Se você olhar para o céu em uma noite clara e sem lua, os objetos mais brilhantes provavelmente serão os planetas Vênus, Marte, Júpiter e Saturno. E você também verá toda uma dispersão de estrelas semelhantes ao nosso Sol, mas localizadas muito mais longe de nós. Algumas dessas estrelas fixas realmente se movem umas em relação às outras de forma quase imperceptível quando a Terra se move ao redor do Sol. Eles não estão nada imóveis! Isso ocorre porque essas estrelas estão relativamente próximas de nós. Devido ao movimento da Terra ao redor do Sol, vemos essas estrelas mais próximas contra o fundo das mais distantes de diferentes posições. O mesmo efeito é observado quando você está dirigindo um carro, e as árvores ao longo da estrada parecem mudar de posição contra o fundo da paisagem, estendendo-se até o horizonte (Fig. 14). Quanto mais próximas as árvores, mais perceptível é seu movimento aparente. Essa mudança na posição relativa é chamada de paralaxe. No caso das estrelas, este é um verdadeiro golpe de sorte para a humanidade, porque a paralaxe nos permite medir diretamente a distância até elas.

Arroz. 14. Paralaxe estelar.

Esteja você se movendo em uma estrada ou no espaço, as posições relativas de corpos próximos e distantes mudam conforme você se move. A magnitude dessas mudanças pode ser usada para determinar a distância entre os corpos.

A estrela mais próxima, Proxima Centauri, está a cerca de quatro anos-luz ou quarenta milhões de milhões de quilômetros de distância. A maioria das outras estrelas visíveis a olho nu estão a algumas centenas de anos-luz de nós. Para comparação: da Terra ao Sol apenas oito minutos-luz! As estrelas estão espalhadas por todo o céu noturno, mas estão especialmente densamente espalhadas na faixa que chamamos de Via Láctea. Já em 1750, alguns astrônomos sugeriram que a aparência da Via Láctea poderia ser explicada assumindo que a maioria das estrelas visíveis estava disposta em uma configuração semelhante a um disco, como aquelas que hoje chamamos de galáxias espirais. Apenas algumas décadas depois, o astrônomo inglês William Herschel confirmou a validade dessa ideia contando minuciosamente o número de estrelas visíveis através de um telescópio em diferentes partes do céu. No entanto, não foi até o século XX que a ideia ganhou plena aceitação. Agora sabemos que a Via Láctea - nossa Galáxia - se estende de ponta a ponta por cerca de cem mil anos-luz e gira lentamente; as estrelas em seus braços espirais fazem uma revolução em torno do centro da Galáxia a cada poucas centenas de milhões de anos. Nosso Sol - a estrela amarela de tamanho médio mais comum - está localizado na borda interna de um dos braços espirais. Certamente, percorremos um longo caminho desde a época de Aristóteles e Ptolomeu, quando as pessoas consideravam a Terra como o centro do universo.

A imagem moderna do universo começou a surgir em 1924, quando o astrônomo americano Edwin Hubble provou que a Via Láctea não era a única galáxia. Ele descobriu que havia muitos outros sistemas estelares separados por vastos espaços vazios. Para confirmar isso, o Hubble teve que determinar a distância da Terra a outras galáxias. Mas as galáxias estão tão distantes que, ao contrário das estrelas próximas, elas realmente parecem estacionárias. Incapaz de usar a paralaxe para medir as distâncias das galáxias, o Hubble foi forçado a usar métodos indiretos para estimar as distâncias. Uma medida óbvia da distância de uma estrela é seu brilho. Mas o brilho aparente depende não apenas da distância da estrela, mas também da luminosidade da estrela - a quantidade de luz que ela emite. Uma estrela fraca, mas próxima de nós, ofuscará a estrela mais brilhante de uma galáxia distante. Portanto, para usar o brilho aparente como medida de distância, devemos conhecer a luminosidade da estrela.

A luminosidade das estrelas próximas pode ser calculada a partir de seu brilho aparente, pois graças à paralaxe conhecemos a distância até elas. Hubble notou que as estrelas próximas podem ser classificadas de acordo com a natureza da luz que emitem. Estrelas da mesma classe sempre têm a mesma luminosidade. Ele sugeriu ainda que, se encontrássemos estrelas dessas classes em uma galáxia distante, elas poderiam receber a mesma luminosidade de estrelas semelhantes em nossa vizinhança. Com esta informação, é fácil calcular a distância até a galáxia. Se os cálculos feitos para muitas estrelas na mesma galáxia derem a mesma distância, podemos ter certeza de que nossa estimativa está correta. Desta forma, Edwin Hubble calculou as distâncias para nove galáxias diferentes.

Hoje sabemos que as estrelas visíveis a olho nu constituem uma pequena fração de todas as estrelas. Vemos cerca de 5.000 estrelas no céu - apenas cerca de 0,0001% de todas as estrelas da nossa Galáxia, a Via Láctea. E a Via Láctea é apenas uma das mais de cem bilhões de galáxias que podem ser observadas com telescópios modernos. E cada galáxia contém cerca de cem bilhões de estrelas. Se uma estrela fosse um grão de sal, todas as estrelas visíveis a olho nu caberiam em uma colher de chá, mas as estrelas de todo o universo formariam uma bola com mais de treze quilômetros de diâmetro.

As estrelas estão tão distantes de nós que parecem pontos de luz. Não podemos discernir seu tamanho ou forma. Mas, como observou Hubble, existem muitos tipos diferentes de estrelas, e podemos diferenciá-las pela cor da radiação que emitem. Newton descobriu que, se a luz do sol passar por um prisma de vidro triédrico, ela se decompõe em suas cores componentes, como um arco-íris (Fig. 15). A intensidade relativa de cores diferentes na radiação emitida por uma fonte de luz é chamada de espectro. Ao focalizar um telescópio em uma única estrela ou galáxia, pode-se examinar o espectro de luz emitido por eles.

Arroz. 15. Espectro estelar.

Ao analisar o espectro de emissão de uma estrela, pode-se determinar tanto sua temperatura quanto a composição da atmosfera.

Entre outras coisas, a radiação de um corpo permite avaliar sua temperatura. Em 1860, o físico alemão Gustav Kirchhoff estabeleceu que qualquer corpo material, como uma estrela, quando aquecido, emite luz ou outra radiação, assim como brasas incandescentes. O brilho dos corpos aquecidos é devido ao movimento térmico dos átomos dentro deles. Isso é chamado de radiação de corpo negro (apesar do fato de que os próprios corpos aquecidos não são negros). O espectro da radiação do corpo negro é difícil de confundir com qualquer coisa: tem uma forma característica que muda com a temperatura do corpo (Fig. 16). Portanto, a radiação de um corpo aquecido é semelhante às leituras de um termômetro. O espectro de emissão de várias estrelas que observamos é sempre semelhante à radiação de um corpo negro, isso é uma espécie de aviso sobre a temperatura de uma estrela.

Arroz. 16. Espectro de radiação de um corpo negro.

Todos os corpos - não apenas as estrelas - emitem radiação devido ao movimento térmico de suas partículas microscópicas constituintes. A distribuição de frequência da radiação caracteriza a temperatura do corpo.

Se estudarmos cuidadosamente a luz das estrelas, ela nos dará ainda mais informações. Encontraremos a ausência de certas cores estritamente definidas, e elas serão diferentes para diferentes estrelas. E como sabemos que cada elemento químico absorve seu conjunto característico de cores, comparando essas cores com as que estão ausentes no espectro de uma estrela, podemos determinar exatamente quais elementos estão presentes em sua atmosfera.

Na década de 1920, quando os astrônomos começaram a estudar os espectros de estrelas em outras galáxias, algo muito interessante foi descoberto: eles se revelaram os mesmos conjuntos característicos de cores ausentes das estrelas de nossa própria galáxia, mas todos foram deslocados para o extremidade vermelha do espectro. , e na mesma proporção. Para os físicos, a mudança de cor ou frequência é conhecida como efeito Doppler.

