O diâmetro da Lua é de 3.000 km, o diâmetro da Terra é de 12.800 km, o do Sol é de 1,4 milhão de km, enquanto a distância do Sol à Terra é de 150 milhões de km. O diâmetro de Júpiter, o maior planeta do nosso sistema solar, é de 150.000 km. Não é à toa que dizem que Júpiter poderia ser uma estrela, no vídeo ao lado de Júpiter é trabalhando estrela, seu tamanho () é ainda menor que Júpiter. A propósito, desde que tocamos em Júpiter, você pode não ter ouvido, mas Júpiter não gira em torno do Sol. O fato é que a massa de Júpiter é tão grande que o centro de rotação de Júpiter e do Sol está fora do Sol, portanto, tanto o Sol quanto Júpiter giram juntos em torno de um centro de rotação comum.
Segundo alguns cálculos, em nossa galáxia, que é chamada de "Via Láctea" (Via Láctea), existem 400 bilhões de estrelas. Esta está longe de ser a maior galáxia; há mais de um trilhão de estrelas na vizinha Andrômeda.
Como afirmado no vídeo às 4:35, em alguns bilhões de anos nossa Via Láctea colidirá com Andrômeda. De acordo com alguns cálculos, usando qualquer tecnologia conhecida por nós, mesmo aprimorada no futuro, não poderemos voar para outras galáxias, pois elas estão constantemente se afastando de nós. Apenas o teletransporte pode nos ajudar. Esta é uma má notícia.
A boa notícia é que você e eu nascemos em uma boa época em que os cientistas veem outras galáxias e podem teorizar sobre o Big Bang e outros fenômenos. Se tivéssemos nascido muito mais tarde, quando todas as galáxias teriam se espalhado para longe umas das outras, provavelmente não teríamos sido capazes de descobrir como o universo surgiu, se havia outras galáxias, se houve um Big Bang, etc. . Consideraríamos que nossa Via Láctea (unida naquela época com Andrômeda) é a única e única em todo o cosmos. Mas temos sorte e sabemos alguma coisa. Provavelmente.
Voltemos aos números. Nossa pequena Via Láctea contém até 400 bilhões de estrelas, a vizinha Andrômeda tem mais de um trilhão e existem mais de 100 bilhões dessas galáxias no universo observável, e muitas delas contêm vários trilhões de estrelas. Pode parecer incrível que existam tantas estrelas no espaço, mas de alguma forma os americanos pegaram e apontaram seu poderoso telescópio Hubble para um espaço completamente vazio em nosso céu. Depois de observá-lo por vários dias, eles receberam esta foto:
Em um pedaço completamente vazio do nosso céu, eles encontraram 10 mil galáxias (não estrelas), cada uma contendo bilhões e trilhões de estrelas. Aqui está este quadrado em nosso céu, para escala.
E o que está acontecendo fora do universo observável, não sabemos. O tamanho do universo que vemos é de cerca de 91,5 bilhões de anos-luz. O que vem a seguir é desconhecido. Talvez todo o nosso universo seja apenas uma bolha no oceano fervilhante de multiversos. Em que outras leis da física podem até se aplicar, por exemplo, a lei de Arquimedes não funciona e a soma dos ângulos não é igual a 360 gr.
Apreciar. Dimensões do universo no vídeo:
O universo é tudo o que existe. O universo é ilimitado. Portanto, ao discutir o tamanho do Universo, só podemos falar sobre o tamanho de sua parte observável - o Universo observável.
O Universo observável é uma bola centrada na Terra (o lugar do observador), tem duas dimensões: 1. tamanho aparente - o raio de Hubble - 13,75 bilhões de anos-luz, 2. tamanho real - o raio do horizonte de partículas - 45,7 bilhões anos luz.
O modelo moderno do Universo também é chamado de modelo ΛCDM. A letra "Λ" significa a presença da constante cosmológica, o que explica a expansão acelerada do universo. "CDM" significa que o universo está cheio de matéria escura fria. Estudos recentes sugerem que a constante de Hubble é de cerca de 71 (km/s)/Mpc, o que corresponde à idade do Universo em 13,75 bilhões de anos. Conhecendo a idade do Universo, podemos estimar o tamanho de sua região observável.
De acordo com a teoria da relatividade, informações sobre qualquer objeto não podem chegar ao observador a uma velocidade maior que a velocidade da luz (299792458 km/s). Acontece que, o observador vê não apenas o objeto, mas seu passado. Quanto mais longe o objeto está dele, mais distante ele parece. Por exemplo, olhando para a Lua, vemos como era há pouco mais de um segundo, o Sol - há mais de oito minutos, as estrelas mais próximas - anos, galáxias - milhões de anos atrás, etc. No modelo estacionário de Einstein, o Universo não tem limite de idade, o que significa que sua região observável também não é limitada por nada. O observador, munido de instrumentos astronômicos cada vez mais avançados, observará objetos cada vez mais distantes e antigos.
Dimensões do universo observável
Temos uma imagem diferente com o modelo moderno do Universo. Segundo ele, o Universo tem uma idade e, portanto, o limite de observação. Ou seja, desde o nascimento do Universo, nenhum fóton teria tempo de percorrer uma distância superior a 13,75 bilhões de anos-luz. Acontece que podemos dizer que o Universo observável é limitado do observador por uma região esférica com um raio de 13,75 bilhões de anos-luz. No entanto, isso não é bem verdade. Não se esqueça da expansão do espaço do Universo. Quando o fóton chegar ao observador, o objeto que o emitiu estará a 45,7 bilhões de anos-luz de nós. Esse tamanho é o horizonte de partículas e é o limite do universo observável.
