Na história do conhecimento do mundo ao nosso redor, uma direção geral é claramente traçada - o reconhecimento gradual da inesgotabilidade da natureza, sua infinidade em todos os aspectos. O universo é infinito no espaço e no tempo, e se descartarmos as idéias de I. Newton sobre o "primeiro empurrão", esse tipo de visão de mundo pode ser considerado bastante materialista. O universo newtoniano afirmava que o espaço é o repositório de todas as corpos celestiais, com o movimento e a massa a que não está de forma alguma ligada; O Universo é sempre o mesmo, isto é, estacionário, embora nele ocorram constantemente a morte e o nascimento de mundos.

Parece que o céu da cosmologia newtoniana prometia estar sem nuvens. No entanto, o oposto logo seria visto. NO durante o XIX dentro. foram descobertas três contradições, que foram formuladas na forma de três paradoxos, chamados cosmológicos. Eles pareciam minar a noção da infinidade do universo.

paradoxo fotométrico. Se o Universo é infinito e as estrelas estão distribuídas uniformemente nele, então em qualquer direção devemos ver algum tipo de estrela. Nesse caso, o fundo do céu seria incrivelmente brilhante, como o Sol.

paradoxo gravitacional. Se o Universo é infinito e as estrelas ocupam uniformemente seu espaço, então a força gravitacional em cada um de seus pontos deve ser infinitamente grande e, portanto, as acelerações relativas também seriam infinitamente grandes. corpos espaciais que, como você sabe, não é.

paradoxo termodinâmico. De acordo com a segunda lei da termodinâmica, tudo processos físicos no Universo, em última análise, se resume à liberação de calor, que é irreversivelmente dissipado no espaço mundial. Mais cedo ou mais tarde, todos os corpos esfriarão a uma temperatura zero absoluto, o movimento vai parar e vir para sempre" morte por calor". O universo teve um começo, e seu fim inevitável aguarda.

Primeiro quartel do século XX passou na expectativa ansiosa do desenlace. Claro, ninguém queria negar a infinidade do Universo, mas, por outro lado, ninguém conseguiu eliminar os paradoxos cosmológicos do Universo estacionário. Somente o gênio de Albert Einstein trouxe uma nova corrente às disputas cosmológicas.

newtoniano física clássica, como já mencionado, considerava o espaço como um receptáculo dos corpos. De acordo com Newton, não poderia ter havido qualquer interação entre os corpos e o espaço.

Em 1916, A. Einstein publicou os fundamentos teoria geral relatividade. Uma de suas principais ideias é que os corpos materiais, especialmente grande massa, dobre visivelmente o espaço. Por causa disso, por exemplo, um feixe de luz que passa perto do Sol muda sua direção original.

Imaginemos agora que em toda a parte do Universo que observamos, a matéria está uniformemente "manchada" no espaço e as mesmas leis operam em qualquer ponto dele. Em uma certa densidade média de matéria cósmica, a parte limitada selecionada do Universo não apenas dobrará o espaço, mas

mesmo fechá-lo "em si mesmo". O Universo (mais precisamente, sua parte selecionada) se transformará em um mundo fechado semelhante a uma esfera comum. Mas só será uma esfera quadridimensional, ou uma hiperesfera, que nós, seres tridimensionais, não somos capazes de imaginar. No entanto, pensando por analogia, podemos entender facilmente algumas das propriedades da hiperesfera. Ela, como uma esfera comum, tem um volume finito contendo uma massa finita de matéria. Se você voa no espaço do mundo o tempo todo em uma direção, depois de um certo número de bilhões de anos você pode chegar ao ponto de partida.

A ideia da possibilidade do Universo ser fechado foi expressa pela primeira vez por A. Einstein. Em 1922 matemático soviético A. A. Friedman provou que o "universo fechado" de Einstein não pode ser estático. De qualquer forma, seu espaço se expande ou se contrai com todo o seu conteúdo.

Em 1929, o astrônomo americano E. Hubble descobriu um padrão notável: as linhas nos espectros da grande maioria das galáxias são deslocadas para a extremidade vermelha, e o deslocamento dos corpos é tanto maior quanto mais distante a galáxia estiver de nós. Este fenômeno interessante é chamado redshift. Explicando o redshift pelo efeito Doppler, ou seja, alterando o comprimento de onda da luz devido ao movimento da fonte, os cientistas chegaram à conclusão de que a distância entre a nossa e outras galáxias está aumentando continuamente. Claro, as galáxias não se espalham em todas as direções da nossa Galáxia, que não ocupa nenhuma posição especial na Metagaláxia, mas há uma remoção mútua de todas as galáxias. Isso significa que um observador localizado em qualquer galáxia poderia, como nós, detectar um desvio para o vermelho, pareceria a ele que todas as galáxias estão se afastando dele. Assim, a Metagaláxia é não estacionária. A descoberta da expansão da Metagalaxia indica que a Metagalaxia no passado não era a mesma que é agora, e será diferente no futuro, ou seja, a Metagalaxia está evoluindo.

As velocidades de retrocesso das galáxias são determinadas a partir do desvio para o vermelho. Em muitas galáxias são muito grandes, proporcionais à velocidade da luz. As velocidades mais altas, às vezes excedendo

250 mil km / s, alguns quasares, que são considerados os objetos mais distantes da Metagalaxia de nós, têm.

A lei segundo a qual o redshift (e, portanto, a velocidade de remoção das galáxias) aumenta proporcionalmente à distância das galáxias (lei de Hubble) pode ser escrita como: v - Hr, onde v é a velocidade radial da galáxia; r - distância até ele; H é a constante de Hubble. Por estimativas modernas, o valor de H está dentro de:

Consequentemente, a taxa de expansão observada da Metagaláxia é tal que as galáxias separados por distância 1 Mpc (3 10 19 km), afastem-se um do outro a uma velocidade de 50 a 100 km/s. Se a taxa de recuo da galáxia é conhecida, então a distância para galáxias distantes pode ser calculada.

Então, vivemos em uma Metagalaxia em expansão. Esse fenômeno tem suas próprias características. A expansão da Metagalaxia se manifesta apenas no nível de aglomerados e superaglomerados de galáxias, ou seja, sistemas cujos elementos são galáxias. Outra característica da expansão da Metagalaxy é que não há um centro de onde as galáxias se espalham.

A expansão da Metagalaxy é o fenômeno natural mais grandioso conhecido atualmente. Sua interpretação correta tem um significado ideológico excepcionalmente grande. Não é por acaso que a diferença fundamental entre as visões filosóficas dos cientistas se manifestou de maneira acentuada na explicação da causa desse fenômeno. Alguns deles, identificando a Metagalaxia com todo o Universo, estão tentando provar que a expansão da Metagalaxia confirma os religiosos sobre o sobrenatural, origem divina Universo. No entanto, o universo sabe processos naturais, o que pode ter causado a expansão observada no passado. Com toda a probabilidade, são explosões. Sua escala já nos impressiona quando estudamos certos tipos galáxias. Pode-se imaginar que a expansão da Metagaláxia

também começou com um fenômeno semelhante a uma colossal explosão de matéria com enorme temperatura e densidade.

Como o Universo está se expandindo, é natural pensar que ele costumava ser menor e que em algum momento todo o espaço foi comprimido em um espaço superdenso. ponto material. Era o momento da chamada singularidade, que não pode ser descrita pelas equações da física moderna. Por razões desconhecidas, ocorreu um processo semelhante a uma explosão e, desde então, o Universo começou a se "expandir". Os processos que ocorrem neste caso são explicados pela teoria do Universo quente.

Em 1965, os cientistas americanos A. Penzias e R. Wilson descobriram prova experimental a permanência do Universo em um estado superdenso e quente, ou seja, radiação relíquia. Descobriu-se que o espaço sideral está cheio de ondas eletromagnéticas, que são os mensageiros dessa era antiga desenvolvimento do Universo, quando não havia estrelas, galáxias, nebulosas. A radiação relíquia permeia todo o espaço, todas as galáxias, participa da expansão da Metagaláxia. A radiação eletromagnética relíquia está na faixa de rádio com comprimentos de onda de 0,06 cm a 60 cm. A distribuição de energia é semelhante ao espectro de um corpo absolutamente negro com uma temperatura de 2,7 K. Densidade de energia radiação relíquia igual a 4 10 -13 erg / cm 3, a radiação máxima cai em 1,1 mm. Nesse caso, a própria radiação tem o caráter de um determinado fundo, pois preenche todo o espaço e é completamente isotrópica. É uma testemunha do estado inicial do universo.

É muito importante que, embora essa descoberta tenha sido feita por acidente ao estudar a interferência de rádio cósmica, a existência do CMB foi prevista pelos teóricos. Um dos primeiros a prever esta radiação foi D. Gamow, desenvolvendo uma teoria da origem elementos químicos que apareceu nos primeiros minutos depois Big Bang. Previsão da existência de radiação relíquia e sua detecção em espaço sideral- outro exemplo convincente da cognoscibilidade do mundo e suas leis.

Em todos os modelos cosmológicos dinâmicos desenvolvidos, afirma-se a ideia da expansão do Universo a partir de algum estado superdenso e superquente, denominado singular. O astrofísico americano D. Gamow chegou ao conceito do Big Bang e do Universo quente nos estágios iniciais de sua evolução. Analise de problemas Estado inicial A evolução do universo foi possibilitada por novas ideias sobre a natureza do vácuo. A solução cosmológica obtida por W. de Sitter para o vácuo (r ~ e Ht) mostrou que a expansão exponencial é instável: não pode continuar indefinidamente. Após um período de tempo relativamente curto, a expansão exponencial para, ocorre uma transição de fase no vácuo, durante a qual a energia do vácuo passa para a matéria comum e energia cinética expansão do universo. O Big Bang foi de 15 a 20 bilhões de anos atrás.

De acordo com o modelo padrão do Universo quente, a matéria superdensa começou a se expandir e a esfriar gradualmente após o Big Bang. Como a expansão ocorreu transições de fase, que resultou em forças físicas interações dos corpos materiais. Em valores experimentais de tal básico parâmetros físicos, como densidade e temperatura (p ~ 10 96 kg/m 3 e T ~ 10 32 K), no estágio inicial da expansão do Universo, a diferença entre partículas elementares e quatro tipos interações físicas praticamente ausente. Começa a se manifestar quando a temperatura diminui e começa a diferenciação da matéria.

Nesse caminho, ideias modernas sobre a história do surgimento de nossa Metagalaxia são baseados em cinco importantes observações experimentais:

1. Pesquisa linhas espectrais estrelas mostra que a Metagalaxia, em média, tem uma única composição química. Hidrogênio e hélio predominam.

2. Nos espectros de elementos de galáxias distantes, é detectado um deslocamento sistemático da parte vermelha do espectro. Valor

Essa mudança aumenta à medida que as galáxias se afastam do observador.

3. As medições de ondas de rádio vindas do espaço nas faixas de centímetros e milímetros indicam que o espaço exterior é preenchido uniforme e isotropicamente com fraca emissão de rádio. A característica espectral desta chamada radiação de fundo corresponde à radiação de um corpo completamente negro a uma temperatura de cerca de 2,7 graus Kelvin.

4. De acordo com observações astronômicas, a distribuição em grande escala das galáxias corresponde a uma densidade de massa constante, que, segundo estimativas modernas, é de pelo menos 0,3 bárions por metro cúbico.

5. Análise do processo decaimento radioativo em meteoritos mostra que alguns desses componentes devem ter se originado entre 14 e 24 bilhões de anos atrás.

Apenas cem anos atrás, os cientistas descobriram que nosso Universo está aumentando rapidamente de tamanho.

Cem anos atrás, as ideias sobre o universo eram baseadas na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que admitiram (apenas como hipótese!) A realidade física da geometria não-euclidiana, consideravam o espaço sideral eterno e imutável.

Em 1870, o matemático inglês William Clifford chegou a uma ideia muito profunda de que o espaço pode ser curvo, e não uniformemente. pontos diferentes, e que sua curvatura pode mudar ao longo do tempo. Ele até admitiu que tais mudanças estão de alguma forma relacionadas com o movimento da matéria. Essas duas ideias formaram a base da teoria geral da relatividade muitos anos depois. O próprio Clifford não viveu para ver isso - ele morreu de tuberculose aos 34 anos, 11 dias antes do nascimento de Albert Einstein.

Redshift

As primeiras informações sobre a expansão do Universo foram fornecidas pela astrospectrografia. Em 1886, o astrônomo inglês William Huggins notou que os comprimentos de onda da luz das estrelas estavam ligeiramente deslocados em comparação com os espectros terrestres dos mesmos elementos. Com base na fórmula para a versão óptica do efeito Doppler, derivada em 1848 físico francês Armand Fizeau, pode-se calcular o valor da velocidade radial de uma estrela. Tais observações tornam possível rastrear o movimento de um objeto espacial.

Cem anos atrás, as ideias sobre o universo eram baseadas na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que admitiram (apenas como hipótese!) a realidade física da geometria não-euclidiana, consideravam o espaço sideral eterno e imutável. Devido à expansão do universo, não é fácil julgar a distância de galáxias distantes. A luz que chegou 13 bilhões de anos depois da galáxia A1689-zD1, a 3,35 bilhões de anos-luz de distância (A), "enrubesce" e enfraquece à medida que supera o espaço em expansão, e a própria galáxia se afasta (B). Ele levará informações sobre a distância em redshift (13 bilhões de anos-luz), em tamanho angular (3,5 bilhões de anos-luz), em intensidade (263 bilhões de anos-luz), enquanto a distância real é de 30 bilhões de anos-luz. anos.

Um quarto de século depois, Westo Slifer, funcionário do Observatório Flagstaff no Arizona, aproveitou essa oportunidade de uma nova maneira, que desde 1912 estudava os espectros de nebulosas espirais com um telescópio de 24 polegadas com um bom espectrógrafo. Para obter uma imagem de alta qualidade, a mesma chapa fotográfica foi exposta por várias noites, então o projeto avançou lentamente. De setembro a dezembro de 1913, Slifer estudou a nebulosa de Andrômeda e, usando a fórmula Doppler-Fizo, chegou à conclusão de que ela se aproximava da Terra a 300 km a cada segundo.

Em 1917 ele publicou dados sobre as velocidades radiais de 25 nebulosas, que mostravam uma significativa assimetria em suas direções. Apenas quatro nebulosas estavam se aproximando do Sol, o resto estava fugindo (e algumas muito rapidamente).

Slipher não buscou fama nem divulgou seus resultados. Portanto, eles se tornaram conhecidos nos círculos astronômicos apenas quando o famoso astrofísico britânico Arthur Eddington prestou atenção neles.

Em 1924, ele publicou uma monografia sobre a teoria da relatividade, que incluía uma lista das velocidades radiais de 41 nebulosas encontradas por Slifer. As mesmas quatro nebulosas com desvio para o azul estavam presentes ali, enquanto as outras 37 tiveram suas linhas espectrais desviadas para o vermelho. Suas velocidades radiais variavam na faixa de 150-1800 km/s e, em média, eram 25 vezes maiores que as velocidades das estrelas da Via Láctea conhecidas na época. Isso sugeriu que as nebulosas estão envolvidas em outros movimentos além dos luminares "clássicos".

ilhas espaciais

No início da década de 1920, a maioria dos astrônomos acreditava que as nebulosas espirais estavam localizadas na periferia da Via Láctea, e além dela não havia nada além de espaço escuro vazio. É verdade que, no século 18, alguns cientistas viram estrelas gigantes em nebulosas. aglomerados de estrelas(Immanuel Kant os chamou de universos insulares). No entanto, essa hipótese não era popular, pois era impossível determinar com segurança as distâncias das nebulosas.

Esse problema foi resolvido por Edwin Hubble, que trabalhou em um telescópio refletor de 100 polegadas no Observatório Mount Wilson, na Califórnia. Em 1923-1924, ele descobriu que a Nebulosa de Andrômeda consiste em muitos objetos luminosos, entre os quais estão estrelas variáveis a família Cefeida. Então já se sabia que o período de mudança em seu brilho aparente está relacionado à luminosidade absoluta e, portanto, as Cefeidas são adequadas para calibrar distâncias cósmicas. Com a ajuda deles, o Hubble estimou a distância até Andrômeda em 285.000 parsecs (de acordo com dados modernos, são 800.000 parsecs). Acreditava-se então que o diâmetro da Via Láctea era aproximadamente igual a 100.000 parsecs (na verdade, é três vezes menor). Segue-se disso que Andrômeda e a Via Láctea devem ser consideradas aglomerados de estrelas independentes. Logo o Hubble identificou mais duas galáxias independentes, que finalmente confirmaram a hipótese de "universos insulares".

Para ser justo, deve-se notar que dois anos antes do Hubble, a distância para Andrômeda foi calculada pelo astrônomo estoniano Ernst Opik, cujo resultado - 450.000 parsecs - estava mais próximo do correto. No entanto, ele usou uma série de considerações teóricas que não foram tão convincentes quanto as observações diretas de Hubble.

Em 1926, Hubble fez uma análise estatística de observações de quatrocentas "nebulosas extra-galácticas" (ele usou esse termo por muito tempo, evitando chamá-las de galáxias) e propôs uma fórmula para relacionar a distância de uma nebulosa ao seu brilho aparente . Apesar dos enormes erros desse método, novos dados confirmaram que as nebulosas estão mais ou menos distribuídas no espaço e estão localizadas muito além dos limites da Via Láctea. Agora não havia mais dúvidas de que o espaço não se limita à nossa Galáxia e seus vizinhos mais próximos.

Estilistas do espaço

Eddington se interessou pelos resultados de Slipher antes mesmo do esclarecimento final da natureza das nebulosas espirais. A essa altura, já existia um modelo cosmológico, em em certo sentido prevendo o efeito que Slipher descobriu. Eddington pensou muito sobre isso e, claro, não perdeu a oportunidade de dar um som cosmológico às observações do astrônomo do Arizona.

A cosmologia teórica moderna começou em 1917 com dois artigos revolucionários apresentando modelos do universo baseados na relatividade geral. Um deles foi escrito pelo próprio Einstein, o outro pelo astrônomo holandês Willem de Sitter.

Leis de Hubble

Edwin Hubble encontrou empiricamente uma proporcionalidade aproximada entre redshifts e distâncias galácticas, que ele transformou em uma proporcionalidade entre velocidades e distâncias usando a fórmula Doppler-Fizeau. Portanto, estamos lidando com dois padrões diferentes aqui.
Hubble não sabia como eles se relacionavam, mas o que diz a ciência de hoje?
Como Lemaitre mostrou, a correlação linear entre desvios para o vermelho cosmológicos (causados ​​pela expansão do Universo) e distâncias não é absoluta. Na prática, é bem observado apenas para offsets menores que 0,1. Assim, a lei empírica de Hubble não é exata, mas aproximada, e a fórmula Doppler-Fizo é válida apenas para pequenos deslocamentos do espectro.
Mas lei teórica, relacionando a velocidade radial de objetos distantes com a distância a eles (com um fator de proporcionalidade na forma do parâmetro de Hubble V=Hd), é válido para quaisquer redshifts. No entanto, a velocidade V que aparece nele não é de todo a velocidade dos sinais físicos ou corpos reais no espaço físico. Esta é a taxa de aumento das distâncias entre galáxias e aglomerados de galáxias, devido à expansão do universo. Só seríamos capazes de medi-lo se pudéssemos parar a expansão do Universo, esticar instantaneamente fitas métricas entre galáxias, ler as distâncias entre elas e dividi-las em intervalos de tempo entre as medições. Naturalmente, as leis da física não permitem isso. Portanto, os cosmólogos preferem usar o parâmetro H de Hubble em outra fórmula, onde aparece o fator de escala do Universo, que apenas descreve o grau de sua expansão em vários eras espaciais(porque este parâmetro muda ao longo do tempo, seu valor atual é denotado por H0). O universo agora está se expandindo a uma taxa acelerada, então o valor do parâmetro de Hubble está aumentando.
Ao medir os redshifts cosmológicos, obtemos informações sobre o grau de expansão do espaço. A luz da galáxia, que chegou até nós com um redshift cosmológico z, deixou-a quando todas as distâncias cosmológicas eram 1+z vezes menores do que em nossa era. Conheça esta galáxia informação adicional, como sua distância atual ou sua taxa de afastamento da Via Láctea, só é possível com a ajuda de um modelo cosmológico específico. Por exemplo, no modelo de Einstein-de Sitter, uma galáxia com z = 5 está se afastando de nós a uma velocidade igual a 1,1 s (a velocidade da luz). Mas se você cometer um erro comum e simplesmente equalizar V / c e z, essa velocidade será cinco vezes a velocidade da luz. A discrepância, como vemos, é grave.
A dependência da velocidade de objetos distantes no redshift de acordo com SRT, GR (depende do modelo e do tempo, a curva mostra o tempo presente e o modelo atual). Em pequenos deslocamentos, a dependência é linear.

Einstein, no espírito da época, acreditava que o Universo como um todo é estático (ele tentou torná-lo também infinito no espaço, mas não conseguiu encontrar as condições de contorno corretas para suas equações). Como resultado, ele construiu um modelo de um universo fechado, cujo espaço tem uma curvatura positiva constante (e, portanto, tem um raio finito constante). O tempo neste universo, ao contrário, flui de maneira newtoniana, na mesma direção e na mesma velocidade. O espaço-tempo deste modelo é curvo devido ao componente espacial, enquanto o temporal não é deformado de forma alguma. A natureza estática deste mundo fornece uma "inserção" especial na equação principal que evita o colapso gravitacional e, portanto, atua como um campo antigravitacional onipresente. Sua intensidade é proporcional a uma constante especial, que Einstein chamou de constante universal (agora chamada de constante cosmológica).

O modelo cosmológico de Lemaitre descrevendo a expansão do Universo estava muito à frente de seu tempo. O universo de Lemaitre começa com o Big Bang, após o qual a expansão primeiro diminui e depois começa a acelerar.

O modelo de Einstein tornou possível calcular o tamanho do universo, total matéria e até mesmo o valor da constante cosmológica. Para isso, é necessária apenas a densidade média da matéria cósmica, que, em princípio, pode ser determinada a partir de observações. Não é por acaso que este modelo foi admirado por Eddington e utilizado na prática pelo Hubble. No entanto, é arruinado por uma instabilidade que Einstein simplesmente não percebeu: ao menor desvio do raio do valor de equilíbrio, o mundo de Einstein se expande ou sofre um colapso gravitacional. Portanto, para universo real este modelo não tem nada a ver com isso.

mundo vazio

De Sitter também construiu, como ele próprio acreditava, um mundo estático de curvatura constante, mas não positivo, mas negativo. A constante cosmológica de Einstein está presente nele, mas a matéria está completamente ausente. Quando partículas de teste de massa arbitrariamente pequena são introduzidas, elas se espalham e vão para o infinito. Além disso, o tempo na periferia do universo de Sitter flui mais lentamente do que em seu centro. Por isso, de grandes distâncias ondas de luz vêm com um redshift, mesmo que sua fonte seja estacionária em relação ao observador. Assim, na década de 1920, Eddington e outros astrônomos se perguntaram se o modelo de Sitter tinha algo a ver com a realidade refletida nas observações de Slifer.

Essas suspeitas foram confirmadas, embora de forma diferente. A natureza estática do universo de Sitter acabou sendo imaginária, pois estava associada a uma escolha infeliz do sistema de coordenadas. Depois de corrigir esse erro, o espaço de Sitter ficou plano, euclidiano, mas não estático. Graças à constante cosmológica antigravitacional, ela se expande mantendo a curvatura zero. Devido a essa expansão, os comprimentos de onda dos fótons aumentam, o que acarreta o deslocamento das linhas espectrais previstas por de Sitter. Vale a pena notar que é assim que o redshift cosmológico de galáxias distantes é explicado hoje.

Da estatística à dinâmica

A história das teorias cosmológicas abertamente não estáticas começa com dois artigos físico soviético Alexander Fridman, publicado em revista alemã Zeitschrift fur Physik em 1922 e 1924. Friedman calculou modelos dos universos com curvatura positiva e negativa variantes no tempo, que se tornaram o fundo dourado da cosmologia teórica. No entanto, esses trabalhos dificilmente foram notados pelos contemporâneos (Einstein, a princípio, considerou o primeiro artigo de Friedman matematicamente errôneo). O próprio Friedman acreditava que a astronomia ainda não dispunha de um arsenal de observações para decidir qual dos modelos cosmológicos é mais consistente com a realidade e, portanto, limitava-se à matemática pura. Talvez ele tivesse agido de forma diferente se tivesse lido os resultados de Slipher, mas isso não aconteceu.

Georges Lemaitre, o maior cosmólogo da primeira metade do século 20, pensava diferente. Em casa, na Bélgica, defendeu sua tese em matemática, e depois em meados da década de 1920 estudou astronomia - em Cambridge com Eddington e no Observatório de Harvard com Harlow Shapley (durante uma estadia nos EUA, onde preparou uma segunda dissertação em MIT, ele conheceu Slipher e Hubble). Em 1925, Lemaitre foi o primeiro a mostrar que a natureza estática do modelo de Sitter é imaginária. Ao retornar à sua terra natal como professor na Universidade de Louvain, Lemaitre construiu o primeiro modelo de um universo em expansão com uma clara justificativa astronômica. Sem exagero, este trabalho se tornou um avanço revolucionário na ciência espacial.

revolução universal

Em seu modelo, Lemaitre manteve a constante cosmológica com o Einstein valor numérico. Portanto, seu universo começa em um estado estático, mas com o tempo, devido às flutuações, entra no caminho da expansão constante com velocidade crescente. Nesta fase, mantém uma curvatura positiva, que diminui à medida que o raio aumenta. Lemaitre incluiu em seu universo não apenas a matéria, mas também a radiação eletromagnética. Nem Einstein nem de Sitter, cuja obra Lemaitre conhecia, nem Friedmann, sobre quem não sabia nada na época, fizeram isso.

Coordenadas relacionadas

Em cálculos cosmológicos, é conveniente usar o Sistemas coordenados, que se expandem em uníssono com a expansão do universo. No modelo idealizado, onde galáxias e aglomerados de galáxias não participam de nenhum movimento próprio, suas coordenadas comoventes não mudam. Mas a distância entre dois objetos em este momento o tempo é igual à sua distância constante em coordenadas comoventes multiplicada pela magnitude do fator de escala para aquele momento. Esta situação pode ser facilmente ilustrada em um globo inflável: a latitude e a longitude de cada ponto não mudam, e a distância entre qualquer par de pontos aumenta com o aumento do raio.
O uso de coordenadas comoventes ajuda a entender as profundas diferenças entre a cosmologia de um universo em expansão, a relatividade especial e a física newtoniana. Assim, na mecânica newtoniana, todos os movimentos são relativos e a imobilidade absoluta não tem sentido físico. Ao contrário, em cosmologia a imobilidade em coordenadas co-móveis é absoluta e em princípio pode ser confirmada por observações. A teoria da relatividade especial descreve os processos no espaço-tempo, a partir dos quais é possível, usando as transformações de Lorentz um número infinito maneiras de isolar componentes espaciais e temporais. O espaço-tempo cosmológico, ao contrário, divide-se naturalmente em um espaço curvo em expansão e um único espaço-tempo. espaço-tempo. Neste caso, a velocidade de recessão de galáxias distantes pode exceder muitas vezes a velocidade da luz.

Lemaitre, de volta aos EUA, sugeriu que os desvios para o vermelho de galáxias distantes surgem devido à expansão do espaço, que "estica" as ondas de luz. Agora ele provou isso matematicamente. Ele também demonstrou que pequenos desvios para o vermelho (unidades muito menores) são proporcionais às distâncias da fonte de luz, e o fator de proporcionalidade depende apenas do tempo e carrega informações sobre a taxa atual de expansão do Universo. Uma vez que decorreu da fórmula Doppler-Fizeau que a velocidade radial de uma galáxia é proporcional ao seu desvio para o vermelho, Lemaitre concluiu que essa velocidade também é proporcional à sua distância. Depois de analisar as velocidades e distâncias de 42 galáxias da lista do Hubble e levando em consideração a velocidade intragaláctica do Sol, ele estabeleceu os valores dos coeficientes de proporcionalidade.

Trabalho não visto

Lemaitre publicou seu trabalho em 1927 em Francês no jornal pouco lido "Annals of the Brussels sociedade científica". Acredita-se que esse foi o principal motivo pelo qual ela inicialmente passou quase despercebida (mesmo por seu professor Eddington). É verdade que, no outono daquele ano, Lemaitre pôde discutir suas descobertas com Einstein e aprendeu com ele sobre os resultados de Friedmann. O criador da relatividade geral não tinha objeções técnicas, mas resolutamente não acreditava na realidade física do modelo de Lemaître (assim como não aceitara anteriormente as conclusões de Friedmann).

Gráficos do Hubble

Enquanto isso, no final da década de 1920, Hubble e Humason descobriram uma correlação linear entre as distâncias de até 24 galáxias e suas velocidades radiais calculadas (principalmente por Slifer) a partir de desvios para o vermelho. Hubble concluiu disso que a velocidade radial de uma galáxia é diretamente proporcional à sua distância. O coeficiente dessa proporcionalidade agora é designado H0 e é chamado de parâmetro Hubble (de acordo com os dados mais recentes, é ligeiramente superior a 70 (km / s) / megaparsec).

papel Hubble com gráfico dependência linear entre velocidades galácticas e distâncias foi publicado no início de 1929. Um ano antes, um jovem matemático americano, Howard Robertson, seguiu Lemaitre ao derivar essa dependência de um modelo de um universo em expansão, que Hubble pode ter conhecido. No entanto, esse modelo não foi mencionado direta ou indiretamente em seu famoso artigo. Mais tarde, Hubble expressou dúvidas de que as velocidades que aparecem em sua fórmula realmente descrevem os movimentos das galáxias no espaço exterior, mas ele sempre se absteve de sua interpretação específica. Ele viu o significado de sua descoberta ao demonstrar a proporcionalidade das distâncias galácticas e desvios para o vermelho, deixando o resto para os teóricos. Portanto, com todo o respeito a Hubble, não há razão para considerá-lo o descobridor da expansão do Universo.

E ainda assim está se expandindo!

No entanto, Hubble abriu caminho para o reconhecimento da expansão do universo e do modelo de Lemaitre. Já em 1930, mestres da cosmologia como Eddington e de Sitter prestaram homenagem a ela; um pouco mais tarde, os cientistas notaram e apreciaram o trabalho de Friedman. Em 1931, por sugestão de Eddington, Lemaitre traduziu para o inglês seu artigo (com pequenos cortes) para o Boletim Mensal da Royal Astronomical Society. No mesmo ano, Einstein concordou com as conclusões de Lemaitre e, um ano depois, junto com de Sitter, construiu um modelo de universo em expansão com espaço plano e tempo curvo. Este modelo, pela sua simplicidade por muito tempo era muito popular entre os cosmólogos.

No mesmo ano de 1931, Lemaitre publicou uma breve (e sem matemática) descrição de mais um modelo do universo que combinava cosmologia e mecânica quântica. Neste modelo momento inicial há uma explosão do átomo primário (Lemaitre também o chamou de quantum), que deu origem ao espaço e ao tempo. Como a gravidade retarda a expansão do Universo recém-nascido, sua velocidade diminui - é possível que quase a zero. Lemaitre mais tarde introduziu uma constante cosmológica em seu modelo, o que fez com que o universo entrasse em um estado estável de expansão acelerada ao longo do tempo. Então ele antecipou tanto a ideia do Big Bang quanto a moderna modelos cosmológicos tendo em conta a presença de energia escura. E em 1933, ele identificou a constante cosmológica com a densidade de energia do vácuo, que ninguém havia pensado antes. É simplesmente incrível o quanto esse cientista, certamente digno do título de descobridor da expansão do Universo, estava à frente de seu tempo!

Quando olhamos para o Universo distante, vemos galáxias em todos os lugares - em todas as direções, por milhões e até bilhões de anos-luz. Como existem dois trilhões de galáxias que podemos observar, a soma de tudo além delas é maior e mais fria do que nossa imaginação mais selvagem. Um dos mais fatos interessantesé que todas as galáxias que já observamos obedecem (em média) às mesmas regras: quanto mais distantes de nós, mais rápido se afastam de nós. Essa descoberta, feita por Edwin Hubble e seus colegas na década de 1920, nos levou a uma imagem de um universo em expansão. Mas e se ele se expandir? A ciência sabe, e agora você também saberá.

À primeira vista, essa pergunta pode parecer razoável. Porque tudo o que se expande geralmente consiste em matéria e existe no espaço e no tempo do universo. Mas o próprio Universo é espaço e tempo contendo matéria e energia em si. Quando dizemos que "o universo está se expandindo", queremos dizer a expansão do próprio espaço, como resultado da qual galáxias individuais e aglomerados de galáxias se afastam uns dos outros. Seria mais fácil imaginar uma bola de massa com passas dentro, que é assada no forno, diz Ethan Siegel.

Modelo de um "bolo" em expansão do universo, no qual as distâncias relativas aumentam à medida que o espaço se expande

Esta massa é o tecido do espaço, e as passas são estruturas relacionadas(como galáxias ou aglomerados de galáxias). Do ponto de vista de qualquer passa, todas as outras passas se afastarão dela e, quanto mais longe estiverem, mais rápido. Só no caso do universo do forno e o ar fora da massa não existir, só existe massa (espaço) e passas (substância).

Redshift é criado não apenas pelas galáxias em retrocesso, mas também pelo espaço entre nós.

Como sabemos que este espaço está se expandindo e não as galáxias estão recuando?

Se você vir objetos se afastando de você em todas as direções, há apenas uma razão que pode explicar isso: o espaço entre você e esses objetos está se expandindo. Além disso, pode-se supor que você está perto do centro da explosão, e muitos objetos estão simplesmente mais distantes e removidos mais rapidamente, porque eles mais energia explosão. Se este fosse o caso, poderíamos provar de duas maneiras:

• Em distâncias maiores e em velocidades mais altas, haverá menos galáxias, pois com o tempo elas se espalhariam muito no espaço.
• A proporção de redshift e distância assumirá uma forma particular em grandes distâncias, que será diferente da forma se o tecido do espaço estivesse se expandindo.

Quando olhamos para grandes distâncias, descobrimos que a densidade de galáxias mais distantes no Universo é maior do que mais perto de nós. Isso é consistente com a imagem em que o espaço está se expandindo, porque olhar mais longe é o mesmo que olhar para o passado, onde houve menos expansão. Também descobrimos que as galáxias distantes têm uma razão de desvio para o vermelho para a distância correspondente à expansão do espaço, e nada - se as galáxias estivessem simplesmente se afastando rapidamente de nós. A ciência pode responder a essa pergunta de duas maneiras. jeitos diferentes, e ambas as respostas apoiam a expansão do universo.

O universo sempre se expandiu na mesma taxa?

Nós a chamamos de constante de Hubble, mas ela só é constante no espaço, não no tempo. Universo em este momento expandindo mais lentamente do que no passado. Quando falamos em taxa de expansão, estamos falando em velocidade por unidade de distância: cerca de 70 km/s/Mpc hoje. (Mpc é megaparsec, aproximadamente 3.260.000 anos-luz). Mas a taxa de expansão depende das densidades de todas as coisas diferentes no universo, incluindo matéria e radiação. À medida que o Universo se expande, a matéria e a radiação tornam-se menos densas e, à medida que a densidade diminui, a taxa de expansão também diminui. O universo se expandiu mais rápido no passado e vem desacelerando desde o Big Bang. A constante de Hubble é um nome impróprio, deve ser chamado de parâmetro de Hubble.

Os destinos distantes do universo oferecem diferentes possibilidades, mas se a energia escura for de fato constante, como sugerem os dados, seguiremos uma curva vermelha.

O universo vai se expandir para sempre ou vai parar?

Várias gerações de astrofísicos e cosmólogos ficaram intrigados com essa questão, e ela só pode ser respondida determinando a taxa de expansão do Universo e todos os tipos (e quantidades) de energia presentes nele. Já medimos com sucesso a quantidade de matéria comum, radiação, neutrinos, matéria escura e energia escura, bem como a taxa de expansão do universo. Com base nas leis da física e no que aconteceu no passado, parece que o universo se expandirá para sempre. Embora a probabilidade disso não seja 100%; se algo como a energia escura se comportar de maneira diferente no futuro em comparação com o passado e o presente, todas as nossas conclusões terão que ser reconsideradas.

As galáxias se movem mais rápido que a velocidade da luz? Não é proibido?

Do nosso ponto de vista, o espaço entre nós e o ponto remoto está se expandindo. Quanto mais longe está de nós, mais rápido nos parece que está se afastando. Mesmo que a taxa de expansão fosse pequena, um objeto distante um dia cruzaria o limiar de qualquer limite de velocidade, porque a taxa de expansão (velocidade por unidade de distância) seria multiplicada muitas vezes com distância suficiente. A OTO favorece tal cenário. A lei que nada pode se mover velocidade mais rápida a luz só se aplica ao movimento de um objeto através do espaço, não à expansão do próprio espaço. Na realidade, as próprias galáxias se movem a apenas alguns milhares de quilômetros por segundo, bem abaixo do limite de 300.000 km/s estabelecido pela velocidade da luz. É a expansão do universo que causa a recessão e o desvio para o vermelho, não o verdadeiro movimento da galáxia.

Existem aproximadamente 2 trilhões de galáxias dentro do universo observável (círculo amarelo). Galáxias que estão a menos de um terço do caminho desta fronteira, nunca poderemos alcançá-las devido à expansão do universo. Apenas 3% do volume do Universo está aberto ao desenvolvimento pelas forças humanas

A expansão do universo é uma consequência necessária do fato de que matéria e energia preenchem o espaço-tempo, que está sujeito às leis da relatividade geral. Enquanto houver matéria, haverá atração gravitacional, então ou a gravidade vence e tudo se contrai novamente, ou a gravidade perde e ganha a expansão. Não há centro de expansão e não há nada fora do espaço que se expanda; é o próprio tecido do universo que está se expandindo. O que é mais interessante, mesmo que deixássemos a Terra na velocidade da luz hoje, poderíamos visitar apenas 3% das galáxias do universo observável; 97% deles já estão fora do nosso alcance. O universo é complexo.

O universo não é estático. Isso foi confirmado pelos estudos do astrônomo Edwin Hubble em 1929, ou seja, quase 90 anos atrás. Ele foi levado a essa ideia por observações do movimento das galáxias. Outra descoberta dos astrofísicos no final do século XX foi o cálculo da expansão do Universo com aceleração.

Como se chama a expansão do universo?

Alguns ficam surpresos ao ouvir o que os cientistas chamam de expansão do universo. Este nome está associado à maioria da economia e a expectativas negativas.

A inflação é o processo de expansão do Universo imediatamente após o seu aparecimento e com uma aceleração acentuada. Traduzido do inglês, "inflation" - "pump up", "inflate".

Novas dúvidas sobre a existência da energia escura como fator na teoria da inflação do Universo são usadas pelos opositores da teoria da expansão.

Então os cientistas propuseram um mapa de buracos negros. Os dados iniciais diferem dos obtidos numa fase posterior:

1. Sessenta mil buracos negros com distância entre os mais distantes mais de onze milhões de anos-luz - dados de quatro anos atrás.
2. Cento e oitenta mil galáxias buracos negros a treze milhões de anos-luz de distância. Dados obtidos por cientistas, incluindo russos físicos nucleares, no início de 2017.

Esta informação, dizem os astrofísicos, não contradiz modelo clássico Universo.

A taxa de expansão do universo é um desafio para os cosmólogos

A taxa de expansão é de fato um desafio para cosmólogos e astrônomos. É verdade que os cosmólogos não argumentam mais que a taxa de expansão do Universo não tem um parâmetro constante, as discrepâncias mudaram para outro plano - quando a expansão começou a acelerar. Dados sobre vagar no espectro de galáxias supernovas muito distantes do primeiro tipo provam que a expansão não é um processo de início súbito.

Os cientistas acreditam que o universo estava encolhendo nos primeiros cinco bilhões de anos.

As primeiras consequências do Big Bang provocaram primeiro uma poderosa expansão e depois começou uma contração. Mas a energia escura ainda influenciou o crescimento do universo. E com aceleração.

Cientistas americanos começaram a criar um mapa do tamanho do universo para épocas diferentes para descobrir quando a aceleração começou. Ao observar explosões de supernovas, bem como a direção da concentração em galáxias antigas, os cosmólogos notaram características de aceleração.

Por que o universo está "acelerando"

Inicialmente, assumiu-se que no mapa compilado, os valores de aceleração não eram lineares, mas se transformavam em uma senóide. Foi chamado de "onda do universo".

A onda do Universo diz que a aceleração não acompanhou velocidade constante: desacelerou, depois acelerou. E várias vezes. Os cientistas acreditam que houve sete desses processos nos 13,81 bilhões de anos após o Big Bang.

No entanto, os cosmólogos ainda não podem responder à questão de que depende a aceleração-desaceleração. As suposições se resumem à ideia de que o campo de energia do qual se origina a energia escura está sujeito à onda do Universo. E, movendo-se de uma posição para outra, o Universo expande a aceleração ou a desacelera.

Apesar da persuasão dos argumentos, eles ainda permanecem uma teoria até agora. Os astrofísicos esperam que as informações do telescópio orbital Planck confirmem a existência de uma onda no universo.

Quando a energia escura foi encontrada

Pela primeira vez eles começaram a falar sobre isso nos anos noventa devido a explosões de supernovas. A natureza da energia escura é desconhecida. Embora Albert Einstein tenha destacado a constante cósmica em sua teoria da relatividade.

Em 1916, cem anos atrás, o universo ainda era considerado imutável. Mas a gravidade interveio: as massas cósmicas invariavelmente se chocariam se o universo fosse estacionário. Einstein declara a gravidade devido à força repulsiva cósmica.

Georges Lemaitre comprovará isso através da física. O vácuo contém energia. Devido às suas vibrações, levando ao aparecimento de partículas e sua posterior destruição, a energia adquire uma força repulsiva.

Quando o Hubble provou a expansão do universo, Einstein chamou de absurdo.

A influência da energia escura

O universo está se afastando a uma velocidade constante. Em 1998, o mundo foi apresentado com dados de uma análise de explosões de supernova tipo 1. Está provado que o universo está crescendo cada vez mais rápido.

Isso acontece por causa de uma substância desconhecida, foi apelidada de "energia escura". Acontece que ocupa quase 70% do espaço do Universo. A essência, propriedades e natureza da energia escura não foram estudadas, mas seus cientistas estão tentando descobrir se ela existia em outras galáxias.

Em 2016, eles calcularam a taxa de expansão exata para o futuro próximo, mas apareceu uma discrepância: o Universo está se expandindo a uma taxa mais rápida do que os astrofísicos haviam assumido anteriormente. Entre os cientistas, surgiram disputas sobre a existência da energia escura e sua influência na taxa de expansão dos limites do universo.

A expansão do universo ocorre sem energia escura

A teoria da independência da expansão do Universo da energia escura foi apresentada por cientistas no início de 2017. Eles explicam a expansão como uma mudança na estrutura do universo.

Cientistas das universidades de Budapeste e do Havaí chegaram à conclusão de que a discrepância entre os cálculos e a taxa de expansão real está associada a uma mudança nas propriedades do espaço. Ninguém levou em conta o que acontece com o modelo do Universo durante a expansão.

Duvidando da existência de energia escura, os cientistas explicam: os maiores concentrados de matéria do universo afetam sua expansão. Nesse caso, o restante do conteúdo é distribuído uniformemente. No entanto, o fato permanece desconhecido.

Para demonstrar a validade de suas suposições, os cientistas propuseram um modelo de um mini-universo. Eles o apresentaram na forma de um conjunto de bolhas e começaram a calcular os parâmetros de crescimento de cada bolha em sua própria taxa, dependendo de sua massa.

Essa modelagem do universo mostrou aos cientistas que ele pode mudar sem levar em conta a energia. E se você "misturar" energia escura, então o modelo não mudará, acreditam os cientistas.

Em geral, a controvérsia ainda está em curso. Os defensores da energia escura dizem que ela afeta a expansão dos limites do universo, os oponentes se mantêm firmes, argumentando que a concentração da matéria é importante.

A taxa de expansão do universo agora

Os cientistas estão convencidos de que o Universo começou a crescer após o Big Bang. Então, quase quatorze bilhões de anos atrás, descobriu-se que a taxa de expansão do universo mais velocidade Sveta. E ela continua crescendo.

O livro de Stephen Hawking e Leonard Mlodinov, The Shortest History of Time, observa que a taxa de expansão dos limites do universo não pode exceder 10% por bilhão de anos.

No verão de 2016, o ganhador do Prêmio Nobel Adam Riess calculou a distância das cefeidas pulsantes em galáxias próximas umas das outras para determinar qual é a taxa de expansão do universo. Esses dados nos permitiram calcular a velocidade. Descobriu-se que as galáxias a uma distância de pelo menos três milhões de anos-luz podem se afastar a uma velocidade de quase 73 km / s.

O resultado foi incrível: telescópios orbitais, o mesmo Planck, eles falaram sobre 69 km/s. Por que essa diferença foi registrada, os cientistas não conseguem responder: eles não sabem nada sobre a origem da matéria escura, na qual se baseia a teoria da expansão do Universo.

radiação escura

Outro fator na "aceleração" do universo foi descoberto por astrônomos usando o Hubble. Acredita-se que a radiação escura tenha aparecido no início da formação do universo. Então havia mais energia nele, não matéria.

A radiação escura "ajudou" a energia escura a expandir os limites do universo. As diferenças na determinação da velocidade de aceleração devem-se à natureza desconhecida desta radiação, dizem os cientistas.

Mais trabalhos do Hubble devem tornar as observações mais precisas.

Energia misteriosa pode destruir o universo

Os cientistas vêm considerando esse cenário há várias décadas, dados do observatório espacial Planck dizem que isso está longe de ser apenas especulação. Eles foram publicados em 2013.

"Planck" mediu o "eco" do Big Bang, que apareceu na idade do Universo cerca de 380 mil anos, a temperatura era de 2.700 graus. E a temperatura mudou. "Planck" também determinou a "composição" do Universo:

• quase 5% são estrelas, poeira cósmica, gás espacial, galáxias;
• quase 27% é a massa de matéria escura;
• cerca de 70% é energia escura.

O físico Robert Caldwell sugeriu que a energia escura tem um poder que pode crescer. E esta energia separará o espaço-tempo. A galáxia se afastará nos próximos vinte a cinquenta bilhões de anos, acredita o cientista. Este processo ocorrerá com a crescente expansão das fronteiras do Universo. Isso separará a Via Láctea da estrela e também se desintegrará.

O cosmos foi medido em cerca de sessenta milhões de anos. O sol se tornará uma estrela anã que se desvanece e os planetas se separarão dele. Então a terra vai explodir. Nos próximos trinta minutos, o espaço vai separar os átomos. O final será a destruição da estrutura do espaço-tempo.

Para onde vai a Via Láctea?

Astrônomos de Jerusalém estão convencidos de que a Via Láctea ganhou velocidade máxima, que é maior do que a taxa de expansão do Universo. Os cientistas explicam isso pelo desejo da Via Láctea ao "Grande Atrator", que é considerado o maior. Assim, a Via Láctea deixa o deserto cósmico.

Os cientistas usam diferentes técnicas medição da taxa de expansão do universo, então não resultado único esta configuração.

material do livro "The Shortest History of Time" de Stephen Hawking e Leonard Mlodinov

efeito Doppler

Na década de 1920, quando os astrônomos começaram a estudar os espectros de estrelas em outras galáxias, algo muito interessante foi descoberto: eles eram os mesmos conjuntos característicos de cores ausentes que as estrelas em nossa própria galáxia, mas estavam todos 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. Quando se aproxima, 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 viajando 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 cristas e vales. Lembre-se de que a distância entre as cristas (ou vales) mais próximas é chamada de comprimento de onda. Quanto menor o comprimento de onda, mais vibrações atingem nossos ouvidos a cada segundo e quanto mais alto o tom, ou frequência, do som.

O efeito Doppler é causado pelo fato de um carro se aproximar, emitindo cada cume seguinte onda sonora, estará cada vez mais perto de nós e, como resultado, as distâncias entre os cumes serão menores do que se o carro estivesse parado. Isso significa que os comprimentos de onda das ondas que chegam até nós se tornam mais curtos e sua frequência se torna mais alta. Por outro lado, se o carro se afasta, o comprimento das ondas que pegamos se torna maior e sua frequência se torna menor. E quanto mais rápido o carro se move, mais forte o efeito Doppler se manifesta, o que permite que ele seja usado para medir a velocidade.

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. Luz são vibrações, ou ondas, campo eletromagnetico. Comprimento de onda luz visível extremamente pequeno - de quarenta a oitenta milionésimos de metro. olho humano percebe ondas de luz de diferentes comprimentos de onda como várias cores, 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 gravadas será o mesmo das ondas 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 a extremidade vermelha.

Expansão do universo

Tendo provado a existência de outras galáxias, Hubble nos anos seguintes estava empenhado em determinar as distâncias até elas e 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 aproximadamente 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 distante uma galáxia está de nós, mais rápido ela está se afastando! Segue-se disso 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 em constante crescimento.

A percepção de que o universo está se expandindo fez 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 de forma relativamente lenta, a gravidade acabaria por pôr fim à sua expansão e causar sua contração. No entanto, se a taxa de expansão do universo for maior que algum ponto crítico, a gravidade nunca será capaz de pará-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.

Em 1965, dois físicos americanos, Arno Penzias e Robert Wilson, do Bell Telephone Laboratories, em Nova Jersey, estavam depurando um receptor de microondas muito sensível. (Microondas são radiações com comprimento de onda de cerca de um centímetro.) Penzias e Wilson estavam preocupados que o receptor estivesse captando mais ruído do que o esperado. Eles encontraram excrementos de pássaros na antena e eliminaram outras causas potenciais de falha, mas logo esgotaram todas as possíveis fontes de interferência. O ruído diferia na medida em que era registrado 24 horas por dia ao longo do ano, independentemente da rotação da Terra em torno de seu eixo e sua revolução em torno do Sol. Como o movimento da Terra direcionava o receptor para vários setores do espaço, Penzias e Wilson concluíram que o ruído vinha de fora 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. Então Penzias e Wilson se depararam com um exemplo impressionante de que o universo é o mesmo em todas as direções.

Qual é a origem desse ruído cósmico de fundo? Na mesma época em que Penzias e Wilson estavam investigando o misterioso ruído em um receptor, dois físicos americanos da Universidade de Princeton, Bob Dick e Jim Peebles, também se interessaram por microondas. Eles estudaram a suposição de George (George) Gamow 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 universo primitivo, já que a luz de regiões muito distantes do nosso mundo só agora está chegando até nós. No entanto, devido à expansão do Universo, esta 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 qualquer direção 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 também pode parecer o mesmo em todas as direções de qualquer outra galáxia.

Todas as galáxias estão se afastando umas das outras. Isso lembra o espalhamento 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 duplique 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 pontos que estavam separados por dez centímetros, um segundo após o início da expansão, se afastará vinte centímetros, de modo que sua velocidade relativa será de dez centímetros por segundo. A velocidade com que quaisquer duas galáxias se afastam uma da outra é proporcional à distância entre elas. Assim, 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. O físico e matemático russo Alexander Fridman conseguiu propor um modelo de sucesso em 1922 e antecipar os resultados das observações de Hubble, seu trabalho permaneceu quase desconhecido no Ocidente até que um modelo semelhante foi proposto em 1935. físico americano Howard Robertson e o matemático britânico Arthur Walker já estão na trilha da expansão do universo descoberta pelo Hubble.

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

Três tipos de expansão 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 a diminua gradualmente e eventualmente a detenha. Depois disso, as galáxias começam a convergir 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 diminuirá ligeiramente a recessão das galáxias, mas nunca será capaz de pará-la. Finalmente, há uma terceira solução, segundo a qual o universo está se expandindo apenas a uma taxa 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 ou borda intransponível 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 você pode dar a volta ao universo e retornar ao ponto de partida é boa para a ficção científica, mas não valor prático, pois, como pode ser comprovado, o universo encolherá 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 terminar sua jornada por onde começou, e tais velocidades são proibidas (pela teoria da relatividade). No segundo modelo de Friedman, o espaço também é curvo, mas de forma diferente. E apenas no terceiro modelo a geometria em grande escala do Universo é plana (embora o espaço seja curvo na vizinhança de corpos massivos).

Qual dos modelos de Friedman descreve nosso Universo? A expansão do Universo irá parar algum dia 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 de expansão do universo atualmente observada e sua densidade média atual (a quantidade de matéria por unidade de volume de 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), então a atração gravitacional da matéria pode parar 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 desacelerará 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 às 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 nosso conhecimento da densidade média atual do universo. Assim, se somarmos as massas de todas as estrelas visíveis em nossa própria e em outras galáxias, a soma será menos de um centésimo do que é necessário para parar a expansão do Universo, mesmo na estimativa mais baixa da taxa de expansão.

Mas isso não é tudo. Nossas e outras galáxias devem conter um grande número 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 de matéria escura venha das órbitas das estrelas na periferia. galáxias espirais, semelhante via Láctea. Essas estrelas giram em torno de suas galáxias muito rápido 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 desses aglomerados por seu efeito no movimento das galáxias. De fato, 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 desconhecidas por nós, distribuídas quase uniformemente pelo Universo, que poderiam aumentar a sua densidade média. Por exemplo, existem partículas elementares, chamados neutrinos, que interagem muito fracamente com a matéria e são extremamente difíceis de detectar.

Para os últimos anos grupos diferentes pesquisadores estudaram as menores ondulações no fundo de microondas que Penzias e Wilson descobriram. O tamanho dessa ondulação pode servir como um indicador da estrutura em grande 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 como se para complicar ainda mais o problema, observações recentes mostraram que a expansão do universo não está desacelerando, mas acelerando. Ao contrário de todos os modelos de Friedman! Isso é muito estranho, já que a presença de matéria no espaço - 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, Einstein pode estar certo, afinal, quando introduziu a constante cosmológica (e o efeito antigravitacional correspondente) em suas equações.

A expansão do universo poderia ter sido prevista a qualquer momento no século XIX ou XVIII, e 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. Mesmo Einstein estava tão seguro da natureza estática do universo que em 1915 ele fez uma correção especial na teoria geral da relatividade adicionando artificialmente um termo especial, chamado de constante cosmológica, às equações, que assegurava a natureza estática do universo. .

A constante cosmológica manifestou-se como a ação de alguma nova força - "antigravidade", que, ao contrário de outras forças, não tinha fonte definida, mas era simplesmente uma propriedade inerente inerente ao próprio tecido do espaço-tempo. Sob a influência dessa força, o espaço-tempo mostrou uma tendência inata à expansão. 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.

Einstein mais tarde rejeitou a ideia da constante cosmológica, reconhecendo-a como sua "mais grande erro". Como veremos em breve, há razões hoje para acreditar que Einstein poderia, afinal, estar certo ao introduzir a constante cosmológica. Mas o que deve ter incomodado Einstein acima de tudo foi que ele deixou sua crença em um universo estacionário anular a 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 um universo não estático, físico russo e o matemático Alexander Friedman, por outro lado, insistiu que estava se expandindo.

Friedman fez dois suposições simples: que parece o mesmo, não importa em que direção olhemos, e que essa afirmação é verdadeira, não importa de que ponto do universo 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!

Há séculos atrás Igreja cristã reconheceria como herético, uma vez que a doutrina da igreja postulava que ocupamos lugar especial no centro do universo. Mas hoje aceitamos a suposição de Friedman pela razão quase 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!