MOSCOU, 26 de janeiro - RIA Novosti. Uma equipe independente de cientistas confirmou que o universo está de fato se expandindo ainda mais rápido agora do que os cálculos baseados em observações dos "ecos" do Big Bang mostraram, de acordo com uma série de cinco artigos aceitos para publicação na revista Monthly Notices of the Royal Sociedade Astronômica.
"As discrepâncias entre a taxa atual de expansão do Universo e o que as observações do Big Bang mostram não só foram confirmadas, mas também amplificadas por novos dados sobre como as galáxias distantes dobram a luz. Essas discrepâncias podem ser geradas por" nova física " fora do Modelo Padrão de cosmologia, em particular, alguma outra forma de energia escura", disse Frederic Coubrin, da Escola Politécnica Federal de Lausanne (Suíça).
Nascimentos sombrios do universo
Em 1929, o famoso astrônomo Edwin Hubble provou que nosso Universo não fica parado, mas está se expandindo gradualmente, observando o movimento de galáxias distantes de nós. No final do século 20, os astrofísicos descobriram, observando as supernovas do Tipo 1, que ela estava se expandindo não a uma taxa constante, mas a uma taxa acelerada. A razão para isso, como os cientistas acreditam hoje, é a energia escura - uma substância misteriosa que age sobre a matéria como uma espécie de "antigravidade".
Em junho passado, o Prêmio Nobel Adam Reiss e seus colegas, que descobriram esse fenômeno, calcularam a taxa exata de expansão do universo hoje usando estrelas variáveis Cefeidas em galáxias vizinhas, cuja distância pode ser calculada com precisão ultra-alta.
Este refinamento deu um resultado extremamente inesperado - descobriu-se que duas galáxias, separadas por uma distância de cerca de 3 milhões de anos-luz, se separam a uma velocidade de cerca de 73 quilômetros por segundo. Tal valor é muito maior do que os dados obtidos com os telescópios orbitais WMAP e Planck - 69 quilômetros por segundo, e não pode ser explicado usando nossas ideias sobre a natureza da energia escura e o mecanismo do nascimento do Universo.
Riess e seus colegas sugeriram que também existe uma terceira substância "escura" - "radiação escura" (radiação escura), que a fez acelerar mais rápido do que as previsões teóricas nos primeiros dias da vida do Universo. Tal afirmação não passou despercebida, e a colaboração H0LiCOW, que inclui dezenas de astrônomos de todos os continentes do planeta, começou a testar essa hipótese observando quasares, núcleos ativos de galáxias distantes.
Jogo de velas e lentes cósmicas
Os quasares, graças a um buraco negro gigante em seu centro, dobram a estrutura do espaço-tempo de maneira especial, amplificando a luz que passa por sua vizinhança, como uma lente gigante.
Se dois quasares estiverem localizados um atrás do outro para observadores na Terra, surge uma coisa interessante - a luz do quasar mais distante se dividirá ao passar pela lente gravitacional do primeiro núcleo galáctico. Por causa disso, veremos não dois, mas cinco quasares, quatro dos quais serão "cópias" leves de um objeto mais distante. Mais importante ainda, cada cópia será uma "foto" do quasar em diferentes momentos de sua vida, devido ao fato de que sua luz levou um tempo diferente para sair da lente gravitacional.
A duração desse tempo, como explicam os cientistas, depende da taxa de expansão do Universo, o que permite calculá-lo observando um grande número de quasares distantes. Isso é exatamente o que os participantes do H0LiCOW estavam fazendo, procurando quasares "duplos" semelhantes e observando suas "cópias".
No total, Kubrin e seus colegas encontraram três quasares "matryoshkas" semelhantes e os estudaram em detalhes usando os telescópios orbitais Hubble e Spitzer e vários telescópios terrestres nas ilhas havaianas e no Chile. Essas medições, de acordo com os pesquisadores, permitiram medir a constante de Hubble na distância cosmológica "média" com um nível de erro de 3,8%, o que é várias vezes melhor do que os resultados obtidos anteriormente.
Esses cálculos mostraram que o Universo está se expandindo a uma velocidade de cerca de 71,9 quilômetros por segundo, o que geralmente corresponde ao resultado que Riess e seus colegas obtiveram em distâncias cosmológicas "próximas" e fala a favor da existência de algum terceiro "escuro" substância que acelerou o universo em sua juventude. Outra maneira de explicar as discrepâncias com os dados é que o Universo na verdade não é plano, mas se assemelha a uma esfera ou "acordeão". Além disso, é possível que a quantidade ou propriedades da matéria escura tenham mudado nos últimos 13 bilhões de anos, devido aos quais o Universo começou a crescer mais rápido.
De qualquer forma, os cientistas planejam estudar cerca de mais uma centena de quasares semelhantes para verificar a confiabilidade de seus dados e entender como um comportamento tão incomum do Universo, que não se encaixa nas teorias cosmológicas padrão, pode ser explicado.
Apenas cem anos atrás, os cientistas descobriram que nosso Universo está aumentando rapidamente de tamanho.
Cem anos atrás, as ideias sobre o universo eram baseadas na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que admitiram (apenas como hipótese!) A realidade física da geometria não-euclidiana, consideravam o espaço exterior eterno e imutável.
Alexey Levin
Em 1870, o matemático inglês William Clifford chegou a uma ideia muito profunda de que o espaço pode ser curvo, e não o mesmo em pontos diferentes, e que sua curvatura pode mudar ao longo do tempo. Ele até admitiu que tais mudanças estão de alguma forma relacionadas com o movimento da matéria. Essas duas ideias formaram a base da teoria geral da relatividade muitos anos depois. O próprio Clifford não viveu para ver isso - ele morreu de tuberculose aos 34 anos, 11 dias antes do nascimento de Albert Einstein.
Redshift
As primeiras informações sobre a expansão do Universo foram fornecidas pela astrospectrografia. Em 1886, o astrônomo inglês William Huggins notou que os comprimentos de onda da luz das estrelas estavam ligeiramente deslocados em comparação com os espectros terrestres dos mesmos elementos. Com base na fórmula da versão óptica do efeito Doppler, derivada em 1848 pelo físico francês Armand Fizeau, pode-se calcular a velocidade radial de uma estrela. Tais observações tornam possível rastrear o movimento de um objeto espacial.
Cem anos atrás, as ideias sobre o universo eram baseadas na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que admitiram (apenas como hipótese!) a realidade física da geometria não-euclidiana, consideravam o espaço sideral eterno e imutável. Devido à expansão do universo, não é fácil julgar a distância de galáxias distantes. A luz que chegou 13 bilhões de anos depois da galáxia A1689-zD1, a 3,35 bilhões de anos-luz de distância (A), "enrubesce" e enfraquece à medida que supera o espaço em expansão, e a própria galáxia se afasta (B). Ele levará informações sobre a distância em redshift (13 bilhões de anos-luz), em tamanho angular (3,5 bilhões de anos-luz), em intensidade (263 bilhões de anos-luz), enquanto a distância real é de 30 bilhões de anos-luz. anos.
Um quarto de século depois, Westo Slifer, funcionário do Observatório Flagstaff no Arizona, aproveitou essa oportunidade de uma nova maneira, que desde 1912 estudava os espectros de nebulosas espirais com um telescópio de 24 polegadas com um bom espectrógrafo. Para obter uma imagem de alta qualidade, a mesma chapa fotográfica foi exposta por várias noites, então o projeto avançou lentamente. De setembro a dezembro de 1913, Slifer estudou a nebulosa de Andrômeda e, usando a fórmula Doppler-Fizo, chegou à conclusão de que ela se aproximava da Terra a 300 km a cada segundo.
Em 1917 ele publicou dados sobre as velocidades radiais de 25 nebulosas, que mostravam uma significativa assimetria em suas direções. Apenas quatro nebulosas estavam se aproximando do Sol, o resto estava fugindo (e algumas muito rapidamente).
Slipher não buscou fama nem divulgou seus resultados. Portanto, eles se tornaram conhecidos nos círculos astronômicos apenas quando o famoso astrofísico britânico Arthur Eddington prestou atenção neles.
Em 1924, ele publicou uma monografia sobre a teoria da relatividade, que incluía uma lista das velocidades radiais de 41 nebulosas encontradas por Slifer. As mesmas quatro nebulosas com desvio para o azul estavam presentes ali, enquanto as outras 37 tiveram suas linhas espectrais desviadas para o vermelho. Suas velocidades radiais variavam na faixa de 150-1800 km/s e, em média, eram 25 vezes maiores que as velocidades das estrelas da Via Láctea conhecidas na época. Isso sugeriu que as nebulosas estão envolvidas em outros movimentos além dos luminares "clássicos".
ilhas espaciais
No início da década de 1920, a maioria dos astrônomos acreditava que as nebulosas espirais estavam localizadas na periferia da Via Láctea, e além dela não havia nada além de espaço escuro vazio. É verdade que, no século 18, alguns cientistas viram aglomerados de estrelas gigantes em nebulosas (Immanuel Kant os chamou de universos insulares). No entanto, essa hipótese não era popular, pois era impossível determinar com segurança as distâncias das nebulosas.
Esse problema foi resolvido por Edwin Hubble, que trabalhou em um telescópio refletor de 100 polegadas no Observatório Mount Wilson, na Califórnia. Em 1923-1924, ele descobriu que a Nebulosa de Andrômeda consiste em muitos objetos luminosos, entre os quais existem estrelas variáveis da família das Cefeidas. Então já se sabia que o período de mudança em seu brilho aparente está relacionado à luminosidade absoluta e, portanto, as Cefeidas são adequadas para calibrar distâncias cósmicas. Com a ajuda deles, o Hubble estimou a distância até Andrômeda em 285.000 parsecs (de acordo com dados modernos, são 800.000 parsecs). Acreditava-se então que o diâmetro da Via Láctea era aproximadamente igual a 100.000 parsecs (na verdade, é três vezes menor). Segue-se disso que Andrômeda e a Via Láctea devem ser consideradas aglomerados de estrelas independentes. Logo o Hubble identificou mais duas galáxias independentes, que finalmente confirmaram a hipótese de "universos insulares".
