Cálculo de la edad
La edad del universo es 6543,8+03,75 mil millones de años
Utilizando toda la galaxia como Mirando a través de otras galaxias, los investigadores utilizaron recientemente un método preciso para medir el tamaño y la edad del universo y la rapidez con la que se está expandiendo. Esta medición confirmó la utilidad de la constante de Hubble, que indica el tamaño del universo, confirmando que la edad del universo es 65.438+0.375 mil millones de años.
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Los misterios del cielo estrellado y el universo han atraído a la gente desde la antigüedad, y muchos estudiosos han dedicado sus vidas a explorar la verdad científica de este misterio. Entonces, ¿cómo surgió y se desarrolló el universo y cómo será su futuro?
Universo y cosmología
"Huainan Ziyuan Daoxun" señala: "Se dice que las cuatro direcciones son arriba y abajo, y se dice que Zhou es el cielo y la tierra a través de los siglos. " Esto da una definición bastante precisa del universo. , es decir, el universo es un universo material. El universo es el término general para todas las cosas del mundo y también incluye el significado de espacio y tiempo. Hoy en día, la comprensión del universo físico por parte de la humanidad ha alcanzado una profundidad cósmica de 65,438+500 millones de años luz en el espacio; en el tiempo, se puede rastrear hasta la historia temprana del universo, hace 654,38+500 millones de años. Una gran cantidad de datos de observación proporciona información muy útil para que las personas estudien la estructura y evolución del universo.
La tierra es el lugar de nacimiento de la humanidad, y ésta gira alrededor del sol año tras año. El Sol domina todos los miembros del sistema solar con su enorme gravedad. Limitado por la órbita de Plutón, su diámetro es de aproximadamente 65,438+0,2 mil millones de kilómetros. El sol es sólo un miembro ordinario de la galaxia. En la Vía Láctea, el número total de estrellas como el Sol supera los 6.543,8+000 mil millones. También hay un enorme sistema estelar fuera de la Vía Láctea, la galaxia extragaláctica. En el universo observado, el número total de galaxias es de aproximadamente 6543,8+000 mil millones.
La astronomía es una de las ciencias naturales más antiguas, y la cosmología es una rama de la astronomía. Su contenido de investigación es explorar la estructura y evolución del universo desde una perspectiva holística. La humanidad tiene una larga historia de comprensión del universo. Copérnico dijo una vez en "Sobre los cuerpos celestes": "El sol es el centro del universo". Esto significa que en ese momento, el universo en la mente de la gente era en realidad el sistema solar.
Había tres teorías principales sobre la estructura del universo en la antigua China: la teoría gaitiana, la teoría Huntiana y la teoría Ye Xuan. En Europa, desde el siglo VI a. C. hasta el siglo I d. C., la antigua Grecia y Roma también tuvieron muchas teorías sobre la estructura y el origen del universo. En la Edad Media, la teoría geocéntrica de Ptolomeo dominó los círculos académicos. No fue hasta que Copérnico fundó la teoría heliocéntrica en el siglo XVI que los humanos tuvieron una comprensión correcta del sistema solar. En el siglo XVII, Newton fue pionero en el uso de métodos mecánicos para estudiar el universo y estableció la cosmología clásica. En 1785, el astrónomo británico de origen alemán W. Herschel presentó la primera imagen de la Vía Láctea. Desde entonces, la visión de la humanidad se ha expandido desde el sistema solar al mundo estelar.
En 1917, Einstein estableció un modelo cosmológico "estacionario, acotado e infinito" basado en la teoría general de la relatividad, y publicó un famoso artículo titulado "Investigación del Universo basada en la Teoría General de la Relatividad", que inició la era moderna El estudio de la cosmología. En 1924, el astrónomo estadounidense E. Hubble confirmó la existencia de galaxias extragalácticas. Posteriormente, una serie de importantes observaciones y resultados de investigaciones teóricas permitieron que la investigación cosmológica se desarrollara en una dirección científica.