Assim, o tamanho do universo observável é dividido em dois tipos. O tamanho aparente, também chamado de raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz). E o tamanho real, chamado horizonte de partículas (45,7 bilhões de anos-luz).
É importante que ambos os horizontes não caracterizem de forma alguma o tamanho real do Universo. Primeiro, eles dependem da posição do observador no espaço. Em segundo lugar, eles mudam com o tempo. No caso do modelo ΛCDM, o horizonte de partículas se expande a uma taxa maior que o horizonte de Hubble. A questão de saber se essa tendência vai mudar no futuro, a ciência moderna não dá uma resposta. Mas se assumirmos que o Universo continua a se expandir com aceleração, então todos os objetos que vemos agora desaparecerão mais cedo ou mais tarde do nosso “campo de visão”.
No momento, a luz mais distante observada pelos astrônomos é. Olhando para ele, os cientistas vêem o Universo como era 380.000 anos após o Big Bang. Nesse momento, o Universo esfriou tanto que conseguiu emitir fótons livres, que hoje são capturados com a ajuda de radiotelescópios. Naquela época, não havia estrelas ou galáxias no Universo, mas apenas uma nuvem contínua de hidrogênio, hélio e uma quantidade insignificante de outros elementos. A partir das heterogeneidades observadas nesta nuvem, aglomerados galácticos se formarão posteriormente. Acontece que são precisamente esses objetos que se formarão a partir das não homogeneidades da radiação cósmica de fundo em micro-ondas que estão localizados mais próximos do horizonte de partículas.
O tamanho real do universo
Então, decidimos sobre o tamanho do universo observável. Mas e quanto ao tamanho real de todo o universo? a ciência moderna não tem informações sobre o tamanho real do universo e se ele tem limites. Mas a maioria dos cientistas concorda que o universo é ilimitado.
Conclusão
O Universo observável tem um limite visível e verdadeiro, chamado raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz) e raio da partícula (45,7 bilhões de anos-luz), respectivamente. Esses limites são completamente dependentes da posição do observador no espaço e se expandem com o tempo. Se o raio de Hubble se expande estritamente à velocidade da luz, então a expansão do horizonte de partículas é acelerada. A questão de saber se a aceleração do horizonte de partículas continuará e se será substituída por compressão permanece em aberto.
Na cosmologia, ainda não há uma resposta clara para a questão que afeta a idade, forma e tamanho do Universo, e não há consenso sobre sua finitude. Porque se o universo é finito, então ele deve se contrair ou se expandir. No caso de ser infinito, muitas suposições perdem seu significado.
Em 1744, o astrônomo J.F. Shezo foi o primeiro a duvidar que o universo
Infinito: afinal, se o número de estrelas não tem limites, então por que o céu não brilha e por que está escuro? Em 1823, G. Olbes argumentou a existência dos limites do Universo pelo fato de que a luz vinda de estrelas distantes para a Terra deveria se tornar mais fraca devido à absorção pela substância que está em seu caminho. Mas, neste caso, essa substância em si deve aquecer e brilhar não pior do que qualquer estrela. encontrou sua confirmação na ciência moderna, que afirma que o vácuo é "nada", mas ao mesmo tempo tem propriedades físicas reais. É claro que a absorção pelo vácuo leva a um aumento de sua temperatura, o que resulta no fato de que o vácuo se torna uma fonte secundária de radiação. Portanto, no caso de as dimensões do Universo serem realmente infinitas, a luz das estrelas que atingiram a distância limite tem um desvio para o vermelho tão forte que começa a se fundir com a radiação de vácuo de fundo (secundária).
Ao mesmo tempo, podemos dizer que os observados pela humanidade são finitos, pois a própria Distância de 24 Gigaparsex é finita e é o limite do horizonte cósmico da luz. No entanto, devido ao fato de estar aumentando, o fim do universo está a uma distância de 93 bilhões
O resultado mais importante da cosmologia foi o fato da expansão do universo. Foi obtido a partir de observações de redshift e quantificado de acordo com a lei de Hubble. Isso levou os cientistas a concluir que a teoria do Big Bang está sendo confirmada. Segundo a Nasa,
que foram obtidos usando WMAP, a partir do momento do Big Bang, é igual a 13,7 bilhões de anos. No entanto, este resultado só é possível se assumirmos que o modelo subjacente à análise está correto. Ao usar outros métodos de estimativa, são obtidos dados completamente diferentes.
Tocando na estrutura do Universo, não se pode deixar de falar sobre sua forma. Até agora, não foi encontrada aquela figura tridimensional que melhor representasse sua imagem. Essa dificuldade se deve ao fato de ainda não se saber exatamente se o Universo é plano. O segundo aspecto está relacionado ao fato de não se saber ao certo sobre sua múltipla conexão. Assim, se as dimensões do Universo são espacialmente limitadas, então, ao se mover em linha reta e em qualquer direção, pode-se terminar no ponto de partida.
Como podemos ver, o progresso tecnológico ainda não atingiu o nível de responder com precisão a perguntas sobre a idade, estrutura e tamanho do universo. Até agora, muitas teorias em cosmologia não foram confirmadas, mas também não foram refutadas.
