo una de los más de cien mil millones de galaxias que pueden observarse con los telescopios modernos. Y cada galaxia contiene alrededor de cien mil millones de estrellas. Si una estrella fuera un grano de sal, todas las estrellas visibles a simple vista cabrían en una cucharadita, pero las estrellas de todo el Universo formarían una bola con un diámetro de más de trece kilómetros.
Las estrellas están tan lejos de nosotros que parecen puntos de luz. No podemos distinguir su tamaño o forma. Pero como señaló Hubble, hay muchos tipos diferentes de estrellas y podemos distinguirlas por el color de la radiación que emiten. Newton descubrió que si la luz del sol pasara a través de un prisma de vidrio de tres lados, se dividiría en los colores que lo componen, como un arco iris (Fig. 15). La intensidad relativa de los diferentes colores de la radiación emitida por una fuente de luz se llama espectro. Al enfocar un telescopio en una sola estrella o galaxia, se puede estudiar el espectro de luz que emite.
Arroz. 15. Espectro estelar.
Analizando el espectro de emisión de una estrella podemos determinar tanto su temperatura como la composición de su atmósfera.
La radiación de un cuerpo permite, entre otras cosas, juzgar su temperatura. En 1860, el físico alemán Gustav Kirchhoff estableció que cualquier cuerpo material, como una estrella, cuando se calienta, emite luz u otra radiación, al igual que las brasas arden. El brillo de los cuerpos calentados se debe al movimiento térmico de los átomos en su interior. Esto se llama radiación de cuerpo negro (aunque los cuerpos calentados en sí no son negros). El espectro de radiación del cuerpo negro es difícil de confundir con cualquier cosa: tiene una apariencia característica que cambia con la temperatura corporal (Fig. 16). Por tanto, la radiación de un cuerpo calentado es similar a las lecturas de un termómetro. El espectro de radiación que observamos de varias estrellas es siempre similar a la radiación de un cuerpo negro, esto es una especie de notificación sobre la temperatura de la estrella.
Arroz. 16. Espectro de radiación del cuerpo negro.
Todos los cuerpos, no sólo las estrellas, emiten radiación debido al movimiento térmico de las partículas microscópicas que los constituyen. La distribución de frecuencia de la radiación caracteriza la temperatura corporal.
Si estudiamos de cerca la luz de las estrellas, nos brindará aún más información. Descubriremos la ausencia de algunos colores estrictamente definidos, y serán diferentes para diferentes estrellas. Y como sabemos que cada elemento químico absorbe su propio conjunto característico de colores, al comparar estos colores con los que están ausentes en el espectro de la estrella, podemos determinar con precisión qué elementos están presentes en su atmósfera.
En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de las estrellas de otras galaxias, descubrieron algo muy interesante: resultaron tener los mismos patrones característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todas estaban desplazadas hacia el extremo rojo. del espectro, y en la misma proporción. Los físicos conocen un cambio de color o de frecuencia como efecto Doppler.
Todos conocemos cómo afecta este fenómeno al sonido. Escuche el sonido de un auto que pasa. Cuando se acerca, el sonido de su motor o bocina parece más alto, y cuando el auto ya pasó y comenzó a alejarse, el sonido disminuye. Un coche de policía que avanza hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una onda, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se llama longitud de onda. Cuanto más corta es la longitud de onda, más vibraciones llegan a nuestro oído cada segundo y más alto es el tono o frecuencia del sonido.
El efecto Doppler se debe al hecho de que un coche que se aproxima, emitiendo cada cresta de onda sonora sucesiva, estará más cerca de nosotros y, como resultado, las distancias entre las crestas serán menores que si el coche estuviera parado. Esto significa que las longitudes de las ondas que nos llegan se acortan y su frecuencia aumenta (Fig. 17). Por el contrario, si el coche se aleja, la longitud de las ondas que captamos se hace más larga y su frecuencia menor. Y cuanto más rápido se mueve el coche, más fuerte aparece el efecto Doppler, lo que permite utilizarlo para medir la velocidad.
Arroz. 17. Efecto Doppler.
Cuando la fuente que emite ondas se acerca al observador, la longitud de onda disminuye. A medida que la fuente se aleja, por el contrario, aumenta. Esto se llama efecto Doppler.
La luz y las ondas de radio se comportan de manera similar. La policía utiliza el efecto Doppler para determinar la velocidad de los coches midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada en ellos. La luz son vibraciones u ondas de un campo electromagnético. Como señalamos en el Cap. 5, la longitud de onda de la luz visible es extremadamente pequeña: de cuarenta a ochenta millonésimas de metro.
El ojo humano percibe diferentes longitudes de onda de luz como diferentes colores, con las longitudes de onda más largas en el extremo rojo del espectro y las más cortas en el extremo azul. Ahora imaginemos una fuente de luz ubicada a una distancia constante de nosotros, como una estrella, que emite ondas de luz de una determinada longitud de onda. La longitud de las ondas registradas será la misma que las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comienza a alejarse de nosotros. Al igual que con el sonido, esto hará que la longitud de onda de la luz aumente, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.
Habiendo demostrado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes trabajó para determinar las distancias a ellas y observar sus espectros. En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían aleatoriamente y esperaban que el número de espectros desplazados hacia el azul fuera aproximadamente el mismo que el número de espectros desplazados hacia el rojo. Por lo tanto, fue una completa sorpresa descubrir que los espectros de la mayoría de las galaxias muestran un desplazamiento hacia el rojo: ¡casi todos los sistemas estelares se están alejando de nosotros! Aún más sorprendente fue el hecho descubierto por Hubble y hecho público en 1929: el corrimiento al rojo de las galaxias no es aleatorio, sino directamente proporcional a su distancia a nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se deduce que el Universo no puede ser estático, sin cambios en tamaño, como se pensaba anteriormente. En realidad, se está expandiendo: la distancia entre galaxias crece constantemente.
La comprensión de que el Universo se está expandiendo produjo una verdadera revolución en la mente, una de las más grandes del siglo XX. En retrospectiva, puede parecer sorprendente que nadie hubiera pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes debieron darse cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento estuviera inmóvil, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su compresión. Incluso si el Universo se expandiera relativamente lentamente, la gravedad acabaría por poner fin a su expansión y provocaría que se contrajera. Sin embargo, si la tasa de expansión del Universo es mayor que cierto punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerla y el Universo continuará expandiéndose para siempre.
Aquí hay un vago parecido con un cohete que se eleva desde la superficie de la Tierra. A una velocidad relativamente baja, la gravedad eventualmente detendrá el cohete y comenzará a caer hacia la Tierra. Por otro lado, si la velocidad del cohete es superior a la crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.
Basándose en la teoría de la gravedad de Newton, este comportamiento del Universo podría haberse predicho en cualquier momento del siglo XIX o XVIII e incluso a finales del siglo XVII. Sin embargo, la creencia en un Universo estático era tan fuerte que el engaño conservó su poder sobre las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein confiaba tanto en la naturaleza estática del Universo que en 1915 hizo una enmienda especial a la teoría general de la relatividad agregando artificialmente a las ecuaciones un término especial, llamado constante cosmológica, que aseguraba la naturaleza estática del Universo.
La constante cosmológica se manifestó como la acción de una determinada fuerza nueva: la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía ninguna fuente específica, sino que era simplemente una propiedad integral inherente al tejido mismo del espacio-tiempo. Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo reveló una tendencia innata a expandirse. Eligiendo el valor de la constante cosmológica, Einstein podría variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda logró equilibrar con precisión la atracción mutua de toda la materia existente y, como resultado, obtener un Universo estático.
Más tarde, Einstein rechazó la idea de una constante cosmológica y admitió que era su “mayor error”. Como veremos pronto, hoy en día existen razones para creer que, después de todo, Einstein pudo haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero lo que más debió entristecer a Einstein fue que permitió que su creencia en un universo estacionario eclipsara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicha por su propia teoría. Sólo una persona parece haber visto esta consecuencia de la relatividad general y haberla tomado en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban cómo evitar la naturaleza no estática del Universo, el físico y matemático ruso Alexander Friedman, por el contrario, insistía en que se estaba expandiendo.
Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el Universo: que se ve igual sin importar en qué dirección miremos, y que esta suposición es cierta sin importar desde qué parte del Universo miremos. Basándose en estas dos ideas y resolviendo las ecuaciones de la relatividad general, demostró que el Universo no puede ser estático. Así, en 1922, varios años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, ¡Friedman predijo con precisión la expansión del Universo!
La suposición de que el Universo tiene el mismo aspecto en todas direcciones no es del todo cierta. Por ejemplo, como ya sabemos, las estrellas de nuestra galaxia forman una franja luminosa distinta en el cielo nocturno: la Vía Láctea. Pero si miramos las galaxias distantes, su número parece ser más o menos igual en todas partes del cielo. Entonces, el Universo se ve más o menos igual en cualquier dirección cuando se observa a gran escala en comparación con las distancias entre galaxias e ignora las diferencias a pequeña escala.
Imagina que estás en un bosque donde los árboles crecen al azar. Mirando en una dirección, verás el árbol más cercano a un metro de ti. En el otro sentido, el árbol más cercano estará a tres metros de distancia. En el tercero verás varios árboles a la vez, a uno, dos y tres metros de ti. El bosque no parece ser el mismo en ninguna dirección. Pero si tomas en cuenta todos los árboles dentro de un radio de un kilómetro, este tipo de diferencias se promedian y verás que el bosque es el mismo en todas las direcciones (Fig. 18).
Arroz. 18. Bosque isotrópico.
Incluso si la distribución de los árboles en un bosque es generalmente uniforme, tras una inspección más cercana pueden parecer más densos en algunas áreas. Del mismo modo, el Universo no se ve igual en el espacio más cercano a nosotros, mientras que cuando nos acercamos, vemos la misma imagen, sin importar en qué dirección miremos.
