Lo que los científicos llaman expansión. Teoría del universo en expansión

Como todo lo demás en la física, nuestro universo tiende a existir en el más bajo estado de energía de lo posible. Pero 10^-36 segundos después del Big Bang, según los cosmólogos inflacionarios, el cosmos estaba en una falsa energía de vacío, un nadir que en realidad no era un nadir. En busca del verdadero nadir de la energía del vacío, una fracción de segundo después, el universo se expandió por un factor de 1050.

Desde entonces, el universo no ha dejado de expandirse. Vemos evidencia de esta expansión a la luz de objetos distantes. A medida que los fotones liberados por una estrella o galaxia se propagan por el universo, el estiramiento del espacio hace que pierdan energía. Cuando los fotones nos alcanzan, sus longitudes de onda se desplazan hacia el rojo según la distancia que han viajado.

Esta es la razón por la que los cosmólogos hablan del corrimiento al rojo como una función de la distancia en el espacio y el tiempo. La luz de los objetos distantes tarda tanto en viajar que cuando finalmente la vemos, estamos viendo los objetos como eran hace miles de millones de años.

volumen del hubble

El corrimiento al rojo de la luz nos permite ver objetos como galaxias tal como existieron en el pasado distante, pero no podemos observar todos los eventos que han ocurrido en nuestro universo a lo largo de su historia. A medida que nuestro cosmos se expande, la luz de algunos objetos simplemente está demasiado lejos de nosotros para notarlo.

La física de este límite se basa, en particular, en una parte del espacio-tiempo que nos rodea llamada volumen de Hubble. Aquí en la Tierra, determinamos el volumen de Hubble midiendo el llamado parámetro de Hubble (H0), una cantidad que relaciona la velocidad de recesión de objetos distantes con su corrimiento al rojo. Edwin Hubble lo calculó por primera vez en 1929, cuando descubrió que las galaxias distantes se alejan de nosotros a una velocidad proporcional al corrimiento al rojo de su luz.

Dos fuentes de corrimiento al rojo: Doppler y expansión cosmológica. Abajo: Los detectores captan la luz de la estrella central. Esta luz se estira, o desplaza, junto con la expansión del espacio.

Al dividir la velocidad de la luz por H0, obtenemos el volumen del Hubble. Esta burbuja esférica cubre la región en la que todos los objetos se alejan del observador central a una velocidad inferior a la de la luz. En consecuencia, todos los objetos fuera del volumen del Hubble se alejan del centro más rápido que la velocidad de la luz.

Sí, más rápido que la velocidad de la luz. ¿Cómo es esto posible?

La magia de la relatividad

La respuesta a esta pregunta tiene que ver con la diferencia entre relatividad especial y relatividad general. La relatividad especial requiere un llamado "marco de referencia inercial" o, más simplemente, un fondo. Según esta teoría, la velocidad de la luz es la misma en todos los marcos inerciales. Si un observador se sienta en un banco del parque en el planeta Tierra o despega de Neptuno a una velocidad vertiginosa, la velocidad de la luz siempre será la misma para él. Un fotón siempre se aleja del observador a una velocidad de 300.000.000 de metros por segundo.

Sin embargo, describe el tejido del espacio-tiempo mismo. No hay marcos de referencia inerciales en esta teoría. El espacio no se expande en relación con nada fuera de él, por lo que el límite de la velocidad de la luz en relación con el observador no funciona. Sí, las galaxias fuera de la esfera de Hubble se están alejando de nosotros más rápido que la velocidad de la luz. Pero las galaxias por sí solas no trascienden los límites cósmicos. Para un observador en una de estas galaxias, nada viola teoría especial relatividad. Este espacio entre nosotros y estas galaxias se está acelerando y extendiendo exponencialmente.

universo observable

Quizás lo siguiente te sorprenda un poco: el volumen de Hubble no es lo mismo que el universo observable.

Para entender esto, considere que a medida que el universo envejece, la luz distante tarda más en llegar a nuestros detectores aquí en la Tierra. Podemos ver objetos que han acelerado más allá de nuestro volumen actual de Hubble porque la luz que vemos hoy fue liberada por ellos cuando estaban dentro de la esfera.

Estrictamente hablando, nuestro universo observable coincide con algo llamado horizonte de partículas. El horizonte de partículas marca la distancia a la luz más lejana que podemos observar en ese momento: los fotones han tenido mucho tiempo para permanecer dentro o alcanzar la esfera del Hubble que se expande suavemente.

universo observable. Técnicamente conocido como el horizonte de partículas

¿Qué pasa con la distancia? Un poco más de 46 mil millones de años luz en cualquier dirección, y nuestro universo observable tiene aproximadamente 93 mil millones de años luz de diámetro, o más de 500 mil millones de billones de kilómetros.

(Una nota rápida: el horizonte de partículas no es lo mismo que el horizonte de eventos cosmológico. El horizonte de partículas abarca todos los eventos en el pasado que podemos ver actualmente. El horizonte de eventos cosmológico, por otro lado, define la distancia a la que un futuro observador puede ver en ese momento luz antigua, que se emite hoy desde nuestro pequeño rincón del espacio-tiempo.

En otras palabras, el horizonte de partículas se ocupa de la distancia a los objetos del pasado cuya luz antigua podemos observar hoy; y el horizonte de eventos cosmológico se ocupa de la distancia que nuestra luz moderna puede viajar a medida que los rincones más lejanos del universo se alejan aceleradamente de nosotros).

energía oscura

Gracias a la expansión del universo, hay regiones del espacio que nunca veremos, aunque esperemos una cantidad infinita de tiempo hasta que su luz nos alcance. Pero, ¿qué pasa con esas zonas que se encuentran justo fuera de nuestro volumen actual de Hubble? Si esta esfera también se expande, ¿podremos ver estas instalaciones fronterizas?

Depende de qué región se está expandiendo más rápido: el volumen del Hubble o la parte del universo en su vecindad inmediata en el exterior. Y la respuesta a esta pregunta depende de dos cosas: 1) H0 aumenta o disminuye; 2) el Universo se acelera o se ralentiza. Estos dos tempos están estrechamente relacionados, pero no son lo mismo.

Esencialmente, los cosmólogos creen que vivimos en una época en la que H0 está disminuyendo; pero debido a la energía oscura, la tasa de expansión del universo está aumentando.

Puede parecer contradictorio, pero mientras H0 disminuya a un ritmo más lento que el ritmo de expansión del Universo, el movimiento general de las galaxias que se alejan de nosotros seguirá acelerándose. Y en este momento, según los cosmólogos, la expansión del Universo superará el aumento más modesto en el volumen del Hubble.

Entonces, aunque el volumen del Hubble se está expandiendo, la influencia de la energía oscura pone un límite estricto a la expansión del universo observable.

Los cosmólogos están desconcertados por preguntas profundas como cómo será el universo observable algún día y cómo cambiará la expansión del cosmos. Pero, en última instancia, los científicos solo pueden adivinar las respuestas a las preguntas sobre el futuro en función de la comprensión actual del universo. El marco de tiempo cosmológico es tan inimaginablemente grande que es imposible decir nada específico sobre el comportamiento del universo en el futuro. Los modelos actuales se ajustan sorprendentemente bien a los datos actuales, pero la verdad es que ninguno de nosotros vivirá lo suficiente para ver si las predicciones se hacen realidad.

Si, por curiosidad, tomamos un libro de referencia o algún manual de ciencia popular, seguramente nos tropezaremos con una de las versiones de la teoría del origen del Universo: la llamada teoría del "big bang". Brevemente, esta teoría se puede establecer 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 tremenda. Como resultado de la explosión, los átomos, las sustancias, los planetas, las estrellas, las galaxias y, finalmente, la vida se formaron gradualmente a partir de una nube supercaliente de partículas subatómicas que se expandieron gradualmente en todas las direcciones.

Al mismo tiempo, la expansión del Universo continúa, y no se sabe cuánto tiempo continuará: quizás algún día llegue a sus fronteras.

Las conclusiones de la cosmología se basan tanto en las leyes de la física como en los datos de la astronomía observacional. Como toda ciencia, la cosmología en su estructura, además de los niveles empírico y teórico, también tiene el nivel de premisas filosóficas, fundamentos filosóficos.

Por lo tanto, la cosmología moderna se basa en la suposición de que las leyes de la naturaleza, establecidas sobre la base del estudio de una parte muy limitada del Universo, la mayoría de las veces sobre la base de experimentos en el planeta Tierra, pueden extrapolarse a áreas mucho más grandes, en última instancia. a todo el Universo.

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 Einstein de la teoría general de la relatividad se sigue la curvatura del espacio-tiempo y la relación de la curvatura con la densidad de masa (energía).

