Extinderea metrică a spațiului

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

Expansiunea metrică a spațiului este creșterea medie a distanței măsurate între două obiecte din univers pe măsură ce timpul se schimbă. Este o expansiune intrinsecă, adică este definită de „crearea” continuă a spațiului și nu de mișcarea într-un spațiu preexistent. Expansiunea metrică este o caracteristică fundamentală a teoriei Big Bang și este exprimată matematic prin metrica Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker .

Acest model este valabil în epoca actuală numai la scări relativ mari, adică aproximativ la scara superclusturilor galactice ; la scări mai mici, materia, sub influența atracției gravitaționale , s-a concentrat în aglomerări care nu se extind, dar continuă să se îndepărteze una de cealaltă.

Expansiunea este cauzată în parte de inerția rezultată din împingerea Big Bang-ului și în parte de o forță respingătoare a cărei natură este necunoscută, numită energie întunecată , care ar constitui o constantă cosmologică responsabilă pentru accelerarea expansiunii . Inerția a dominat expansiunea în prima parte a istoriei universului, în timp ce, conform modelului Lambda-CDM , constanta cosmologică va domina expansiunea în viitor.

Viteza recesiunii

Rata cu care galaxiile par să se îndepărteze una de cealaltă datorită expansiunii universului se numește rata recesiunii. Cu cât galaxia observată este mai îndepărtată, cu atât rata de recesiune este mai mare și cu atât este mai mare deplasarea spre roșu. Prin urmare, distanța și viteza de plecare (sau recesiunea) sunt proporționale. Recent a fost măsurată o viteză de recesiune de 74,03 km / s per megaparsec (1Mpc = 3,2614 milioane de ani lumină aprox.). Aceste rezultate au fost estimate din datele colectate de telescopul spațial Hubble prin observarea a 70 de stele pulsatorii numite variabile cefide în marele nor de Magellan . [1] Chiar mai recent, măsurarea vitezei de recesiune a fost efectuată folosind stelele uriașe roșii și studiind fulgerul lor de heliu . [2] . Conform acestei metode, rata de expansiune a Universului este de 69,8 kilometri pe secundă pe megaparsec. [3] La 17 septembrie 2019, un nou studiu a fost lansat de un grup de cercetători condus de Ihn Jee care, de data aceasta pe baza datelor furnizate de lentilele gravitaționale ale a două galaxii, a estimat o viteză de recesiune egală cu 82,4 km / s pentru megaparsec. [4]

Expansiunea metrică duce la distanțe care depășesc viteza luminii c și la distanțe care sunt c de vârsta universului; acest fapt provoacă adesea confuzie între experți și începători. [5] Viteza luminii nu are o semnificație specială la scările cosmologice.

O evaluare mai completă poate fi dată de faptul că interpretarea expansiunii metrice a spațiului continuă să ofere paradoxuri care sunt încă o chestiune de dezbatere. [6] [7] [8] [9] Opinia dominantă este cea a lui Michał Chodorowski, care afirmă că: spre deosebire de expansiunea substratului cosmic, expansiunea spațiului este nedetectabilă . [10]

Înțelegerea extinderii spațiului

Două imagini ale unei imersii izometrice a unei părți a universului observabil arată cum o rază de lumină (linia roșie) poate parcurge o distanță efectivă de 28 miliarde de ani lumină (linia portocalie) în doar 13 miliarde de ani de timp cosmologic . Faceți clic pe imagine pentru detalii matematice

Timpul spațial , la scară cosmologică, este extrem de curbat și, ca urmare, expansiunea universului este inerentă relativității generale , deoarece nu poate fi înțeleasă doar cu relativitatea specială . Imaginile din dreapta arată geometria la scară largă a universului bazată pe modelul Lambda-CDM . Au fost omise două dimensiuni spațiale, lăsând o dimensiune spațială și una temporală. Cercul final îngust al diagramei corespunde unui timp cosmologic de 700 de milioane de ani după Big Bang; cercul superior mai mare reprezintă un timp cosmologic de 18 miliarde de ani, unde este posibil să vedem începutul accelerării expansiunii care domină la sfârșitul acestui model.