Durante mucho tiempo, la distribución uniforme de las estrellas fue motivo suficiente para aceptar el modelo de Friedmann como una primera aproximación a la imagen real del Universo. Pero más tarde, un feliz accidente reveló más pruebas de que la suposición de Friedman era una descripción sorprendentemente precisa del Universo. En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell Telephone de Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible. (Las microondas son radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor estuviera detectando más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de fallo, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido se diferenciaba en que se grababa las 24 horas del día durante todo el año, independientemente de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y su revolución alrededor del Sol. Dado que el movimiento de la Tierra dirigía el receptor hacia diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido procedía de fuera del Sistema Solar e incluso de fuera de la Galaxia. Parecía venir igualmente de todas las direcciones del espacio. Ahora sabemos que, independientemente de hacia dónde apunte el receptor, este ruido permanece constante, salvo variaciones insignificantes. Entonces Penzias y Wilson tropezaron accidentalmente con un ejemplo sorprendente que respaldaba la primera hipótesis de Friedman de que el Universo es el mismo en todas las direcciones.
¿Cuál es el origen de este ruido cósmico de fondo? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson investigaban el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de la Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron por las microondas. Estudiaron la propuesta de Georgy (George) Gamow (ex alumno de Alexander Friedman) de que en las primeras etapas de su desarrollo el Universo era muy denso y candente. Dick y Peebles creían que si esto fuera cierto, entonces deberíamos poder observar el brillo del Universo temprano, ya que recién ahora llega a nosotros la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz debería desplazarse tanto hacia el extremo rojo del espectro que pasará de radiación visible a radiación de microondas. Dick y Peebles se estaban preparando para buscar esta radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que ya la habían encontrado. Por este descubrimiento, Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978 (lo que parece un tanto injusto para Dick y Peebles, por no hablar de Gamow).
A primera vista, el hecho de que el Universo parezca igual en cualquier dirección indica que ocupamos un lugar especial en él. En particular, puede parecer que, dado que todas las galaxias se alejan de nosotros, entonces debemos estar en el centro del Universo. Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el Universo puede tener el mismo aspecto en todas direcciones, incluso visto desde cualquier otra galaxia. Si recuerdan, ésta fue precisamente la segunda suposición de Friedman.
No tenemos ningún argumento científico a favor o en contra de la segunda hipótesis de Friedman. Hace siglos, la Iglesia cristiana lo habría considerado herético, ya que la doctrina de la iglesia postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo. Pero hoy aceptamos la suposición de Friedman casi por la razón opuesta, por una especie de modestia: ¡nos parecería absolutamente asombroso si el Universo fuera igual en todas las direcciones sólo para nosotros, pero no para otros observadores del Universo!
En el modelo del Universo de Friedmann, todas las galaxias se alejan unas de otras. Esto recuerda a la extensión de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la bola, aumentan las distancias entre dos puntos cualesquiera, pero ninguno de los puntos puede considerarse el centro de expansión. Además, si el radio del globo crece constantemente, cuanto más separados estén los puntos en su superficie, más rápido se alejarán a medida que se expandan. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo. Luego, dos puntos, inicialmente separados por una distancia de un centímetro, después de un segundo ya estarán separados por dos centímetros (medidos a lo largo de la superficie del globo), de modo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo. Por otro lado, un par de puntos que estaban separados por diez centímetros, un segundo después del inicio de la expansión, se separarán veinte centímetros, de modo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo (Fig. 19). De manera similar, en el modelo de Friedmann, la velocidad a la que dos galaxias cualesquiera se alejan una de otra es proporcional a la distancia entre ellas. Por tanto, el modelo predice que el corrimiento al rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia a nosotros; esta es la misma dependencia que descubrió más tarde Hubble. Aunque Friedman supo proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones de Hubble, su trabajo permaneció casi desconocido en Occidente hasta que en 1935 un modelo similar fue propuesto por el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Walker, siguiendo los pasos. del descubrimiento de Hubble de la expansión del Universo.
Arroz. 19. El universo en expansión de un globo.
Debido a la expansión del Universo, las galaxias se están alejando unas de otras. Con el tiempo, la distancia entre islas estelares distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como lo hacen las manchas en un globo que se infla. Por tanto, para un observador de cualquier galaxia, la velocidad a la que se aleja otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos se encuentra.
Friedman propuso sólo un modelo del Universo. Pero bajo los supuestos que hizo, las ecuaciones de Einstein admiten tres clases de soluciones, es decir, hay tres tipos diferentes de modelos de Friedmann y tres escenarios diferentes para el desarrollo del Universo.
La primera clase de soluciones (la que encontró Friedman) supone que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre galaxias se desacelere gradualmente y finalmente la detenga. Después de esto, las galaxias comienzan a acercarse y el Universo comienza a encogerse. Según la segunda clase de soluciones, el Universo se está expandiendo tan rápidamente que la gravedad sólo frenará ligeramente el retroceso de las galaxias, pero nunca podrá detenerlo. Finalmente, existe una tercera solución, según la cual el Universo se está expandiendo a la velocidad justa para evitar el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias es cada vez menor, pero nunca llega a cero.
Una característica sorprendente del primer modelo de Friedman es que en él el Universo no es infinito en el espacio, pero no hay límites en ninguna parte del espacio. La gravedad es tan fuerte que el espacio colapsa y se cierra sobre sí mismo. Esto es hasta cierto punto similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene fronteras. Si te mueves por la superficie de la Tierra en una determinada dirección, nunca te encontrarás con una barrera insuperable ni con el fin del mundo, pero al final volverás al punto de partida. En el primer modelo de Friedman, el espacio está organizado exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, en lugar de dos, como en el caso de la superficie terrestre. La idea de que se puede dar la vuelta al Universo y regresar al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no tiene significado práctico, ya que, como se puede demostrar, el Universo se reducirá hasta un punto antes de que el viajero regrese al comienzo de su viaje. viaje. El universo es tan grande que necesitas moverte más rápido que la luz para terminar tu viaje donde comenzaste, y esas velocidades están prohibidas (según la teoría de la relatividad. - Transl.). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente. Y sólo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio es curvo en las proximidades de cuerpos masivos).
¿Qué modelo de Friedman describe nuestro Universo? ¿Se detendrá alguna vez la expansión del Universo y será reemplazada por la compresión, o el Universo se expandirá para siempre?
Resultó que responder a esta pregunta es más difícil de lo que los científicos pensaban inicialmente. Su solución depende principalmente de dos cosas: la tasa de expansión del Universo actualmente observada y su densidad promedio actual (la cantidad de materia por unidad de volumen de espacio). Cuanto mayor sea la tasa de expansión actual, mayor será la gravedad y, por tanto, la densidad de la materia necesaria para detener la expansión. Si la densidad media está por encima de un cierto valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitacional de la materia puede detener la expansión del Universo y hacer que se contraiga. Este comportamiento del Universo corresponde al primer modelo de Friedman. Si la densidad media es inferior a un valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad media del Universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del Universo se ralentizará para siempre, acercándose cada vez más a un estado estático, pero sin alcanzarlo nunca. Este escenario corresponde al tercer modelo de Friedman.
Entonces ¿qué modelo es el correcto? Podemos determinar la tasa actual de expansión del Universo si medimos la velocidad a la que otras galaxias se alejan de nosotros mediante el efecto Doppler. Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen muy bien, ya que sólo podemos medirlas indirectamente. Por tanto, sólo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Nuestro conocimiento de la densidad media actual del Universo es aún más vago. Entonces, si sumamos las masas de todas las estrellas visibles en nuestra galaxia y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del Universo, incluso con la estimación más baja de la tasa de expansión.
Pero eso no es todo. Nuestra galaxia y otras deben contener grandes cantidades de algún tipo de “materia oscura” que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su efecto gravitacional sobre las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura provenga de las órbitas de las estrellas en la periferia de galaxias espirales como la Vía Láctea. Estas estrellas orbitan sus galaxias demasiado rápido como para mantenerse en órbita únicamente por la atracción gravitacional de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias forman parte de cúmulos y, de manera similar, podemos inferir la presencia de materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos a partir de su efecto sobre el movimiento de las galaxias. De hecho, la cantidad de materia oscura en el Universo supera con creces la cantidad de materia ordinaria. Si incluimos toda la materia oscura, obtenemos aproximadamente una décima parte de la masa necesaria para detener la expansión.
Sin embargo, no podemos excluir la existencia de otras formas de materia, aún desconocidas para nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media. Por ejemplo, existen partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.
(Uno de los nuevos experimentos con neutrinos utiliza un tanque subterráneo lleno de 50.000 toneladas de agua). Se cree que los neutrinos no pesan y, por lo tanto, no tienen atracción gravitacional.
Sin embargo, los estudios de los últimos años indican que los neutrinos todavía tienen una masa insignificante, que no se había podido detectar hasta ahora. Si los neutrinos tienen masa, podrían ser una forma de materia oscura. Sin embargo, incluso con esta materia oscura, parece haber mucha menos materia en el Universo de la necesaria para detener su expansión. Hasta hace poco, la mayoría de los físicos coincidían en que el segundo modelo de Friedman era el más cercano a la realidad.
Pero luego aparecieron nuevas observaciones. En los últimos años, diferentes grupos de investigadores han estado estudiando las pequeñas ondas en el fondo de microondas que descubrieron Penzias y Wilson. El tamaño de estas ondas puede servir como indicador de la estructura a gran escala del Universo. ¡Su carácter parece indicar que, después de todo, el Universo es plano (como en el tercer modelo de Friedmann)! Pero como la cantidad total de materia ordinaria y oscura no es suficiente para esto, los físicos postularon la existencia de otra sustancia aún no descubierta: la energía oscura.
Y para complicar aún más el problema, observaciones recientes han demostrado que la expansión del Universo no se está desacelerando, sino acelerándose. ¡Al contrario de todos los modelos de Friedman! Esto es muy extraño, ya que la presencia de materia en el espacio (alta o baja densidad) sólo puede frenar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que recoge energía en lugar de disiparla después de explotar. ¿Qué fuerza es responsable de la acelerada expansión del espacio? Nadie tiene una respuesta confiable a esta pregunta. Sin embargo, después de todo, es posible que Einstein tuviera razón cuando introdujo la constante cosmológica (y el correspondiente efecto antigravedad) en sus ecuaciones.
