Hace apenas cien años, los científicos descubrieron que nuestro Universo está aumentando rápidamente de tamaño.
En 1870, el matemático inglés William Clifford llegó a la idea muy profunda de que el espacio puede ser curvado, y no igual en diferentes puntos, y que su curvatura puede cambiar con el tiempo. Incluso admitió que tales cambios están relacionados de alguna manera con el movimiento de la materia. Ambas ideas, muchos años después, formaron la base de la teoría general de la relatividad. El propio Clifford no vivió para ver esto: murió de tuberculosis a la edad de 34 años, 11 días antes del nacimiento de Albert Einstein.
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La astrospectrografía proporcionó la primera información sobre la expansión del Universo. En 1886, el astrónomo inglés William Huggins notó que las longitudes de onda de la luz estelar están ligeramente cambiadas en comparación con los espectros terrestres de los mismos elementos. A partir de la fórmula de la versión óptica del efecto Doppler, derivada en 1848 por el físico francés Armand Fizeau, es posible calcular la magnitud de la velocidad radial de la estrella. Tales observaciones permiten rastrear el movimiento de un objeto espacial.
Hace cien años, el concepto de Universo se basaba en la mecánica newtoniana y la geometría euclidiana. Incluso algunos científicos, como Lobachevsky y Gauss, que admitieron (¡solo como hipótesis!) La realidad física de la geometría no euclidiana, consideraban el espacio exterior como eterno e inmutable. La expansión del universo dificulta juzgar la distancia a las galaxias distantes. La luz que llegó 13 mil millones de años después desde la galaxia A1689-zD1 a 3.350 millones de años luz de distancia (A), se "enrojece" y se debilita a medida que atraviesa el espacio en expansión, y la propia galaxia retrocede (B). Llevará información sobre la distancia en corrimiento al rojo (13 mil millones de años luz), en tamaño angular (3.5 mil millones de años luz), en intensidad (263 mil millones de años luz), mientras que la distancia real es de 30 mil millones de años luz. años.
Un cuarto de siglo después, Vesto Slipher, un observatorio en Flagstaff, Arizona, aprovechó esta oportunidad para estudiar los espectros de las nebulosas espirales desde 1912 con un telescopio de 24 pulgadas con un buen espectrógrafo. Para obtener una imagen de alta calidad, la misma placa fotográfica estuvo expuesta durante varias noches, por lo que el proyecto avanzó lentamente. De septiembre a diciembre de 1913, Slipher estudió la nebulosa de Andrómeda y, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, llegó a la conclusión de que se aproxima a la Tierra 300 km por segundo.
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En 1917, publicó datos sobre las velocidades radiales de 25 nebulosas, que mostraban importantes asimetrías en sus direcciones. Solo cuatro nebulosas se acercaron al Sol, el resto escaparon (y algunas muy rápidamente).
Slipher no luchó por la fama y no promovió sus resultados. Por lo tanto, se hicieron conocidos en los círculos astronómicos solo cuando el famoso astrofísico británico Arthur Eddington llamó la atención sobre ellos.
En 1924, publicó una monografía sobre la teoría de la relatividad, que incluía una lista de 41 nebulosas encontradas por Slipher. Las mismas cuatro nebulosas desplazadas al azul estaban presentes allí, mientras que las 37 líneas espectrales restantes se desplazaron al rojo. Sus velocidades radiales variaron en el rango de 150 a 1800 km / sy, en promedio, 25 veces más altas que las velocidades de las estrellas de la Vía Láctea conocidas en ese momento. Esto sugirió que las nebulosas están involucradas en otros movimientos además de las luminarias "clásicas".
Islas espaciales
A principios de la década de 1920, la mayoría de los astrónomos creían que las nebulosas espirales estaban ubicadas en la periferia de la Vía Láctea, y más allá de ella no había nada más que un espacio oscuro vacío. Es cierto que incluso en el siglo XVIII, algunos científicos vieron cúmulos de estrellas gigantes en nebulosas (Immanuel Kant los llamó universos insulares). Sin embargo, esta hipótesis no fue popular, ya que no fue posible determinar de manera confiable las distancias a las nebulosas.
