Apenas cem anos atrás, os cientistas descobriram que nosso Universo está aumentando rapidamente de tamanho.
Em 1870, o matemático inglês William Clifford teve a ideia muito profunda de que o espaço pode ser curvo, e não o mesmo em pontos diferentes, e que com o tempo sua curvatura pode mudar. Ele até admitiu que tais mudanças estão de alguma forma conectadas com o movimento da matéria. Essas duas idéias, muitos anos depois, formaram a base da teoria geral da relatividade. O próprio Clifford não viveu para ver isso - ele morreu de tuberculose aos 34 anos, 11 dias antes do nascimento de Albert Einstein.
Redshift
As primeiras informações sobre a expansão do Universo foram fornecidas pela astrespectrografia. Em 1886, o astrônomo inglês William Huggins notou que os comprimentos de onda da luz das estrelas foram ligeiramente alterados em comparação com os espectros terrestres dos mesmos elementos. Com base na fórmula da versão ótica do efeito Doppler, derivada em 1848 pelo físico francês Armand Fizeau, é possível calcular a magnitude da velocidade radial da estrela. Essas observações tornam possível rastrear o movimento de um objeto espacial.
Cem anos atrás, o conceito de Universo era baseado na mecânica newtoniana e na geometria euclidiana. Até mesmo alguns cientistas, como Lobachevsky e Gauss, que admitiam (apenas como hipótese!) A realidade física da geometria não euclidiana, consideravam o espaço exterior eterno e imutável. A expansão do universo torna difícil avaliar a distância de galáxias distantes. A luz que atingiu 13 bilhões de anos depois da galáxia A1689-zD1 a 3,35 bilhões de anos-luz de distância (A), “enrubesce” e enfraquece à medida que atravessa o espaço em expansão, e a própria galáxia retrocede (B). Ele carregará informações sobre a distância em desvio para o vermelho (13 bilhões de anos-luz), em tamanho angular (3,5 bilhões de anos-luz), em intensidade (263 bilhões de anos-luz), enquanto a distância real é de 30 bilhões de anos-luz. anos.
Um quarto de século depois, esta oportunidade foi reaproveitada por Vesto Slipher, um observatório em Flagstaff, Arizona, que estudava os espectros de nebulosas espirais desde 1912 com um telescópio de 24 polegadas com um bom espectrógrafo. Para obter uma imagem de alta qualidade, a mesma chapa fotográfica foi exposta por várias noites, então o projeto avançou lentamente. De setembro a dezembro de 1913, Slipher estudou a nebulosa de Andrômeda e, usando a fórmula Doppler-Fizeau, chegou à conclusão de que ela se aproxima da Terra 300 km por segundo.
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Em 1917, ele publicou dados sobre as velocidades radiais de 25 nebulosas, que mostravam assimetrias significativas em suas direções. Apenas quatro nebulosas se aproximaram do Sol, o resto escapou (e algumas muito rapidamente).
Slipher não buscou fama e não promoveu seus resultados. Portanto, eles se tornaram conhecidos nos círculos astronômicos apenas quando o famoso astrofísico britânico Arthur Eddington chamou a atenção para eles.
Em 1924, ele publicou uma monografia sobre a teoria da relatividade, que incluía uma lista de 41 nebulosas encontradas por Slipher. As mesmas quatro nebulosas deslocadas para o azul estavam presentes lá, enquanto as 37 linhas espectrais restantes estavam deslocadas para o vermelho. Suas velocidades radiais variaram na faixa de 150 a 1.800 km / se, em média, 25 vezes mais altas do que as velocidades das estrelas da Via Láctea conhecidas naquela época. Isso sugeriu que as nebulosas estão envolvidas em outros movimentos além das luminárias "clássicas".
Ilhas do espaço
No início da década de 1920, a maioria dos astrônomos acreditava que as nebulosas espirais estavam localizadas na periferia da Via Láctea e, além dela, não havia nada além de um espaço escuro vazio. É verdade que, mesmo no século 18, alguns cientistas viram aglomerados de estrelas gigantes em nebulosas (Immanuel Kant os chamou de universos-ilhas). No entanto, essa hipótese não era popular, uma vez que não era possível determinar com segurança as distâncias até as nebulosas.