Para ser justo, deve-se notar que dois anos antes do Hubble, a distância até Andrômeda foi calculada pelo astrônomo estoniano Ernst Opik, cujo resultado - 450.000 parsecs - estava mais próximo do correto. No entanto, ele usou uma série de considerações teóricas que não foram tão convincentes quanto as observações diretas de Hubble.
Em 1926, Hubble fez uma análise estatística de observações de quatrocentas "nebulosas extra-galácticas" (ele usou esse termo por muito tempo, evitando chamá-las de galáxias) e propôs uma fórmula para relacionar a distância de uma nebulosa ao seu brilho aparente . Apesar dos enormes erros desse método, novos dados confirmaram que as nebulosas estão mais ou menos distribuídas no espaço e estão localizadas muito além dos limites da Via Láctea. Agora não havia mais dúvidas de que o espaço não se limita à nossa Galáxia e seus vizinhos mais próximos.
Estilistas do espaço
Eddington se interessou pelos resultados de Slipher antes mesmo do esclarecimento final da natureza das nebulosas espirais. A essa altura, já existia um modelo cosmológico que, em certo sentido, previa o efeito identificado por Slifer. Eddington pensou muito sobre isso e, claro, não perdeu a oportunidade de dar um som cosmológico às observações do astrônomo do Arizona.
A cosmologia teórica moderna começou em 1917 com dois artigos revolucionários apresentando modelos do universo baseados na relatividade geral. Um deles foi escrito pelo próprio Einstein, o outro pelo astrônomo holandês Willem de Sitter.
Leis de Hubble
Edwin Hubble encontrou empiricamente uma proporcionalidade aproximada entre redshifts e distâncias galácticas, que ele transformou em uma proporcionalidade entre velocidades e distâncias usando a fórmula Doppler-Fizeau. Portanto, estamos lidando com dois padrões diferentes aqui.
Hubble não sabia como eles se relacionavam, mas o que diz a ciência de hoje?
Como Lemaitre mostrou, a correlação linear entre desvios para o vermelho cosmológicos (causados pela expansão do Universo) e distâncias não é absoluta. Na prática, é bem observado apenas para offsets menores que 0,1. Assim, a lei empírica de Hubble não é exata, mas aproximada, e a fórmula Doppler-Fizo é válida apenas para pequenos deslocamentos do espectro.
Mas a lei teórica que relaciona a velocidade radial de objetos distantes com a distância a eles (com um coeficiente de proporcionalidade na forma do parâmetro de Hubble V = Hd) é válida para quaisquer redshifts. No entanto, a velocidade V que aparece nele não é de todo 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, devido à expansão do universo. Só seríamos capazes de medi-lo se pudéssemos parar a expansão do Universo, esticar instantaneamente fitas métricas entre galáxias, ler as distâncias entre elas e dividi-las em intervalos de tempo entre as medições. Naturalmente, as leis da física não permitem isso. Portanto, os cosmólogos preferem usar o parâmetro H de Hubble em outra fórmula, onde aparece o fator de escala do Universo, que apenas descreve o grau de sua expansão em diferentes épocas espaciais (como esse parâmetro muda com o tempo, seu valor moderno é denotado por H0 ). O universo agora está se expandindo a uma taxa acelerada, então o valor do parâmetro de Hubble está aumentando.
Ao medir os redshifts cosmológicos, obtemos informações sobre o grau de expansão do espaço. A luz da galáxia, que chegou até nós com um redshift cosmológico z, deixou-a quando todas as distâncias cosmológicas eram 1+z vezes menores do que em nossa era. Obter informações adicionais sobre esta galáxia, como sua distância atual ou a velocidade de sua retirada da Via Láctea, só é possível com a ajuda de um modelo cosmológico específico. Por exemplo, no modelo de Einstein-de Sitter, uma galáxia com z = 5 está se afastando de nós a uma velocidade igual a 1,1 s (a velocidade da luz). Mas se você cometer um erro comum e simplesmente equalizar V / c e z, essa velocidade será cinco vezes a velocidade da luz. A discrepância, como vemos, é grave.
A dependência da velocidade de objetos distantes no redshift de acordo com SRT, GR (depende do modelo e do tempo, a curva mostra o tempo presente e o modelo atual). Em pequenos deslocamentos, a dependência é linear.
Einstein, no espírito da época, acreditava que o Universo como um todo é estático (ele tentou torná-lo também infinito no espaço, mas não conseguiu encontrar as condições de contorno corretas para suas equações). Como resultado, ele construiu um modelo de um universo fechado, cujo espaço tem uma curvatura positiva constante (e, portanto, tem um raio finito constante). O tempo neste universo, ao contrário, flui de maneira newtoniana, na mesma direção e na mesma velocidade. O espaço-tempo deste modelo é curvo devido ao componente espacial, enquanto o temporal não é deformado de forma alguma. A natureza estática deste mundo fornece uma "inserção" especial na equação principal que evita o colapso gravitacional e, portanto, atua como um campo antigravitacional onipresente. Sua intensidade é proporcional a uma constante especial, que Einstein chamou de constante universal (agora chamada de constante cosmológica).
O modelo cosmológico de Lemaitre descrevendo a expansão do Universo estava muito à frente de seu tempo. O universo de Lemaitre começa com o Big Bang, após o qual a expansão primeiro diminui e depois começa a acelerar.
O modelo de Einstein permitiu calcular o tamanho do universo, a quantidade total de matéria e até o valor da constante cosmológica. Para isso, é necessária apenas a densidade média da matéria cósmica, que, em princípio, pode ser determinada a partir de observações. Não é por acaso que este modelo foi admirado por Eddington e utilizado na prática pelo Hubble. No entanto, é arruinado pela instabilidade, que Einstein simplesmente não percebeu: ao menor desvio do raio do valor de equilíbrio, o mundo de Einstein se expande ou sofre um colapso gravitacional. Portanto, tal modelo não tem nada a ver com o Universo real.
mundo vazio
De Sitter também construiu, como ele próprio acreditava, um mundo estático de curvatura constante, mas não positivo, mas negativo. A constante cosmológica de Einstein está presente nele, mas a matéria está completamente ausente. Quando partículas de teste de massa arbitrariamente pequena são introduzidas, elas se espalham e vão para o infinito. Além disso, o tempo na periferia do universo de Sitter flui mais lentamente do que em seu centro. Por causa disso, de grandes distâncias, as ondas de luz chegam com um desvio para o vermelho, mesmo que sua fonte seja estacionária em relação ao observador. Assim, na década de 1920, Eddington e outros astrônomos se perguntaram se o modelo de Sitter tinha algo a ver com a realidade refletida nas observações de Slifer.
Essas suspeitas foram confirmadas, embora de forma diferente. A natureza estática do universo de Sitter acabou sendo imaginária, pois estava associada a uma escolha infeliz do sistema de coordenadas. Depois de corrigir esse erro, o espaço de Sitter ficou plano, euclidiano, mas não estático. Graças à constante cosmológica antigravitacional, ela se expande mantendo a curvatura zero. Devido a essa expansão, os comprimentos de onda dos fótons aumentam, o que acarreta o deslocamento das linhas espectrais previstas por de Sitter. Vale a pena notar que é assim que o redshift cosmológico de galáxias distantes é explicado hoje.
Da estatística à dinâmica
A história das teorias cosmológicas abertamente não estáticas começa com dois artigos do físico soviético Alexander Fridman publicados na revista alemã Zeitschrift fur Physik em 1922 e 1924. Friedman calculou modelos dos universos com curvatura positiva e negativa variantes no tempo, que se tornaram o fundo dourado da cosmologia teórica. No entanto, esses trabalhos dificilmente foram notados pelos contemporâneos (Einstein, a princípio, considerou o primeiro artigo de Friedman matematicamente errôneo). O próprio Friedman acreditava que a astronomia ainda não dispunha de um arsenal de observações para decidir qual dos modelos cosmológicos é mais consistente com a realidade e, portanto, limitava-se à matemática pura. Talvez ele tivesse agido de forma diferente se tivesse lido os resultados de Slipher, mas isso não aconteceu.
Georges Lemaitre, o maior cosmólogo da primeira metade do século 20, pensava diferente. Em casa, na Bélgica, defendeu sua dissertação em matemática, e depois em meados da década de 1920 estudou astronomia - em Cambridge com Eddington e no Observatório de Harvard com Harlow Shapley (durante uma estadia nos EUA, onde preparou uma segunda dissertação em MIT, ele conheceu Slipher e Hubble). Em 1925, Lemaitre foi o primeiro a mostrar que a natureza estática do modelo de Sitter é imaginária. Ao retornar à sua terra natal como professor na Universidade de Louvain, Lemaitre construiu o primeiro modelo de um universo em expansão com uma clara justificativa astronômica. Sem exagero, este trabalho se tornou um avanço revolucionário na ciência espacial.
revolução universal
Em seu modelo, Lemaitre manteve a constante cosmológica com um valor numérico de Einstein. Portanto, seu universo começa em um estado estático, mas com o tempo, devido às flutuações, entra no caminho da expansão constante com velocidade crescente. Nesta fase, mantém uma curvatura positiva, que diminui à medida que o raio aumenta. Lemaitre incluiu em seu universo não apenas a matéria, mas também a radiação eletromagnética. Nem Einstein nem de Sitter, cuja obra Lemaitre conhecia, nem Friedmann, sobre quem não sabia nada na época, fizeram isso.