El descubrimiento de la expansión del universo y los problemas resultantes
Una parte importante del estudio del universo es detectar el movimiento de varios cuerpos celestes en el universo y luego explorar el estado de movimiento de todo el universo. Los objetos celestes están muy lejos de la Tierra y su velocidad no es fácil de medir. Un método eficaz es utilizar el efecto Doppler para medir la velocidad de los objetos celestes a lo largo de la línea de visión del observador: la velocidad aparente. Cuando el tren entra y sale de la estación, las personas en el andén escucharán diferentes silbidos del tren. Este es el efecto Doppler. Utilizando este efecto, se puede medir la velocidad de un tren. De manera similar, midiendo los cambios en la posición de ciertas líneas espectrales en el espectro de un cuerpo celeste, se puede calcular la velocidad aparente de un cuerpo celeste.
Ya en 1912, el astrónomo estadounidense Slifer comenzó a estudiar el movimiento aparente de las galaxias. En 13 años midió la velocidad aparente de 40 galaxias y descubrió que 38 de ellas estaban muy lejos de la Tierra. El trabajo de generaciones posteriores confirmó aún más este fenómeno común, es decir, la mayoría de las galaxias exhiben este movimiento "retrógrado", que atrajo la atención de los astrónomos.
En 1929, Hubble analizó cuidadosamente la velocidad de recesión de 24 galaxias con distancias conocidas, y llegó a una sorprendente conclusión: la velocidad de recesión de las galaxias es proporcional a la distancia, y en base a esto propuso el famoso Ley de Hubble. Hoy en día, la ley de Hubble ha sido ampliamente aceptada por la comunidad astronómica.
Según el principio de la cosmología, siempre que la velocidad aparente de una galaxia sea proporcional a la distancia, este fenómeno se puede observar no sólo en la ubicación de la Vía Láctea, sino también en la ubicación de otras galaxias Es sólo una observación de la misma galaxia. La velocidad de retorno aparente del operador es diferente en diferentes lugares. Esto lleva a una conclusión importante: la Vía Láctea no tiene una posición especial en el universo, y la Vía Láctea no es el centro del universo; en segundo lugar, la velocidad aparente de las galaxias observadas desde la Tierra es proporcional a la distancia, lo cual no sólo; muestra que la distancia entre las galaxias extragalácticas y la Vía Láctea se está expandiendo, pero también muestra que la distancia entre dos galaxias cualesquiera está aumentando. Esto lleva a un corolario importante: todo el universo físico se está expandiendo.
En términos de investigación teórica, el matemático soviético J. Friedman abandonó el concepto de Einstein de un universo estático en 1922 y propuso una teoría del universo no estático, demostrando la posibilidad de la expansión del universo con el tiempo. En 1927, el obispo y astrónomo belga Lemaitre propuso un modelo isotrópico unificado de la expansión del universo. El descubrimiento de la ley de Hubble en 1929 apoyó una imagen dinámica de la expansión del universo. El astrónomo británico A. Eddington explicó la regresión de las galaxias como el efecto observacional de la expansión isotrópica uniforme. En 1932, Lemaitre propuso que el universo actual se formó por la explosión y expansión de "átomos primitivos" a temperaturas y densidades extremadamente altas, comenzando así a discutir explícitamente el nacimiento del universo entre 65438 y 0948, el astrónomo estadounidense G. Mauve y; R. Alver desarrolló aún más las ideas de Lemaitre, sentando así las bases de la "cosmología del Big Bang", conocida hoy como modelo estándar.
¡El universo se está expandiendo! Esta fue una conclusión sorprendente antes. Si esto es cierto, y esta expansión es un proceso duradero, entonces las galaxias estaban más cerca unas de otras en el pasado que ahora. Mirando hacia atrás, en algún momento del pasado, toda la materia del universo debe haber estado dentro de un rango pequeño. La expansión del universo comenzó a partir de este momento, y todo lo que sucedió en el universo comenzó a partir de ese momento. Entonces, ¿qué pasó en ese momento? ¿Cómo creó la imagen macroscópica del universo que se observa hoy?