Aplicando la teoría general de la relatividad al universo como un todo, Einstein descubrió que no existe tal solución de ecuaciones, que correspondería a un universo que no cambia con el tiempo.

Sin embargo, Einstein imaginó el universo como estacionario. Por lo tanto, introdujo un término adicional en las ecuaciones obtenidas, lo que asegura la estacionariedad del Universo.

A principios de la década de 1920, el matemático soviético A.A. Fridman fue el primero en resolver las ecuaciones de la teoría general de la relatividad para todo el Universo sin imponer condiciones de estacionariedad.

Demostró que el universo, lleno de materia gravitante, debe 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 "Relación entre la distancia y la velocidad radial de las nebulosas extragalácticas", en el que concluía: "Las galaxias distantes se alejan de nosotros a una velocidad proporcional a la distancia de nosotros.

Hubble llegó a esta conclusión sobre la base del establecimiento empírico de una cierta efecto fisico- corrimiento al rojo, es decir

un aumento de las longitudes de onda de las líneas en el espectro de la fuente (desplazamiento de las líneas hacia la parte roja del espectro) con respecto a las líneas de los espectros de referencia 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.

De acuerdo con 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 será el mismo, es decir, todas las galaxias tendrán un corrimiento hacia el rojo proporcional a su distancia.

El espacio en sí parece estar inflado.

si en globo dibuja galaxias y comienza a inflarlas, luego las distancias entre ellas aumentarán, y cuanto más rápido, más lejos estarán 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 conservan su volumen debido a las fuerzas de la gravedad.

Uno de los mayores problemas a los que se enfrentan los defensores de la teoría del "big bang" es precisamente que ninguno de los escenarios que proponen para el surgimiento del universo puede describirse matemática o físicamente.

Según las teorías básicas del "big bang", el estado inicial 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 aquí fallan. Por lo tanto, este estado ha recibido el nombre de "fenómeno" entre los científicos.

Como esta barrera aún no ha sido superada, en las publicaciones de divulgación científica para el público en general se suele omitir por completo el tema del “fenómeno”, y en las publicaciones científicas especializadas y en las publicaciones cuyos autores tratan de afrontar de alguna manera este problema matemático, sobre el "fenómeno" como científicamente inaceptable, Stephen Hawking, profesor de matemáticas en la Universidad de Cambridge, y J.F.R. Ellis, profesor de matemáticas en la Universidad de Ciudad del Cabo, en su libro "The Long Scale of Space-Time Structure" indican : “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 tenemos que admitir que para justificar el "fenómeno", esta piedra angular de la teoría del "big bang", es necesario admitir la posibilidad de utilizar métodos de investigación que van más allá del alcance de la física moderna.

"Fenómeno", como cualquier otro punto de partida del "comienzo del universo", incluye algo que no se puede describir categorías científicas, sigue siendo una pregunta 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 solo 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 sigue siendo: ¿cómo se formó el Universo?

En un intento de sortear esta dificultad, algunos científicos proponen la llamada teoría del "universo pulsante".

En su opinión, el Universo es infinito, una y otra vez, se reduce a un punto, luego se expande a algunos límites. Tal universo no tiene principio ni fin, solo hay un ciclo de expansión y un ciclo de contracción. Al mismo tiempo, los autores de la hipótesis argumentan que el Universo siempre ha existido, por lo que aparentemente eliminan por completo la cuestión del "principio del mundo".

Pero el hecho es que nadie ha presentado 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" indica que con cada próxima pulsación en el Universo, la relación entre el número de fotones y el número de nucleones inevitablemente debe aumentar, lo que conduce a la extinción de nuevas pulsaciones.

Weinberg concluye que de esta forma el número de ciclos de pulsación del Universo es finito, lo que significa que en algún momento deben detenerse. Por lo tanto, el "Universo pulsante" tiene un fin y, por lo tanto, tiene un comienzo.

En 2011, el Premio Nobel de Física fue otorgado al participante del proyecto Cosmología de supernova Saul Perlmutter del Laboratorio Nacional Lawrence Berkeley, así como a los miembros del grupo de investigación de supernovas de alta z Brian P.

Schmidt del australiano Universidad Nacional y Adam G. Riess de la Universidad Johns Hopkins.

Tres científicos compartieron el premio por descubrir que la expansión del universo se está acelerando al observar supernovas distantes. Estudiaron un tipo especial de supernovas de Tipo Ia.

Estas son viejas estrellas compactas explotadas 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 lograron detectar más de 50 supernovas lejanas Ia, cuya luz resultó ser más débil de lo esperado.

Esta fue una prueba de que la expansión del universo se está acelerando. El estudio tropezó repetidamente con misterios y problemas complejos, sin embargo, al final, ambos equipos de científicos llegaron a las mismas conclusiones sobre la aceleración de la expansión del universo.

Este descubrimiento es realmente asombroso.

Ya sabemos que después Big Bang Hace unos 14 mil millones de años, el universo comenzó a expandirse. Sin embargo, el descubrimiento de que esta expansión se está acelerando sobresaltó a los propios descubridores.

La razón de la misteriosa aceleración se atribuye a la energía oscura hipotética, que se estima que constituye alrededor de las tres cuartas partes del universo, pero sigue siendo el mayor misterio de la física moderna.

Astronomía

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Pruebas en línea

material del libro de Stephen Hawking y Leonard Mlodinov " La historia más corta tiempo"

efecto Doppler

En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de estrellas en otras galaxias, se descubrió algo muy interesante: resultaron ser los mismos conjuntos característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todos estaban desplazados hacia el extremo rojo del espectro. , y en la misma proporción.

Para los físicos, el cambio de color o frecuencia se conoce como efecto Doppler.

Todos estamos familiarizados con la forma en que este fenómeno afecta el sonido. Escuche el sonido de un coche 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 viaja hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una ola, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se denomina 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 la frecuencia del sonido.

El efecto Doppler es causado por el hecho de que el automóvil que se aproxima, emitiendo cada cresta siguiente de una onda de sonido, estará más cerca de nosotros y, como resultado, las distancias entre las crestas serán menores que si el automóvil estuviera parado.

Esto significa que las longitudes de onda de las ondas que nos llegan se acortan y su frecuencia se vuelve más alta. Por el contrario, si el coche se aleja, la longitud de las olas que atrapamos se alarga y su frecuencia disminuye. Y cuanto más rápido se mueve el automóvil, más fuerte se manifiesta el efecto Doppler, lo que permite usarlo para medir la velocidad.

Cuando la fuente que emite ondas se mueve hacia el observador, la longitud de onda disminuye.

Por el contrario, cuando se elimina la fuente, aumenta. Esto se llama el efecto Doppler.

Las ondas de luz y de radio se comportan de manera similar. La policía utiliza el efecto Doppler para determinar la velocidad de los vehículos midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada por ellos.

La luz es vibraciones, u ondas, campo electromagnetico. La longitud de onda de la luz visible es extremadamente pequeña, de cuarenta a ochenta millonésimas de metro. El ojo humano percibe ondas de luz de diferentes longitudes de onda como diferentes colores, con las longitudes de onda más largas correspondientes al extremo rojo del espectro y las más cortas, relacionadas con el extremo azul.

Ahora imagina una fuente de luz a una distancia constante de nosotros, como una estrella, que emite ondas de luz de cierta longitud de onda. La longitud de las ondas registradas será la misma que la de las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comienza a alejarse de nosotros. Como en el caso del sonido, esto aumentará la longitud de onda de la luz, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.

Expansión del universo

Habiendo probado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes se dedicó a determinar las distancias a ellas y observar sus espectros.

En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían al azar y esperaban que la cantidad de espectros desplazados hacia el azul fuera aproximadamente la misma que la cantidad 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 publicado en 1929: la magnitud del corrimiento hacia el rojo de las galaxias no es aleatoria, sino directamente proporcional a su distancia de nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se sigue que el Universo no puede ser estático, sin cambios de tamaño, como se pensaba anteriormente.

De hecho, se está expandiendo: la distancia entre las galaxias crece constantemente.

La comprensión de que el universo se está expandiendo ha hecho una verdadera revolución en las mentes, una de las más grandes del siglo XX. Cuando miras hacia atrás, puede parecer sorprendente que nadie haya pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes deben haberse dado cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento fuera estacionario, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su compresión.

Incluso si el universo se expandiera con relativa lentitud, la gravedad finalmente pondría fin a su expansión y provocaría su contracción. Sin embargo, si la tasa de expansión del universo es mayor que algún punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerlo y el universo continuará expandiéndose para siempre.

Aquí se puede ver un parecido distante 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 velocidad crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.

En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, de Bell Telephone Laboratories en Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible.

