Agencia Federal de Educación
Institución educativa estatal de educación profesional superior "USTU-UPI que lleva el nombre del primer presidente de Rusia, B.N. "Yeltsin"
Instituto de Educación tecnologías de la información
Facultad de Educación a Distancia
Ensayo
sobre el tema: Evolución del Universo, sus diversos modelos.
disciplina: conceptos ciencia natural moderna
Ekaterimburgo
Introducción
¿Qué es el Universo, la Tierra, la Luna, el Sol, las estrellas? ¿Dónde está el principio y dónde está el fin del Universo, cuánto tiempo existe, en qué consiste y dónde están los límites de su conocimiento? Estudiar el Universo, aunque sólo sea la parte que conocemos, es una tarea monumental. Fue necesario el trabajo de muchas generaciones para obtener la información que tienen los científicos modernos.
El problema del origen del Universo ocupó a la gente incluso antes de la aparición del ciencia moderna. La base del interés es el deseo de llegar a la causa fundamental de todas las cosas. Por ejemplo, la Biblia incluso afirma fecha exacta creación del mundo - 5 mil años antes de Cristo. La razón histórica de esta fecha puede ser que corresponde aproximadamente a la última era de Hielo- 10 mil años antes de Cristo. En el siglo V d.C., el autor de la Ciencia Cristiana, San Agustín, señaló que antes del surgimiento del Universo, el concepto de tiempo no tenía sentido, lo que sorprendentemente coincide con las ideas de la ciencia moderna. Agustín escribió que Dios creó tanto el Universo como el tiempo, por lo que no hubo tiempo antes del nacimiento del Universo. ¿Por qué entonces surgió el Universo en algún momento específico? Los antiguos griegos: Platón, Aristóteles creían que el mundo es inmutable y existe para siempre, pero solo a veces ocurren en él catástrofes que hacen retroceder a la humanidad.
El propósito de este trabajo es analizar diversos modelos de existencia y evolución del Universo, incluyendo escenarios de desarrollo. sistema solar, del cual nuestro planeta Tierra es un componente.
Capítulo 1. Composición del Universo y sus dimensiones.
La parte visible del Universo está formada por cientos de miles de millones de galaxias y cada galaxia contiene decenas de miles de millones de estrellas. Por cada habitante de la Tierra hay mil millones de estrellas, lo que amplía significativamente las posibilidades. Principito Exupéry, que se contentaba modestamente con un solo planeta. Las estrellas del Universo están organizadas en sistemas estelares gigantes llamados galaxias. Pero eso es sólo parte visible Universo.
El sistema estelar en el que se encuentra nuestro Sol como estrella ordinaria se llama Vía Láctea. El número de estrellas en la Galaxia es de aproximadamente 1012 (billones). La Vía Láctea, una banda de estrellas plateadas y brillantes, rodea todo el cielo y constituye la mayor parte de nuestra galaxia. El sistema solar no está ubicado en el centro de la galaxia. En el centro de la galaxia hay un núcleo con un diámetro de 1000-2000 pc: un denso cúmulo gigante de estrellas. El núcleo contiene muchas gigantes rojas y cefeidas de período corto (grandes cúmulos de estrellas).
Las estrellas superiores de la secuencia principal, y especialmente las supergigantes y las cefeidas clásicas, constituyen la población más joven. Se encuentra más alejado del centro y forma una capa o disco relativamente delgado. Entre las estrellas de este disco hay materia polvorienta y nubes de gas. Las subenanas y los gigantes forman un sistema esférico alrededor del núcleo y el disco de la galaxia.
La ciencia conoce la naturaleza de sólo el 5% de la materia que forma el Universo. Vemos este 5% (4% de materia ordinaria: planetas, nebulosas, etc., 1% de estrellas y galaxias) a nuestro alrededor y estamos hechos de él. El resto es un gran misterio, concretamente un 70% de energía oscura (una forma de antigravedad descubierta recientemente), un 25% de materia oscura (partículas invisibles con propiedades desconocidas) y un 5% de materia visible (ver Fig. 1).
Ahora se estima la masa de nuestra galaxia diferentes caminos, equivale aproximadamente a 2*1011 masas del Sol (la masa del Sol es 2*1030 kg), de las cuales 1/1000 está contenida en gas y polvo interestelar. La masa de la galaxia de Andrómeda es casi la misma, mientras que se estima que la masa de la galaxia del Triángulo es 20 veces menor. El diámetro de nuestra galaxia es de 100.000 años luz. Gracias a un arduo trabajo, el astrónomo moscovita V.V. Kukarin en 1944 encontró indicios de la estructura espiral de la galaxia y resultó que vivimos en el espacio entre dos ramas espirales, que es pobre en estrellas. En algunos lugares del cielo, con un telescopio, y en otros incluso a simple vista, se pueden distinguir grupos cercanos de estrellas conectadas por gravedad mutua, o cúmulos de estrellas.
Capítulo 2. Modelos de la evolución del Universo.
El universo es todo lo que existe. Desde los más pequeños granos de polvo y átomos hasta enormes acumulaciones de materia de mundos estelares y sistemas estelares. Por tanto, no será un error decir que cualquier ciencia, de una forma u otra, estudia el Universo, más precisamente, uno u otro de sus aspectos. La química estudia el mundo de las moléculas, la física estudia el mundo de los átomos y las partículas elementales, la biología estudia los fenómenos de la naturaleza viva. Pero hay Disciplina científica, cuyo objeto de estudio es el propio Universo. Se trata de una rama especial de la astronomía, la llamada cosmología. La cosmología es el estudio del Universo en su conjunto.
Con el desarrollo de la cibernética en diversos campos. investigación científica Las técnicas de modelado se han vuelto muy populares. La construcción de varios modelos es una de las formas importantes de comprender el mundo objetivamente existente. Los objetos, fenómenos y procesos que ocurren en el Universo son muy complejos. El modelado nos permite identificar los más significativos. rasgos de personaje estos procesos.
Con el desarrollo de la ciencia, que revela cada vez más procesos fisicos, que ocurre en el mundo que nos rodea, la mayoría de los científicos pasaron gradualmente a ideas materialistas sobre el infinito del Universo. Aquí fue de gran importancia el descubrimiento de I. Newton (1643 - 1727) de la ley de la gravitación universal, publicado en 1687.
Una de las consecuencias importantes de esta ley fue la afirmación de que en un Universo finito toda su materia debería agruparse en un único sistema cerrado en un período de tiempo limitado, mientras que en un Universo infinito la materia, bajo la influencia de la gravedad, se acumula en ciertos volúmenes limitados (según las ideas de esa época, en estrellas), llenando uniformemente el Universo.
Gran importancia Para el desarrollo de ideas modernas sobre la estructura y el desarrollo del Universo, tiene su lugar la teoría general de la relatividad, creada por A. Einstein (1879 - 1955). Generaliza la teoría de la gravedad de Newton a grandes masas y velocidades comparables a la velocidad de la luz. De hecho, en las galaxias se concentra una masa colosal de materia y las velocidades de las galaxias y quásares distantes son comparables a la velocidad de la luz.
Una de las consecuencias significativas teoria general La relatividad es la conclusión sobre el movimiento continuo de la materia en el Universo: la no estacionariedad del Universo. Esta conclusión fue obtenida en los años 20 de nuestro siglo por el matemático soviético A.A. Friedman (1888 - 1925). Demostró que, dependiendo de la densidad media de la materia, el Universo debería expandirse o contraerse. En el futuro, la expansión del Universo será reemplazada por la compresión, y con una densidad media igual o menor que la crítica, la expansión no se detendrá. Dos últimas opciones Fueron considerados activamente por los astrofísicos, y en los años 80 incluyeron la expansión inimaginablemente rápida del Universo (inflación), que ocurrió en los primeros momentos del Big Bang.
La teoría de Alexander Friedman, a diferencia de Einstein, que consideraba que el Universo era estable e inmutable, describe de manera más completa el modelo de su origen y desarrollo. Las opiniones de Friedman sentaron las bases para futuros estudios de los procesos que ocurren en el Universo.
