Univers în expansiune. Big Bang-ul și universul în expansiune

Unde se extinde Universul?
Cred că toată lumea a auzit deja asta Universul se extinde, și adesea ne imaginăm ca pe o minge uriașă plină cu galaxii și nebuloase, care crește dintr-o stare mai mică și gândul se strecoară în aceea la începutul timpului. Univers În general, a fost strâns într-un punct.

Atunci apare întrebarea, ce este în spate frontieră , Și unde universul se extinde ? Dar despre ce frontieră vorbim?! Nu-i aşa Univers nu infinit?! Totuși, să încercăm să ne dăm seama.

Expansiunea Universului și a Sferei Hubble

Să ne imaginăm că observăm printr-un telescop super uriaș, în care putem vedea orice Univers . Se extinde și galaxiile sale se îndepărtează de noi. Mai mult, cu cât sunt mai departe spațial față de noi, cu atât galaxiile se îndepărtează mai repede. Să privim din ce în ce mai departe. Și la o oarecare distanță se dovedește că toate corpurile se îndepărtează față de noi cu viteza luminii. Aceasta creează o sferă numită Sfera Hubble . Acum este puțin mai puțin 14 miliarde de ani lumină și tot ce este în afara ei zboară față de noi mai repede decât lumina. Acest lucru ar părea să contrazică Teorii ale relativității , deoarece viteza nu poate depăși viteza luminii. Dar nu, pentru că aici nu vorbim despre viteza obiectelor în sine, ci despre viteză extinderea spațiului . Dar acest lucru este complet diferit și poate fi orice.
Dar putem privi mai departe. La o anumită distanță, obiectele se îndepărtează atât de repede încât nu le vom vedea deloc. Fotonii emiși în direcția noastră pur și simplu nu vor ajunge niciodată pe Pământ. Ele sunt ca o persoană care merge în sens contrar unei scări rulante. Ei vor fi duși înapoi de spațiul care se extinde rapid. Limita unde se întâmplă acest lucru este numită Orizontul particulelor . Acum este vorba 46,5 miliarde de ani lumină . Aceasta distanta creste, deoarece Universul se extinde . Aceasta este granița așa-zisului Univers observabil . Și nu vom vedea niciodată totul dincolo de această graniță.
Și aici este cel mai interesant lucru. Ce se află în spatele ei? Poate acesta este răspunsul la întrebare?! Se pare că totul este foarte prozaic. De fapt, nu există graniță. Și acolo aceleași galaxii, stele și planete se extind pe miliarde de miliarde de kilometri.

Dar cum?! Cum se întâmplă asta?!

Centrul de expansiune al universului și orizontul particulelor

Doar Univers împrăștie destul de inteligent. Acest lucru se întâmplă în fiecare punct al spațiului în același mod. Este ca și cum am luat o grilă de coordonate și am mărit scara acesteia. Acest lucru face să pară că toate galaxiile se îndepărtează de noi. Dar, dacă te muți într-o altă Galaxy, vei vedea aceeași imagine. Acum toate obiectele se vor îndepărta de el. Adică, în fiecare punct al spațiului va părea că ne aflăm centru de expansiune . Deși nu există un centru.
Deci dacă ne găsim lângă Orizontul particulelor , Galaxiile vecine nu vor zbura departe de noi viteza mai mare Sveta. La urma urmelor Orizontul particulelor mută-te cu noi și iarăși va fi foarte departe. În consecință, granițele se vor schimba Univers observabil și vom vedea noi Galaxii care anterior erau inaccesibile pentru observație. Și această operațiune se poate face la nesfârșit. Vă puteți deplasa la orizontul particulelor din nou și din nou, dar apoi el însuși se va schimba, deschizând noi perspective. Univers . Adică nu vom ajunge niciodată la granițele ei și se dovedește că Univers si este adevarat infinit . Ei bine, doar partea observabilă a acesteia are limite.
Ceva asemanator se intampla in Glob . Ni se pare că orizontul este o graniță suprafata pamantului, dar merită să trecem în acel punct și se dovedește că nu există graniță. U Univers nu există limită dincolo de care să nu existe spaţiu-timp sau ceva de genul asta. Doar că aici întâlnim infinit , ceea ce este neobișnuit pentru noi. Dar poți spune asta Univers a fost întotdeauna infinit și se întinde în timp ce continuă să rămână infinit. Ea poate face acest lucru deoarece spațiul nu are cea mai mică particulă. Se poate întinde cât de mult se dorește. Universul, pentru expansiune, nu are nevoie de granițe și zone în care să se extindă. Deci asta pur și simplu nu există.

Așa că stai puțin, ce zici Big bang ?! Nu a fost tot ce există în spațiu comprimat într-un punct mic?!

Nu! A fost doar comprimat într-un punct limita observabilă a universului . Dar, în ansamblu, nu a avut niciodată limite. Pentru a înțelege asta, să ne imaginăm Univers miliarde de secundă după, când partea observată era de mărimea unei mingi de baschet. Chiar și atunci ne putem muta la Orizontul particulelor si tot ce este vizibil Univers se va muta. Putem face asta de câte ori vrem și se dovedește că Univers într-adevăr infinit .
Și putem face același lucru înainte. Astfel, deplasându-ne înapoi în timp, ne vom găsi mai aproape de Big bang . Dar, în același timp, de fiecare dată vom descoperi asta Universul este infinit în fiecare perioadă de timp! Chiar și în momentul Big Bang-ului! Și se dovedește că nu s-a întâmplat într-un punct anume, ci peste tot, în fiecare punct, care nu are limită la Cosmos.
Totuși, aceasta este doar o teorie. Da, este destul de consistent și logic, dar nu lipsit de neajunsurile sale.

În ce stare se afla substanța în acest moment? Big bang ? Ce s-a întâmplat înainte și de ce s-a întâmplat? Până acum, nu există răspunsuri clare la aceste întrebări. Dar lumea științifică nu stă pe loc și poate chiar vom deveni martori oculari la soluționarea acestor mistere.

În istoria cunoașterii lumii din jurul nostru, o direcție generală este clar vizibilă - recunoașterea treptată a inepuizabilității naturii, infinitatea ei în toate privințele. Universul este infinit în spațiu și timp, iar dacă renunțăm la ideile lui I. Newton despre „primul impuls”, atunci acest tip de viziune asupra lumii poate fi considerat complet materialist. Universul lui Newton a susținut că spațiul este containerul tuturor corpurilor cerești, cu mișcarea și masa cărora nu este în niciun fel conectat; Universul este întotdeauna același, adică staționar, deși moartea și nașterea lumilor are loc constant în el.

S-ar părea că cerul cosmologiei newtoniene promitea să fie fără nori. Cu toate acestea, foarte curând a trebuit să mă conving de contrariul. Pe parcursul secolului al XIX-lea. au fost descoperite trei contradicţii, care au fost formulate sub forma a trei paradoxuri, numite cosmologice. Păreau să submineze ideea infinitului universului.