(Las microondas son radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor captara más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de falla, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido se diferenciaba en que se registraba las 24 horas del día durante todo el año, independientemente de la rotación de la Tierra alrededor de su eje y su revolución alrededor del Sol. Dado que el movimiento de la Tierra dirigió el receptor a diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido provenía del exterior. sistema solar e incluso desde fuera de la galaxia.

Parecía venir en igual medida de todos los lados del cosmos. Ahora sabemos que dondequiera que apunte el receptor, este ruido permanece constante, aparte de variaciones insignificantes. Así que Penzias y Wilson se toparon con un sorprendente ejemplo de que el universo es el mismo en todas las direcciones.

¿Cuál es el origen de este ruido de fondo cósmico? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson estaban investigando el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de la Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron en las microondas.

Estudiaron la sugerencia de George (George) Gamow de que primeras etapas desarrollo, el universo era muy denso y al rojo vivo. Dick y Peebles pensaron que si esto era cierto, entonces deberíamos poder observar el brillo del universo primitivo, ya que la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo recién ahora nos llega. Sin embargo, debido a la expansión del universo, esta luz debe desplazarse con tanta fuerza hacia el extremo rojo del espectro que pasará de ser 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 fueron premiados en 1978 premio Nobel(lo que parece algo injusto para Dick y Peebles, sin mencionar a Gamow).

A primera vista, el hecho de que el universo se vea igual en todas las direcciones sugiere que ocupamos un lugar especial en él. En particular, podría parecer que, dado que todas las galaxias se están alejando de nosotros, debemos estar en el centro del universo.

Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el universo también puede verse igual en todas las direcciones desde cualquier otra galaxia.

Todas las galaxias se están alejando unas de otras.

Esto recuerda a la propagación de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la pelota, las distancias entre dos puntos cualesquiera también aumentan, pero en este caso, 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 eliminarán durante la expansión. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo.

Entonces dos puntos, inicialmente separados por una distancia de un centímetro, en un segundo ya estarán a una distancia de dos centímetros entre sí (si se mide a lo largo de la superficie del globo), por lo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo. .

Por otro lado, un par de puntos que estaban separados por diez centímetros, un segundo después del comienzo de la expansión, se separarán veinte centímetros, de modo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo. La velocidad a la que dos galaxias cualesquiera se alejan entre sí es proporcional a la distancia que las separa.

Por lo tanto, el desplazamiento hacia el rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia de nosotros; esta es la misma dependencia que el Hubble descubrió más tarde. El físico y matemático ruso Alexander Fridman en 1922 logró proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones del 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, ya en la estela del descubrimiento del Hubble, la expansión del universo.

A medida que el universo se expande, las galaxias se alejan unas de otras.

A medida que pasa el tiempo, la distancia entre islas estelares distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como sucede con las manchas en un globo inflado. globo aerostático.

Por lo tanto, para un observador de cualquier galaxia, la tasa de eliminación de otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos se encuentra.

Tres tipos de expansión del universo.

La primera clase de soluciones (la encontrada por Friedman) asume que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre las galaxias la frene gradualmente y eventualmente la detenga.

Después de eso, las galaxias comienzan a converger y el Universo comienza a encogerse. De acuerdo con la segunda clase de soluciones, el universo se está expandiendo tan rápido que la gravedad solo ralentizará ligeramente la recesión de las galaxias, pero nunca podrá detenerla. Finalmente, hay una tercera solución, según la cual el universo se expande a un ritmo tal que evita el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias se vuelve cada vez menor, pero nunca llega a cero.

Una característica asombrosa del primer modelo de Friedman es que en él el Universo no es infinito en el espacio, pero no hay límites en ningún lugar del espacio.

La gravedad es tan fuerte que el espacio se enrosca y se cierra sobre sí mismo. Esto es algo similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene límites. Si te mueves a lo largo de la superficie de la Tierra en una dirección determinada, nunca te encontrarás con una barrera infranqueable o un borde del mundo, pero al final volverás a donde empezaste.

En el primer modelo de Friedman, el espacio está dispuesto exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, y no en dos, como en el caso de la superficie terrestre. La idea de que puedes dar la vuelta al universo y volver al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no valor práctico, ya que, como puede probarse, el universo se reducirá a un punto antes de que el viajero regrese al inicio de su viaje.

El universo es tan grande que necesitas moverte Más rapido que la luz, para tener tiempo de terminar el viaje donde lo empezaste, y tales velocidades están prohibidas (por la teoría de la relatividad). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente.

Y solo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio es curvo en la vecindad de los cuerpos masivos).

¿Cuál de los modelos de Friedman describe nuestro universo? ¿Se detendrá alguna vez la expansión del Universo y será reemplazada por una contracción, o el Universo se expandirá para siempre?

Resultó que responder a esta pregunta es más difícil de lo que inicialmente pensaron los científicos. 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 lo tanto, la densidad de la materia necesaria para detener la expansión. Si la densidad promedio está por encima de algún valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitatoria 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 promedio es menor que el valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad promedio del universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del universo se ralentizará para siempre, acercándose a un estado estático, pero nunca alcanzándolo.

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 tasa a la que otras galaxias se están alejando de nosotros usando el efecto Doppler.

Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen bien porque solo podemos medirlas indirectamente. Por lo tanto, solo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Aún más vago es nuestro conocimiento de la densidad promedio actual del universo. Así que si sumamos las masas de todos estrellas visibles en nuestra propia galaxia y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del universo, incluso en la estimación más baja de la tasa de expansión.

Pero eso no es todo.

Nuestra y otras galaxias deben contener un gran número de algún tipo de "materia oscura" que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su influencia gravitatoria sobre las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura proviene de las órbitas de las estrellas en la periferia. galaxias espirales, similar vía Láctea.

Estas estrellas giran alrededor de sus galaxias demasiado rápido para mantenerse en órbita solo por la gravedad de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias forman parte de cúmulos, y podemos inferir de forma similar la presencia de materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos por su efecto sobre el movimiento de las galaxias.

De hecho, la cantidad de materia oscura en el Universo supera con creces la cantidad materia ordinaria. Si tenemos en cuenta toda la materia oscura, obtenemos alrededor de una décima parte de la masa que se necesita para detener la expansión.

Sin embargo, es imposible excluir la existencia de otras formas de materia, aún no conocidas por nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media.

por ejemplo, hay partículas elementales, llamados neutrinos, que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.

En los últimos años, diferentes grupos de investigadores han estudiado las ondas más pequeñas en el fondo de microondas que encontraron Penzias y Wilson. El tamaño de esta onda puede servir como indicador de la estructura a gran escala del universo. ¡Su carácter parece indicar que el universo todavía es plano (como en el tercer modelo de Friedman)!

Pero dado que 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 está desacelerando, sino acelerando.

¡Al contrario de todos los modelos de Friedman! Esto es muy extraño, ya que la presencia de materia en el espacio -de alta o baja densidad- sólo puede ralentizar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que recoge energía en lugar de disiparla después de la explosión.

¿Qué fuerza es responsable de la expansión acelerada del cosmos? Nadie tiene una respuesta fiable a esta pregunta. Sin embargo, es posible que Einstein tuviera razón después de todo cuando introdujo la constante cosmológica (y el 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 fines del siglo XVII.

Sin embargo, la creencia en un universo estático era tan fuerte que la ilusión dominó las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein estaba tan seguro de la naturaleza estática del universo que en 1915 hizo una corrección especial a la teoría general de la relatividad añadiendo artificialmente un término especial, llamado constante cosmológica, a las ecuaciones, lo que aseguraba la naturaleza estática del universo. .

La constante cosmológica se manifestó como la acción de una nueva fuerza: la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía un origen definido, sino que era simplemente una propiedad inherente a la estructura misma del espacio-tiempo.

Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo mostró una tendencia innata a expandirse. Al elegir el valor de la constante cosmológica, Einstein podía variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda, logró equilibrar exactamente la atracción mutua de toda la materia existente y obtener como resultado un universo estático.

Einstein luego descartó la idea de una constante cosmológica como su "mayor error".

Como pronto veremos, hoy existen razones para creer que, después de todo, Einstein podría haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero lo que más debe haber molestado a Einstein fue que permitió que su creencia en un universo estacionario anulara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicha por su propia teoría. Parece que solo una persona vio esta consecuencia de la teoría general de la relatividad y la tomó en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban formas de evitar que el universo no fuera estático, el físico y matemático ruso Alexander Friedman, por el contrario, insistía en que el universo se está expandiendo.

Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el universo: que se ve igual sin importar desde dónde miremos, y que esta suposición es cierta sin importar desde dónde 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, unos años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, Friedman predijo con precisión la expansión del universo.

Siglos atrás, la iglesia cristiana lo habría reconocido como herético, ya que la doctrina eclesiástica postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo.