Con el desarrollo de nuevas tecnologías y la llegada de excelentes telescopios espaciales, constantemente aprendemos cosas asombrosas sobre el Universo. Y aquí está la buena noticia: ahora sabemos que el Universo seguirá expandiéndose en un futuro próximo a un ritmo cada vez mayor, y el tiempo promete durar para siempre, al menos para aquellos que sean lo suficientemente sabios como para no caer en un agujero negro. ¿Pero qué pasó en los primeros momentos? ¿Cómo empezó el Universo y qué provocó su expansión?
Incluso los astrónomos no siempre comprenden correctamente la expansión del Universo. Un globo inflado es una vieja pero buena analogía de la expansión del universo. Las galaxias ubicadas en la superficie de la bola están inmóviles, pero a medida que el Universo se expande, la distancia entre ellas aumenta, pero el tamaño de las galaxias mismas no aumenta.
En julio de 1965, los científicos anunciaron el descubrimiento de signos claros de la expansión del Universo a partir de un estado inicial más caliente y denso. Encontraron el resplandor refrescante del Big Bang: radiación relicta. A partir de ese momento, la expansión y el enfriamiento del Universo formaron la base de la cosmología. La expansión cosmológica nos permite comprender cómo se formaron las estructuras simples y cómo gradualmente se convirtieron en estructuras complejas. 75 años después del descubrimiento de la expansión del Universo, muchos científicos no pueden comprender su verdadero significado. James Peebles, cosmólogo de la Universidad de Princeton que estudia la radiación cósmica de fondo de microondas, escribió en 1993: “Me parece que ni siquiera los expertos saben cuál es el significado y las capacidades del modelo del Big Bang caliente”.
Físicos de renombre, autores de libros de texto de astronomía y divulgadores de la ciencia a veces dan una interpretación incorrecta o distorsionada de la expansión del Universo, que formó la base del modelo del Big Bang. ¿A qué nos referimos cuando decimos que el Universo se está expandiendo? Es ciertamente desconcertante que ahora se hable de una expansión acelerada y nos deja perplejos.
RESEÑA: UN MALENTENDIDO CÓSMICO
* La expansión del Universo, uno de los conceptos fundamentales de la ciencia moderna, aún recibe diferentes interpretaciones.
* El término "Big Bang" no debe tomarse literalmente. No fue una bomba que explotó en el centro del universo. Fue una explosión del espacio mismo que ocurrió en todas partes, tal como se expande la superficie de un globo inflado.
* Comprender la diferencia entre expansión del espacio y expansión en el espacio es fundamental para comprender el tamaño del Universo, la velocidad a la que se alejan las galaxias, así como las capacidades de las observaciones astronómicas y la naturaleza de la aceleración de expansión que es probable que tenga el Universo. experimentando.
* El modelo del Big Bang sólo describe lo que sucedió después.
¿Qué es una extensión?
Cuando algo familiar se expande, como una mancha húmeda o el Imperio Romano, se hacen más grandes, sus límites se expanden y comienzan a ocupar más espacio. Pero el Universo parece no tener límites físicos y no hay ningún lugar al que moverse. La expansión de nuestro Universo es muy similar al inflado de un globo. Las distancias a galaxias distantes están aumentando. Normalmente, los astrónomos dicen que las galaxias se alejan o huyen de nosotros, pero no se mueven por el espacio, como los fragmentos de la “bomba del Big Bang”. En realidad, el espacio entre nosotros y las galaxias que se mueven caóticamente dentro de cúmulos prácticamente inmóviles se está expandiendo. El CMB llena el Universo y sirve como marco de referencia, como la superficie de goma de un globo, contra el cual se puede medir el movimiento.
Fuera de la pelota, vemos que la expansión de su superficie curva bidimensional sólo es posible porque está en un espacio tridimensional. En la tercera dimensión se encuentra el centro de la bola y su superficie se expande hacia el volumen que la rodea. En base a esto, se podría concluir que la expansión de nuestro mundo tridimensional requiere la presencia de una cuarta dimensión en el espacio. Pero según la teoría general de la relatividad de Einstein, el espacio es dinámico: puede expandirse, contraerse y doblarse.
Embotellamiento
El universo es autosuficiente. No se requiere un centro para expandirse desde allí, ni espacio libre en el exterior (dondequiera que esté) para expandirse allí. Es cierto que algunas teorías más nuevas, como la teoría de cuerdas, postulan la presencia de dimensiones adicionales, pero no son necesarias a medida que nuestro Universo tridimensional se expande.
En nuestro Universo, como en la superficie de un globo, cada objeto se aleja de todos los demás. Por lo tanto, el Big Bang no fue una explosión en el espacio, sino más bien una explosión del espacio mismo que no ocurrió en un lugar específico y luego se expandió hacia el vacío circundante. Sucedió en todas partes al mismo tiempo.
¿CÓMO FUE EL BIG BANG?
EQUIVOCADO: El universo nació cuando la materia, como una bomba, explotó en un lugar determinado. La presión era alta en el centro y baja en el vacío circundante, lo que provocó que la sustancia se dispersara.
BIEN: Fue una explosión del propio espacio la que puso en movimiento la materia. Nuestro espacio y tiempo surgieron en el Big Bang y comenzaron a expandirse. No había centro en ninguna parte, porque... las condiciones eran las mismas en todas partes, no hubo caída de presión característica de una explosión convencional.
Si imaginamos que estamos reproduciendo la película en orden inverso, veremos cómo todas las regiones del Universo se comprimen y las galaxias se acercan hasta chocar todas entre sí en el Big Bang, como coches en un atasco. Pero la comparación aquí no es completa. Si hubiera un accidente, podrías sortear el atasco después de escuchar informes al respecto en la radio. Pero el Big Bang fue una catástrofe que no pudo evitarse. Es como si la superficie de la Tierra y todas las carreteras estuvieran arrugadas, pero los coches permanecieran del mismo tamaño. Al final los coches chocarían y ningún mensaje de radio podría evitarlo. Lo mismo ocurre con el Big Bang: ocurrió en todas partes, a diferencia de la explosión de una bomba, que ocurre en un punto determinado y los fragmentos vuelan en todas direcciones.
La teoría del Big Bang no nos dice el tamaño del Universo ni siquiera si es finito o infinito. La teoría de la relatividad describe cómo se expande cada región del espacio, pero no dice nada sobre el tamaño o la forma. Los cosmólogos a veces afirman que alguna vez el Universo no fue más grande que un pomelo, pero se refieren sólo a la parte que ahora podemos observar.
Los habitantes de la nebulosa de Andrómeda o de otras galaxias tienen sus propios universos observables. Los observadores de Andrómeda pueden ver galaxias que son inaccesibles para nosotros simplemente porque están un poco más cerca de ellas; pero no pueden contemplar los que nosotros consideramos. Su universo observable también era del tamaño de una toronja. Uno puede imaginar que el Universo primitivo era como un montón de estos frutos, que se extendía infinitamente en todas direcciones. Esto significa que la idea de que el Big Bang fue “pequeño” es errónea. El espacio del Universo es ilimitado. Y no importa cómo lo aprietes, así seguirá siendo.
Más rapido que la luz
También se pueden asociar conceptos erróneos con una descripción cuantitativa de la expansión. La velocidad a la que aumentan las distancias entre galaxias sigue un patrón simple descubierto por el astrónomo estadounidense Edwin Hubble en 1929: la velocidad a la que una galaxia se aleja, v, es directamente proporcional a su distancia d de nosotros, o v = Hd. El coeficiente de proporcionalidad H se llama constante de Hubble y determina la tasa de expansión del espacio tanto a nuestro alrededor como alrededor de cualquier observador del Universo.
Lo que resulta confuso para algunos es que no todas las galaxias obedecen la ley de Hubble. La gran galaxia más cercana a nosotros (Andrómeda) generalmente se acerca a nosotros y no se aleja de nosotros. Estas excepciones se producen porque la ley de Hubble describe sólo el comportamiento medio de las galaxias. Pero cada una de ellas también puede tener un ligero movimiento propio, ya que las galaxias, como nuestra galaxia y Andrómeda, ejercen una influencia gravitacional entre sí. Las galaxias distantes también tienen pequeñas velocidades caóticas, pero a una gran distancia de nosotros (con un valor grande de d), estas velocidades aleatorias son insignificantes en el contexto de grandes velocidades de retroceso (v). Por lo tanto, para galaxias distantes, la ley de Hubble se cumple con gran precisión.
Según la ley de Hubble, el Universo no se expande a un ritmo constante. Algunas galaxias se alejan de nosotros a una velocidad de 1.000 km/s, otras, situadas dos veces más lejos, a una velocidad de 2.000 km/s, etc. Así, la ley de Hubble indica que, a partir de una determinada distancia, llamada distancia de Hubble, las galaxias se alejan a velocidades superluminales. Para el valor medido de la constante de Hubble, esta distancia es de unos 14 mil millones de años luz.
¿Pero no dice la teoría de la relatividad especial de Einstein que ningún objeto puede viajar más rápido que la velocidad de la luz? Esta pregunta ha desconcertado a muchas generaciones de estudiantes. Y la respuesta es que la teoría especial de la relatividad es aplicable sólo a velocidades "normales", al movimiento en el espacio. La ley de Hubble se refiere a la tasa de recesión causada por la expansión del espacio mismo, más que por el movimiento a través del espacio. Este efecto de la relatividad general no está sujeto a la relatividad especial. La presencia de una velocidad de eliminación superior a la velocidad de la luz no viola de ninguna manera la teoría especial de la relatividad. Sigue siendo cierto que nadie puede alcanzar el rayo de luz.
¿PUEDEN LAS GALAXIAS ELIMINARSE A VELOCIDADES MÁS RÁPIDAS QUE LA VELOCIDAD DE LA LUZ?
EQUIVOCADO: La teoría parcial de la relatividad de Einstein lo prohíbe. Consideremos una región del espacio que contiene varias galaxias. Debido a su expansión, las galaxias se están alejando de nosotros. Cuanto más lejos está la galaxia, mayor es su velocidad (flechas rojas). Si la velocidad de la luz es el límite, entonces la velocidad de eliminación debería eventualmente volverse constante.
BIEN: Por supuesto que pueden. La teoría parcial de la relatividad no considera la velocidad de eliminación. La velocidad de eliminación aumenta infinitamente con la distancia. Más allá de cierta distancia, llamada distancia de Hubble, excede la velocidad de la luz. Esto no es una violación de la teoría de la relatividad, ya que la eliminación no es causada por el movimiento en el espacio, sino por la expansión del espacio mismo.
¿ES POSIBLE VER GALAXIAS QUE VAN MÁS RÁPIDAS QUE LA LUZ?
EQUIVOCADO: Por supuesto que no. La luz de tales galaxias se lleva consigo. Dejemos que la galaxia esté más allá de la distancia de Hubble (esfera), es decir. se aleja de nosotros más rápido que la velocidad de la luz. Emite un fotón (marcado en amarillo). A medida que el fotón vuela por el espacio, el espacio mismo se expande. La distancia a la Tierra aumenta más rápido de lo que se mueve el fotón. Nunca nos alcanzará.
BIEN: Por supuesto que puedes, ya que la tasa de expansión cambia con el tiempo. En primer lugar, el fotón es realmente arrastrado por la expansión. Sin embargo, la distancia de Hubble no es constante: aumenta y, finalmente, el fotón puede entrar en la esfera de Hubble. Una vez que esto suceda, el fotón se moverá más rápido de lo que se aleja la Tierra y podrá alcanzarnos.
Estiramiento de fotones
Las primeras observaciones que demostraron que el Universo se está expandiendo se realizaron entre 1910 y 1930. En el laboratorio, los átomos emiten y absorben luz, siempre en longitudes de onda específicas. Lo mismo se observa en los espectros de galaxias distantes, pero con un desplazamiento hacia longitudes de onda más largas. Los astrónomos dicen que la radiación de la galaxia está desplazada al rojo. La explicación es sencilla: a medida que el espacio se expande, la onda de luz se estira y, por tanto, se debilita. Si durante el tiempo que la onda de luz nos alcanzó, el Universo se expandió dos veces, entonces la longitud de onda se duplicó y su energía se debilitó a la mitad.
HIPÓTESIS DE FATIGA
Cada vez que Scientific American publica un artículo sobre cosmología, muchos lectores nos escriben que creen que las galaxias en realidad no se están alejando de nosotros y que la expansión del espacio es una ilusión. Creen que el corrimiento al rojo en los espectros de las galaxias es causado por algo así como "fatiga" por un viaje largo. Algún proceso desconocido hace que la luz, a medida que viaja por el espacio, pierda energía y por tanto se vuelva roja.
Esta hipótesis tiene más de medio siglo y, a primera vista, parece razonable. Pero esto es completamente inconsistente con las observaciones. Por ejemplo, cuando una estrella explota como supernova, brilla y luego se oscurece. Todo el proceso dura unas dos semanas para las supernovas del tipo que utilizan los astrónomos para determinar distancias a las galaxias. Durante este período de tiempo, la supernova emite una corriente de fotones. La hipótesis de la fatiga lumínica dice que los fotones perderán energía en el camino, pero el observador seguirá recibiendo un flujo de fotones que durará dos semanas.
Sin embargo, en el espacio en expansión, no sólo se estiran los propios fotones (y por lo tanto pierden energía), sino que también se estira su flujo. Por lo tanto, se necesitan más de dos semanas para que todos los fotones lleguen a la Tierra. Las observaciones confirman este efecto. Se observa una explosión de supernova en una galaxia con un corrimiento al rojo de 0,5 durante tres semanas, y en una galaxia con un corrimiento al rojo de 1, un mes.
La hipótesis de la fatiga luminosa también contradice las observaciones del espectro de la radiación cósmica de fondo de microondas y las mediciones del brillo de la superficie de galaxias distantes. Es hora de retirar la "luz cansada" (Charles Lineweaver y Tamara Davis).
Las supernovas, como ésta en el cúmulo de galaxias de Virgo, ayudan a medir la expansión cósmica. Sus propiedades observadas descartan teorías cosmológicas alternativas en las que el espacio no se expande.
El proceso se puede describir en términos de temperatura. Los fotones emitidos por un cuerpo tienen una distribución de energía, que generalmente se caracteriza por la temperatura, la cual indica qué tan caliente está el cuerpo. A medida que los fotones se mueven a través del espacio en expansión, pierden energía y su temperatura disminuye. Así, a medida que el Universo se expande, se enfría, como el aire comprimido que se escapa del tanque de un buzo. Por ejemplo, la radiación cósmica de fondo de microondas ahora tiene una temperatura de aproximadamente 3 K, mientras que nació a una temperatura de aproximadamente 3000 K. Pero desde entonces, el tamaño del Universo ha aumentado 1000 veces y la temperatura de los fotones ha aumentado. disminuido en la misma cantidad. Al observar el gas en galaxias distantes, los astrónomos miden directamente la temperatura de esta radiación en el pasado distante. Las mediciones confirman que el Universo se está enfriando con el tiempo.
También existe cierta controversia sobre la relación entre el corrimiento al rojo y la velocidad. El corrimiento al rojo causado por la expansión a menudo se confunde con el corrimiento al rojo más familiar causado por el efecto Doppler, que generalmente hace que las ondas sonoras sean más largas si la fuente de sonido se aleja. Lo mismo ocurre con las ondas de luz, que se alargan a medida que la fuente de luz se aleja en el espacio.
El corrimiento al rojo Doppler y el corrimiento al rojo cosmológico son cosas completamente diferentes y se describen mediante fórmulas diferentes. El primero se deriva de la teoría especial de la relatividad, que no tiene en cuenta la expansión del espacio, y el segundo se deriva de la teoría general de la relatividad. Estas dos fórmulas son casi iguales para las galaxias cercanas, pero diferentes para las distantes.
Según la fórmula Doppler, si la velocidad de un objeto en el espacio se acerca a la velocidad de la luz, entonces su corrimiento al rojo tiende al infinito y la longitud de onda se vuelve demasiado larga y, por lo tanto, inobservable. Si esto fuera cierto para las galaxias, entonces los objetos visibles más distantes en el cielo se alejarían a una velocidad notablemente menor que la velocidad de la luz. Pero la fórmula cosmológica para el corrimiento al rojo lleva a una conclusión diferente. En el modelo cosmológico estándar, las galaxias con un desplazamiento al rojo de aproximadamente 1,5 (es decir, la longitud de onda supuesta de su radiación es un 50% mayor que el valor de laboratorio) se alejan a la velocidad de la luz. Los astrónomos ya han descubierto alrededor de 1.000 galaxias con un corrimiento al rojo superior a 1,5. Esto significa que conocemos alrededor de 1000 objetos que se alejan más rápido que la velocidad de la luz. El CMB proviene de una distancia aún mayor y tiene un corrimiento al rojo de aproximadamente 1000. Cuando el plasma caliente del joven Universo emitió la radiación que recibimos hoy, se alejaba de nosotros casi 50 veces más rápido que la velocidad de la luz.
corriendo en el lugar
Es difícil creer que podamos ver galaxias moviéndose más rápido que la velocidad de la luz, pero esto es posible debido a los cambios en la tasa de expansión. Imaginemos un rayo de luz que viene hacia nosotros desde una distancia mayor que la distancia del Hubble (14 mil millones de años luz). Se mueve hacia nosotros a la velocidad de la luz en relación con su ubicación, pero se aleja de nosotros más rápido que la velocidad de la luz. Aunque la luz corre hacia nosotros lo más rápido posible, no puede seguir el ritmo de la expansión del espacio. Es como un niño que intenta correr hacia atrás por una escalera mecánica. Los fotones a la distancia del Hubble viajan lo más rápido posible para permanecer en el mismo lugar.
Se podría pensar que la luz de regiones más alejadas que la distancia del Hubble nunca podría llegar hasta nosotros y nunca la veríamos. Pero la distancia de Hubble no permanece constante, ya que la constante de Hubble de la que depende cambia con el tiempo. Este valor es proporcional a la velocidad a la que se alejan dos galaxias, dividida por la distancia entre ellas. (Se pueden utilizar dos galaxias cualesquiera para el cálculo). En los modelos del Universo que concuerdan con las observaciones astronómicas, el denominador aumenta más rápido que el numerador, por lo que la constante de Hubble disminuye. En consecuencia, la distancia de Hubble aumenta. De ser así, la luz que inicialmente no nos alcanzó podría eventualmente llegar a la distancia del Hubble. Entonces los fotones terminarán en una región que se alejará más lentamente que la velocidad de la luz, después de lo cual podrán llegar hasta nosotros.
¿ES REALMENTE EL DESPLAZAMIENTO AL ROJO CÓSMICO UN DESPLAZAMIENTO DOPPLER?
EQUIVOCADO: Sí, porque las galaxias en retroceso se mueven por el espacio. En el efecto Doppler, las ondas de luz se estiran (se vuelven más rojas) a medida que su fuente se aleja del observador. La longitud de onda de la luz no cambia cuando viaja por el espacio. El observador recibe la luz, mide su corrimiento al rojo y calcula la velocidad de la galaxia.
BIEN: No, el corrimiento al rojo no tiene nada que ver con el efecto Doppler. La galaxia está casi inmóvil en el espacio, por lo que emite luz de la misma longitud de onda en todas direcciones. Durante el viaje, la longitud de onda se hace más larga a medida que el espacio se expande. Por lo tanto, la luz se vuelve roja gradualmente. El observador recibe la luz, mide su corrimiento al rojo y calcula la velocidad de la galaxia. El desplazamiento al rojo cósmico es diferente del desplazamiento Doppler, como lo confirman las observaciones.
Sin embargo, la galaxia que envió la luz puede seguir alejándose a velocidades superluminales. Así, podemos observar la luz de las galaxias que, como antes, siempre se alejará más rápido que la velocidad de la luz. En resumen, la distancia de Hubble no es fija y no nos indica los límites del Universo observable.
¿Qué marca realmente el límite del espacio observable? Aquí también hay cierta confusión. Si el espacio no se hubiera expandido, ahora podríamos observar el objeto más distante a una distancia de aproximadamente 14 mil millones de años luz de nosotros, es decir, la distancia que la luz ha recorrido en los 14 mil millones de años transcurridos desde el Big Bang. Pero a medida que el Universo se expande, el espacio recorrido por el fotón se expande durante su viaje. Por lo tanto, la distancia actual al objeto observable más distante es aproximadamente tres veces mayor: unos 46 mil millones de años luz.
