La expansión acelerada del universo es la observación de que la expansión del universo es tal que la velocidad a la que una galaxia distante se aleja del observador aumenta continuamente con el tiempo. [1] [2] [3] [4]
La expansión acelerada se descubrió en 1998, mediante dos proyectos independientes, el Proyecto de cosmología de Supernova y el Equipo de búsqueda de supernovas de alto Z , que utilizaron supernovas Ia de tipo distante para medir la aceleración. [5] [6] [7] La idea era que como las supernovas tipo 1a tienen casi el mismo brillo intrínseco (una vela estándar ), y como los objetos que están más alejados aparecen más tenues, podemos usar el brillo observado de estas supernovas para medir La distancia a ellos. La distancia puede compararse con el corrimiento al rojo cosmológico de la supernova , que mide cuánto se ha expandido el universo desde que se produjo la supernova. [8]El resultado inesperado fue que los objetos en el universo se están alejando de otro a una velocidad acelerada. Los cosmólogos en el momento esperaban que la velocidad de recesión siempre se desaceleraría a la atracción gravitatoria de la materia en el universo. Tres miembros de estos dos grupos han recibido premios Nobel por su descubrimiento. [9] Se ha encontrado evidencia confirmatoria en oscilaciones acústicas bariónicas y en análisis del agrupamiento de galaxias.
Se cree que la expansión acelerada del universo comenzó desde que el universo entró en su era dominada por la energía oscura hace aproximadamente 5 mil millones de años. [10] [notas 1] En el marco de la relatividad general, una expansión acelerada puede explicarse por un valor positivo de la constante cosmológica Λ , equivalente a la presencia de una energía de vacío positiva , denominada " energía oscura ". Si bien existen explicaciones alternativas posibles, la descripción que asume que la energía oscura ( Λ positiva ) se usa en el modelo estándar actual de cosmología , que también incluye materia oscura oscura.(CDM) y es conocido como el modelo Lambda-CDM .
Fondo [ editar ]
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En las décadas posteriores a la detección del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1965, [11] el modelo Big Bang se ha convertido en el modelo más aceptado que explica la evolución de nuestro universo. La ecuación de Friedmanndefine cómo la energía en el universo impulsa su expansión.
donde Κ representa la curvatura del universo , a ( t ) es el factor de escala , ρ es la densidad de energía total del universo y H es el parámetro de Hubble . [12]
Definimos una densidad crítica.
Entonces podemos reescribir el parámetro de Hubble como
donde los cuatro contribuyentes actualmente hipotéticos a la densidad de energía del universo son curvatura , materia , radiación y energía oscura . [13] Cada uno de los componentes disminuye con la expansión del universo (factor de escala creciente), excepto quizás el término de energía oscura. Son los valores de estos parámetros cosmológicos los que usan los físicos para determinar la aceleración del universo.
Donde la presión P está definida por el modelo cosmológico elegido. (ver modelos explicativos abajo)
Al mismo tiempo, los físicos estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron el llamado parámetro de desaceleración q 0 . [14] [ Página requerida ] Las observaciones actuales apuntan a que este parámetro de desaceleración es negativo.
Relación con la inflación [ editar ]
De acuerdo con la teoría de la inflación cósmica , el universo muy temprano sufrió un período de expansión muy rápida, casi exponencial. Si bien la escala de tiempo para este período de expansión fue mucho más corta que la de la expansión actual, este fue un período de expansión acelerada con algunas similitudes con la época actual.
Definición técnica [ editar ]
La definición de "expansión acelerada" es que la segunda derivada del factor de escala cósmica, , es positivo, lo que implica que el parámetro de desaceleración es negativo. Sin embargo, tenga en cuenta que esto noimplica que el parámetro de Hubble esté aumentando con el tiempo. Dado que el parámetro de Hubble se define como, de las definiciones se deduce que la derivada del parámetro de Hubble viene dada por
por lo que el parámetro Hubble disminuye con el tiempo a menos que . Observaciones preferidas, lo que implica que es positivo pero es negativo Esencialmente, esto implica que la velocidad de recesión cósmica de cualquier galaxia en particular aumenta con el tiempo, pero su relación velocidad / distancia sigue disminuyendo; por lo tanto, diferentes galaxias que se expanden a través de una esfera de radio fijo cruzan la esfera más lentamente en tiempos posteriores.
Se ve desde arriba que el caso de "aceleración / desaceleración cero" corresponde a es una función lineal de , , y .
