Há evidências de que o Universo começou a se expandir há 10 a 15 bilhões de anos. No início do século XX, o astrônomo americano V. M. Slifer, com base em sua pesquisa, mostrou que nos espectros de algumas galáxias fracas, que ele chamou de nebulosas, são observados deslocamentos perceptíveis de linhas em direção à extremidade vermelha. Se assumirmos que estes desvios para o vermelho são causados pela velocidade de recessão radial, então Slipher concluiu que algumas das suas nebulosas estão a afastar-se do Sol a velocidades superiores a 1000 km/s. No início da década de 1930, quando se tornou claro que as nebulosas de Slipher nada mais eram do que galáxias, Hubble e Humason alargaram as medições de Slipher a galáxias mais ténues. Como foram capazes de determinar as distâncias aproximadas a estas galáxias, foram capazes de estabelecer a universalidade da relação desvio para o vermelho-distância que decorre destes estudos.
Desde que Hubble e Humason realizaram o seu trabalho seminal, foram feitas mudanças significativas na escala de distância das galáxias. Os estudos de Allan Sandage, baseados principalmente em dados obtidos com o refletor Hale de 200 polegadas, indicam uma natureza muito próxima da linear da relação redshift-distância. Se assumirmos que os redshifts indicam a distância ao longo da linha de visão, então a relação redshift-distância torna-se uma lei fundamental que relaciona a velocidade de remoção e a distância.
A que velocidade o Universo está se expandindo?
Todo o Universo observável parece estar em expansão, e a taxa desta expansão é determinada pelo facto de duas galáxias localizadas a uma distância de 10 milhões de pc uma da outra se afastarem uma da outra a uma velocidade de cerca de 550 km/s. Para galáxias comuns, foram observados desvios para o vermelho correspondentes ao movimento à metade da velocidade da luz, enquanto para galáxias distantes, os desvios para o vermelho indicam velocidades de recuo superiores a 0,8 da velocidade da luz. Nesta base podemos dizer que em grandes escalas a expansão geral do Universo é um facto firmemente estabelecido. Se assumirmos que a taxa de expansão do Universo acima mudou pouco no passado, então cálculos muito simples nos levam à seguinte conclusão: há 17 bilhões de anos, todos os envolvidos na expansão estavam próximos uns dos outros. Esta “idade” é adequada aos astrónomos que estudam muito bem a nossa Galáxia.
arroz. Possíveis cenários para a expansão do Universo
Não é de todo necessário que a expansão do Universo seja uniforme. É muito possível, por exemplo, que o início do Universo tenha sido marcado por um processo explosivo colossal e que a taxa de expansão inicialmente muito elevada tenha começado gradualmente a diminuir. Naturalmente, o tempo decorrido desde o início da expansão, estabelecido a partir das taxas de expansão actualmente observadas, seria então inferior ao valor acima mencionado de 17 mil milhões de anos. Também é muito possível que o nosso Universo seja um sistema pulsante, atualmente em processo de expansão, e que posteriormente começará a contrair-se.
Muitas observações apoiam a hipótese de um universo em expansão. É quase certo que estas são galáxias que observamos tal como eram há cinco mil milhões de anos ou mais. O número observado deles em grandes distâncias mostra o quanto o Universo era mais ativo entre 5 e 10 bilhões de anos atrás do que é atualmente. Outra confirmação da hipótese de que uma explosão cósmica colossal ocorreu há cerca de 10 bilhões de anos foi obtida graças às observações de Penzias e Wilson, interpretadas por Dicke. Como resultado dessas observações, foram detectadas relíquias da energia originalmente associada ao início explosivo da expansão na forma de radiação de fundo em micro-ondas com temperatura efetiva de 3 K, permeando todo o Universo. As observações modernas mais precisas permitem registrar galáxias e quasares distantes a distâncias de até 8 a 10 bilhões de anos-luz, ou cerca de 3 bilhões de pc. Estas observações dão-nos a oportunidade de olhar para o passado e ver os objetos celestes tal como eram há 8 a 10 mil milhões de anos.
Como nossa Galáxia foi formada?
A resposta a esta questão pode ser dada se tivermos em mente que as estrelas mais antigas e isoladas estão localizadas a grandes distâncias do plano central da Via Láctea. Isto provavelmente significa que logo após o início explosivo da expansão, a nossa Galáxia teve a aparência de um aglomerado de gás gigante separado, quase esférico. O processo inicial de condensação do gás em estrelas e aglomerados estelares parece ter se espalhado por toda a nuvem. Com o tempo, o gás concentrou-se cada vez mais em direção ao plano central da Galáxia, que então adquiriu a rotação atual. Estrelas e aglomerados mais jovens formaram-se quando o aglomerado de gás original foi amplamente comprimido e, no estágio atual, a nuvem central de gás (e poeira) é surpreendentemente fina.
arroz. Distribuição de estrelas na Galáxia
O nascimento de estrelas parece agora estar inteiramente confinado a regiões de gás e poeira interestelar a algumas centenas de parsecs de distância do plano central da Via Láctea. De acordo com esta imagem atraente, os aglomerados globulares e abertos mais antigos formaram-se primeiro. Na coroa da nossa Galáxia e nos aglomerados, isso já cessou há muito tempo. Porém, podemos nos considerar sortudos, pois esses processos continuam próximos ao plano central da Galáxia, estando o Sol e a Terra localizados, por um lado, próximos a este plano, e por outro, na periferia da Galáxia, ou seja, onde tudo ainda está a todo vapor Os caldeirões evolutivos estão fervendo!
Há apenas cem anos, os cientistas descobriram que o nosso Universo está a aumentar rapidamente de tamanho.