Coordenadas relacionadas
Nos cálculos cosmológicos, é conveniente usar sistemas de coordenadas comoventes que se expandem em uníssono com a expansão do Universo. No modelo idealizado, onde as galáxias e aglomerados de galáxias não participam de nenhum movimento próprio, suas coordenadas comoventes não mudam. Mas a distância entre dois objetos em um determinado ponto no tempo é igual à sua distância constante em coordenadas comoventes, multiplicada pela magnitude do fator de escala para aquele momento. Esta situação pode ser facilmente ilustrada em um globo inflável: a latitude e longitude de cada ponto não muda, e a distância entre qualquer par de pontos aumenta com o aumento do raio.
O uso de coordenadas comoventes ajuda a entender as profundas diferenças entre a cosmologia de um universo em expansão, a relatividade especial e a física newtoniana. Assim, na mecânica newtoniana, todos os movimentos são relativos e a imobilidade absoluta não tem significado físico. Ao contrário, em cosmologia a imobilidade em coordenadas co-móveis é absoluta e em princípio pode ser confirmada por observações. A teoria da relatividade especial descreve os processos no espaço-tempo, dos quais é possível isolar componentes espaciais e temporais usando transformações de Lorentz de infinitas maneiras. O espaço-tempo cosmológico, ao contrário, divide-se naturalmente em um espaço curvo em expansão e um único tempo cósmico. Neste caso, a velocidade de recessão de galáxias distantes pode exceder muitas vezes a velocidade da luz.
Lemaitre, de volta aos EUA, sugeriu que os desvios para o vermelho de galáxias distantes surgem devido à expansão do espaço, que "estica" as ondas de luz. Agora ele provou isso matematicamente. Ele também demonstrou que pequenos desvios para o vermelho (unidades muito menores) são proporcionais às distâncias da fonte de luz, e o fator de proporcionalidade depende apenas do tempo e carrega informações sobre a taxa atual de expansão do Universo. Uma vez que decorreu da fórmula Doppler-Fizeau que a velocidade radial de uma galáxia é proporcional ao seu desvio para o vermelho, Lemaitre concluiu que essa velocidade também é proporcional à sua distância. Depois de analisar as velocidades e distâncias de 42 galáxias da lista do Hubble e levando em consideração a velocidade intragaláctica do Sol, ele estabeleceu os valores dos coeficientes de proporcionalidade.
Trabalho não visto
Lemaitre publicou seu trabalho em 1927 em francês no jornal pouco lido Annals of the Brussels Scientific Society. Acredita-se que esse foi o principal motivo pelo qual ela inicialmente passou quase despercebida (mesmo por seu professor Eddington). É verdade que, no outono daquele ano, Lemaitre pôde discutir suas descobertas com Einstein e aprendeu com ele sobre os resultados de Friedmann. O criador da relatividade geral não tinha objeções técnicas, mas resolutamente não acreditava na realidade física do modelo de Lemaître (assim como não aceitara anteriormente as conclusões de Friedmann).
Gráficos do Hubble
Enquanto isso, no final da década de 1920, Hubble e Humason descobriram uma correlação linear entre as distâncias de até 24 galáxias e suas velocidades radiais calculadas (principalmente por Slifer) a partir de desvios para o vermelho. Hubble concluiu disso que a velocidade radial de uma galáxia é diretamente proporcional à sua distância. O coeficiente dessa proporcionalidade agora é designado H0 e é chamado de parâmetro Hubble (de acordo com os dados mais recentes, é ligeiramente superior a 70 (km / s) / megaparsec).
O artigo de Hubble com uma relação linear entre velocidades galácticas e distâncias foi publicado no início de 1929. Um ano antes, um jovem matemático americano, Howard Robertson, seguiu Lemaitre ao derivar essa dependência de um modelo de um universo em expansão, que Hubble pode ter conhecido. No entanto, esse modelo não foi mencionado direta ou indiretamente em seu famoso artigo. Mais tarde, Hubble expressou dúvidas de que as velocidades que aparecem em sua fórmula realmente descrevem os movimentos das galáxias no espaço exterior, mas ele sempre se absteve de sua interpretação específica. Ele viu o significado de sua descoberta ao demonstrar a proporcionalidade das distâncias galácticas e desvios para o vermelho, deixando o resto para os teóricos. Portanto, com todo o respeito a Hubble, não há razão para considerá-lo o descobridor da expansão do Universo.
E ainda assim está se expandindo!
No entanto, Hubble abriu caminho para o reconhecimento da expansão do universo e do modelo de Lemaitre. Já em 1930, mestres da cosmologia como Eddington e de Sitter prestaram homenagem a ela; um pouco mais tarde, os cientistas notaram e apreciaram o trabalho de Friedman. Em 1931, por sugestão de Eddington, Lemaitre traduziu para o inglês seu artigo (com pequenos cortes) para o Boletim Mensal da Royal Astronomical Society. No mesmo ano, Einstein concordou com as conclusões de Lemaitre e, um ano depois, junto com de Sitter, construiu um modelo de universo em expansão com espaço plano e tempo curvo. Este modelo, devido à sua simplicidade, tem sido muito popular entre os cosmólogos.
No mesmo ano de 1931, Lemaitre publicou uma breve (e sem matemática) descrição de mais um modelo do universo que combinava cosmologia e mecânica quântica. Nesse modelo, o momento inicial é a explosão do átomo primário (Lemaitre também o chamou de quantum), que deu origem tanto ao espaço quanto ao tempo. Como a gravidade retarda a expansão do Universo recém-nascido, sua velocidade diminui - é possível que quase a zero. Lemaitre mais tarde introduziu uma constante cosmológica em seu modelo, o que fez com que o universo entrasse em um estado estável de expansão acelerada ao longo do tempo. Assim, ele antecipou tanto a ideia do Big Bang quanto os modelos cosmológicos modernos que levam em conta a presença de energia escura. E em 1933, ele identificou a constante cosmológica com a densidade de energia do vácuo, que ninguém havia pensado antes. É simplesmente incrível o quanto esse cientista, certamente digno do título de descobridor da expansão do Universo, estava à frente de seu tempo!
Material da Desciclopédia
Analisando os resultados das observações de galáxias e radiação relíquia, os astrônomos chegaram à conclusão de que a distribuição da matéria no Universo (a região do espaço estudado ultrapassou 100 Mpc de diâmetro) é uniforme e isotrópica, ou seja, independe da posição e direção no espaço (ver Cosmologia). E tais propriedades do espaço, de acordo com a teoria da relatividade, inevitavelmente acarretam uma mudança ao longo do tempo nas distâncias entre os corpos que preenchem o Universo, ou seja, o Universo deve expandir ou contrair, e as observações indicam expansão.
A expansão do Universo difere significativamente da expansão usual da matéria, por exemplo, da expansão do gás em um cilindro. O gás, em expansão, muda a posição do pistão no cilindro, mas o cilindro permanece inalterado. No Universo há uma expansão de todo o espaço como um todo. Portanto, a questão em que direção ocorre a expansão perde seu significado no Universo. Essa expansão ocorre em uma escala muito grande. Dentro de sistemas estelares, galáxias, aglomerados e superaglomerados de galáxias, a expansão não ocorre. Tais sistemas gravitacionalmente ligados são isolados da expansão geral do Universo.
A conclusão de que o Universo está se expandindo é apoiada por observações do desvio para o vermelho nos espectros das galáxias.
Deixe sinais de luz serem enviados de algum ponto no espaço em dois momentos, que são observados em outro ponto no espaço.
Devido à mudança na escala do Universo, ou seja, ao aumento da distância entre os pontos de emissão e observação da luz, o segundo sinal deve percorrer uma distância maior que o primeiro. E como a velocidade da luz é constante, o segundo sinal é atrasado; o intervalo entre os sinais no ponto de observação será maior do que no ponto de partida. O atraso é tanto maior quanto maior a distância entre a fonte e o observador. O padrão natural de frequência é a frequência de radiação durante as transições eletromagnéticas nos átomos. Devido ao efeito descrito da expansão do Universo, esta frequência diminui. Assim, ao observar o espectro de radiação de alguma galáxia distante, todas as suas linhas devem ser desviadas para o vermelho em comparação com os espectros de laboratório. Este fenômeno de redshift é o efeito Doppler (veja Radial Velocity) do "recuo" mútuo das galáxias e é observado na realidade.
O valor do desvio para o vermelho é medido pela razão entre a frequência de radiação alterada e a original. A mudança na frequência é maior, quanto maior a distância da galáxia observada.
Assim, medindo o desvio para o vermelho dos espectros, é possível determinar as velocidades v das galáxias com as quais elas se afastam do observador. Essas velocidades estão relacionadas às distâncias r ao observador pela lei de Hubble v = Hr; o valor de H é chamado de constante de Hubble.
A determinação exata do valor de H está associada a grandes dificuldades. Com base em observações de longo prazo, o valor H ≈ (0,5÷1) 10 -10 ano -1 é atualmente aceito.
Este valor de H corresponde a um aumento na velocidade de recessão das galáxias, igual a aproximadamente 50-100 km/s para cada megaparsec de distância.
A lei de Hubble torna possível estimar as distâncias a galáxias distantes a grandes distâncias dos desvios para o vermelho das linhas medidas em seus espectros.
A lei das galáxias que se afastam é derivada de observações da Terra (ou, pode-se dizer, de nossa Galáxia), e assim descreve a remoção de galáxias da Terra (nossa Galáxia). No entanto, não se pode concluir disso que é a Terra (nossa Galáxia) que está no centro da expansão do Universo. Construções geométricas simples nos convencem de que a lei de Hubble é válida para um observador localizado em qualquer uma das galáxias participantes da recessão.
