No início do século 20, um jovem cientista chamado Albert Einstein analisou as propriedades da luz e da massa e como elas se relacionam. O resultado de suas reflexões foi a teoria da relatividade. Seu trabalho mudou a física e a astronomia modernas de uma maneira que ainda é sentida hoje. Cada aluno estuda sua famosa equação E=MC2 para entender como a massa e a energia estão relacionadas. Este é um dos fatos fundamentais da existência do cosmos.
Qual é a constante cosmológica?
Por mais profundas que fossem as equações de Einstein para a relatividade geral, elas apresentavam um problema. Ele procurou explicar como a massa e a luz existem no universo, como sua interação pode levar a um universo estático (isto é, não em expansão). Infelizmente, suas equações previam que ele se contrairia ou se expandiria, e continuaria a fazê-lo para sempre, mas eventualmente chegaria a um ponto em que se contrairia.
Não parecia certo para ele, então Einstein teve que explicar uma maneira de manter a gravidade,para explicar o universo estático. Afinal, a maioria dos físicos e astrônomos de seu tempo simplesmente supunha que esse era o caso. Assim, Einstein inventou o fator de Fudge, chamado de "constante cosmológica", que deu ordem às equações e resultou em um universo que não se expande nem se contrai. Ele surgiu com o sinal "lambda" (letra grega), denotando a densidade de energia no vácuo do espaço. Ele controla a expansão, e sua f alta interrompe esse processo. Agora era necessário um fator para explicar a teoria cosmológica.
Como calcular?
Albert Einstein apresentou a primeira versão da teoria geral da relatividade (GR) ao público em 25 de novembro de 1915. As equações originais de Einstein ficaram assim:
No mundo moderno, a constante cosmológica é:
Esta equação descreve a teoria da relatividade. Além disso, uma constante também é chamada de membro lambda.
Galáxias e o Universo em expansão
A constante cosmológica não resolveu as coisas do jeito que ele esperava. Na verdade, funcionou, mas apenas por um tempo. O problema da constante cosmológica não foi resolvido.
Isso continuou até que outro jovem cientista, Edwin Hubble, fez uma observação profunda de estrelas variáveis em galáxias distantes. Sua cintilação revelou as distâncias para essas estruturas cósmicas e muito mais.
O trabalho do Hubble demonstrounão apenas que o universo incluía muitas outras galáxias, mas, como se viu, estava se expandindo, e agora sabemos que a taxa desse processo muda ao longo do tempo. Isso reduziu em grande parte a constante cosmológica de Einstein a zero, e o grande cientista teve que revisar suas suposições. Os pesquisadores não o abandonaram completamente. No entanto, Einstein mais tarde chamou a adição de sua constante à relatividade geral o maior erro de sua vida. Mas é?
Nova constante cosmológica
Em 1998, uma equipe de cientistas trabalhando com o Telescópio Espacial Hubble, estudando supernovas distantes, notou algo completamente inesperado: a expansão do universo está se acelerando. Além disso, o ritmo do processo não é o que eles esperavam e foi no passado.
Dado que o universo está cheio de massa, parece lógico que a expansão deva desacelerar, mesmo que seja tão pequena. Assim, essa descoberta parecia contradizer o que as equações e a constante cosmológica de Einstein previam. Os astrônomos não entendiam como explicar a aparente aceleração da expansão. Por que, como isso está acontecendo?
Respostas às perguntas
Para explicar a aceleração e as noções cosmológicas sobre ela, os cientistas voltaram à ideia da teoria original.
Sua última especulação não descarta a existência de algo chamado energia escura. É algo que não pode ser visto ou sentido, mas seus efeitos podem ser medidos. É o mesmo que escuromatéria: seu efeito pode ser determinado pela forma como afeta a luz e a matéria visível.
Os astrônomos podem ainda não saber o que é essa energia escura. No entanto, eles sabem que isso afeta a expansão do universo. Para entender esses processos, é necessário mais tempo para observação e análise. Talvez a teoria cosmológica não seja uma má ideia afinal? Afinal, isso pode ser explicado assumindo que a energia escura existe. Aparentemente, isso é verdade e os cientistas precisam procurar mais explicações.