17:45 23/06/2016👁 916
A escala do cosmos é difícil de imaginar e ainda mais difícil de determinar com precisão. Mas graças aos insights engenhosos dos físicos, achamos que temos uma boa ideia de quão grande é o cosmos. "Vamos dar uma volta" - tal convite foi feito pelo astrônomo americano Harlow Shapley para uma audiência em Washington, DC, em 1920. Participou do chamado Grande Debate na escala do universo, ao lado do colega Heber Curtis.
Shapley acreditava que nossa galáxia tinha 300.000 de diâmetro. Isso é três vezes mais do que eles pensam agora, mas naquela época as medições eram muito boas. Em particular, ele calculou as distâncias proporcionais geralmente corretas dentro da Via Láctea - nossa posição em relação ao centro, por exemplo.
No início do século 20, no entanto, 300.000 anos-luz pareciam para muitos contemporâneos de Shapley um número absurdamente grande. E a ideia de que outras como a Via Láctea - que eram visíveis - eram tão grandes, geralmente não era levada a sério.
Sim, e o próprio Shapley acreditava que a Via Láctea deveria ser especial. "Mesmo que as espirais estejam presentes, elas não são comparáveis em tamanho ao nosso sistema estelar", disse ele a seus ouvintes.
Curtis discordou. Ele pensou, e com razão, que havia muitas outras galáxias no universo espalhadas como a nossa. Mas seu ponto de partida foi a suposição de que a Via Láctea era muito menor do que Shapley havia calculado. De acordo com os cálculos de Curtis, a Via Láctea tinha apenas 30.000 anos-luz de diâmetro - ou três vezes menor do que os cálculos modernos mostram.
Três vezes mais, três vezes menos - estamos falando de distâncias tão grandes que é bastante compreensível que os astrônomos que pensaram sobre esse assunto há cem anos possam estar tão errados.
Hoje temos certeza de que a Via Láctea tem entre 100.000 e 150.000 anos-luz de diâmetro. O universo observável é, obviamente, muito maior. Acredita-se que seu diâmetro seja de 93 bilhões de anos-luz. Mas por que tanta confiança? Como você pode medir algo assim com ?
Desde que Copérnico declarou que a Terra não é o centro, sempre lutamos para reescrever nossas ideias sobre o que é o universo - e especialmente quão grande ele pode ser. Ainda hoje, como veremos, estamos reunindo novas evidências de que todo o universo pode ser muito maior do que pensávamos recentemente.
Caitlin Casey, astrônoma da Universidade do Texas em Austin, estuda o universo. Ela diz que os astrônomos desenvolveram um conjunto de ferramentas e sistemas de medição engenhosos para calcular não apenas a distância da Terra a outros corpos em nosso sistema solar, mas também as lacunas entre as galáxias e até o fim do universo observável.
Os passos para medir tudo isso passam pela escala de distâncias na astronomia. O primeiro passo desta escala é bastante simples e conta com tecnologia moderna nos dias de hoje.
"Podemos apenas rebater ondas de rádio nas mais próximas do sistema solar, como e , e medir o tempo que essas ondas levam para voltar à Terra", diz Casey. “As medições serão, portanto, muito precisas.”
Grandes radiotelescópios como os de Porto Rico podem fazer o trabalho - mas também podem fazer mais. Arecibo, por exemplo, pode detectar aqueles que voam ao redor do nosso sistema solar e até criar imagens deles, dependendo de como as ondas de rádio refletem na superfície do asteroide.
Mas usar ondas de rádio para medir distâncias fora do nosso sistema solar é impraticável. O próximo passo nesta escala cósmica é a medição da paralaxe. Fazemos isso o tempo todo, mesmo sem perceber. Os humanos, como muitos animais, entendem intuitivamente a distância entre eles e os objetos, graças ao fato de termos dois olhos.
Se você segurar um objeto à sua frente - uma mão, por exemplo - e olhar para ele com um olho aberto e depois mudar para o outro olho, verá sua mão se mover levemente. Isso é chamado de paralaxe. A diferença entre essas duas observações pode ser usada para determinar a distância até o objeto.
Nossos cérebros fazem isso naturalmente com informações de ambos os olhos, e os astrônomos fazem o mesmo com estrelas próximas, apenas usando um sentido diferente: telescópios.
Imagine dois olhos flutuando no espaço, um de cada lado do nosso Sol. Graças à órbita da Terra, temos esses olhos e podemos observar o deslocamento das estrelas em relação aos objetos ao fundo usando esse método.
“Medimos a posição das estrelas no céu, digamos, em janeiro, e depois esperamos seis meses e medimos a posição das mesmas estrelas em julho, quando estamos do outro lado do Sol”, diz Casey.
No entanto, existe um limite além do qual os objetos já estão tão distantes - cerca de 100 anos-luz - que o deslocamento observado é muito pequeno para fornecer um cálculo útil. A esta distância, ainda estaremos longe da borda de nossa própria galáxia.
O próximo passo é a instalação da sequência principal. Baseia-se no nosso conhecimento de como as estrelas de um determinado tamanho - conhecidas como estrelas da sequência principal - evoluem ao longo do tempo.
Primeiro, eles mudam de cor, tornando-se mais vermelhos com a idade. Ao medir com precisão sua cor e brilho e, em seguida, comparar isso com o que é conhecido sobre a distância das estrelas da sequência principal, conforme medido pela paralaxe trigonométrica, podemos estimar a posição dessas estrelas mais distantes.
O princípio por trás desses cálculos é que estrelas da mesma massa e idade pareceriam igualmente brilhantes para nós se estivessem à mesma distância de nós. Mas como isso geralmente não é o caso, podemos usar a diferença nas medidas para descobrir até que ponto elas realmente estão.