Liniile purpurii („paralelele”) reprezintă timpul cosmologic la o distanță de un miliard de ani de Big Bang, în timp ce liniile albastre („meridianele”) reprezintă distanța de deplasare cu un interval de un miliard de ani. Linia maro din diagramă este linia universală a Pământului (sau, chiar în primele momente, a materiei care s-a agregat pentru a forma Pământul), în timp ce linia galbenă este linia universului celor mai îndepărtați quasari cunoscuți. Linia roșie este o rază de lumină emisă de un quasar cu aproximativ 13 miliarde de ani în urmă și care ajunge astăzi pe Pământ. Linia portocalie reprezintă distanța actuală dintre quasar și Pământ, aproximativ 28 de miliarde de ani lumină.

Conform principiului echivalenței relativității generale , regulile relativității speciale sunt valabile la nivel local în porțiuni restrânse de spațiu-timp care sunt aproximativ plane. În special, lumina circulă întotdeauna local la viteza c ; în diagrama de mai sus, aceasta înseamnă că razele de lumină formează local un unghi de 45º cu liniile grilei. Cu toate acestea, acest lucru nu înseamnă că lumina a parcurs un spațiu egal cu ct într-un timp t , așa cum arată linia roșie. În timp ce fasciculul de lumină se deplasează întotdeauna local la viteza c , timpul său de parcurgere a distanței (aproximativ 13 miliarde de ani) nu este legat de distanța parcursă într-un mod simplu. De fapt, distanța parcursă este ambiguă datorită schimbării de scară a universului. Cu toate acestea, este posibil să se identifice două distanțe care par importante din punct de vedere fizic: distanța dintre Pământ și quasar atunci când este emisă lumina și distanța dintre ele în prezent.

Prima distanță este de aproximativ 4 miliarde de ani lumină, mult mai puțin decât ct . A doua distanță (arătată de linia portocalie) este de aproximativ 28 miliarde de ani, adică este mult mai mare decât ct . Se poate observa că lumina durează mai mult de 4 miliarde de ani pentru a ajunge pe Pământ, chiar dacă a fost emisă de la o distanță de 4 miliarde de ani lumină. De fapt, se poate observa în diagramă că lumina se îndepărtează de Pământ atunci când a fost emisă, ceea ce înseamnă că distanța metrică de Pământ a crescut odată cu timpul cosmologic pentru primele miliarde de ani de călătorie. Niciunul dintre aceste comportamente nu provine dintr-o proprietate a expansiunii metrice, ci pur și simplu provine dintr-un principiu local al relativității generale încorporat pe o suprafață curbată.

Rețineți că universul nu se extinde în vid; pur și simplu există mai mult spațiu în vremurile viitoare decât în ​​vremurile anterioare. Mai mult, această notație a „mai mult spațiu” este locală, nu globală: nu este posibil să știm cât spațiu este prezent în total.

Tulburări locale

Extinderea spațiului este uneori descrisă ca o forță care acționează asupra obiectelor și le îndepărtează unul de celălalt. Deși aceasta este o descriere exactă a constantei cosmologice , nu este o imagine reală a fenomenului de expansiune generală. Pentru majoritatea istoriei universului, expansiunea a fost cauzată în primul rând de inerție . Materia din tânărul univers se îndepărta în principal din cauza efectului inițial al inflației cosmice și a continuat să o facă prin inerție, deși într-un ritm din ce în ce mai lent datorită efectului atractiv al gravitației. Pe lângă încetinirea expansiunii, gravitația a determinat îngroșarea materiei care a generat stele și galaxii . Aceste stele și galaxii nu s-au îndepărtat unul de celălalt succesiv, deoarece nu a existat nicio forță prezentă care să permită acest lucru. Nu există diferențe substanțiale între expansiunea inerțială a universului și separarea inerțială a obiectelor vecine în vid: prima este pur și simplu o generalizare pe scară largă a celei din urmă. Un tip de expansiune locală uniformă a materiei poate fi descris local prin metrica Friedmann - Lemaître - Robertson - Walker , aceeași metrică care descrie expansiunea universului ca întreg.