Estamos todos familiarizados com a forma como esse fenômeno afeta o som. Ouça o som de um carro passando. Ao se aproximar, o som de seu motor ou buzina parece mais alto, e quando o carro já passou e começou a se afastar, o som diminui. Um carro de polícia vindo em nossa direção a uma velocidade de cem quilômetros por hora desenvolve cerca de um décimo da velocidade do som. O som de sua sirene é uma onda, alternando picos e vales. Lembre-se de que a distância entre as cristas (ou depressões) mais próximas é chamada de comprimento de onda. Quanto menor o comprimento de onda, mais vibrações chegam ao nosso ouvido a cada segundo e mais alto o tom, ou frequência, do som.

O efeito Doppler é causado pelo fato de que o carro que se aproxima, emitindo cada próxima crista de onda sonora, estará mais próximo de nós e, como resultado, as distâncias entre as cristas serão menores do que se o carro estivesse parado. Isso significa que os comprimentos das ondas que chegam até nós ficam mais curtos e sua frequência é maior (Fig. 17). Por outro lado, se o carro se afastar, o comprimento das ondas que pegamos aumenta e sua frequência diminui. E quanto mais rápido o carro se move, mais forte se manifesta o efeito Doppler, o que permite que ele seja usado para medir a velocidade.

Arroz. 17. Efeito Doppler.

Quando a fonte emissora de ondas se move em direção ao observador, o comprimento de onda diminui. Pelo contrário, quando a fonte é removida, ela aumenta. Isso é chamado de efeito Doppler.

As ondas de luz e de rádio se comportam de maneira semelhante. A polícia usa o efeito Doppler para determinar a velocidade dos veículos medindo o comprimento de onda do sinal de rádio refletido por eles. A luz é uma vibração, ou onda, do campo eletromagnético. Como notamos no Cap. 5, o comprimento de onda da luz visível é extremamente pequeno - de quarenta a oitenta milionésimos de metro.

O olho humano percebe as ondas de luz de diferentes comprimentos de onda como cores diferentes, com os comprimentos de onda mais longos correspondendo à extremidade vermelha do espectro e os mais curtos - relacionados à extremidade azul. Agora imagine uma fonte de luz a uma distância constante de nós, como uma estrela, emitindo ondas de luz de um determinado comprimento de onda. O comprimento das ondas registradas será o mesmo das emitidas. Mas suponha agora que a fonte de luz começou a se afastar de nós. Como no caso do som, isso aumentará o comprimento de onda da luz, o que significa que o espectro se deslocará para o vermelho.

Tendo provado a existência de outras galáxias, Hubble nos anos subsequentes se dedicou a determinar as distâncias a elas e a observar seus espectros. Na época, muitos assumiram que as galáxias estavam se movendo aleatoriamente e esperavam que o número de espectros desviados para o azul fosse quase o mesmo que o número de espectros desviados para o vermelho. Portanto, foi uma completa surpresa descobrir que os espectros da maioria das galáxias mostram um desvio para o vermelho - quase todos os sistemas estelares estão se afastando de nós! Ainda mais surpreendente foi o fato descoberto por Hubble e publicado em 1929: a magnitude do desvio para o vermelho das galáxias não é aleatória, mas diretamente proporcional à sua distância de nós. Em outras palavras, quanto mais longe uma galáxia está de nós, mais rápido ela está se afastando! Disso decorre que o Universo não pode ser estático, inalterado em tamanho, como se pensava anteriormente. Na verdade, está se expandindo: a distância entre as galáxias está crescendo constantemente.

A percepção de que o universo está se expandindo provocou uma verdadeira revolução nas mentes, uma das maiores do século XX. Quando você olha para trás, pode parecer surpreendente que ninguém tenha pensado nisso antes. Newton e outras grandes mentes devem ter percebido que um universo estático seria instável. Mesmo que em algum momento fosse estacionário, a atração mútua de estrelas e galáxias levaria rapidamente à sua compressão. Mesmo que o universo estivesse se expandindo relativamente devagar, a gravidade acabaria por interromper sua expansão e fazê-lo se contrair. No entanto, se a taxa de expansão do universo for maior que algum ponto crítico, a gravidade nunca será capaz de detê-la e o universo continuará a se expandir para sempre.

Aqui você pode ver uma semelhança distante com um foguete subindo da superfície da Terra. A uma velocidade relativamente baixa, a gravidade acabará por parar o foguete e ele começará a cair em direção à Terra. Por outro lado, se a velocidade do foguete for maior que a crítica (mais de 11,2 quilômetros por segundo), a gravidade não consegue segurá-lo e ele sai da Terra para sempre.

Com base na teoria da gravidade de Newton, esse comportamento do universo poderia ter sido previsto em qualquer época do século XIX ou XVIII, e até mesmo no final do século XVII. No entanto, a crença em um universo estático era tão forte que a ilusão dominou as mentes até o início do século XX. Até mesmo Einstein tinha tanta certeza da natureza estática do universo que em 1915 fez uma correção especial na teoria geral da relatividade adicionando artificialmente um termo especial, chamado constante cosmológica, às equações, o que assegurava a natureza estática do universo. .
A constante cosmológica se manifestou como a ação de alguma nova força - "antigravidade", que, ao contrário de outras forças, não tinha uma fonte definida, mas era simplesmente uma propriedade inerente ao próprio tecido do espaço-tempo. Sob a influência dessa força, o espaço-tempo exibiu uma tendência inata para se expandir. Ao escolher o valor da constante cosmológica, Einstein poderia variar a força dessa tendência. Com sua ajuda, ele conseguiu equilibrar exatamente a atração mútua de toda a matéria existente e obter um universo estático como resultado.
Mais tarde, Einstein descartou a ideia de uma constante cosmológica como seu "maior erro". Como veremos em breve, existem hoje razões para acreditar que Einstein poderia, afinal, estar certo ao introduzir a constante cosmológica. Mas o que mais deve ter perturbado Einstein foi que ele deixou sua crença em um universo estacionário sobrepor-se à conclusão de que o universo deve se expandir, previsto por sua própria teoria. Parece que apenas uma pessoa viu essa consequência da teoria geral da relatividade e a levou a sério. Enquanto Einstein e outros físicos procuravam maneiras de evitar que o universo fosse não estático, o físico e matemático russo Alexander Friedman, ao contrário, insistia que o universo está se expandindo.

Friedman fez duas suposições muito simples sobre o universo: que ele parece o mesmo, não importa para onde olhemos, e que essa suposição é verdadeira, não importa de onde olhemos. Com base nessas duas ideias e resolvendo as equações da relatividade geral, ele provou que o universo não pode ser estático. Assim, em 1922, alguns anos antes da descoberta de Edwin Hubble, Friedman previu com precisão a expansão do universo!

A suposição de que o universo parece o mesmo em todas as direções não é inteiramente verdadeira. Por exemplo, como já sabemos, as estrelas da nossa Galáxia formam uma banda brilhante distinta no céu noturno - a Via Láctea. Mas se olharmos para galáxias distantes, parece que seu número será mais ou menos igual em todas as partes do céu. Portanto, o universo parece o mesmo em todas as direções se você o observar em grande escala em comparação com as distâncias entre as galáxias e ignorar as diferenças em pequena escala.

Imagine que você está em uma floresta onde as árvores crescem aleatoriamente. Olhando em uma direção, você verá a árvore mais próxima a um metro de você. Na outra direção, a árvore mais próxima será encontrada a uma distância de três metros. Na terceira, você verá várias árvores ao mesmo tempo, a um, dois e três metros de distância de você. A floresta não parece a mesma em todas as direções. Mas se você levar em conta todas as árvores em um raio de um quilômetro, esses tipos de diferenças serão compensados ​​e você verá que a floresta é a mesma em todas as direções (Fig. 18).

Arroz. 18. Floresta isotrópica.

Mesmo que a distribuição das árvores na floresta como um todo seja uniforme, em uma inspeção mais detalhada, pode acontecer que elas cresçam mais densas em alguns lugares. Da mesma forma, o Universo não parece o mesmo no espaço sideral mais próximo de nós, enquanto quando aumentamos o zoom, observamos a mesma imagem, em qualquer direção que observamos.