El universo nació con el Big Bang.
El punto principal de la cosmología del Big Bang es que el universo tiene una historia de expansión continua de lo caliente a lo frío, de lo denso a lo enrarecido, y el proceso es como un súper big bang a escala extremadamente grande.
Según esta teoría, hace unos 1.500 millones de años, todo el mundo material observado hoy estaba concentrado en un rango muy pequeño, con una temperatura extremadamente alta y una densidad extremadamente alta. 0,01 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo era de aproximadamente 1 billón de grados. Los principales componentes de la materia son partículas ligeras (como fotones, electrones o neutrinos), de los cuales los protones y neutrones representan sólo una milmillonésima parte. Todas estas partículas están en equilibrio térmico.
Debido a que todo el sistema se expande rápidamente, la temperatura baja rápidamente. 0,1 segundos después del Big Bang, la temperatura bajó a 30 mil millones de grados, y la proporción de neutrones y protones cayó de 1 a 0,61. 1 segundo después, la temperatura bajó a 100 mil millones de grados. A medida que la densidad disminuye, los neutrinos ya no están en equilibrio térmico y comienzan a escapar hacia afuera. Los pares electrón-positrón comienzan a sufrir reacciones de aniquilación, y la proporción de neutrones a protones cae aún más a 0,3. Pero en este momento, debido a que la temperatura aún es demasiado alta, la fuerza nuclear aún no es suficiente para unir los neutrones y los protones.
13,8 segundos después del Big Bang, la temperatura bajó a 3 mil millones de grados. En este momento, los protones y neutrones pueden formar núcleos tan estables como el deuterio y el helio. Después de 35 minutos, la temperatura bajó a 300 millones de grados y el proceso nuclear se detuvo. Pero debido a la temperatura más alta, los protones aún no pueden combinarse con los electrones para formar átomos neutros. Unos 300.000 años después del Big Bang, comenzaron a formarse átomos. En este momento, la temperatura ha bajado a 3000 grados y los enlaces químicos son suficientes para unir la mayoría de los electrones libres en los átomos neutros.
En esta etapa, el componente principal del universo es la materia gaseosa, que se condensa lentamente en nubes de gas de alta densidad y luego forma varios sistemas estelares. Estos sistemas estelares han pasado por una larga evolución y se han convertido en el universo que la gente ve hoy. La evolución de las estrellas en la galaxia produjo elementos como carbono, oxígeno, silicio y hierro.
Para resolver algunas dificultades encontradas por el modelo cosmológico del Big Bang a la hora de explicar el estado primitivo del universo, a principios de los años 1980 se propuso la cosmología inflacionaria.
La descripción teórica del volumen de Hubble concuerda bastante con el modelo estándar del Big Bang, excepto durante los primeros 10 a 30 segundos después del Big Bang, pero la descripción de los primeros momentos es bastante diferente.
Según el modelo inflacionario, el universo experimentó una expansión muy rápida (llamada "inflación") en un período de tiempo muy corto. Durante este breve período de tiempo, la materia se encuentra en un extraño estado conocido como "falso vacío". Debido a la repulsión gravitacional provocada por el falso vacío, el universo se expande exponencialmente, duplicando su tamaño cada 10-34 segundos. En esta asombrosa explosión, toda la masa y energía del universo se creó a partir de un completo vacío. En este nuevo modelo, la escala del universo primitivo es mucho menor que la del modelo estándar, y algunas de las dificultades del modelo estándar del Big Bang pueden explicarse fácilmente aquí.
El Big Bang en realidad comenzó a partir de la "singularidad". Los 10 a 43 segundos posteriores al Big Bang se denominan período de Planck. Durante este período, la escala del volumen del Hubble era incluso menor que la de un núcleo atómico: el radio era de sólo 10-23 cm, la densidad llegaba a 1090 kg/cm3 y la temperatura alcanzaba los 1032 grados.