Fundamentalmente nueva fase En el desarrollo de la cosmología evolutiva moderna se asocia con el nombre del físico estadounidense G.A. Gamow (1904-1968), gracias a quien el concepto de Universo caliente entró en la ciencia. Según su modelo propuesto del "comienzo" del Universo en evolución, el "átomo primario" de Lemaitre consistía en neutrones altamente comprimidos, cuya densidad alcanzaba un valor monstruoso: un centímetro cúbico de sustancia primaria pesaba mil millones de toneladas. Como resultado de la explosión de este “primer átomo”, según G.A. Gamow formó un caldero cosmológico completo con una temperatura de unos tres mil millones de grados, donde tuvo lugar la síntesis natural. elementos químicos. Los fragmentos del huevo primario (neutrones individuales) luego se desintegraron en electrones y protones, que, a su vez, se combinaron con neutrones no desintegrados para formar los núcleos de futuros átomos. Todo esto ocurrió en los primeros 30 minutos después del Big Bang.
El modelo caliente era una hipótesis astrofísica específica que indicaba formas de verificar experimentalmente sus consecuencias. Gamow predijo la existencia actual de restos de radiación térmica del plasma caliente primordial, y sus colaboradores Dlfer y Herman, allá por 1948, calcularon con bastante precisión la temperatura de esta radiación residual del Universo actual. Sin embargo, Gamow y sus colaboradores no lograron dar una explicación satisfactoria de la formación natural y la prevalencia de elementos químicos pesados en el Universo, lo que provocó el escepticismo de los especialistas hacia su teoría. Al final resultó que, el mecanismo propuesto de fusión nuclear no podía proporcionar las cantidades de estos elementos que se observan actualmente.
Los científicos comenzaron a buscar otros modelos físicos del "comienzo". En 1961, el académico Ya.B. Zeldovich propuso un modelo de frío alternativo, según el cual el plasma original estaba formado por una mezcla de frío (con una temperatura inferior cero absoluto) partículas degeneradas: protones, electrones y neutrinos. Tres años después, los astrofísicos I.D. Novikov y A.G. Doroshkevich produjo análisis comparativo dos modelos opuestos de condiciones cosmológicas iniciales, frío y calor, e indicó el camino hacia la verificación experimental y la selección de uno de ellos. Se propuso intentar detectar restos de radiación primaria estudiando el espectro de radiación de las estrellas y fuentes de radio cósmicas. El descubrimiento de restos de radiación primaria confirmaría la exactitud del modelo caliente, y si no existen, indicaría a favor del modelo frío.
A finales de los años 60, un grupo de científicos estadounidenses dirigido por R. Dicke inició intentos de detectar la radiación cósmica de fondo de microondas. Pero estaban por delante de L. Pepsias y R. Wilson, que recibieron el Premio Nobel en 1978 por el descubrimiento del fondo de microondas (este nombre oficial radiación cósmica de fondo de microondas) a una longitud de onda de 7,35 cm.
Es de destacar que los futuros galardonados premio Nobel No buscábamos la radiación cósmica de fondo de microondas, sino que nos dedicábamos principalmente a depurar la antena de radio para trabajar en el programa de comunicaciones por satélite. Desde julio de 1964 hasta abril de 1965, en distintas posiciones de las antenas, registraron radiación cósmica, cuya naturaleza inicialmente no les resultaba clara. Esta radiación resultó ser la radiación cósmica de fondo de microondas.
Así, como resultado observaciones astronómicas Recientemente, ha sido posible resolver sin ambigüedades la cuestión fundamental de la naturaleza de las condiciones físicas que prevalecían en las primeras etapas. evolución cósmica: el modelo "principiante" en caliente resultó ser el más adecuado. Sin embargo, lo dicho no significa que se hayan confirmado todas las afirmaciones teóricas y conclusiones del concepto cosmológico de Gamow. De las dos hipótesis iniciales de la teoría - sobre la composición de neutrones del "huevo cósmico" y el estado caliente del Universo joven - sólo la última ha resistido la prueba del tiempo, lo que indica el predominio cuantitativo de la radiación sobre la materia en los orígenes de la expansión cosmológica actualmente observada.
El escenario de "congelación" fue desarrollado por los físicos estadounidenses Fred Adams y Gregory Laughlin incluso antes del descubrimiento de la expansión acelerada del Universo, en 1997 (el modelo se basa en el modelo estándar). Según su modelo, la historia de nuestro Universo tiene cuatro eras:
La era estelar (comenzó cientos de millones de años después del Big Bang, comenzaron a aparecer las primeras estrellas en el Universo y comenzó la generación intensiva de energía debido a la fusión nuclear en las entrañas de las estrellas. Estos procesos continúan en la actualidad. Los científicos han calculado que cuando el Universo cumple 1014 años, no quedará espacio para el hidrógeno libre y las estrellas acabarán con su existencia).
La era de la degeneración abarca el período de 1015 a 1037 años, todo lo que queda de las estrellas brillantes son estrellas de neutrones y enanas blancas, los agujeros negros se acumulan y crecen rápidamente, la materia nuclear se desintegrará, los protones se desintegrarán en positrones, fotones, neutrinos y Al final, la materia ordinaria que forma parte de los planetas y las enanas blancas comenzará a convertirse en radiación.
La era de los agujeros negros cae en el período 1038 - 10100. En este momento, todos los protones y neutrones (bariones) desaparecerán y los únicos macroobjetos en el Universo seguirán siendo agujeros negros y pronto se evaporarán en radiación y desaparecerán en explosiones.
La era oscura llegará cuando la edad del universo supere los 10.100 años. Sólo quedarán cuantos de la materia. radiación electromagnética temperatura casi 0 y leptones estables (neutrinos, electrones y positrones).
El modelo del "universo inflado" fue propuesto en 2003 por R. Caldwell, M. Kamionkowski y Weinberg. La expansión del Universo no puede explicarse mediante modelos de “Universo caliente”. El aumento creciente de la energía oscura (vacío) conducirá a un anti-colapso universal. La tasa de expansión del espacio aumentará hasta tal punto que destrozará las galaxias, es decir. Aquí la antigravedad, la eliminación de todos los puntos al mismo tiempo, adquirió una importancia decisiva. Los sistemas planetarios se desintegrarán, los planetas perderán contacto con el Sol. Se destruyen estrellas y planetas. Los compuestos químicos se descomponen en átomos, pero los átomos también pierden estabilidad; los núcleos no pueden retener electrones. Pero todo esto queda en un futuro lejano.
Existe un modelo según el cual la destrucción final del Universo puede ocurrir mañana. Fue propuesto por primera vez por el físico moscovita M.B. Voloshin, I.Yu. Kobzarev y L.B. Posémonos en 1975. Esta teoría tiene en cuenta la peculiaridad del vacío. No contiene partículas reales, pero sus análogos virtuales nacen y desaparecen constantemente. En cualquier momento puede producirse un túnel del vacío de un estado a otro y, como resultado, quedará espacio-tiempo y materia con propiedades completamente diferentes (o nada).
La energía del vacío se tiene en cuenta en la teoría de la expansión inflacionaria del Universo recién nacido.
Modelo inflacionario del Universo - hipótesis<#"justify">Escenario No. 4 Sol Gigante
Al final de su desarrollo, el enorme Sol rojo engullirá la Tierra, que se convertirá en un desierto abrasador.
El Sol alguna vez se vio muy diferente al que luce hoy. Miles de millones de años después volverá a cambiar su apariencia. Sin embargo, estos cambios son imperceptibles en las escalas de tiempo humanas. Sin embargo, el Sol tiene su propio ciclo vital- la formación de materia interestelar a partir de una nube, luego un período de existencia más o menos tranquila y luego la muerte inevitable.
En cinco mil millones de años, el Sol consumirá todo su hidrógeno, cambiará a helio y será un 75 por ciento más grande que hoy.
Pasarán unos cuantos miles de millones de años más y el nuevo Sol absorberá a Mercurio y Venus, los planetas más cercanos al centro del sistema solar. Y la Tierra, flotando en la cálida atmósfera del Sol, abandonará su órbita y eventualmente entrará en espiral hacia el crisol de una enorme estrella. Es posible que Marte tenga suerte y durante unos mil millones de años se establezca allí un clima adecuado para el origen de la vida o para su restauración, si es cierto que ya existía allí hace varios miles de millones de años.