Por muito tempo, a distribuição uniforme das estrelas serviu de base suficiente para aceitar o modelo de Friedmann como a primeira aproximação da imagem real do Universo. Mais tarde, porém, um golpe de sorte desenterrou mais evidências de que a sugestão de Friedman é notavelmente precisa na descrição do universo. Em 1965, dois físicos americanos, Arno Penzias e Robert Wilson, do Bell Telephone Laboratories, em Nova Jersey, estavam depurando um receptor de micro-ondas muito sensível. (As micro-ondas são radiações com um comprimento de onda de cerca de um centímetro.) Penzias e Wilson estavam preocupados com o fato de o receptor estar captando mais ruído do que o esperado. Eles encontraram excrementos de pássaros na antena e eliminaram outras possíveis causas de falha, mas logo esgotaram todas as possíveis fontes de interferência. O ruído diferia por ser registrado 24 horas por dia ao longo do ano, independentemente da rotação da Terra em torno de seu eixo e de sua revolução em torno do Sol. Como o movimento da Terra mandava o receptor para diferentes setores do espaço, Penzias e Wilson concluíram que o ruído vem de fora do sistema solar e até mesmo de fora da galáxia. Parecia vir em igual medida de todos os lados do cosmos. Agora sabemos que, para onde quer que o receptor seja direcionado, esse ruído permanece constante, exceto por variações insignificantes. Assim, Penzias e Wilson se depararam com um exemplo impressionante que apóia a primeira hipótese de Friedman de que o universo é o mesmo em todas as direções.

Qual é a origem desse ruído cósmico de fundo? Mais ou menos na mesma época em que Penzias e Wilson investigavam o misterioso ruído no receptor, dois físicos americanos da Universidade de Princeton, Bob Dick e Jim Peebles, também se interessaram por microondas. Eles estudaram a sugestão de George (George) Gamow (ex-aluno de Alexander Friedman) de que nos estágios iniciais de desenvolvimento o Universo era muito denso e incandescente. Dick e Peebles acreditavam que, se isso fosse verdade, então seríamos capazes de observar o brilho do início do universo, já que a luz de regiões muito distantes de nosso mundo só agora chega até nós. No entanto, devido à expansão do Universo, essa luz deve ser tão fortemente deslocada para a extremidade vermelha do espectro que passará de radiação visível para radiação de micro-ondas. Dick e Peebles estavam se preparando para procurar essa radiação quando Penzias e Wilson, ouvindo sobre seu trabalho, perceberam que já a haviam encontrado. Por esta descoberta, Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel em 1978 (o que parece um tanto injusto para Dick e Peebles, para não mencionar Gamow).

À primeira vista, o fato de o universo parecer o mesmo em todas as direções sugere que ocupamos algum lugar especial nele. Em particular, pode parecer que, como todas as galáxias estão se afastando de nós, devemos estar no centro do universo. Há, no entanto, outra explicação para esse fenômeno: o universo pode parecer o mesmo em todas as direções também de qualquer outra galáxia. Se você se lembra, essa foi precisamente a segunda sugestão de Friedman.

Não temos argumentos científicos a favor ou contra a segunda hipótese de Friedman. Séculos atrás, a igreja cristã a teria reconhecido como herética, já que a doutrina da igreja postulava que ocupamos um lugar especial no centro do universo. Mas hoje aceitamos a suposição de Friedman quase pela razão oposta, uma espécie de modéstia: acharíamos completamente surpreendente se o universo parecesse o mesmo em todas as direções apenas para nós, mas não para outros observadores do universo!

No modelo do universo de Friedmann, todas as galáxias estão se afastando umas das outras. Isso lembra a propagação de manchas coloridas na superfície de um balão inflado. À medida que o tamanho da bola aumenta, as distâncias entre quaisquer dois pontos também aumentam, mas, neste caso, nenhum dos pontos pode ser considerado o centro de expansão. Além disso, se o raio do balão estiver crescendo constantemente, quanto mais distantes estiverem os pontos em sua superfície, mais rápido eles serão removidos durante a expansão. Digamos que o raio do balão dobre a cada segundo. Então, dois pontos, inicialmente separados por uma distância de um centímetro, em um segundo já estarão a uma distância de dois centímetros um do outro (se medido ao longo da superfície do balão), de modo que sua velocidade relativa será de um centímetro por segundo . Por outro lado, um par de manchas que estavam separadas por dez centímetros irá, um segundo após o início da expansão, se afastar por vinte centímetros, de modo que sua velocidade relativa será de dez centímetros por segundo (Fig. 19). Da mesma forma, no modelo de Friedman, a velocidade com que quaisquer duas galáxias se afastam uma da outra é proporcional à distância entre elas. Assim, o modelo prevê que o desvio para o vermelho de uma galáxia deve ser diretamente proporcional à sua distância de nós - esta é a mesma dependência que o Hubble descobriu mais tarde. Embora Friedman tenha conseguido propor um modelo bem-sucedido e antecipar os resultados das observações de Hubble, seu trabalho permaneceu quase desconhecido no Ocidente até que, em 1935, um modelo semelhante foi proposto pelo físico americano Howard Robertson e pelo matemático britânico Arthur Walker, já em o rastro da expansão do universo descoberto por Hubble.

Arroz. 19. Expansão do universo balão.

À medida que o universo se expande, as galáxias estão se afastando umas das outras. Com o tempo, a distância entre ilhas distantes de estrelas aumenta mais do que entre galáxias próximas, assim como acontece com manchas em um balão inflando. Portanto, para um observador de qualquer galáxia, a taxa de afastamento de outra galáxia parece ser tanto maior quanto mais distante ela estiver.

Friedman ofereceu apenas um modelo do universo. Mas sob seus pressupostos, as equações de Einstein admitem três classes de soluções, ou seja, existem três tipos diferentes de modelos de Friedmann e três cenários diferentes para o desenvolvimento do Universo.

A primeira classe de soluções (a encontrada por Friedman) assume que a expansão do universo é lenta o suficiente para que a atração entre as galáxias gradualmente diminua sua velocidade e eventualmente a pare. Depois disso, as galáxias começam a se aproximar e o Universo começa a encolher. De acordo com a segunda classe de soluções, o universo está se expandindo tão rapidamente que a gravidade apenas retardará ligeiramente a recessão das galáxias, mas nunca será capaz de detê-la. Finalmente, há uma terceira solução, segundo a qual o universo está se expandindo a uma taxa tal que evita o colapso. Com o tempo, a velocidade de expansão das galáxias torna-se cada vez menor, mas nunca chega a zero.

Uma característica surpreendente do primeiro modelo de Friedman é que nele o Universo não é infinito no espaço, mas ao mesmo tempo não há limites em nenhum lugar do espaço. A gravidade é tão forte que o espaço se enrola e se fecha sobre si mesmo. Isso é um pouco semelhante à superfície da Terra, que também é finita, mas não tem limites. Se você se mover ao longo da superfície da Terra em uma determinada direção, nunca encontrará uma barreira intransponível ou borda do mundo, mas no final retornará ao ponto de partida. No primeiro modelo de Friedman, o espaço é organizado exatamente da mesma maneira, mas em três dimensões, e não em duas, como no caso da superfície da Terra. A ideia de que é possível dar a volta no universo e voltar ao ponto de partida é boa para a ficção científica, mas não tem valor prático, pois, como se pode ver, o universo entrará em colapso em um ponto antes que o viajante retorne ao início de sua jornada. O universo é tão grande que você precisa se mover mais rápido que a luz para ter tempo de terminar a jornada de onde começou, e tais velocidades são proibidas (pela teoria da relatividade. - Trad.). No segundo modelo de Friedman, o espaço também é curvo, mas de maneira diferente. E apenas no terceiro modelo a geometria em grande escala do Universo é plana (embora o espaço seja curvo nas proximidades de corpos massivos).

Qual dos modelos de Friedman descreve nosso universo? A expansão do Universo irá parar e será substituída pela contração, ou o Universo se expandirá para sempre?

Descobriu-se que responder a essa pergunta é mais difícil do que os cientistas pensavam inicialmente. Sua solução depende principalmente de duas coisas - a taxa atualmente observada de expansão do Universo e sua densidade média atual (a quantidade de matéria por unidade de volume do espaço). Quanto maior a taxa de expansão atual, maior a gravidade e, portanto, a densidade da matéria, é necessária para interromper a expansão. Se a densidade média estiver acima de algum valor crítico (determinado pela taxa de expansão), a atração gravitacional da matéria pode interromper a expansão do universo e fazer com que ele se contraia. Este comportamento do Universo corresponde ao primeiro modelo de Friedman. Se a densidade média for menor que o valor crítico, a atração gravitacional não interromperá a expansão e o Universo se expandirá para sempre - como no segundo modelo de Friedmann. Finalmente, se a densidade média do universo for exatamente igual ao valor crítico, a expansão do universo diminuirá para sempre, aproximando-se de um estado estático, mas nunca o atingindo. Este cenário corresponde ao terceiro modelo de Friedman.

