Você sabia que o universo que observamos tem limites bem definidos? Estamos acostumados a associar o Universo a algo infinito e incompreensível. No entanto, a ciência moderna para a questão do "infinito" do Universo oferece uma resposta completamente diferente para essa questão "óbvia".
De acordo com os conceitos modernos, o tamanho do universo observável é de aproximadamente 45,7 bilhões de anos-luz (ou 14,6 gigaparsecs). Mas o que esses números significam?
A fronteira do ilimitado
A primeira pergunta que vem à mente de uma pessoa comum é como o Universo não pode ser infinito? Parece indiscutível que o recipiente de tudo o que existe ao nosso redor não deve ter limites. Se essas fronteiras existem, quais são elas?
Digamos que algum astronauta voou para as fronteiras do universo. O que ele verá na sua frente? Uma parede sólida? Barreira de fogo? E o que está por trás disso - vazio? Outro universo? Mas pode o vazio ou outro Universo significar que estamos na fronteira do universo? Afinal, isso não significa que não haja "nada". O vazio e o outro Universo também são “alguma coisa”. Mas o Universo é algo que contém absolutamente tudo “algo”.
Chegamos a uma contradição absoluta. Acontece que a fronteira do Universo deve esconder de nós algo que não deveria ser. Ou a fronteira do Universo deveria separar “tudo” de “algo”, mas esse “algo” também deveria fazer parte de “tudo”. Em geral, um absurdo completo. Então, como os cientistas podem reivindicar o tamanho, a massa e até a idade limitantes de nosso universo? Esses valores, embora inimaginavelmente grandes, ainda são finitos. A ciência está discutindo com o óbvio? Para lidar com isso, vamos primeiro rastrear como os humanos chegaram a uma compreensão moderna do universo.
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Expandindo os limites
Desde tempos imemoriais, o homem se interessa pelo que é o mundo ao seu redor. Não é necessário dar exemplos das três baleias e outras tentativas dos antigos de explicar o universo. Via de regra, no final tudo se resumia ao fato de que o fundamento de tudo o que existe é o firmamento terrestre. Mesmo na Antiguidade e na Idade Média, quando os astrônomos tinham amplo conhecimento das leis que regiam o movimento dos planetas ao longo da esfera celeste "fixa", a Terra permanecia o centro do Universo.
Naturalmente, mesmo na Grécia Antiga, havia quem acreditasse que a Terra girava em torno do Sol. Houve quem falasse sobre os muitos mundos e a infinidade do universo. Mas a comprovação construtiva dessas teorias surgiu apenas na virada da revolução científica.
No século 16, o astrônomo polonês Nicolaus Copernicus fez o primeiro grande avanço na compreensão do Universo. Ele provou firmemente que a Terra é apenas um dos planetas que orbitam o sol. Esse sistema simplificou muito a explicação de um movimento tão complexo e intrincado dos planetas na esfera celeste. No caso de uma Terra estacionária, os astrônomos tiveram que inventar todos os tipos de teorias engenhosas para explicar esse comportamento dos planetas. Por outro lado, se a Terra é considerada móvel, a explicação para esses movimentos intrincados vem naturalmente. Foi assim que um novo paradigma denominado "heliocentrismo" foi estabelecido na astronomia.
Muitos sóis
No entanto, mesmo depois disso, os astrônomos continuaram a confinar o universo à "esfera de estrelas fixas". Até o século 19, eles não podiam estimar a distância até as estrelas. Por vários séculos, os astrônomos tentaram em vão detectar desvios na posição das estrelas em relação ao movimento orbital da Terra (paralaxes anuais). Os instrumentos da época não permitiam medições tão precisas.
Vega, filmado por ESO
Finalmente, em 1837, o astrônomo russo-alemão Vasily Struve mediu a paralaxe α de Lyra. Isso marcou uma nova etapa na compreensão da escala do espaço. Agora os cientistas podem dizer com segurança que as estrelas são semelhanças distantes com o sol. E de agora em diante nossa luminária não é o centro de tudo, mas um igual "habitante" do infinito aglomerado de estrelas.