A lei de expansão de Hubble indica que uma vez que a matéria no Universo estava em condições de densidades muito altas. O tempo que nos separa desse estado pode ser chamado condicionalmente de idade do Universo. É determinado pelo valor
t V ~ 1/H ≈ (10÷20) 10 9 anos.
Como a velocidade da luz é finita, a idade finita do Universo corresponde à região finita do Universo que podemos observar no momento. Neste caso, as partes observáveis mais remotas do Universo correspondem aos primeiros momentos de sua evolução. Nesses momentos, diversas partículas elementares podem nascer e interagir no Universo. Analisando os processos que ocorreram com a participação de tais partículas no primeiro segundo da expansão do Universo, a cosmologia teórica, baseada na teoria das partículas elementares, encontra respostas para as perguntas por que não há antimatéria no Universo e até por que o Universo está se expandindo.
Muitas previsões da teoria sobre os processos físicos das partículas elementares referem-se à região de energia, que é inatingível em condições modernas de laboratório terrestre, por exemplo, em aceleradores. No entanto, no período até o primeiro segundo da expansão do Universo, partículas com tal energia deveriam ter existido. Portanto, os físicos consideram o Universo em expansão como um laboratório natural de partículas elementares.
Neste laboratório, pode-se realizar "experimentos de pensamento", analisar como a existência de uma determinada partícula afetaria os processos físicos no Universo, como uma ou outra previsão da teoria se manifestaria em observações astronômicas.
A teoria das partículas elementares está envolvida na explicação da "massa oculta" do Universo. Para explicar como as galáxias se formaram, como elas se movem em aglomerados de galáxias e muitas outras características da distribuição da matéria visível, é necessário assumir que mais de 80% da massa do Universo está escondida na forma de partículas invisíveis que interagem fracamente. A este respeito, neutrinos com massa de repouso diferente de zero, bem como novas partículas hipotéticas, são amplamente discutidos na cosmologia.
Mesmo os astrônomos nem sempre acertam a expansão do universo. Um balão inflado é uma velha mas boa analogia para a expansão do universo. As galáxias localizadas na superfície da bola são imóveis, mas à medida que o Universo se expande, a distância entre elas aumenta e os tamanhos das próprias galáxias não aumentam.
Em julho de 1965, os cientistas anunciaram a descoberta de sinais claros da expansão do universo a partir de um estado inicial mais quente e denso. Eles encontraram o brilho arrefecedor do Big Bang - o CMB. A partir desse momento, a expansão e o resfriamento do Universo formaram a base da cosmologia. A expansão cosmológica nos permite entender como estruturas simples foram formadas e como elas gradualmente se desenvolveram em estruturas complexas. 75 anos após a descoberta da expansão do universo, muitos cientistas não conseguem penetrar em seu verdadeiro significado. James Peebles, cosmólogo da Universidade de Princeton que estuda o CMB, escreveu em 1993: "Parece-me que mesmo os especialistas não sabem qual é o significado e as possibilidades do modelo quente do Big Bang".
Físicos famosos, autores de livros didáticos de astronomia e divulgadores da ciência às vezes dão uma interpretação incorreta ou distorcida da expansão do Universo, que formou a base do modelo do Big Bang. O que queremos dizer quando dizemos que o universo está se expandindo? Sem dúvida, a circunstância de que eles agora estão falando sobre a aceleração da expansão é confusa, e isso nos intriga.
VISÃO GERAL: UM ERRO CÓSMICO
* A expansão do Universo, um dos conceitos fundamentais da ciência moderna, ainda está sendo interpretada de forma diferente.
* O termo "Big Bang" não deve ser tomado literalmente. Ele não era uma bomba que explodiu no centro do universo. Foi uma explosão do próprio espaço, que ocorreu em todos os lugares, assim como a superfície de um balão inflado se expande.
* Compreender a diferença entre a expansão do espaço e a expansão do espaço é fundamental para entender o tamanho do universo, a velocidade com que as galáxias estão recuando, bem como as possibilidades de observações astronômicas e a natureza da aceleração de expansão que o universo provavelmente experimentará .
* O modelo do Big Bang apenas descreve o que aconteceu depois dele.
O que é uma extensão?
Quando algo familiar se expande, como uma mancha úmida ou o Império Romano, eles se tornam maiores, seus limites se afastam e começam a ocupar um volume maior no espaço. Mas o universo parece não ter limites físicos e não tem para onde se mover. A expansão do nosso universo é como inflar um balão. As distâncias para galáxias distantes estão aumentando. Os astrônomos costumam dizer que as galáxias estão se afastando ou fugindo de nós, mas elas não se movem pelo espaço como fragmentos de uma "bomba do Big Bang". Na realidade, o espaço entre nós e as galáxias está se expandindo, movendo-se caoticamente dentro de aglomerados praticamente imóveis. CMB preenche o universo e serve como um referencial, como a superfície de borracha de um balão, contra o qual o movimento pode ser medido.
Estando fora da bola, vemos que a expansão de sua superfície bidimensional curva só é possível porque ela está no espaço tridimensional. Na terceira dimensão, o centro da bola está localizado e sua superfície se expande no volume ao seu redor. Com base nisso, pode-se concluir que a expansão do nosso mundo tridimensional requer a presença de uma quarta dimensão no espaço. Mas, de acordo com a teoria geral da relatividade de Einstein, o espaço é dinâmico: pode expandir-se, contrair-se e dobrar-se.
Engarrafamento
O universo é autossuficiente. Não requer um centro para se expandir a partir dele, nem espaço livre do lado de fora (onde quer que esteja) para se expandir ali. É verdade que algumas das teorias mais recentes, como a teoria das cordas, postulam dimensões extras, mas elas não são necessárias à medida que nosso universo tridimensional se expande.
Em nosso universo, como na superfície de um balão, cada objeto se afasta de todos os outros. Assim, o Big Bang não foi uma explosão no espaço, mas sim uma explosão do próprio espaço que não ocorreu em um local específico e depois se expandiu para o vazio circundante. Aconteceu em todos os lugares ao mesmo tempo.
COMO FOI O BIG BANG?
ERRADO: O universo nasceu quando a matéria, como uma bomba, explodiu em um determinado lugar. A pressão era alta no centro e baixa no vazio circundante, o que fez com que a matéria se expandisse.
CERTO: Foi uma explosão do próprio espaço que colocou a matéria em movimento. Nosso espaço e tempo se originaram no Big Bang e começaram a se expandir. Não havia centro em nenhum lugar, porque as condições eram as mesmas em todos os lugares, não havia queda de pressão característica de uma explosão comum.
Se imaginarmos que estamos rebobinando o filme, veremos como todas as regiões do universo são comprimidas, e as galáxias convergem até colidirem em um Big Bang, como carros em um engarrafamento. Mas a comparação não está completa. Se fosse um acidente, você poderia evitar o engarrafamento ouvindo relatos sobre isso no rádio. Mas o Big Bang foi uma catástrofe que não pôde ser evitada. É como se a superfície da Terra e todas as estradas nela estivessem amassadas, mas os carros permanecessem do mesmo tamanho. Eventualmente, os carros colidiriam, e nenhuma comunicação de rádio poderia ter evitado isso. Assim é o Big Bang: aconteceu em todos os lugares, ao contrário de uma explosão de bomba, que ocorre em um determinado ponto, e os fragmentos se espalham em todas as direções.
A teoria do Big Bang não nos dá informações sobre o tamanho do universo, nem mesmo se ele é finito ou infinito. A teoria da relatividade descreve como cada região do espaço se expande, mas não diz nada sobre tamanho ou forma. Os cosmólogos às vezes afirmam que o universo não era maior do que uma toranja, mas eles se referem apenas à parte dele que agora podemos observar.
Os habitantes da Nebulosa de Andrômeda ou outras galáxias têm seus próprios universos observáveis. Observadores em Andrômeda podem ver galáxias que são inacessíveis para nós, simplesmente porque estão um pouco mais próximas delas; mas eles não podem contemplar aqueles que consideramos. Seu universo observável também era do tamanho de uma toranja. Pode-se imaginar que o universo primitivo era como um monte dessas frutas, estendendo-se indefinidamente em todas as direções. Portanto, a noção de que o Big Bang foi "pequeno" está errada. O espaço do universo é ilimitado. E não importa como você o comprima, ele permanecerá assim.
mais rápido que a luz
Equívocos também estão associados a uma descrição quantitativa da extensão. A taxa na qual as distâncias entre as galáxias estão aumentando segue um padrão simples identificado pelo astrônomo americano Edwin Hubble em 1929: a velocidade de retrocesso de uma galáxia v é diretamente proporcional à sua distância de us d, ou v = Hd. O coeficiente de proporcionalidade H é chamado de constante de Hubble e determina a taxa de expansão do espaço ao nosso redor e ao redor de qualquer observador no Universo.
Alguns ficam confusos com o fato de que nem todas as galáxias obedecem à lei de Hubble. A grande galáxia mais próxima de nós (Andrômeda) geralmente se move em nossa direção, e não para longe de nós. Existem tais exceções, pois a lei de Hubble descreve apenas o comportamento médio das galáxias. Mas cada uma delas também pode ter um pequeno movimento próprio, desde a influência gravitacional das galáxias umas sobre as outras, como a nossa Galáxia e Andrômeda, por exemplo. Galáxias distantes também têm pequenas velocidades caóticas, mas a uma grande distância de nós (para um grande valor de d), essas velocidades aleatórias são desprezivelmente pequenas contra o fundo de grandes velocidades de retrocesso (v). Portanto, para galáxias distantes, a lei de Hubble é cumprida com alta precisão.