Então, qual modelo está correto? Podemos determinar a taxa atual de expansão do universo se medirmos a taxa na qual outras galáxias estão se afastando de nós usando o efeito Doppler. Isso pode ser feito com muita precisão. No entanto, as distâncias das galáxias não são bem conhecidas porque só podemos medi-las indiretamente. Portanto, sabemos apenas que a taxa de expansão do Universo é de 5 a 10% por bilhão de anos. Ainda mais vago é o nosso conhecimento da atual densidade média do universo. Assim, se somarmos as massas de todas as estrelas visíveis em nossa própria e em outras galáxias, a soma é inferior a um centésimo do que é necessário para interromper a expansão do universo, mesmo na estimativa mais baixa da taxa de expansão.

Mas isso não é tudo. Nossas e outras galáxias devem conter uma grande quantidade de algum tipo de "matéria escura" que não podemos observar diretamente, mas cuja existência sabemos devido à sua influência gravitacional nas órbitas das estrelas nas galáxias. Talvez a melhor evidência da existência da matéria escura venha das órbitas das estrelas na periferia de galáxias espirais como a Via Láctea. Essas estrelas giram em torno de suas galáxias rápido demais para serem mantidas em órbita apenas pela gravidade das estrelas visíveis da galáxia. Além disso, a maioria das galáxias faz parte de aglomerados, e podemos inferir da mesma forma a presença de matéria escura entre as galáxias nesses aglomerados por seu efeito no movimento das galáxias. Na verdade, a quantidade de matéria escura no Universo excede em muito a quantidade de matéria comum. Se levarmos em conta toda a matéria escura, obtemos cerca de um décimo da massa necessária para interromper a expansão.

No entanto, é impossível excluir a existência de outras formas de matéria, ainda não conhecidas por nós, distribuídas quase uniformemente pelo Universo, que poderiam aumentar a sua densidade média. Por exemplo, existem partículas elementares chamadas neutrinos que interagem muito fracamente com a matéria e são extremamente difíceis de detectar.

(Um dos experimentos mais recentes com neutrinos usa um reservatório subterrâneo cheio de 50.000 toneladas de água.) Acredita-se que os neutrinos não tenham peso e, portanto, não causem atração gravitacional.

No entanto, estudos dos últimos anos mostram que o neutrino ainda tem uma massa insignificante, que não podia ser detectada antes. Se os neutrinos têm massa, eles podem ser uma forma de matéria escura. No entanto, mesmo com essa matéria escura, parece haver muito menos matéria no universo do que o necessário para interromper sua expansão. Até recentemente, a maioria dos físicos concordava que o segundo modelo de Friedmann é o mais próximo da realidade.

Mas então novas observações apareceram. Nos últimos anos, diferentes grupos de pesquisadores estudaram as menores ondulações no fundo de micro-ondas encontradas por Penzias e Wilson. O tamanho dessa ondulação pode servir como um indicador da estrutura em larga escala do universo. Sua personagem parece indicar que o Universo ainda é plano (como no terceiro modelo de Friedman)! Mas como a quantidade total de matéria comum e escura não é suficiente para isso, os físicos postularam a existência de outra substância ainda não descoberta - a energia escura.

E para complicar ainda mais o problema, observações recentes mostraram que a expansão do universo não está diminuindo, mas acelerando. Ao contrário de todos os modelos de Friedman! Isso é muito estranho, já que a presença de matéria no espaço - de alta ou baixa densidade - só pode retardar a expansão. Afinal, a gravidade sempre atua como uma força de atração. A aceleração da expansão cosmológica é como uma bomba que coleta em vez de dissipar energia após a explosão. Que força é responsável pela expansão acelerada do cosmos? Ninguém tem uma resposta confiável para essa pergunta. No entanto, talvez Einstein ainda estivesse certo quando introduziu a constante cosmológica (e o efeito antigravitacional correspondente) em suas equações.

Com o desenvolvimento de novas tecnologias e o advento de excelentes telescópios espaciais, começamos a aprender coisas incríveis sobre o universo de vez em quando. E aqui está a boa notícia: agora sabemos que o universo continuará a se expandir a uma taxa cada vez maior no futuro próximo, e o tempo promete durar para sempre, pelo menos para aqueles que são sábios o suficiente para não cair em um buraco negro. Mas o que aconteceu nos primeiros momentos? Como o universo começou e o que o fez se expandir?

Criado: 25/10/2013 , 11224 46

"Ele criou a terra com seu poder, estabeleceu o mundo com sua sabedoria e com seu entendimento estendeu os céus"

Jeremias 10:12

No curso do desenvolvimento da ciência, muitos cientistas começaram a buscar uma oportunidade de excluir Deus de suas visões como a Causa Primária do universo. Como resultado, surgiram muitas teorias diferentes sobre a origem do universo, bem como sobre o surgimento e desenvolvimento de organismos vivos. As mais populares são a teoria do "Big Bang" e a teoria da "Evolução". No processo de substanciar a teoria do Big Bang, uma das teorias fundamentais dos evolucionistas, o Universo em Expansão, foi criada. Essa teoria sugere que há uma expansão do espaço sideral na escala do universo, que é observada devido à separação gradual das galáxias umas das outras.

Vejamos os argumentos com os quais alguns cientistas estão tentando provar essa teoria. Os cientistas evolucionistas, em particular Stephen Hawking, acreditam que o universo em expansão é resultado do Big Bang e que após a explosão houve uma rápida expansão do universo, e depois desacelerou e agora essa expansão é lenta, mas esse processo continua . Eles argumentam isso medindo a velocidade de outras galáxias se afastando de nossa galáxia usando o efeito Doppler, e também pelo fato de conhecerem a velocidade como uma porcentagem, sobre a qual Stephen Hawking diz: “Portanto, sabemos apenas que a taxa de expansão do Universo é de 5 a 10% por bilhão de anos. (S. Hawking "The Shortest History of Time" trad. L. Mlodinov, p. 38). No entanto, surgem aqui perguntas: como foi obtido esse percentual, quem e como conduziu esse estudo? Stephen Hawking não explica isso, mas o diz como um fato. Tendo investigado esta questão, recebemos a informação de que hoje, para medir a velocidade das galáxias que se afastam, é usada a lei de Hubble, usando a teoria do "Redshift", que por sua vez é baseada no Efeito Doppler. Vejamos quais são esses conceitos:

A lei de Hubble é a lei que relacionadesvio para o vermelho das galáxiase sua distância de forma linear. Esta lei tem a forma: cz = H 0 D, onde z é o desvio para o vermelho da galáxia; H0 - coeficiente de proporcionalidade, chamado de "constante de Hubble"; D é a distância da galáxia. Um dos elementos mais importantes para a lei de Hubble é a velocidade da luz.

Desvio para o vermelho -deslocamento das linhas espectrais dos elementos químicos para o lado vermelho. Acredita-se que esse fenômeno possa ser uma expressão do efeito Doppler ou redshift gravitacional, ou uma combinação de ambos, mas o efeito Doppler é mais frequentemente levado em consideração. Isso é simplesmente expresso pelo fato de que quanto mais distante a galáxia, mais sua luz é deslocada para o lado vermelho.

Efeito Doppler -uma mudança na frequência e no comprimento das ondas sonoras registradas pelo receptor, causada pelo movimento de sua fonte como resultado do movimento do receptor. Simplificando, quanto mais próximo o objeto, maior a frequência das ondas sonoras e vice-versa, quanto mais longe o objeto, menor a frequência das ondas sonoras.