Os astrônomos chegaram ainda mais perto de compreender a escala do universo, porque as distâncias às estrelas revelaram-se verdadeiramente monstruosas. Até mesmo o tamanho das órbitas dos planetas parecia insignificante em comparação com isso. Então foi necessário entender como as estrelas se concentram no Universo.
Via Láctea
O famoso filósofo Immanuel Kant antecipou os fundamentos da compreensão moderna da estrutura em grande escala do Universo em 1755. Ele formulou a hipótese de que a Via Láctea é um enorme aglomerado de estrelas em rotação. Por sua vez, muitas das nebulosas observadas também são "vias lácteas" mais distantes - galáxias. Apesar disso, até o século 20, os astrônomos aderiam ao fato de que todas as nebulosas são fontes de formação de estrelas e fazem parte da Via Láctea.
A situação mudou quando os astrônomos aprenderam a medir distâncias entre galáxias usando cefeidas. A luminosidade absoluta de estrelas deste tipo depende estritamente do período de sua variabilidade. Comparando sua luminosidade absoluta com a visível, é possível determinar a distância até eles com alta precisão. Este método foi desenvolvido no início do século 20 por Einar Herzsrung e Harlow Shelpy. Graças a ele, o astrônomo soviético Ernst Epik em 1922 determinou a distância até Andrômeda, que acabou sendo uma ordem de magnitude maior do que o tamanho da Via Láctea.
Edwin Hubble continuou o esforço da Epic. Ao medir o brilho das Cefeidas em outras galáxias, ele mediu a distância até elas e comparou com o desvio para o vermelho em seus espectros. Então, em 1929, ele desenvolveu sua famosa lei. Seu trabalho refutou definitivamente a crença estabelecida de que a Via Láctea é o limite do universo. Agora era uma das muitas galáxias que outrora foram consideradas parte integrante dela. A hipótese de Kant foi confirmada quase dois séculos após seu desenvolvimento.
Posteriormente, a conexão entre a distância da galáxia do observador e a velocidade de seu afastamento do observador, descoberta pelo Hubble, permitiu compor um quadro completo da estrutura em grande escala do Universo. Descobriu-se que as galáxias eram apenas uma pequena parte dele. Eles se conectaram em aglomerados, aglomerados em superaglomerados. Por sua vez, os superaglomerados se dobram nas maiores estruturas conhecidas no universo - filamentos e paredes. Essas estruturas, adjacentes a enormes super-vazios (vazios), constituem a estrutura de grande escala do universo atualmente conhecido.
Infinito aparente
Do exposto, segue-se que em apenas alguns séculos, a ciência gradualmente saltou do geocentrismo para uma compreensão moderna do Universo. No entanto, isso não fornece uma resposta de por que estamos limitando o Universo atualmente. Afinal, até agora, era apenas sobre a escala do cosmos, e não sobre sua própria natureza.
Evolução do universo
O primeiro que decidiu justificar o infinito do Universo foi Isaac Newton. Tendo descoberto a lei da gravitação universal, ele acreditava que, se o espaço fosse finito, todos os seus corpos mais cedo ou mais tarde se fundiriam em um único todo. Antes dele, se alguém expressava a ideia da infinitude do Universo, era exclusivamente em uma chave filosófica. Sem qualquer justificativa científica. Um exemplo disso é Giordano Bruno. A propósito, como Kant, ele estava à frente da ciência por muitos séculos. Ele foi o primeiro a declarar que as estrelas são sóis distantes e que os planetas também giram em torno delas.
Parece que o próprio fato do infinito é bastante justificado e óbvio, mas os pontos de inflexão da ciência no século 20 abalaram essa "verdade".