Pero hoy aceptamos la suposición de Friedman por casi la razón opuesta, una especie de modestia: ¡nos sorprendería mucho que el universo pareciera igual en todas las direcciones solo para nosotros, pero no para otros observadores en el universo!

UNIVERSO(del griego "oecumene" - tierra habitada, habitada) - "todo lo que existe", "todo el mundo integral", "totalidad de todas las cosas"; el significado de estos términos es ambiguo y está determinado por el contexto conceptual.

Hay al menos tres niveles del concepto de "Universo".

1. El universo como idea filosófica tiene un significado cercano al concepto de "universum", o "mundo": "mundo material", "ser creado", etc. Desempeña un papel importante en la filosofía europea. Las imágenes del Universo en ontologías filosóficas se incluyeron en los fundamentos filosóficos de la investigación científica del Universo.

2. El Universo en cosmología física, o el Universo como un todo, es objeto de extrapolaciones cosmológicas.

En el sentido tradicional: un sistema físico completo, 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). Diferentes teorías y modelos del Universo son considerados desde este punto de vista como no equivalentes entre sí del mismo original.

Tal comprensión del Universo como un todo se justificaba de diferentes maneras: 1) refiriéndose a la “presunción de extrapolación”: la cosmología pretende precisamente representar el mundo comprensivo como un todo en el sistema de conocimiento con sus medios conceptuales, y hasta que se demuestre lo contrario probadas, estas afirmaciones deben aceptarse en su totalidad; 2) lógicamente: el Universo se define como un todo mundial integral, y otros Universos no pueden existir por definición, etc. La cosmología newtoniana clásica creó una imagen del Universo, infinita en el espacio y el tiempo, y el infinito se consideró una propiedad atributiva del Universo.

En general, se acepta que el universo homogéneo infinito de Newton "destruyó" el cosmos antiguo. Sin embargo, las imágenes científicas y filosóficas del Universo continúan coexistiendo 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 se opuso a ellos.

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 tanto finito como infinito en el espacio, pero en el tiempo es, en todo caso, finito, es decir,

tuvo un comienzo. AA Fridman 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 gran mayoría de los cosmólogos, sobre la base del principio de uniformidad, identificaron 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 el principio de uniformidad como una simplificación insuficientemente fundamentada, consideraron el Universo como un sistema físico integral de una escala mayor que la Metagalaxia, y la Metagalaxia solo como una parte limitada del Universo.

La cosmología relativista ha cambiado 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 al Universo (en evolución). El siguiente paso apareció en esta dirección principio antrópico en cosmología.

El enfoque moderno de la interpretación del Universo como un todo se basa, en primer lugar, en la distinción entre la idea filosófica del mundo y el Universo como objeto de la cosmología; en segundo lugar, este concepto se relativiza, es decir, su volumen está relacionado con una cierta etapa del conocimiento, teoría o modelo cosmológico, en un sentido puramente lingüístico (independientemente de su estado de objeto) o en un sentido de objeto.

El universo ha sido interpretado, por ejemplo, como "el mayor conjunto de eventos al que nuestro leyes físicas extrapolado de una forma u otra” o “podría considerarse conectado físicamente con nosotros” (G. Bondy).

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 solo desde el punto de vista de una teoría cosmológica dada, es decir un sistema físico de la mayor escala y orden, cuya existencia se deriva de cierto sistema de conocimiento físico.

Este es un límite relativo y transitorio del mega-mundo conocido, determinado por las posibilidades de extrapolación del sistema de conocimiento físico. Bajo el Universo como un todo, no en todos los casos se entiende el mismo "original". Por el contrario, diferentes teorías pueden tener diferentes originales como objeto, es decir, sistemas físicos diferente orden y escala de la jerarquía estructural. Pero todas las pretensiones de representar el todo del mundo que lo abarca todo en el sentido absoluto siguen sin fundamento.

Al interpretar el Universo en cosmología, se debe hacer una distinción entre potencialmente y realmente existente. Lo que hoy se considera inexistente, mañana puede entrar en la esfera investigación científica, resultará que existe (en términos de física) y se incluirá en nuestra comprensión del Universo. Entonces, si la teoría del Universo en expansión describió esencialmente nuestra Metagalaxia, entonces la teoría más popular del Universo inflacionario ("inflable") en la cosmología moderna introduce el concepto de un conjunto de "otros universos" (o, en términos de la empírica lenguaje, objetos extrametagalácticos) con propiedades cualitativamente diferentes.

La teoría inflacionaria reconoce así una violación megascópica del principio de la uniformidad del Universo e introduce el principio de la diversidad infinita del Universo que le es adicional en términos de significado.

La totalidad de estos universos I. S. Shklovsky propuso llamar el "Metauniverso". La cosmología inflacionaria en forma específica revive, por tanto, la idea de la infinitud del Universo (Metauniverso) como su infinita diversidad. Los objetos como la Metagalaxia a menudo se denominan "miniversos" en la cosmología inflacionaria.

Los miniversos surgen por fluctuaciones espontáneas del vacío físico. Se sigue desde este punto de vista que el momento inicial de la expansión de nuestro Universo, la Metagalaxia, no debe ser necesariamente considerado como el comienzo absoluto de todo.

Este es sólo el momento inicial de evolución y autoorganización de uno de los sistemas espaciales. En algunas versiones de la cosmología cuántica, el concepto de universo está íntimamente ligado a la existencia de un observador (el "principio de participación"). “Generando, en alguna etapa limitada de su existencia, observadores-participantes, ¿no adquiere el Universo, a su vez, a través de sus observaciones esa tangibilidad que llamamos realidad? ¿No es este el mecanismo de la existencia? (AJ Wheeler).

El significado del concepto de Universo en este caso también está determinado por una teoría basada en la distinción entre la existencia potencial y real del Universo como un todo a la luz del principio cuántico.

3. El Universo en astronomía (Universo observable o astronómico) es una región 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. Estos son el Sistema Solar, nuestro sistema estelar, la Galaxia (cuya existencia fue probada por W. Herschel en el siglo XVIII), la Metagalaxia descubierta por E. Hubble en la década de 1920.

En la actualidad, los objetos del Universo están disponibles para su observación, alejados de nosotros a una distancia de aprox. 9-12 mil millones de años luz.

A lo largo de la historia de la astronomía hasta la 2ª mitad.

El concepto de un universo en expansión.

siglo 20 en el Universo astronómico se conocían los mismos tipos de cuerpos celestes: planetas, estrellas, gas y materia polvorienta. La astronomía moderna ha descubierto fundamentalmente nuevos, previamente desconocidos tipos conocidos cuerpos celestes, incl.

objetos superdensos en los núcleos de las galaxias (quizás representando agujeros negros). Muchos estados de cuerpos celestes en el Universo astronómico resultaron ser marcadamente no estacionarios, inestables, es decir, ubicados en los puntos de bifurcación. Se supone que la gran mayoría (hasta el 90-95%) de la materia del Universo astronómico se concentra en formas invisibles, pero 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. La astronomía y la imagen moderna del mundo.

5. Bondy H. Cosmología. Cambr., 1952;

6. Muñitz M. Espacio, Tiempo y Creación. Nueva York, 1965.

V. V. Kazyutinsky

Si miras al cielo en una noche clara sin luna, es probable que los objetos más brillantes sean los planetas Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Y también verás toda una dispersión de estrellas similares a nuestro Sol, pero situadas mucho más lejos de nosotros. Algunas de estas estrellas fijas en realidad se mueven entre sí de forma apenas perceptible a medida que la tierra se mueve alrededor del sol. ¡No están para nada inmóviles! Esto se debe a que tales estrellas están relativamente cerca de nosotros. Debido al movimiento de la Tierra alrededor del Sol, vemos estas estrellas más cercanas contra el fondo de las más distantes desde diferentes posiciones. El mismo efecto se observa cuando conduce un automóvil, y los árboles a lo largo de la carretera parecen cambiar su posición contra el telón de fondo del paisaje, saliendo hacia el horizonte (Fig. 14). Cuanto más cerca están los árboles, más se nota su movimiento aparente. Este cambio en la posición relativa se llama paralaje. En el caso de las estrellas, se trata de un auténtico golpe de suerte para la humanidad, ya que 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 los cuerpos.