Há apenas cem anos, as ideias sobre o Universo baseavam-se na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que aceitaram (apenas como hipótese!) a realidade física da geometria não-euclidiana, consideravam o espaço exterior eterno e imutável
Alexei Levin
Em 1870, o matemático inglês William Clifford chegou a uma ideia muito profunda de que o espaço pode ser curvo, e de forma desigual em diferentes pontos, e que com o tempo a sua curvatura pode mudar. Ele até admitiu que tais mudanças estavam de alguma forma relacionadas ao movimento da matéria. Ambas as ideias, muitos anos depois, formaram a base da teoria geral da relatividade. O próprio Clifford não viveu para ver isso - ele morreu de tuberculose aos 34 anos, 11 dias antes do nascimento de Albert Einstein.
Desvio para o vermelho
As primeiras informações sobre a expansão do Universo foram fornecidas pela astroespectrografia. 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 da versão óptica do efeito Doppler, derivada em 1848 pelo físico francês Armand Fizeau, a velocidade radial de uma estrela pode ser calculada. Tais observações permitem rastrear o movimento de um objeto espacial.
Há apenas cem anos, as ideias sobre o Universo baseavam-se na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que assumiram (apenas como hipótese!) a realidade física da geometria não-euclidiana, consideraram o espaço exterior eterno e imutável. Devido à expansão do Universo, não é fácil avaliar a distância até galáxias distantes. A luz que chegou 13 mil milhões de anos depois da galáxia A1689-zD1, a 3,35 mil milhões de anos-luz de distância (A), “fica vermelha” e enfraquece à medida que viaja através do espaço em expansão, e a própria galáxia se afasta (B). Ele carregará informações sobre a distância em desvio para o vermelho (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, esta oportunidade foi aproveitada de uma nova maneira por Vesto Slifer, funcionário do observatório de Flagstaff, no Arizona, 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 ficou exposta por várias noites, então o projeto avançou lentamente. De setembro a dezembro de 1913, Slipher estudou a nebulosa de Andrômeda e, usando a fórmula Doppler-Fizeau, chegou à conclusão de que ela se aproximava da Terra 300 km a cada segundo.
Em 1917, publicou dados sobre as velocidades radiais de 25 nebulosas, que mostravam assimetrias significativas nas suas direções. Apenas quatro nebulosas se aproximaram do Sol, as demais fugiram (e algumas muito rapidamente).
Slifer não buscou fama e não divulgou seus resultados. Portanto, eles se tornaram conhecidos nos círculos astronômicos somente quando o famoso astrofísico britânico Arthur Eddington chamou a atenção para eles.
Em 1924, publicou uma monografia sobre a teoria da relatividade, que incluía uma lista das velocidades radiais de 41 nebulosas encontradas por Slipher. As mesmas quatro nebulosas com desvio para o azul estavam presentes lá, enquanto as 37 restantes tinham linhas espectrais com desvio para o vermelho. As suas velocidades radiais variavam entre 150 e 1800 km/s e eram em média 25 vezes superiores às velocidades conhecidas das estrelas da Via Láctea naquela época. Isto sugeriu que as nebulosas participam de movimentos diferentes 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, não havia nada além de espaço vazio e escuro. É verdade que, no século 18, alguns cientistas viram aglomerados de estrelas gigantes em nebulosas (Immanuel Kant os chamou de universos insulares). No entanto, esta hipótese não era popular, uma vez que era impossível determinar com segurança as distâncias às nebulosas.
Este problema foi resolvido por Edwin Hubble, trabalhando no 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, incluindo estrelas variáveis da família Cefeidas. Já se sabia então 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 de aproximadamente 100.000 parsecs (na realidade, é três vezes menor). Concluiu-se que Andrômeda e a Via Láctea devem ser considerados aglomerados estelares independentes. Hubble logo identificou mais duas galáxias independentes, o que finalmente confirmou a hipótese dos “universos-ilhas”.
Para ser justo, é importante notar que dois anos antes do Hubble, a distância até Andrômeda foi calculada pelo astrônomo estoniano Ernst Opik, cujo resultado - 450 mil parsecs - estava mais próximo do correto. No entanto, ele utilizou uma série de considerações teóricas que não foram tão convincentes quanto as observações diretas de Hubble.
Em 1926, Hubble realizou uma análise estatística de observações de quatrocentas “nebulosas extragalácticas” (termo que utilizou durante muito tempo, evitando chamá-las de galáxias) e propôs uma fórmula para relacionar a distância a uma nebulosa com o seu brilho aparente. Apesar dos enormes erros deste método, novos dados confirmaram que as nebulosas estão distribuídas de forma mais ou menos uniforme 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 aos seus vizinhos mais próximos.
Designers de moda espacial
Eddington ficou interessado nos resultados de Slipher antes mesmo de a natureza das nebulosas espirais ser finalmente esclarecida. Nessa altura já existia um modelo cosmológico que, em certo sentido, previa o efeito identificado por Slipher. Eddington pensou muito sobre isso e, naturalmente, 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 descobriu empiricamente a proporcionalidade aproximada dos redshifts e das 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 estavam relacionados, mas o que a ciência atual diz sobre isso?
Como Lemaître também mostrou, a correlação linear entre desvios para o vermelho cosmológicos (causados pela expansão do Universo) e distâncias não é de forma alguma absoluta. Na prática, é bem observado apenas para deslocamentos inferiores a 0,1. Portanto, a lei empírica de Hubble não é exata, mas aproximada, e a fórmula Doppler-Fizeau é válida apenas para pequenos deslocamentos do espectro.
Mas a lei teórica que conecta a velocidade radial de objetos distantes com a distância até eles (com um coeficiente de proporcionalidade na forma do parâmetro de Hubble V=Hd) é válida para qualquer desvio para o vermelho. No entanto, a velocidade V que aparece nele não é de forma alguma a velocidade dos sinais físicos ou dos corpos reais no espaço físico. Esta é a taxa de aumento das distâncias entre galáxias e aglomerados de galáxias, causada pela expansão do Universo. Só seríamos capazes de medi-lo se conseguíssemos 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, que inclui o fator de escala do Universo, que descreve com precisão o grau de sua expansão em diferentes épocas cósmicas (uma vez que este parâmetro muda ao longo do tempo, seu valor moderno é denotado por H0 ). O Universo está agora a expandir-se a um ritmo acelerado, pelo que o valor do parâmetro de Hubble está a aumentar.