Después de aproximadamente 65.438+500 millones de años de continua expansión y enfriamiento, el rango de volumen del Hubble ha alcanzado 65.438+500 millones de años luz, y su densidad material promedio es de sólo 2× 654,38+00-365.438+0 g /cm3, es decir, sólo se puede asignar un átomo de hidrógeno por metro cúbico de espacio. En comparación con el universo primitivo, la diferencia de escala entre el universo actual y el universo primitivo es 1061, la diferencia de densidad es 10124 y la diferencia de temperatura es 1032.
Buscando evidencia
Aunque el trabajo de Gamov y Alpha en 1948 sentó las bases teóricas de la cosmología del Big Bang, no estaba respaldado por observaciones. Algunas de las opiniones no fueron vistas en. El tiempo es inaceptable en el futuro, especialmente el estado físico extremo y la intensidad del proceso de cambio en el universo primitivo son inimaginables. Así que esta teoría fue casi olvidada en la década de 1950, desde 65438 hasta principios de la década de 1960, con el progreso del trabajo teórico y algunas observaciones importantes en las observaciones, la cosmología del Big Bang fue cada vez más aceptada por la comunidad académica.
En primer lugar, el descubrimiento de la regresión cósmica en galaxias extragalácticas y de la ley de Hubble apoya firmemente la teoría de que el universo nació en el Big Bang. Según la ley de Hubble, la edad del universo es de aproximadamente 65,438+500 millones de años, y todos los cuerpos celestes del universo no pueden exceder este número. Según la teoría de la astrofísica, especialmente la teoría de la evolución estelar, la edad de las galaxias y estrellas más antiguas es de entre 13 y 14 mil millones de años. El Sol tiene unos 5 mil millones de años y las rocas más antiguas de la Tierra tienen unos 4 mil millones de años. Estos resultados de datación pueden ubicarse en un buen marco de series temporales para la evolución general del universo después del Big Bang.
Otra fuerte evidencia observacional que respalda la teoría del Big Bang es la llamada "radiación de fondo de microondas". Según la teoría moderna del Big Bang, la temperatura del universo se ha ido expandiendo y enfriando desde 1032 grados durante el período de Planck hasta 1.500 millones de años. La temperatura actual es de sólo unos 3 grados centígrados y las bandas de microondas en diferentes direcciones de observación deberían ser isotrópicas. Esta predicción teórica fue propuesta por el equipo de investigación del profesor R. Dicke en la Universidad de Princeton en la década de 1960.
A principios de la década de 1960, dos científicos de los Laboratorios Bell Telephone de Estados Unidos, Penzias y R. W. Wilson, construyeron una antena altamente sensible para mejorar las capacidades de comunicación por satélite y medir las fuentes de ruido en el cielo. En sus experimentos, descubrieron que después de deducir los efectos de fuentes de ruido conocidas, como la absorción atmosférica de la Tierra y el ruido del suelo, todavía había ruido de microondas residual inexplicable.
En 1965, determinaron que la temperatura de la radiación de microondas era de aproximadamente 3 kHz y se distribuía isotrópicamente y no cambiaba con el tiempo de observación. Si bien no pudieron explicar el ruido, sí pudieron concluir que no podía provenir de ninguna fuente específica de radiación.
En ese momento, las predicciones teóricas sobre la radiación de fondo de microondas de Dick y otros llegaron a los Laboratorios Bell, y las dos partes rápidamente establecieron contacto y llevaron a cabo análisis y discusiones. Finalmente se convencieron de que este ruido sin fuente era exactamente lo que el equipo de Dick había predicho y estaba buscando: la radiación cósmica de fondo de microondas. Este descubrimiento fue un gran logro de la astronomía del siglo XX, a partir del cual se pudo captar información importante sobre la creación temprana del universo. Penzias y Wilson ganaron juntos el Premio Nobel de Física en 1978.
Otra evidencia de que el universo se originó a partir del Big Bang está relacionada con la formación de elementos químicos.