Paradoxul fotometric. Dacă Universul este infinit și stelele din el sunt distribuite uniform, atunci în orice direcție ar trebui să vedem o stea. În acest caz, fundalul cerului ar fi orbitor de strălucitor, ca Soarele.

Paradoxul gravitațional. Dacă Universul este infinit și stelele își ocupă uniform spațiul, atunci forța gravitațională în fiecare punct ar trebui să fie infinit de mare și, prin urmare, accelerațiile relative ale corpurilor cosmice ar fi infinit de mari, ceea ce, după cum se știe, nu este cazul.

Paradoxul termodinamic. Conform celei de-a doua legi a termodinamicii, totul procese fiziceîn Univers se reduce în cele din urmă la eliberarea de căldură, care este disipată ireversibil în spațiu. Mai devreme sau mai târziu, toate corpurile se vor răci la temperatura de zero absolut, mișcarea se va opri și „moartea termică” va avea loc pentru totdeauna. Universul a avut un început și inevitabil se va sfârși.

Primul sfert al secolului XX trecută în așteptarea languidă a deznodământului. Nimeni, desigur, nu a vrut să nege infinitul Universului, dar, pe de altă parte, nimeni nu a reușit să elimine paradoxurile cosmologice ale Universului staționar. Doar geniul lui Albert Einstein a adus un nou spirit dezbaterilor cosmologice.

Fizica clasică newtoniană, așa cum sa menționat deja, a considerat spațiul ca un container de corpuri. Potrivit lui Newton, nu ar putea exista nicio interacțiune între corpuri și spațiu.

În 1916, A. Einstein a publicat principiile teorie generală relativitatea. Una dintre ideile sale principale este că corpurile materiale, în special mase mari, îndoaie vizibil spațiul. Din această cauză, de exemplu, o rază de lumină care trece lângă Soare își schimbă direcția inițială.

Să ne imaginăm acum că în întreaga parte a Universului pe care o observăm, materia este „răspândită” uniform în spațiu și aceleași legi se aplică în orice punct al acestuia. La o anumită densitate medie a materiei cosmice, partea limitată selectată a Universului nu numai că va îndoi spațiul, dar

îl va închide chiar „pe sine”. Universul (mai precis, o parte selectată a acestuia) se va transforma într-o lume închisă, care amintește de o sferă obișnuită. Dar numai aceasta va fi o sferă cu patru dimensiuni, sau o hipersferă, pe care noi, ființe tridimensionale, nu suntem capabili să ne imaginăm. Cu toate acestea, gândind prin analogie, putem înțelege cu ușurință unele dintre proprietățile hipersferei. Ea, ca o sferă obișnuită, are un volum finit care conține o masă finită de materie. Dacă zburați în aceeași direcție tot timpul în spațiul cosmic, atunci după un anumit număr de miliarde de ani puteți ajunge la punctul de plecare.

Ideea posibilității unui Univers închis a fost exprimată pentru prima dată de A. Einstein. În 1922, matematicianul sovietic A. A. Friedman a demonstrat că „universul închis” al lui Einstein nu ar putea fi static. În orice caz, spațiul său fie se extinde, fie se contractă cu tot conținutul său.

În 1929, astronomul american E. Hubble a descoperit un model remarcabil: liniile din spectrele marii majorități a galaxiilor sunt deplasate spre capătul roșu, iar deplasarea corpurilor este mai mare cu cât galaxia se află mai departe de noi. Acest fenomen interesant numit redshift. După ce au explicat deplasarea la roșu prin efectul Doppler, adică o modificare a lungimii de undă a luminii din cauza mișcării sursei, oamenii de știință au ajuns la concluzia că distanța dintre galaxiile noastre și alte galaxii este în continuă creștere. Desigur, galaxiile nu zboară în toate direcțiile de Galaxie noastră, care nu ocupă nicio poziție specială în Metagalaxie, dar există o îndepărtare reciprocă a tuturor galaxiilor. Aceasta înseamnă că un observator situat în orice galaxie ar putea, ca și noi, să detecteze o deplasare spre roșu, i s-ar părea că toate galaxiile se îndepărtează de el. Astfel, Metagalaxia este non-staționară. Descoperirea expansiunii Metagalaxiei indică faptul că Metagalaxia în trecut nu era la fel ca acum și va deveni diferită în viitor, adică Metagalaxia evoluează.

Vitezele de retragere ale galaxiilor sunt determinate de deplasarea spre roșu. În multe galaxii, acestea sunt foarte mari, comparabile cu viteza luminii. Cele mai mari viteze, uneori depășind

unii quasari, care sunt considerați cele mai îndepărtate obiecte ale Metagalaxiei de noi, au o viteză de 250 mii km/s.

Legea conform căreia deplasarea la roșu (și deci viteza de îndepărtare a galaxiilor) crește proporțional cu distanța de la galaxii (legea lui Hubble) poate fi scrisă astfel: v - Нr, unde v este viteza radială a galaxiei; r este distanța până la acesta; H este constanta Hubble. De estimări moderne, valoarea lui H este în limitele:

În consecință, rata de expansiune observată a Metagalaxiei este de așa natură încât galaxiile separate de o distanță de 1 Mpc (3 10 19 km) se îndepărtează unele de altele cu o viteză de 50 până la 100 km/s. Dacă se știe viteza cu care se îndepărtează galaxia, atunci distanța până la galaxiile îndepărtate poate fi calculată.

Deci, trăim într-o Metagalaxie în expansiune. Acest fenomen are propriile sale caracteristici. Expansiunea Metagalaxiei se manifestă doar la nivelul clusterelor și superclusterelor de galaxii, adică sistemelor ale căror elemente sunt galaxii. O altă caracteristică a expansiunii Metagalaxiei este că nu există niciun centru din care galaxiile să se împrăștie.

Expansiunea Metagalaxiei este cel mai ambițios fenomen natural cunoscut în prezent. Interpretarea sa corectă are o semnificație extrem de mare de viziune asupra lumii. Nu este o coincidență că, în explicarea cauzei acestui fenomen, s-a dezvăluit brusc o diferență radicală între opiniile filozofice ale oamenilor de știință. Unii dintre ei, identificând Metagalaxia cu întregul Univers, încearcă să demonstreze că expansiunea Metagalaxiei confirmă credința religioasă despre originea supranaturală, divină, a Universului. Cu toate acestea, există procese naturale cunoscute în Univers care ar fi putut cauza expansiunea observată în trecut. După toate probabilitățile, acestea sunt explozii. Scara lor ne uimește chiar și atunci când studiem tipuri individuale de galaxii. Ne putem imagina că expansiunea Metagalaxiei

a început de asemenea cu un fenomen care amintește de o explozie colosală de materie cu temperatură și densitate enormă.

Deoarece Universul se extinde, este firesc să ne gândim că odinioară era mai mic și că la un moment dat tot spațiul a fost comprimat într-un supradens. punct material. Acesta a fost momentul așa-numitei singularități, care nu poate fi descrisă de ecuațiile fizicii moderne. Din motive necunoscute, a avut loc un proces similar cu o explozie și de atunci Universul a început să se „expandă”. Procesele care au loc în acest caz sunt explicate de teoria Universului fierbinte.