Escenario No. 5 El fin de todo el sistema solar
Los planetas helados del sistema solar volarán en la oscuridad alrededor del Sol enano blanco.
La terrible expansión que se producirá con el Sol en su etapa de gigante roja hará caer el telón del escenario de la vida terrestre. Pero no lo hará último acto su existencia. El Sol permanecerá en este estado durante otros mil millones de años. Comenzará a alimentarse de helio, para luego comenzar a quemar otros elementos -cada vez más pesados- situados a mayores profundidades, en el núcleo de la estrella, devorando capa a capa, encogiéndose como una cebolla. Cuando le llegue el turno al hierro, se detendrá el proceso de fusión termonuclear con liberación de energía. Sin embargo, la transformación de elementos en las entrañas de la estrella continuará, y de forma bastante activa, pero ahora se producirá con la absorción de energía.
Durante estas sucesivas reacciones termonucleares, habrá períodos de inestabilidad en el Sol, durante los cuales su luminosidad cambiará, dándole la apariencia de una estrella variable, como las estrellas Cefeidas pulsantes. En el período final, el cambio de fases se acelerará, cada una de las siguientes será más corta que la anterior. Y sin embargo, a diferencia de las estrellas con mayor masa, El sol no acabará con su vida instantáneamente, es decir, por explosión. Las capas superiores se “desprenderán” hacia el espacio, formando allí una nebulosa planetaria.
En el centro de la nebulosa planetaria solar habrá un núcleo frío de hidrógeno, helio, carbono, oxígeno y otros elementos más pesados. Su volumen será comparable al volumen de la Tierra y su densidad será millones de veces mayor que la densidad del agua (en otras palabras, ¡la masa de un centímetro cúbico de tal sustancia se medirá en toneladas!)
Después de enfriarse durante miles de millones de años, se enfriará a una temperatura de 4000 Kelvin y comenzará el proceso de cristalización en su sustancia.
Alrededor del pequeño Sol blanco girarán reliquias de los planetas supervivientes, probablemente Marte, Júpiter y Saturno, cuyos anillos fríos se evaporan durante la fase de gigante roja. y vendrá noche eterna, durante el cual estará tan oscuro como la luna llena en la Tierra hoy, y el Sol se verá sólo un poco más brillante que otras estrellas.
Escenario No. 6 El fin de la Vía Láctea en un agujero negro
El agujero negro situado en el centro de la Galaxia absorberá en su embudo todas las estrellas de la Vía Láctea.
Al observar la Vía Láctea y otras galaxias distantes, se nota inmediatamente una diferencia obvia: nuestro sistema estelar está relativamente en calma, mientras que muchas otras galaxias viven en constante actividad.
Emisiones de gases, áreas de formación estelar de alta intensidad, potentes corrientes de ondas de radio, rayos X y rayos gamma, liberación cantidad inmensa energía: todo esto da a las galaxias la apariencia de estrellas cercanas, cuando en realidad están a miles de millones de años luz de nosotros.
Una hipótesis explica la frenética actividad de estos sistemas estelares por parte de agujeros negros gigantes situados en sus centros, cuya masa es de decenas de millones de masas solares.
La existencia de tal megaaspiradora cósmica, que no se puede ver directamente, está confirmada por los fenómenos de vórtice observados por los astrónomos y las mayores diferencias de temperatura que se producen durante la absorción de materia en un agujero negro y que van acompañadas de emisiones de energía y gas. .
Los astrofísicos, observando el centro de nuestro Universo en diversos rangos de ondas de radio, infrarrojos y rayos X, así como rayos gamma y recopilando una gran cantidad de datos, propusieron que en el centro de la Vía Láctea hay un agujero negro.
Los científicos han sugerido que hay una mayor concentración de materia en el centro de la Vía Láctea, aproximadamente dos millones de veces la masa del Sol, pero la cantidad de luz que nos llega desde allí es desproporcionadamente pequeña. Por cierto, es por esta razón que algunos científicos dudan de que realmente exista un enorme agujero negro en el centro de la Vía Láctea. Pero, por otro lado, estas formaciones voluminosas, que se comportan con relativa calma, se encontraron no solo en la nuestra, sino también en otras galaxias aparentemente normales, por ejemplo, en la nebulosa de Andrómeda y su satélite M32, recientemente estudiadas con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble.
Quizás el agujero negro se formó como resultado de colisiones con otras galaxias en aquellos tiempos lejanos, cuando el Universo aún era pequeño. Pero, ¿qué pasará cuando se encuentre con otras galaxias, si alguna vez despierta de su sueño? La respuesta es decepcionante: el agujero negro absorberá toda nuestra galaxia.
En este caso, la Vía Láctea se enfrenta a un destino poco envidiable: primero se convertirá en un remolino de estrellas y gas, y luego en una pequeña región con una densidad infinitamente alta.
Conclusión
El Universo está evolucionando; han ocurrido procesos violentos en el pasado, están ocurriendo ahora y ocurrirán en el futuro. El mundo se vuelve cada vez más complejo, nuevas teorías se vuelven más complejas y aparecen. Y la ciencia no se detiene, aparecen nuevos puntos de vista, hipótesis, enseñanzas, ya que “la naturaleza no revela sus secretos de una vez por todas” (L.A. Séneca).
Si nuestro Universo está en peligro de muerte, quizás en el futuro sea posible volar a otro Universo. De la teoría general de la relatividad se desprende la posibilidad de la existencia de túneles espacio-temporales y de transición a otros universos.
Conocemos la estructura del Universo en un enorme volumen de espacio que la luz tarda miles de millones de años en recorrer. Pero el pensamiento inquisitivo de una persona busca penetrar más allá. ¿Qué hay más allá de los límites de la región observable del mundo? ¿Es el Universo infinito en volumen? Y su expansión: ¿por qué empezó y continuará siempre en el futuro? ¿Cuál es el origen de la masa “oculta”? Y finalmente, ¿cómo empezó la vida inteligente en el Universo? ¿Existe en algún otro lugar además de nuestro planeta? Aún no hay respuestas definitivas y completas a estas preguntas. El universo es inagotable. La sed de conocimiento también es incansable, lo que obliga a las personas a plantearse cada vez más preguntas nuevas sobre el mundo y a buscar persistentemente respuestas.
Lista de literatura usada
1.Vorontsov - Velyaminov B.A. Ensayos sobre el Universo. M., 1980. - 672 segundos.
2.Ksanfomality L. Universo oscuro // Ciencia y vida 2005 No. 5. 58-69 págs.
.Levin A. Los destinos del universo // Mecánica popular 2006 No. 9 40-46 p.
.Levitan E.P. Universo en evolución. M.: Educación., 1993. 159p.
.Perel Yu.G. Desarrollo de ideas sobre el Universo M., 1958. 352 págs.
.Surdin V.G. Darwin y la evolución del Universo // Ecología y Vida 2009 No. 3 4-10 p.
.Shklovsky P.S. Universo, vida, mente M.: Nauka 1987. - 320 p.
9.
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El futuro del Universo es una de las principales cuestiones de la cosmología, cuya respuesta depende, en primer lugar, de características y propiedades del Universo como su masa, energía, densidad media y tasa de expansión.
¿Qué sabemos sobre el Universo?
Para empezar, deberíamos definir el concepto mismo de “Universo”, que tiene su lugar tanto en la astronomía como en la filosofía. En el ámbito de la astronomía, al Universo se le llama Metagalaxia o simplemente Universo astronómico. Sin embargo, desde un punto de vista teórico, que es tenido en cuenta por la mayoría de modelos y escenarios para el desarrollo del Universo, se trata de un sistema colosal que va más allá de los límites de la posible observación.
Una de las propiedades más importantes del Universo, descubierta hace relativamente poco tiempo, es una expansión casi uniforme e isotrópica, que además resultó ser acelerada. Dependiendo de la duración de esta expansión, la historia del Universo puede tomar uno de dos escenarios posibles.
En el primer caso, la expansión continuará indefinidamente y, al mismo tiempo, la densidad media de materia en el Universo caerá rápidamente, acercándose a cero. En definitiva, todo empezará con la desintegración de los cúmulos de galaxias y terminará con la división de un protón en quarks.