De acordo com a lei de Hubble, o universo não está se expandindo a uma taxa constante. Algumas galáxias estão se afastando de nós a uma velocidade de 1 mil km/s, outras duas vezes mais distantes a uma velocidade de 2 mil km/s, etc. Assim, a lei de Hubble indica que, a partir de uma certa distância, chamada distância de Hubble, as galáxias se afastam a uma velocidade superluminal. Para o valor medido da constante de Hubble, essa distância é de cerca de 14 bilhões de anos-luz.
Mas a teoria da relatividade especial de Einstein não diz que nenhum objeto pode viajar mais rápido que a velocidade da luz? Esta pergunta tem confundido muitas gerações de estudantes. E a resposta é que a teoria da relatividade especial é aplicável apenas a velocidades "normais" - ao movimento no espaço. A lei de Hubble é sobre a taxa de remoção causada pela expansão do próprio espaço, não pelo movimento através do espaço. Este efeito da teoria da relatividade geral não está sujeito à teoria da relatividade especial. A presença de uma velocidade de remoção acima da velocidade da luz não viola de forma alguma a teoria da relatividade privada. Ainda é verdade que ninguém pode alcançar um raio de luz.
AS GALÁXIAS PODEM SE RETIRAR A UMA VELOCIDADE MAIOR QUE A VELOCIDADE DA LUZ?
ERRADO: A teoria da relatividade especial de Einstein proíbe isso. Considere uma região do espaço contendo várias galáxias. Devido à sua expansão, as galáxias estão se afastando de nós. Quanto mais distante a galáxia, maior sua velocidade (setas vermelhas). Se a velocidade da luz é o limite, então a velocidade de remoção deve eventualmente se tornar constante.
CERTO: Claro que podem. A teoria privada da relatividade não considera a velocidade de remoção. A velocidade de remoção aumenta infinitamente com a distância. Além de uma certa distância, chamada de distância do Hubble, ela excede a velocidade da luz. Isso não é uma violação da teoria da relatividade, uma vez que o afastamento é causado não pelo movimento no espaço, mas pela expansão do próprio espaço.
É POSSÍVEL VER GALÁXIAS RETIRANDO MAIS RÁPIDO QUE A LUZ?
ERRADO: Claro que não. A luz de tais galáxias viaja com eles. Deixe a galáxia estar fora da distância do Hubble (esfera), ou seja, se afastando de nós mais rápido que a velocidade da luz. Ele emite um fóton (marcado em amarelo). À medida que o fóton voa pelo espaço, o próprio espaço se expande. A distância da Terra aumenta mais rápido do que o fóton viaja. Ele nunca nos alcançará.
CERTO: Claro que pode, porque a taxa de expansão muda com o tempo. A princípio, o fóton é realmente levado pela expansão. No entanto, a distância do Hubble não é constante: ela aumenta e, eventualmente, o fóton pode cair na esfera do Hubble. Quando isso acontecer, o fóton viajará mais rápido do que a Terra está se afastando e poderá nos alcançar.
Alongamento de fótons
As primeiras observações mostrando que o universo está se expandindo foram feitas entre 1910 e 1930. Em laboratório, os átomos emitem e absorvem luz sempre em determinados comprimentos de onda. O mesmo é observado nos espectros de galáxias distantes, mas com um deslocamento para a região de comprimentos de onda longos. Os astrônomos dizem que a radiação da galáxia é desviada para o vermelho. A explicação é simples: à medida que o espaço se expande, a onda de luz se estica e, portanto, enfraquece. Se durante o tempo em que a onda de luz nos alcançou, o Universo dobrou, então o comprimento de onda dobrou e sua energia enfraqueceu pela metade.
HIPÓTESE DE FADIGA
Toda vez que a Scientific American publica um artigo sobre cosmologia, muitos leitores nos escrevem que acham que as galáxias não estão realmente se afastando de nós e que a expansão do espaço é uma ilusão. Eles acreditam que o desvio para o vermelho nos espectros das galáxias é causado por algo como "fadiga" de uma longa viagem. Algum processo desconhecido faz com que a luz, se propagando pelo espaço, perca energia e, portanto, fique vermelha.
Essa hipótese tem mais de meio século e, à primeira vista, parece razoável. Mas é completamente inconsistente com as observações. Por exemplo, quando uma estrela explode como uma supernova, ela explode e depois escurece. Todo o processo leva cerca de duas semanas para uma supernova do tipo que os astrônomos usam para determinar as distâncias das galáxias. Durante este período de tempo, a supernova emite um fluxo de fótons. A hipótese da fadiga da luz diz que os fótons perderão energia durante a jornada, mas o observador ainda receberá um fluxo de fótons com duração de duas semanas.
No entanto, no espaço em expansão, não apenas os próprios fótons são esticados (e, portanto, perdem energia), mas seu fluxo também é esticado. Portanto, leva mais de duas semanas para que todos os fótons cheguem à Terra. As observações confirmam este efeito. Uma explosão de supernova em uma galáxia com um desvio para o vermelho de 0,5 é observada por três semanas e em uma galáxia com um desvio para o vermelho de 1 - um mês.
A hipótese de fadiga de luz também contradiz as observações do espectro CMB e as medições do brilho da superfície de galáxias distantes. É hora de colocar a "luz cansada" (Charles Lineweaver e Tamara Davis) para descansar.
Supernovas, como esta no aglomerado de galáxias de Virgem, ajudam a medir a expansão cósmica. Suas propriedades observáveis excluem teorias cosmológicas alternativas nas quais o espaço não se expande.
O processo pode ser descrito em termos de temperatura. Os fótons emitidos por um corpo têm uma distribuição de energia que geralmente é caracterizada por uma temperatura que indica o quão quente o corpo está. À medida que os fótons se movem pelo espaço em expansão, eles perdem energia e sua temperatura diminui. Assim, o universo esfria à medida que se expande, como ar comprimido escapando do balão de um mergulhador. Por exemplo, o CMB agora tem uma temperatura de cerca de 3 K, enquanto nasceu a uma temperatura de cerca de 3.000 K. Mas desde aquela época, o Universo aumentou em tamanho por um fator de 1.000, e a temperatura dos fótons diminuiu pelo mesmo fator. Ao observar o gás em galáxias distantes, os astrônomos medem diretamente a temperatura dessa radiação no passado distante. As medições confirmam que o universo está esfriando ao longo do tempo.
Existem também algumas controvérsias na relação entre redshift e velocidade. O desvio para o vermelho causado pela expansão é muitas vezes confundido com o desvio para o vermelho mais familiar causado pelo efeito Doppler, que geralmente torna as ondas sonoras mais longas se a fonte sonora for removida. O mesmo vale para as ondas de luz, que se tornam mais longas à medida que a fonte de luz se afasta no espaço.
Redshift Doppler e redshift cosmológico são coisas completamente diferentes e são descritas por fórmulas diferentes. A primeira decorre da teoria da relatividade especial, que não leva em conta a expansão do espaço, e a segunda decorre da teoria da relatividade geral. Essas duas fórmulas são quase as mesmas para galáxias próximas, mas diferem para galáxias distantes.
De acordo com a fórmula Doppler, se a velocidade de um objeto no espaço se aproxima da velocidade da luz, seu desvio para o vermelho tende ao infinito e o comprimento de onda se torna muito grande e, portanto, inobservável. Se isso fosse verdade para as galáxias, então os objetos visíveis mais distantes no céu estariam recuando a uma velocidade visivelmente menor que a velocidade da luz. Mas a fórmula cosmológica do redshift leva a uma conclusão diferente. Dentro da estrutura do modelo cosmológico padrão, galáxias com um desvio para o vermelho de cerca de 1,5 (ou seja, o comprimento de onda recebido de sua radiação é 50% maior que o valor de laboratório) se afastam na velocidade da luz. Os astrónomos já descobriram cerca de 1000 galáxias com um desvio para o vermelho superior a 1,5. Então, sabemos cerca de 1000 objetos se afastando mais rápido que a velocidade da luz. O CMB vem de uma distância ainda maior e tem um redshift de cerca de 1000. Quando o plasma quente do jovem Universo emitiu a radiação que recebemos hoje, estava se afastando de nós a quase 50 vezes a velocidade da luz.
Correndo no lugar
É difícil acreditar que podemos ver galáxias se movendo mais rápido que a velocidade da luz, mas isso é possível devido a uma mudança na taxa de expansão. Imagine um feixe de luz vindo em nossa direção de uma distância maior que a distância do Hubble (14 bilhões de anos-luz). Ele está se movendo em nossa direção na velocidade da luz em relação à sua localização, mas está se afastando de nós mais rápido que a velocidade da luz. Embora a luz corra em nossa direção na velocidade mais alta possível, ela não consegue acompanhar a expansão do espaço. É como uma criança tentando correr de costas em uma escada rolante. Os fótons à distância do Hubble se movem em sua velocidade máxima para permanecer no mesmo lugar.
Pode-se pensar que a luz de regiões mais distantes do que a distância do Hubble nunca poderia nos alcançar e nunca a veríamos. Mas a distância de Hubble não permanece a mesma, porque a constante de Hubble, da qual depende, muda com o tempo. Este valor é proporcional à velocidade de recessão de duas galáxias dividida pela distância entre elas. (Quaisquer duas galáxias podem ser usadas para o cálculo.) Em modelos do universo consistentes com observações astronômicas, o denominador aumenta mais rápido que o numerador, então a constante de Hubble diminui. Portanto, a distância de Hubble está aumentando. E se assim for, a luz que inicialmente não nos alcançou pode eventualmente estar dentro da distância do Hubble. Então os fótons se encontrarão em uma região que está se afastando mais lentamente do que a velocidade da luz, após o que poderão chegar até nós.
O REDSHIFT CÓSMICO É REALMENTE DOPPLER SHIFT?
ERRADO: Sim, porque as galáxias que se afastam estão se movendo pelo espaço. No efeito Doppler, as ondas de luz se esticam (tornam-se mais vermelhas) à medida que sua fonte se afasta do observador. O comprimento de onda da luz não muda à medida que viaja pelo espaço. O observador recebe a luz, mede seu desvio para o vermelho e calcula a velocidade da galáxia.