În 1965, oamenii de știință americani A. Penzias și R. Wilson au găsit dovezi experimentale că Universul este într-o stare superdensă și fierbinte, adică radiația cosmică de fond cu microunde. S-a dovedit că spațiul cosmic pline cu unde electromagnetice, care sunt mesageri din acea epocă străveche a dezvoltării Universului, când nu existau încă stele, galaxii sau nebuloase. Radiația CMB pătrunde în tot spațiul, în toate galaxiile, participă la expansiunea Metagalaxiei. Radiația electromagnetică CMB se află în domeniul radio cu lungimi de undă de la 0,06 cm la 60 cm Distribuția energiei este similară cu spectrul unui corp absolut negru cu o temperatură de 2,7 K. Densitatea de energie a radiației CMB este de 4 10 -13 erg/. cm 3, radiația maximă are loc la 1,1 mm. În acest caz, radiația în sine are caracterul unui anumit fond, deoarece umple tot spațiul și este complet izotropă. Este un martor al stării inițiale a Universului.

Este foarte important că, deși această descoperire a fost făcută întâmplător în timpul studierii interferențelor radio cosmice, existența radiației cosmice de fond cu microunde a fost prezisă de teoreticieni. D. Gamow a fost unul dintre primii care au prezis această radiație, dezvoltând teoria originii elemente chimice care a apărut în primele minute după Big Bang. Prezicerea existenței radiațiilor cosmice de fond cu microunde și detectarea acesteia în spațiul cosmic este un alt exemplu convingător al cunoașterii lumii și a legilor sale.

Toate modelele cosmologice dinamice dezvoltate afirmă ideea expansiunii Universului dintr-o stare superdensă și superfierbintă, numită singular. Astrofizicianul american D. Gamow a ajuns la conceptul Big Bang și al Universului fierbinte în primele etape ale evoluției sale. Analiza problemelor stadiului inițial al evoluției Universului a fost posibilă datorită noilor idei despre natura vidului. Soluția cosmologică obținută de W. de Sitter pentru vid (r ~ e Ht) a arătat că expansiunea exponențială este instabilă: nu poate continua la infinit. După o perioadă relativ scurtă de timp, expansiunea exponențială se oprește, are loc o tranziție de fază în vid, timp în care energia vidului se transformă în substanță obișnuităși energia cinetică a expansiunii Universului. Big Bang-ul a avut loc acum 15-20 de miliarde de ani.

Conform modelului standard al unui Univers fierbinte, materia superdensă după Big Bang a început să se extindă și să se răcească treptat. Pe măsură ce expansiunea a progresat, au avut loc tranziții de fază, în urma cărora forta fizica interacțiunile corpurilor materiale. La valori experimentale ale unor parametri fizici de bază precum densitatea și temperatura (p ~ 10 96 kg/m 3 și T ~ 10 32 K), la stadiu inițial expansiunea universului diferența dintre particule elementare iar patru tipuri de interacțiuni fizice sunt practic absente. Începe să apară când temperatura scade și începe diferențierea materiei.

Astfel, idei moderne despre istoria apariției Metagalaxiei noastre se bazează pe cinci observații experimentale importante:

1. Un studiu al liniilor spectrale ale stelelor arată că Metagalaxia, în medie, are o singură compozitia chimica. Predomină hidrogenul și heliul.

2. În spectrele elementelor galaxiilor îndepărtate, este detectată o schimbare sistematică a părții roșii a spectrului. Magnitudinea

Această deplasare crește pe măsură ce galaxiile se îndepărtează de observator.

3. Măsurătorile undelor radio care vin din spațiu în intervalele de centimetri și milimetri indică faptul că spațiul cosmic este umplut uniform și izotrop cu emisii radio slabe. Semnătura spectrală a acestei așa-numite radiații de fond corespunde radiației corpului negru la o temperatură de aproximativ 2,7 grade Kelvin.

4. Prin observatii astronomice, distribuția pe scară largă a galaxiilor corespunde unei densități de masă constantă, care, conform estimărilor moderne, este de cel puțin 0,3 barioni pe metru cub.

5. Analiza procesului dezintegrare radioactivăîn meteoriți arată că unele dintre aceste componente trebuie să fi apărut între 14 și 24 de miliarde de ani în urmă.

Universul se extinde. Dar, într-un fel, expansiunea nu a fost încă observată direct: teoreticienii construiesc diverse modele, permițându-ne să o descriem, dar nu vedem cum obiectele spațiale în timp real devin din ce în ce mai îndepărtate.

Precizia observațiilor trebuie îmbunătățită considerabil, iar cu tehnologia actuală va trebui să așteptăm secole, sau cel puțin decenii, pentru a acumula date care ilustrează acest proces.

Pentru a construi un model care să demonstreze expansiunea Universului, de obicei comparăm Universul în expansiune cu o umflare balon. În același timp, presupunem că întreaga „zonă de observare” ne este disponibilă în întregime și într-o clipă. De fapt, cu cât observăm o galaxie mai îndepărtată, cu atât este nevoie de mai mult timp pentru ca lumina ei să ajungă în retina ochilor noștri. În consecință, în momentul emiterii acestei lumini, galaxia părea să se afle la suprafața unei mingi „mai puțin umflate”. Cele mai îndepărtate galaxii pe care le-am observat sunt vizibile într-un moment în care „bila” era foarte mică. Astfel, din cauza vitezei finite a luminii, vedem o imagine foarte distorsionată a lumii din jurul nostru.

O caracteristică specială a acestui model al Universului în expansiune este un fel de „privire din exterior”. Parcă privim dintr-o dimensiune „extra” și în plus vedem totul deodată, observând procese folosind un singur „ceas cosmic”, adică acoperim întregul Univers deodată, primind informații cu o viteză infinită. Această „vedere a lui Dumnezeu” este inaccesibilă observatorului obișnuit.

Suntem pe Pământ, în interiorul Universului. Semnalele vin la noi cu o viteză finită - viteza luminii. Prin urmare, vedem obiectele îndepărtate așa cum erau în trecutul îndepărtat. În astronomie, deplasarea spre roșu este o deplasare a spectrului către roșu. Acest fenomen poate fi o expresie a efectului Doppler, a deplasării gravitaționale spre roșu sau a combinațiilor acestora. Atât deplasarea cosmologică către roșu cauzată de expansiunea spațiului în Univers, cât și deplasarea roșie (sau violetă) asociată cu efectul Doppler din cauza mișcării adecvate a galaxiilor contribuie la deplasarea liniilor din spectrele galactice.

În urma descoperirii deplasării spre roșu în spectrele galaxiilor îndepărtate, s-a sugerat că aceasta a fost cauzată de ceva de genul „oboseală de călătorie”: un proces necunoscut face ca fotonii să piardă energie pe măsură ce se îndepărtează de sursa de lumină și, prin urmare, „devin roșii”.