El segundo escenario tiene en cuenta los postulados de la teoría general de la relatividad (GTR), que establece que con un aumento significativo de la densidad de la materia, el espacio-tiempo se curva. Si la expansión comienza a disminuir, lo más probable es que en algún momento se convierta en compresión. Entonces el Universo comenzará a contraerse y la densidad media de su materia aumentará rápidamente. Con este curso de los acontecimientos, según la relatividad general, el espacio-tiempo se irá curvando progresivamente hasta que el Universo se cierre sobre sí mismo, como la superficie de una esfera ordinaria, pero con más dimensiones de las que estamos acostumbrados a imaginar.
Épocas cosmológicas del Universo.
Tratando de predecir destino futuro Universo astronómico, los científicos han dividido su existencia en las siguientes etapas:
A pesar de que la materia del Universo se está aniquilando paulatinamente, el propio espacio puede evolucionar según cuatro escenarios hipotéticos:
- Si con el tiempo la expansión del Universo se ralentiza y luego se comprime, entonces la etapa final de su vida será el Big Crunch. Como resultado, toda la materia colapsa y vuelve a su estado original: la singularidad.
- Otro escenario es que la densidad media de la materia en el Universo esté determinada con precisión y sea tal que la expansión se frene gradualmente.
- El modelo más probable, debido a los resultados de observación modernos. Implica una expansión uniforme del Universo, por inercia.
- El rápido aumento en la tasa de expansión del Universo, que llevará a nuestro mundo al llamado.
Hay dos puntos de vista sobre cómo surgió el mundo material. Las religiones atribuyen a Dios un papel protagonista en el orden mundial. En particular, la Biblia habla de varios días durante los cuales Dios creó primero la luz, luego el agua, luego el firmamento y luego los seres vivos, hasta llegar al hombre. Ahora las Iglesias afirman que “seis días” es un término metafórico, donde un día no es igual a un día, sino que dura mucho más. Otra visión radicalmente opuesta del origen del mundo material visible es la científica. La evolución del Universo, según las investigaciones de los científicos, comenzó con el Big Bang (también llamado Big Bang), que ocurrió hace entre 10 y 15 mil millones de años.
¿Qué pasó antes de que todo lo que existe surgiera? La astronomía moderna cree que fue comprimido a tamaños mínimos una esfera dentro de la cual, bajo la influencia de las más altas temperaturas y presiones, se movía el libre movimiento. Todo lo material que ahora llena el espacio ilimitado, fue comprimido dentro de un punto que tendía a cero en magnitud, de donde surgió el origen y la evolución del Universo. comenzó. Aún no está claro qué causó el Big Bang. Sin embargo, esta explosión en sí misma condujo a la expansión del Universo, y este proceso continúa hoy. ¿Qué significa? Que el mismo número de partículas materiales ocupan un volumen creciente con el tiempo.
¿Se expandirá el mundo material para siempre, o algún día su expansión en volumen disminuirá y se detendrá por completo, como lo que vemos cuando explota una granada? Quizás, después de esto, la evolución del Universo se detenga y sea reemplazada por una etapa de “colapso”, estrechándose hasta el punto inicial. Todavía no estamos preparados para responder a esta pregunta con certeza. Pero la imagen del mundo creada por los científicos ya puede describir las sucesivas fases del crecimiento y transformación de la materia. La primera era, la hadrónica, duró sólo una millonésima de segundo, pero durante este tiempo se produjo el proceso de aniquilación de antibariones y bariones, se formaron protones y neuronas.
La segunda y tercera etapas de la evolución del Universo, leptónica y fotónica, también duraron sólo unos segundos. Al final de la segunda era se formó un mar de neutrinos y la era de los fotones terminó con la separación de la materia de la antimateria (que se produjo debido a la aniquilación de positrones y electrones). El Universo continuó expandiéndose, lo que provocó una disminución en la densidad de energía de partículas y fotones. La etapa fotónica dio paso a la etapa estelar, que continúa hasta el día de hoy. Sin embargo, la formación de estrellas, galaxias y grupos de galaxias se produjo (y se sigue produciendo) de forma desigual.
Pasaron millones de años después del Big Bang, mientras las partículas más simples se convertían en átomos, principalmente hidrógeno y helio (estos átomos son el componente principal del Universo), los átomos se unieron en moléculas, que entraron en compuestos y formaron cristales, sustancias y rocas minerales. Durante la era estelar, que en esta etapa pone fin a la evolución del Universo, se formaron galaxias y planetas, y surgió la vida en nuestra Tierra. ¿Podemos decir que el “espectáculo épico de fuegos artificiales” ha terminado y estamos parados sobre brasas enfriándose en medio del humo que se disipa?
Los científicos han llegado a la conclusión de que la evolución del Universo continúa. Los vórtices de una acumulación gigante de hidrógeno aplanan la materia y transforman estas acumulaciones en remolinos. Así nacen las galaxias esféricas, elípticas y achatadas (dependiendo de la velocidad de rotación del ciclo colosal, cien mil años luz). Nuestra Vía Láctea también pertenece a este último tipo de galaxia. Las estrellas se forman dentro de las galaxias bajo la presión de acumulaciones de hidrógeno. También pasan por largas etapas de evolución: desde supernovas candentes hasta “gigantes rojas”, “enanas blancas” y los mismos procesos ocurren con nuestro Sol, mientras el Cosmos continúa expandiéndose.
Astronomía
Astrofísica., i. astronomía radial
Marchevsky V.A., Candidato de Ciencias Físicas y Matemáticas
POSIBLE OPCIÓN PARA EL DESARROLLO DEL UNIVERSO
Introducción
Hasta ahora sólo se han considerado dos opciones para el desarrollo del Universo: modelos abiertos y cerrados del mismo. En nuestra opinión, otra versión tiene derecho a existir, si, por supuesto, se confirman experimentalmente las suposiciones hechas en el trabajo sobre la existencia de un flujo notable de energía hacia el vacío. Entonces podemos suponer que el Universo no es un sistema físico independiente y, por tanto, podemos considerar la tercera opción. Eso es lo que haremos.
1. Condición para una distribución dinámica estable de la materia en la Metagalaxia
Supongamos que el Universo se expandió inicialmente desde un centro común. Al mismo tiempo, llegó un momento en que las fuerzas que provocaban esta expansión dejaron de actuar y continuaron los movimientos debido a las fuerzas de inercia. Ese momento tenía que llegar, de lo contrario no tendríamos la “ley de Hubble”.
Para que un elemento de volumen de masa unitaria en una esfera homogénea de radio r salga de ella, la suma de sus energías potencial y cinética debe ser igual a cero, es decir
4 R z V2 3prg 4 2
PrSg, aquí V es la velocidad del elemento de volumen unitario de masa, p es el promedio
densidad de la esfera, G - constante gravitacional. Esta ecuación se puede reescribir de una forma ligeramente diferente:
V = Нг, Н = 2 (1)
aquí H es la constante de Hubble. Llamemos a esta posición dinámica y estable para el elemento.
2. Posibles distribuciones de materia en la Metagalaxia
De hecho, los objetos ubicados a una distancia r arbitrariamente elegida del centro, en el momento de la terminación de las fuerzas de expansión, podrían tener velocidades tanto mayores como menores que las requeridas según la condición (1).
Los objetos con velocidades mayores que (1) se movieron a las superficies de otras esferas más distantes del centro hasta que sus velocidades comenzaron a satisfacer la condición (1). Debido al hecho de que los objetos más rápidos abandonaron la esfera de radio Г, su densidad promedio disminuyó, y para objetos con velocidades menores que (1), también fue posible satisfacer la relación (1). Así, después de miles de millones de años (si esta redistribución ya ha terminado), todos los objetos deberían haberse distribuido en el espacio según la relación (1).
Cabe señalar que actualmente se están observando objetos que pueden abandonar temporalmente esta distribución dinámica estable, por ejemplo, galaxias en explosión. Después de la explosión, las piezas adquieren velocidades adicionales. Por ejemplo, considere
una posición en la que una parte recibe un impulso adicional en dirección desde el centro de la Metagalaxia, y la otra, hacia el centro. Entonces se les puede aplicar el razonamiento anterior y demostrar que ocuparán lugares dinámicamente estables cada vez más cerca del centro de la Metagalaxia en relación a la posición que habría ocupado una galaxia no explotada.