As estrelas da sequência principal que são usadas para esta análise são consideradas um dos tipos de "velas padrão" - corpos cuja magnitude (ou brilho) podemos calcular matematicamente. Essas velas estão espalhadas pelo cosmos e iluminam o universo de maneira previsível. Mas as estrelas da sequência principal não são os únicos exemplos.
Essa compreensão de como o brilho está relacionado à distância nos permite entender as distâncias de objetos ainda mais distantes, como estrelas em outras galáxias. A abordagem da sequência principal não funcionará mais, porque a luz dessas estrelas - que estão a milhões de anos-luz de distância, se não mais - é difícil de analisar com precisão.
Mas em 1908, uma cientista chamada Henrietta Swan Leavitt, de Harvard, fez uma descoberta fantástica que também nos ajudou a medir essas distâncias colossais. Swan Leavitt percebeu que existe uma classe especial de estrelas -.
“Ela notou que um certo tipo de estrela muda seu brilho ao longo do tempo, e essa mudança de brilho, na pulsação dessas estrelas, está diretamente relacionada ao quão brilhante elas são por natureza”, diz Casey.
Em outras palavras, uma estrela Cefeida mais brilhante "pulsará" mais lentamente (ao longo de muitos dias) do que uma Cefeida mais fraca. Como os astrônomos podem medir facilmente o pulso de uma cefeida, eles podem dizer o quão brilhante é uma estrela. Então, observando o quão brilhante ela parece para nós, eles podem calcular sua distância.
Este princípio é semelhante à abordagem da sequência principal no sentido de que o brilho é a chave. No entanto, o importante é que a distância pode ser medida de várias maneiras. E quanto mais maneiras temos de medir distâncias, melhor podemos entender a verdadeira escala do nosso quintal cósmico.
Foi a descoberta de tais estrelas em nossa própria galáxia que convenceu Harlow Shapley de seu grande tamanho.
No início da década de 1920, Edwin Hubble descobriu a Cefeida mais próxima e concluiu que estava a apenas um milhão de anos-luz de distância.
Hoje, pela nossa melhor estimativa, esta galáxia está a 2,54 milhões de anos-luz de distância. Então Hubble estava errado. Mas isso não diminui seus méritos. Porque ainda estamos tentando calcular a distância até Andrômeda. 2,54 milhões de anos é, de fato, o resultado de cálculos relativamente recentes.
Mesmo agora, a escala do universo é difícil de imaginar. Podemos estimá-lo, e muito bem, mas, na verdade, é muito difícil calcular com precisão as distâncias entre as galáxias. O universo é incrivelmente grande. E nossa galáxia não é limitada.
O Hubble também mediu o brilho da explosão - tipo 1A. Eles podem ser vistos em galáxias bastante distantes, a bilhões de anos-luz de distância. Como o brilho desses cálculos pode ser calculado, podemos determinar a que distância eles estão, como fizemos com as Cefeidas. As supernovas do tipo 1A e as cefeidas são exemplos do que os astrônomos chamam de velas padrão.
Há outra característica do universo que pode nos ajudar a medir distâncias realmente grandes. Isso é redshift.
Se a sirene de uma ambulância ou carro de polícia já passou por você, você está familiarizado com o efeito Doppler. Quando a ambulância se aproxima, a sirene soa mais alto e, quando se afasta, a sirene diminui novamente.
A mesma coisa acontece com as ondas de luz, apenas em pequena escala. Podemos corrigir essa mudança analisando o espectro de luz de corpos distantes. Haverá linhas escuras neste espectro à medida que as cores individuais são absorvidas por elementos dentro e ao redor da fonte de luz - as superfícies das estrelas, por exemplo.
Quanto mais distantes os objetos estiverem de nós, mais essas linhas se deslocarão para a extremidade vermelha do espectro. E isso não só porque os objetos estão longe de nós, mas porque também estão se afastando de nós ao longo do tempo, devido à expansão do Universo. E a observação do desvio para o vermelho da luz de galáxias distantes, de fato, nos fornece evidências de que o Universo está de fato se expandindo.
Você sabia que o universo que observamos tem limites bem definidos? Estamos acostumados a associar o Universo a algo infinito e incompreensível. No entanto, a ciência moderna para a questão do "infinito" do Universo oferece uma resposta completamente diferente para uma questão tão "óbvia".
De acordo com conceitos modernos, o tamanho do universo observável é de aproximadamente 45,7 bilhões de anos-luz (ou 14,6 gigaparsecs). Mas o que esses números significam?
A primeira pergunta que vem à mente de uma pessoa comum é como o Universo não pode ser infinito? Parece que é indiscutível que o receptáculo de tudo o que existe ao nosso redor não deve ter limites. Se essas fronteiras existem, o que elas representam?
Suponha que algum astronauta voasse para as fronteiras do universo. O que ele verá diante dele? Parede sólida? Barreira de fogo? E o que está por trás disso - vazio? Outro universo? Mas pode o vazio ou outro Universo significar que estamos na fronteira do universo? Isso não significa que não há "nada". Vazio e outro Universo também é “algo”. Mas o Universo é aquilo que contém absolutamente tudo “algo”.
Chegamos a uma contradição absoluta. Acontece que a fronteira do Universo deveria esconder de nós algo que não deveria ser. Ou a fronteira do Universo deve isolar “tudo” de “algo”, mas esse “algo” também deve fazer parte de “tudo”. Em geral, um absurdo completo. Então, como os cientistas podem reivindicar o tamanho, a massa e até a idade do nosso universo? Esses valores, embora inimaginavelmente grandes, ainda são finitos. A ciência argumenta com o óbvio? Para lidar com isso, vamos primeiro ver como as pessoas chegaram à compreensão moderna do universo.
Expandindo os limites
Desde tempos imemoriais, o homem se interessa por como é o mundo ao seu redor. Você não pode dar exemplos das três baleias e outras tentativas dos antigos de explicar o universo. Como regra, no final tudo se resumia ao fato de que a base de todas as coisas é o firmamento terrestre. Mesmo nos tempos da antiguidade e da Idade Média, quando os astrônomos tinham amplo conhecimento das leis do movimento dos planetas ao longo da esfera celeste “fixa”, a Terra permaneceu o centro do universo.
Naturalmente, mesmo na Grécia Antiga havia aqueles que acreditavam que a Terra gira em torno do Sol. Houve quem falasse dos muitos mundos e da infinidade do universo. Mas as justificativas construtivas para essas teorias surgiram apenas na virada da revolução científica.
No século 16, o astrônomo polonês Nicolau Copérnico fez o primeiro grande avanço no conhecimento do universo. Ele provou firmemente que a Terra é apenas um dos planetas que giram em torno do Sol. Tal sistema simplificou muito a explicação de um movimento tão complexo e intrincado dos planetas na esfera celeste. No caso de uma Terra estacionária, os astrônomos tiveram que inventar todo tipo de teorias engenhosas para explicar esse comportamento dos planetas. Por outro lado, se a Terra é considerada móvel, então a explicação para tais movimentos intrincados vem naturalmente. Assim, um novo paradigma chamado "heliocentrismo" foi fortalecido na astronomia.
Muitos sóis
No entanto, mesmo depois disso, os astrônomos continuaram a limitar o universo à "esfera de estrelas fixas". Até o século 19, eles eram incapazes de estimar a distância das luminárias. Por vários séculos, os astrônomos tentaram sem sucesso detectar desvios na posição das estrelas em relação ao movimento orbital da Terra (paralaxes anuais). As ferramentas daquela época não permitiam medições tão precisas.
Finalmente, em 1837, o astrônomo russo-alemão Vasily Struve mediu a paralaxe. Isso marcou um novo passo na compreensão da escala do cosmos. Agora os cientistas podem dizer com segurança que as estrelas são semelhanças distantes do Sol. E nosso luminar não é mais o centro de tudo, mas um “residente” igual de um aglomerado de estrelas sem fim.
Os astrônomos chegaram ainda mais perto de entender a escala do universo, porque as distâncias até as estrelas se mostraram verdadeiramente monstruosas. Até o tamanho das órbitas dos planetas parecia insignificante comparado a esse algo. Em seguida, foi necessário entender como as estrelas estão concentradas.
Muitas Vias Lácteas
Já em 1755, o famoso filósofo Immanuel Kant antecipou os fundamentos da compreensão moderna da estrutura em grande escala do universo. Ele levantou a hipótese de que a Via Láctea é um enorme aglomerado de estrelas em rotação. Por sua vez, muitas nebulosas observáveis também são "vias lácteas" mais distantes - galáxias. Apesar disso, até o século 20, os astrônomos aderiram ao fato de que todas as nebulosas são fontes de formação de estrelas e fazem parte da Via Láctea.
A situação mudou quando os astrônomos aprenderam a medir as distâncias entre galáxias usando. A luminosidade absoluta das estrelas deste tipo depende estritamente do período de sua variabilidade. Comparando sua luminosidade absoluta com a visível, é possível determinar a distância até eles com alta precisão. Este método foi desenvolvido no início do século 20 por Einar Hertzschrung e Harlow Shelpie. Graças a ele, o astrônomo soviético Ernst Epik em 1922 determinou a distância até Andrômeda, que acabou sendo uma ordem de magnitude maior que o tamanho da Via Láctea.
Edwin Hubble continuou o empreendimento da Epic. Ao medir o brilho das cefeidas em outras galáxias, ele mediu sua distância e a comparou com o desvio para o vermelho em seus espectros. Assim, em 1929, ele desenvolveu sua famosa lei. Seu trabalho refutou definitivamente a visão arraigada de que a Via Láctea é a borda do universo. Era agora uma das muitas galáxias que antes a consideravam parte integrante. A hipótese de Kant foi confirmada quase dois séculos após seu desenvolvimento.
Posteriormente, a conexão entre a distância da galáxia ao observador e a velocidade de sua remoção do observador, descoberta pelo Hubble, permitiu compilar um quadro completo da estrutura em grande escala do Universo. Descobriu-se que as galáxias eram apenas uma pequena parte dela. Eles se conectaram em aglomerados, aglomerados em superaglomerados. Por sua vez, os superaglomerados se dobram nas maiores estruturas conhecidas no universo - filamentos e paredes. Essas estruturas, adjacentes a enormes supervazios () e constituem uma estrutura em grande escala do universo atualmente conhecido.
Aparente infinito
Do exposto, segue-se que, em apenas alguns séculos, a ciência passou gradualmente do geocentrismo para uma compreensão moderna do universo. No entanto, isso não responde por que limitamos o universo hoje. Afinal, até agora era apenas sobre a escala do cosmos, e não sobre sua própria natureza.
O primeiro que decidiu justificar a infinidade do universo foi Isaac Newton. Tendo descoberto a lei da gravitação universal, ele acreditava que, se o espaço fosse finito, todos os seus corpos mais cedo ou mais tarde se fundiriam em um único todo. Antes dele, se alguém expressava a ideia do infinito do Universo, era apenas em chave filosófica. Sem qualquer justificação científica. Um exemplo disso é Giordano Bruno. By the way, como Kant, ele estava à frente da ciência por muitos séculos. Ele foi o primeiro a declarar que as estrelas são sóis distantes, e os planetas também giram em torno deles.
Parece que o próprio fato do infinito é bastante razoável e óbvio, mas os pontos de virada na ciência do século 20 abalaram essa “verdade”.
Universo estacionário
O primeiro passo significativo para o desenvolvimento de um modelo moderno do universo foi dado por Albert Einstein. O famoso físico apresentou seu modelo do Universo estacionário em 1917. Este modelo foi baseado na teoria geral da relatividade, desenvolvida por ele um ano antes. De acordo com seu modelo, o universo é infinito no tempo e finito no espaço. Mas afinal, como observado anteriormente, de acordo com Newton, um universo com tamanho finito deve entrar em colapso. Para fazer isso, Einstein introduziu a constante cosmológica, que compensava a atração gravitacional de objetos distantes.
Por mais paradoxal que possa parecer, Einstein não limitou a própria finitude do Universo. Na sua opinião, o Universo é uma concha fechada de uma hiperesfera. Uma analogia é a superfície de uma esfera tridimensional comum, por exemplo, um globo ou a Terra. Não importa o quanto o viajante viaje pela Terra, ele nunca chegará ao seu limite. No entanto, isso não significa que a Terra é infinita. O viajante simplesmente retornará ao local onde iniciou sua jornada.
Na superfície da hiperesfera
Da mesma forma, um viajante espacial, superando o Universo Einstein em uma nave estelar, pode retornar à Terra. Só que desta vez o andarilho não se moverá na superfície bidimensional da esfera, mas na superfície tridimensional da hiperesfera. Isso significa que o Universo tem um volume finito e, portanto, um número finito de estrelas e massa. No entanto, o universo não tem limites ou nenhum centro.
Einstein chegou a tais conclusões ligando espaço, tempo e gravidade em sua famosa teoria. Antes dele, esses conceitos eram considerados separados, razão pela qual o espaço do Universo era puramente euclidiano. Einstein provou que a própria gravidade é uma curvatura do espaço-tempo. Isso mudou radicalmente as primeiras ideias sobre a natureza do universo, baseadas na mecânica newtoniana clássica e na geometria euclidiana.
Universo em expansão
Mesmo o próprio descobridor do "novo universo" não era estranho às ilusões. Einstein, embora limitasse o universo no espaço, continuou a considerá-lo estático. De acordo com seu modelo, o universo era e permanece eterno, e seu tamanho permanece sempre o mesmo. Em 1922, o físico soviético Alexander Fridman expandiu significativamente esse modelo. De acordo com seus cálculos, o universo não é estático. Pode expandir ou contrair ao longo do tempo. Vale ressaltar que Friedman chegou a tal modelo baseado na mesma teoria da relatividade. Ele conseguiu aplicar essa teoria de forma mais correta, ignorando a constante cosmológica.
Albert Einstein não aceitou imediatamente tal "correção". Para ajudar este novo modelo veio a descoberta do Hubble, mencionada anteriormente. A recessão das galáxias provou indiscutivelmente o fato da expansão do Universo. Então Einstein teve que admitir seu erro. Agora o Universo tinha uma certa idade, que depende estritamente da constante de Hubble, que caracteriza a taxa de sua expansão.
Desenvolvimento adicional da cosmologia
À medida que os cientistas tentavam resolver este problema, muitos outros componentes importantes do Universo foram descobertos e vários modelos foram desenvolvidos. Assim, em 1948, Georgy Gamow introduziu a hipótese do “universo quente”, que mais tarde se transformaria na teoria do big bang. A descoberta em 1965 confirmou suas suspeitas. Agora os astrônomos puderam observar a luz que veio do momento em que o universo se tornou transparente.
A matéria escura, prevista em 1932 por Fritz Zwicky, foi confirmada em 1975. A matéria escura realmente explica a própria existência de galáxias, aglomerados de galáxias e a própria estrutura do Universo como um todo. Assim, os cientistas aprenderam que a maior parte da massa do universo é completamente invisível.
Finalmente, em 1998, durante o estudo da distância, descobriu-se que o Universo está se expandindo com aceleração. Este próximo ponto de virada na ciência deu origem à compreensão moderna da natureza do universo. Introduzido por Einstein e refutado por Friedmann, o coeficiente cosmológico voltou a encontrar seu lugar no modelo do Universo. A presença de um coeficiente cosmológico (constante cosmológica) explica sua expansão acelerada. Para explicar a presença da constante cosmológica, foi introduzido o conceito - um campo hipotético contendo a maior parte da massa do Universo.
A ideia atual do tamanho do universo observável
O modelo atual do Universo também é chamado de modelo ΛCDM. A letra "Λ" significa a presença da constante cosmológica, o que explica a expansão acelerada do universo. "CDM" significa que o universo está cheio de matéria escura fria. Estudos recentes sugerem que a constante de Hubble é de cerca de 71 (km/s)/Mpc, o que corresponde à idade do Universo em 13,75 bilhões de anos. Conhecendo a idade do Universo, podemos estimar o tamanho de sua região observável.