Este problema fue resuelto por Edwin Hubble, quien trabajó en un telescopio reflector de 100 pulgadas en el Observatorio Mount Wilson en California. En 1923-1924, descubrió que la nebulosa de Andrómeda está compuesta por muchos objetos luminosos, entre los que se encuentran estrellas variables de la familia Cefeida. Ya se sabía entonces que el período de cambio en su brillo aparente está asociado con la luminosidad absoluta, y por lo tanto las Cefeidas son adecuadas para calibrar distancias cósmicas. Con su ayuda, Hubble estimó la distancia a Andrómeda en 285.000 parsecs (según datos modernos, es de 800.000 parsecs). Se supuso entonces que el diámetro de la Vía Láctea era de aproximadamente 100.000 parsecs (de hecho, es tres veces menor). De esto se siguió que Andrómeda y la Vía Láctea deberían considerarse cúmulos estelares independientes. Hubble pronto identificó dos galaxias independientes más,que finalmente confirmó la hipótesis de los "universos insulares".
Para ser justos, debe tenerse en cuenta que dos años antes de Hubble, la distancia a Andrómeda fue calculada por el astrónomo estonio Ernst Opik, cuyo resultado, 450.000 parsecs, estaba más cerca del correcto. Sin embargo, utilizó una serie de consideraciones teóricas que no eran tan convincentes como las observaciones directas de Hubble.
En 1926, Hubble había realizado un análisis estadístico de observaciones de cuatrocientas "nebulosas extragalácticas" (usó este término durante mucho tiempo, evitando llamarlas galaxias) y propuso una fórmula para relacionar la distancia a una nebulosa con su brillo aparente. A pesar de los enormes errores de este método, nuevos datos confirmaron que las nebulosas se distribuyen más o menos uniformemente en el espacio y se ubican mucho más allá de los límites de la Vía Láctea. Ahora ya no había ninguna duda de que el espacio no está cerrado en nuestra Galaxia y sus vecinos más cercanos.
Modeladores espaciales
Eddington se interesó por los resultados de Slipher incluso antes de la elucidación final de la naturaleza de las nebulosas espirales. En ese momento, ya existía un modelo cosmológico, que en cierto sentido predecía el efecto revelado por Slipher. Eddington pensó mucho en ello y, naturalmente, no desaprovechó la oportunidad de dar un sonido cosmológico a las observaciones del astrónomo de Arizona.
La cosmología teórica moderna comenzó en 1917 con dos artículos revolucionarios que presentaban modelos del universo basados en la relatividad general. Uno de ellos fue escrito por el propio Einstein, el otro por el astrónomo holandés Willem de Sitter.
Leyes de Hubble
Edwin Hubble reveló empíricamente la proporcionalidad aproximada de los desplazamientos al rojo y las distancias galácticas, que él, utilizando la fórmula Doppler-Fizeau, convirtió en una proporcionalidad entre velocidades y distancias. Entonces, aquí estamos tratando con dos patrones diferentes.
Hubble no sabía cómo se relacionan entre sí, pero ¿qué dice la ciencia actual sobre esto?
Como ya mostró Lemaitre, la correlación lineal entre los desplazamientos al rojo cosmológicos (causados por la expansión del Universo) y las distancias no es absoluta. En la práctica, se observa bien solo para desplazamientos inferiores a 0,1. De modo que la ley empírica de Hubble no es exacta, sino aproximada, y la fórmula Doppler-Fizeau es válida solo para pequeños cambios del espectro.
Pero la ley teórica que vincula la velocidad radial de los objetos distantes con la distancia a ellos (con el coeficiente de proporcionalidad en la forma del parámetro de Hubble V = Hd) es válida para cualquier corrimiento al rojo. Sin embargo, la velocidad V que aparece en él no es la velocidad de señales físicas o cuerpos reales en el espacio físico. Esta es la tasa de aumento de las distancias entre las galaxias y los cúmulos de galaxias, que se debe a la expansión del Universo. Podríamos medirlo solo si pudiéramos detener la expansión del Universo, estirar instantáneamente cintas métricas entre galaxias, leer las distancias entre ellas y dividirlas por los intervalos de tiempo entre las mediciones. Naturalmente, las leyes de la física no lo permiten. Por lo tanto, los cosmólogos prefieren usar el parámetro H de Hubble en otra fórmula,donde aparece el factor de escala del Universo, que describe con precisión el grado de su expansión en diferentes épocas cósmicas (dado que este parámetro cambia con el tiempo, su valor moderno se designa como H0). El universo ahora se expande con aceleración, por lo que el valor del parámetro de Hubble está aumentando.