Como se sabe, la relación (1) se puede utilizar para todos los objetos cuyas velocidades sean mucho menores que la velocidad de la luz. En todos los demás casos, es necesario tener en cuenta la teoría de la relatividad de A. Einstein. No haremos esto. Prestemos atención al hecho de que debido a la limitación de la velocidad de los objetos reales a la velocidad de la luz, debe existir un límite de la Metagalaxia.
3. Versión estimada del desarrollo del Universo.
Desde el punto de vista del comportamiento de la Metagalaxia cerca de la frontera, consideramos dos posibilidades, una de las cuales, en nuestra opinión, se puede realizar:
1. Si las velocidades de los objetos dentro de la Metagalaxia y cerca de su límite son tales que sus energías potencial y cinética son iguales, entonces toda la Metagalaxia debería expandirse sin límite.
2. Si las velocidades de los objetos solo cerca del límite son menores que los valores indicados anteriormente, entonces después de un tiempo finito deben disminuir la velocidad y comenzar a regresar al centro de la Metagalaxia, cambiando a medida que se mueven hacia el centro. Valor de la energía potencial de la esfera cuyo límite intersectan. En consecuencia, llevarán consigo los objetos que se encuentran detrás de la superficie de esta esfera. Entonces debería comenzar la casi compresión de la Metagalaxia, no simultáneamente en todo el volumen, como ahora se supone, sino desde el límite exterior hasta el centro, obligando gradualmente a más y más objetos nuevos a cambiar la dirección de su movimiento. Es importante que pasen por el punto central en diferentes momentos.
Me gustaría llamar la atención sobre una posibilidad: si al comienzo de este proceso algunos objetos individuales cerca del límite de la Metagalaxia tenían velocidades tales que su energía cinética era mayor o igual que la potencial, entonces tenían que superar este límite. Estos objetos individuales se pueden observar más allá de su frontera, y cuanto más tiempo haya pasado desde que cruzaron la frontera, más lejos deberían estar de ella. Al observarlos, podemos estimar el momento en que cruzaron la frontera y si estamos en el primer ciclo de expansión del Universo o no.
El proceso de movimiento de la materia debe ser de naturaleza periódica. Como se muestra en el trabajo, las estimaciones modernas de la densidad del Universo corresponden a un modelo cerrado, luego de la ley de conservación de la energía se deduce que los objetos que se acercan al centro de la Metagalaxia y aumentan su velocidad debido a la energía potencial, mientras se mantienen simetría central, se alejará de ella. La imagen de la expansión del Universo se repetirá, solo que durante un cierto período de tiempo habrá un contramovimiento de objetos: hacia el centro y desde el centro de la Metagalaxia. Y como consecuencia de esto, existirá la posibilidad de que, como consecuencia de colisiones inelásticas de una pequeña parte de ellos, su energía cinética disminuya debido a transformaciones en otros tipos de energía.
Tal proceso oscilatorio debe ocurrir periódicamente, pasando por la etapa del estado dinámico y de equilibrio inicial: la condición para la distribución de la materia en el espacio según (1) en la Metagalaxia. En este caso, existe la posibilidad de que una pequeña parte de las galaxias cercanas al límite adquieran velocidades suficientes para superar este límite y abandonar la Metagalaxia. Con el tiempo, debido a este proceso y a la posibilidad de colisiones durante los movimientos en sentido contrario, el radio máximo de oscilaciones periódicas de la Metagalaxia puede disminuir. este escenario
La expansión periódica y la cuasi-compresión de la Metagalaxia es bastante real. Entonces se pueden obtener los resultados más interesantes observando el límite de la Metagalaxia.
Hasta ahora nadie ha buscado la frontera de la Metagalaxia y no la ha encontrado. Es muy posible que los quásares observados por los astrónomos sean muy adecuados para el papel de balizas fronterizas. Los trabajos llaman la atención sobre el hecho de que “la densidad intrínseca (de los cuásares) aumenta al aumentar Z mucho más rápido que (1 + Z)3 en 0< Z <1 , и резко спадает при Z < 2 . «Хочется процитировать еще одну работу : «Е. Ни и ее коллеги из Гавайского университета обнаружили самую далекую из наблюдаемых когда-либо галактик. Галактика НТМ6А видна благодаря усилению ее изображения гравитационной линзой - скоплением галактик Abel 370, находящихся на луче зрения. До сих пор самым далеким из известных объектов был квазар Z = 6,28 . Галактика НТМ6А имеет Z = 6,56, и поэтому видна только в ИК-диапазоне». Если это действительно единичные объекты за границей Метагалактики, то тогда существует большая вероятность того, что мы живем в периодическом мире.
Conclusión
La naturaleza es económica; no siempre inventa nuevas formas, sino que a menudo utiliza formas ya hechas. Asimismo, nuestro modelo del Universo es muy similar a un cúmulo globular. Se sabe que son muy estables y viven lo suficiente, por lo tanto, nuestro Universo puede existir durante un largo período de tiempo sin pasar por una fase de compresión hasta cierto punto. Este período es decenas y quizás cientos de veces más largo que un ciclo de expansión a contracción en un modelo cerrado del Universo.
Actualmente, el atraso de la astronomía observacional en la región de las distancias metagalácticas es muy notorio. Esto se debe a que hasta ahora sólo existe y se utiliza un único método para estimar estas distancias, basado en el efecto Doppler y la ley de Hubble. Y hasta que se elimine este retraso, los desarrollos teóricos pueden alejarse bastante de la imagen real del mundo.
Bibliografía
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2. Marchevsky V.A. ¿Es real la expansión acelerada del Universo? en el mismo cuarto.
3. Schmidt M., Ar. J., 151, 393, 1968, Ar. J., 162, 371, 1970.
4. Novedades de física en Internet. UFN, 172, 4, 2002.
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La cuestión del origen del Universo con todas sus propiedades conocidas y aún desconocidas ha preocupado a la gente desde tiempos inmemoriales. Pero recién en el siglo XX, después del descubrimiento de la expansión cosmológica, la cuestión de la evolución del Universo comenzó a aclararse gradualmente. Datos científicos recientes han llevado a la conclusión de que nuestro Universo nació hace 15 mil millones de años como resultado del Big Bang. Pero qué explotó exactamente en ese momento y qué existía realmente antes del Big Bang seguía siendo un misterio. La teoría inflacionaria del surgimiento de nuestro mundo, creada a finales del siglo XX, permitió lograr avances significativos en la solución de estos problemas, y el panorama general de los primeros momentos del Universo ahora está bien dibujado, aunque muchos problemas todavía están esperando entre bastidores.
Una visión científica de la creación del mundo.
Hasta principios del siglo pasado, sólo existían dos visiones sobre el origen de nuestro Universo. Los científicos creían que era eterno e inmutable, y los teólogos decían que el mundo fue creado y tendrá un fin. El siglo XX, después de haber destruido gran parte de lo creado en los milenios anteriores, logró dar respuestas a la mayoría de las preguntas que ocupaban las mentes de los científicos del pasado. Y quizás uno de los mayores logros del siglo pasado sea aclarar la cuestión de cómo surgió el Universo en el que vivimos y qué hipótesis existen sobre su futuro.
Un simple hecho astronómico, la expansión de nuestro Universo, condujo a una revisión completa de todos los conceptos cosmogónicos y al desarrollo de una nueva física: la física de los mundos emergentes y desaparecidos. Hace apenas 70 años, Edwin Hubble descubrió que la luz de las galaxias más distantes es “más roja” que la luz de las más cercanas. Además, la velocidad de la recesión resultó ser proporcional a la distancia a la Tierra (ley de expansión de Hubble). Esto se descubrió gracias al efecto Doppler (la dependencia de la longitud de onda de la luz de la velocidad de la fuente de luz). Como las galaxias más distantes parecen más “rojas”, se supuso que se alejaban a mayor velocidad. Por cierto, no son estrellas ni galaxias individuales las que se dispersan, sino cúmulos de galaxias. Las estrellas y galaxias más cercanas a nosotros están conectadas entre sí por fuerzas gravitacionales y forman estructuras estables. Además, no importa en qué dirección mires, los cúmulos de galaxias se alejan de la Tierra a la misma velocidad, y puede parecer que nuestra Galaxia es el centro del Universo, pero no es así. Dondequiera que esté el observador, verá la misma imagen en todas partes: todas las galaxias se están alejando de él.