Ao medir os redshifts cosmológicos, obtemos informações sobre a extensão da expansão do espaço. A luz da galáxia, que chegou até nós com um redshift cosmológico z, a deixou quando todas as distâncias cosmológicas eram 1+z vezes menores do que em nossa era. Informações adicionais sobre esta galáxia, como sua distância atual ou velocidade de afastamento da Via Láctea, só podem ser obtidas usando 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, então essa velocidade será cinco vezes maior que a velocidade da luz. A discrepância, como vemos, é grave.
Dependência da velocidade de objetos distantes do redshift de acordo com STR, GTR (depende do modelo e do tempo, a curva mostra o tempo atual e o modelo atual). Em pequenos deslocamentos a dependência é linear.
Einstein, no espírito da época, acreditava que o Universo como um todo era estático (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 Universo fechado, cujo espaço tem uma curvatura positiva constante (e, portanto, tem um raio finito constante). O tempo neste Universo, ao contrário, flui como Newton, em uma direção e na mesma velocidade. O espaço-tempo deste modelo é curvado devido à componente espacial, enquanto a componente temporal não é deformada 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 universal (agora chamada de constante cosmológica).
O modelo cosmológico de expansão do Universo de Lemaître estava muito à frente de seu tempo. O universo de Lemaître começa com o Big Bang, após o qual a expansão primeiro desacelera e depois começa a acelerar.
O modelo de Einstein permitiu calcular o tamanho do Universo, a quantidade total de matéria e até o valor da constante cosmológica. Para fazer isso, precisamos apenas da densidade média da matéria cósmica, que, em princípio, pode ser determinada a partir de observações. Não é por acaso que Eddington admirava esse modelo e o utilizava na prática pelo Hubble. No entanto, é destruído pela instabilidade, que Einstein simplesmente não percebeu: ao menor desvio do raio do valor de equilíbrio, o mundo de Einstein ou se expande ou sofre um colapso gravitacional. Portanto, este modelo não tem relação com o Universo real.
Mundo vazio
De Sitter também construiu, como ele mesmo acreditava, um mundo estático de curvatura constante, mas não positivo, mas negativo. Contém a constante cosmológica de Einstein, mas carece completamente de matéria. Quando partículas de teste de massa arbitrariamente pequena são introduzidas, elas se dispersam e vão até o infinito. Além disso, o tempo flui mais lentamente na periferia do universo de Sitter do que no seu centro. Por causa disso, ondas de luz de grandes distâncias chegam com desvio para o vermelho, mesmo que sua fonte seja estacionária em relação ao observador. Assim, na década de 1920, Eddington e outros astrónomos interrogaram-se se o modelo de De Sitter tinha algo em comum com a realidade reflectida nas observações de Slipher.
Essas suspeitas foram confirmadas, embora de forma diferente. A natureza estática do universo de Sitter revelou-se imaginária, uma vez que estava associada a uma escolha malsucedida do sistema de coordenadas. Depois de corrigir este erro, o espaço de Sitter revelou-se plano, euclidiano, mas não estático. Graças à constante cosmológica antigravitacional, ela se expande mantendo a curvatura zero. Devido a esta expansão, os comprimentos de onda dos fótons aumentam, o que acarreta o deslocamento das linhas espectrais previstas por de Sitter. É importante notar que é assim que o desvio para o vermelho cosmológico de galáxias distantes é explicado hoje.
Da estatística à dinâmica
A história das teorias cosmológicas abertamente não estáticas começa com dois artigos do físico soviético Alexander Friedman, publicados na revista alemã Zeitschrift fur Physik em 1922 e 1924. Friedman calculou modelos de universos com curvatura positiva e negativa variável no tempo, que se tornaram o fundo dourado da cosmologia teórica. No entanto, os contemporâneos dificilmente notaram estes trabalhos (Einstein a princípio até considerou o primeiro artigo de Friedman matematicamente errado). O próprio Friedman acreditava que a astronomia ainda não possui um arsenal de observações que permita decidir qual dos modelos cosmológicos é mais consistente com a realidade e, portanto, limitou-se à matemática pura. Talvez ele tivesse agido de forma diferente se tivesse lido os resultados de Slifer, mas isso não aconteceu.
O maior cosmólogo da primeira metade do século XX, Georges Lemaitre, pensava diferente. Em casa, na Bélgica, defendeu a sua dissertação em matemática e depois, em meados da década de 1920, estudou astronomia - em Cambridge sob a direcção de Eddington e no Observatório de Harvard sob a orientação de Harlow Shapley (enquanto nos EUA, onde preparou uma segunda dissertação no MIT, ele conheceu Slifer e Hubble). Em 1925, Lemaître foi o primeiro a mostrar que a natureza estática do modelo de de Sitter era 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 base astronômica clara. Sem exagero, este trabalho foi um avanço revolucionário na ciência espacial.
Revolução universal
Em seu modelo, Lemaitre manteve uma constante cosmológica com valor numérico einsteiniano. Portanto, seu universo começa em um estado estático, mas com o tempo, devido às flutuações, embarca em um caminho de expansão constante em ritmo crescente. Nesta fase mantém uma curvatura positiva, que diminui à medida que o raio aumenta. Lemaitre incluiu em seu universo não apenas matéria, mas também radiação eletromagnética. Nem Einstein nem de Sitter, cujo trabalho era conhecido por Lemaitre, nem Friedman, sobre quem ele sabia alguma coisa na época, fizeram isso.