Como se mencionó anteriormente, en la etapa inicial después del nacimiento del universo, como 1 segundo después del big bang, la temperatura del universo alcanzó los 100 mil millones de grados. Debido a que la temperatura es demasiado alta, los protones y neutrones no pueden combinarse para formar núcleos estables. En este momento, el estado material del universo es como una olla de sopa de partículas elementales, con protones, neutrones y electrones. A medida que la temperatura desciende aún más, 13,8 segundos después de la explosión comienzan a formarse núcleos atómicos estables como el deuterio y el helio, y en este momento también comienza la formación de elementos químicos.
Los cálculos teóricos muestran que el proceso de formación de núcleos de helio dura unos 3 minutos. Durante este período, alrededor del 23% al 27% de la masa de materia se polimeriza en helio, todos los neutrones disponibles se consumen al mismo tiempo y los núcleos atómicos restantes, es decir, los protones que no han participado en la polimerización, forma naturalmente núcleos de hidrógeno. Esta teoría predice que el universo debería estar compuesto por aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 25% de helio, lo que concuerda bien con las mediciones.
Las reacciones nucleares primarias en el universo primitivo también pueden haber producido cantidades muy pequeñas de elementos más pesados como el litio y el carbono. A excepción del hidrógeno y el helio, la cantidad total de otros elementos pesados conocidos actualmente es menos del 1% de la materia visible en el universo. La mayoría de ellos no son productos del Big Bang, sino que se formaron posteriormente en el interior de las estrellas. Son arrojadas al espacio por explosiones de supernovas y se convierten en materia prima para la formación de la próxima generación de estrellas.
La cosmología del Big Bang ha explicado con éxito algunos hechos de observación muy importantes y se ha ganado el favor de la mayoría de los astrónomos. Sin embargo, desde finales de los años 1980, han surgido varias observaciones nuevas que desafían esta teoría. Los estudiosos con puntos de vista opuestos criticaron esto, mientras que los cosmólogos del Big Bang continuaron desarrollando la teoría para racionalizar aún más los hechos recientemente observados.
El posible fin del universo
El metabolismo, la vida debe llevar a la muerte, esta es una ley objetiva irresistible de la naturaleza. Según la teoría del Big Bang, el universo tiene un comienzo en el espacio y el tiempo, que es el momento del Big Bang. Antes de eso, no existía el concepto de espacio y tiempo, por lo que no existía el "antes". Aunque este concepto es incompatible con cómo se sienten las personas en su vida diaria, según The Big Bang Theory. Mientras se admita esto, la gente se preguntará: ¿dónde está el fin último del universo? ¿Cuándo ocurrió? ¿Qué tipo de Estado será? Este es el fin del universo.
El proceso de expansión después del big bang es una lucha entre la gravedad y la repulsión. La energía generada por la explosión es una fuerza repulsiva que mantiene alejados a los cuerpos celestes del universo. Existe una atracción gravitacional entre los cuerpos celestes que impide que los cuerpos celestes se alejen o incluso intenten acercarlos entre sí. La gravedad está relacionada con la masa de los cuerpos celestes, por lo que si el universo eventualmente se expande después del Big Bang o deja de expandirse y luego se contrae depende completamente de la densidad de la materia en el universo.
Teóricamente existe una densidad crítica. Si la densidad promedio de materia en el universo es menor que la densidad crítica, el universo continuará expandiéndose, lo que se llama universo abierto, si la densidad promedio de materia es mayor que la densidad crítica, el proceso de expansión se detendrá tarde o temprano; más tarde, y luego se reducirá, lo que es el llamado universo cerrado.
El problema parece sencillo, pero no lo es. La densidad crítica teóricamente calculada es de 5×10-30g/cm3. Pero determinar la densidad media de la materia en el universo no es tan fácil. Existe un vasto espacio intergaláctico entre galaxias. Si la masa de toda la materia luminosa observada actualmente se distribuye uniformemente por todo el universo, la densidad media será de sólo 2×10-31g/cm3, cifra muy inferior a la densidad crítica antes mencionada.