Această situație se schimbă având în vedere introducerea unei constante cosmologice. Acest termen are ca efect o forță respingătoare între obiecte care este proporțională (nu invers proporțională) cu distanța. Spre deosebire de inerție, acționează direct asupra obiectelor legate gravitațional și, de asemenea, asupra atomilor. Cu toate acestea, această forță nu face ca obiectele să crească constant sau să le distrugă; dacă nu sunt strâns legate, vor fi pur și simplu aduși într-o stare de echilibru care este ușor diferită de ceea ce ar fi fost altfel. Pe măsură ce universul se extinde și materia se îndepărtează, atracția gravitațională scade (deoarece este proporțională cu densitatea), în timp ce repulsia datorată constantei cosmologice crește; prin urmare, soarta finală a universului descrisă de modelul Lambda-CDM este o expansiune din ce în ce mai mare datorită constantei cosmologice. Cu toate acestea, singurul efect vizibil la nivel local al accelerării expansiunii este dispariția galaxiilor mai îndepărtate. De fapt, obiectele legate gravitațional, cum ar fi Calea Lactee , nu se extind.

Alte modele de expansiune

Extinderea spațiului este adesea ilustrată cu modele care arată doar amploarea spațiului la un moment dat de timp, lăsând implicită dimensiunea temporală.

În „modelul cu bile” există o minge sferică care este umflată pornind de la o dimensiune zero inițială (care reprezintă Big Bang-ul). O minge are o curbură pozitivă în timp ce observațiile sugerează că universul este spațial plat, dar această inconsecvență poate fi eliminată presupunând că balonul este foarte mare, astfel încât să poată fi considerat plat în limitele observației. Această analogie poate duce la confuzie, deoarece poate sugera că Big Bang-ul a avut loc din centrul balonului. Punctele care nu aparțin suprafeței nu au niciun sens, chiar dacă au fost ocupate în vremuri anterioare.

Animarea modelului de expansiune a pâinii cu struguri. Când pâinea își dublează mărimea (lungimea și adâncimea), se dublează și distanța dintre struguri.

În „modelul de pâine cu struguri” este posibil să ne imaginăm o bucată de pâine cu struguri care se extinde. Pâinea (adică spațiul) se extinde ca un întreg, dar strugurii (adică obiectele legate gravitațional) nu se extind, ci se îndepărtează doar unul de celălalt.

Toate aceste modele au problema conceptuală de a necesita o forță externă care acționează asupra spațiului în orice moment al timpului pentru a permite extinderea. Spre deosebire de expansiunea reală, aceste modele prezic o interacțiune electromagnetică între diferitele elemente și acestea, după o apăsare inițială, nu vor continua să se extindă.

Prezentare generală a valorii

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Distanță (matematică) .

Pentru a înțelege mai bine cum funcționează expansiunea metrică, iată o scurtă prezentare generală a ceea ce este metrica.

Definiția metric

Metrica definește modul în care o distanță poate fi măsurată între două puncte învecinate în spațiu, în ceea ce privește sistemul de coordonate al acestor puncte. Un sistem de coordonate localizează puncte în spațiu (de orice dimensiune ) prin atribuirea de numere unice, numite coordonate, fiecărui punct. Metrica este deci o formulă care convertește coordonatele celor două puncte într-o distanță.