Dar această ipoteză nu este de acord cu observațiile. De exemplu, atunci când o stea explodează ca o supernovă, ea explodă și apoi se estompează. Supernovele de tip 1a, folosite pentru a determina distanțele până la galaxii, au un timp de descompunere de aproximativ două săptămâni. În această perioadă de timp sunt emiși un anumit număr de fotoni. Ipoteza „oboselii” spune că în timpul călătoriei vor pierde energie, dar observatorul va vedea totuși un flux de fotoni care durează două săptămâni. Într-un spațiu în expansiune, nu numai fotonii înșiși sunt „întinși” (din cauza cărora își pierd energie), ci și fluxul lor. Prin urmare, este nevoie de mai mult de două săptămâni pentru ca toți să „ajungă” pe Pământ.

Există două probleme cu distanța în cosmologie: totul este situat foarte departe unul de celălalt și se mișcă rapid. În timp ce lumina ajunge la observator de la sursă, distanța acestora se va schimba foarte mult. În același timp, distanța până la obiecte „în acest moment” nu poate fi măsurată măsurare directă, deoarece această procedură necesită un timp finit (și, în general, destul de mare) asociat cu propagarea semnalului: pur și simplu nu vedem obiectele îndepărtate așa cum sunt în în acest moment. Acest lucru complică totul, pentru că, folosind experiența de zi cu zi, suntem obișnuiți să ne imaginăm totul „așa cum este acum”. În cosmologie, putem calcula distanțe și viteze doar „în acest moment” în cadrul unui anumit model, sau le putem obține într-un „mod giratoriu”, dar nu folosind metode moderne observatii.

Pe măsură ce Universul se extinde, regiunea sa observabilă are acum o rază de peste 14 miliarde de ani lumină. Pe măsură ce lumina călătorește, spațiul pe care îl traversează se extinde. În momentul în care ajunge la noi, distanța până la galaxia care a emis-o devine mai mare decât pur și simplu calculată din timpul de „călătorie” a fotonului (aproximativ a doua).

Mulți oameni își amintesc evenimentele de ieri mai bine decât alaltăieri, dar nu își amintesc deloc de acum o săptămână. Dar unele amintiri din copilărie și tinerețe strălucesc pentru ei, de parcă totul s-ar fi întâmplat ieri. Dacă luăm o galaxie ca a noastră, se dovedește că până la o anumită distanță (și când ne uităm la obiecte îndepărtate, ne uităm în trecut!) aceasta va arăta din ce în ce mai mică. Dar atunci - iată și iată! - dimensiunea vizibilă va începe să crească. Acest lucru se datorează faptului că lumina din galaxia observată a fost emisă când Universul era tânăr, când eram mult mai aproape. În consecință, distanța unghiulară față de obiectele îndepărtate se schimbă în același mod bizar. Unghiul dintre razele de lumină nu se schimbă pe măsură ce se propagă într-un univers „plat”. Prin urmare, distanța unghiulară până la un obiect spațial depinde doar de cât de departe se afla în momentul emisiei.

Distanța adecvată este distanța fizică dintre obiecte. Se schimbă în funcție de expansiunea Universului. Distanța, care este de obicei menționată în toate articolele și știrile, este egală cu traseul luminii parcurs de la sursă din momentul emisiei. Este aproximativ egal cu al său la distanțe relativ scurte, unde în timpul propagării semnalului Universul nu a avut timp să se extindă semnificativ. Coordonatele însoțitoare sunt legate de o grilă de coordonate care se extinde odată cu expansiunea Universului. Poziția obiectelor în raport cu acesta rămâne neschimbată, în timp ce distanțele adecvate dintre ele cresc în funcție de modificarea factorului de scară. Este important ca distanța unghiulară să fie egală cu distanța intrinsecă în momentul emiterii radiației.

Până acum, orizontul s-a ridicat ca „linia unde pământul se întâlnește cu cerul”. Pe măsură ce înțelegerea noastră a Universului s-a îmbunătățit, în vocabularul oamenilor de știință au început să apară tot mai multe „orizonturi”, care nu au fost posibile (fie și doar pentru că viteza maximă posibilă în lumea noastră este limitată de viteza luminii). Orizontul particulelor este o sferă în expansiune, a cărei rază este determinată de distanța până la cea mai îndepărtată sursă, în principiu observabilă la un moment dat în timp (vorbim despre distanța proprie față de obiect în momentul primirii fotonului). , și nu în momentul emisiei). Un astfel de orizont nu poate fi definit ca viteza luminii înmulțită cu timpul după începerea expansiunii, deoarece în timp ce fotonul călătorește, universul se extinde. Dar dacă vorbim despre particule ca despre galaxii care au apărut într-un moment nu prea devreme al evoluției universului, atunci un astfel de orizont va fi și în modele accelerate. Există și în Universul nostru. Distanța până la orizontul evenimentului este distanța (în prezent) până la particula pe care semnalul nostru luminos trimis chiar acum o poate atinge. Observăm galaxii la deplasarea spre roșu în jurul valorii de 1,8. Lumina din astfel de galaxii durează 10 miliarde de ani să ajungă la noi.

În momentul emisiei, se aflau la 5,7 miliarde de ani lumină distanță de noi (propia lor distanță în momentul emisiei). Acum sunt la 16,1 miliarde de ani lumină distanță (propia lor distanță în acest moment), iar semnalul pe care le-am trimis nu va ajunge niciodată la ei decât dacă dinamica Universului se schimbă fundamental în viitor. În schimb, nu vom vedea niciodată evenimentele care au loc în ele acum.

Se pare că distanța până la orizontul evenimentelor corespunde distanței până la astfel de galaxii în acest moment, dar le vedem acum așa cum erau în trecutul îndepărtat! În acest sens, nu vom vedea orizontul evenimentelor, dar putem spune că poziția acestuia îi corespunde situația actuală galaxii observate de noi la deplasarea spre roșu 1.8. Conform legii lui Hubble, viteza cu care obiectele îndepărtate se retrag este direct proporțională cu distanțele lor. Aici vorbim despre rata de schimbare a propriei distanțe în acest moment.

Distanța la care viteza de retragere este egală cu cea a luminii se numește „sfera Hubble”. Există surse care, atât în ​​momentul emisiei, cât și în momentul prezent, se află în afara granițelor sale, adică viteza lor de evacuare este mai mare decât viteza luminii atât atunci, cât și acum.

În modelul cosmologic actual (cu o contribuție de energie întunecată de aproximativ 70%), toate sursele observate cu o deplasare spre roșu mai mare de aproximativ 1,5 se îndepărtează în prezent de noi mai repede decât viteza luminii. Adică, vitezele relative ale punctelor situate la distanțe mari unele de altele nu sunt limitate de viteza luminii.

Într-un univers staționar ipotetic cu un început în timp, orizontul particulelor este o sferă care se extinde cu viteza luminii. Dacă, la 5 miliarde de ani de la „crearea” acestei lumi, un observator apare într-una dintre galaxii, pentru el acest orizont de particule se va dovedi a fi o sferă cu o rază de 5 miliarde de ani lumină. Peste un alt miliard de ani, raza sa va fi de 6 miliarde de ani lumină etc.