Universo estacionário
Albert Einstein deu o primeiro passo significativo para o desenvolvimento de um modelo moderno do universo. O famoso físico apresentou seu modelo de universo estacionário em 1917. Este modelo foi baseado na teoria geral da relatividade, que ele desenvolveu no mesmo ano antes. De acordo com seu modelo, o universo é infinito no tempo e finito no espaço. Mas, como observado anteriormente, de acordo com Newton, um universo de tamanho finito deve entrar em colapso. Para fazer isso, Einstein introduziu uma constante cosmológica, que compensava a atração gravitacional de objetos distantes.
Por mais paradoxal que possa parecer, Einstein não limitou a própria finitude do Universo. Em sua opinião, o Universo é uma casca fechada de uma hiperesfera. Uma analogia é a superfície de uma esfera tridimensional comum, por exemplo, um globo ou a Terra. Não importa o quanto um viajante viaje ao redor da Terra, ele nunca alcançará seu limite. No entanto, isso não significa de forma alguma que a Terra seja infinita. O viajante simplesmente retornará ao lugar onde iniciou sua jornada.
Na superfície da hiperesfera
Da mesma forma, um viajante espacial, superando o universo de Einstein em uma nave estelar, pode retornar à Terra. Só que desta vez o andarilho se moverá não ao longo da superfície bidimensional da esfera, mas ao longo da superfície tridimensional da hiperesfera. Isso significa que o Universo tem um volume finito e, portanto, um número finito de estrelas e massa. No entanto, o Universo não tem fronteiras ou qualquer centro.
O futuro do universo
Einstein chegou a tais conclusões ligando espaço, tempo e gravidade em sua famosa teoria. Antes dele, esses conceitos eram considerados separados, por isso o espaço do Universo era puramente euclidiano. Einstein provou que a própria gravidade é uma curvatura do espaço-tempo. Isso mudou radicalmente a compreensão inicial da natureza do Universo, com base na mecânica newtoniana clássica e na geometria euclidiana.
Universo em expansão
Mesmo o próprio descobridor do "novo Universo" não era estranho à ilusão. Embora Einstein tenha limitado o universo no espaço, ele continuou a considerá-lo estático. De acordo com seu modelo, o Universo foi e continua sendo eterno, e seu tamanho sempre permanece o mesmo. Em 1922, o físico soviético Alexander Fridman expandiu significativamente esse modelo. De acordo com seus cálculos, o universo não é estático. Pode expandir ou contrair com o tempo. Vale ressaltar que Friedman chegou a esse modelo, com base na mesma teoria da relatividade. Ele foi capaz de aplicar mais corretamente essa teoria, contornando a constante cosmológica.
Albert Einstein não aceitou imediatamente esta "emenda". A descoberta do Hubble mencionada anteriormente veio para o resgate deste novo modelo. A dispersão de galáxias comprovou indiscutivelmente o fato da expansão do Universo. Portanto, Einstein teve que admitir seu erro. Agora o universo tinha uma certa idade, que depende estritamente da constante de Hubble, que caracteriza a taxa de sua expansão.
Desenvolvimento adicional da cosmologia
Enquanto os cientistas tentavam resolver essa questão, muitos outros componentes importantes do universo foram descobertos e vários modelos foram desenvolvidos. Então, em 1948, Georgy Gamov introduziu a hipótese "sobre um Universo quente", que mais tarde se tornaria a teoria do big bang. A descoberta em 1965 da radiação da relíquia confirmou seus palpites. Os astrônomos agora podiam observar a luz que vinha do momento em que o universo se tornava transparente.
A matéria escura, prevista em 1932 por Fritz Zwicky, foi confirmada em 1975. A matéria escura na verdade explica a própria existência de galáxias, aglomerados galácticos e do próprio Universo como um todo. Então, os cientistas aprenderam que a maior parte da massa do Universo é completamente invisível.
Do que o universo é feito
Finalmente, em 1998, durante um estudo da distância até as supernovas do tipo Ia, foi descoberto que o universo está se expandindo com aceleração. Este próximo ponto de inflexão na ciência deu origem à compreensão moderna da natureza do universo. O coeficiente cosmológico introduzido por Einstein e refutado por Friedman voltou a encontrar seu lugar no modelo do Universo. A presença do coeficiente cosmológico (constante cosmológica) explica sua expansão acelerada. Para explicar a presença de uma constante cosmológica, o conceito de energia escura foi introduzido - um campo hipotético contendo a maior parte da massa do Universo.