Metrica de pe suprafața pământului

De exemplu, putem lua în considerare măsurarea distanței dintre două puncte de pe suprafața pământului, adică un caz de geometrie neeuclidiană . Deoarece suprafața pământului este bidimensională, punctele pot fi identificate prin intermediul a 2 coordonate, de exemplu latitudine și longitudine . Pentru a utiliza o valoare metrică trebuie să specificați coordonatele utilizate și, în acest caz, puteți alege atât sistemul de coordonate dat de latitudine și longitudine, cât și cele 3 axe de referință (x, y, z) ale sistemului cartesian . După alegerea unui sistem de referință, valoarea numerică a coordonatelor oricărei perechi de puncte este determinată în mod unic, adică pe baza proprietăților spațiului luat în considerare și este posibil să se determine metrica adecvată pentru sistem. Pe suprafața curbată a Pământului , acest efect poate fi văzut în călătoriile aeriene pe distanțe lungi, unde distanța dintre două puncte este măsurată de circumferința maximă și nu de linia dreaptă care trece în interiorul Pământului. În teorie acest efect, cauzat de curbura suprafeței, este vizibil chiar și pentru distanțe mici, dar în practică pentru două puncte învecinate curbura suprafeței terestre este atât de mică încât poate fi exclusă în cazul calculului distanței.

Metrica pentru spațiu-timp

Punctele de pe suprafața pământului pot fi determinate dând două coordonate. Deoarece spațiul-timp este cu patru dimensiuni, trebuie furnizate patru coordonate pentru a determina locația punctelor. Cele mai utile coordonate de utilizat în cosmologie sunt coordonatele în mișcare . Deoarece spațiul pe scară largă pare a fi euclidian, coordonatele spațiale pot fi specificate în termeni de coordonate x, y și z, deși sunt utilizate alte tipuri, cum ar fi coordonatele sferice . A patra coordonată necesară este timpul, care este specificat în coordonatele în mișcare ca timp cosmologic . Deși geometria la scară largă a universului pare a fi euclidiană, nu același lucru se poate spune pentru metricele spațiu-timp. Natura non-euclidiană a spațiu-timpului se manifestă prin faptul că distanța dintre punctele cu coordonate spațiale constante crește cu timpul, mai degrabă decât să rămână constantă.

Baza teoretică și primele teste

Legea lui Hubble

Expansiunea metrică a spațiului este o caracteristică a multor soluții ale ecuațiilor de câmp ale lui Einstein ale relativității generale, iar distanța se măsoară folosind intervalul Lorentz . Această explicație teoretică oferă o posibilă explicație pentru legea lui Hubble , care indică faptul că galaxiile mai îndepărtate de un observator par să se îndepărteze mai repede decât galaxiile care sunt mai apropiate.

Într-un spațiu în expansiune, metrica se schimbă în timp, astfel încât distanțele cresc odată cu creșterea timpului; prin urmare, dacă universul nostru a luat naștere prin Big Bang , este posibil să observăm fenomene asociate expansiunii metrice a spațiului. Dacă, pe de altă parte, universul nostru ar trece printr-o perioadă de contracție (adică o fază care poate duce la Big Crunch ) ar fi posibil să se observe fenomene asociate cu contracția metrică a spațiului.

Constanta cosmologică și ecuațiile Friedmann

Primele modele ale relativității generale au prezis că un univers dinamic care conține materie gravitațională obișnuită se va contracta mai degrabă decât se va extinde. Prima propunere a lui Einstein pentru o soluție la această problemă presupunea adăugarea unei constante cosmologice în teoria sa pentru a contrabalansa contracția, pentru a obține o soluție cu un univers static. Dar în 1922, Alexander Friedman a derivat ecuațiile cunoscute sub numele de ecuații Friedmann , care arată că universul se poate extinde și arată rata acestei expansiuni. [11] Observațiile lui Edwin Hubble din 1929 au arătat că cele mai îndepărtate galaxii păreau să se îndepărteze de Pământ, așa că mulți oameni de știință au început să accepte că universul se extinde.

Utilizarea inflației pentru a explica expansiunea

În timp, faptul că universul se extinde a devenit un fapt acceptat și acceptat. Până la evoluțiile teoretice din anii 1980 , nu a existat nicio explicație de ce a avut loc această expansiune, dar odată cu evoluțiile modelelor de inflație cosmică , expansiunea universului a devenit o caracteristică generală rezultată din falsul vid . Motivul acestei expansiuni este acum justificat de detaliile procesului de descompunere inflaționistă care a avut loc în primele momente ale universului. Se crede că în acest timp metrica a crescut exponențial, determinând dimensiunea universului să se extindă de la dimensiunea unui atom ( 10-10 metri) la aproximativ 100 de milioane de ani lumină .