Evidencia de aceleración [ editar ]
Para aprender acerca de la velocidad de expansión del universo, observamos la relación entre la magnitud y el cambio al rojo de los objetos astronómicos que usan velas estándar o su relación distancia-desplazamiento al rojo usando reglas estándar . También podemos observar el crecimiento de la estructura a gran escala y encontrar que los valores observados de los parámetros cosmológicos se describen mejor mediante modelos que incluyen una expansión acelerada.
Supernova observación [ editar ]
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La primera evidencia de aceleración provino de la observación de supernovas de Tipo Ia , que están explotando enanas blancas que han excedido su límite de estabilidad . Debido a que todos tienen masas similares, su luminosidad intrínseca es estandarizable. Se utilizan imágenes repetidas de áreas seleccionadas del cielo para descubrir las supernovas, luego las observaciones de seguimiento dan su brillo máximo, que se convierte en una cantidad conocida como distancia de luminosidad (consulte las medidas de distancia en cosmología para obtener detalles). [15] Las líneas espectrales de su luz se pueden usar para determinar su desplazamiento al rojo .
Para las supernovas con un desplazamiento al rojo inferior a alrededor de 0.1, o un tiempo de viaje de la luz inferior al 10 por ciento de la edad del universo, esto da una relación de desplazamiento de rojo a distancia casi lineal debido a la ley de Hubble . A distancias mayores, dado que la tasa de expansión del universo ha cambiado con el tiempo, la relación de desplazamiento al rojo de la distancia se desvía de la linealidad, y esta desviación depende de cómo haya cambiado la tasa de expansión a lo largo del tiempo. El cálculo completo requiere la integración por computadora de la ecuación de Friedmann, pero se puede dar una derivación simple de la siguiente manera: el corrimiento al rojo z da directamente el factor de escala cósmica en el momento en que explotó la supernova.
Así que una supernova con un desplazamiento hacia el rojo medido z = 0.5 implica el universo era 11 + 0,5 = 23de su tamaño actual cuando la supernova explotó. En el caso de expansión acelerada, es positivo por lo tanto Era más pequeño en el pasado que hoy. Así, un universo acelerado tardó más tiempo en expandirse de 2/3 a 1 vez su tamaño actual, en comparación con un universo no acelerado con constantey el mismo valor actual de la constante de Hubble. Esto resulta en un mayor tiempo de viaje de la luz, una mayor distancia y supernovas más débiles, que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess et al. encontraron que "las distancias de la SNe Ia de alto desplazamiento hacia el rojo eran, en promedio, 10% a 15% más lejos de lo esperado en un universo de baja densidad de masa Ω M = 0.2 sin una constante cosmológica". [16] Esto significa que las distancias medidas de desplazamiento al rojo alto eran demasiado grandes, en comparación con las cercanas, para un universo en desaceleración. [17]
Oscilaciones acústicas Baryon [ editar ]
En el universo temprano, antes de que tuviera lugar la recombinación y el desacoplamiento , los fotones y la materia existían en un plasma primordial . Se contraerían puntos de mayor densidad en el plasma de fotones y bariones, comprimidos por la gravedad hasta que la presión se hizo demasiado grande y se expandieron nuevamente. [14] [se necesita página ] Esta contracción y expansión crearon vibraciones en el plasma análogas a las ondas de sonido . Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente, se mantuvo en el centro de la onda de sonido, el origen de la sobredensidad original. Cuando ocurrió el desacoplamiento, aproximadamente 380,000 años después del Big Bang,[18] los fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente a través del universo, creando el fondo cósmico de microondas como lo conocemos. Esto dejó conchas de material bariónico en un radio fijo desde las densidades de materia oscura, una distancia conocida como el horizonte sonoro. A medida que pasaba el tiempo y el universo se expandía, fue en estas anisotropías de densidad de la materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Entonces, al observar las distancias a las que las galaxias en diferentes desplazamientos al rojo tienden a agruparse, es posible determinar una distancia de diámetro angular estándary usarla para compararla con las distancias predichas por diferentes modelos cosmológicos.
Se han encontrado picos en la función de correlación (la probabilidad de que dos galaxias estén separadas una cierta distancia) a 100 h −1 Mpc , [13] lo que indica que este es el tamaño del horizonte de sonido hoy, y comparándolo con el sonido En el momento del desacoplamiento (utilizando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo. [19]
Cúmulos de galaxias [ editar ]
La medición de las funciones de masa de los cúmulos de galaxias , que describen la densidad numérica de los cúmulos por encima de una masa umbral, también proporciona evidencia de energía oscura [ se necesita más explicación ] . [20] Al comparar estas funciones de masa con desplazamientos al rojo alto y bajo con los pronosticados por diferentes modelos cosmológicos, se obtienen valores para w y Ω m que confirman una baja densidad de materia y una cantidad de energía oscura no nula. [17]
Edad del universo [ editar ]
Dado un modelo cosmológico con ciertos valores de los parámetros de densidad cosmológica, es posible integrar las ecuaciones de Friedmann y derivar la edad del universo.