Pero tal expansión de la materia debe tener un comienzo. Esto significa que todas las galaxias deben haber nacido en algún momento. Los cálculos muestran que esto ocurrió hace aproximadamente 15 mil millones de años. En el momento de tal explosión, la temperatura era muy alta y deberían haber aparecido muchos cuantos de luz. Por supuesto, con el tiempo todo se enfría y los cuantos se dispersan por el espacio emergente, pero los ecos del Big Bang deberían haber sobrevivido hasta el día de hoy.
La primera confirmación de la explosión se produjo en 1964, cuando los radioastrónomos estadounidenses R. Wilson y A. Penzias descubrieron radiación electromagnética relicta con una temperatura de aproximadamente 3° en la escala Kelvin (270°C). Fue este descubrimiento, inesperado para los científicos, el que los convenció de que el Big Bang realmente tuvo lugar y que al principio el Universo estaba muy caliente.
La teoría del Big Bang explicó muchos problemas a los que se enfrenta la cosmología. Pero, desafortunadamente, o tal vez afortunadamente, también planteó una serie de nuevas preguntas. En particular: ¿Qué pasó antes del Big Bang? ¿Por qué nuestro espacio tiene curvatura cero y la geometría euclidiana, que se estudia en la escuela, es correcta? Si la teoría del Big Bang es cierta, ¿por qué el tamaño actual de nuestro Universo es mucho mayor que el centímetro predicho por la teoría? ¿Por qué el Universo es sorprendentemente homogéneo, mientras que durante cualquier explosión la materia se dispersa en diferentes direcciones de manera extremadamente desigual? ¿Qué llevó al calentamiento inicial del Universo a una temperatura inimaginable de más de 10 13 K?
Todo esto indicaba que la teoría del Big Bang estaba incompleta. Durante mucho tiempo pareció que ya no era posible avanzar más. Hace sólo un cuarto de siglo, gracias al trabajo de los físicos rusos E. Gliner y A. Starobinsky, así como del estadounidense A. Hus, se describió un nuevo fenómeno: la expansión inflacionaria ultrarrápida del Universo. La descripción de este fenómeno se basa en secciones bien estudiadas de la física teórica: la teoría general de la relatividad de Einstein y la teoría cuántica de campos. Hoy en día se acepta generalmente que precisamente ese período, llamado “inflación”, precedió al Big Bang.
La esencia de la inflación.
Al intentar dar una idea de la esencia del período inicial de la vida del Universo, tenemos que operar con números tan ultrapequeños y ultragrandes que nuestra imaginación tiene dificultades para percibirlos. Intentemos utilizar alguna analogía para comprender la esencia del proceso inflacionario.
Imaginemos la ladera de una montaña cubierta de nieve, intercalada con varios objetos pequeños: guijarros, ramas y trozos de hielo. Alguien en la cima de esta pendiente hizo una pequeña bola de nieve y la dejó rodar montaña abajo. Al descender, la bola de nieve aumenta de tamaño a medida que se le adhieren nuevas capas de nieve con todas las inclusiones. Y cuanto más grande sea la bola de nieve, más rápido crecerá. Muy pronto pasará de ser una pequeña bola de nieve a convertirse en un bulto enorme. Si la pendiente termina en un abismo, volará hacia él a una velocidad cada vez mayor. Al llegar al fondo, el bulto chocará contra el fondo del abismo y sus componentes se dispersarán en todas direcciones (por cierto, parte de la energía cinética del bulto se destinará a calentar el medio ambiente y la nieve que vuela). Ahora describamos las principales disposiciones de la teoría utilizando la analogía anterior. En primer lugar, los físicos tuvieron que introducir un campo hipotético llamado "inflaton" (de la palabra "inflación"). Este campo llenó todo el espacio (en nuestro caso, nieve en la pista). Gracias a fluctuaciones aleatorias, adquirió diferentes valores en regiones espaciales arbitrarias y en diferentes momentos. No sucedió nada significativo hasta que se formó accidentalmente una configuración uniforme de este campo con un tamaño de más de 10 -33 cm. En cuanto al Universo que observamos, en los primeros momentos de su vida aparentemente tenía un tamaño de 10 -27 cm. Se supone que a tales escalas las leyes básicas de la física que conocemos hoy ya son válidas, por lo que es posible predecir el comportamiento futuro del sistema. Resulta que inmediatamente después de esto, la región espacial ocupada por la fluctuación (del latín fluctuatio “oscilación”, desviaciones aleatorias de las cantidades físicas observadas de sus valores promedio) comienza a aumentar muy rápidamente de tamaño, y el campo de inflación tiende a ocupar un Posición en la que su energía es mínima (la bola de nieve empezó a rodar). Esta expansión dura sólo 10 -35 segundos, pero este tiempo es suficiente para que el diámetro del Universo aumente al menos 10 27 veces y al final del período inflacionario nuestro Universo haya adquirido un tamaño de aproximadamente 1 cm, cuando termina la inflación. el campo de inflación alcanza un mínimo de energía y no hay dónde caer más. En este caso, la energía cinética acumulada se convierte en energía de partículas que nacen y se separan, es decir, el Universo se calienta. Este mismo momento se llama hoy Big Bang.
La montaña mencionada anteriormente puede tener un terreno muy complejo: varios bajos diferentes, valles debajo y todo tipo de colinas y montículos. Las bolas de nieve (universos futuros) nacen continuamente en la cima de la montaña debido a las fluctuaciones del campo. Cada bulto puede deslizarse hacia cualquiera de los mínimos, dando origen a su propio universo con parámetros específicos. Además, los universos pueden diferir significativamente entre sí. Las propiedades de nuestro Universo están sorprendentemente adaptadas para que en él surja vida inteligente. Es posible que otros universos no hayan tenido tanta suerte.
Una vez más me gustaría enfatizar que el proceso descrito del nacimiento del Universo “prácticamente de la nada” se basa en cálculos estrictamente científicos. Sin embargo, cualquier persona que se familiarice por primera vez con el mecanismo de inflación descrito anteriormente tiene muchas preguntas.
En respuesta a preguntas difíciles
Hoy nuestro Universo se compone de una gran cantidad de estrellas, sin mencionar la masa oculta. Y puede parecer que la energía y la masa total del Universo son enormes. Y es completamente incomprensible cómo todo esto podría caber en el volumen original de 10 a 99 cm 3. Sin embargo, en el Universo no sólo hay materia, sino también un campo gravitacional. Se sabe que la energía de este último es negativa y, como resultó, en nuestro Universo la energía gravitacional compensa exactamente la energía contenida en partículas, planetas, estrellas y otros objetos masivos. Así, la ley de conservación de la energía se cumple perfectamente, y la energía y masa total de nuestro Universo son prácticamente iguales a cero. Es esta circunstancia la que explica en parte por qué el Universo naciente no se convirtió inmediatamente en un enorme agujero negro después de su aparición. Su masa total era completamente microscópica y al principio simplemente no había nada que colapsar. Y solo en etapas posteriores de desarrollo aparecieron grupos locales de materia, capaces de crear tales campos gravitacionales cerca de ellos que ni siquiera la luz podía escapar. En consecuencia, las partículas a partir de las cuales se “hacen” las estrellas simplemente no existían en la etapa inicial de desarrollo. Las partículas elementales comenzaron a nacer durante el desarrollo del Universo, cuando el campo inflatón alcanzó un mínimo de energía potencial y comenzó el Big Bang.
La región ocupada por el campo inflatón creció a una velocidad significativamente mayor que la velocidad de la luz, pero esto no contradice en absoluto la teoría de la relatividad de Einstein. Sólo los cuerpos materiales no pueden moverse más rápido que la luz y, en este caso, se movió el límite imaginario e inmaterial de la región donde nació el Universo (un ejemplo de movimiento superlumínico es el movimiento de un punto de luz en la superficie de la Luna durante una rápida rotación). del láser que lo ilumina).