Să ne imaginăm primul foton emis la „timpul zero”. La viteza sa de mișcare, egală cu viteza luminii, se adaugă viteza de expansiune a spațiului. În timpul existenței Universului, acest foton s-a îndepărtat de locul emisiei sale la o distanță de 46 de miliarde de ani lumină (a zburat aproximativ 13,7 miliarde de ani lumină „pe cont propriu”, restul datorită expansiunii Universului). Astfel, fără a ține cont de rata de expansiune, ar fi fost nevoie de 46 de miliarde de ani pentru a parcurge o asemenea distanță. CMB a apărut când Universul avea 380 de mii de ani. Deplasarea către roșu însoțitoare este 1089. Astăzi, distanța adecvată până la sursa care a emis această radiație este de aproape 46 de miliarde de ani lumină.

Observatorul poate vedea doar o parte finită a lumii sale. Nu este posibil pentru noi să știm cum este Universul dincolo de orizontul actual al particulelor. Dacă spațiul continuă să se extindă într-un ritm accelerat, atunci chiar și în viitorul îndepărtat va fi imposibil să verificăm cum arată Universul dincolo de orizontul particulelor. Și telescoapele noastre nu pot „privi” în epoca în care spațiul cosmic era umplut cu plasmă și nu conținea fotoni liberi.

Bazat pe material de Serghei Popov și Alexey Toporensky, pregătit de Serghei RYABOSHAPKO, Samara

ACASA

Este oarecum o ironie a naturii că cea mai abundentă formă de energie din Univers este și cea mai misterioasă. După descoperirea uimitoare a expansiunii accelerate a Universului, a apărut rapid o imagine consistentă care indică faptul că 2/3 din cosmos este „facut” din „energie întunecată” - un fel de material respingător gravitațional. Dar sunt dovezile suficient de convingătoare pentru a susține aceste noi legi exotice ale naturii? Poate că există explicații astrofizice mai simple pentru aceste rezultate?

Prototipul acestei note a fost publicat recent în secțiunea de știință populară a lui Habr, deși sub cheie, așa că poate că nu toți cei interesați l-au primit. În această versiune, au fost făcute completări destul de semnificative, care ar trebui să fie de interes pentru toată lumea.

Istoria energiei întunecate a început în 1998, când două echipe independente au explorat supernove îndepărtate. pentru a detecta ritmul cu care expansiunea Universului încetinește. Unul dintre ei, Supernova Cosmology Project, a început să lucreze în 1988 și a fost condus de Saul Perlmutter. Un altul, condus de Brian Schmidt High-z Supernova Search Team, s-a alăturat cercetării în 1994. Rezultatul i-a șocat: Universul se află într-un mod de expansiune accelerată de destul de mult timp.

La fel ca detectivii, cosmologii din întreaga lume întocmeau un dosar despre acuzatul responsabil pentru accelerare. Caracteristicile sale speciale: respingător gravitațional, împiedică formarea galaxiilor (agruparea materiei în galaxii), se manifestă prin întinderea spațiu-timpului. Porecla acuzatului este „energie întunecată”. Mulți teoreticieni au sugerat că acuzatul este o constantă cosmologică. Cu siguranță corespundea scenariului expansiunii accelerate. Dar au existat suficiente dovezi pentru a identifica pe deplin energia întunecată cu constanta cosmologică?

Existența energiei întunecate gravitațional-repulsive ar avea consecințe dramatice pentru fizica fundamentală. Cea mai conservatoare presupunere a fost că Universul este umplut cu o mare omogenă de energie cuantică în punct zero sau un condensat de noi particule a căror masă este de $((10)^(39))$ ori mai mică decât un electron. Unii cercetători au sugerat, de asemenea, necesitatea unor modificări ale relativității generale, în special noi forțe cu rază lungă de acțiune care slăbesc efectul gravitației. Dar chiar și cele mai conservatoare propuneri aveau neajunsuri serioase. De exemplu, densitatea de energie din punctul zero s-a dovedit a fi cu 120 de ordine de mărime neplauzibilă mai mică decât previziunile teoretice. Din punctul de vedere al acestor presupuneri extreme, părea mai firesc să se caute o soluție în cadrul conceptelor astrofizice tradiționale: praful intergalactic (împrăștierea fotonilor pe el și slăbirea asociată a fluxului de fotoni) sau diferența dintre noi și supernove vechi. Această posibilitate a fost susținută de mulți cosmologi care veghează noaptea.

Observațiile supernovelor și analiza lor efectuată de S. Perlmutter, B. Schmidt și A. Riess au arătat clar că scăderea luminozității lor odată cu distanța are loc semnificativ mai rapid decât s-ar fi așteptat conform modelelor cosmologice acceptate la acel moment. Mai recent, această descoperire a fost remarcată. Această reducere suplimentară înseamnă că pentru o anumită deplasare către roșu există o adăugire efectivă a distanței. Dar acest lucru, la rândul său, este posibil numai atunci când expansiunea cosmologică are loc cu accelerare, adică. Viteza cu care sursa de lumină se îndepărtează de noi nu scade, ci crește cu timpul. Cea mai importantă trăsătură a noilor experimente a fost că au făcut posibil nu numai determinarea faptului însuși al expansiunii accelerate, ci și tragerea unei concluzii importante despre contribuția diferitelor componente la densitatea materiei din Univers.

Până de curând, supernovele erau singurele dovezi directe ale expansiunii accelerate și singurul suport convingător pentru energia întunecată. Măsurători precise Fundalul cosmic cu microunde, inclusiv datele WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), a oferit o confirmare independentă a realității energiei întunecate. Același lucru a fost confirmat de datele din două proiecte mai puternice: distribuția pe scară largă a galaxiilor în Univers și Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

O combinație de date din WMAP, SDSS și alte surse a descoperit că repulsia gravitațională generată de energia întunecată încetinește colapsul regiunilor super-dense ale materiei din Univers. Realitatea energiei întunecate a devenit imediat mult mai acceptabilă.

Expansiunea spațiului

Expansiunea cosmică a fost descoperită de Edwin Hubble la sfârșitul anilor 1920 și poate fi cea mai importantă caracteristică a Universului nostru. Nu numai corpurile astronomice se mișcă sub influența interacțiunii gravitaționale a vecinilor lor, dar structurile la scară mare sunt întinse într-o măsură și mai mare de expansiunea cosmică. O analogie populară este mișcarea stafidelor într-o prăjitură foarte mare în cuptor. Pe măsură ce plăcinta crește, distanța dintre orice pereche de stafide încorporate în plăcintă crește. Dacă ne imaginăm că o anumită trăsătură reprezintă galaxia noastră, atunci vom descoperi că toate celelalte lumini (galaxii) se îndepărtează de noi în toate direcțiile. Universul nostru s-a extins din supa cosmică fierbinte și densă creată de Big Bang în colecția mult mai rece și mai subțire de galaxii și grupuri de galaxii pe care le vedem astăzi.