CERTO R: Não, redshift não tem nada a ver com o efeito Doppler. A galáxia é quase estacionária no espaço, então emite luz do mesmo comprimento de onda em todas as direções. Ao longo da viagem, o comprimento de onda aumenta à medida que o espaço se expande. Portanto, a luz gradualmente fica vermelha. O observador recebe a luz, mede seu desvio para o vermelho e calcula a velocidade da galáxia. O desvio para o vermelho cósmico difere do desvio Doppler, que é confirmado por observações.
No entanto, a galáxia que enviou a luz pode continuar a se afastar em velocidades superluminais. Assim, podemos observar a luz das galáxias, que, como antes, sempre se afastarão mais rápido que a velocidade da luz. Em uma palavra, a distância de Hubble não é fixa e não nos indica os limites do universo observável.
E o que realmente marca a fronteira do espaço observável? Aqui também há alguma confusão. Se o espaço não se expandisse, poderíamos observar o objeto mais distante agora a uma distância de cerca de 14 bilhões de anos-luz de nós, ou seja, a distância que a luz percorreu nos 14 bilhões de anos desde o Big Bang. Mas à medida que o universo se expande, o espaço percorrido pelo fóton se expande durante sua jornada. Portanto, a distância atual até o mais distante dos objetos observados é aproximadamente três vezes maior - cerca de 46 bilhões de anos-luz.
Os cosmólogos costumavam pensar que vivemos em um universo em desaceleração e, portanto, podemos observar mais e mais galáxias. No entanto, no Universo em aceleração, estamos cercados por um limite além do qual nunca veremos os eventos ocorrendo - este é o horizonte de eventos cósmico. Se a luz das galáxias se afastando mais rápido do que a velocidade da luz nos alcança, a distância do Hubble aumentará. Mas em um universo em aceleração, seu aumento é proibido. Um evento distante pode enviar um feixe de luz em nossa direção, mas essa luz permanecerá para sempre fora da distância do Hubble devido à aceleração da expansão.
Como você pode ver, o Universo em aceleração se assemelha a um buraco negro, que também possui um horizonte de eventos, de fora do qual não recebemos sinais. A distância atual do nosso horizonte de eventos cósmico (16 bilhões de anos-luz) está inteiramente dentro de nossa região observável. A luz emitida por galáxias que estão agora além do horizonte de eventos cósmicos nunca poderá nos alcançar, porque. a distância, que agora corresponde a 16 bilhões de anos-luz, se expandirá muito rapidamente. Poderemos ver os eventos que ocorreram nas galáxias antes de cruzarem o horizonte, mas nunca saberemos sobre os eventos subsequentes.
Tudo no universo está se expandindo?
As pessoas costumam pensar que, se o espaço se expande, tudo nele também se expande. mas isso não é verdade. A expansão como tal (ou seja, por inércia, sem aceleração ou desaceleração) não produz nenhuma força. O comprimento de onda de um fóton aumenta com o crescimento do Universo, pois, diferentemente de átomos e planetas, os fótons não são objetos conectados, cujas dimensões são determinadas pelo equilíbrio de forças. A variação da taxa de expansão introduz uma nova força no equilíbrio, mas não pode fazer com que os objetos se expandam ou se contraiam.
Por exemplo, se a gravidade ficasse mais forte, sua medula espinhal encolheria até que os elétrons em sua coluna atingissem uma nova posição de equilíbrio, um pouco mais próximos. Sua altura diminuiria um pouco, mas a contração pararia por aí. Da mesma forma, se vivêssemos em um universo dominado pela gravitação, como a maioria dos cosmólogos acreditava há alguns anos, a expansão diminuiria e todos os corpos seriam submetidos a uma leve contração, forçando-os a atingir um tamanho de equilíbrio menor. Mas, tendo alcançado isso, eles não encolheriam mais.
QUÃO GRANDE É O UNIVERSO OBSERVÁVEL?
ERRADO: O Universo tem 14 bilhões de anos, então a parte observável dele deve ter um raio de 14 bilhões de anos-luz. Considere a mais distante das galáxias observadas - aquela cujos fótons emitidos imediatamente após o Big Bang só agora chegaram até nós. Um ano-luz é a distância percorrida por um fóton em um ano. Isso significa que o fóton ultrapassou 14 bilhões de anos-luz
CERTO: À medida que o espaço se expande, a região observável tem um raio superior a 14 bilhões de anos-luz. À medida que o fóton viaja, o espaço que ele atravessa se expande. Quando chega até nós, a distância até a galáxia que a emitiu torna-se mais do que apenas calculada a partir do tempo de voo - aproximadamente três vezes mais
De fato, a expansão está acelerando, o que é causado por uma força fraca que “infla” todos os corpos. Portanto, objetos vinculados são um pouco maiores do que seriam em um universo não acelerado, uma vez que o equilíbrio de forças é alcançado com eles em um tamanho um pouco maior. Na superfície da Terra, a aceleração para fora do centro do planeta é uma pequena fração ($10^(–30)$) da aceleração gravitacional normal em direção ao centro. Se essa aceleração for constante, não fará com que a Terra se expanda. É só que o planeta assume um tamanho um pouco maior do que teria sem a força repulsiva.
Mas as coisas vão mudar se a aceleração não for constante, como alguns cosmólogos acreditam. Se a repulsão aumentar, isso pode eventualmente causar a destruição de todas as estruturas e levar a um "Big Rip", que não seria devido à expansão ou aceleração em si, mas porque a aceleração estaria acelerando.
OS OBJETOS NO UNIVERSO TAMBÉM SE EXPANDEM?
ERRADO: Sim. A expansão faz com que o universo e tudo nele se expandam. Considere um aglomerado de galáxias como um objeto. À medida que o universo fica maior, o mesmo acontece com o aglomerado. O limite do cluster (linha amarela) está se expandindo.
CERTO: Não. O universo está se expandindo, mas os objetos relacionados nele não. As galáxias vizinhas primeiro se afastam, mas eventualmente sua atração mútua supera a expansão. Um cluster é formado de tal tamanho que corresponde ao seu estado de equilíbrio.
À medida que novas medições precisas ajudam os cosmólogos a entender melhor a expansão e a aceleração, eles podem estar fazendo perguntas ainda mais fundamentais sobre os primeiros momentos e as maiores escalas do universo. O que causou a expansão? Muitos cosmólogos acreditam que um processo chamado "inflação" (inchaço), um tipo especial de expansão acelerada, é o culpado. Mas talvez esta seja apenas uma resposta parcial: para que ela comece, parece que o Universo já deve estar se expandindo. E as maiores escalas além de nossas observações? As diferentes partes do universo se expandem de maneira diferente, de modo que nosso universo seja apenas uma modesta bolha inflacionária em um superuniverso gigante? Ninguém sabe. Mas esperamos que com o tempo possamos chegar a uma compreensão do processo de expansão do Universo.
SOBRE OS AUTORES:
Charles H. Lineweaver e Tamara M. Davis são astrônomos do Observatório Mount Stromlo, na Austrália. No início dos anos 1990 Na Universidade da Califórnia em Berkeley, Lineweaver fazia parte de um grupo de cientistas que descobriu flutuações na CMB usando o satélite COBE. Ele defendeu sua dissertação não apenas em astrofísica, mas também em história e literatura inglesa. Davis está trabalhando na construção do observatório espacial Supernova/Acceleration Probe.
OBSERVAÇÕES AO ARTIGO "PARADOXOS DO BIG BANG"
Professor Zasov Anatoly Vladimirovich, phys. Faculdade da Universidade Estadual de Moscou: Todos os mal-entendidos com os quais os autores do artigo argumentam estão relacionados ao fato de que, para maior clareza, eles consideram na maioria das vezes a expansão de um volume limitado do Universo em um quadro de referência rígido (além disso, o expansão de uma área pequena o suficiente para não levar em conta a diferença no curso do tempo na Terra e em galáxias distantes no referencial da Terra). Daí a ideia de uma explosão e um deslocamento Doppler, e uma confusão generalizada com as velocidades de movimento. Os autores, por outro lado, escrevem, e escrevem corretamente, como tudo se parece em um sistema de coordenadas não inercial (comovente) no qual os cosmólogos costumam trabalhar, embora o artigo não diga isso diretamente (em princípio, todas as distâncias e velocidades dependem na escolha do referencial, e aqui sempre há alguma arbitrariedade). A única coisa que não está claramente escrita é que não está definido o que se entende por distância no Universo em expansão. Primeiro, os autores dizem que esta é a velocidade da luz multiplicada pelo tempo de propagação, e depois diz-se que também é preciso levar em conta a expansão, que afastou ainda mais a galáxia enquanto a luz estava a caminho. Assim, a distância já é entendida como a velocidade da luz multiplicada pelo tempo de propagação que levaria se a galáxia parasse de recuar e emitisse luz agora. Na realidade, tudo é mais complicado. A distância é uma quantidade dependente do modelo e não pode ser obtida diretamente de observações, então os cosmólogos ficam bem sem ela, substituindo-a pelo redshift. Mas talvez uma abordagem mais rigorosa seja inadequada aqui.
Um pouco da ironia da natureza é que a forma de energia mais abundante no universo é também a mais misteriosa. Após a descoberta impressionante da expansão acelerada do universo, uma imagem consensual emergiu rapidamente indicando que 2/3 do cosmos é "feito" de "energia escura" - algum tipo de material gravitacionalmente repulsivo. Mas a evidência é forte o suficiente para apoiar as novas leis exóticas da natureza? Talvez existam explicações astrofísicas mais simples para esses resultados?