No entanto, há uma série de problemas com esses princípios para medir a velocidade do afastamento da galáxia. Para a lei de Hubble, é um problema estimar a "constante de Hubble", pois além da velocidade das galáxias que se afastam, elas também têm sua própria velocidade, o que leva ao fato de que a lei de Hubble é mal cumprida, ou nada para objetos localizados a uma distância inferior a 10-15 milhões de anos-luz. A lei de Hubble também é mal cumprida para galáxias a distâncias muito grandes (bilhões de anos-luz), que correspondem a um desvio para o vermelho maior que 1. Distâncias a objetos com um desvio para o vermelho tão grande perdem sua unicidade, pois dependem do modelo aceito do Universo e no qual eles são atribuídos a um ponto no tempo. Nesse caso, apenas o desvio para o vermelho costuma ser usado como medida de distância. Assim, verifica-se que é praticamente impossível determinar a velocidade de afastamento de galáxias distantes e é determinada apenas pelo modelo do universo que o pesquisador aceita. Isso sugere que todos acreditam em sua própria velocidade subjetiva de recuo das galáxias.

Também deve ser dito que é impossível medir a distância de galáxias distantes em relação ao seu brilho ou desvio para o vermelho. Isso é dificultado por alguns fatos, a saber, que a velocidade da luz não é constante e muda, e essas mudanças vão na direção da desaceleração. NO1987 ano em um relatório do Stanford Research Institute, os matemáticos australianos Trevor Norman e Barry Setterfield postularam que houve uma grande diminuição na velocidade da luz no passado (B. Setterfield, o Velocidade do leve e a Era do a Universo.). NO 1987 ano Nizhny Novgorod físico teórico V.S. Troitsky postulou que ao longo do tempo houve uma enorme diminuição na velocidade da luz. Dr. Troitsky falou sobre declínioRapidezSvetadentro10 milhãouma vez comparado ao seu valor atual (V.S. Troitskii, Fisica Constantes e evolução do a Universo, Astrophysics and Space Science 139(1987): 389-411.). NO1998 ano Os físicos teóricos do Imperial College London, Albrecht e João Mageijo, também postularam uma diminuição na velocidade da luz. Em 15 de novembro de 1998, o The London Times publicou um artigo "A velocidade da luz - a mais rápida do universo - está diminuindo" ( o Rapidez do leve - a o mais rápido coisa dentro a universo - é recebendo Mais devagar, The London Times, nov. 15, 1998.).A respeito disso, deve-se dizer que muitos fatores afetam a velocidade da luz, por exemplo, os elementos químicos pelos quais a luz passa, bem como a temperatura que eles têm, porque a luz passa por alguns elementos mais lentamente e por outros muito mais rápido. , o que foi comprovado experimentalmente . Então18 Fevereiro1999 Do anona revista científica altamente respeitada (e 100% evolutiva) Nature, foi publicado um artigo científico detalhando um experimento em queRapidezSvetagerencioudiminuirantes da17 metrosdentrome dê um segundo,entãoháantes daalgum60 quilômetrosdentrohora.Isso significa que ele pode ser observado como um carro andando na rua. Esse experimento foi realizado pelo físico dinamarquês Lene Howe e uma equipe internacional de cientistas das universidades de Harvard e Stanford. Eles passaram a luz através do vapor de sódio resfriado a temperaturas incrivelmente baixas, medidas em nanokelvins (ou seja, bilionésimos de kelvin; isso é praticamente o zero absoluto, que por definição é -273,160C). Dependendo da temperatura exata dos vapores, a velocidade da luz foi reduzida para valores na faixa de 117 km/h - 61 km/h; isto é, essencialmenteantes da1/20.000.000ºa partir decomumRapidezSveta(L.V. Hau, S.E. Harris, Ciência notícia, 27 de março, pág. 207, 1999).

Em julho de 2000, cientistas do NEC Research Institute em Pringston relataram aceleraçãoelesSvetaantes daRapidez,excedendoRapidezSveta! Seu experimento foi publicado na revista britânica Nature. Eles direcionaram um feixe de laser para uma câmara de vidro contendo vapor de césio. Como resultado da troca de energia entre os fótons do feixe de laser e os átomos de césio, surgiu um feixe cuja velocidade na saída da câmara era superior à velocidade do feixe de entrada. Considera-se que a luz viaja em sua velocidade máxima no vácuo onde não há resistência, e mais lenta em qualquer outro meio devido à resistência adicional. Por exemplo, todos nós sabemos que a luz viaja mais lentamente na água do que no ar. No experimento descrito acima, o Raiosaiua partir demáquinas fotográficasComem parescésiomaisantes daIr,Como astotalmenteentroudentrosua. Essa diferença foi muito interessante. laserRaiopulouno18 metrosfrentea partir deIrlugares,Ondedevofoiser. Em teoria, isso poderia ser considerado uma consequência anterior à causa, mas isso não é totalmente verdade. Existe também uma área científica que estuda a propagação superluminal dos pulsos. A interpretação correta deste estudo é: RapidezSvetainconstanteelevepossoacelerarCurtialguémoutrofisicaobjetodentrouniverso dadas as condições certas e uma fonte de energia adequada. Os cientistas obtiveram matéria da energia sem perdas; luz acelerada a uma velocidade maior do que a velocidade da luz atualmente aceita.

Relativamente vermelhosobre o deslocamento, deve-se dizer que ninguém pode dizer com precisão o motivo do aparecimento do redshift e quantas vezes a luz é refratada, atingindo o solo, e isso por sua vez torna a base para medir distâncias usando o redshift absurdo . Além disso, a mudança na velocidade da luz refuta todas as suposições existentes da distância para galáxias distantes e nivela o método de medir essa distância por redshift. Também deve ser dito que a aplicação do efeito Doppler à luz é puramente teórica e, dado que a velocidade da luz muda, isso torna duplamente difícil aplicar esse efeito à luz. Tudo isso sugere que o método de determinar a distância de galáxias distantes por redshift, e ainda mais argumentação que o universo está se expandindo é simplesmente anticientífico e uma farsa. Vamos pensar, mesmo sabendo a velocidade do recuo das galáxias, é impossível dizer que está ocorrendo a expansão do espaço do universo. Ninguém pode dizer se tal expansão ocorre. O movimento dos planetas e galáxias no universo não indica uma mudança no espaço em si, mas de acordo com a teoria do Big Bang, o espaço surgiu como resultado do big bang e está se expandindo. Esta afirmação não é científica, já que ninguém encontrou a borda do universo, muito menos mediu a distância até ela.

Explorando a teoria do "Big Bang" deparamo-nos com outro fenómeno inexplorado e não comprovado, mas do qual se fala como um facto, nomeadamente a "matéria negra". Vejamos o que Stephen Hawking diz sobre isso: “Nossas e outras galáxias devem conter uma grande quantidade de algum tipo de “matéria escura” que não podemos observar diretamente, mas cuja existência sabemos devido à sua influência gravitacional nas órbitas das estrelas nas galáxias. . Talvez a melhor evidência da existência da matéria escura venha das órbitas das estrelas na periferia de galáxias espirais como a Via Láctea. Essas estrelas giram em torno de suas galáxias rápido demais para serem mantidas em órbita apenas pela gravidade das estrelas visíveis da galáxia."(S. Hawking "The Shortest History of Time" trad. L. Mlodinov, p. 38).Queremos enfatizar que a “matéria negra” se fala da seguinte forma: “que não podemos observar diretamente”, isso indica que não há fatos da existência dessa matéria, mas o comportamento das galáxias no universo, incompreensível para os evolucionistas, os faz acreditar na existência de algo, mas não sabem o quê.A afirmação também é interessante: “na verdade, a quantidade de matéria escurano universo excede em muito a quantidade de matéria comum". Esta afirmação fala sobre a quantidade de "matéria escura", mas surge a pergunta: como e por qual método essa quantidade foi determinada em condições em que é impossível observar e estudar essa "matéria"? Pode-se dizer que ninguém sabe o que foi levado e quanto foi obtido, não está claro como. O fato de os cientistas não entenderem como as estrelas das galáxias espirais ficam em sua órbita, em alta velocidade, não significa a existência de uma “matéria” fantasmagórica que ninguém viu e não poderia observar diretamente.