O que aconteceu no início?
O modelo cosmológico original de Einstein era um modelo estático homogêneo com uma geometria esférica. O efeito gravitacional da matéria causou uma aceleração nessa estrutura, que Einstein não conseguiu explicar, pois naquela época não se sabia que o universo estava se expandindo. Portanto, o cientista introduziu a constante cosmológica em suas equações da relatividade geral. Essa constante é aplicada para neutralizar a atração gravitacional da matéria e, portanto, foi descrita como o efeito antigravitacional.
Omega Lambda
Em vez da própria constante cosmológica, os pesquisadores costumam se referir à relação entre a densidade de energia devido a ela e a densidade crítica do universo. Este valor é geralmente denotado da seguinte forma: ΩΛ. Em um universo plano, ΩΛ corresponde a uma fração de sua densidade de energia, que também é explicada pela constante cosmológica.
Observe que esta definição está relacionada à densidade crítica da época atual. Muda com o tempo, mas a densidadea energia, devido à constante cosmológica, permanece in alterada ao longo da história do universo.
Vamos considerar como os cientistas modernos desenvolvem essa teoria.
Prova Cosmológica
O estudo atual do universo em aceleração está agora muito ativo, com muitos experimentos diferentes cobrindo escalas de tempo, escalas de comprimento e processos físicos muito diferentes. Foi criado um modelo cosmológico de MDL, no qual o Universo é plano e possui as seguintes características:
- densidade de energia, que é cerca de 4% da matéria bariônica;
- 23% matéria escura;
- 73% da constante cosmológica.
O resultado observacional crítico que trouxe a constante cosmológica ao seu significado atual foi a descoberta de que as supernovas distantes do Tipo Ia (0<z<1) usadas como velas padrão eram mais fracas do que o esperado em um universo em desaceleração. Desde então, muitos grupos confirmaram este resultado com mais supernovas e uma gama mais ampla de redshifts.
Vamos explicar com mais detalhes. De particular importância no pensamento cosmológico atual são as observações de que supernovas com redshift extremamente alto (z>1) são mais brilhantes do que o esperado, que é uma assinatura que é esperada do tempo de desaceleração que leva ao nosso atual período de aceleração. Antes da divulgação dos resultados das supernovas em 1998, já havia várias linhas de evidência que abriram o caminho para uma evolução relativamente rápida.aceitação da teoria da aceleração do Universo com a ajuda de supernovas. Em particular, três deles:
- O universo acabou sendo mais jovem que as estrelas mais velhas. Sua evolução foi bem estudada, e observações deles em aglomerados globulares e em outros lugares mostram que as formações mais antigas têm mais de 13 bilhões de anos. Podemos comparar isso com a idade do universo medindo sua taxa de expansão hoje e remontando ao tempo do Big Bang. Se o universo desacelerasse para sua velocidade atual, então a idade seria menor do que se acelerasse para sua taxa atual. Um universo plano, apenas de matéria, teria cerca de 9 bilhões de anos, um grande problema, considerando que é vários bilhões de anos mais jovem que as estrelas mais antigas. Por outro lado, um universo plano com 74% da constante cosmológica teria cerca de 13,7 bilhões de anos. Então, ver que ela está acelerando no momento resolveu o paradoxo da idade.
- Muitas galáxias distantes. Seu número já foi amplamente utilizado nas tentativas de estimar a desaceleração da expansão do Universo. A quantidade de espaço entre dois redshifts difere dependendo do histórico de expansão (para um determinado ângulo sólido). Usando o número de galáxias entre dois desvios para o vermelho como medida do volume do espaço, os observadores determinaram que objetos distantes parecem muito grandes em comparação com as previsões de um universo em desaceleração. Ou a luminosidade das galáxias ou seu número por unidade de volume evoluiu ao longo do tempo de maneiras inesperadas, ou os volumes que calculamos estavam errados. A matéria acelerada poderiaexplicaria as observações sem desencadear nenhuma teoria estranha da evolução das galáxias.