Extinderea universului se desfășoară în toate direcțiile, așa cum a prezis constanta Hubble . Cu toate acestea, constanta Hubble se poate schimba în trecut și în viitor, deoarece depinde de valoarea observată a densității critice (Ω). Înainte de descoperirea energiei întunecate , se credea că universul era dominat de materie și, prin urmare, Ω, în acest grafic, corespunde raportului dintre densitatea dată de materie și densitatea critică ( ).

Măsurători de distanță într-un spațiu metric

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Comutarea coordonatelor .

Într-un spațiu în expansiune, distanța este o cantitate dinamică care se schimbă cu timpul. Există mai multe moduri de a defini distanțele în cosmologie, dar cele mai frecvente sunt distanțele deplasabile .

Metrica definește doar distanța dintre două puncte învecinate. Pentru a defini distanța dintre două puncte îndepărtate în mod arbitrar, este necesar să se specifice ambele puncte și o curbă care le conectează. Distanța dintre aceste puncte poate fi găsită calculând lungimea acestei curbe. Distanța de deplasare definește această curbă ca o curbă într-un timp cosmologic constant. Operațional, distanțele de deplasare nu pot fi măsurate de un singur observator legat de Pământ. Pentru a determina distanța față de obiecte mai îndepărtate, astronomii măsoară în general luminozitatea lumânărilor standard sau schimbarea în roșu a spectrelor galaxiei și convertesc aceste măsurători în distanțe pe baza unor sisteme spațiu-timp particulare, cum ar fi modelul Lambda-CDM .

Teste observaționale

Cosmologii, dezvoltând diferitele modele ale universului , au fost inspirați de un număr mic de presupuneri, care ne-au permis să înțelegem că expansiunea metrică a spațiului este o caracteristică a universului. Principiile de bază prezente în modelele care includ expansiunea metrică sunt:

  • principiul cosmologic , care afirmă că universul apare la fel în toate direcțiile (adică este izotrop ) și are aproximativ aceleași proprietăți în fiecare punct (adică este omogen ).
  • principiul copernican , care afirmă că nicio poziție în univers nu este privilegiată, adică universul nu are „punct de plecare”.

Oamenii de știință au testat dacă aceste ipoteze erau valide și confirmate prin observații. Cosmologii au descoperit dovezi care susțin aceste ipoteze și, în consecință, expansiunea metrică a spațiului este considerată o caracteristică a universului, deși, deși nu este posibil să-l vedem direct, testele oferă confirmări diferite. Printre cele mai importante descoperiri se numără următoarele:

  • Edwin Hubble a arătat că toate galaxiile și obiectele astronomice îndepărtate se îndepărtează una de cealaltă, așa cum a prezis expansiunea cosmică, datorită legii lui Hubble . [12] Calculând redshift -ul spectrelor lor electromagnetice pentru a determina distanța și viteza unor astfel de obiecte, el a arătat că toate obiectele se îndepărtează unele de altele și că viteza lor este proporțională cu distanța, care este caracteristică unei expansiuni. Metrică. Alte studii au arătat că expansiunea este izotropă și omogenă, adică nu pare să aibă un punct privilegiat ca „centru” al expansiunii, ci pare universal și independent de orice punct „central” fix.
  • Distribuția izotropă în cosmos a exploziilor de raze gamma și a supernovelor este o confirmare a principiului cosmologic.
  • Principiul lui Copernic nu a fost verificat direct la o scară cosmologică până când nu au fost măsurate efectele radiației cosmice de fond cu microunde asupra dinamicii sistemelor astronomice mai îndepărtate. Un grup de astronomi de la Observatorul Sudic European a observat, măsurând temperatura unui nor intergalactic în echilibru termic cu radiația de fond, că radiația de la Big Bang a fost mai caldă în trecut. [13] Răcirea uniformă a radiației de fond pe parcursul a miliarde de ani poate fi explicată numai dacă universul trece printr-o fază de expansiune metrică.