Los cosmólogos solían pensar que vivíamos en un Universo que se desaceleraba y que, por tanto, podíamos observar cada vez más galaxias. Sin embargo, en el Universo en aceleración, estamos cercados por un límite fuera del cual nunca veremos que ocurran eventos: este es el horizonte de eventos cósmico. Si la luz de las galaxias se aleja más rápido que la velocidad de la luz nos llega, entonces la distancia del Hubble aumentará. Pero en un Universo en aceleración, su aumento está prohibido. Un evento distante puede enviar un rayo de luz en nuestra dirección, pero esa luz permanecerá para siempre más allá del límite de distancia del Hubble debido a la aceleración de la expansión.
Como vemos, el Universo en aceleración se parece a un agujero negro, que también tiene un horizonte de sucesos, desde fuera del cual no recibimos señales. La distancia actual a nuestro horizonte de sucesos cósmicos (16 mil millones de años luz) se encuentra completamente dentro de nuestra región observable. La luz emitida por las galaxias que ahora se encuentran más lejos que el horizonte de sucesos cósmicos nunca podrá llegar hasta nosotros, porque la distancia, que actualmente corresponde a 16 mil millones de años luz, se ampliará demasiado rápido. Podremos ver los eventos que tuvieron lugar en las galaxias antes de que cruzaran el horizonte, pero nunca sabremos sobre los eventos posteriores.
¿Se está expandiendo todo en el Universo?
La gente suele pensar que si el espacio se expande, todo lo que hay en él también se expande. Pero esto no es cierto. La expansión como tal (es decir, por inercia, sin aceleración ni desaceleración) no produce ninguna fuerza. La longitud de onda de un fotón aumenta con el crecimiento del Universo, ya que, a diferencia de los átomos y los planetas, los fotones no son objetos conectados, cuyo tamaño está determinado por el equilibrio de fuerzas. La tasa cambiante de expansión introduce una nueva fuerza en el equilibrio, pero no puede hacer que los objetos se expandan o contraigan.
Por ejemplo, si la gravedad se volviera más fuerte, la médula espinal se encogería hasta que los electrones de la columna alcanzaran una nueva posición de equilibrio, ligeramente más juntos. Su altura disminuiría ligeramente, pero la compresión se detendría allí. De la misma manera, si viviéramos en un Universo con predominio de fuerzas gravitacionales, como creían la mayoría de los cosmólogos hace unos años, entonces la expansión se desaceleraría y todos los cuerpos estarían sujetos a una compresión débil, lo que los obligaría a alcanzar un equilibrio menor. tamaño. Pero, al alcanzarlo, ya no retrocederían.
¿CUÁN MÁS GRANDE ES EL UNIVERSO OBSERVABLE?
EQUIVOCADO: El Universo tiene 14 mil millones de años, por lo que su parte observable debe tener un radio de 14 mil millones de años luz. Consideremos la más distante de las galaxias observables: aquella cuyos fotones, emitidos inmediatamente después del Big Bang, apenas ahora han alcanzado a nosotros. Un año luz es la distancia recorrida por un fotón en un año. Esto significa que el fotón ha viajado 14 mil millones de años luz.
BIEN: A medida que el espacio se expande, la región observada tiene un radio superior a 14 mil millones de años luz. A medida que el fotón viaja, el espacio que atraviesa se expande. Cuando llega a nosotros, la distancia a la galaxia que lo emitió se vuelve mayor que la calculada simplemente a partir del tiempo de vuelo: aproximadamente tres veces mayor.
De hecho, la expansión se está acelerando, causada por una fuerza débil que "infla" todos los cuerpos. Por lo tanto, los objetos ligados son ligeramente más grandes de lo que serían en un Universo sin aceleración, ya que alcanzan el equilibrio en un tamaño ligeramente mayor. En la superficie de la Tierra, la aceleración dirigida hacia afuera, lejos del centro del planeta, es una pequeña fracción ($10^(-30)$) de la aceleración gravitacional normal hacia el centro. Si esta aceleración es constante, entonces la Tierra no se expandirá. Lo que pasa es que el planeta adquiere un tamaño ligeramente mayor de lo que habría sido sin la fuerza repulsiva.
Pero todo cambiará si la aceleración no es constante, como creen algunos cosmólogos. Si la repulsión aumenta, eventualmente podría provocar el colapso de todas las estructuras y dar lugar a un "Big Rip", que no se produciría por expansión o aceleración per se, sino porque la aceleración se aceleraría.
¿LOS OBJETOS DEL UNIVERSO TAMBIÉN SE ESTÁN EXPANDIENDO?
EQUIVOCADO: Sí. La expansión hace que el Universo y todo lo que contiene crezca. Consideremos un cúmulo de galaxias como un objeto. A medida que el Universo se hace más grande, también lo hace el cúmulo. El límite del grupo (línea amarilla) se está expandiendo.
BIEN: No. El universo se está expandiendo, pero los objetos conectados en él no lo hacen. Las galaxias vecinas inicialmente se alejan, pero eventualmente su atracción mutua supera la expansión. Un grupo se forma de un tamaño que corresponde a su estado de equilibrio.
A medida que las mediciones nuevas y precisas ayuden a los cosmólogos a comprender mejor la expansión y la aceleración, podrán formular preguntas aún más fundamentales sobre los primeros momentos y las escalas más grandes del universo. ¿Qué provocó la expansión? Muchos cosmólogos creen que el culpable es un proceso llamado inflación, un tipo especial de expansión acelerada. Pero quizás esto sea sólo una respuesta parcial: para que comience, parece que el Universo ya debe haberse estado expandiendo. ¿Qué pasa con las escalas más grandes más allá de los límites de nuestras observaciones? ¿Las diferentes partes del Universo se están expandiendo de manera diferente, de modo que nuestro Universo es solo una modesta burbuja inflacionaria en un superuniverso gigante? Nadie sabe. Pero esperamos que con el tiempo podamos llegar a comprender el proceso de expansión del Universo.
SOBRE LOS AUTORES:
Charles H. Lineweaver y Tamara M. Davis son astrónomos del Observatorio Mount Stromlo de Australia. A principios de los años 1990. En la Universidad de California en Berkeley, Lineweaver formó parte de un equipo de científicos que descubrió fluctuaciones en la radiación cósmica de fondo de microondas utilizando el satélite COBE. Defendió su tesis no sólo sobre astrofísica, sino también sobre historia y literatura inglesa. Davis está trabajando en un observatorio espacial llamado Supernova/Acceleration Probe.
NOTAS AL ARTÍCULO “PARADOJAS DEL BIG BANG”
Profesor Anatoly Vladimirovich Zasov, física. Facultad de la Universidad Estatal de Moscú: Todos los malentendidos que discuten los autores del artículo están relacionados con el hecho de que, para mayor claridad, consideran con mayor frecuencia la expansión de un volumen limitado del Universo en un marco de referencia rígido (y la expansión de una región lo suficientemente pequeña como para no tener en cuenta la diferencia en el paso del tiempo en la Tierra y en galaxias distantes en el sistema de referencia terrestre). De ahí la idea de una explosión, un desplazamiento Doppler y una confusión generalizada con las velocidades de movimiento. Los autores escriben, y escriben correctamente, cómo se ve todo en un sistema de coordenadas no inercial (que lo acompaña), en el que suelen trabajar los cosmólogos, aunque el artículo no lo dice directamente (en principio, todas las distancias y velocidades dependen de la elección del sistema de referencia, y aquí siempre hay algo de arbitrariedad). Lo único que no está escrito claramente es que no está definido qué se entiende por distancia en el Universo en expansión. Primero, los autores lo toman como la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo de propagación, y luego dicen que también es necesario tener en cuenta la expansión, que alejó aún más la galaxia mientras la luz estaba en camino. Así, la distancia ya se entiende como la velocidad de la luz multiplicada por el tiempo de propagación que tardaría si la galaxia dejara de alejarse y emitiera luz ahora. En realidad, todo es más complicado. La distancia es una cantidad que depende del modelo y no se puede obtener directamente a partir de observaciones, por lo que a los cosmólogos les va bien sin ella, reemplazándola con el corrimiento al rojo. Pero tal vez en este caso un enfoque más estricto sea inapropiado.
Si por curiosidad cogemos un libro de referencia o alguna guía de divulgación científica, seguramente nos encontraremos con una de las versiones de la teoría del origen del Universo, la llamada teoría del "big bang". Brevemente, esta teoría se puede expresar de la siguiente manera: inicialmente, toda la materia se comprimió en un "punto" que tenía una temperatura inusualmente alta, y luego este "punto" explotó con una fuerza enorme. Como resultado de la explosión, a partir de una nube supercaliente de partículas subatómicas que se expandía gradualmente en todas direcciones, se formaron gradualmente átomos, sustancias, planetas, estrellas, galaxias y, finalmente, vida.
Al mismo tiempo, la expansión del Universo continúa, y se desconoce cuánto tiempo durará: quizás algún día llegue a sus límites.
Las conclusiones de la cosmología se basan tanto en las leyes de la física como en los datos de la astronomía observacional. Como cualquier ciencia, la cosmología en su estructura, además de los niveles empírico y teórico, también tiene el nivel de requisitos previos filosóficos, fundamentos filosóficos.
Así, la base de la cosmología moderna es la suposición de que las leyes de la naturaleza, establecidas sobre la base del estudio de una parte muy limitada del Universo, a menudo basadas en experimentos en el planeta Tierra, pueden extrapolarse a áreas mucho más grandes, en última instancia. al Universo entero.
Esta suposición sobre la estabilidad de las leyes de la naturaleza en el espacio y el tiempo pertenece al nivel de los fundamentos filosóficos de la cosmología moderna.
El surgimiento de la cosmología moderna está asociado con la creación de una teoría relativista de la gravedad: la teoría general de la relatividad de Einstein (1916).
De las ecuaciones de la relatividad general de Einstein se desprende la curvatura del espacio-tiempo y la conexión entre curvatura y densidad de masa (energía).
Aplicando la teoría general de la relatividad al Universo en su conjunto, Einshein descubrió que no existía tal solución a las ecuaciones que corresponderían a un Universo que no cambiaba con el tiempo.