- A planicidade observável do universo (apesar das evidências incompletas). Usando medições de flutuações de temperatura no fundo cósmico de micro-ondas (CMB), desde a época em que o universo tinha cerca de 380.000 anos, pode-se concluir que é espacialmente plano com poucos por cento. Ao combinar esses dados com uma medição precisa da densidade da matéria no universo, fica claro que ela possui apenas cerca de 23% da densidade crítica. Uma maneira de explicar a densidade de energia ausente é aplicar a constante cosmológica. Como se viu, uma certa quantidade é simplesmente necessária para explicar a aceleração observada nos dados da supernova. Este foi apenas o fator necessário para tornar o universo plano. Portanto, a constante cosmológica resolveu a aparente contradição entre as observações da densidade da matéria e CMB.
Qual é o ponto?
Para responder às perguntas que surgem, considere o seguinte. Vamos tentar explicar o significado físico da constante cosmológica.
Pegamos a equação GR-1917 e colocamos o tensor métrico gab entre colchetes. Portanto, dentro dos colchetes teremos a expressão (R/2 - Λ). O valor de R é representado sem índices - esta é a curvatura escalar usual. Se você explicar nos dedos - este é o recíproco do raio do círculo / esfera. O espaço plano corresponde a R=0.
Nesta interpretação, um valor diferente de zero de Λ significa que nosso Universo é curvopor si só, inclusive na ausência de qualquer gravidade. No entanto, a maioria dos físicos não acredita nisso e acredita que a curvatura observada deve ter alguma causa interna.
Matéria Escura
Este termo é usado para a matéria hipotética no universo. Ele foi projetado para explicar muitos problemas com o modelo cosmológico padrão do Big Bang. Os astrônomos estimam que cerca de 25% do universo é composto de matéria escura (talvez montada a partir de partículas não padronizadas, como neutrinos, áxions ou Partículas Massivas de Interação Fraca [WIMPs]). E 70% do Universo em seus modelos consiste em energia escura ainda mais obscura, deixando apenas 5% para a matéria comum.
Cosmologia criacionista
Em 1915, Einstein resolveu o problema de publicar sua teoria geral da relatividade. Ela mostrou que a precessão anômala é consequência de como a gravidade distorce o espaço e o tempo e controla os movimentos dos planetas quando estão especialmente próximos de corpos massivos, onde a curvatura do espaço é mais pronunciada.
A gravidade newtoniana não é uma descrição muito precisa do movimento planetário. Especialmente quando a curvatura do espaço se afasta da planicidade euclidiana. E a relatividade geral explica quase exatamente o comportamento observado. Assim, nem a matéria escura, que alguns sugeriram estar em um anel invisível de matéria ao redor do Sol, nem o próprio planeta Vulcano, foram necessários para explicar a anomalia.
Conclusões
Nos primeiros diasa constante cosmológica seria desprezível. Em tempos posteriores, a densidade da matéria será essencialmente zero e o universo estará vazio. Vivemos nessa curta época cosmológica em que tanto a matéria quanto o vácuo são de magnitude comparável.
Dentro do componente matéria, aparentemente, há contribuições de ambos os bárions e uma fonte não bárioniana, ambos são comparáveis (pelo menos, sua proporção não depende do tempo). Essa teoria oscila sob o peso de sua f alta de naturalidade, mas, no entanto, cruza a linha de chegada muito à frente da concorrência, tão bem se encaixa nos dados.
Além de confirmar (ou refutar) esse cenário, o principal desafio para cosmólogos e físicos nos próximos anos será entender se esses aspectos aparentemente desagradáveis do nosso universo são simplesmente coincidências surpreendentes ou realmente refletem a estrutura básica que nós ainda não entendi.
Se tivermos sorte, tudo o que parece antinatural agora servirá como chave para uma compreensão mais profunda da física fundamental.