A ciência moderna está em desvantagem em relação às suas fantasias do big bang. Assim, concluindo suas reflexões sobre a existência de várias matérias, Stephen Hawking diz: “No entanto, não se pode excluir a existência de outras, ainda desconhecidas para nós, formas de matéria, distribuídas quase uniformemente por todo o Universo, o que poderia aumentar sua densidade média . Por exemplo, existem partículas elementares chamadas neutrinos que interagem muito fracamente com a matéria e são extremamente difíceis de detectar.”(S. Hawking "The Shortest History of Time" trad. L. Mlodinov, p. 38). Isso mostra como a ciência moderna é impotente em tentar provar que o universo veio à existência por conta própria, sem um Criador. Se as partículas não forem encontradas, os argumentos científicos não podem ser construídos sobre isso, pois a probabilidade de que outras formas de matéria não existam é maior do que a probabilidade de sua existência.

Seja como for, o movimento das galáxias, planetas e outros corpos cósmicos não indica a expansão do espaço do universo, pois tal movimento nada tem a ver com a definição da expansão do espaço. Por exemplo, se há duas pessoas na mesma sala e uma se afasta da outra, isso não significa que a sala está se expandindo, mas que há um espaço no qual você pode se mover. Da mesma forma, nesta situação, há um movimento de galáxias no espaço sideral, mas isso não significa uma mudança no espaço sideral. Também é absolutamente impossível provar que as galáxias mais distantes estão na borda do universo e não há outras galáxias atrás delas, e isso, por sua vez, sugere que a borda do universo não foi encontrada.

Assim, temos todos os fatos para afirmar que não há evidências da expansão do universo até o momento, e isso, por sua vez, confirma a inconsistência da teoria do "Big Bang".

Material da Desciclopédia

Analisando os resultados das observações de galáxias e radiação relíquia, os astrônomos chegaram à conclusão de que a distribuição da matéria no Universo (a região do espaço estudado ultrapassou 100 Mpc de diâmetro) é uniforme e isotrópica, ou seja, não depende da posição e direção no espaço (ver Cosmologia). E tais propriedades do espaço, de acordo com a teoria da relatividade, acarretam inevitavelmente uma mudança ao longo do tempo nas distâncias entre os corpos que preenchem o Universo, ou seja, o Universo deve se expandir ou se contrair, e as observações indicam expansão.

A expansão do Universo difere significativamente da expansão usual da matéria, por exemplo, da expansão do gás em um cilindro. O gás, expandindo-se, muda a posição do pistão no cilindro, mas o cilindro permanece inalterado. No Universo há uma expansão de todo o espaço como um todo. Portanto, a questão em que direção ocorre a expansão perde seu significado no Universo. Essa expansão ocorre em uma escala muito grande. Dentro de sistemas estelares, galáxias, aglomerados e superaglomerados de galáxias, a expansão não ocorre. Tais sistemas ligados gravitacionalmente são isolados da expansão geral do Universo.

A conclusão de que o Universo está em expansão é suportada por observações de desvio para o vermelho nos espectros das galáxias.

Que sinais de luz sejam enviados de algum ponto do espaço em dois momentos, que são observados em outro ponto do espaço.

Devido à mudança na escala do Universo, ou seja, o aumento da distância entre os pontos de emissão e observação da luz, o segundo sinal deve percorrer uma distância maior que o primeiro. E como a velocidade da luz é constante, o segundo sinal é atrasado; o intervalo entre os sinais no ponto de observação será maior do que no ponto de partida. O atraso é tanto maior quanto maior for a distância entre a fonte e o observador. O padrão natural de frequência é a frequência da radiação durante as transições eletromagnéticas nos átomos. Devido ao efeito descrito da expansão do Universo, esta frequência diminui. Assim, ao observar o espectro de radiação de alguma galáxia distante, todas as suas linhas devem estar desviadas para o vermelho em comparação com os espectros de laboratório. Este fenômeno de desvio para o vermelho é o efeito Doppler (veja Radial Velocity) do "recuo" mútuo das galáxias e é observado na realidade.

O valor do desvio para o vermelho é medido pela relação entre a frequência de radiação alterada e a original. A mudança na frequência é maior, quanto maior a distância da galáxia observada.

Assim, medindo o redshift do espectro, torna-se possível determinar as velocidades v das galáxias com as quais elas se afastam do observador. Estas velocidades estão relacionadas com as distâncias r ao observador pela lei de Hubble v = Hr; o valor de H é chamado de constante de Hubble.

A determinação exata do valor de H está associada a grandes dificuldades. Com base em observações de longo prazo, o valor H ≈ (0,5÷1) 10 -10 ano -1 é atualmente aceito.

Este valor de H corresponde a um aumento na velocidade de recessão das galáxias, igual a aproximadamente 50-100 km/s para cada megaparsec de distância.

A lei de Hubble permite estimar as distâncias de galáxias distantes a grandes distâncias dos desvios para o vermelho das linhas medidas em seus espectros.

A lei do afastamento das galáxias é derivada de observações da Terra (ou, pode-se dizer, da nossa Galáxia) e, portanto, descreve a remoção das galáxias da Terra (nossa Galáxia). No entanto, não se pode concluir disso que é a Terra (nossa Galáxia) que está no centro da expansão do Universo. Construções geométricas simples nos convencem de que a lei de Hubble é válida para um observador localizado em qualquer uma das galáxias participantes da recessão.

A lei de expansão de Hubble indica que outrora a matéria no Universo estava em condições de densidades muito altas. O tempo que nos separa desse estado pode ser condicionalmente chamado de idade do Universo. É determinado pelo valor

t V ~ 1/H ≈ (10÷20) 10 9 anos.

Como a velocidade da luz é finita, a idade finita do Universo corresponde à região finita do Universo que podemos observar atualmente. Neste caso, as partes observáveis ​​mais remotas do Universo correspondem aos primeiros momentos de sua evolução. Nesses momentos, diversas partículas elementares poderiam nascer e interagir no Universo. Analisando os processos que ocorreram com a participação de tais partículas no primeiro segundo da expansão do Universo, a cosmologia teórica, baseada na teoria das partículas elementares, encontra respostas para as perguntas por que não há antimatéria no Universo e até por que o Universo está se expandindo.

Muitas previsões da teoria sobre os processos físicos de partículas elementares referem-se à região de energia, que é inatingível em condições modernas de laboratório terrestre, por exemplo, em aceleradores. Porém, no período até o primeiro segundo da expansão do Universo, deveriam ter existido partículas com tal energia. Portanto, os físicos consideram o Universo em expansão como um laboratório natural de partículas elementares.

Neste laboratório, pode-se realizar "experimentos de pensamento", analisar como a existência de uma determinada partícula afetaria os processos físicos do Universo, como uma ou outra previsão da teoria se manifestaria em observações astronômicas.

A teoria das partículas elementares está envolvida na explicação da "massa oculta" do Universo. Para explicar como as galáxias se formaram, como elas se movem em aglomerados de galáxias e muitas outras características da distribuição da matéria visível, é necessário assumir que mais de 80% da massa do Universo está escondida na forma de partículas invisíveis, de interação fraca. A esse respeito, neutrinos com massa de repouso diferente de zero, bem como novas partículas hipotéticas, são amplamente discutidos na cosmologia.

A natureza da energia escura é objeto de intenso debate. Descoberto há pouco menos de trinta anos, o componente invisível do universo ainda não recebeu uma única explicação. É hora de descobrir: por que a energia escura está causando tantos problemas e como os cientistas estão tentando detectá-la?

A forma do universo

Com um bom grau de precisão, nosso Universo é espacialmente homogêneo e isotrópico - não contém pontos e direções "especiais", em relação aos quais suas propriedades mudam. Não é fácil criar tal espaço: é necessário manter uma certa densidade de energia de todos os seus componentes.

Já na década de 1980, os cientistas sabiam exatamente a chamada densidade crítica, que garante um Universo espacialmente plano. Mas os resultados obtidos ao medir a quantidade de matéria bariônica em aglomerados galácticos, juntamente com a densidade que o Big Bang poderia fornecer, indicavam uma baixa densidade de matéria no espaço.

Além disso, a idade dos aglomerados globulares, conglomerados muito antigos de estrelas, falava da falta de matéria. Descobriu-se que tais aglomerados nasceram há pelo menos 10 bilhões de anos: mas com a quantidade de matéria observada após o Big Bang, a expansão do Universo deveria ter desacelerado gradativamente e, em geral, a estimativa de sua idade era menor. Nosso mundo acabou por ser mais jovem do que seus constituintes.

supernovas tipo Ia

Por fim, os cientistas se convenceram da necessidade de buscar uma nova fonte de energia no Universo por supernovas do tipo Ia - estrelas cujo ciclo de vida termina com um clarão tão intenso que pode ser observado na Terra.