Este problema foi resolvido por Edwin Hubble, que trabalhou em um telescópio refletor de 100 polegadas no Observatório Mount Wilson, na Califórnia. Em 1923-1924, ele descobriu que a nebulosa de Andrômeda é composta de muitos objetos luminosos, entre os quais há estrelas variáveis da família Cefeida. Já se sabia então que o período de mudança em seu brilho aparente está associado à luminosidade absoluta e, portanto, as Cefeidas são adequadas para calibrar distâncias cósmicas. Com a ajuda deles, Hubble estimou a distância até Andrômeda em 285.000 parsecs (de acordo com dados modernos, é 800.000 parsecs). O diâmetro da Via Láctea foi então considerado como sendo de aproximadamente 100.000 parsecs (na verdade, é três vezes menor). Disto se seguiu que Andrômeda e a Via Láctea deveriam ser consideradas aglomerados de estrelas independentes. O Hubble logo identificou mais duas galáxias independentes,que finalmente confirmou a hipótese de "universos-ilha".
Para ser justo, deve-se notar que dois anos antes do Hubble, a distância até Andrômeda foi calculada pelo astrônomo estoniano Ernst Opik, cujo resultado - 450.000 parsecs - foi mais próximo do correto. No entanto, ele usou uma série de considerações teóricas que não foram tão convincentes quanto as observações diretas de Hubble.
Em 1926, Hubble realizou uma análise estatística das observações de quatrocentas "nebulosas extragalácticas" (ele usou esse termo por muito tempo, evitando chamá-las de galáxias) e propôs uma fórmula que relacionaria a distância a uma nebulosa com seu brilho aparente. Apesar dos enormes erros desse método, novos dados confirmaram que as nebulosas estão distribuídas de maneira mais ou menos uniforme no espaço e estão localizadas muito além dos limites da Via Láctea. Agora não havia mais dúvidas de que o espaço não está fechado para nossa Galáxia e seus vizinhos mais próximos.
Modeladores Espaciais
Eddington ficou interessado nos resultados de Slipher antes mesmo do esclarecimento final da natureza das nebulosas espirais. Nessa época, um modelo cosmológico já existia, de certa forma prevendo o efeito revelado por Slipher. Eddington pensou muito a respeito e, naturalmente, não perdeu a oportunidade de dar às observações do astrônomo do Arizona um som cosmológico.
A cosmologia teórica moderna começou em 1917 com dois artigos revolucionários que apresentavam modelos do universo baseados na relatividade geral. Um deles foi escrito pelo próprio Einstein, o outro pelo astrônomo holandês Willem de Sitter.
Leis de Hubble
Edwin Hubble revelou empiricamente a proporcionalidade aproximada de redshifts e distâncias galácticas, que ele, usando a fórmula Doppler-Fizeau, transformou em uma proporcionalidade entre velocidades e distâncias. Portanto, estamos lidando com dois padrões diferentes aqui.
Hubble não sabia como eles se relacionavam, mas o que a ciência de hoje diz sobre isso?
Como Lemaitre já mostrou, a correlação linear entre os desvios para o vermelho cosmológicos (causados pela expansão do Universo) e as distâncias não é de forma alguma absoluta. Na prática, é bem observado apenas para deslocamentos inferiores a 0,1. Portanto, a lei de Hubble empírica não é exata, mas aproximada, e a fórmula Doppler-Fizeau é válida apenas para pequenos deslocamentos do espectro.
Mas a lei teórica que liga a velocidade radial de objetos distantes com a distância a eles (com o coeficiente de proporcionalidade na forma do parâmetro de Hubble V = Hd) é válida para quaisquer redshifts. No entanto, a velocidade V que aparece nele não é a velocidade de sinais físicos ou corpos reais no espaço físico. Esta é a taxa de aumento das distâncias entre galáxias e aglomerados de galáxias, que se deve à expansão do Universo. Só seríamos capazes de medi-lo se pudéssemos parar a expansão do Universo, esticar instantaneamente fitas métricas entre galáxias, ler as distâncias entre elas e dividi-las pelos intervalos de tempo entre as medições. Naturalmente, as leis da física não permitem isso. Portanto, cosmologistas preferem usar o parâmetro H de Hubble em outra fórmula,onde aparece o fator de escala do Universo, que descreve com precisão o grau de sua expansão em diferentes épocas cósmicas (como este parâmetro muda com o tempo, seu valor moderno é denominado H0). O universo agora está se expandindo com aceleração, então o valor do parâmetro Hubble está aumentando.