Al medir los corrimientos al rojo cosmológicos, obtenemos información sobre el grado de expansión del espacio. La luz de la galaxia, que nos llegó con el corrimiento al rojo cosmológico z, la dejó cuando todas las distancias cosmológicas eran 1 + z veces más pequeñas que en nuestra época. La información adicional sobre esta galaxia, como su distancia actual o la tasa de distancia desde la Vía Láctea, solo se puede obtener utilizando un modelo cosmológico específico. Por ejemplo, en el modelo de Einstein-de Sitter, una galaxia con z = 5 se aleja de nosotros a una velocidad de 1,1 s (la velocidad de la luz). Pero si comete un error común y simplemente iguala V / cyz, entonces esta velocidad será cinco veces la velocidad de la luz. La discrepancia, como podemos ver, es grave.
Dependencia de la velocidad de los objetos distantes del corrimiento al rojo según SRT, GRT (depende del modelo y el tiempo, la curva muestra el tiempo presente y el modelo actual) En pequeños desplazamientos, la dependencia es lineal.
Einstein, en el espíritu de la época, creía que el Universo como un todo es estático (trató de hacerlo infinito en el espacio también, pero no pudo encontrar las condiciones de contorno correctas para sus ecuaciones). Como resultado, construyó un modelo de un universo cerrado, cuyo espacio tiene una curvatura positiva constante (y por lo tanto tiene un radio finito constante). El tiempo en este Universo, por el contrario, fluye de manera newtoniana, en la misma dirección y a la misma velocidad. El espacio-tiempo de este modelo se curva debido al componente espacial, mientras que el componente temporal no se deforma de ninguna manera. La naturaleza estática de este mundo proporciona un "inserto" especial en la ecuación básica, que evita el colapso gravitacional y, por lo tanto, actúa como un campo antigravitacional omnipresente. Su intensidad es proporcional a una constante especial,que Einstein llamó universal (ahora se llama la constante cosmológica).
El modelo cosmológico de Lemaitre de la expansión del universo estaba muy adelantado a su tiempo. El universo de Lemaitre comienza con el Big Bang, después del cual la expansión primero se ralentiza y luego comienza a acelerarse.
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El modelo de Einstein hizo posible calcular el tamaño del universo, la cantidad total de materia e incluso el valor de la constante cosmológica. Esto requiere solo la densidad promedio de materia cósmica, que, en principio, se puede determinar a partir de observaciones. No es una coincidencia que Eddington admirara este modelo y usara Hubble en la práctica. Sin embargo, está arruinado por la inestabilidad, que Einstein simplemente no notó: a la menor desviación del radio del valor de equilibrio, el mundo de Einstein se expande o sufre un colapso gravitacional. Por tanto, este modelo no tiene nada que ver con el Universo real.
Mundo vacío
De Sitter también construyó, como él mismo creía, un mundo estático de curvatura constante, pero no positivo, sino negativo. Contiene la constante cosmológica de Einstein, pero no hay materia en absoluto. Cuando se introducen partículas de prueba de masa arbitrariamente pequeña, se dispersan y van al infinito. Además, el tiempo fluye más lentamente en la periferia del universo de De Sitter que en su centro. Debido a esto, las ondas de luz provienen de grandes distancias con un corrimiento al rojo, incluso si su fuente es estacionaria en relación con el observador. Entonces, en la década de 1920, Eddington y otros astrónomos se preguntaron si el modelo de De Sitter tenía algo que ver con la realidad reflejada en las observaciones de Slipher.
Estas sospechas se confirmaron, aunque de forma diferente. La naturaleza estática del universo de De Sitter resultó ser imaginaria, ya que estaba asociada con una desafortunada elección del sistema de coordenadas. Tras corregir este error, el espacio de De Sitter resultó ser plano, euclidiano, pero no estático. Debido a la constante cosmológica anti-gravitacional, se expande, mientras mantiene una curvatura cero. Debido a esta expansión, las longitudes de onda de los fotones aumentan, lo que implica el desplazamiento de las líneas espectrales predichas por De Sitter. Vale la pena señalar que así es como se explica hoy el corrimiento al rojo cosmológico de galaxias distantes.