Además, el medio ambiente no resistió en absoluto la expansión de la región del espacio cubierta por el creciente campo inflatón, ya que no parecía existir para el mundo emergente. La relatividad general afirma que la imagen física que ve un observador depende de dónde se encuentra y cómo se mueve. Entonces, la imagen descrita arriba es válida para un “observador” ubicado dentro de esta área. Además, este observador nunca sabrá lo que sucede fuera de la región del espacio donde se encuentra. Otro “observador” que mire esta zona desde fuera no detectará ninguna expansión. En el mejor de los casos, verá sólo una pequeña chispa que, según su reloj, desaparecerá casi instantáneamente. Incluso la imaginación más sofisticada se niega a percibir tal imagen. Y, sin embargo, parece ser cierto. Al menos eso es lo que piensan los científicos modernos, basándose en las leyes de la naturaleza ya descubiertas, cuya exactitud ha sido probada muchas veces.
Hay que decir que este campo de inflación sigue existiendo y fluctuando incluso ahora. Pero sólo nosotros, los observadores internos, somos incapaces de ver esto; después de todo, para nosotros, un área pequeña se ha convertido en un Universo colosal, cuyos límites ni siquiera la luz puede alcanzar.
Entonces, inmediatamente después del final de la inflación, un hipotético observador interno vería el Universo lleno de energía en forma de partículas materiales y fotones. Si toda la energía que un observador interno podría medir se convierte en masa de partículas, obtenemos aproximadamente 10 80 kg. Las distancias entre partículas aumentan rápidamente debido a la expansión general. Las fuerzas gravitacionales de atracción entre partículas reducen su velocidad, por lo que la expansión del Universo se frena gradualmente una vez finalizado el período inflacionario.
Estas peligrosas antipartículas
Inmediatamente después del nacimiento, el Universo continuó creciendo y enfriándose. Al mismo tiempo, el enfriamiento se produjo, entre otras cosas, debido a la banal expansión del espacio. La radiación electromagnética se caracteriza por una longitud de onda que puede relacionarse con la temperatura; cuanto mayor sea la longitud de onda promedio de la radiación, menor será la temperatura. Pero si el espacio se expande, aumentará la distancia entre las dos "jorobas" de la onda y, en consecuencia, su longitud. Esto significa que en un espacio en expansión la temperatura de radiación debería disminuir. Esto lo confirma la temperatura extremadamente baja de la radiación cósmica de fondo de microondas moderna.
A medida que se expande, también cambia la composición de la materia que llena nuestro mundo. Los quarks se combinan en protones y neutrones, y el Universo resulta estar lleno de partículas elementales que ya conocemos: protones, neutrones, electrones, neutrinos y fotones. También están presentes antipartículas. Las propiedades de las partículas y las antipartículas son casi idénticas. Parecería que su número debería ser el mismo inmediatamente después de la inflación. Pero entonces todas las partículas y antipartículas se destruirían mutuamente y no quedaría material de construcción para las galaxias ni para nosotros mismos. Y aquí volvimos a tener suerte. La naturaleza se aseguró de que hubiera un poco más de partículas que de antipartículas. Es gracias a esta pequeña diferencia que nuestro mundo existe. Y la radiación cósmica de fondo de microondas es precisamente la consecuencia de la aniquilación (es decir, la destrucción mutua) de partículas y antipartículas. Por supuesto, en la etapa inicial la energía de la radiación era muy alta, pero debido a la expansión del espacio y, como consecuencia, al enfriamiento de la radiación, esta energía disminuyó rápidamente. Ahora bien, la energía de la radiación cósmica de fondo de microondas es aproximadamente diez mil veces (10 4 veces) menor que la energía contenida en las partículas elementales masivas.
Poco a poco, la temperatura del Universo descendió hasta 10 10 K. En ese momento, la edad del Universo era de aproximadamente 1 minuto. Sólo ahora los protones y neutrones pudieron combinarse en núcleos de deuterio, tritio y helio. Esto sucedió gracias a las reacciones nucleares, que la gente ya había estudiado bien mediante la explosión de bombas termonucleares y el funcionamiento de reactores nucleares en la Tierra. Por lo tanto, podemos predecir con seguridad cuántos y qué elementos pueden aparecer en dicha caldera nuclear. Resultó que la abundancia de elementos ligeros observada actualmente concuerda bien con los cálculos. Esto significa que las leyes físicas que conocemos son las mismas en toda la parte observable del Universo y lo eran ya en los primeros segundos después de la aparición de nuestro mundo. Además, alrededor del 98% del helio existente en la naturaleza se formó en los primeros segundos después del Big Bang.
El nacimiento de las galaxias.
Inmediatamente después del nacimiento, el Universo pasó por un período de desarrollo inflacionario: todas las distancias aumentaron rápidamente (desde el punto de vista de un observador interno). Sin embargo, la densidad de energía en diferentes puntos del espacio no puede ser exactamente la misma; siempre están presentes algunas heterogeneidades. Supongamos que en alguna zona la energía es ligeramente mayor que en las vecinas. Pero como todos los tamaños están creciendo rápidamente, entonces el tamaño de esta área también debería crecer. Una vez finalizado el período inflacionario, esta región expandida tendrá un poco más de partículas que el área circundante y su temperatura será ligeramente más alta.
Al darse cuenta de la inevitabilidad de la aparición de tales áreas, los partidarios de la teoría de la inflación recurrieron a los experimentadores: "es necesario detectar las fluctuaciones de temperatura", afirmaron. Y en 1992 este deseo se cumplió. Casi al mismo tiempo, el satélite ruso Relikt-1 y el COBE estadounidense descubrieron las fluctuaciones necesarias en la temperatura de la radiación cósmica de fondo de microondas. Como ya se mencionó, el Universo moderno tiene una temperatura de 2,7 K, y las desviaciones de temperatura encontradas por los científicos con respecto al promedio fueron de aproximadamente 0,00003 K. No es sorprendente que tales desviaciones fueran difíciles de detectar antes. Así, la teoría de la inflación recibió una mayor confirmación.
Con el descubrimiento de las fluctuaciones de temperatura surge otra interesante oportunidad para explicar cómo se forman las galaxias. Después de todo, para que las fuerzas gravitacionales compriman la materia, se necesita un embrión inicial, un área con mayor densidad. Si la materia se distribuye uniformemente en el espacio, entonces la gravedad, como el burro de Buridan, no sabe en qué dirección debe actuar. Pero son precisamente las zonas con exceso de energía las que generan inflación. Ahora las fuerzas gravitacionales saben dónde actuar, es decir, en las zonas más densas creadas durante el período inflacionario. Bajo la influencia de la gravedad, estas regiones inicialmente ligeramente más densas se comprimirán y de ellas se formarán en el futuro estrellas y galaxias.
feliz presente
El momento actual de la evolución del Universo está muy bien adaptado para la vida y durará muchos miles de millones de años. Las estrellas nacerán y morirán, las galaxias rotarán y chocarán, y los cúmulos de galaxias se alejarán cada vez más unos de otros. Por tanto, la humanidad tiene mucho tiempo para la superación personal. Es cierto que el concepto mismo de “ahora” para un Universo tan vasto como el nuestro está mal definido. Por ejemplo, la vida de los quásares observados por los astrónomos, que se encuentran a 10 x 14 mil millones de años luz de la Tierra, está exactamente a 10 x 14 mil millones de años de nuestro “ahora”.
Hoy en día, los científicos pueden explicar la mayoría de las propiedades de nuestro Universo, desde el momento de los 10 a 42 segundos hasta el presente e incluso más. También pueden rastrear la formación de galaxias y predecir el futuro del Universo con cierta certeza. Sin embargo, aún persisten una serie de incógnitas “menores”. Ésta es principalmente la esencia de la masa oculta (materia oscura) y la energía oscura. Además, hay muchos modelos que explican por qué nuestro Universo contiene muchas más partículas que antipartículas, y me gustaría decidir finalmente cuál es el modelo correcto.
Como nos enseña la historia de la ciencia, normalmente son “pequeñas imperfecciones” las que abren nuevos caminos de desarrollo, de modo que las futuras generaciones de científicos seguramente tendrán algo que hacer. Además, también hay cuestiones más profundas en la agenda de físicos y matemáticos. ¿Por qué nuestro espacio es tridimensional? ¿Por qué todas las constantes de la naturaleza parecen “ajustarse” para que surja la vida inteligente? ¿Y qué es la gravedad? Los científicos ya están intentando responder a estas preguntas.