Ao medir os desvios para o vermelho cosmológicos, obtemos informações sobre o grau de expansão do espaço. A luz da galáxia, que chegou até nós com o redshift cosmológico z, deixou-a quando todas as distâncias cosmológicas eram 1 + z vezes menores do que em nossa época. Informações adicionais sobre esta galáxia, como sua distância atual ou a taxa de distância da Via Láctea, só podem ser obtidas usando um modelo cosmológico específico. Por exemplo, no modelo de Einstein-de Sitter, uma galáxia com z = 5 se afasta de nós a uma velocidade de 1,1 s (a velocidade da luz). Mas se você cometer um erro comum e apenas igualar V / cez, essa velocidade será cinco vezes a velocidade da luz. A discrepância, como podemos ver, é séria.
Dependência da velocidade de objetos distantes no redshift de acordo com SRT, GRT (depende do modelo e do tempo, a curva mostra o tempo presente e o modelo atual). Em pequenos deslocamentos, a dependência é linear.
Einstein, no espírito da época, acreditava que o Universo como um todo é estático (ele tentou torná-lo infinito no espaço também, mas não conseguiu encontrar as condições de contorno corretas para suas equações). Como resultado, ele construiu um modelo de um universo fechado, cujo espaço tem uma curvatura positiva constante (e, portanto, tem um raio finito constante). O tempo neste Universo, ao contrário, flui de forma newtoniana, na mesma direção e com a mesma velocidade. O espaço-tempo deste modelo é curvo devido ao componente espacial, enquanto o componente tempo não é deformado de forma alguma. A natureza estática deste mundo fornece uma "inserção" especial na equação básica, evitando o colapso gravitacional e, portanto, agindo como um campo antigravitacional onipresente. Sua intensidade é proporcional a uma constante especial,que Einstein chamou de universal (agora é chamada de constante cosmológica).
O modelo cosmológico de Lemaitre da expansão do universo estava muito à frente de seu tempo. O universo de Lemaitre começa com o Big Bang, após o qual a expansão primeiro desacelera e então começa a acelerar.
O modelo de Einstein tornou possível calcular o tamanho do universo, a quantidade total de matéria e até o valor da constante cosmológica. Isso requer apenas a densidade média da matéria cósmica, que, em princípio, pode ser determinada a partir de observações. Não é por acaso que Eddington admirava esse modelo e usava o Hubble na prática. No entanto, é arruinado pela instabilidade, que Einstein simplesmente não percebeu: ao menor desvio do raio do valor de equilíbrio, o mundo de Einstein se expande ou sofre um colapso gravitacional. Portanto, este modelo não tem nada a ver com o Universo real.
Mundo vazio
De Sitter também construiu, como ele próprio acreditava, um mundo estático de curvatura constante, mas não positivo, mas negativo. Ele contém a constante cosmológica de Einstein, mas não há matéria alguma. Ao introduzir partículas de teste de massa arbitrariamente pequena, elas se espalham e vão ao infinito. Além disso, o tempo flui mais lentamente na periferia do universo de Sitter do que em seu centro. Por causa disso, as ondas de luz vêm de grandes distâncias com desvio para o vermelho, mesmo que sua fonte seja estacionária em relação ao observador. Portanto, na década de 1920, Eddington e outros astrônomos se perguntaram se o modelo de de Sitter tinha algo a ver com a realidade refletida nas observações de Slipher.
Essas suspeitas foram confirmadas, embora de forma diferente. A natureza estática do universo de de Sitter revelou-se imaginária, uma vez que foi associada a uma escolha infeliz do sistema de coordenadas. Após corrigir esse erro, o espaço de Sitter revelou-se plano, euclidiano, mas não estático. Devido à constante cosmológica antigravitacional, ele se expande, mantendo a curvatura zero. Por causa dessa expansão, os comprimentos de onda dos fótons aumentam, o que acarreta o deslocamento das linhas espectrais previstas por de Sitter. É importante notar que é assim que o redshift cosmológico de galáxias distantes é explicado hoje.