Lumina emisă de stele și gaz în galaxiile îndepărtate este întinsă în mod similar, prelungindu-și lungimea de undă pe măsură ce călătorește pe Pământ. Această schimbare a lungimii de undă este dată de deplasarea spre roșu $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$, unde $\lambda_(obs)$ este lungimea luminii de pe Pământ și $\lambda_ (0) $ este lungimea de undă a luminii emise. De exemplu, tranziția Lyman alfa în atomul de hidrogen este caracterizată printr-o lungime de undă de $\lambda_0=121,6$ nanometri (la întoarcerea la starea fundamentală). Această tranziție poate fi detectată în radiația galaxiilor îndepărtate. În special, a fost folosit pentru a detecta o deplasare către roșu record: un z=10 uimitor cu linia alfa Lyman la $\lambda_(obs)=1337,6$ nanometri. Dar deplasarea spre roșu descrie doar schimbarea scării cosmice pe măsură ce lumina este emisă și absorbită și nu oferă informații directe despre distanța până la emițător sau vârsta universului când lumina a fost emisă. Dacă știm atât distanța până la obiect, cât și deplasarea spre roșu, putem încerca să obținem informații importante despre dinamica expansiunii Universului.

Observațiile supernovelor au dezvăluit o substanță respingătoare gravitațională care controlează accelerația Universului. Nu este prima dată când astronomii se confruntă cu problema materiei lipsă. Masele luminoase ale galaxiilor s-au dovedit a fi semnificativ mai mici decât masele gravitaționale. Această diferență a fost făcută de materia întunecată - materie rece, non-relativistă, probabil compusă în mare parte din particule care interacționează slab cu atomii și lumina.

Cu toate acestea, observațiile au indicat că cantitatea totală de materie din Univers, inclusiv materia întunecată, este doar 1/3 din energia totală. Acest lucru a fost confirmat de studiul a milioane de galaxii în cadrul proiectelor 2DF și SDSS. Dar relativitatea generală prezice că există o relație precisă între expansiune și conținutul de energie al universului. Prin urmare, știm că densitatea totală de energie a tuturor fotonilor, atomilor și materiei întunecate trebuie adăugată la o valoare critică, determinată de constanta Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$. Problema este că nu, dar asta e cu totul altă poveste.

Masa, energia și curbura spațiu-timp sunt direct legate în relativitatea generală. O explicație, așadar, poate fi aceea că decalajul dintre densitatea critică și densitatea materiei observate este umplut de o anumită densitate de energie asociată cu deformarea spațiului la scară mare și observabilă numai la scări de ordinul $c/((H) _(0)) \sim 4000\ Mpc$.

Din fericire, curbura Universului poate fi determinată folosind măsurători ICF de precizie. O relicvă, cu o origine la 400.000 după Big Bang, ICF este radiația corpului negru, a cărei sursă este plasma primordială. Când Universul s-a răcit sub $3000\K$, plasma a devenit transparentă pentru fotoni și aceștia au putut să se propagă liber în spațiu. Astăzi, aproape 15 miliarde de ani mai târziu, observăm un rezervor termic de fotoni la o temperatură de $2,726\K$, care reprezintă rezultatul unei deplasări către roșu din cauza expansiunii cosmice.

O imagine remarcabilă a ICF a fost obținută cu ajutorul satelitului WMAP, arătând cele mai mici modificări ale temperaturii fotonului „cerului”. Aceste variații, cunoscute sub numele de anizotropie ICF, reflectă mici variații ale densității și mișcării Universului timpuriu. Aceste variații, care apar la nivelul $((10)^(-5))$, sunt semințele structurii la scară largă (galaxii, clustere) pe care o observăm astăzi.

Din 1999 au fost efectuate o serie de experimente (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP), care au arătat că spoturile MCF au dimensiuni de ordinul $((1)^(0))$. Aceasta înseamnă că geometria Universului este plată. Din perspectiva problemei energiei lipsă, aceasta înseamnă că altceva decât curbura trebuie să fie responsabil pentru umplerea golului.

Pentru unii cosmologi, acest rezultat a părut deja vu. Inflația, cea mai bună teorie a ICF pentru originea fluctuațiilor primordiale, sugerează că Universul foarte timpuriu a experimentat o perioadă de expansiune accelerată care a fost condusă de o particulă numită inflaton. Inflatonul ar întinde orice curbură la scară mare, făcând geometria universului plată sau euclidiană. Dovezile sugerează existența unei forme de energie care împiedică gruparea galaxiilor, care este respingătoare din punct de vedere gravitațional și care se poate datora unei alte particule decât inflatonul.

Armonia cosmică

După ce razele cosmice au fost detectate pentru prima dată (acum aproximativ 40 de ani), Sachs și Wolff au arătat că un potențial care variază în timp ar trebui să aibă ca rezultat o schimbare a energiei în ICF a fotonilor care trec prin el. Un foton câștigă energie atunci când cade într-o gaură gravitațională și o consumă când iese din ea. Dacă potențialul ar deveni mai profund în timpul acestui proces, atunci fotonul ca întreg ar pierde energie. Dacă potențialul devine mai puțin adânc, fotonul va câștiga energie.

Într-un Univers în care întreaga densitate critică este formată numai din atomi și materie întunecată, potențialele gravitaționale slabe la scari spațiale foarte mari (care corespund undelor blânde de densitate a materiei) evoluează prea încet pentru a lăsa urme vizibile în fotonii ICF. Regiunile mai dense pur și simplu absorb materia înconjurătoare în aceeași rată cu care expansiunea cosmică prelungește undele, lăsând potențialul neschimbat. Cu toate acestea, odată cu expansiunea mai rapidă a Universului din cauza energiei întunecate, acumularea de materie nu poate concura cu întinderea. În mod efectiv, colapsul gravitațional este încetinit de materia întunecată respingătoare. În consecință, potențialul gravitațional tinde să se aplatizeze și fotonii câștigă energie atunci când trec prin aceste zone. De asemenea, fotonii pierd energie atunci când trec prin regiuni de densitate scăzută. (Nu este banal!)

Presiune negativă

Cel mai mare mister al accelerației cosmice nu este că implică faptul că 2/3 din substanța care umple Universul nu ne este vizibilă, ci că impune existența materiei cu repulsie gravitațională. Pentru a considera această proprietate ciudată a energiei întunecate, este util să introducem cantitatea $w=((p)_(întunecat))/((\rho )_(întunecat))$. Această expresie seamănă cu ecuația de stare a unui gaz.

De ce presiunea afectează expansiunea Universului? Einstein a arătat că materia și energia curbează spațiu-timp. Prin urmare, pentru un gaz fierbinte, energia cinetică a atomilor săi contribuie la forțele lor gravitaționale, măsurate prin măsurarea accelerației corpurilor îndepărtate. Cu toate acestea, forțele necesare pentru a reține sau izola gazul lucrează împotriva acestui exces de presiune. Pe de altă parte, universul nu este nici izolat, nici limitat. Expansiunea spațiului umplut cu gaz fierbinte va avea loc efectiv mai lent (din cauza autogravitației) decât expansiunea unui univers umplut cu gaz rece. După aceeași logică, un mediu cu o presiune atât de negativă încât $((\rho )_(total))+3p

Presiunea negativă nu este așa apariție rară. Presiunea apei în unele copaci înalți devine negativă pe măsură ce nutriția crește prin sistemul lor vascular. Într-un câmp electric sau magnetic uniform, pot fi găsite și configurații cu presiune negativă. În aceste cazuri, presiunea este ceva ca un arc întins sub tensiune cauzată de forțele interne. La nivel microscopic, rezervorul bosonilor Higgs (particule ipotetice care generează masa de particule în Model standard) creează presiune negativă atunci când excitațiile sale termice sau cinetice sunt mici. Într-adevăr, inflatonul poate fi considerat o versiune grea a bosonului Higgs. O versiune propusă a energiei întunecate - chintesența - poate fi chiar o versiune mai ușoară a lui Higgs.

În principiu, nu există o limită inferioară a presiunii în Univers. Deși se întâmplă lucruri ciudate dacă $w$ scade la o valoare mai mică de $-1.$ Bucăți izolate dintr-un astfel de material pot avea masă negativă. .....Dar un lucru este evident. O presiune negativă atât de puternică nu are loc pentru particulele și câmpurile normale în relativitatea generală.

Numeroase observații conduc la o gamă mai restrânsă de parametri de energie întunecată decât cele care decurg din raționamentul general de mai sus.

O combinație de predicții din diverse modele teoretice și cele mai bune observații ale CMB, structuri la scară mare și supernove duce la $$\Omega_(dark)= 0,728^(+0,015)_(-0,016)$$ $$w= - 0,980\pm0,053 $ $

Energia întunecată, sau ceva similar cu ea, a apărut de multe ori în istoria cosmologiei. Cutia Pandorei a fost deschisă de Einstein, care a introdus câmpul gravitațional în ecuațiile sale. Expansiunea cosmică nu fusese încă descoperită, iar ecuațiile „sugerau” corect că Universul care conține materie nu ar putea fi static fără adăugarea matematică a constantei cosmologice, care este de obicei notat cu $\Lambda$. Efectul este echivalent cu umplerea Universului cu o mare de energie negativă, în care stelele și nebuloasele plutesc. Descoperirea extinderii a eliminat necesitatea acestei adăugări ad-hoc la teorie.

În deceniile următoare, teoreticienii disperați au introdus periodic $\Lambda$ în ​​încercarea de a explica noi fenomene astronomice. Aceste randamente au fost întotdeauna de scurtă durată și, de obicei, au dus la explicații mai plauzibile pentru datele obținute. Cu toate acestea, începând cu anii 60, a început să apară ideea că energia vidului (punctul zero) a tuturor particulelor și câmpurilor ar trebui să genereze inevitabil un termen similar cu $\Lambda$. În plus, există motive să credem că constanta cosmologică ar putea apărea în mod natural în primele etape ale evoluției Universului.

În 1980, a fost dezvoltată teoria inflației. În această teorie, Universul timpuriu a cunoscut o perioadă de expansiune exponențială accelerată. Expansiunea sa datorat presiunii negative datorate noii particule - . Inflaton s-a dovedit a fi foarte reușit. A permis multe. Aceste paradoxuri includ problemele orizontului și planeitatea Universului. Predicțiile teoriei erau în acord cu diferite observații cosmologice.

Energia întunecată și viitorul Universului

Odată cu descoperirea energiei întunecate, ideile despre cum ar putea fi viitorul îndepărtat al Universului nostru s-au schimbat dramatic. Înainte de această descoperire, întrebarea viitorului era în mod clar asociată cu întrebarea curburii spațiului tridimensional. Dacă, așa cum mulți credeau anterior, curbura spațiului cu 2/3 determina viteza actuală de expansiune a Universului și nu ar exista energie întunecată, atunci Universul s-ar extinde fără limită, încetinind treptat. Acum este clar că viitorul este determinat de proprietățile energiei întunecate.

Deoarece acum cunoaștem aceste proprietăți puțin, nu putem încă prezice viitorul. Nu se poate decât să ia în considerare opțiuni diferite. Este greu de spus ce se întâmplă în teorii cu noua gravitație, dar alte scenarii pot fi discutate acum. Dacă energia întunecată este constantă în timp, așa cum este cazul energiei de vid, atunci Universul va experimenta întotdeauna o expansiune accelerată. Cele mai multe galaxii se vor îndepărta în cele din urmă de ale noastre la o distanță enormă, iar Galaxia noastră, împreună cu puținii ei vecini, se va dovedi a fi o insulă în vid. Dacă energia întunecată este chintesența, atunci în viitorul îndepărtat expansiunea accelerată se poate opri și chiar poate fi înlocuită de compresie. În acest din urmă caz, Universul va reveni într-o stare cu materie fierbinte și densă, va avea loc un „Big Bang invers”, înapoi în timp.

Bugetul energetic al Universului nostru. Merită să acordați atenție faptului că ponderea materiei familiare (planete, stele, întreaga lume din jurul nostru) reprezintă doar 4 la sută, restul este alcătuit din forme „întunecate” de energie.

O soartă și mai dramatică așteaptă Universul dacă energia întunecată este o fantomă și astfel încât densitatea sa de energie crește fără limită. Expansiunea Universului va deveni din ce în ce mai rapidă, se va accelera atât de mult încât galaxiile vor fi smulse din clustere, stele din galaxii, planete din sistem solar. Se va ajunge în punctul în care electronii se vor desprinde de atomi, iar nucleele atomice se vor împărți în protoni și neutroni. Va fi, după cum se spune, o mare pauză.

Un astfel de scenariu, însă, nu pare foarte probabil. Cel mai probabil, densitatea de energie a fantomei va rămâne limitată. Dar chiar și atunci, Universul se poate confrunta cu un viitor neobișnuit. Cert este că, în multe teorii, comportamentul fantomă - o creștere a densității de energie în timp - este însoțit de instabilități. În acest caz, câmpul fantomă din Univers va deveni foarte neomogen, densitatea sa de energie în diferite părți Universul va fi diferit, unele părți se vor extinde rapid, în timp ce altele pot experimenta colaps. Soarta galaxiei noastre va depinde de regiune în care se încadrează.

Toate acestea, însă, se referă la viitor, îndepărtat chiar și după standardele cosmologice. În următoarele 20 de miliarde de ani, Universul va rămâne aproape la fel ca acum. Avem timp să înțelegem proprietățile energiei întunecate și, prin urmare, să prezicem mai sigur viitorul - și poate să-l influențăm.