Y por supuesto, dejemos espacio para las sorpresas. No debemos olvidar que descubrimientos tan fundamentales como la expansión del Universo, la presencia de fotones relictos y la energía del vacío se hicieron, se podría decir, por casualidad y no fueron esperados por la comunidad científica.
Origen y consecuencias de la energía del vacío.
¿Qué le espera a nuestro Universo en el futuro? Hace apenas unos años, los teóricos sólo tenían dos opciones a este respecto. Si la densidad de energía en el Universo es baja, se expandirá para siempre y se enfriará gradualmente. Si la densidad de energía es mayor que un cierto valor crítico, entonces la etapa de expansión será reemplazada por una etapa de compresión. El universo se reducirá de tamaño y se calentará. Esto significa que uno de los parámetros clave que determinan el desarrollo del Universo es la densidad de energía promedio. Así, las observaciones astrofísicas realizadas antes de 1998 indicaron que la densidad de energía era aproximadamente el 30% del valor crítico. Y los modelos inflacionarios predijeron que la densidad de energía debería ser igual a la crítica. Esto no molestó mucho a los apologistas de la teoría de la inflación. Hicieron a un lado a sus oponentes y dijeron que el 70% faltante “de alguna manera será encontrado”. Y realmente fueron encontrados. Esta es una gran victoria para la teoría de la inflación, aunque la energía encontrada fue tan extraña que planteó más preguntas que respuestas.
Parece que la energía oscura que buscamos es la energía del propio vacío.
En la mente de las personas que no se dedican a la física, el vacío es “cuando no hay nada”: ni materia, ni partículas, ni campos. Sin embargo, esto no es del todo cierto. La definición estándar de vacío es un estado en el que no hay partículas. Dado que la energía está contenida precisamente en partículas, entonces, como creían razonablemente casi todos, incluidos los científicos, no hay partículas ni energía. Esto significa que la energía del vacío es cero. Todo este cuadro benigno se derrumbó en 1998, cuando las observaciones astronómicas mostraron que la recesión de las galaxias se desvía ligeramente de la ley de Hubble. La conmoción provocada por estas observaciones entre los cosmólogos no duró mucho. Muy rápidamente comenzaron a publicarse artículos explicando este hecho. El más simple y natural de ellos resultó ser la idea de la existencia de energía positiva del vacío. Después de todo, un vacío simplemente significa la ausencia de partículas, pero ¿por qué sólo las partículas pueden tener energía? La energía oscura detectada resultó estar sorprendentemente distribuida uniformemente en el espacio. Tal homogeneidad es difícil de lograr, porque si esta energía estuviera contenida en algunas partículas desconocidas, la interacción gravitacional las obligaría a agruparse en grandiosos conglomerados, similares a las galaxias. Por lo tanto, la energía escondida en el espacio vacío explica de manera muy elegante la estructura de nuestro mundo.
Sin embargo, también son posibles otras opciones de orden mundial más exóticas. Por ejemplo, el modelo Quintaesencia, cuyos elementos fueron propuestos por el físico soviético A.D. Dolgov en 1985, sugiere que todavía nos estamos deslizando por el mismo tobogán que mencionamos al comienzo de nuestra historia. Además, llevamos mucho tiempo en marcha y no se vislumbra un final para este proceso. El nombre inusual, tomado de Aristóteles, denota una cierta “nueva esencia” diseñada para explicar por qué el mundo funciona como lo hace y no de otra manera.
Hoy en día existen muchas más opciones para responder a la pregunta sobre el futuro de nuestro Universo. Y dependen en gran medida de qué teoría que explique la energía oculta sea correcta. Supongamos que es cierta la explicación más simple, en la que la energía del vacío es positiva y no cambia con el tiempo. En este caso, el Universo nunca se contraerá y no estaremos en peligro de sobrecalentamiento y del Big Bang. Pero todo lo bueno tiene un precio. En este caso, como muestran los cálculos, nunca podremos llegar a todas las estrellas en el futuro. Además, el número de galaxias visibles desde la Tierra disminuirá y dentro de 10 x 20 mil millones de años la humanidad sólo tendrá a su disposición unas pocas galaxias vecinas, incluida nuestra Vía Láctea y la vecina Andrómeda. La humanidad ya no podrá crecer cuantitativamente y entonces tendremos que ocuparnos de su componente cualitativo. Como consuelo, podemos decir que varios cientos de miles de millones de estrellas que serán accesibles para nosotros en un futuro tan lejano también son muchas.
Sin embargo, ¿necesitaremos estrellas? 20 mil millones de años es mucho tiempo. Después de todo, en sólo unos cientos de millones de años, la vida evolucionó desde los trilobites hasta los humanos modernos. Por lo tanto, nuestros descendientes lejanos pueden ser incluso más diferentes de nosotros en apariencia y capacidades que nosotros de los trilobites. ¿Qué les promete un futuro aún más lejano, según las previsiones de los científicos modernos? Está claro que las estrellas “morirán” de una forma u otra, pero también se formarán otras nuevas. Este proceso tampoco es interminable: en unos 10 a 14 años, según los científicos, solo quedarán en el Universo objetos débilmente luminosos: enanas blancas y oscuras, estrellas de neutrones y agujeros negros. Casi todos ellos también morirán dentro de 10 37 años, habiendo agotado todas sus reservas de energía. En este punto, sólo quedarán los agujeros negros, habiendo absorbido toda la demás materia. ¿Qué puede destruir un agujero negro? Cualquiera de nuestros intentos de hacer esto solo aumenta su masa. Pero "nada dura para siempre bajo la luna". Resulta que los agujeros negros emiten partículas lentamente. Esto significa que su masa disminuye gradualmente. Todos los agujeros negros también deberían desaparecer en unos 10.100 años. Después de esto, solo quedarán partículas elementales, cuya distancia será mucho mayor que el tamaño del Universo moderno (unas 10 90 veces); después de todo, ¡todo este tiempo el Universo se ha estado expandiendo! Y, por supuesto, quedará la energía del vacío, que dominará absolutamente el Universo.
Por cierto, las propiedades de dicho espacio fueron estudiadas por primera vez por W. de Sitter en 1922. Entonces nuestros descendientes tendrán que cambiar las leyes físicas del Universo o mudarse a otros universos. Ahora parece increíble, pero quiero creer en el poder de la humanidad, sin importar cómo se vea la humanidad en un futuro tan lejano. Porque tiene mucho tiempo. Por cierto, es posible que incluso ahora, sin saberlo, estemos creando nuevos universos. Para que surja un nuevo universo en una región muy pequeña, es necesario iniciar un proceso inflacionario, que sólo es posible con altas densidades de energía. Pero los experimentadores llevan mucho tiempo creando regiones de este tipo mediante la colisión de partículas en aceleradores. Y aunque estas energías todavía están muy lejos de ser inflacionarias, la probabilidad de crear un universo en un acelerador ya no es cero. Desafortunadamente, somos los mismos "observadores remotos" para quienes la vida de este universo "creado por el hombre" es demasiado corta, y no podemos penetrar en él y ver lo que está sucediendo allí...
Posibles escenarios para el desarrollo de nuestro mundo.
1. Un modelo pulsante del Universo, en el que, tras un período de expansión, comienza un período de compresión y todo termina con un Big Bang
2. Un universo con una densidad media estrictamente ajustada, exactamente igual a la crítica. En este caso, nuestro mundo es euclidiano y su expansión se está desacelerando todo el tiempo.
3. Universo en expansión uniforme debido a la inercia. Precisamente a favor de un modelo tan abierto del mundo, hasta hace poco, atestiguaban los datos sobre el cálculo de la densidad media de nuestro Universo.
4. Un mundo en expansión a una velocidad cada vez mayor. Los últimos datos experimentales e investigaciones teóricas indican que el Universo se aleja cada vez más rápido y, a pesar de la naturaleza euclidiana de nuestro mundo, la mayoría de las galaxias en el futuro nos resultarán inaccesibles. Y la culpa de una estructura tan extraña del mundo es la misma energía oscura, que hoy está asociada a alguna energía interna del vacío que llena todo el espacio.
Sergey Rubin, Doctor en Ciencias Físicas y Matemáticas