Da estatística à dinâmica
A história das teorias cosmológicas abertamente não estáticas começa com dois artigos do físico soviético Alexander Friedman, publicados no jornal alemão Zeitschrift fur Physik em 1922 e 1924. Friedman calculou modelos de universos com curvaturas positivas e negativas variáveis no tempo, que se tornaram o fundo de ouro da cosmologia teórica. No entanto, seus contemporâneos quase não notaram essas obras (Einstein a princípio chegou a considerar o primeiro artigo de Friedman matematicamente errado). O próprio Friedman acreditava que a astronomia ainda não possuía um arsenal de observações que permitisse decidir qual dos modelos cosmológicos é mais consistente com a realidade e, portanto, limitou-se à matemática pura. Talvez ele tivesse agido de forma diferente se tivesse se familiarizado com os resultados de Slipher, mas isso não aconteceu.
O maior cosmólogo da primeira metade do século 20, Georges Lemaitre, pensava de forma diferente. Em casa, na Bélgica, ele defendeu sua dissertação em matemática, e então em meados da década de 1920 estudou astronomia - em Cambridge sob Eddington e no Observatório de Harvard em Harlow Shapley (durante sua estada nos Estados Unidos, onde preparou sua segunda dissertação no MIT, ele conheceu Slipher e Hubble). Em 1925, Lemaitre foi o primeiro a mostrar que a natureza estática do modelo de de Sitter era imaginária. Ao retornar à sua terra natal como professor na Universidade de Louvain, Lemaitre construiu o primeiro modelo de um universo em expansão com uma base astronômica clara. Sem exagero, este trabalho foi um avanço revolucionário na ciência espacial.
Revolução ecumênica
Em seu modelo, Lemaitre manteve uma constante cosmológica com um valor numérico de Einstein. Portanto, seu universo começa em um estado estático, mas com o tempo, devido às flutuações, ele entra no caminho de expansão constante com velocidade crescente. Nesse estágio, ele retém uma curvatura positiva, que diminui à medida que o raio aumenta. Lemaitre incluiu na composição de seu universo não só a matéria, mas também a radiação eletromagnética. Nem Einstein, nem de Sitter, cujas obras eram conhecidas de Lemaitre, nem Friedman, sobre quem ele nada sabia na época, fizeram isso.
Coordenadas associadas
Em cálculos cosmológicos, é conveniente usar sistemas de coordenadas que se expandem em uníssono com a expansão do universo. No modelo idealizado, em que galáxias e aglomerados galácticos não participam de nenhum movimento adequado, as coordenadas que os acompanham não mudam. Mas a distância entre dois objetos em um determinado momento é igual à sua distância constante nas coordenadas que o acompanham, multiplicada pela magnitude do fator de escala para aquele momento. Esta situação pode ser facilmente ilustrada em um globo inflável: a latitude e a longitude de cada ponto não mudam, e a distância entre qualquer par de pontos aumenta com o aumento do raio.
O uso de coordenadas ajuda a compreender as profundas diferenças entre a cosmologia do universo em expansão, a relatividade especial e a física newtoniana. Assim, na mecânica newtoniana, todos os movimentos são relativos e a imobilidade absoluta não tem significado físico. Pelo contrário, em cosmologia, a imobilidade nas coordenadas que a acompanham é absoluta e, em princípio, pode ser confirmada por observações. A teoria da relatividade especial descreve processos no espaço-tempo, a partir dos quais é possível, usando as transformações de Lorentz, isolar os componentes espaciais e temporais em um número infinito de maneiras. O espaço-tempo cosmológico, ao contrário, desintegra-se naturalmente em um espaço curvo em expansão e um único tempo cósmico. Nesse caso, a velocidade de recessão de galáxias distantes pode ser muitas vezes maior do que a velocidade da luz.
Lemaitre, de volta aos EUA, sugeriu que os desvios para o vermelho de galáxias distantes se devem à expansão do espaço, que "estende" as ondas de luz. Agora ele provou matematicamente. Ele também demonstrou que redshifts pequenos (muito menores do que a unidade) são proporcionais à distância da fonte de luz, e o coeficiente de proporcionalidade depende apenas do tempo e carrega informações sobre a taxa atual de expansão do Universo. Uma vez que seguiu da fórmula de Doppler-Fizeau que a velocidade radial da galáxia é proporcional ao desvio para o vermelho, Lemaître concluiu que essa velocidade também é proporcional à sua distância. Tendo analisado as velocidades e distâncias de 42 galáxias da lista de Hubble e levando em consideração a velocidade intragalática do Sol, ele estabeleceu os valores dos coeficientes de proporcionalidade.