O modelo atual do universo também é chamado de modelo ΛCDM. A letra "Λ" denota a presença de uma constante cosmológica que explica a expansão acelerada do universo. CDM significa que o universo está cheio de matéria escura fria. Estudos recentes indicam que a constante de Hubble é de cerca de 71 (km / s) / Mpc, o que corresponde à idade do Universo 13,75 bilhões de anos. Sabendo a idade do universo, pode-se estimar o tamanho de sua área observável.
Evolução do universo
De acordo com a teoria da relatividade, as informações sobre qualquer objeto não podem chegar ao observador com uma velocidade maior que a velocidade da luz (299792458 km / s). Acontece que o observador não vê apenas um objeto, mas seu passado. Quanto mais longe está o objeto, mais distante ele parece. Por exemplo, olhando para a Lua, vemos o que era há pouco mais de um segundo, o Sol - mais de oito minutos atrás, as estrelas mais próximas - anos, galáxias - milhões de anos atrás, etc. No modelo estacionário de Einstein, o Universo não tem limite de idade, o que significa que sua região observável também não é limitada por nada. O observador, munido de instrumentos astronômicos cada vez mais avançados, observará objetos cada vez mais distantes e antigos.
Temos um quadro diferente com o modelo moderno do Universo. Segundo ela, o Universo tem uma idade e, portanto, um limite de observação. Ou seja, desde o nascimento do Universo, nenhum fóton teria tido tempo de viajar uma distância superior a 13,75 bilhões de anos-luz. Acontece que podemos afirmar que o Universo observável é limitado a partir do observador por uma região esférica com um raio de 13,75 bilhões de anos-luz. No entanto, isso não é bem verdade. Não se esqueça da expansão do espaço do Universo. Até que o fóton alcance o observador, o objeto que o emitiu estará a 45,7 bilhões de SV de nós. anos. Este tamanho é o horizonte das partículas e é o limite do Universo observável.
Portanto, o tamanho do Universo observável é dividido em dois tipos. Tamanho visível, também chamado de raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz). E o tamanho real, chamado horizonte de partícula (45,7 bilhões de anos-luz). Essencialmente, esses dois horizontes não caracterizam de forma alguma o tamanho real do Universo. Primeiro, eles dependem da posição do observador no espaço. Em segundo lugar, eles mudam com o tempo. No caso do modelo ΛCDM, o horizonte de partículas se expande a uma velocidade maior do que o horizonte de Hubble. A questão de saber se essa tendência vai mudar no futuro, a ciência moderna não dá uma resposta. Mas se presumirmos que o Universo continua a se expandir com aceleração, todos os objetos que vemos agora, mais cedo ou mais tarde, desaparecerão de nosso "campo de visão".
No momento, a luz mais distante observada pelos astrônomos é a radiação de fundo de microondas. Olhando para ele, os cientistas vêem o Universo como ele era 380 mil anos após o Big Bang. Nesse momento, o Universo esfriou tanto que conseguiu emitir fótons livres, que hoje são capturados com o auxílio de radiotelescópios. Naquela época, não havia estrelas ou galáxias no Universo, mas apenas uma nuvem sólida de hidrogênio, hélio e uma quantidade insignificante de outros elementos. A partir das não homogeneidades observadas nesta nuvem, aglomerados galácticos se formarão posteriormente. Acontece que exatamente aqueles objetos que são formados a partir da não homogeneidade da radiação relíquia estão localizados mais próximos do horizonte da partícula.