Sin embargo, diversas evidencias muestran que aún existe en el universo la llamada materia oscura, no observada, y su cantidad puede superar con creces la de materia visible, lo que aporta una gran incertidumbre a la determinación de la densidad media. Por lo tanto, sigue siendo un tema controvertido si la densidad media del universo es realmente menor que la densidad crítica. Sin embargo, en la actualidad, es más probable que abra el universo. Así que primero echemos un vistazo a la apertura del universo.
Cuando las estrellas evolucionan a una etapa posterior, arrojarán algo de material (gas) al espacio interestelar, y estos gases pueden usarse para formar la próxima generación de estrellas. Este proceso consume cada vez menos gas, por lo que eventualmente no se pueden formar nuevas estrellas. Después de 1014 años, todas las estrellas perderán su brillo y el universo se oscurecerá. Al mismo tiempo, las estrellas seguirán escapando de la galaxia debido a las interacciones, y la galaxia también se reducirá debido a la pérdida de energía. Esto crea un agujero negro en la parte central, que crece devorando las estrellas que pasan por él.
Después de 1017 ~ 1018, todo lo que queda en una galaxia son agujeros negros y algunas estrellas muertas dispersas. En este punto, los protones que componen la estrella ya no son estables. Cuando el universo alcanzó los 1024 años, los protones comenzaron a descomponerse en fotones y varios leptones.
En 1032, este proceso de desintegración se completó y solo quedaron en el universo fotones, leptones y algunos agujeros negros enormes.
Después de 10.100 años, las partículas de alta energía escaparán del enorme agujero negro a través de la evaporación y eventualmente desaparecerán por completo, y el universo volverá a la oscuridad. Puede que este sea el fin del universo, pero todavía se está expandiendo lentamente.
¿Qué pasará si el universo se cierra? En un universo cerrado, el tiempo de finalización del proceso de expansión depende de la densidad media del universo. Si se supone que la densidad promedio es el doble de la densidad crítica, entonces, según un modelo teórico simple, dentro de 40 a 50 mil millones de años, cuando el radio del universo se expanda a aproximadamente el doble de su tamaño actual, la gravedad comenzará a tomar el control, la gravedad La expansión se detendrá y luego el universo comenzará a encogerse.
En el futuro, la situación será casi como una película cósmica proyectada al revés, con todos los cambios importantes que ocurrieron en el universo después del Big Bang revertidos. Después de decenas de miles de millones de años de contracción, la densidad media del universo ha vuelto aproximadamente a su estado actual. Sin embargo, la recesión de las galaxias más alejadas de la Tierra es reemplazada por movimientos más cercanos a la Tierra. En unos pocos miles de millones de años, la radiación de fondo del universo aumentará a 400 kHz y seguirá aumentando, por lo que el universo se volverá muy caliente, denso y se encogerá cada vez más rápido.
Durante el proceso de colapso, las galaxias se fusionarán entre sí y las estrellas chocarán con frecuencia. Una vez que la temperatura del universo aumenta a 4000 kHz, los electrones se disocian de los átomos; cuando la temperatura alcanza varios millones de grados, todos los neutrones y protones se separan de los núcleos atómicos. Pronto, el universo entró en la etapa de "Big Crunch", y toda la materia y la radiación fueron rápidamente absorbidas en una densidad infinitamente alta y un espacio infinitamente pequeño, volviendo al estado en el que ocurrió el Big Bang.
La gente puede pensar que el fin del universo abierto es mejor que el fin del universo cerrado, porque en teoría, mientras existan galaxias y grandes agujeros negros y giren, humanos altamente desarrollados o civilizaciones extraterrestres Siempre se puede extraer energía de él y seguir sobreviviendo. Una vez que se produce una gran contracción, todo parece estar condenado al fracaso. Pero después de todo, la gente todavía tiene decenas de miles de millones de años para pensar en este problema. Deben creer en el progreso de la ciencia y la tecnología y en las capacidades de desarrollo humano, y no hay necesidad de preocuparse innecesariamente. Da la bienvenida a cada hermoso mañana y haz tu propia contribución. Esto es lo que la gente debería hacer.