Duas equipes de cientistas, o Supernova Cosmology Project, liderado por Saul Perlmutter, e o High-Z Supernova Research Team, liderado por Brian Schmidt, propuseram um procedimento para usar os telescópios mais poderosos do mundo para estudar supernovas.

A descoberta foi feita por Mark Phillips, astrônomo que trabalha no Chile: ele propôs uma nova forma de determinar a luminosidade interna das supernovas do tipo Ia, que está diretamente relacionada à distância a um corpo celeste. Por outro lado, a distância a algumas das estrelas poderia ser determinada usando a lei de Hubble, que descreve a mudança no comprimento de onda dos fótons emitidos por um objeto devido à expansão do Universo.

Descobriu-se que as supernovas em galáxias distantes são muito mais “pálidas”: sua luminosidade era muito menor do que o previsto com base na distância calculada usando a lei de Hubble. Em outras palavras, as supernovas deveriam estar muito mais distantes: foi assim que os cientistas sugeriram pela primeira vez que o Universo não está apenas se expandindo, mas com alguma aceleração.

A observação de supernovas distantes do Tipo Ia durante a noite mudou a compreensão dos cientistas sobre o universo. Estudos mostraram que cerca de 70% da densidade de energia é um componente novo e desconhecido com pressão negativa.

O termo "energia escura" foi posteriormente proposto pelo cosmólogo Michael Turner, e os cientistas enfrentaram um novo mistério: explicar a natureza de sua ocorrência.

A expansão acelerada do universo pode ser explicada?

Atualmente, existem três classes de teorias que afirmam ser a energia escura. Primeira opção postula a existência de energia no vácuo: na verdade, este foi um retorno à constante cosmológica proposta por Einstein para manter um universo estático. Na nova versão, a densidade do vácuo é a mesma em todo o espaço, mas não se exclui que possa mudar com o tempo.

A segunda opção chamada quintessência, proposta pelo físico alemão Christoph Wetterich, sugere a presença de um novo campo - na verdade, novas partículas que contribuem para a densidade geral do universo. A energia dessas partículas não muda apenas com o tempo, mas também no espaço: para que não haja fortes flutuações na densidade da energia escura, as partículas devem ser suficientemente leves. Este, talvez, seja o principal problema da quintessência: as variantes propostas de partículas, de acordo com os princípios básicos da física moderna, não podem ser leves, mas, ao contrário, adquirem uma massa significativa e, no momento, nenhuma indicação deste cenário foram recebidos.

Para terceira opção incluem várias teorias de gravidade modificada, nas quais a interação entre objetos massivos não obedece às leis padrão da Teoria Geral da Relatividade (GR). Existem muitas modificações da gravidade, mas até agora nenhum desvio da relatividade geral foi encontrado em experimentos.

A energia escura, apesar de sua enorme contribuição para o estado do Universo, teimosamente "se esconde" dos observadores, e apenas manifestações indiretas de suas propriedades são estudadas. Entre eles, o papel principal é desempenhado por oscilações acústicas bariônicas, anisotropia da radiação cósmica de fundo em micro-ondas e lentes gravitacionais fracas.

oscilações acústicas bariônicas

As oscilações acústicas bariônicas, ou BAO para abreviar, são uma mudança periódica observada na densidade da matéria bariônica comum em grandes escalas. No plasma cósmico quente original, composto de bárions e fótons, dois processos competiam: atração gravitacional, por um lado, e repulsão devido à liberação de energia durante as reações entre matéria e fótons, por outro. Essa "oposição" levou a vibrações acústicas, como ondas sonoras no ar entre áreas de diferentes densidades.

Quando o Universo esfriou, a recombinação ocorreu em um determinado momento - tornou-se mais lucrativo para as partículas individuais formar átomos, e os fótons realmente se tornaram "livres" e separados da matéria. Ao mesmo tempo, devido às vibrações, a substância conseguiu se espalhar por uma certa distância, chamada de horizonte sonoro. Os efeitos do horizonte estão sendo observados atualmente na distribuição das galáxias no universo.

O próprio horizonte sonoro é uma quantidade previsível cosmologicamente. Depende diretamente do parâmetro de Hubble, que determina a taxa de expansão do Universo, que por sua vez também é determinada pelos parâmetros da energia escura.

radiação CMB

A radiação relíquia de micro-ondas é um "eco" distante do Big Bang, preenchendo uniformemente o Universo com fótons com quase a mesma energia. Atualmente, é a radiação relíquia a principal fonte de restrições em vários modelos cosmológicos.

No entanto, à medida que a sensibilidade dos instrumentos aumentou, descobriu-se que a radiação cósmica de fundo em micro-ondas é anisotrópica e tem heterogeneidades - ligeiramente mais fótons vêm de algumas direções do que de outras. Essa diferença, entre outras coisas, também é causada pela presença de heterogeneidades na distribuição da matéria, e a escala de distribuição de pontos "quentes" e "frios" no céu é determinada pelas propriedades da energia escura.

Lentes gravitacionais fracas

Outro efeito importante para o estudo da energia escura é a lente gravitacional escura, que consiste na deflexão de feixes de luz no campo da matéria. A lente simultaneamente permite estudar a estrutura do Universo e sua geometria, ou seja, a forma do espaço-tempo.

Existem vários tipos de lentes gravitacionais, entre as quais a mais conveniente para o estudo da energia escura é a lente fraca devido ao desvio da luz pela estrutura de grande escala do Universo, que leva ao desfoque das imagens de galáxias distantes.

A energia escura afeta simultaneamente as propriedades da fonte, como a distância até ela, e as propriedades do espaço que distorcem a imagem. Portanto, as lentes fracas, dados os dados astronômicos constantemente atualizados, são uma maneira duplamente importante de estabelecer limites nas propriedades da energia escura.

A energia escura ainda está nas sombras

Em suma, o que os físicos conseguiram aprender ao longo de quase trinta anos de experiência no estudo da energia escura?

Sabe-se com grande precisão que a energia escura tem uma pressão negativa: além disso, a equação da dependência da pressão com a densidade de energia é determinada com grande certeza, e nenhum outro meio conhecido por nós possui tais propriedades.

A energia escura é espacialmente homogênea e sua contribuição para a densidade de energia tornou-se dominante há relativamente pouco tempo, cerca de cinco bilhões de anos atrás; ao mesmo tempo, afeta simultaneamente as distâncias entre os objetos e a própria estrutura do Universo.

Vários experimentos cosmológicos possibilitam o estudo da energia escura, mas atualmente os erros de medição são muito grandes para fazer previsões precisas. Até agora, os cientistas ainda estão claramente longe de responder à pergunta sobre a natureza da energia escura, que controla secretamente a estrutura do Universo por muitos bilhões de anos.

Estudos de astrônomos americanos confirmam as informações dos livros de Anastasia Novykh. A taxa de expansão do Universo acabou sendo muito maior do que os cálculos anteriores mostraram. Os cientistas chegaram à conclusão de que esse fato pode indicar a presença de algum tipo de radiação escura ou a incompletude da teoria da relatividade. aceito para publicação no Astrophysical Journal.

O astrofísico americano, ganhador do Prêmio Nobel, Adam Riess, observa que essa descoberta pode ajudar a entender o que é a matéria escura, bem como a energia escura e a radiação escura. Isso é considerado bastante importante, pois, de acordo com os cientistas modernos, várias combinações de matéria escura representam mais de 95% do total as massas do universo.

Anteriormente, para medir a taxa de expansão do Universo, estudavam-se supernovas distantes e utilizavam-se dados das sondas WMAP e Planck, que estudam o "eco" de micro-ondas do Big Bang. Em um novo estudo, os astrofísicos decidiram mudar suas táticas e começaram a observar as estrelas relativamente próximas e variáveis ​​das galáxias vizinhas. Essas estrelas são chamadas de Cefeidas. Eles são de interesse dos pesquisadores porque sua pulsação pode ser usada para calcular com precisão distâncias a objetos espaciais distantes. A equipe de Adam Riess, usando o Telescópio Espacial Hubble, observou tais estrelas em 18 galáxias próximas que recentemente experimentaram explosões de supernova tipo 1. Como resultado da pesquisa, foi possível calcular a distância a esses objetos, o que ajudou a esclarecer o valor da constante de Hubble e reduzir o erro em seu cálculo de 3% para 2,4%. Como resultado, descobriu-se que duas galáxias, localizadas a uma distância de 3 milhões de anos-luz uma da outra, se separam a uma velocidade de 73 quilômetros por segundo. Assim, obteve-se um resultado inesperado: a velocidade acabou sendo visivelmente maior do que nos cálculos obtidos com WMAP e Planck. Este valor de velocidade não pode explicar as visões científicas existentes sobre o mecanismo da origem do Universo e a natureza da energia escura.

Fotos da NASA / ESA / A.Riess

Adam Riess sugere que uma taxa tão alta de expansão do Universo pode indicar que no processo de "aceleração", além da energia escura, outra está envolvida substância invisível. O cientista chamou de "radiação escura" (radiação escura). Segundo os pesquisadores, essa "radiação" é semelhante em suas propriedades aos chamados neutrinos estéreis e existia nos primórdios da vida do Universo, quando era dominado pela energia, não pela matéria. Os cientistas esperam que mais pesquisas com o telescópio Hubble e maior precisão observacional ajudem a entender se a "radiação escura" é realmente necessária para explicar resultados inesperados em estudos da taxa de expansão do Universo.

O fato de o Universo não parar, mas se expandir gradualmente, foi comprovado em 1929 pelo astrônomo Edwin Hubble. Ele fez essa descoberta observando o movimento de galáxias distantes. No final da década de 1990, enquanto estudavam as supernovas do Tipo 1, os astrofísicos conseguiram descobrir que o Universo está se expandindo não a uma velocidade constante, mas com aceleração. Então concluiu-se que a razão para isso é a energia escura.

É interessante que os resultados das pesquisas modernas no campo da astronomia frequentemente confirmem as informações das antigas lendas de muitos povos do planeta. Esses monumentos culturais contêm informações surpreendentes sobre o nascimento do Universo através do Som Primário (que ainda é observado na forma de fundo de certas radiações), bem como conhecimentos sobre a ordem mundial. Basta recordar os mitos cosmogônicos amplamente conhecidos dos Dogon e Bambara. Parcialmente, foi possível entender as informações que esse povo preservou recentemente, graças às descobertas da astronomia. Mas nos mitos dos Dogon, essas informações também foram preservadas de que o nível de desenvolvimento da física moderna ainda não é capaz de dar uma explicação científica.

Voltando à questão da expansão do Universo, vale ressaltar que os resultados do novo estudo confirmam o que foi publicado há muitos anos nos livros de Anastasia Novykh, aliás, a descoberta feita é apenas uma pequena parte do conhecimento contido nestes livros. Por exemplo, em livros "Sensei-4" e "AllatRa" Nota-se que o movimento do universo ocorre em espiral. Geralmente, movimento em espiralé uma direção promissora de estudo, ela se manifesta em todos os processos do mundo material. Mas o mais interessante é que os livros do escritor descrevem não apenas o processo de nascimento do Universo, mas também fornecem informações sobre o que está acontecendo e acontecerá como resultado de sua expansão. Também nos livros são valiosos conhecimento da força subjacente à matéria e todas as suas interações, foi realizada uma análise das visões científicas modernas no campo do estudo dos fenômenos astronômicos, uma análise das lendas antigas de todo o mundo e muito mais, que podem se tornar um ímpeto para descobertas marcantes na ciência moderna.

Por exemplo, o livro AllatRa contém informações bastante interessantes sobre a massa total do Universo:

Rigden: ... A quantidade de matéria (seu volume, densidade e assim por diante) e o próprio fato de sua presença no Universo não afetam a massa total do Universo. As pessoas estão acostumadas a perceber a matéria com sua massa inerente apenas da posição do espaço tridimensional. Mas para entender melhor o significado dessa pergunta, é necessário saber sobre a multidimensionalidade do Universo. O volume, a densidade e outras características do visível, isto é, da matéria familiar às pessoas em toda a sua diversidade (incluindo as agora chamadas partículas “elementares”) mudam já na quinta dimensão. Mas a massa permanece inalterada, pois faz parte da informação geral sobre a "vida" desta matéria até a sexta dimensão inclusive. A massa da matéria é apenas informação sobre a interação de uma matéria com outra sob certas condições. Como já disse, a informação ordenada cria a matéria, define suas propriedades, inclusive a massa. Tendo em conta a multidimensionalidade do Universo material, a sua massa é sempre igual a zero. A massa total de matéria no Universo será enorme apenas para Observadores da terceira, quarta e quinta dimensões...

Anastasia: A massa do Universo é igual a zero? Isso também aponta para a natureza ilusória do mundo como tal, que foi mencionada em muitas lendas antigas dos povos do mundo...

Rigden: A ciência do futuro, se escolher o caminho indicado em seus livros, poderá chegar perto de responder a questões sobre a origem do Universo e sua criação artificial.

Leia a continuação no livro AllatRa, p. 42

De acordo com as visões existentes na ciência, "se a expansão acelerada do Universo continuar indefinidamente, como resultado, as galáxias fora do nosso Superaglomerado de galáxias irão mais cedo ou mais tarde além do horizonte de eventos e se tornarão invisíveis para nós, já que sua velocidade relativa exceder a velocidade da luz."

Existe outra visão sobre o processo de expansão do Universo, que pode ser rastreada nos mitos dos povos do mundo, onde se falava da redução dos dias e do Som Primário. No livro "Sensei-4" você pode ler o seguinte:

“…Em um futuro próximo, a humanidade encontrará outro fenômeno do universo. Devido à crescente aceleração do Universo, devido ao esgotamento do poder de Allat, a humanidade sentirá a rápida redução do tempo. O fenômeno será que as vinte e quatro horas por dia condicionais permanecerão as mesmas, mas o tempo voará muito mais rápido. E as pessoas sentirão essa rápida redução dos intervalos de tempo tanto no nível físico quanto no nível da percepção intuitiva.
- Então estará conectado justamente com a expansão do universo? - Nikolai Andreevich esclareceu.
- Sim. Com aceleração crescente. Quanto mais o Universo se expande, mais rápido o tempo corre, e assim por diante até a completa aniquilação da matéria.

Graças aos cientistas que se interessaram pelo conhecimento dos livros de A. Novykh e começaram a mergulhar em sua essência, o relatório "PRIMORDIAL ALLATRA PHYSICS" foi lançado recentemente. Como está escrito no relatório, o principal marcador de conhecimento para a pesquisa científica foi feito pelo autor nas obras "AllatRa" e "Ezoosmos". No relatório dos cientistas, as informações dos livros do autor são complementadas com novos dados. Em particular, aparecem conceitos como grade ezósmica, campo septônico, septão, fundamentais para a compreensão dos processos que ocorrem no mundo, tanto no nível micro quanto no macro.

"No coração do Universo material está uma espécie de "moldura espacial", a estrutura não material é a GRADE EZOOSMIC. Na visão de um residente da dimensão tridimensional, esta "construção" de energia como um todo se assemelharia um objeto fortemente achatado em contorno externo, aproximadamente semelhante a um tijolo plano, cuja altura é lateral cuja borda é 1/72 do tamanho de sua base. Em outras palavras, a grade ezósmica tem uma geometria plana. A possibilidade de expansão o Universo material é limitado pelo tamanho da grade ezósmica.

Existem 72 dimensões dentro da grade ezósmica (nota: para mais detalhes sobre 72 dimensões, veja o livro AllatRa). Tudo o que a ciência moderna chama de "universo material" existe apenas dentro das 6 primeiras dimensões, e as 66 dimensões restantes são, em essência, superestruturas controladoras que contêm o "mundo material" dentro de certos limites restritivos - seis dimensões. De acordo com o conhecimento antigo, 66 dimensões (de 7 a 72 inclusive) também pertencem ao mundo material, mas não o são em sua essência.

Fora da grade ezósmica, que também é afirmada nas antigas tradições sagradas de diferentes povos do mundo, existe um mundo espiritual - um mundo qualitativamente diferente que nada tem a ver com o mundo material, suas leis e problemas.