La estrella más cercana, Proxima Centauri, está a unos cuatro años luz o cuarenta millones de millones de kilómetros de distancia. La mayoría de las demás estrellas visibles a simple vista se encuentran a unos pocos cientos de años luz de nosotros. A modo de comparación: ¡de la Tierra al Sol solo ocho minutos luz! Las estrellas están dispersas por todo el cielo nocturno, pero están especialmente densamente dispersas en la banda que llamamos vía Láctea. Ya en 1750, algunos astrónomos sugirieron que la aparición de la Vía Láctea podría explicarse asumiendo que la mayoría de las estrellas visibles estaban dispuestas en una configuración similar a un disco, como las que ahora llamamos galaxias espirales. Solo unas décadas más tarde, el astrónomo inglés William Herschel confirmó la validez de esta idea al contar minuciosamente el número de estrellas visibles a través de un telescopio en diferentes partes del cielo. Sin embargo, no fue hasta el siglo XX que la idea ganó plena aceptación. Ahora sabemos que la Vía Láctea, nuestra Galaxia, se extiende de borde a borde durante unos cien mil años luz y gira lentamente; las estrellas en sus brazos espirales dan una vuelta alrededor del centro de la Galaxia cada pocos cientos de millones de años. Nuestro Sol, la estrella amarilla de tamaño mediano más común, se encuentra en el borde interior de uno de los brazos espirales. Ciertamente, hemos recorrido un largo camino desde la época de Aristóteles y Ptolomeo, cuando la gente consideraba que la Tierra era el centro del universo.

La imagen moderna del universo comenzó a surgir en 1924, cuando el astrónomo estadounidense Edwin Hubble demostró que la Vía Láctea no era 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 estacionarias. Al no poder usar el paralaje para medir distancias a las galaxias, Hubble se vio obligado a usar métodos indirectos para estimar distancias. Una medida obvia de la distancia a una estrella es su brillo. Pero el brillo aparente no solo depende de la distancia a la estrella, sino también de la luminosidad de la estrella, la cantidad de luz que emite. Una estrella tenue, pero cercana a nosotros, eclipsará a la estrella más brillante de una galaxia lejana. 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, ya que gracias al paralaje conocemos la distancia a ellas. Hubble notó que las estrellas cercanas se pueden clasificar según la naturaleza de la luz que emiten. Las estrellas de la misma clase siempre tienen la misma luminosidad. Sugirió además que si encontramos estrellas de estas clases en una galaxia distante, entonces se les podría asignar la misma luminosidad que a estrellas similares en nuestra vecindad. Con esta información, es fácil calcular la distancia a la galaxia. Si los cálculos realizados para muchas estrellas en la misma galaxia dan la misma distancia, 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 alrededor de 5000 estrellas en el cielo, solo alrededor del 0,0001% de todas las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Y la Vía Láctea es solo una de las más de cien mil millones de galaxias que se pueden observar con 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 de más de trece kilómetros de diámetro.

Las estrellas están tan lejos de nosotros que parecen puntos de luz. No podemos discernir su tamaño o forma. Pero, como señaló Hubble, hay muchos tipos diferentes de estrellas, y podemos diferenciarlas por el color de la radiación que emiten. Newton descubrió que si luz del sol pasa a través de un prisma de vidrio triédrico, se descompondrá en sus colores constituyentes, como un arco iris (Fig. 15). La intensidad relativa de los diferentes colores en la radiación emitida por una fuente de luz se denomina espectro. Al enfocar un telescopio en una sola estrella o galaxia, se puede examinar el espectro de luz emitido por ellas.

Arroz. 15. Espectro estelar.

Al analizar el espectro de emisión de una estrella, se puede determinar tanto su temperatura como la composición de la atmósfera.

Entre otras cosas, la radiación de un cuerpo permite 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, tal como brillan las brasas. El brillo de los cuerpos calientes se debe al movimiento térmico de los átomos dentro de ellos. Esto se denomina radiación de cuerpo negro (a pesar de que los cuerpos calentados en sí mismos no son negros). El espectro de radiación de cuerpo negro es difícil de confundir con algo: tiene una forma característica que cambia con la temperatura corporal (Fig. 16). Por lo tanto, la radiación de un cuerpo calentado es similar a las lecturas de un termómetro. El espectro de emisión de varias estrellas que observamos es siempre similar a la radiación de un cuerpo negro, esto es una especie de aviso sobre la temperatura de una estrella.

Arroz. 16. Espectro de radiación de un cuerpo negro.

Todos los cuerpos, no solo las estrellas, emiten radiación debido al movimiento térmico de sus partículas microscópicas constituyentes. La distribución de frecuencia de la radiación caracteriza la temperatura del cuerpo.

Si estudiamos cuidadosamente la luz de las estrellas, nos dará aún más información. Encontraremos la ausencia de ciertos colores estrictamente definidos, y serán diferentes para diferentes estrellas. Y como sabemos que todos elemento químico absorbe un conjunto característico de colores para ella, luego, al comparar estos colores con los que están ausentes en el espectro de una estrella, podemos determinar exactamente qué elementos están presentes en su atmósfera.

En la década de 1920, cuando los astrónomos comenzaron a estudiar los espectros de estrellas en otras galaxias, descubrieron algo muy interesante: resultaron ser los mismos conjuntos característicos de colores faltantes que las estrellas de nuestra propia galaxia, pero todos estaban desplazados hacia el rojo. final del espectro. , y en la misma proporción. Para los físicos, el cambio de color o frecuencia se conoce como efecto Doppler.

Todos estamos familiarizados con la forma en que este fenómeno afecta el sonido. Escuche el sonido de un coche 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 viaja hacia nosotros a una velocidad de cien kilómetros por hora desarrolla aproximadamente una décima parte de la velocidad del sonido. El sonido de su sirena es una ola, alternando crestas y valles. Recuerde que la distancia entre las crestas (o valles) más cercanas se denomina 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 la frecuencia del sonido.

El efecto Doppler es causado por el hecho de que el automóvil que se aproxima, emitiendo cada cresta siguiente de una onda de sonido, estará más cerca de nosotros y, como resultado, las distancias entre las crestas serán menores que si el automóvil estuviera parado. Esto significa que las longitudes de las ondas que nos llegan se acortan y su frecuencia es mayor (Fig. 17). Por el contrario, si el automóvil se aleja, la longitud de las olas que atrapamos se vuelve más larga y su frecuencia se vuelve más baja. Y cuanto más rápido se mueve el automóvil, más fuerte se manifiesta el efecto Doppler, lo que permite usarlo para medir la velocidad.

Arroz. 17. Efecto Doppler.

Cuando la fuente que emite ondas se mueve hacia el observador, la longitud de onda disminuye. Por el contrario, cuando se elimina la fuente, aumenta. Esto se llama el efecto Doppler.

Las ondas de luz y de radio se comportan de manera similar. La policía utiliza el efecto Doppler para determinar la velocidad de los vehículos midiendo la longitud de onda de la señal de radio reflejada por ellos. La luz es una vibración, u onda, del 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 ondas de luz de diferentes longitudes de onda como diferentes colores, con las longitudes de onda más largas correspondientes al extremo rojo del espectro y las más cortas, relacionadas con el extremo azul. Ahora imagina una fuente de luz a una distancia constante de nosotros, como una estrella, que emite ondas de luz de cierta longitud de onda. La longitud de las ondas registradas será la misma que la de las emitidas. Pero supongamos ahora que la fuente de luz comienza a alejarse de nosotros. Como en el caso del sonido, esto aumentará la longitud de onda de la luz, lo que significa que el espectro se desplazará hacia el extremo rojo.

Habiendo probado la existencia de otras galaxias, Hubble en los años siguientes se dedicó a determinar las distancias a ellas y observar sus espectros. En ese momento, muchos asumieron que las galaxias se movían al azar y esperaban que la cantidad de espectros desplazados hacia el azul fuera aproximadamente la misma que la cantidad 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 publicado en 1929: la magnitud del corrimiento hacia el rojo de las galaxias no es aleatoria, sino que es directamente proporcional a su distancia de nosotros. En otras palabras, cuanto más lejos está una galaxia de nosotros, ¡más rápido se aleja! De esto se sigue que el Universo no puede ser estático, sin cambios de tamaño, como se pensaba anteriormente. De hecho, se está expandiendo: la distancia entre las galaxias crece constantemente.

La comprensión de que el universo se está expandiendo ha hecho una verdadera revolución en las mentes, una de las más grandes del siglo XX. Cuando miras hacia atrás, puede parecer sorprendente que nadie haya pensado en esto antes. Newton y otras grandes mentes deben haberse dado cuenta de que un universo estático sería inestable. Incluso si en algún momento fuera estacionario, la atracción mutua de estrellas y galaxias conduciría rápidamente a su compresión. Incluso si el universo se expandiera con relativa lentitud, la gravedad finalmente pondría fin a su expansión y provocaría su contracción. Sin embargo, si la tasa de expansión del universo es mayor que algún punto crítico, la gravedad nunca podrá detenerlo y el universo continuará expandiéndose para siempre.

Aquí se puede ver un parecido distante 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 velocidad crítica (más de 11,2 kilómetros por segundo), la gravedad no puede retenerlo y abandona la Tierra para siempre.

Basándonos 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 la ilusión dominó las mentes hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein estaba tan seguro de la naturaleza estática del universo que en 1915 hizo una corrección especial a la teoría general de la relatividad añadiendo artificialmente un término especial a las ecuaciones, llamado constante cosmológica, que aseguraba la naturaleza estática del universo.
La constante cosmológica se manifestó como la acción de una nueva fuerza: la "antigravedad", que, a diferencia de otras fuerzas, no tenía un origen definido, sino que era simplemente una propiedad inherente a la estructura misma del espacio-tiempo. Bajo la influencia de esta fuerza, el espacio-tiempo exhibió una tendencia innata a expandirse. Al elegir el valor de la constante cosmológica, Einstein podía variar la fuerza de esta tendencia. Con su ayuda, logró equilibrar exactamente la atracción mutua de toda la materia existente y obtener como resultado un universo estático.
Einstein luego descartó la idea de una constante cosmológica como su "mayor error". Como pronto veremos, hoy existen razones para creer que, después de todo, Einstein podría haber tenido razón al introducir la constante cosmológica. Pero lo que más debe haber molestado a Einstein fue que permitió que su creencia en un universo estacionario anulara la conclusión de que el universo debe expandirse, predicha por su propia teoría. Parece que solo una persona vio esta consecuencia de la teoría general de la relatividad y la tomó en serio. Mientras Einstein y otros físicos buscaban formas de evitar que el universo no fuera estático, el físico y matemático ruso Alexander Friedman, por el contrario, insistía en que el universo se está expandiendo.

Friedman hizo dos suposiciones muy simples sobre el universo: que se ve igual sin importar desde dónde miremos, y que esta suposición es cierta sin importar desde dónde 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, unos años antes del descubrimiento de Edwin Hubble, Friedman predijo con precisión la expansión del universo.

La suposición de que el universo se ve igual en todas las direcciones no es del todo cierta. Por ejemplo, como ya sabemos, las estrellas de nuestra galaxia forman una banda brillante distinta en el cielo nocturno: la Vía Láctea. Pero si observamos las galaxias distantes, parece que su número será más o menos igual en todas las partes del cielo. Entonces, el universo se ve casi igual en todas las direcciones si lo observas a gran escala en comparación con las distancias entre las galaxias e ignoras las diferencias a pequeña escala.

Imagina que estás en un bosque donde los árboles crecen al azar. Mirando en una dirección, verá el árbol más cercano a un metro de usted. En la otra dirección, el árbol más cercano se encontrará a una distancia de tres metros. En el tercero verás varios árboles a la vez, a uno, dos y tres metros de ti. El bosque no parece tener el mismo aspecto en todas las direcciones. Pero si tomas en cuenta todos los árboles dentro de un radio de un kilómetro, este tipo de diferencias se promediarán 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 el bosque en su conjunto es uniforme, en una inspección más cercana puede resultar que se vuelven más densos en algunos lugares. De manera similar, el Universo no se ve igual en el espacio exterior más cercano a nosotros, mientras que cuando hacemos zoom, observamos la misma imagen, en cualquier dirección que observemos.

Durante mucho tiempo, la distribución uniforme de las estrellas sirvió como base suficiente para aceptar el modelo de Friedmann como primera aproximación a la imagen real del Universo. Pero más tarde, un golpe de suerte descubrió más evidencia de que la sugerencia de Friedman es notablemente precisa para describir el universo. En 1965, dos físicos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, de Bell Telephone Laboratories en Nueva Jersey, estaban depurando un receptor de microondas muy sensible. (Las microondas son radiación con una longitud de onda de aproximadamente un centímetro). A Penzias y Wilson les preocupaba que el receptor captara más ruido del esperado. Encontraron excrementos de pájaros en la antena y eliminaron otras posibles causas de falla, pero pronto agotaron todas las posibles fuentes de interferencia. El ruido se diferenciaba en que se registraba 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 envió el receptor a diferentes sectores del espacio, Penzias y Wilson concluyeron que el ruido proviene de fuera del sistema solar e incluso de fuera de la galaxia. Parecía venir en igual medida de todos los lados del cosmos. Ahora sabemos que dondequiera que apunte el receptor, este ruido permanece constante, aparte de variaciones insignificantes. Entonces, Penzias y Wilson se toparon con un ejemplo sorprendente que respalda la primera hipótesis de Friedman de que el universo es el mismo en todas las direcciones.

¿Cuál es el origen de este ruido de fondo cósmico? Casi al mismo tiempo que Penzias y Wilson estaban investigando el misterioso ruido en el receptor, dos físicos estadounidenses de la Universidad de Princeton, Bob Dick y Jim Peebles, también se interesaron en las microondas. Estudiaron la suposición de George (George) Gamow (anteriormente alumno de Alexander Friedman) de que en las primeras etapas de desarrollo el Universo era muy denso y al rojo vivo. Dick y Peebles pensaron que si esto era cierto, entonces deberíamos poder observar el brillo del universo primitivo, ya que la luz de regiones muy distantes de nuestro mundo recién ahora nos llega. Sin embargo, debido a la expansión del universo, esta luz debe desplazarse con tanta fuerza hacia el extremo rojo del espectro que pasará de ser 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 algo injusto para Dick y Peebles, por no hablar de Gamow).

A primera vista, el hecho de que el universo se vea igual en cualquier dirección indica que ocupamos algún lugar especial en él. En particular, podría parecer que, dado que todas las galaxias se están alejando de nosotros, debemos estar en el centro del universo. Sin embargo, hay otra explicación para este fenómeno: el universo también puede verse igual en todas las direcciones desde cualquier otra galaxia. Si recuerdan, esa fue precisamente la segunda sugerencia de Friedman.

No tenemos argumentos científicos a favor o en contra de la segunda hipótesis de Friedman. Siglos atrás, la iglesia cristiana lo habría reconocido como herético, ya que la doctrina eclesiástica postulaba que ocupamos un lugar especial en el centro del universo. Pero hoy aceptamos la suposición de Friedman por casi la razón opuesta, una especie de modestia: ¡nos sorprendería mucho que el universo pareciera igual en todas las direcciones solo para nosotros, pero no para otros observadores en el universo!

En el modelo del universo de Friedmann, todas las galaxias se están alejando unas de otras. Esto recuerda a la propagación de manchas de colores en la superficie de un globo inflado. A medida que aumenta el tamaño de la pelota, las distancias entre dos puntos cualesquiera también aumentan, pero en este caso, 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 eliminarán durante la expansión. Digamos que el radio del globo se duplica cada segundo. Entonces dos puntos, inicialmente separados por una distancia de un centímetro, en un segundo ya estarán a una distancia de dos centímetros entre sí (si se mide a lo largo de la superficie del globo), por lo que su velocidad relativa será de un centímetro por segundo. . Por otro lado, un par de puntos que estaban separados por diez centímetros, en un segundo después del inicio de la expansión, se separarán veinte centímetros, por lo que su velocidad relativa será de diez centímetros por segundo (Fig. 19). De manera similar, en el modelo de Friedman, la velocidad a la que dos galaxias cualesquiera se alejan entre sí es proporcional a la distancia que las separa. Por lo tanto, el modelo predice que el desplazamiento hacia el rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia de nosotros; esta es la misma dependencia que el Hubble descubrió más tarde. Aunque Friedman fue capaz de proponer un modelo exitoso y anticipar los resultados de las observaciones del Hubble, su trabajo permaneció casi desconocido en Occidente hasta que, en 1935, el físico estadounidense Howard Robertson y el matemático británico Arthur Walker propusieron un modelo similar, ya en la estela de la expansión del universo descubierta por Hubble.

Arroz. 19. Universo de globos en expansión.

A medida que el universo se expande, las galaxias se alejan unas de otras. Con el tiempo, la distancia entre islas de estrellas distantes aumenta más que entre galaxias cercanas, tal como sucede con las manchas en un globo inflado. Por lo tanto, para un observador de cualquier galaxia, la tasa de eliminación de otra galaxia parece ser mayor cuanto más lejos se encuentra.

Friedman ofreció solo un modelo del universo. Pero bajo sus supuestos, las ecuaciones de Einstein admiten tres clases de soluciones, es decir, hay tres diferentes tipos Los modelos de Friedmann y tres escenarios diferentes para el desarrollo del Universo.

La primera clase de soluciones (la encontrada por Friedman) asume que la expansión del universo es lo suficientemente lenta como para que la atracción entre las galaxias la frene gradualmente y eventualmente la detenga. Después de eso, las galaxias comienzan a acercarse y el Universo comienza a encogerse. De acuerdo con la segunda clase de soluciones, el universo se está expandiendo tan rápido que la gravedad solo ralentizará ligeramente la recesión de las galaxias, pero nunca podrá detenerla. Finalmente, hay una tercera solución, según la cual el universo se expande a un ritmo tal que evita el colapso. Con el tiempo, la velocidad de expansión de las galaxias se vuelve cada vez menor, pero nunca llega a cero.

Una característica asombrosa del primer modelo de Friedman es que en él el Universo no es infinito en el espacio, pero al mismo tiempo no hay fronteras en ningún lugar del espacio. La gravedad es tan fuerte que el espacio se enrosca y se cierra sobre sí mismo. Esto es algo similar a la superficie de la Tierra, que también es finita, pero no tiene límites. Si te mueves a lo largo de la superficie de la Tierra en una dirección determinada, nunca te encontrarás con una barrera infranqueable o un borde del mundo, pero al final volverás a donde empezaste. En el primer modelo de Friedman, el espacio está dispuesto exactamente de la misma manera, pero en tres dimensiones, y no en dos, como en el caso de la superficie terrestre. La idea de que es posible dar la vuelta al universo y volver al punto de partida es buena para la ciencia ficción, pero no tiene ningún valor práctico, ya que, como se puede demostrar, el universo se reducirá a un punto antes de que el viajero vuelva al principio. de su viaje. El universo es tan grande que necesitas moverte más rápido que la luz para tener tiempo de terminar el viaje donde lo empezaste, y tales velocidades están prohibidas (por la teoría de la relatividad. - Trad.). En el segundo modelo de Friedman, el espacio también es curvo, pero de forma diferente. Y solo en el tercer modelo la geometría a gran escala del Universo es plana (aunque el espacio es curvo en la vecindad de los cuerpos masivos).

¿Cuál de los modelos de Friedman describe nuestro universo? ¿Se detendrá alguna vez la expansión del Universo y será reemplazada por una contracción, o el Universo se expandirá para siempre?

Resultó que responder a esta pregunta es más difícil de lo que inicialmente pensaron los científicos. 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 lo tanto, la densidad de la materia necesaria para detener la expansión. Si la densidad promedio está por encima de algún valor crítico (determinado por la tasa de expansión), entonces la atracción gravitatoria 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 promedio es menor que el valor crítico, entonces la atracción gravitacional no detendrá la expansión y el Universo se expandirá para siempre, como en el segundo modelo de Friedmann. Finalmente, si la densidad promedio del universo es exactamente igual al valor crítico, la expansión del universo se ralentizará para siempre, acercándose a un estado estático, pero nunca alcanzándolo. 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 tasa a la que otras galaxias se están alejando de nosotros usando el efecto Doppler. Esto se puede hacer con mucha precisión. Sin embargo, las distancias a las galaxias no se conocen bien porque solo podemos medirlas indirectamente. Por lo tanto, solo sabemos que la tasa de expansión del Universo es del 5 al 10% por mil millones de años. Aún más vago es nuestro conocimiento de la densidad promedio actual del universo. Por lo tanto, si sumamos las masas de todas las estrellas visibles en nuestra propia galaxia y en otras, la suma será menos de una centésima parte de lo que se requiere para detener la expansión del Universo, incluso en la estimación más baja de la tasa de expansión.

Pero eso no es todo. Nuestra propia y otras galaxias deben contener una gran cantidad de algún tipo de "materia oscura" que no podemos observar directamente, pero cuya existencia conocemos debido a su influencia gravitatoria en las órbitas de las estrellas en las galaxias. Quizás la mejor evidencia de la existencia de materia oscura proviene de las órbitas de las estrellas en la periferia de las galaxias espirales como la Vía Láctea. Estas estrellas giran alrededor de sus galaxias demasiado rápido para mantenerse en órbita solo por la gravedad de las estrellas visibles de la galaxia. Además, la mayoría de las galaxias forman parte de cúmulos, y podemos inferir de forma similar la presencia de materia oscura entre las galaxias de estos cúmulos por 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 tenemos en cuenta toda la materia oscura, obtenemos alrededor de una décima parte de la masa que se necesita para detener la expansión.

Sin embargo, es imposible excluir la existencia de otras formas de materia, aún no conocidas por nosotros, distribuidas casi uniformemente por todo el Universo, que podrían aumentar su densidad media. Por ejemplo, hay partículas elementales llamadas neutrinos que interactúan muy débilmente con la materia y son extremadamente difíciles de detectar.

(Uno de los experimentos más recientes con neutrinos utiliza un depósito subterráneo lleno de 50.000 toneladas de agua). Se cree que los neutrinos no tienen peso y, por lo tanto, no causan atracción gravitacional.

Sin embargo, los estudios de varios años recientes atestiguan que el neutrino todavía tiene una masa insignificantemente pequeña, que no se pudo fijar antes. Si los neutrinos tienen masa, podrían ser una forma de materia oscura. Sin embargo, incluso con esa materia oscura, parece haber mucha menos materia en el universo de la que se necesita para detener su expansión. Hasta hace poco, la mayoría de los físicos estaban de acuerdo en que el segundo modelo de Friedmann es el más cercano a la realidad.

Pero entonces aparecieron nuevas observaciones. En los últimos años, diferentes grupos de investigadores han estudiado las ondas más pequeñas en el fondo de microondas que encontraron Penzias y Wilson. El tamaño de esta onda puede servir como indicador de la estructura a gran escala del universo. ¡Su carácter parece indicar que el Universo todavía es plano (como en el tercer modelo de Friedman)! Pero dado que 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, las 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 -de alta o baja densidad- sólo puede ralentizar la expansión. Después de todo, la gravedad siempre actúa como una fuerza de atracción. La aceleración de la expansión cosmológica es como una bomba que recoge energía en lugar de disiparla después de la explosión. ¿Qué fuerza es responsable de la expansión acelerada del cosmos? Nadie tiene una respuesta fiable a esta pregunta. Sin embargo, tal vez Einstein todavía tenía razón cuando introdujo la constante cosmológica (y el correspondiente efecto de antigravedad) en sus ecuaciones.

Con el desarrollo de nuevas tecnologías y la llegada de excelentes telescopios espaciales, de vez en cuando comenzamos a aprender cosas sorprendentes sobre el universo. Y aquí están las buenas noticias: ahora sabemos que el universo continuará expandiéndose a un ritmo cada vez mayor en el futuro cercano, y el tiempo promete durar para siempre, al menos para aquellos que son lo suficientemente sabios como para no caer en un agujero negro. Pero, ¿qué pasó en los primeros momentos? ¿Cómo comenzó el universo y qué hizo que se expandiera?

Entonces, ¿dónde se está expandiendo realmente el universo? Sí, en ninguna parte. No hay espacio en el armario lleno de cosas. Pero para entender esto, veamos qué dice la relatividad general sobre el espacio-tiempo.

En relatividad general (como dicen los profesionales), la propiedad más importante del espacio (y del tiempo) es la distancia (y el intervalo de tiempo) entre dos puntos. De hecho, la distancia define completamente el espacio. La evolución de la escala de distancias está determinada por la cantidad de materia y energía en el espacio, ya medida que pasa el tiempo, la escala aumenta y también la distancia entre las galaxias. Sin embargo, y esto es extraño, esto sucede sin el movimiento real de las galaxias.

Quizás en este punto tu intuición falló. Pero eso no nos impedirá descubrir las rarezas.

Ya hemos dicho que las galaxias se están alejando de nosotros. Realmente no. Simplemente es más fácil para los científicos explicar lo que realmente está sucediendo. Te están engañando.

“¡Pero espera!”, dirán los más expertos científicamente. - "Medimos el desplazamiento Doppler de galaxias lejanas". Este llamado "desplazamiento al rojo" que conocen está fijo en la Tierra y, como la sirena de una ambulancia que pasa, nos permite saber que hay movimiento. Pero esto no es lo que sucede a escala cosmológica. Es solo que desde que las galaxias distantes emitieron luz y nos llegó, la escala del espacio ha cambiado seriamente, ha crecido. A medida que el espacio se ha expandido, también lo ha hecho la longitud de onda de los fotones, por lo que la luz es roja.

Otra pregunta se deriva de este enfoque: "¿Se está expandiendo realmente el Universo más rápido que la velocidad de la luz?". Es absolutamente cierto que la mayoría de las galaxias distantes aumentan su distancia de nosotros más rápido que la velocidad de la luz, pero ¿y qué? No se mueven más rápido que la luz (generalmente se quedan quietos). Además, saber esto no te ayudará de ninguna manera: la información no se transmite. Si envías un paquete de comida a otra galaxia, más rápido que la velocidad de la luz, esto no se hará (y aquí, en principio,). La velocidad de la luz sigue siendo el limitador de velocidad universal.

