A principis del segle XX, un jove científic anomenat Albert Einstein va analitzar les propietats de la llum i la massa i com es relacionen entre elles. El resultat de les seves reflexions va ser la teoria de la relativitat. El seu treball va canviar la física i l'astronomia modernes d'una manera que encara es fa sentir avui dia. Cada alumne estudia la seva famosa equació E=MC2 per entendre com es relacionen massa i energia. Aquest és un dels fets fonamentals de l'existència del cosmos.
Quina és la constant cosmològica?
Per molt profundes que fossin les equacions d'Einstein per a la relativitat general, presentaven un problema. Va intentar explicar com existeixen la massa i la llum a l'univers, com la seva interacció pot conduir a un univers estàtic (és a dir, no en expansió). Malauradament, les seves equacions van predir que es contrauria o s'expandiria, i ho continuaria fent per sempre, però finalment arribaria a un punt en què es contrauria.
No li va semblar bé, així que Einstein va haver d'explicar una manera de mantenir la gravetat,per explicar l'univers estàtic. Després de tot, la majoria dels físics i astrònoms de la seva època simplement van suposar que aquest era el cas. Així doncs, Einstein va inventar el factor Fudge, anomenat "constante cosmològica", que va donar ordre a les equacions i va donar lloc a un univers que ni s'expandeix ni es contrau. Va sortir amb el signe "lambda" (lletra grega), que denota la densitat d'energia en el buit de l'espai. Controla l'expansió, i la seva manca atura aquest procés. Ara calia un factor per explicar la teoria cosmològica.
Com calcular?
Albert Einstein va presentar al públic la primera versió de la teoria general de la relativitat (GR) el 25 de novembre de 1915. Les equacions originals d'Einstein tenien aquest aspecte:
Al món modern, la constant cosmològica és:
Aquesta equació descriu la teoria de la relativitat. A més, una constant també s'anomena membre lambda.
Les galàxies i l'univers en expansió
La constant cosmològica no va arreglar les coses com esperava. De fet, va funcionar, però només durant un temps. El problema de la constant cosmològica no s'ha resolt.
Això va continuar fins que un altre jove científic, Edwin Hubble, va fer una observació profunda d'estrelles variables en galàxies llunyanes. El seu parpelleig va revelar les distàncies a aquestes estructures còsmiques i molt més.
El treball de Hubble ha demostratno només que l'univers inclogués moltes altres galàxies, sinó que, segons va resultar, s'estava expandint, i ara sabem que la velocitat d'aquest procés canvia amb el temps. Això va reduir en gran mesura la constant cosmològica d'Einstein a zero, i el gran científic va haver de revisar les seves hipòtesis. Els investigadors no l'han abandonat completament. Tanmateix, Einstein més tard va dir que afegir la seva constant a la relativitat general era l'error més gran de la seva vida. Però ho és?
Nova constant cosmològica
L'any 1998, un equip de científics que treballava amb el telescopi espacial Hubble, estudiant supernoves llunyanes, va notar una cosa completament inesperada: l'expansió de l'univers s'està accelerant. A més, el ritme del procés no és el que esperaven i ha estat en el passat.
Atès que l'univers està ple de massa, sembla lògic que l'expansió s'alentiri, encara que fos tan petita. Així, aquest descobriment semblava contradir el que prediuen les equacions i la constant cosmològica d'Einstein. Els astrònoms no entenien com explicar l'aparent acceleració de l'expansió. Per què, com està passant això?
Respostes a preguntes
Per explicar l'acceleració i les nocions cosmològiques al respecte, els científics han tornat a la idea de la teoria original.
La seva última especulació no descarta l'existència d'una cosa anomenada energia fosca. És una cosa que no es pot veure ni sentir, però els seus efectes es poden mesurar. És el mateix que foscmatèria: el seu efecte es pot determinar per com afecta la llum i la matèria visible.
És possible que els astrònoms encara no sàpiguen què és aquesta energia fosca. Tanmateix, saben que afecta l'expansió de l'univers. Per entendre aquests processos, cal més temps per a l'observació i l'anàlisi. Potser la teoria cosmològica no és una idea tan dolenta després de tot? Després de tot, es pot explicar assumint que l'energia fosca existeix. Aparentment, això és cert i els científics han de buscar més explicacions.