O protótipo desta nota foi publicado recentemente na seção de ciência popular do Habr, embora trancado a sete chaves, então talvez nem todos os interessados o tenham entendido. Nesta versão, foram feitas adições bastante significativas, que devem ser do interesse de todos.
A história da energia escura começou em 1998, quando duas equipes independentes estavam investigando supernovas distantes. para detectar a taxa de desaceleração da expansão do universo. Um deles, o Supernova Cosmology Project, começou a funcionar em 1988 e foi liderado por Saul Perlmutter. Outro, liderado por Brian Schmidt High-z Supernova Search Team, juntou-se à pesquisa em 1994. O resultado os chocou: o Universo está no modo de expansão acelerada há muito tempo.
Como detetives, cosmólogos de todo o mundo vêm coletando dossiês sobre os acusados responsáveis pela aceleração. Suas características especiais: gravitacionalmente repulsiva, impede a formação de galáxias (agrupamento de matéria em galáxias), manifesta-se no alongamento do espaço-tempo. O apelido do réu é "energia escura". Muitos teóricos assumiram que o acusado é uma constante cosmológica. Certamente se enquadrava no cenário de expansão acelerada. Mas havia evidências suficientes para identificar totalmente a energia escura com a constante cosmológica?
A existência de energia escura gravitacionalmente repulsiva teria implicações dramáticas para a física fundamental. A suposição mais conservadora era que o Universo é preenchido com um mar homogêneo de energia quântica de ponto zero ou um condensado de novas partículas cuja massa é $((10)^(39))$ vezes menor que um elétron. Alguns pesquisadores também sugeriram a necessidade de mudar a teoria geral da relatividade, em particular, novas forças de longo alcance que enfraquecem o efeito da gravidade. Mas mesmo as propostas mais conservadoras apresentavam sérias deficiências. Por exemplo, a densidade de energia das oscilações de ponto zero acabou sendo 120 ordens de magnitude improváveis a menos do que as previsões teóricas. Do ponto de vista dessas suposições extremas, parecia mais natural buscar uma solução dentro da estrutura dos conceitos astrofísicos tradicionais: poeira intergaláctica (dispersão de fótons sobre ela e a consequente atenuação do fluxo de fótons) ou a diferença entre nova e supernovas antigas. Esta possibilidade tem sido apoiada por muitos cosmólogos acordados à noite.
Observações de supernovas e suas análises feitas por S. Perlmutter, B. Schmidt e A. Riess deixaram claro que a diminuição de seu brilho com a distância ocorre muito mais rápido do que seria esperado, de acordo com os modelos cosmológicos aceitos na época. Mais recentemente, esta descoberta foi notada. Este desvanecimento adicional significa que alguma adição de distância efetiva corresponde a um determinado redshift. Mas isso, por sua vez, só é possível quando a expansão cosmológica ocorre com aceleração, ou seja, a velocidade com que a fonte de luz se afasta de nós não diminui, mas aumenta com o tempo. A característica mais importante dos novos experimentos foi que eles permitiram não apenas determinar o próprio fato da expansão acelerada, mas também tirar uma conclusão importante sobre a contribuição de vários componentes para a densidade da matéria no Universo.
Até recentemente, as supernovas eram a única evidência direta de expansão acelerada e o único pilar convincente da energia escura. Medições precisas do fundo cósmico de microondas, incluindo dados WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), forneceram uma confirmação independente da realidade da energia escura. O mesmo foi confirmado pelos dados de dois projetos mais poderosos: a distribuição em larga escala de galáxias no Universo e o Sloan Digital Sky Survey (SDSS).
Uma combinação de dados do WMAP, SDSS e outras fontes descobriu que a repulsão gravitacional gerada pela energia escura retarda o colapso de regiões superdensas de matéria no universo. A realidade da energia escura imediatamente se tornou muito mais aceitável.
expansão do espaço
A expansão cósmica foi descoberta por Edwin Hubble no final da década de 1920 e é sem dúvida a característica mais importante do nosso universo. Não apenas os corpos astronômicos se movem sob a influência da interação gravitacional de seus vizinhos, mas as estruturas de grande escala são ainda mais esticadas pela expansão cósmica. Uma analogia popular é o movimento de passas em um bolo muito grande no forno. À medida que a torta se aproxima, a distância entre qualquer par de passas mergulhado na torta aumenta. Se imaginarmos que um entusiasmo em particular representa nossa galáxia, descobriremos que todos os outros entusiasmos (galáxias) estão se afastando de nós em todas as direções. Nosso universo se expandiu da sopa cósmica quente e densa criada pelo Big Bang para a coleção muito mais fria e rarefeita de galáxias e aglomerados de galáxias que vemos hoje.
A luz emitida por estrelas e gás em galáxias distantes é esticada da mesma forma, aumentando seu comprimento de onda à medida que viaja para a Terra. Esta mudança no comprimento de onda é dada pelo redshift $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$ onde $\lambda_(obs)$ é o comprimento da luz na Terra e $\lambda_( 0) $ é o comprimento de onda da luz emitida. Por exemplo, a transição alfa de Lyman em um átomo de hidrogênio é caracterizada por um comprimento de onda de $\lambda_0=121,6$ nanômetros (ao retornar ao estado fundamental). Esta transição pode ser detectada na radiação de galáxias distantes. Em particular, foi usado para detectar um redshift recorde: um z=10 impressionante com uma linha alfa de Lyman em $\lambda_(obs)=1337,6$ nanômetros. Mas o redshift descreve apenas a mudança na escala do cosmos à medida que a luz é emitida e absorvida, e não fornece informações diretas sobre a distância do emissor ou a idade do universo quando a luz foi emitida. Se soubermos tanto a distância até o objeto quanto o desvio para o vermelho, podemos tentar obter informações importantes sobre a dinâmica da expansão do Universo.
Observações de supernovas revelaram alguma substância gravitacional-repulsiva que controla a aceleração do universo. Os astrônomos não são a primeira vez que enfrentam o problema da falta de matéria. As massas luminosas das galáxias acabaram sendo significativamente menores do que as massas gravitacionais. Essa diferença foi compensada pela matéria escura - matéria fria não relativística, principalmente, provavelmente, consistindo de partículas que interagem fracamente com átomos e luz.
No entanto, as observações indicaram que a quantidade total de matéria no universo, incluindo a matéria escura, é apenas 1/3 da energia total. Isso foi confirmado pelo estudo de milhões de galáxias no âmbito dos projetos 2DF e SDSS. Mas a relatividade geral prevê que existe uma relação precisa entre a expansão e o conteúdo de energia do universo. Sabemos, portanto, que a densidade total de energia de todos os fótons, átomos e matéria escura deve ser somada a algum valor crítico determinado pela constante de Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. O problema é o que não está lá, mas isso é outra história.
Massa, energia e curvatura do espaço-tempo estão diretamente relacionadas na relatividade geral. Uma explicação, portanto, poderia ser que a lacuna entre a densidade crítica e a densidade de matéria observada seja preenchida por alguma densidade de energia associada à deformação do espaço em grandes escalas e observada apenas em escalas da ordem de $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$. Felizmente, a curvatura do universo pode ser determinada usando medições de precisão da CIF. Uma relíquia, com origem em 400.000 após o Big Bang, a CIF é a radiação de um corpo completamente negro, cuja fonte é o plasma primário. Quando o Universo esfriou abaixo de $3000\K$, o plasma tornou-se transparente para os fótons e eles puderam se propagar livremente no espaço. Hoje, quase 15 bilhões de anos depois, observamos um reservatório térmico de fótons a uma temperatura de $ 2,726\K$, que é resultado do redshift devido à expansão cósmica.
Uma imagem maravilhosa do ICF foi obtida usando o satélite WMAP, mostrando as menores mudanças na temperatura dos fótons do "céu". Essas variações, conhecidas como anisotropia ICF, refletem pequenas variações na densidade e movimento do universo primitivo. Essas variações que ocorrem no nível $((10)^(-5))$ são as sementes da estrutura em grande escala (galáxias, aglomerados) que observamos hoje.
Os pontos mais frios/mais quentes no fundo cósmico de micro-ondas são devidos a fótons que escaparam de áreas de potencial gravitacional de maior/menor densidade. As dimensões dessas regiões são bem definidas pela física do plasma. Quando consideramos o Universo completo, o tamanho angular aparente dessas anisotropias deve ser cerca de $((0.5)^(0))$ se o Universo tiver curvatura suficiente para preencher a lacuna de energia e o dobro do tamanho angular na ausência de qualquer espaço curvatura. A maneira mais simples de visualizar esse efeito geométrico é a seguinte: imagine um triângulo com base fixa e lados (apenas lados?) desenhados em superfícies de curvatura variável. Para uma superfície/esfera de sela, os ângulos internos serão menores/maiores que o mesmo triângulo desenhado em uma superfície plana (com geometria euclidiana).
Desde 1999, vários experimentos foram realizados (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), que mostraram que os pontos ICF têm tamanhos da ordem de $((1)^(0))$. Isso significa que a geometria do universo é plana. Em termos do problema da falta de energia, isso significa que algo diferente da curvatura deve ser responsável por preencher a lacuna. Para alguns cosmólogos, esse resultado parecia um déjà vu. A inflação, a melhor teoria para a origem das flutuações primárias do ICF, sugere que muito cedo o universo experimentou um período de expansão acelerada que foi impulsionado por uma partícula chamada inflaton. O inflaton tinha que esticar qualquer curvatura em grande escala, tornando a geometria do universo plana ou euclidiana. A evidência sugere a existência de uma forma de energia que impede o agrupamento de galáxias, que é gravitacionalmente repulsiva e que pode ser devido a uma partícula diferente do inflaton.