Singura teorie care explică în mod coerent aceste fenomene în ansamblu se bazează pe expansiunea spațiului datorată unei modificări a metricii. De fapt, până la descoperirea în anii 2000 a dovezilor directe ale schimbărilor de temperatură ale radiației cosmice de fond, nu a fost posibil să se excludă cele mai bizare construcții și ipoteze. Până în acel moment, se credea că universul nu se comporta ca Calea Lactee în centrul unei metrici fixe cu o expansiune universală a galaxiilor în toate direcțiile (ca, de exemplu, în modelul Milne ).

Oamenii de știință sunt optimisti că teoriile, care se bazează pe expansiunea metrică a spațiului, sunt corecte, deoarece au depășit standardele stabilite de metoda științifică . În special, atunci când calculele fizice se fac pe baza teoriilor actuale (inclusiv expansiunea metrică), acestea par să ofere rezultate și predicții care, în general, sunt în concordanță atât cu observațiile astrofizice, cât și cu cele ale fizicii particulelor . Universalitatea spațială și temporală a legilor fizice a fost susținută, până în vremuri extrem de recente, o ipoteză filosofică fundamentală care este acum verificată de limitele observării spațiului și timpului. Această ipoteză este luată în considerare, deoarece nivelul de acuratețe și cantitatea mare de măsurători pe care teoriile le prezic pot fi vizualizate exact pentru a corespunde realității vizibile. Nivelul de acuratețe este dificil de cuantificat, dar este similar cu cel găsit în constantele fizice care guvernează fizica și universul.

Notă

  1. ^ Adam Riess la Yahoo [1] Universul se extinde mai repede decât am crezut ].
  2. ^ Extinderea Universului, nou studiu calculează viteza crescută .
  3. ^ EXPANDIREA UNIVERSULUI: MĂSURAREA NOUĂ GĂSEȘTE MAI MULTE REZULTATE .
  4. ^ Epoca Universului .
  5. ^ Tamara M. Davis și Charles H. Lineweaver, Expanding Confusion: concepții greșite comune despre orizonturile cosmologice și expansiunea superluminală a Universului . astro-ph / 0310808
  6. ^ Alan B. Whiting, The Expansion of Space: Free Particle Motion and the Cosmological Redshift , în ArXiv preprint , 2004.
  7. ^ EF Bunn & DW Hogg, The kinematic origin of the cosmological redshift , în ArXiv preprint , 2008.
  8. ^ Yu. V. Baryshev, Extinderea spațiului: rădăcina problemelor conceptuale ale fizicii cosmologice , în Cosmologia practică , vol. 2, 2008, pp. 20-30.
  9. ^ JA Peacock, A diatribe on expanding space , în ArXiv preprint , 2008.
  10. ^ Michał J. Chodorowski, O consecință directă a expansiunii spațiului? , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 378, 2007, pp. 239-244.
  11. ^ Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (Traducere în engleză în: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991-2000.)
  12. ^ Hubble, Edwin, " O relație între distanță și viteza radială printre nebuloasele extra-galactice " (1929) Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America , Volume 15, Issue 3, pp. 168-173 ( Articol complet , PDF)
  13. ^ Astronomii și-au raportat măsurătorile într-un articol din decembrie 2000 în revista Nature intitulat The microond background temperature at the redshift of 2.33771 care poate fi citit aici . Un comunicat de presă Arhivat la 15 iunie 2006 la Internet Archive . de la Observatorul Sudic European explică descoperirile publicului

Bibliografie

  • Eddington, Arthur. Universul în expansiune: „Marea dezbatere” a astronomiei, 1900-1931 . Press Syndicate al Universității din Cambridge, 1933.
  • Liddle, Andrew R. și David H. Lyth. Inflația cosmologică și structura la scară largă . Cambridge University Press, 2000.
  • Lineweaver, Charles H. și Tamara M. Davis, „ Concepții greșite despre Big Bang ”, Scientific American , martie 2005.
  • Mook, Delo E. și Thomas Vargish. În interiorul relativității . Princeton University Press, 1991.

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe