La idea de la teoría de cuerdas de un universo en expansión

Albert Einstein fue influenciado por el concepto de un universo inmutable. Su teoría de la relatividad general predice un universo dinámico - que cambió sustancialmente con el tiempo - por lo que introdujo un término, llamado el constante cosmológica,

en la teoría de que el universo estático y eterno. Este término representa una forma de gravedad repulsiva que exactamente compensado la fuerza atractiva de la gravedad, y que resultaría ser un error cuando, varios años más tarde, el astrónomo Edwin Hubble descubrió que el universo se estaba expandiendo. Incluso hoy en día, la consecuencia de la constante cosmológica en la relatividad general tiene un enorme impacto en la física, haciendo que los teóricos de cuerdas a repensar toda su enfoque.

El descubrimiento de que la energía y la presión de tener la gravedad

En la gravedad de Newton, cuerpos con masa se atraen entre sí. La relatividad de Einstein demostró que la masa y la energía estaban relacionados. Por lo tanto, la masa y la energía tanto ejercen influencia gravitatoria. No sólo eso, sino que era posible que el espacio mismo podría ejercer una presión que combado espacio. Se construyeron varios modelos para mostrar cómo esta energía y la presión afectaban a la expansión y contracción del espacio.

Cuando Einstein creó su primer modelo basado en la teoría general de la relatividad, se dio cuenta de que implicaba un universo en expansión. En ese momento, nadie tenía razón especial para pensar que el universo se estaba expandiendo, y Einstein asumió que se trataba de una falla en su teoría.

Ecuaciones relatividad general de Einstein permitieron la adición de un término extra sin dejar de ser matemáticamente viable. Einstein encontró que este término podría representar una energía positiva (o presión negativa) distribuidos uniformemente en todo el tejido de espacio-tiempo, que actuaría como un antigravedad, o la forma repulsiva de gravedad. Este término fue elegido para cancelar precisamente por la contracción del universo, por lo que el universo sería estática (o que no cambia en el tiempo).

En 1917, el mismo año Einstein publicó sus ecuaciones que contienen la constante cosmológica, físico holandés Willem de Sitter las aplicaron a un universo sin materia, en la que lo único que existe es la energía del vacío - el propio constante cosmológica. Incluso en un universo que contiene no importa en absoluto, esto significa que el espacio se expandirá.

Un espacio de Sitter tiene un valor positivo para la constante cosmológica, que también puede ser descrito como una curvatura positiva del espacio-tiempo. Un modelo similar con una constante cosmológica negativa (o una curvatura negativa, en la que la expansión se está desacelerando) se llama anti-de Sitter espacio.

En 1922, el físico ruso Aleksandr Friedmann dio la mano para resolver los complicados ecuaciones de la relatividad general, pero decidió hacerlo en el caso más general mediante la aplicación de la principio cosmológico (que puede ser visto como un caso más general del principio copernicano), que consiste en dos supuestos:

• El universo se ve igual en todas las direcciones (es isotrópico).

• El universo es uniforme, no importa a donde vaya (es homogénea).

Con estos supuestos, las ecuaciones se vuelven mucho más simple. Modelo original de Einstein y el modelo de De Sitter tanto terminó siendo casos especiales de este análisis más general. Friedmann fue capaz de definir la solución en función de sólo tres parámetros:

• La constante de Hubble (la tasa de expansión del universo)

• Lambda (la constante cosmológica)

• Omega (densidad media materia en el universo)

A día de hoy, los científicos están tratando de determinar estos valores con la mayor precisión posible, pero incluso sin valores reales pueden definir tres soluciones posibles. Cada solución coincide con una cierta " la geometría " de espacio, que puede ser representado de una manera simplificada por el espacio de manera naturalmente curvas en el universo, como se muestra en la Figura 9-2.

• Universo cerrado: Hay suficiente materia en el universo que la gravedad con el tiempo superar la expansión del espacio. La geometría de tal universo es una curvatura positiva, como la esfera en la imagen de la izquierda en la siguiente figura. (Esto coincide con el modelo original de Einstein sin una constante cosmológica.)

• Abrir universo: No hay suficiente materia para detener la expansión, por lo que el universo continuará expandiéndose para siempre a la misma velocidad. Este espacio-tiempo tiene una curvatura negativa, al igual que la forma de silla de montar se muestra en la imagen central en la figura siguiente.

• Universo plano: La expansión del universo y la densidad de la materia perfectamente equilibrar, por lo que la expansión del universo se ralentiza el tiempo, pero nunca se detiene por completo. Este espacio no tiene curvatura en general, como se muestra en la imagen más a la derecha de la figura siguiente. (Él mismo Friedmann no descubrió esta solución- se encontró años más tarde.)

  
  Tres tipos de universos: cerrados, abiertos y planos.

Estos modelos son muy simplificados, pero que tenían que ser porque las ecuaciones de Einstein se pusieron muy compleja en los casos en que el universo estaba poblado con una gran cantidad de la materia, y supercomputadoras todavía no existían para llevar a cabo todas las matemáticas (e incluso los físicos quieren seguir data de vez en cuando).

Hubble demuestra un universo en expansión

En 1927, el astrónomo Edwin Hubble demostró que el universo se está expandiendo. Si bien el estudio de galaxias distantes, se dio cuenta de que la luz de sus estrellas tenían una longitud de onda que se desplaza hacia el extremo rojo del espectro electromagnético. Esta es una consecuencia de la naturaleza ondulatoria de la luz - un objeto que se mueve (con respecto al observador) emite luz con una longitud de onda ligeramente diferente. (Si alguna vez has oído hablar de cambio de paso de una sirena cuando se acerca y te pasa, usted ha experimentado este efecto.)

Hubble vio este corrimiento al rojo en las estrellas que observó, causada no sólo por el movimiento de las estrellas, sino por la expansión del espacio-tiempo, y en 1929 determinó que la cantidad de cambio se relaciona con la distancia de la Tierra. Las estrellas más distantes se alejan más rápido que las estrellas cercanas. Espacio en sí fue expandiendo.

Es evidente que, en este caso, Einstein había equivocado y Friedmann había tenido razón para explorar todos los posibles escenarios predichos por la relatividad general. Einstein llamó la introducción de la constante cosmológica su " mayor error " y quitado de las ecuaciones. Desafortunadamente, Friedmann murió en 1925, por lo que nunca supo que tenía razón.