Coordenadas associadas
Nos cálculos cosmológicos é conveniente usar sistemas de coordenadas acompanhantes, que se expandem em uníssono com a expansão do Universo. Num modelo idealizado, onde galáxias e aglomerados de galáxias não participam de nenhum movimento próprio, as coordenadas que os acompanham não mudam. Mas a distância entre dois objetos em um determinado momento no tempo é igual à sua distância constante nas coordenadas acompanhantes, multiplicada pelo valor do fator de escala para esse momento. Esta situação pode ser facilmente ilustrada num 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 móveis nos ajuda a compreender as profundas diferenças entre a cosmologia do 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 significado físico. Pelo contrário, na cosmologia, a imobilidade nas coordenadas móveis é absoluta e, em princípio, pode ser confirmada por observações. A teoria da relatividade especial descreve processos no espaço-tempo, dos quais os componentes espaciais e temporais podem ser isolados de uma infinidade de maneiras usando transformações de Lorentz. O espaço-tempo cosmológico, pelo contrário, decompõe-se naturalmente num espaço curvo em expansão e num único tempo cósmico. Neste caso, a velocidade de recuo de galáxias distantes pode ser muitas vezes superior à velocidade da luz.
Lemaitre, ainda nos EUA, sugeriu que os desvios para o vermelho das 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 até a fonte de luz, e o coeficiente de proporcionalidade depende apenas do tempo e carrega informações sobre a taxa atual de expansão do Universo. Como a fórmula Doppler-Fizeau implicava que a velocidade radial de uma galáxia é proporcional ao seu desvio para o vermelho, Lemaître chegou à conclusão de que esta velocidade também é proporcional à sua distância. Após 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 desconhecido
Lemaitre publicou seu trabalho em 1927 em francês no pouco lido jornal Annals of the Brussels Scientific Society. Acredita-se que esta foi a principal razão pela qual ela inicialmente passou praticamente despercebida (até mesmo por seu professor Eddington). É verdade que, no outono do mesmo ano, Lemaitre pôde discutir suas descobertas com Einstein e aprendeu com ele sobre os resultados de Friedman. O criador da Relatividade Geral não tinha objecções técnicas, mas não acreditava resolutamente na realidade física do modelo de Lemetre (tal como anteriormente não tinha aceitado as conclusões de Friedman).
Gráficos do Hubble
Entretanto, no final da década de 1920, Hubble e Humason descobriram uma correlação linear entre as distâncias de 24 galáxias e as suas velocidades radiais, calculadas (principalmente por Slipher) a partir dos desvios para o vermelho. Hubble concluiu disso que a velocidade radial de uma galáxia é diretamente proporcional à sua distância. O coeficiente desta proporcionalidade é agora denotado por H0 e é denominado parâmetro de Hubble (de acordo com os dados mais recentes, excede ligeiramente 70 (km/s)/megaparsec).
O artigo de Hubble traçando a relação linear entre velocidades e distâncias galácticas foi publicado no início de 1929. Um ano antes, o jovem matemático americano Howard Robertson, seguindo Lemaitre, derivou esta dependência do modelo de um Universo em expansão, que Hubble pode ter conhecido. Porém, seu famoso artigo não mencionou esse modelo direta ou indiretamente. Mais tarde, Hubble expressou dúvidas de que as velocidades que aparecem em sua fórmula realmente descrevessem os movimentos das galáxias no espaço sideral, mas ele sempre se absteve de sua interpretação específica. Ele viu o significado de sua descoberta na demonstração da proporcionalidade das distâncias galácticas e dos desvios para o vermelho, deixando o resto para os teóricos. Portanto, com todo o respeito ao 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 Lemaître. Já em 1930, mestres da cosmologia como Eddington e de Sitter lhe prestaram homenagem; Um pouco mais tarde, os cientistas notaram e apreciaram o trabalho de Friedman. Em 1931, por instigação de Eddington, Lemaitre traduziu seu artigo para o inglês (com pequenos cortes) para o Monthly News of the Royal Astronomical Society. No mesmo ano, Einstein concordou com as conclusões de Lemaître e, um ano depois, junto com de Sitter, construiu um modelo de Universo em expansão com espaço plano e tempo curvo. Este modelo, devido à sua simplicidade, é muito popular entre os cosmólogos há muito tempo.
No mesmo 1931, Lemaitre publicou uma breve (e sem qualquer matemática) descrição de outro modelo do Universo, que combinava cosmologia e mecânica quântica. Neste modelo, o momento inicial é a 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 - talvez quase até zero. Mais tarde, Lemaitre introduziu uma constante cosmológica em seu modelo, o que forçou o Universo a eventualmente entrar em um regime estável de expansão acelerada. Assim, ele antecipou tanto a ideia do Big Bang quanto os modelos cosmológicos modernos que levam em conta a presença da energia escura. E em 1933 ele identificou a constante cosmológica com a densidade de energia do vácuo, na qual ninguém havia pensado antes. É simplesmente incrível como este cientista, certamente digno do título de descobridor da expansão do Universo, estava à frente de seu tempo!
À pergunta: Como se confirma a expansão do Universo? dado pelo autor Alena Sokolovskaya a melhor resposta é Acredita-se que isso seja confirmado pela mudança das linhas espectrais de objetos distantes para comprimentos de onda longos, de acordo com o efeito Doppler. (Sob o número um)
Um grupo internacional de cientistas liderado por Alexey Vikhlinin, do Instituto de Pesquisa Espacial da Academia Russa de Ciências, confirmou experimentalmente a expansão acelerada do Universo com um novo método independente e restaurou a imagem de seu desenvolvimento ao longo do tempo.
Alexey Vikhlinin, falando na conferência “High Energy Astrophysics Today and Tomorrow”, realizada no Instituto de Pesquisa Espacial da Academia Russa de Ciências, disse que no século passado, observações de supernovas distantes mostraram que nosso Universo está se expandindo em uma velocidade acelerada avaliar.
Para explicar esta aceleração, foi introduzido o conceito de “energia escura” (“energia invisível”). Suas propriedades revelaram-se muito incomuns - por exemplo, a energia escura deve ter pressão negativa para “empurrar” o Universo.
O trabalho da equipe internacional de cientistas baseou-se no estudo da distribuição de aglomerados massivos de galáxias no espaço - os principais elementos da estrutura em grande escala do Universo. (A estrutura em grande escala pode ser considerada como aglomerados de galáxias conectadas por filamentos.
O aglomerado de galáxias Abel85, localizado a aproximadamente 740 milhões de anos-luz da Terra, foi detectado pelo Observatório de Raios-X Chandra. O brilho roxo é gás aquecido a vários milhões de graus.
Ilustração para um modelo de crescimento das estruturas cósmicas do Universo. São representadas três idades do Universo: 0,9 mil milhões, 3,2 mil milhões e 13,7 mil milhões de anos (estado atual).
86 dos aglomerados de galáxias mais massivos do Universo, localizados a uma distância de várias centenas de milhões a vários bilhões de anos-luz da Via Láctea, foram descobertos experimentalmente e estudados em detalhes.
Com base nos resultados obtidos, os astrofísicos reconstruíram um quadro do desenvolvimento do Universo a partir de aproximadamente 2/3 da sua idade até ao presente, ou seja, ao longo dos últimos 5,5 mil milhões de anos (o que corresponde aproximadamente à idade do Sol). Os resultados deste estudo mostraram que o crescimento da estrutura em grande escala desacelerou significativamente durante este período.
A força com que a energia escura “empurra” a matéria é descrita por um parâmetro da equação de estado da energia escura, que tem um significado físico semelhante à rigidez de uma mola.
Os astrofísicos acreditam que o estudo da natureza da energia escura criará uma nova teoria do vácuo, que poderá ser estendida a outros fenômenos físicos. É possível que, no âmbito da nova teoria, se descubra que o nosso espaço não tem quatro, mas cinco dimensões.
Wikipedia (nem sempre correta))) diz:
Fonte: link
Resposta de 22 respostas[guru]
Olá! Aqui está uma seleção de tópicos com respostas à sua pergunta: Como se confirma a expansão do Universo?
Resposta de hospitalidade[guru]
tudo isso são consequências de apenas uma teoria 🙂 aquela que ensinam na escola.
existem teorias mais confiáveis, com “evidências” mais interessantes e verdadeiras.
Resposta de Michael Levin[guru]
3. - besteira, a densidade é desconhecida mesmo no nível do pedido. Agora que a matéria escura foi descoberta, a densidade parece ser estimada em pelo menos dez vezes maior
4. exatamente o oposto - não há cheiro de homogeneidade ou isotropia.
Mas faltavam os sinais mais importantes. Por exemplo, a ausência de estrelas com massa de 0,7-0,8 massas solares em estágios posteriores de desenvolvimento.
Resposta de Neurose[guru]
A expansão do Universo é evidenciada por um desvio para o vermelho nos comprimentos de onda da luz emitida pelas galáxias devido à sua distância do observador, de acordo com o efeito Doppler.
Os primeiros a perceber isso foram V. M. Slifer e E. P. Hubble (astrônomos americanos). Eles são
estudou a velocidade de movimento das galáxias (de várias centenas a milhares de km/s).
Mas todos os outros fenômenos que você listou também confirmam indiretamente a hipótese
"Big Bang"
Resposta de Jogar fora[guru]
mudança de luminosidade para o lado vermelho do espectro.
Resposta de OOO ALIANÇA[novato]
O “deslocamento Doppler” nos mostra como os objetos (galáxias, aglomerados de galáxias, etc.) estavam se afastando (não se afastando em um determinado momento) de nós no passado distante, e agora esses objetos estão desacelerando, e talvez tenham se movido por muito tempo para nós!
O modelo de um Universo em expansão quente, homogêneo, isotrópico, não estacionário, construído com base na teoria geral da relatividade e na teoria relativística da gravidade criada por A. Einstein em 1916, é atualmente aceito como o principal da cosmologia. Este modelo baseia-se em dois pressupostos: as propriedades do Universo são as mesmas em todos os seus pontos (homogeneidade) e direções (isotropia); A descrição mais conhecida do campo gravitacional são as equações de Einstein. Disto segue a chamada curvatura do espaço e a conexão entre curvatura e densidade de massa (energia). A cosmologia baseada nesses postulados é relativista.
Uma característica importante deste modelo é a sua não estacionariedade. Isso é determinado por dois postulados da teoria da relatividade: 1) o princípio da relatividade, que afirma que em todos os sistemas inerciais todas as leis são preservadas independentemente das velocidades com que esses sistemas se movem de maneira uniforme e retilínea entre si; 2) constância da velocidade da luz confirmada experimentalmente.
Da teoria da relatividade concluiu-se que o espaço curvo não pode ser estacionário: deve expandir-se ou contrair-se. Isso foi notado pela primeira vez pelo físico e matemático de São Petersburgo A. A. Friedman em 1922. Em 1922-1924. ele apresentou a hipótese da expansão do Universo. A confirmação empírica desta hipótese foi a descoberta pelo astrônomo americano E. Hubble em 1929 do chamado desvio para o vermelho.
Os astrônomos estudam os corpos celestes pela radiação que recebem deles. Essa radiação é separada com o auxílio de prismas especiais, obtendo-se o chamado espectro, composto por sete cores primárias. Às vezes vemos um espectro que ocorre naturalmente no céu - um arco-íris. Aparece porque as gotículas de água dividem o raio solar em seus componentes. Os cientistas obtêm o espectro artificialmente. Cada corpo tem seu próprio espectro especial, ou seja, uma certa relação entre as cores. Ao estudá-lo, podemos tirar conclusões sobre a composição dos corpos, a velocidade e a direção de seu movimento.
O desvio para o vermelho é uma diminuição nas frequências da radiação eletromagnética: na parte visível do espectro, as linhas são deslocadas em direção à extremidade vermelha. De acordo com o efeito Doppler descoberto anteriormente, quando qualquer fonte de oscilação se afasta de nós, a frequência percebida das oscilações diminui e o comprimento de onda aumenta correspondentemente. Quando irradiado, ocorre “vermelhidão”, ou seja, as linhas do espectro mudam para comprimentos de onda vermelhos mais longos.
A detecção do desvio para o vermelho é facilitada pelo fato de que a luz que passa através de um meio é absorvida pelos elementos químicos desse meio. Como os níveis de energia em que se encontram os elétrons que compõem os elementos químicos são diferentes, cada elemento químico absorve uma parte especial da luz, deixando linhas escuras no espectro do feixe que o atravessa. A partir da parte absorvida do espectro, pode-se determinar a composição do meio por onde a luz passou, bem como a velocidade de movimento do objeto que emite luz. As linhas escuras mudam à medida que o objeto se afasta de nós em direção à parte vermelha do espectro.
Assim, para todas as fontes de luz distantes, o desvio para o vermelho foi registrado, e quanto mais longe a fonte estava, maior o grau. O desvio para o vermelho revelou-se proporcional à distância à fonte, o que confirmou a hipótese de que se estavam a afastar, ou seja, sobre a expansão da Metagalaxia da parte visível do Universo. A descoberta do desvio para o vermelho permitiu-nos concluir que as galáxias estão a afastar-se e o Universo está a expandir-se. O desvio para o vermelho confirma de forma confiável a conclusão teórica sobre a natureza não estacionária do nosso Universo.
Se o Universo está se expandindo, significa que ele surgiu em um determinado momento. Como isso aconteceu? Uma parte integrante do modelo do universo em expansão é a ideia de um Big Bang que ocorreu aproximadamente 13,7 mais ou menos 0,2 bilhões de anos atrás. O autor do modelo do Big Bang é G. A. Gamov, aluno de A. A. Friedman, e o próprio termo “Big Bang” pertence ao astrônomo inglês F. Hoyle. “No início houve uma explosão. Não o tipo de explosão que conhecemos na Terra, que começa em um determinado centro e depois se espalha, capturando cada vez mais espaço, mas uma explosão que aconteceu em todos os lugares simultaneamente, preenchendo todo o espaço desde o início, com cada partícula de matéria fugindo de todas as outras partículas."
O estado inicial do Universo (o chamado ponto de singularidade- do inglês, “single” - o único) é caracterizado pelas seguintes propriedades: densidade de massa infinita, espaço em forma de ponto e expansão explosiva 1
rênio O modelo do Big Bang foi confirmado pela descoberta em 1965. radiação cósmica de fundo em micro-ondas fótons e neutrinos formados no estágio inicial da expansão do Universo. A previsão da radiação cósmica de fundo em micro-ondas foi uma consequência do modelo do Big Bang e da expansão do Universo, e a sua descoberta foi uma confirmação desta consequência. A palavra “relíquia” não é acidental aqui - animais relíquias também são chamados de espécies que surgiram nos tempos antigos e existem até hoje.
Surge a pergunta: de onde se formou o Universo? A Bíblia afirma que Deus criou “todas as coisas do nada”. Depois que as leis de conservação da matéria e da energia foram formuladas na ciência clássica, alguns filósofos presumiram que “nada” significava o caos material original ordenado por Deus.
Surpreendentemente, a ciência moderna admite que tudo poderia ter sido criado do nada. “Nada” na terminologia científica é chamado vácuo. Vácuo, que é a física do século XIX. considerado vazio, segundo os conceitos científicos modernos, é uma forma única de matéria, capaz, sob certas condições, de “dar origem” às suas outras formas. A mecânica quântica permite que o vácuo entre em um “estado excitado”, como resultado do qual um campo pode se formar nele, e a partir dele (o que é confirmado por experimentos físicos modernos) matéria.
O nascimento do Universo do “nada” significa, do ponto de vista científico moderno, a sua emergência espontânea do vácuo, quando na ausência de partículas ocorre a emergência espontânea do potencial energético, ou seja, campo como um dos tipos de matéria física. A intensidade do campo não tem um valor definido (de acordo com o “princípio da incerteza” de Heisenberg): o campo experimenta flutuações constantes, embora o valor médio (observado) da intensidade seja zero.
Graças às flutuações, o vácuo adquire propriedades especiais. No vácuo, “as partículas são continuamente criadas do nada como flutuações de energia e depois destruídas novamente, mas desaparecem tão rapidamente que nunca podem ser observadas diretamente. Tais partículas são chamadas virtuais” 1 .
A flutuação representa o aparecimento de partículas virtuais que nascem continuamente e são imediatamente destruídas, mas também participam de interações como partículas reais. “Podemos dizer que cada uma das partículas em colisão está rodeada por uma nuvem de partículas virtuais. Quando as partículas se tocam com as bordas de suas nuvens, as partículas virtuais se transformam em reais.”
Então, o Universo poderia ter se formado do “nada”, ou seja, do "vácuo excitado". Tal hipótese, é claro, não confirma a criação artificial do mundo. Tudo isso poderia ter acontecido de acordo com as leis da física de forma natural, sem interferência externa de quaisquer entidades ideais. E, neste caso, as hipóteses científicas não confirmam ou refutam os dogmas religiosos, que estão do outro lado da ciência natural empiricamente confirmada e refutada.
As coisas surpreendentes da física moderna não param por aí. Respondendo ao pedido de um jornalista para delinear a essência da teoria da relatividade em uma frase, A. Einstein disse: “Antigamente se acreditava que se toda a matéria desaparecesse do Universo, então o espaço e o tempo seriam preservados; A teoria da relatividade afirma que junto com a matéria, o espaço e o tempo também desapareceriam.” Transferindo esta conclusão para o modelo de um Universo em expansão, podemos concluir que antes da formação do Universo (se o nosso Universo for único) não existia espaço nem tempo.
Observe que a teoria da relatividade corresponde a dois tipos de modelo do Universo em expansão. No primeiro deles, a curvatura do espaço-tempo é negativa ou no limite igual a zero; nesta opção, todas as distâncias aumentam sem limite ao longo do tempo. Na segunda versão do modelo, a curvatura é positiva, o espaço é finito e, neste caso, a expansão é substituída ao longo do tempo pela compressão. Em ambas as versões, a teoria da relatividade é consistente com a atual expansão empiricamente confirmada do Universo.
A mente humana inevitavelmente faz perguntas: o que existia quando não havia nada e o que está além da expansão. A primeira questão é obviamente contraditória em si mesma, a segunda ultrapassa o âmbito da ciência específica.
Um astrônomo pode dizer que, como cientista, não tem o direito de responder a tais perguntas. Mas como ainda surgem, formulam-se possíveis justificativas para as respostas, que não são tanto científicas quanto filosóficas naturais.
Assim, é feita uma distinção entre os termos “infinito” e “ilimitado”. Um exemplo de infinito que não é ilimitado é a superfície da Terra: podemos caminhar sobre ela indefinidamente, mas mesmo assim ela é limitada pela atmosfera acima e pela crosta terrestre abaixo. O universo também pode ser infinito, mas limitado. Por outro lado, existe um ponto de vista bem conhecido segundo o qual não pode haver nada infinito no mundo material, porque ele se desenvolve na forma de sistemas finitos com ciclos de feedback pelos quais esses sistemas são criados no processo de transformação o ambiente. Deixemos estas considerações para a filosofia natural, porque na ciência natural, em última análise, o critério da verdade não são os pensamentos abstratos, mas o teste empírico de hipóteses.
O que aconteceu nos estágios iniciais da evolução do Universo, denominado Big Bang? A hipótese dominante na cosmologia é a evolução gradual da matéria física e a formação de forças físicas existentes a partir da superforça única original. Os seguintes estágios do Big Bang são diferenciados: inflacionário, supercorda, grande estágio de unificação, eletrofraco, quark, estágio da nucleossíntese.
Quando a idade do Universo era inferior a 10~43 s, ocorreu sua intensa expansão (inflação), chamada inflação (uma palavra bem conhecida e usada aqui em um sentido muito específico). “A inflação oferece um mecanismo natural para a criação de grandes dimensões espaciais no Universo” 1.
O que se expandiu na ausência de matéria no espaço? O próprio espaço, nomeadamente três dimensões espaciais (em geral, dimensões espaciais nos estágios iniciais da evolução do Universo e atualmente chegam a 10). Esse fase inflacionária.“Quando a inflação acabou, houve uma enorme transferência de energia. A energia que impulsionou a expansão inflacionária foi convertida em partículas elementares e radiação, resultando num aumento dramático na temperatura do Universo." 1
Quando a idade do Universo atingiu 10 -43 s, surgiram os primeiros objetos materiais, chamados de supercordas, pois, por analogia com as cordas comuns, possuem comprimento e propriedade de vibrar. As cordas não têm espessura e o comprimento é de cerca de 10 33 cm. estágio de supercordas. Supõe-se que as vibrações das cordas são capazes de gerar todas as partículas e campos físicos possíveis. Ao mesmo tempo, partículas e campos físicos “comuns” vivem apenas no mundo real com o número de dimensões 3+1 (três espaciais mais o tempo). “A característica atraente de tal imagem é que ela torna possível considerar todas as partículas como o mesmo objeto fundamental - uma supercorda... As características de uma supercorda, como alongamento e energia vibracional, podem variar, e essas variações aparecem como partículas com propriedades diferentes... Outra característica atraente da teoria das supercordas é que as interações das partículas são naturalmente explicadas pela quebra da corda ou pela união de peças separadas.”
Em cada estágio subsequente, à medida que o Universo se expande, a temperatura diminui gradativamente, determinando os processos físicos em curso. A próxima etapa é chamada estágio da grande unificação, já que a superpotência única se dividiu no início na força da gravidade e na força da grande unificação. Nesta fase, apenas três dimensões espaciais, conhecidas por nós como comprimento, largura e altura, continuaram a expandir-se. A diminuição da temperatura fez com que as cordas se contraíssem e começassem a se assemelhar a objetos pontiagudos, hoje conhecidos como partículas elementares e antipartículas. Durante este período, as partículas elementares trocaram partículas responsáveis pela transferência da força da grande unificação e eram indistinguíveis umas das outras.
Na idade do Universo de 10 35 s, a força da grande unificação se dividiu em forças fortes e eletrofracas. Começou estágio eletrofraco. As partículas elementares perderam a capacidade de interagir umas com as outras através da grande força de unificação e se dividiram em quarks e léptons, mas graças à força eletrofraca elas interagiram com a radiação e eram indistinguíveis dela.
Na idade do Universo K) -10 s, ocorreu a divisão das forças eletrofracas em forças fracas e eletromagnéticas. Começou estágio de quark. No início, na ausência da força eletrofraca, a força forte tornou-se mais influente, unindo os quarks em prótons e nêutrons.
Com a idade do Universo de 10 4 s e uma temperatura de um bilhão de graus, iniciou-se o processo de formação de núcleos de átomos de hidrogênio e hélio (nucleossíntese). Assim, este estágio tenho o nome nucleossíntese. Este processo foi totalmente concluído em aproximadamente três minutos.
Nos 300.000 anos seguintes, o Universo continuou a se expandir e a temperatura caiu para 3.000 graus. Os átomos começaram a se formar a partir dos núcleos de átomos e elétrons e começaram era da matéria. O aparecimento dos átomos pode ser visto como o fim do Big Bang.
Nas fases de surgimento da matéria, o Universo consistia em uma densa mistura de partículas elementares que se encontravam no estado de plasma (algo entre os estados sólido e líquido). O plasma se expandiu cada vez mais sob a influência da onda de choque. Assim, sua temperatura caiu e, com isso, a composição da substância mudou: “... quando a temperatura estava acima de 1 bilhão de graus, a radiação eletromagnética tinha energia suficiente para destruir quaisquer núcleos que pudessem ter surgido. Da mesma forma, se um átomo conseguisse formar-se de alguma forma quando a temperatura fosse superior a três mil graus, a radiação logo colidiria com ele e derrubaria os elétrons, deixando-os livres. Abaixo desta temperatura, a energia da radiação já não era suficiente para libertar electrões e, portanto, os átomos sobreviveram” 1.