Sin embargo, Einstein imaginó el Universo estacionario. Por lo tanto, introdujo un término adicional en las ecuaciones resultantes, asegurando la estacionariedad del Universo.
A principios de los años 20, el matemático soviético A. A. Friedman fue el primero en resolver las ecuaciones de la teoría general de la relatividad en relación con todo el Universo, sin imponer condiciones de estacionariedad.
Demostró que el Universo, lleno de materia gravitante, debería expandirse o contraerse.
Las ecuaciones obtenidas por Friedman forman la base de la cosmología moderna.
En 1929, el astrónomo estadounidense E. Hubble publicó un artículo "La relación entre la distancia y la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas", en el que llegó a la conclusión: "Las galaxias distantes se alejan de nosotros con una velocidad proporcional a su distancia de a nosotros.
Hubble llegó a esta conclusión basándose en el establecimiento empírico de un determinado efecto físico: el corrimiento al rojo, es decir,
un aumento en las longitudes de onda de las líneas en el espectro de la fuente (desplazamiento de las líneas hacia la parte roja del espectro) en comparación con las líneas de los espectros estándar, debido al efecto Doppler en los espectros de las galaxias.
El descubrimiento de Hubble del efecto de corrimiento al rojo, la recesión de las galaxias, subyace al concepto de un Universo en expansión.
Según los conceptos cosmológicos modernos, el Universo se está expandiendo, pero no hay un centro de expansión: desde cualquier punto del Universo, el patrón de expansión parecerá el mismo, es decir, todas las galaxias tendrán un corrimiento al rojo proporcional a su distancia.
El espacio en sí parece estar inflado.
Si dibujas galaxias en un globo y empiezas a inflarlo, las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido se encuentren, más se alejarán unas de otras. La única diferencia es que las galaxias dibujadas en la bola aumentan de tamaño, mientras que los sistemas estelares reales en todo el Universo mantienen su volumen debido a las fuerzas de la gravedad.
Uno de los mayores problemas que enfrentan los defensores de la teoría del Big Bang es precisamente que ninguno de los escenarios que proponen para el origen del Universo puede describirse matemática o físicamente.
Según las teorías básicas del Big Bang, el estado original del Universo era un punto infinitamente pequeño con una densidad infinitamente alta y una temperatura infinitamente alta. Sin embargo, tal estado va más allá de los límites de la lógica matemática y no puede describirse formalmente. Entonces, en realidad, no se puede decir nada definitivo sobre el estado inicial del Universo, y los cálculos fallan aquí. Por lo tanto, esta condición fue denominada "fenómeno" entre los científicos.
Dado que esta barrera aún no se ha superado, en las publicaciones de divulgación científica para el público en general se suele omitir por completo el tema del "fenómeno", pero en las publicaciones y ediciones científicas especializadas, cuyos autores están tratando de hacer frente de alguna manera a este problema matemático. , sobre el “fenómeno” " se considera algo científicamente inaceptable, Stephen Hawking, Profesor de Matemáticas de la Universidad de Cambridge, y J. F. R. Ellis, Profesor de Matemáticas de la Universidad de Ciudad del Cabo, en su libro "The Long Scale of Estructura del espacio-tiempo", señalan: "Nuestros resultados apoyan el concepto de que el Universo comenzó hace un número finito de años.
Sin embargo, el punto de partida de la teoría del origen del Universo –el llamado “fenómeno”- está más allá de las leyes conocidas de la física”.
Cómo se descubrió la expansión del Universo
Entonces debemos admitir que para justificar el “fenómeno”, esta piedra angular de la teoría del “big bang”, es necesario permitir la posibilidad de utilizar métodos de investigación que van más allá del alcance de la física moderna.
El “fenómeno”, como cualquier otro punto de partida del “comienzo del Universo”, que incluye algo que no puede describirse mediante categorías científicas, sigue siendo una cuestión abierta.
Sin embargo, surge la siguiente pregunta: ¿de dónde vino el “fenómeno” en sí, cómo se formó? Después de todo, el problema del “fenómeno” es sólo una parte de un problema mucho mayor: el problema de la fuente misma del estado inicial del Universo. En otras palabras, si el Universo estaba originalmente comprimido en un punto, ¿qué lo llevó a este estado? E incluso si abandonamos el “fenómeno” que causa dificultades teóricas, la pregunta seguirá siendo: ¿cómo se formó el Universo?
En un intento de sortear esta dificultad, algunos científicos proponen la teoría del llamado “universo pulsante”.
En su opinión, el Universo infinitamente, una y otra vez, se reduce hasta cierto punto o se expande hasta ciertos límites. Un Universo así no tiene principio ni fin, sólo hay un ciclo de expansión y un ciclo de contracción. Al mismo tiempo, los autores de la hipótesis afirman que el Universo siempre ha existido, eliminando así aparentemente por completo la cuestión del "comienzo del mundo".
Pero lo cierto es que nadie ha dado todavía una explicación satisfactoria del mecanismo de pulsación.
¿Por qué pulsa el Universo? ¿Cuáles son las razones para ello? El físico Steven Weinberg, en su libro "Los primeros tres minutos", señala que con cada pulsación sucesiva en el Universo, la proporción entre el número de fotones y el número de nucleones debe aumentar inevitablemente, lo que conduce a la extinción de nuevas pulsaciones.
Weinberg concluye que, por tanto, el número de ciclos de pulsación del Universo es finito, lo que significa que en algún momento deben detenerse. En consecuencia, el “Universo pulsante” tiene un fin, lo que significa que también tiene un comienzo.
En 2011, el Premio Nobel de Física fue otorgado a Saul Perlmutter del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, miembro del proyecto Supernova Cosmology, y a Brian P., miembro del equipo de investigación High-z Supernova.
Schmidt de la Universidad Nacional de Australia y Adam G. Riess de la Universidad Johns Hopkins.
Tres científicos compartieron el premio por descubrir la aceleración de la expansión del Universo mediante la observación de supernovas distantes. Estudiaron un tipo especial de supernova, el Tipo Ia.
Se trata de viejas estrellas compactas en explosión que son más pesadas que el Sol pero del tamaño de la Tierra. Una de esas supernovas puede emitir tanta luz como toda una galaxia de estrellas. Dos equipos de investigadores han descubierto más de 50 supernovas lejanas Ia cuya luz era más débil de lo esperado.
Esta fue la prueba de que la expansión del Universo se está acelerando. La investigación se topó repetidamente con enigmas y problemas complejos, pero al final ambos equipos de científicos llegaron a las mismas conclusiones sobre la expansión acelerada del Universo.
Este descubrimiento es realmente sorprendente.
Ya sabemos que después del Big Bang, hace unos 14 mil millones de años, el Universo comenzó a expandirse. Sin embargo, el descubrimiento de que esta expansión se estaba acelerando sorprendió a los propios descubridores.
La razón de la misteriosa aceleración se atribuye a una hipotética energía oscura, que se estima que constituye aproximadamente las tres cuartas partes del Universo, pero que sigue siendo el mayor misterio de la física moderna.
Astronomía
Astronomía->Universo en expansión->
Pruebas en línea
material del libro “Una breve historia del tiempo” de Stephen Hawking y Leonard Mlodinow
efecto Doppler
En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de las estrellas de otras galaxias, se descubrió algo muy interesante: resultaron tener los mismos patrones característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todas estaban desplazadas hacia el extremo rojo. del espectro, y en la misma proporción.
Los físicos conocen un cambio de color o de frecuencia como efecto Doppler.
Todos conocemos cómo afecta este fenómeno al sonido. Escuche el sonido de un auto que pasa.
Universo en expansión
Cuando se acerca, el sonido de su motor o bocina parece más alto, y cuando el auto ya pasó y comenzó a alejarse, el sonido disminuye. Un coche de policía que avanza hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una onda, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se llama longitud de onda. Cuanto más corta es la longitud de onda, más vibraciones llegan a nuestro oído cada segundo y más alto es el tono o frecuencia del sonido.
El efecto Doppler se debe al hecho de que un coche que se aproxima, emitiendo cada cresta de onda sonora sucesiva, estará más cerca de nosotros y, como resultado, las distancias entre las crestas serán menores que si el coche estuviera parado.
Esto significa que las longitudes de onda que nos llegan se vuelven más cortas y su frecuencia más alta. Por el contrario, si el coche se aleja, las longitudes de onda que captamos se vuelven más largas y su frecuencia más baja. Y cuanto más rápido se mueve el coche, más fuerte aparece el efecto Doppler, lo que permite utilizarlo para medir la velocidad.
Cuando la fuente que emite ondas se acerca al observador, la longitud de onda disminuye.
A medida que la fuente se aleja, por el contrario, aumenta. Esto se llama efecto Doppler.
La luz y las ondas de radio se comportan de manera similar. La policía utiliza el efecto Doppler para determinar la velocidad de los coches midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada en ellos.
La luz son vibraciones u ondas de un campo electromagnético. La longitud de onda de la luz visible es extremadamente pequeña: de cuarenta a ochenta millonésimas de metro. El ojo humano percibe diferentes longitudes de onda de luz como diferentes colores, con las longitudes de onda más largas en el extremo rojo del espectro y las más cortas en el extremo azul.
Ahora imaginemos una fuente de luz ubicada a una distancia constante de nosotros, como una estrella, que emite ondas de luz de una determinada longitud de onda. La longitud de las ondas registradas será la misma que las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comienza a alejarse de nosotros. Al igual que con el sonido, esto hará que la longitud de onda de la luz aumente, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.
Expansión del Universo
Habiendo demostrado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes trabajó para determinar las distancias a ellas y observar sus espectros.
En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían aleatoriamente y esperaban que el número de espectros desplazados hacia el azul fuera aproximadamente el mismo que el número de espectros desplazados hacia el rojo. Por lo tanto, fue una completa sorpresa descubrir que los espectros de la mayoría de las galaxias muestran un desplazamiento hacia el rojo: ¡casi todos los sistemas estelares se están alejando de nosotros!
Aún más sorprendente fue el hecho descubierto por Hubble y hecho público en 1929: el corrimiento al rojo de las galaxias no es aleatorio, sino directamente proporcional a su distancia a nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se deduce que el Universo no puede ser estático, sin cambios en tamaño, como se pensaba anteriormente.