Harmonia cósmica
Os dados da CMB e da supernova confirmaram consistentemente que a energia escura é a fonte da aceleração cósmica. Mas aquilo era apenas o começo. Ao combinar as medições de precisão do ICF do WMAP com sondagens de rádio, óptica e raios-X de distribuições de matéria em larga escala, os astrofísicos obtiveram mais evidências da taxa acelerada de expansão do universo. Descobriu-se que os poços de potencial gravitacional de densidade e compactação no Universo foram esticados e suavizados ao longo do tempo, como se estivessem sob a influência da gravidade repulsiva. Este efeito é conhecido como efeito integral (Sachs-Wolfe (ISW)). Isso leva a uma correlação entre a anisotropia de temperatura na CMB e a estrutura em grande escala do Universo. Embora o plasma primordial tenha se tornado transparente para os fótons à medida que o universo esfriou, os fótons não viajam sem obstáculos. O cosmos está repleto de irregularidades que são fortes em pequenas distâncias (onde a matéria se aglomera em estrelas, galáxias e nebulosas) e gradualmente enfraquecem em grandes escalas de comprimento... Durante seu vôo, os fótons caem dentro e fora dos poços gravitacionais.
Depois que a radiação cósmica foi detectada pela primeira vez (cerca de 40 anos atrás), Sachs e Wolf mostraram que um potencial variável no tempo deve levar a uma mudança de energia no ICF dos fótons que passam por ele. Um fóton ganha energia quando cai em um poço gravitacional e a gasta quando sai dele. Se o potencial se tornar mais profundo durante esse processo, o fóton como um todo perderá energia. Se o potencial se tornar menor, o fóton ganhará energia.
Em um Universo onde a densidade crítica total é formada apenas por átomos e matéria escura, potenciais gravitacionais fracos em escalas espaciais muito grandes (que correspondem a ondas de densidade de matéria suaves) evoluem muito lentamente para deixar vestígios perceptíveis nos fótons ICF. As regiões mais densas simplesmente capturam a matéria circundante na mesma taxa que a expansão cósmica alonga as ondas, deixando o potencial inalterado. No entanto, com a expansão mais rápida do Universo devido à energia escura, a acreção de matéria não pode competir com o alongamento. Acontece efetivamente que o colapso gravitacional é retardado pela matéria escura repulsiva. Consequentemente, o potencial gravitacional tende a se achatar e os fótons adquirem energia à medida que passam por essas regiões. Da mesma forma, os fótons perdem energia à medida que passam por áreas de baixa densidade. (Não trivial!)
pressão negativa
O maior mistério da aceleração cósmica não é sugerir que não podemos ver 2/3 da substância que preenche o Universo, mas impor a existência de matéria com repulsão gravitacional. Para considerar essa estranha propriedade da energia escura, é útil introduzir o valor $w=((p)_(dark))/((\rho )_(dark))$. Esta expressão se assemelha à equação de estado de um gás. Na relatividade geral, a taxa de variação da expansão cósmica é proporcional a $-\left(((\rho)_(total))+3((p)_(total)) \right)$. Para expansão acelerada, este valor deve ser positivo. Como $((\rho )_(total))$ é positivo, e a pressão média da matéria comum e escura é desprezível (por ser fria e não relativística), chegamos ao requisito $3w\times ((\ rho )_(escuro ))+((\rho )_(total))
Por que a pressão afeta a expansão do universo? Einstein mostrou que matéria e energia dobram o espaço-tempo. Portanto, para um gás quente, a energia cinética de seus átomos contribui para suas forças gravitacionais, medida pela medição da aceleração de corpos distantes. No entanto, as forças necessárias para conter ou isolar o gás trabalham contra esse excesso de pressão. O universo, por outro lado, não é isolado nem limitado. A expansão de um espaço cheio de gás quente seria efetivamente mais lenta (devido à autogravidade) do que a expansão de um universo cheio de gás frio. Pela mesma lógica, um meio com pressão negativa tal que $((\rho )_(total))+3p
A pressão negativa não é incomum. A pressão da água em algumas árvores altas torna-se negativa à medida que a nutrição sobe pelo sistema vascular. Em um campo elétrico ou magnético uniforme, também podem ser encontradas configurações com pressão negativa. Nesses casos, a pressão é algo como uma mola esticada sob tensão causada por forças internas. Em um nível microscópico, um reservatório de bósons de Higgs (partículas hipotéticas que geram massa de partículas no Modelo Padrão) cria uma pressão negativa quando suas excitações térmicas ou cinéticas são pequenas. De fato, o inflaton pode ser visto como uma versão pesada do bóson de Higgs. Uma versão proposta da energia escura, a quintessência, poderia ser uma versão ainda mais leve do Higgs.
Em princípio, não há limite inferior de pressão no universo. Embora coisas estranhas aconteçam se $w$ cair para um valor menor que $-1.$ Peças isoladas desse material podem ter uma massa negativa. …..Mas uma coisa é clara. Uma pressão negativa tão forte não ocorre para partículas e campos normais na relatividade geral. Numerosas observações levam a uma faixa mais estreita de parâmetros de energia escura do que aquelas que se seguem do raciocínio geral acima.
A combinação de previsões de vários modelos teóricos e as melhores observações do CMB, estruturas de grande escala e supernovas resulta em $$\Omega_(dark)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= -0,980 \pm0.053 $ $
Uma Breve História da Energia Escura
A energia escura, ou algo semelhante a ela, surgiu muitas vezes na história da cosmologia. A caixa de Pandora foi aberta por Einstein, que introduziu o campo gravitacional em suas equações. A expansão cósmica ainda não havia sido descoberta naquela época, e as equações corretamente "sugeriam" que o Universo contendo matéria não poderia ser estático sem uma adição matemática - a constante cosmológica, que é comumente denotada por $\Lambda$. O efeito equivale a encher o universo com um mar de energia negativa, no qual estrelas e nebulosas flutuam. A descoberta da extensão eliminou a necessidade dessa adição ad hoc à teoria.
Nas décadas seguintes, teóricos desesperados introduziram periodicamente $\Lambda$ na tentativa de explicar novos fenômenos astronômicos. Esses retornos sempre foram de curta duração e geralmente terminavam em explicações mais plausíveis para os achados. No entanto, desde a década de 1960, começou a surgir a ideia de que a energia do vácuo (zero) de todas as partículas e campos deve inevitavelmente gerar um termo semelhante a $\Lambda$. Além disso, há razões para acreditar que a constante cosmológica poderia surgir naturalmente nos estágios iniciais da evolução do Universo.
Em 1980, a teoria da inflação foi desenvolvida. Nesta teoria, o universo primitivo experimentou um período de expansão exponencial acelerada. A expansão foi devido à pressão negativa devido à nova partícula - . Inflaton provou ser muito bem sucedido. Ele permitiu muito. Esses paradoxos incluem os problemas do horizonte e a planicidade do Universo. As previsões da teoria estavam de acordo com várias observações cosmológicas.
Energia escura e o futuro do universo
Com a descoberta da energia escura, as ideias sobre como poderia ser o futuro distante do nosso Universo mudaram drasticamente. Antes dessa descoberta, a questão do futuro estava inequivocamente associada à questão da curvatura do espaço tridimensional. Se, como muitos acreditavam anteriormente, a curvatura do espaço em 2/3 determinasse a taxa atual de expansão do Universo, e não houvesse energia escura, então o Universo se expandiria indefinidamente, desacelerando gradualmente. Agora está claro que o futuro é determinado pelas propriedades da energia escura.
Como agora conhecemos mal essas propriedades, ainda não podemos prever o futuro. Você só pode considerar opções diferentes. É difícil dizer o que acontece em teorias com nova gravidade, mas há uma oportunidade de discutir outros cenários agora. Se a energia escura for constante no tempo, como é o caso da energia do vácuo, o universo sempre experimentará uma expansão acelerada. A maioria das galáxias acabará se afastando da nossa por uma distância enorme, e nossa galáxia, juntamente com alguns vizinhos, se tornará uma ilha no vazio. Se a energia escura é a quintessência, então em um futuro distante a expansão acelerada pode parar e até ser substituída pela contração. Neste último caso, o Universo voltará a um estado com matéria quente e densa, haverá um "Big Bang ao contrário", de volta no tempo.
O orçamento de energia do nosso universo. Vale a pena prestar atenção ao fato de que a parcela de matéria familiar (planetas, estrelas, todo o mundo ao nosso redor) representa apenas 4%, o resto são formas "escuras" de energia.
Um destino ainda mais dramático aguarda o Universo se a energia escura for um fantasma, e tal que sua densidade de energia aumente indefinidamente. A expansão do universo será cada vez mais rápida, acelerará tanto que as galáxias serão arrancadas dos aglomerados, as estrelas das galáxias, os planetas do sistema solar. As coisas chegarão ao ponto em que os elétrons se separarão dos átomos e os núcleos atômicos serão divididos em prótons e nêutrons. Haverá, como se costuma dizer, uma grande lacuna.
Tal cenário, no entanto, não parece muito provável. Muito provavelmente, a densidade de energia do fantasma permanecerá limitada. Mas mesmo assim, o Universo pode esperar um futuro incomum. O fato é que em muitas teorias o comportamento fantasma - um aumento na densidade de energia com o tempo - é acompanhado por instabilidades. Nesse caso, o campo fantasma no Universo se tornará altamente não homogêneo, sua densidade de energia em diferentes partes do Universo será diferente, algumas partes se expandirão rapidamente e algumas poderão entrar em colapso. O destino da nossa Galáxia dependerá da área em que ela cair.
Tudo isso, porém, se refere ao futuro, distante até mesmo pelos padrões cosmológicos. Nos próximos 20 bilhões de anos, o universo permanecerá praticamente o mesmo que é agora. Temos tempo para entender as propriedades da energia escura e, assim, prever mais definitivamente o futuro - e talvez até influenciá-lo.