Què va passar al principi?
El model cosmològic original d'Einstein era un model estàtic homogeni amb una geometria esfèrica. L'efecte gravitatori de la matèria va provocar una acceleració en aquesta estructura, que Einstein no va poder explicar, ja que en aquell moment no se sabia que l'univers s'estava expandint. Per tant, el científic va introduir la constant cosmològica a les seves equacions de la relativitat general. Aquesta constant s'aplica per contrarestar l'atracció gravitatòria de la matèria i, per tant, s'ha descrit com l'efecte antigravetat.
Omega Lambda
En comptes de la pròpia constant cosmològica, els investigadors sovint es refereixen a la relació entre la densitat d'energia deguda a ella i la densitat crítica de l'univers. Aquest valor s'acostuma a indicar de la manera següent: ΩΛ. En un univers pla, ΩΛ correspon a una fracció de la seva densitat d'energia, que també s'explica per la constant cosmològica.
Tingueu en compte que aquesta definició està relacionada amb la densitat crítica de l'època actual. Canvia amb el temps, però la densitatl'energia, a causa de la constant cosmològica, es manté in alterada al llarg de la història de l'univers.
Considerem més a fons com els científics moderns desenvolupen aquesta teoria.
Prova cosmològica
L'estudi actual de l'univers en acceleració és ara molt actiu, amb molts experiments diferents que cobreixen escales de temps, escales de longitud i processos físics molt diferents. S'ha creat un model CDM cosmològic, en el qual l'Univers és pla i té les característiques següents:
- densitat energètica, que és al voltant del 4% de la matèria bariònica;
- 23% de matèria fosca;
- 73% de la constant cosmològica.
El resultat observacional crític que va portar la constant cosmològica a la seva importància actual va ser el descobriment que les supernoves llunyanes de tipus Ia (0<z<1) utilitzades com a espelmes estàndard eren més febles del que s'esperava en un univers que s'alentira. Des de llavors, molts grups han confirmat aquest resultat amb més supernoves i una gamma més àmplia de desplaçaments cap al vermell.
Anem a explicar-ho amb més detall. De particular importància en el pensament cosmològic actual són les observacions que les supernoves de desplaçament al vermell extremadament alt (z>1) són més brillants del que s'esperava, que és una signatura que s'espera del temps de desacceleració que condueix al nostre període d'acceleració actual. Abans de l'alliberament dels resultats de la supernova l'any 1998, ja hi havia diverses línies d'evidència que van obrir el camí a una velocitat relativament ràpida.acceptació de la teoria de l'acceleració de l'Univers amb l'ajuda de supernoves. En particular, tres d'ells:
- L'univers va resultar ser més jove que les estrelles més antigues. La seva evolució ha estat ben estudiada, i les observacions d'ells en cúmuls globulars i en altres llocs mostren que les formacions més antigues tenen més de 13.000 milions d'anys. Podem comparar-ho amb l'edat de l'univers mesurant la seva taxa d'expansió actual i remuntant-nos a l'època del Big Bang. Si l'univers s'alentís a la seva velocitat actual, llavors l'edat seria menor que si s'accelerés a la seva velocitat actual. Un univers pla i només matèria tindria uns 9.000 milions d'anys, un problema important tenint en compte que és diversos milers de milions d'anys més jove que les estrelles més antigues. D' altra banda, un univers pla amb el 74% de la constant cosmològica tindria uns 13.700 milions d'anys. Així que veure que actualment està accelerant va resoldre la paradoxa de l'edat.
- Masses galàxies llunyanes. El seu nombre ja s'ha utilitzat àmpliament en els intents d'estimar la desacceleració de l'expansió de l'Univers. La quantitat d'espai entre dos desplaçaments cap al vermell difereix segons l'historial d'expansió (per a un angle sòlid determinat). Utilitzant el nombre de galàxies entre dos desplaçaments al vermell com a mesura del volum de l'espai, els observadors han determinat que els objectes llunyans semblen massa grans en comparació amb les prediccions d'un univers que s'alentira. O la lluminositat de les galàxies o el seu nombre per unitat de volum va evolucionar al llarg del temps de maneres inesperades, o els volums que vam calcular estaven equivocats. La matèria accelerada podriaexplicaria les observacions sense desencadenar cap teoria estranya de l'evolució de les galàxies.