En realidad, se está expandiendo: la distancia entre galaxias crece constantemente.
La comprensión de que el Universo se está expandiendo produjo una verdadera revolución en la mente, una de las más grandes del siglo XX. En retrospectiva, puede parecer sorprendente que nadie hubiera pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes debieron darse cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento estuviera inmóvil, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su compresión.
Incluso si el Universo se expandiera relativamente lentamente, la gravedad acabaría por poner fin a su expansión y provocaría que se contrajera. Sin embargo, si la tasa de expansión del Universo es mayor que cierto punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerla y el Universo continuará expandiéndose para siempre.
Aquí hay un vago parecido con un cohete que se eleva desde la superficie de la Tierra.
A una velocidad relativamente baja, la gravedad eventualmente detendrá el cohete y comenzará a caer hacia la Tierra. Por otro lado, si la velocidad del cohete es superior a la crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.
En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell Telephone de Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible.
(Las microondas son radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor estuviera detectando más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de fallo, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido se diferenciaba en que se grababa las 24 horas del día durante todo el año, independientemente de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y su revolución alrededor del Sol. Dado que el movimiento de la Tierra dirigía el receptor hacia diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido procedía de fuera del Sistema Solar e incluso de fuera de la Galaxia.
Parecía venir igualmente de todas las direcciones del espacio. Ahora sabemos que, independientemente de hacia dónde apunte el receptor, este ruido permanece constante, salvo variaciones insignificantes. Entonces Penzias y Wilson tropezaron accidentalmente con un ejemplo sorprendente de que el Universo es el mismo en todas las direcciones.
¿Cuál es el origen de este ruido cósmico de fondo? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson investigaban el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de la Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron por las microondas.
Estudiaron la propuesta de George Gamow de que en las primeras etapas de su desarrollo el Universo era muy denso y candente. Dick y Peebles creían que si esto fuera cierto, entonces deberíamos poder observar el brillo del Universo temprano, ya que recién ahora llega a nosotros la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo. Sin embargo, debido a la expansión del Universo, esta luz debería desplazarse tanto hacia el extremo rojo del espectro que pasará de radiación visible a radiación de microondas.
Dick y Peebles se estaban preparando para buscar esta radiación cuando Penzias y Wilson, al enterarse de su trabajo, se dieron cuenta de que ya la habían encontrado.
Por este descubrimiento, Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978 (lo que parece un tanto injusto para Dick y Peebles, por no hablar de Gamow).
A primera vista, el hecho de que el Universo parezca igual en cualquier dirección sugiere que ocupamos un lugar especial en él. En particular, puede parecer que, dado que todas las galaxias se alejan de nosotros, entonces debemos estar en el centro del Universo.
Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el Universo puede tener el mismo aspecto en todas direcciones, incluso visto desde cualquier otra galaxia.
Todas las galaxias se están alejando unas de otras.
Esto recuerda a la extensión de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la bola, aumentan las distancias entre dos puntos cualesquiera, pero ninguno de los puntos puede considerarse el centro de expansión.
Además, si el radio del globo crece constantemente, cuanto más separados estén los puntos en su superficie, más rápido se alejarán a medida que se expandan. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo.
Luego, dos puntos, inicialmente separados por una distancia de un centímetro, después de un segundo ya estarán separados por dos centímetros (medidos a lo largo de la superficie del globo), de modo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo.
Por otro lado, un par de puntos que estaban separados por diez centímetros, un segundo después de que comience la expansión, se separarán veinte centímetros, de modo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo. La velocidad a la que dos galaxias cualesquiera se alejan una de otra es proporcional a la distancia entre ellas.
Por tanto, el corrimiento al rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia a nosotros; esta es la misma dependencia que descubrió más tarde Hubble. El físico y matemático ruso Alexander Friedman logró en 1922 proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones de Hubble; su trabajo permaneció casi desconocido en Occidente hasta que en 1935 un modelo similar fue propuesto por el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Walker. , siguiendo los pasos del descubrimiento de la expansión del Universo por parte de Hubble.
Debido a la expansión del Universo, las galaxias se están alejando unas de otras.
Con el tiempo, la distancia entre islas estelares distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como lo hacen las manchas en un globo que se infla.
Por tanto, para un observador de cualquier galaxia, la velocidad a la que se aleja otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos se encuentra.
Tres tipos de expansión del Universo
La primera clase de soluciones (la que encontró Friedman) supone que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre galaxias se desacelere gradualmente y finalmente la detenga.
Después de esto, las galaxias comienzan a acercarse y el Universo comienza a encogerse. Según la segunda clase de soluciones, el Universo se está expandiendo tan rápidamente que la gravedad sólo frenará ligeramente el retroceso de las galaxias, pero nunca podrá detenerlo. Finalmente, existe una tercera solución, según la cual el Universo se está expandiendo a la velocidad justa para evitar el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias es cada vez menor, pero nunca llega a cero.
Una característica sorprendente del primer modelo de Friedman es que en él el Universo no es infinito en el espacio, pero al mismo tiempo no hay límites en ninguna parte del espacio.
La gravedad es tan fuerte que el espacio colapsa y se cierra sobre sí mismo. Esto es hasta cierto punto similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene fronteras. Si te mueves por la superficie de la Tierra en una determinada dirección, nunca te encontrarás con una barrera insuperable ni con el fin del mundo, pero al final volverás al punto de partida.
En el primer modelo de Friedman, el espacio está organizado exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, en lugar de dos, como en el caso de la superficie terrestre. La idea de que se puede dar la vuelta al Universo y regresar al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no tiene significado práctico, ya que, como se puede demostrar, el Universo se reducirá hasta un punto antes de que el viajero regrese al comienzo de su viaje. viaje.
El universo es tan grande que necesitas moverte más rápido que la luz para terminar tu viaje donde comenzaste, y esas velocidades están prohibidas (según la teoría de la relatividad). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente.
Y sólo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio es curvo en las proximidades de cuerpos masivos).
¿Qué modelo de Friedman describe nuestro Universo? ¿Se detendrá alguna vez la expansión del Universo y será reemplazada por la compresión, o el Universo se expandirá para siempre?
Resultó que responder a esta pregunta es más difícil de lo que los científicos pensaban inicialmente. Su solución depende principalmente de dos cosas: la tasa de expansión del Universo actualmente observada y su densidad promedio actual (la cantidad de materia por unidad de volumen de espacio).
Cuanto mayor sea la tasa de expansión actual, mayor será la gravedad y, por tanto, la densidad de la materia necesaria para detener la expansión. Si la densidad media está por encima de un cierto valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitacional de la materia puede detener la expansión del Universo y hacer que se contraiga. Este comportamiento del Universo corresponde al primer modelo de Friedman.
Si la densidad media es inferior a un valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad media del Universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del Universo se ralentizará para siempre, acercándose cada vez más a un estado estático, pero sin alcanzarlo nunca.
Este escenario corresponde al tercer modelo de Friedman.
Entonces ¿qué modelo es el correcto? Podemos determinar la tasa actual de expansión del Universo si medimos la velocidad a la que otras galaxias se alejan de nosotros mediante el efecto Doppler.
Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen muy bien, ya que sólo podemos medirlas indirectamente. Por tanto, sólo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Nuestro conocimiento de la densidad media actual del Universo es aún más vago. Entonces, si sumamos las masas de todas las estrellas visibles en nuestra galaxia y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del Universo, incluso con la estimación más baja de la tasa de expansión.
Pero eso no es todo.
Nuestra galaxia y otras deben contener grandes cantidades de algún tipo de “materia oscura” que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su efecto gravitacional sobre las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura provenga de las órbitas de las estrellas en la periferia de galaxias espirales como la Vía Láctea.
Estas estrellas orbitan sus galaxias demasiado rápido como para mantenerse en órbita únicamente por la atracción gravitacional de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias forman parte de cúmulos y, de manera similar, podemos inferir la presencia de materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos a partir de su efecto sobre el movimiento de las galaxias.
De hecho, la cantidad de materia oscura en el Universo supera con creces la cantidad de materia ordinaria. Si incluimos toda la materia oscura, obtenemos aproximadamente una décima parte de la masa necesaria para detener la expansión.
Sin embargo, no podemos excluir la existencia de otras formas de materia, aún desconocidas para nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media.
Por ejemplo, existen partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.
En los últimos años, diferentes grupos de investigadores han estado estudiando las pequeñas ondas en el fondo de microondas que descubrieron Penzias y Wilson. El tamaño de estas ondas puede servir como indicador de la estructura a gran escala del Universo. ¡Su carácter parece indicar que, después de todo, el Universo es plano (como en el tercer modelo de Friedmann)!
Pero como la cantidad total de materia ordinaria y oscura no es suficiente para esto, los físicos postularon la existencia de otra sustancia aún no descubierta: la energía oscura.
Y como para complicar aún más el problema, observaciones recientes han demostrado que La expansión del Universo no se frena, sino que se acelera.
¡Al contrario de todos los modelos de Friedman! Esto es muy extraño, ya que la presencia de materia en el espacio (alta o baja densidad) sólo puede frenar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que recoge energía en lugar de disiparla después de explotar.
¿Qué fuerza es responsable de la acelerada expansión del espacio? Nadie tiene una respuesta confiable a esta pregunta. Sin embargo, después de todo, es posible que Einstein tuviera razón cuando introdujo la constante cosmológica (y su correspondiente efecto antigravedad) en sus ecuaciones.
El error de Einstein
La expansión del universo podría haberse predicho en cualquier momento del siglo XIX o XVIII e incluso a finales del siglo XVII.
Sin embargo, la creencia en un Universo estático era tan fuerte que el engaño conservó su poder sobre las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein confiaba tanto en la naturaleza estática del Universo que en 1915 hizo una enmienda especial a la teoría general de la relatividad agregando artificialmente a las ecuaciones un término especial, llamado constante cosmológica, que aseguraba la naturaleza estática del Universo.
La constante cosmológica se manifestó como la acción de una determinada fuerza nueva: la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía ninguna fuente específica, sino que era simplemente una propiedad integral inherente al tejido del espacio-tiempo.
Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo exhibió una tendencia innata a expandirse. Eligiendo el valor de la constante cosmológica, Einstein podría variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda logró equilibrar con precisión la atracción mutua de toda la materia existente y, como resultado, obtener un Universo estático.
Más tarde, Einstein rechazó la idea de una constante cosmológica y admitió que era su “mayor error”.
Como veremos pronto, hoy en día existen razones para creer que, después de todo, Einstein pudo haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero lo que más debió entristecer a Einstein fue que permitió que su creencia en un universo estacionario eclipsara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicha por su propia teoría. Sólo una persona parece haber visto esta consecuencia de la relatividad general y haberla tomado en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban cómo evitar la naturaleza no estática del Universo, el físico y matemático ruso Alexander Friedman, por el contrario, insistía en que se estaba expandiendo.
Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el Universo: que se ve igual sin importar en qué dirección miremos, y que esta suposición es cierta sin importar desde qué parte del Universo miremos.
Basándose en estas dos ideas y resolviendo las ecuaciones de la relatividad general, demostró que el Universo no puede ser estático. Así, en 1922, varios años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, ¡Friedman predijo con precisión la expansión del Universo!
Hace siglos, la Iglesia cristiana lo habría considerado herético, ya que la doctrina de la iglesia postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo.
Pero hoy aceptamos la suposición de Friedman casi por la razón opuesta, por una especie de modestia: ¡nos parecería absolutamente asombroso si el Universo fuera igual en todas las direcciones sólo para nosotros, pero no para otros observadores del Universo!
UNIVERSO(del griego "oikoumene" - tierra poblada y habitada) - "todo lo que existe", "un todo integral del mundo", "la totalidad de todas las cosas"; el significado de estos términos es ambiguo y está determinado por el contexto conceptual.
Podemos distinguir al menos tres niveles del concepto “Universo”.
1. El universo como idea filosófica tiene un significado cercano al concepto de “universo” o “mundo”: “mundo material”, “ser creado”, etc. Desempeña un papel importante en la filosofía europea. Las imágenes del Universo en las ontologías filosóficas se incluyeron en los fundamentos filosóficos de la investigación científica del Universo.
2. El Universo en cosmología física, o el Universo en su conjunto, es objeto de extrapolaciones cosmológicas.
En el sentido tradicional: un sistema físico integral, ilimitado y fundamentalmente único (“El Universo se publica en una copia” - A. Poincaré); el mundo material, considerado desde un punto de vista físico y astronómico (A.L. Zelmanov). Desde este punto de vista, las diferentes teorías y modelos del Universo se consideran no equivalentes entre sí del mismo original.
Esta comprensión del Universo como un todo se justificó de diferentes maneras: 1) con referencia a la “presunción de extrapolabilidad”: la cosmología pretende representar el todo integral del mundo en el sistema de conocimiento con sus medios conceptuales, y hasta que se demuestre lo contrario. , estas reclamaciones deben aceptarse en su totalidad ; 2) lógicamente: el Universo se define como un todo global integral y otros Universos no pueden existir por definición, etc. La cosmología clásica newtoniana creó una imagen del Universo, infinita en el espacio y el tiempo, y el infinito se consideraba una propiedad atributiva del Universo.
Generalmente se acepta que el Universo infinito y homogéneo de Newton "destruyó" el cosmos antiguo. Sin embargo, las imágenes científicas y filosóficas del Universo continúan conviviendo en la cultura, enriqueciéndose mutuamente.
El Universo newtoniano destruyó la imagen del cosmos antiguo sólo en el sentido de que separó al hombre del Universo e incluso los contrastó.
En la cosmología relativista no clásica, se construyó por primera vez la teoría del Universo.
Sus propiedades resultaron ser completamente diferentes a las de Newton. Según la teoría del Universo en expansión, desarrollada por Friedman, el Universo en su conjunto puede ser finito e infinito en el espacio, y en el tiempo es en cualquier caso finito, es decir.
tuvo un comienzo. A. A. Friedman creía que el mundo, o el Universo como objeto de la cosmología, es "infinitamente más estrecho y más pequeño que el mundo-universo del filósofo". Por el contrario, la inmensa mayoría de los cosmólogos, basándose en el principio de uniformidad, identificaron los modelos del Universo en expansión con nuestra Metagalaxia. El momento inicial de la expansión de la Metagalaxia fue considerado como el “comienzo de todo” absoluto, desde un punto de vista creacionista, como la “creación del mundo”. Algunos cosmólogos relativistas, considerando que el principio de uniformidad era una simplificación insuficientemente justificada, consideraban el Universo como un sistema físico integral a mayor escala que la Metagalaxia, y la Metagalaxia como sólo una parte limitada del Universo.
La cosmología relativista cambió radicalmente la imagen del Universo en la imagen científica del mundo.
En términos ideológicos, volvió a la imagen del cosmos antiguo en el sentido de que volvió a conectar al hombre y el Universo (en evolución). Un paso más en esta dirección fue principio antrópico en cosmología.
El enfoque moderno de la interpretación del Universo en su conjunto se basa, en primer lugar, en la distinción entre la idea filosófica del mundo y el Universo como objeto de cosmología; en segundo lugar, este concepto está relativizado, es decir su volumen se correlaciona con un cierto nivel de conocimiento, teoría cosmológica o modelo, en un sentido puramente lingüístico (independientemente de su estatus objetivo) o en un sentido objetivo.
El Universo fue interpretado, por ejemplo, como “el mayor conjunto de eventos a los que nuestras leyes físicas, extrapoladas de una forma u otra, pueden aplicarse” o “podrían considerarse físicamente conectados con nosotros” (G. Bondi).
El desarrollo de este enfoque fue el concepto según el cual el Universo en cosmología es "todo lo que existe" no en un sentido absoluto, sino sólo desde el punto de vista de una teoría cosmológica determinada, es decir, un sistema físico de la mayor escala y orden, cuya existencia se deriva de un determinado sistema de conocimiento físico.
Se trata de una frontera relativa y transitoria del megamundo conocido, determinada por las posibilidades de extrapolación del sistema de conocimiento físico. El Universo en su conjunto no significa en todos los casos el mismo "original". Por el contrario, diferentes teorías pueden tener como objeto originales desiguales, es decir, sistemas físicos de diferente orden y escala de jerarquía estructural. Pero todas las afirmaciones de que representan un todo mundial integral en un sentido absoluto siguen sin fundamento.
Al interpretar el Universo en cosmología, se debe hacer una distinción entre la existencia potencial y la existencia real. Lo que hoy se considera inexistente puede que mañana entre en el ámbito de la investigación científica, resulte existir (desde el punto de vista de la física) y se incluya en nuestra comprensión del Universo. Así, si la teoría del Universo en expansión describía esencialmente nuestra Metagalaxia, entonces la teoría del Universo inflacionario (“inflando”), más popular en la cosmología moderna, introduce el concepto de muchos “otros universos” (o, en términos de lenguaje empírico , objetos extrametagalácticos) con propiedades cualitativamente diferentes.
La teoría inflacionaria reconoce, por tanto, una violación megascópica del principio de uniformidad del Universo e introduce, en su significado, el principio de diversidad infinita del Universo.
I.S. Shklovsky propuso llamar a la totalidad de estos universos "Metaverso". La cosmología inflacionaria en una forma específica revive, por tanto, la idea de la infinitud del Universo (Metaverso) como su infinita diversidad. Objetos como la Metagalaxia suelen denominarse “miniuniversos” en la cosmología inflacionaria.
Los miniversos surgen a través de fluctuaciones espontáneas del vacío físico. Desde este punto de vista se deduce que el momento inicial de expansión de nuestro Universo, la Metagalaxia, no necesariamente debe considerarse el comienzo absoluto de todo.
Este es sólo el momento inicial de la evolución y autoorganización de uno de los sistemas cósmicos. En algunas versiones de la cosmología cuántica, el concepto de Universo está estrechamente vinculado a la existencia del observador (“el principio de participación”). “Habiendo generado observadores-participantes en alguna etapa limitada de su existencia, ¿no adquiere el Universo, a su vez, a través de sus observaciones esa tangibilidad que llamamos realidad? ¿No es este un mecanismo de existencia? (AJ Wheeler).
El significado del concepto de Universo en este caso está determinado por una teoría basada en la distinción entre la existencia potencial y real del Universo en su conjunto a la luz del principio cuántico.
3. El Universo en astronomía (Universo observable o astronómico) es un área del mundo cubierta por observaciones y ahora en parte por experimentos espaciales, es decir.
“todo lo que existe” desde el punto de vista de los medios de observación y métodos de investigación disponibles en astronomía. El Universo astronómico es una jerarquía de sistemas cósmicos de escala y orden de complejidad crecientes que han sido descubiertos y estudiados sucesivamente por la ciencia. Este es el Sistema Solar, nuestro sistema estelar, la Galaxia (cuya existencia fue probada por V. Herschel en el siglo XVIII), la Metagalaxia descubierta por E. Hubble en los años 1920.
Actualmente, los objetos del Universo que se encuentran a una distancia de aprox. 9 a 12 mil millones de años luz.
A lo largo de la historia de la astronomía hasta la 2ª mitad.
Concepto de Universo en expansión.
siglo 20 En el Universo astronómico se conocían los mismos tipos de cuerpos celestes: planetas, estrellas, gas y polvo. La astronomía moderna ha descubierto tipos de cuerpos celestes fundamentalmente nuevos y previamente desconocidos, incl.
Objetos superdensos en los núcleos de las galaxias (posiblemente representando agujeros negros). Muchos estados de los cuerpos celestes en el Universo astronómico resultaron ser marcadamente no estacionarios, inestables, es decir, ubicados en puntos de bifurcación. Se supone que la inmensa mayoría (hasta el 90-95%) de la materia del Universo astronómico se concentra en formas invisibles, aún no observables (“masa oculta”).
Literatura:
1. Fridman A.A.
Favorito obras. M., 1965;
2. El Infinito y el Universo. M., 1970;
3. Universo, astronomía, filosofía. M, 1988;
4. Astronomía y imagen moderna del mundo.
5. Bondy H. Cosmología. Cambr., 1952;
6. Münitz M. Espacio, Tiempo y Creación. Nueva York, 1965.
V.V.Kazyutinsky