De la estadística a la dinámica
La historia de las teorías cosmológicas abiertamente no estáticas comienza con dos artículos del físico soviético Alexander Friedman, publicados en la revista alemana Zeitschrift fur Physik en 1922 y 1924. Friedman calculó modelos de universos con curvaturas positivas y negativas variables en el tiempo, que se convirtieron en el fondo dorado de la cosmología teórica. Sin embargo, sus contemporáneos apenas notaron estos trabajos (Einstein al principio incluso consideró el primer artículo de Friedman matemáticamente erróneo). El propio Friedman creía que la astronomía aún no contaba con un arsenal de observaciones que permitiera decidir cuál de los modelos cosmológicos es más acorde con la realidad, y por tanto se limitó a las matemáticas puras. Tal vez hubiera actuado de manera diferente si se hubiera familiarizado con los resultados de Slipher, pero esto no sucedió.
El mayor cosmólogo de la primera mitad del siglo XX, Georges Lemaitre, pensaba de otra manera. En casa, en Bélgica, defendió su disertación en matemáticas, y luego, a mediados de la década de 1920, estudió astronomía, en Cambridge bajo la dirección de Eddington y en el Observatorio de Harvard en Harlow Shapley (durante su estadía en los Estados Unidos, donde preparó su segunda disertación en el MIT, conocí a Slipher y Hubble). En 1925, Lemaitre fue el primero en demostrar que la naturaleza estática del modelo de De Sitter era imaginaria. Al regresar a su tierra natal como profesor en la Universidad de Lovaina, Lemaitre construyó el primer modelo de un universo en expansión con una clara lógica astronómica. Sin exagerar, este trabajo fue un avance revolucionario en la ciencia espacial.
Revolución ecuménica
En su modelo, Lemaitre retuvo una constante cosmológica con un valor numérico de Einstein. Por lo tanto, su universo comienza en un estado estático, pero con el tiempo, debido a las fluctuaciones, entra en el camino de la expansión constante con una velocidad creciente. En esta etapa, conserva una curvatura positiva, que disminuye a medida que aumenta el radio. Lemaitre incluyó en la composición de su universo no solo la materia, sino también la radiación electromagnética. Ni Einstein ni De Sitter, cuyo trabajo era conocido por Lemaitre, ni Friedman, de quien no sabía nada en ese momento, hicieron esto.
Coordenadas asociadas
En los cálculos cosmológicos, es conveniente utilizar sistemas de coordenadas acompañantes que se expanden al unísono con la expansión del universo. En el modelo idealizado, donde las galaxias y los cúmulos galácticos no participan en ningún movimiento adecuado, las coordenadas que las acompañan no cambian. Pero la distancia entre dos objetos en un momento dado es igual a su distancia constante en las coordenadas que los acompañan, multiplicada por la magnitud del factor de escala para ese momento. Esta situación se puede ilustrar fácilmente en un globo inflable: la latitud y la longitud de cada punto no cambian, y la distancia entre cualquier par de puntos aumenta al aumentar el radio.
El uso de coordenadas ayuda a comprender las profundas diferencias entre la cosmología del universo en expansión, la relatividad especial y la física newtoniana. Entonces, en la mecánica newtoniana, todos los movimientos son relativos y la inmovilidad absoluta no tiene significado físico. Por el contrario, en cosmología, la inmovilidad en las coordenadas que la acompañan es absoluta y, en principio, puede confirmarse mediante observaciones. La teoría de la relatividad especial describe procesos en el espacio-tiempo, a partir de los cuales, utilizando las transformaciones de Lorentz, se pueden utilizar un número infinito de formas para aislar componentes espaciales y temporales. El espacio-tiempo cosmológico, por el contrario, se desintegra naturalmente en un espacio curvo en expansión y un solo tiempo cósmico. En este caso, la velocidad de recesión de galaxias distantes puede superar muchas veces la velocidad de la luz.
Lemaitre, en Estados Unidos, sugirió que los desplazamientos al rojo de las galaxias distantes se deben a la expansión del espacio, que "estira" las ondas de luz. Ahora lo demostró matemáticamente. También demostró que los corrimientos al rojo pequeños (mucho menos que la unidad) son proporcionales a la distancia a la fuente de luz, y el coeficiente de proporcionalidad depende solo del tiempo y lleva información sobre la tasa actual de expansión del Universo. Dado que de la fórmula Doppler-Fizeau se siguió que la velocidad radial de la galaxia es proporcional al corrimiento al rojo, Lemaître concluyó que esta velocidad también es proporcional a su distancia. Habiendo analizado las velocidades y distancias de 42 galaxias de la lista de Hubble y teniendo en cuenta la velocidad intragaláctica del Sol, estableció los valores de los coeficientes de proporcionalidad.
Trabajo inadvertido
Lemaitre publicó su trabajo en 1927 en francés en la revista ilegible Annals of the Scientific Society of Brussels. Se cree que esta fue la razón principal por la que inicialmente pasó casi desapercibida (incluso por su maestro Eddington). Es cierto que en el otoño del mismo año, Lemaitre pudo discutir sus hallazgos con Einstein y aprendió de él sobre los resultados de Friedmann. El creador de la relatividad general no tenía objeciones técnicas, pero decididamente no creía en la realidad física del modelo de Lemaitre (al igual que no aceptaba las conclusiones de Friedmann antes).
Cartas de Hubble
Mientras tanto, a fines de la década de 1920, Hubble y Humason encontraron una correlación lineal entre las distancias de hasta 24 galaxias y sus velocidades radiales, calculadas (principalmente por Slipher) a partir de los desplazamientos al rojo. A partir de esto, Hubble concluyó que la velocidad radial de la galaxia es directamente proporcional a la distancia a ella. El coeficiente de esta proporcionalidad ahora se denomina H0 y se denomina parámetro de Hubble (según los últimos datos, supera ligeramente los 70 (km / s) / megaparsec).
El artículo de Hubble con un gráfico de la relación lineal entre las velocidades y distancias galácticas se publicó a principios de 1929. Un año antes, el joven matemático estadounidense Howard Robertson, siguiendo a Lemaitre, dedujo esta dependencia del modelo del Universo en expansión, que Hubble pudo haber conocido. Sin embargo, en su famoso artículo, este modelo no fue mencionado ni directa ni indirectamente. Más tarde, Hubble expresó dudas de que las velocidades que aparecen en su fórmula realmente describan los movimientos de las galaxias en el espacio exterior, pero siempre se abstuvo de su interpretación específica. Vio el significado de su descubrimiento al demostrar la proporcionalidad de las distancias galácticas y los desplazamientos al rojo, y dejó el resto a los teóricos. Por lo tanto, con el debido respeto a Hubble, no hay razón para considerarlo el descubridor de la expansión del Universo.
¡Y sin embargo se está expandiendo
Sin embargo, Hubble allanó el camino para el reconocimiento de la expansión del universo y el modelo de Lemaitre. Ya en 1930 se le rindió homenaje a maestros de la cosmología como Eddington y De Sitter; un poco más tarde, los científicos notaron y apreciaron el trabajo de Friedman. En 1931, por sugerencia de Eddington, Lemaitre tradujo al inglés su artículo (con pequeños cortes) para el Monthly News of the Royal Astronomical Society. Ese mismo año, Einstein estuvo de acuerdo con las conclusiones de Lemaitre y un año después, junto con De Sitter, construyó un modelo de un Universo en expansión con espacio plano y tiempo curvo. Este modelo, debido a su simplicidad, ha sido muy popular entre los cosmólogos durante mucho tiempo.
En el mismo 1931, Lemaitre publicó una breve descripción (y sin ningún tipo de matemáticas) de otro modelo más del Universo, combinando cosmología y mecánica cuántica. En este modelo, el momento inicial es la explosión del átomo primario (Lemaitre también lo llamó un cuanto), que dio lugar tanto al espacio como al tiempo. Dado que la gravedad ralentiza la expansión del Universo recién nacido, su velocidad disminuye, es posible que casi llegue a cero. Más tarde, Lemaitre introdujo una constante cosmológica en su modelo, que obligó al Universo a moverse con el tiempo hacia un régimen estable de expansión acelerada. Así que anticipó tanto la idea del Big Bang como los modelos cosmológicos modernos que tienen en cuenta la presencia de energía oscura. Y en 1933, identificó la constante cosmológica con la densidad de energía del vacío, en la que nadie había pensado antes. Es asombroso¡Cuánto se adelantó a su tiempo este científico, sin duda digno del título de descubridor de la expansión del Universo!
Alexey Levin