Trabalho despercebido
Lemaitre publicou seu trabalho em 1927 em francês no jornal ilegível Annals of the Scientific Society of Brussels. Acredita-se que esse foi o principal motivo pelo qual ela inicialmente passou quase despercebida (até mesmo por seu professor Eddington). É verdade que no outono do mesmo ano Lemaitre pôde discutir suas descobertas com Einstein e aprender com ele sobre os resultados de Friedmann. O criador da relatividade geral não tinha objeções técnicas, mas ele decididamente não acreditava na realidade física do modelo de Lemaitre (assim como ele não aceitou as conclusões de Friedmann anteriormente).
Parcelas de Hubble
Enquanto isso, no final da década de 1920, Hubble e Humason encontraram uma correlação linear entre as distâncias de até 24 galáxias e suas velocidades radiais, calculadas (principalmente por Slipher) a partir de redshifts. A partir disso, Hubble concluiu que a velocidade radial da galáxia é diretamente proporcional à distância a ela. O coeficiente dessa proporcionalidade agora é denominado H0 e é chamado de parâmetro de Hubble (de acordo com os dados mais recentes, ele excede ligeiramente 70 (km / s) / megaparsec).
O artigo de Hubble com um gráfico da relação linear entre velocidades e distâncias galácticas foi publicado no início de 1929. Um ano antes, o jovem matemático americano Howard Robertson, seguindo Lemaitre, deduziu essa dependência do modelo do Universo em expansão, do qual Hubble pode ter conhecido. No entanto, em seu famoso artigo, esse modelo não foi mencionado direta ou indiretamente. Mais tarde, Hubble expressou dúvidas de que as velocidades que aparecem em sua fórmula realmente descrevem os movimentos das galáxias no espaço sideral, mas ele sempre se absteve de sua interpretação concreta. Ele viu o significado de sua descoberta em demonstrar a proporcionalidade das distâncias galácticas e redshifts, e deixou o resto para os teóricos. Portanto, com todo o respeito a Hubble, não há razão para considerá-lo o descobridor da expansão do Universo.
E ainda está se expandindo
No entanto, Hubble abriu caminho para o reconhecimento da expansão do universo e do modelo de Lemaitre. Já em 1930 ela foi homenageada por mestres da cosmologia como Eddington e de Sitter; um pouco mais tarde, os cientistas notaram e apreciaram o trabalho de Friedman. Em 1931, por sugestão de Eddington, Lemaitre traduziu para o inglês seu artigo (com pequenos cortes) para o Monthly News of the Royal Astronomical Society. No mesmo ano, Einstein concordou com as conclusões de Lemaitre e, um ano depois, junto com de Sitter, construiu um modelo de Universo em expansão com espaço plano e tempo curvo. Este modelo, devido à sua simplicidade, é muito popular entre os cosmologistas.
No mesmo 1931, Lemaitre publicou uma breve (e sem nenhuma matemática) descrição de mais um modelo do Universo, combinando cosmologia e mecânica quântica. Nesse modelo, o momento inicial é a explosão do átomo primário (Lemaitre também o chamou de quântico), que deu origem ao espaço e ao tempo. Uma vez que a gravidade retarda a expansão do Universo recém-nascido, sua velocidade diminui - é possível que quase a zero. Mais tarde, Lemaitre introduziu uma constante cosmológica em seu modelo, que forçou o Universo a se mover ao longo do tempo para um regime estável de expansão acelerada. Portanto, ele antecipou tanto a ideia do Big Bang quanto os modelos cosmológicos modernos que levam em consideração a presença da energia escura. E em 1933, ele identificou a constante cosmológica com a densidade de energia do vácuo, que ninguém havia pensado antes. É simplesmente incrívelquanto este cientista, sem dúvida merecedor do título de descobridor da expansão do Universo, estava à frente de seu tempo!
Alexey Levin