Când privim Universul îndepărtat, vedem galaxii peste tot - în toate direcțiile, la milioane și chiar miliarde de ani lumină distanță. Deoarece există două trilioane de galaxii pe care le-am putea observa, suma a tot ce se află dincolo de ele este mai mare și mai rece decât imaginația noastră cea mai sălbatică. Una dintre cele mai multe fapte interesante este că toate galaxiile pe care le-am observat vreodată respectă (în medie) aceleași reguli: cu cât sunt mai departe de noi, cu atât se îndepărtează mai repede de noi. Această descoperire, făcută de Edwin Hubble și colegii săi încă din anii 1920, ne-a condus la imaginea unui univers în expansiune. Dar dacă se extinde? Știința știe, iar acum vei ști și tu.

La prima vedere, această întrebare poate părea o întrebare de bun simț. Pentru că orice se extinde este de obicei făcut din materie și există în spațiul și timpul Universului. Dar Universul însuși este spațiu și timp care conține materie și energie în sine. Când spunem că „Universul se extinde”, ne referim la expansiunea spațiului în sine, ceea ce face ca galaxiile individuale și grupurile de galaxii să se îndepărteze unele de altele. Cel mai simplu ar fi să-ți imaginezi o bilă de aluat cu stafide înăuntru, care se coace în cuptor, spune Ethan Siegel.

Un model în expansiune al Universului, în care distanțele relative cresc pe măsură ce spațiul se extinde

Acest aluat este țesătura spațiului, iar stafidele sunt structuri conectate (cum ar fi galaxiile sau grupurile de galaxii). Din punctul de vedere al oricărei stafide, toate celelalte stafide se vor îndepărta de ea și cu cât sunt mai departe, cu atât mai repede. Doar in cazul Universului cuptorul si aerul din afara aluatului nu exista, exista doar aluat (spatiu) si stafide (materie).

Nu doar galaxiile în retragere creează deplasarea spre roșu, ci mai degrabă spațiul dintre noi

De unde știm că acest spațiu se extinde și nu galaxiile se îndepărtează?

Dacă vezi obiecte care se îndepărtează de tine în toate direcțiile, există un singur motiv care poate explica acest lucru: spațiul dintre tine și aceste obiecte se extinde. De asemenea, ați putea presupune că vă aflați aproape de centrul exploziei și că multe obiecte sunt pur și simplu mai departe și se îndepărtează mai repede, deoarece au primit mai multă energie din explozie. Dacă ar fi așa, am putea dovedi în două moduri:

• La distanțe mai mari și viteze mari vor fi mai puține galaxii, deoarece în timp s-ar răspândi foarte mult în spațiu
• Relația dintre deplasarea spre roșu și distanță va lua o formă specifică la distanțe mai mari, care va fi diferită de forma în cazul în care țesătura spațiului s-ar extinde

Când ne uităm la distanțe mai mari, constatăm că mai departe, în Univers, densitatea galaxiilor este mai mare decât a celor mai apropiate de noi. Acest lucru este în concordanță cu o imagine în care spațiul se extinde, deoarece a privi mai departe este același lucru cu a privi în trecut, unde a avut loc o expansiune mai mică. De asemenea, descoperim că galaxiile îndepărtate au un raport deplasare către roșu la distanță în concordanță cu expansiunea spațiului și deloc - dacă galaxiile pur și simplu s-ar îndepărta rapid de noi. Știința poate răspunde la această întrebare în două moduri. în moduri diferite, iar ambele răspunsuri susțin expansiunea Universului.

S-a extins Universul întotdeauna în același ritm?

O numim constanta Hubble, dar este constantă doar în spațiu, nu în timp. În prezent, universul se extinde mai lent decât în ​​trecut. Când vorbim de viteza de expansiune, vorbim de viteză pe unitatea de distanță: aproximativ 70 km/s/Mpc astăzi. (Mpc este un megaparsec, aproximativ 3.260.000 de ani lumină). Dar rata de expansiune depinde de densitățile tuturor lucrurilor diferite din univers, inclusiv materie și radiații. Pe măsură ce Universul se extinde, materia și radiația din el devin mai puțin dense și, pe măsură ce densitatea scade, scade și rata de expansiune. Universul s-a extins mai repede în trecut și a încetinit de la Big Bang. Constanta Hubble este o denumire greșită; ar trebui să fie numită parametrul Hubble.

Soarta îndepărtată a universului oferă posibilități diferite, dar dacă energia întunecată este cu adevărat constantă, așa cum sugerează datele, vom urma curba roșie.

Se va extinde Universul pentru totdeauna sau se va opri vreodată?

Câteva generații de astrofizicieni și cosmologi s-au nedumerit cu privire la această întrebare și nu se poate răspunde decât prin determinarea ratei de expansiune a Universului și a tuturor tipurilor (și cantităților) de energie prezente în el. Am măsurat deja cu succes câtă materie obișnuită, radiații, neutrini, materie întunecată și energie întunecată există, precum și rata de expansiune a Universului. Bazat pe legile fizicii și pe ceea ce s-a întâmplat în trecut, se pare că universul se va extinde pentru totdeauna. Deși probabilitatea acestui lucru nu este de 100%; dacă ceva de genul energiei întunecate se comportă diferit în viitor față de trecut și prezent, toate concluziile noastre vor trebui să fie reconsiderate.

Se mișcă galaxiile mai repede decât viteza luminii? Nu este asta interzis?

Din punctul nostru de vedere, spațiul dintre noi și punctul îndepărtat se extinde. Cu cât este mai departe de noi, cu atât mai repede ni se pare că se îndepărtează. Chiar dacă rata de expansiune ar fi mică, un obiect îndepărtat ar trece într-o zi pragul oricărei limite de viteză, deoarece rata de expansiune (viteza pe unitate de distanță) s-ar înmulți de mai multe ori cu o distanță suficientă. OTO aprobă acest scenariu. Legea potrivit căreia nimic nu poate călători mai repede decât viteza luminii se aplică doar mișcării unui obiect prin spațiu, nu expansiunii spațiului în sine. În realitate, galaxiile înseși se mișcă cu viteze de doar câteva mii de kilometri pe secundă, mult sub limita de 300.000 km/s stabilită de viteza luminii. Expansiunea Universului este cea care provoacă recesiunea și deplasarea spre roșu, nu adevărata mișcare a galaxiei.

Există aproximativ 2 trilioane de galaxii în universul observabil (cerc galben). Nu vom putea niciodată să ajungem din urmă cu galaxiile care sunt mai aproape de o treime din drumul de această graniță din cauza expansiunii Universului. Doar 3% din volumul Universului este deschis explorării umane.

Expansiunea Universului este o consecință necesară a faptului că materia și energia umplu spațiu-timp, care respectă legile relativității generale. Atâta timp cât există materie, există și atracție gravitațională, așa că fie gravitația învinge și totul se contractă din nou, fie gravitația pierde și expansiunea învinge. Nu există centru de expansiune și nu există nimic în afara spațiului care se extinde; este însăși țesătura Universului care se extinde. Cel mai interesant este că, chiar dacă am părăsi Pământul cu viteza luminii astăzi, am putea vizita doar 3% din galaxiile din Universul observabil; 97% dintre ei sunt deja la îndemâna noastră. Universul este complex.