- La planitud observable de l'univers (malgrat l'evidència incompleta). Mitjançant mesures de les fluctuacions de temperatura en el fons còsmic de microones (CMB), des de l'època en què l'univers tenia uns 380.000 anys, es pot concloure que és espacialment pla fins a un petit percentatge. En combinar aquestes dades amb una mesura precisa de la densitat de la matèria a l'univers, queda clar que només té al voltant del 23% de la densitat crítica. Una manera d'explicar la densitat d'energia que f alta és aplicar la constant cosmològica. Com va resultar, una certa quantitat és simplement necessària per explicar l'acceleració observada a les dades de la supernova. Aquest era només el factor necessari per fer l'univers pla. Per tant, la constant cosmològica va resoldre l'aparent contradicció entre les observacions de la densitat de la matèria i la CMB.
Què és el punt?
Per respondre les preguntes que sorgeixen, tingueu en compte el següent. Intentem explicar el significat físic de la constant cosmològica.
Agafem l'equació GR-1917 i traiem el tensor mètric gab entre parèntesis. Per tant, dins dels claudàtors tindrem l'expressió (R / 2 - Λ). El valor de R es representa sense índexs: aquesta és la curvatura escalar habitual. Si expliqueu amb els dits, aquest és el recíproc del radi del cercle / esfera. L'espai pla correspon a R=0.
En aquesta interpretació, un valor diferent de zero de Λ significa que el nostre Univers és corbatper si mateix, fins i tot en absència de gravetat. Tanmateix, la majoria dels físics no creuen això i creuen que la curvatura observada ha de tenir alguna causa interna.
Matèria fosca
Aquest terme s'utilitza per a la matèria hipotètica de l'univers. Està dissenyat per explicar molts problemes amb el model cosmològic estàndard del Big Bang. Els astrònoms estimen que al voltant del 25% de l'univers està format per matèria fosca (potser assemblada a partir de partícules no estàndard com neutrins, axions o partícules massives d'interacció feble [WIMP]). I el 70% de l'Univers dels seus models consisteix en una energia fosca encara més obscura, i només queda un 5% per a la matèria ordinària.
Cosmologia creacionista
El 1915, Einstein va resoldre el problema de publicar la seva teoria general de la relativitat. Va demostrar que la precessió anòmala és una conseqüència de com la gravetat distorsiona l'espai i el temps i controla els moviments dels planetes quan estan especialment a prop dels cossos massius, on la curvatura de l'espai és més pronunciada.
La gravetat newtoniana no és una descripció molt precisa del moviment planetari. Sobretot quan la curvatura de l'espai s'allunya de la planitud euclidiana. I la relativitat general explica el comportament observat gairebé exactament. Per tant, ni la matèria fosca, que alguns han suggerit que es trobava en un anell invisible de matèria al voltant del Sol, ni el mateix planeta Vulcà, van ser necessàries per explicar l'anomalia.
Conclusions
Als primers diesla constant cosmològica seria insignificant. En moments posteriors, la densitat de la matèria serà essencialment zero i l'univers estarà buit. Vivim en aquella curta època cosmològica en què tant la matèria com el buit són de magnitud comparable.
Dins del component de matèria, aparentment, hi ha contribucions tant de barions com d'una font no barió, totes dues són comparables (almenys, la seva proporció no depèn del temps). Aquesta teoria trontolla sota el pes de la seva antinaturalitat, però, tanmateix, creua la línia de meta molt per davant de la competició, tan bé encaixa amb les dades.
A més de confirmar (o refutar) aquest escenari, el principal repte per als cosmòlegs i físics en els propers anys serà entendre si aquests aspectes aparentment desagradables del nostre univers són simplement coincidències sorprenents o en realitat reflecteixen l'estructura bàsica que tenim. encara no ho entenc.
Si tenim sort, tot el que ara sembla poc natural servirà com a clau per a una comprensió més profunda de la física fonamental.