Hemos dado la opinión más común (bueno, o establecida en el campo de los relativistas) sobre la expansión cosmológica, pero será lógico terminar con lo que no entendemos del todo. Todo lo anterior funciona muy bien siempre que tenga espacio para dar un paso adelante y estirarse. Pero, ¿qué sucedió al principio, qué hizo que el espacio se formara literalmente de la nada? La física no tiene respuesta a esta pregunta. Y habrá que esperar a que aparezca y arroje luz sobre este asunto.

La naturaleza de la energía oscura es objeto de un feroz debate. Descubierto hace poco menos de treinta años, el componente invisible del universo aún no ha recibido una sola explicación. Es hora de averiguarlo: ¿por qué la energía oscura causa tantos problemas y cómo intentan los científicos detectarla?

La forma del universo

Con un buen grado de precisión, nuestro Universo es espacialmente homogéneo e isotrópico: no contiene puntos y direcciones "especiales", en relación con los cuales cambian sus propiedades. No es fácil crear un espacio así: es necesario mantener una cierta densidad de energía de todos sus componentes.

Ya en la década de 1980, los científicos conocían exactamente la llamada densidad crítica, que asegura un Universo espacialmente plano. Pero los resultados obtenidos al medir la cantidad de materia bariónica en los cúmulos galácticos, junto con la densidad que podría proporcionar el Big Bang, indicaban más bien una baja densidad de materia en el espacio.

También, la edad de los cúmulos globulares, conglomerados de estrellas muy antiguos, hablaba de la falta de materia. Resultó que tales cúmulos nacieron hace al menos 10 mil millones de años: pero con la cantidad de materia observada después del Big Bang, la expansión del Universo debería haberse ralentizado gradualmente y, en general, su edad estimada fue menor. Nuestro mundo resultó ser más joven que sus componentes.

Supernovas de tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia - estrellas, ciclo vital que termina en un destello tan intenso que se puede observar en la Tierra.

Dos equipos de científicos, el Supernova Cosmology Project, dirigido por Saul Perlmutter, y el High-Z Supernova Research Team, dirigido por Brian Schmidt, propusieron un procedimiento para utilizar los telescopios más potentes del mundo para estudiar supernovas.

El gran avance lo hizo Mark Phillips, un astrónomo que trabaja en Chile: propuso una nueva forma de determinar la luminosidad interna de las supernovas de tipo Ia, que está directamente relacionada con la distancia a cuerpo celestial. Por otro lado, la distancia a algunas de las estrellas podría determinarse utilizando la ley de Hubble, que describe el cambio en la longitud de onda de los fotones emitidos por un objeto debido a la expansión del Universo.

Resultó que las supernovas en galaxias distantes son mucho más “pálidas”: su luminosidad era mucho menor que la prevista en base a la distancia calculada usando la ley de Hubble. En otras palabras, las supernovas deberían haber estado mucho más lejos: así es como los científicos sugirieron por primera vez que el Universo no solo se está expandiendo, sino con cierta aceleración.

La observación de supernovas distantes de Tipo Ia cambió de la noche a la mañana la comprensión del universo por parte de los científicos. Los estudios han demostrado que alrededor del 70% de la densidad de energía es un componente nuevo y desconocido con presión negativa.

El término "energía oscura" fue propuesto más tarde por el cosmólogo Michael Turner, y los científicos se enfrentaron a un nuevo misterio: explicar la naturaleza de su aparición.

¿Se puede explicar la expansión acelerada del universo?

Actualmente hay tres clases de teorías que afirman ser energía oscura. Primera opción postula la existencia de energía en el vacío: de hecho, se trataba de una vuelta a la constante cosmológica propuesta por Einstein para mantener un universo estático. En la nueva versión, la densidad de vacío es la misma en todo el espacio, pero no se excluye que pueda cambiar con el tiempo.

La segunda opción llamada quintaesencia, propuesta por el físico alemán Christoph Wetterich, sugiere la presencia de un nuevo campo, de hecho, nuevas partículas que contribuyen a la densidad general del universo. La energía de tales partículas no solo cambia con el tiempo, sino también con el espacio: para que no haya fuertes fluctuaciones en la densidad de la energía oscura, las partículas deben ser lo suficientemente ligeras. Este, quizás, es el principal problema de la quintaesencia: las variantes de partículas propuestas, según los principios básicos de la física moderna, no pueden resultar ligeras, sino que, por el contrario, adquieren una masa significativa, y por el momento no hay indicios. de este escenario han sido recibidos.

Para tercera opción incluyen varias teorías de la gravedad modificada, en las que la interacción entre objetos masivos no obedece a las leyes estándar teoría general relatividad (GR). Hay muchas modificaciones de la gravedad, pero hasta ahora no se han encontrado desviaciones de la relatividad general en los experimentos.

La energía oscura, a pesar de su enorme contribución al estado del Universo, se "esconde" obstinadamente de los observadores, y solo se estudian las manifestaciones indirectas de sus propiedades. Entre ellos, el papel principal lo desempeñan las oscilaciones acústicas bariónicas, la anisotropía de la radiación de fondo de microondas cósmica y las lentes gravitatorias débiles.

Oscilaciones acústicas de bariones

Las oscilaciones acústicas bariónicas, o BAO para abreviar, son un cambio periódico observado en la densidad de la materia bariónica ordinaria a gran escala. En el plasma cósmico caliente original, formado por bariones y fotones, competían dos procesos: la atracción gravitacional, por un lado, y la repulsión debida a la liberación de energía durante las reacciones entre la materia y los fotones, por el otro. Tal "confrontación" condujo a vibraciones acústicas, como ondas sonoras en el aire entre áreas de diferente densidad.

Cuando el Universo se enfrió, la recombinación tuvo lugar en un momento determinado: se volvió más rentable para las partículas individuales formar átomos, y los fotones en realidad se volvieron "libres" y se separaron de la materia. Al mismo tiempo, debido a las vibraciones, la sustancia logró dispersarse a cierta distancia, llamada horizonte sonoro. Los efectos del horizonte se están observando actualmente en la distribución de galaxias en el universo.

El horizonte sonoro en sí mismo es una cantidad cosmológicamente predecible. Depende directamente del parámetro de Hubble, que determina la tasa de expansión del Universo, que a su vez también está determinada por los parámetros de la energía oscura.

radiación CMB

La radiación reliquia de microondas es un "eco" distante del Big Bang, que llena uniformemente el Universo con fotones con casi la misma energía. En la actualidad, es la radiación reliquia la principal fuente de restricciones en varios modelos cosmológicos.

Sin embargo, a medida que aumentaba la sensibilidad de los instrumentos, se descubrió que la radiación de fondo cósmico de microondas es anisotrópica y tiene falta de homogeneidad: un poco más de fotones provienen de algunas direcciones que de otras. Tal diferencia, entre otras cosas, también es causada por la presencia de falta de homogeneidad en la distribución de la materia, y la escala de distribución de puntos "calientes" y "fríos" en el cielo está determinada por las propiedades de la energía oscura.

Lentes gravitacionales débiles

Otro efecto importante para el estudio de la energía oscura es la lente oscura gravitatoria, que consiste en la desviación de los haces de luz en el campo de la materia. La lente le permite estudiar simultáneamente la estructura del Universo y su geometría, es decir, la forma del espacio-tiempo.

Existir diferentes tipos lentes gravitacionales, entre las cuales la más conveniente para estudiar la energía oscura es la lente débil debido a la desviación de la luz por la estructura a gran escala del Universo; esto conduce a imágenes borrosas de galaxias distantes.

La energía oscura afecta simultáneamente tanto las propiedades de la fuente, como la distancia hasta ella, como las propiedades del espacio que distorsiona la imagen. Por lo tanto, la lente débil, dados los datos astronómicos constantemente actualizados, es una forma doblemente importante de establecer límites en las propiedades de la energía oscura.

La energía oscura todavía está en las sombras.

En resumen, ¿qué lograron aprender los físicos durante casi treinta años de experiencia en el estudio de la energía oscura?

Se sabe con gran precisión que la energía oscura tiene una presión negativa: además, la ecuación para la dependencia de la presión con la densidad de energía se determina con gran certeza, y ningún otro medio conocido por nosotros tiene tales propiedades.

La energía oscura es espacialmente homogénea, y su contribución a la densidad de energía se hizo dominante hace relativamente poco tiempo, hace unos cinco mil millones de años; al mismo tiempo, afecta simultáneamente las distancias entre los objetos y la estructura misma del Universo.

Varios experimentos cosmológicos hacen posible estudiar la energía oscura, pero en la actualidad los errores de medición son demasiado grandes para hacerlo. predicciones precisas. Hasta ahora, los científicos todavía están claramente lejos de responder la pregunta sobre la naturaleza de la energía oscura, que ha estado controlando en secreto la estructura del Universo durante muchos miles de millones de años.