Limites verdadeiros
Se o universo tem limites verdadeiros e inobserváveis ainda é o assunto de conjecturas pseudocientíficas. De uma forma ou de outra, todos convergem para o infinito do Universo, mas interpretam esse infinito de maneiras completamente diferentes. Alguns consideram o Universo multidimensional, onde nosso Universo tridimensional “local” é apenas uma de suas camadas. Outros dizem que o universo é fractal - o que significa que nosso universo local pode ser uma partícula de outro. Não se esqueça dos vários modelos do Multiverso com seus Universos fechados, abertos e paralelos, buracos de minhoca. E existem muitas, muitas versões diferentes, cujo número é limitado apenas pela imaginação humana.
Mas se ativarmos o realismo frio ou simplesmente nos afastarmos de todas essas hipóteses, então podemos assumir que nosso Universo é um repositório homogêneo infinito de todas as estrelas e galáxias. Além disso, em qualquer ponto muito distante, sejam bilhões de gigaparsecs de nós, todas as condições serão exatamente as mesmas. Nesse ponto, haverá exatamente o mesmo horizonte de partículas e a esfera de Hubble com a mesma radiação relíquia em sua borda. Haverá as mesmas estrelas e galáxias ao redor. Curiosamente, isso não contradiz a expansão do universo. Afinal, não é apenas o Universo que está se expandindo, mas seu próprio espaço. O fato de que no momento do big bang o Universo surgiu de um ponto apenas diz que as dimensões infinitamente pequenas (praticamente zero) que eram então agora se tornaram inimaginavelmente grandes. A seguir, usaremos apenas esta hipótese para garantir queque entendem claramente a escala do universo observável.
Representação visual
Várias fontes fornecem todos os tipos de modelos visuais que permitem às pessoas compreender a escala do universo. No entanto, não é suficiente percebermos o quão grande é o cosmos. É importante entender como conceitos como o horizonte de Hubble e o horizonte de partículas realmente se manifestam. Para fazer isso, vamos imaginar nosso modelo passo a passo.
Vamos esquecer que a ciência moderna não conhece a região "estrangeira" do Universo. Descartando as versões sobre o multiverso, o universo fractal e suas outras "variedades", imagine que ele seja simplesmente infinito. Como observado anteriormente, isso não contradiz a expansão de seu espaço. Claro, vamos levar em conta o fato de que sua esfera de Hubble e a esfera de partículas são respectivamente iguais a 13,75 e 45,7 bilhões de anos-luz.
A escala do universo
Para começar, vamos tentar perceber o quão grande é a escala universal. Se você já viajou ao redor de nosso planeta, pode imaginar como a Terra é grande para nós. Agora vamos imaginar nosso planeta como um grão de trigo sarraceno que orbita em torno de um Sol melancia com metade do tamanho de um campo de futebol. Nesse caso, a órbita de Netuno corresponderá ao tamanho de uma pequena cidade, a região da nuvem de Oort até a Lua, a região do limite da influência do Sol a Marte. Acontece que nosso Sistema Solar é tão maior que a Terra quanto Marte é maior que o trigo sarraceno! Mas isso é apenas o começo.
Agora vamos imaginar que esse trigo sarraceno será nosso sistema, cujo tamanho é aproximadamente igual a um parsec. Então, a Via Láctea terá o tamanho de dois estádios de futebol. No entanto, mesmo isso não será suficiente para nós. Teremos que reduzir a Via Láctea a um centímetro. Ela se parecerá um pouco com a espuma de café enrolada em um redemoinho no meio do espaço intergaláctico preto-café. A vinte centímetros dele está a mesma "migalha" espiral - a Nebulosa de Andrômeda. Ao redor deles estará um enxame de pequenas galáxias de nosso aglomerado local. O tamanho aparente do nosso Universo será de 9,2 quilômetros. Chegamos a uma compreensão das dimensões universais. Dentro da bolha universal
No entanto, não basta compreender a escala em si. É importante entender a dinâmica do universo. Vamos nos imaginar como gigantes para os quais a Via Láctea tem um centímetro de diâmetro. Conforme observado há pouco, nos encontramos dentro de uma esfera com um raio de 4,57 e um diâmetro de 9,24 quilômetros. Vamos imaginar que somos capazes de pairar dentro desta esfera, viajar, superando megaparsecs inteiros em um segundo. O que veremos se nosso universo for infinito?