De acordo com a teoria da relatividade, informações sobre qualquer objeto não podem chegar ao observador a uma velocidade maior que a velocidade da luz (299792458 m/s). Acontece que o observador vê não apenas um objeto, mas seu passado. Quanto mais longe o objeto está dele, mais distante ele parece. Por exemplo, olhando para a Lua, vemos como era há pouco mais de um segundo, o Sol - há mais de oito minutos, as estrelas mais próximas - anos, galáxias - milhões de anos atrás, etc. No modelo estacionário de Einstein, o Universo não tem limite de idade, o que significa que sua região observável também não é limitada por nada. O observador, munido de instrumentos astronômicos cada vez mais avançados, observará objetos cada vez mais distantes e antigos.
Temos uma imagem diferente com o modelo moderno do Universo. Segundo ele, o Universo tem uma idade e, portanto, o limite de observação. Ou seja, desde o nascimento do Universo, nenhum fóton teria tempo de percorrer uma distância superior a 13,75 bilhões de anos-luz. Acontece que podemos dizer que o Universo observável é limitado do observador por uma região esférica com um raio de 13,75 bilhões de anos-luz. No entanto, isso não é bem verdade. Não se esqueça da expansão do espaço do Universo. Até que o fóton chegue ao observador, o objeto que o emitiu já estará a 45,7 bilhões de anos-luz de nós. anos. Esse tamanho é o horizonte de partículas e é o limite do universo observável.
Além do horizonte
Assim, o tamanho do universo observável é dividido em dois tipos. O tamanho aparente, também chamado de raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz). E o tamanho real, chamado horizonte de partículas (45,7 bilhões de anos-luz). É importante que ambos os horizontes não caracterizem de forma alguma o tamanho real do Universo. Primeiro, eles dependem da posição do observador no espaço. Em segundo lugar, eles mudam com o tempo. No caso do modelo ΛCDM, o horizonte de partículas se expande a uma taxa maior que o horizonte de Hubble. A questão de saber se essa tendência vai mudar no futuro, a ciência moderna não dá uma resposta. Mas se assumirmos que o Universo continua a se expandir com aceleração, então todos os objetos que vemos agora desaparecerão mais cedo ou mais tarde do nosso “campo de visão”.
Até agora, a luz mais distante observada pelos astrônomos é a CMB. Olhando para ele, os cientistas vêem o Universo como era 380.000 anos após o Big Bang. Nesse momento, o Universo esfriou tanto que conseguiu emitir fótons livres, que hoje são capturados com a ajuda de radiotelescópios. Naquela época, não havia estrelas ou galáxias no Universo, mas apenas uma nuvem contínua de hidrogênio, hélio e uma quantidade insignificante de outros elementos. A partir das heterogeneidades observadas nesta nuvem, aglomerados galácticos se formarão posteriormente. Acontece que são precisamente esses objetos que se formarão a partir das não homogeneidades da radiação cósmica de fundo em micro-ondas que estão localizados mais próximos do horizonte de partículas.
Fronteiras Verdadeiras
Se o universo tem limites verdadeiros e não observáveis ainda é assunto de especulação pseudocientífica. De uma forma ou de outra, todos convergem para o infinito do Universo, mas interpretam esse infinito de maneiras completamente diferentes. Alguns consideram o Universo multidimensional, onde nosso Universo tridimensional "local" é apenas uma de suas camadas. Outros dizem que o Universo é fractal, o que significa que nosso Universo local pode ser uma partícula de outro. Não se esqueça dos vários modelos do Multiverso com seus Universos fechados, abertos, paralelos, buracos de minhoca. E muitas, muitas outras versões diferentes, cujo número é limitado apenas pela imaginação humana.
Mas se ativarmos o realismo frio ou simplesmente nos afastarmos de todas essas hipóteses, podemos assumir que nosso Universo é um recipiente homogêneo sem fim de todas as estrelas e galáxias. Além disso, em qualquer ponto muito distante, seja em bilhões de gigaparsecs de nós, todas as condições serão exatamente as mesmas. Neste ponto, o horizonte de partículas e a esfera de Hubble serão exatamente os mesmos com a mesma radiação relíquia em sua borda. Ao redor estarão as mesmas estrelas e galáxias. Curiosamente, isso não contradiz a expansão do universo. Afinal, não é apenas o Universo que está se expandindo, mas seu próprio espaço. O fato de que no momento do big bang o Universo surgiu de um ponto apenas diz que os tamanhos infinitamente pequenos (praticamente zero) que eram então agora se transformaram em tamanhos inimaginavelmente grandes. No futuro, usaremos essa hipótese para entender claramente a escala do Universo observável.
Representação visual
Várias fontes fornecem todos os tipos de modelos visuais que permitem que as pessoas percebam a escala do universo. No entanto, não é suficiente para nós percebermos quão vasto é o cosmos. É importante entender como conceitos como o horizonte de Hubble e o horizonte de partículas realmente se manifestam. Para fazer isso, vamos imaginar nosso modelo passo a passo.
Vamos esquecer que a ciência moderna não conhece a região "estrangeira" do Universo. Descartando as versões sobre os multiversos, o Universo fractal e suas outras "variedades", vamos imaginar que é simplesmente infinito. Como observado anteriormente, isso não contradiz a expansão de seu espaço. Claro, levamos em conta o fato de que sua esfera de Hubble e a esfera de partículas são, respectivamente, 13,75 e 45,7 bilhões de anos-luz.