0,01 s após o início do Big Bang, uma mistura de núcleos leves (/3 hidrogênio e */3 hélio) apareceu no Universo. Em termos de composição química, o Universo ainda consiste em mais de 90% de hidrogênio e hélio.
“Como não existiam partículas carregadas livres capazes de interagir com a maior parte da radiação, ela permaneceu essencialmente sem distorções durante a expansão adicional do Universo.” Como os átomos são neutros e os fótons que constituem a radiação têm carga negativa, a radiação separou-se da matéria quando os átomos se formaram. A descoberta desta radiação, chamada radiação relíquia, foi a confirmação decisiva do modelo do Big Bang.
Ali. Pág. 67.
Todo aluno sabe que o Universo foi formado como resultado do Big Bang. E todo aluno sabe que o Universo está se expandindo, como um balão inflando. As galáxias estão se afastando umas das outras, como evidenciado pelos efeitos físicos mais simples.
Existe um fenômeno na física chamado efeito Doppler. Qualquer pessoa comum já se deparou com isso: quando uma ambulância passa por um observador com o sinal sonoro ligado, a princípio o som parece mais alto e, à medida que o veículo se afasta, torna-se cada vez mais baixo (a frequência do som muda). Há uma explicação simples para isso: o som são ondas que percorrem um determinado caminho até o ouvido humano. À medida que o caminho aumenta, os parâmetros do sinal de entrada também mudam.
Os astrofísicos também contam com o efeito Doppler ao observar o Universo através de telescópios. Na década de 1920, Georges Lemaître e Edwin Hubble notaram que todas as galáxias têm uma tonalidade avermelhada e, quanto mais distante a galáxia está, mais perceptível é a diminuição nas frequências da radiação recebida (o chamado desvio para o vermelho).
A luz também pode ser representada como uma onda, o que significa que o efeito Doppler também se aplica a ela. Sem entrar em detalhes, os objetos que se afastam do observador aparecerão avermelhados (deslocamento para o vermelho) e os objetos que se aproximam parecerão azulados (deslocamento para o azul). Foi assim que nasceu a teoria de que o Universo está em expansão.
Desde então, outras hipóteses científicas foram apresentadas muitas vezes, mas nenhuma delas recebeu confirmação razoável.
Hoje, o físico teórico alemão Christof Wetterich, da Universidade de Heidelberg, propôs dar uma nova olhada na tonalidade avermelhada das galáxias distantes e esquecer por um tempo o efeito Doppler.
Os átomos que compõem todos os corpos celestes (e não apenas celestes) emitem luz característica, dependendo das massas das partículas elementares que compõem os átomos e, mais especificamente, dos elétrons. Se a massa de um átomo aumentar, o fóton por ele emitido terá uma energia maior. Altas energias correspondem a altas frequências, e o comprimento de onda mais curto (e a frequência mais alta) é encontrado na luz violeta e azul. As partículas que ganham massa ficarão azuladas e as que perdem peso ficarão avermelhadas.
Mas isto não significa que todas as galáxias do Universo estejam a perder massa. Como a velocidade da luz, embora inatingível, é finita (cerca de 300 mil quilômetros por segundo no vácuo), quanto mais longe olhamos, mais eventos distantes vemos. Por exemplo, se os astrônomos dizem que uma estrela está a 20 mil anos-luz da Terra, isso significa que a vemos como era há 20 mil anos.
Se todos os corpos tivessem anteriormente menos massa do que têm hoje e estivessem constantemente a ficar “mais pesados”, então todas as galáxias pareceriam avermelhadas em comparação com o que parecem agora, e o grau deste desvio para o vermelho seria proporcional à distância do galáxia da Terra. Na verdade, é exatamente isso que estamos vendo hoje.
Se você olhar o espaço deste ponto de vista, tudo parecerá diferente. A hipótese de Wetterich não exclui completamente a existência do Big Bang e da expansão do Universo. No início de sua história houve um curto período, descrito pelo modelo inflacionário, em que se formaram partículas elementares. Mas antes disso, segundo Wetterich, o Big Bang era desprovido de singularidade - a densidade infinita do Universo. Em vez disso, o Big Bang estendeu-se indefinidamente no passado. E hoje o espaço já está estático ou até em colapso.
Esta hipótese tênue tem apenas uma grande desvantagem: não pode ser verificada experimentalmente. Quando falamos da “ponderação” constante de todos os corpos do Universo, devemos levar em conta que a massa é uma grandeza dimensional, o que significa que só pode ser medida em relação a algo. E se a massa do quilograma padrão armazenado no Bureau Internacional de Pesos e Medidas aumentar, então com o que compararemos as massas de estrelas e galáxias?
Wetterich pode ler sobre sua hipótese no site de pré-impressão arXiv.org. E embora ainda exija avaliação especializada, até agora os astrofísicos têm geralmente respondido positivamente à ideia. Segundo os colegas de Wetterich, a sua hipótese, no mínimo, ajudará os físicos a evitar o pensamento unilateral.
"Toda a cosmologia hoje é baseada no Modelo Padrão, na teoria do Big Bang e na expansão do Universo. Acredito que antes de entrar na estrutura confortável de uma teoria científica, é necessário considerar todas as explicações alternativas dos fenômenos físicos", comentou Arjun Berera, físico responsável pelo estudo e professor da Universidade de Edimburgo.
O próprio Wetterich não considera sua hipótese a única explicação correta de todos os processos do Universo. Ele diz que com a ajuda de seu modelo será possível olhar alguns fenômenos de forma diferente. Por exemplo, os físicos já utilizam diferentes interpretações da mecânica quântica, cada uma das quais é matematicamente explicável. Afinal, a ausência de uma singularidade do Big Bang torna muito mais fácil compreender as origens do universo.