Claro, antes de nós haverá um número infinito de todos os tipos de galáxias. Elíptico, espiral, irregular. Algumas áreas estarão repletas deles, outras estarão vazias. A principal característica será que visualmente todos eles estarão imóveis enquanto nós estivermos imóveis. Mas assim que dermos um passo, as próprias galáxias começarão a se mover. Por exemplo, se podemos ver o sistema solar microscópico no centímetro da Via Láctea, podemos observar seu desenvolvimento. Afastando-nos 600 metros de nossa galáxia, veremos a protoestrela Sol e o disco protoplanetário no momento da formação. Aproximando-nos, veremos como a Terra aparece, a vida surge e o homem aparece. Da mesma forma, veremos como as galáxias mudam e se movem conforme nos afastamos ou nos aproximamos delas.
Conseqüentemente, quanto mais distantes as galáxias olharmos, mais antigas elas serão para nós. Assim, as galáxias mais distantes estarão localizadas a mais de 1300 metros de nós, e na virada de 1380 metros veremos a radiação relíquia. É verdade que essa distância será imaginária para nós. No entanto, conforme nos aproximamos da radiação da relíquia, veremos uma imagem interessante. Naturalmente, observaremos como as galáxias se formarão e se desenvolverão a partir da nuvem original de hidrogênio. Quando chegarmos a uma dessas galáxias formadas, entenderemos que superamos não 1,375 quilômetros, mas 4,57.
Downsizing
Como resultado, cresceremos ainda mais em tamanho. Agora podemos colocar vazios e paredes inteiras no punho. Assim, nos encontramos em uma bolha bastante pequena, da qual é impossível sair. Não apenas a distância até os objetos na borda da bolha aumentará conforme eles se aproximam, mas a própria borda irá flutuar infinitamente. Este é o ponto principal do tamanho do universo observável.
Não importa o quão grande seja o Universo, para o observador ele sempre será uma bolha limitada. O observador estará sempre no centro dessa bolha, na verdade, ele é o centro dela. Tentando chegar a qualquer objeto na borda da bolha, o observador mudará seu centro. À medida que se aproxima do objeto, este objeto se moverá cada vez mais longe da borda da bolha e ao mesmo tempo mudará. Por exemplo, a partir de uma nuvem de hidrogênio sem forma, ela se transformará em uma galáxia completa ou posteriormente em um aglomerado de galáxias. Além disso, o caminho para este objeto aumentará conforme você se aproxima, pois o próprio espaço circundante mudará. Assim que chegarmos a esse objeto, simplesmente o movemos da borda da bolha para o centro. No limite do universo, a radiação da relíquia também piscará.
Se presumirmos que o Universo continuará a se expandir em uma taxa acelerada, estando no centro da bolha e girando no tempo por bilhões, trilhões e ordens ainda maiores de anos à frente, notaremos um quadro ainda mais interessante. Embora nossa bolha também cresça em tamanho, seus componentes mutantes se afastarão de nós ainda mais rápido, saindo da borda dessa bolha, até que cada partícula do Universo vagueie espalhada em sua bolha solitária sem a capacidade de interagir com outras partículas.
Portanto, a ciência moderna não tem informações sobre quais são as dimensões reais do Universo e se ele tem limites. Mas sabemos com certeza que o Universo observável tem uma fronteira visível e verdadeira, chamada de raio de Hubble (13,75 bilhões de anos-luz) e o raio das partículas (45,7 bilhões de anos-luz), respectivamente. Esses limites são completamente dependentes da posição do observador no espaço e se expandem com o tempo. Se o raio de Hubble se expande estritamente na velocidade da luz, a expansão do horizonte de partículas é acelerada. A questão de saber se sua aceleração do horizonte de partículas continuará e se não mudará para compressão permanece aberta.