A escala do universo
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Para começar, vamos tentar perceber quão grandes são as escalas Universais. Se você já viajou ao redor do nosso planeta, pode imaginar o quão grande é a Terra para nós. Agora imagine nosso planeta como um grão de trigo sarraceno, que se move em órbita ao redor do Sol-melancia, do tamanho de meio campo de futebol. Nesse caso, a órbita de Netuno corresponderá ao tamanho de uma pequena cidade, a área - à Lua, a área do limite da influência do Sol - a Marte. Acontece que nosso sistema solar é tão maior que a Terra quanto Marte é maior que o trigo sarraceno! Mas este é apenas o começo.
Agora imagine que esse trigo sarraceno será nosso sistema, cujo tamanho é aproximadamente igual a um parsec. Então a Via Láctea terá o tamanho de dois estádios de futebol. No entanto, isso não será suficiente para nós. Teremos que reduzir a Via Láctea a um centímetro. De alguma forma, se assemelhará a espuma de café envolta em um redemoinho no meio do espaço intergaláctico preto-café. A vinte centímetros dele, há a mesma espiral "bebê" - a Nebulosa de Andrômeda. Ao redor deles haverá um enxame de pequenas galáxias em nosso Cluster Local. O tamanho aparente do nosso universo será de 9,2 quilômetros. Chegamos a compreender as dimensões universais.
Dentro da bolha universal
No entanto, não é suficiente para nós entendermos a escala em si. É importante perceber o Universo em dinâmica. Imagine-se gigantes, para quem a Via Láctea tem um centímetro de diâmetro. Como notamos agora, nos encontraremos dentro de uma bola com raio de 4,57 e diâmetro de 9,24 quilômetros. Imagine que somos capazes de voar dentro dessa bola, viajar, superando megaparsecs inteiros em um segundo. O que veremos se nosso universo for infinito?
Claro, diante de nós aparecerão inúmeras galáxias de todos os tipos. Elíptica, espiral, irregular. Algumas áreas estarão repletas deles, outras estarão vazias. A principal característica será que visualmente todos estarão imóveis, enquanto nós estaremos imóveis. Mas assim que dermos um passo, as próprias galáxias começarão a se mover. Por exemplo, se formos capazes de ver o Sistema Solar microscópico no centímetro da Via Láctea, podemos observar seu desenvolvimento. Tendo nos afastado 600 metros da nossa galáxia, veremos a protoestrela Sol e o disco protoplanetário no momento da formação. Aproximando-nos, veremos como surge a Terra, nasce a vida e surge o homem. Da mesma forma, veremos como as galáxias mudam e se movem à medida que nos afastamos ou nos aproximamos delas.
Consequentemente, quanto mais distantes as galáxias observarmos, mais antigas elas serão para nós. Assim, as galáxias mais distantes estarão localizadas a mais de 1300 metros de nós, e na virada de 1380 metros já veremos radiação relíquia. É verdade que essa distância será imaginária para nós. No entanto, à medida que nos aproximamos da CMB, veremos um quadro interessante. Naturalmente, observaremos como as galáxias se formarão e se desenvolverão a partir da nuvem inicial de hidrogênio. Quando chegarmos a uma dessas galáxias formadas, entenderemos que superamos não 1.375 quilômetros, mas todos os 4,57.
Redução de escala
Como resultado, aumentaremos ainda mais de tamanho. Agora podemos colocar vazios e paredes inteiros no punho. Assim, nos encontraremos em uma bolha bastante pequena da qual é impossível sair. Não apenas a distância dos objetos na borda da bolha aumentará à medida que eles se aproximarem, mas a própria borda se moverá indefinidamente. Este é o ponto principal do tamanho do universo observável.
Não importa quão grande seja o Universo, para o observador ele sempre permanecerá uma bolha limitada. O observador estará sempre no centro desta bolha, na verdade ele é o seu centro. Tentando chegar a algum objeto na borda da bolha, o observador deslocará seu centro. Conforme você se aproxima do objeto, esse objeto se moverá cada vez mais para longe da borda da bolha e, ao mesmo tempo, mudará. Por exemplo, de uma nuvem de hidrogênio disforme, ela se transformará em uma galáxia completa ou ainda em um aglomerado galáctico. Além disso, o caminho para esse objeto aumentará à medida que você se aproximar dele, pois o próprio espaço ao redor mudará. Quando chegarmos a esse objeto, apenas o moveremos da borda da bolha para o centro. Na borda do Universo, a radiação relíquia também piscará.
Se assumirmos que o Universo continuará a se expandir em uma taxa acelerada, estando no centro da bolha e no tempo de bilhões, trilhões e ordens ainda mais altas de anos à frente, perceberemos uma imagem ainda mais interessante. Embora nossa bolha também aumente de tamanho, seus componentes mutantes se afastarão de nós ainda mais rápido, deixando a borda dessa bolha, até que cada partícula do Universo se desvie em sua bolha solitária sem a capacidade de interagir com outras partículas.
Assim, a ciência moderna não tem informações sobre quais são as dimensões reais do universo e se ele tem limites. Mas sabemos com certeza que o Universo observável tem um limite visível e verdadeiro, chamado raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz) e raio da partícula (45,7 bilhões de anos-luz), respectivamente. Esses limites são completamente dependentes da posição do observador no espaço e se expandem com o tempo. Se o raio de Hubble se expande estritamente à velocidade da luz, então a expansão do horizonte de partículas é acelerada. A questão de saber se a aceleração do horizonte de partículas continuará ainda mais e mudar para a contração permanece em aberto.