Al comparar esto con los valores medidos reales de los parámetros cosmológicos, podemos confirmar la validez de un modelo que se está acelerando ahora y tuvo una expansión más lenta en el pasado. [17]
Ondas gravitacionales como sirenas estándar [ editar ]
Los descubrimientos recientes de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO [21] [22] [23] no solo confirmaron las predicciones de Einstein, sino que también abrieron una nueva ventana al universo. Estas ondas gravitacionales pueden funcionar como una especie de sirenas estándar para medir la tasa de expansión del universo. Abbot et al. 2017 midió el valor constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. [21] Las amplitudes de la tensión 'h' dependen de las masas de los objetos que causan las ondas, las distancias desde el punto de observación y las frecuencias de detección de ondas gravitacionales. Las medidas de distancia asociadas dependen de los parámetros cosmológicos como la constante de Hubble para objetos cercanos [21]y dependerá de otros parámetros cosmológicos como la densidad de energía oscura, densidad de materia, etc. para fuentes distantes. [24] [23]
Modelos explicativos [ editar ]
Energía oscura [ editar ]
La propiedad más importante de la energía oscura es que tiene una presión negativa (acción repulsiva) que se distribuye de forma relativamente homogénea en el espacio.
donde c es la velocidad de la luz y ρ es la densidad de energía. Diferentes teorías de energía oscura sugieren diferentes valores de w , con w <- font="" nbsp="">13 para la aceleración cósmica (esto conduce a un valor positivo de ä en la ecuación de aceleración más arriba).
La explicación más simple para la energía oscura es que es una constante cosmológica o energía de vacío ; en este caso w = −1 . Esto lleva al modelo Lambda-CDM , que en general se conoce como el Modelo Estándar de Cosmología desde 2003 hasta el presente, ya que es el modelo más simple que está de acuerdo con una variedad de observaciones recientes. Riess et al. encontraron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecían los modelos en expansión con una constante cosmológica positiva ( Ω λ > 0 ) y una expansión acelerada actual ( q 0 <0 font=""> ). [dieciséis]
Energía fantasma [ editar ]
Las observaciones actuales permiten la posibilidad de que un modelo cosmológico contenga un componente de energía oscura con la ecuación de estado w <−1 . Esta densidad de energía fantasma se volvería infinita en un tiempo finito, causando una repulsión gravitacional tan enorme que el universo perdería toda la estructura y terminaría en un Big Rip . [25] Por ejemplo, para w = - 32 y H 0 = 70 km · s -1 · Mpc -1 , el tiempo restante antes de que el universo termina en este Big Rip es de 22 mil millones de años. [26]
Teorías alternativas [ editar ]
Hay muchas explicaciones alternativas para el universo acelerado. Algunos ejemplos son la quintaesencia , una forma propuesta de energía oscura con una ecuación de estado no constante, cuya densidad disminuye con el tiempo. Una cosmología de masas negativa no supone que la densidad de masa del universo sea positiva (como se hace en las observaciones de supernovas), y en su lugar encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la 'hipótesis más parsimoniosa' [27] [28] . El fluido oscuro es una explicación alternativa para acelerar la expansión que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. [29]Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitatoria repulsiva de la antimateria [30] [31] [32] o una desviación de las leyes gravitacionales de la relatividad general. La medición de la velocidad de la gravedad con el evento de onda gravitacional GW170817 descartó muchas teorías modificadas de la gravedad como una explicación alternativa a la energía oscura. [33] [34] [35]
Otro tipo de modelo, la conjetura de reacción, [36] [37] fue propuesto por el cosmólogo Syksy Räsänen: [38] la tasa de expansión no es homogénea, pero estamos en una región donde la expansión es más rápida que el fondo. Las inhomogeneidades en el universo temprano causan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que en promedio. Según la relatividad general, el espacio es menos curvo que en las paredes y, por lo tanto, parece tener más volumen y una mayor tasa de expansión. En las regiones más densas, la expansión se ve frenada por una mayor atracción gravitacional. Por lo tanto, el colapso hacia el interior de las regiones más densas parece lo mismo que una expansión acelerada de las burbujas, lo que nos lleva a concluir que el universo está experimentando una expansión acelerada.[39] El beneficio es que no requiere ninguna física nueva como la energía oscura. Räsänen no considera probable el modelo, pero sin ninguna falsificación, debe seguir siendo una posibilidad. Requeriría fluctuaciones de densidad bastante grande (20%) para funcionar. [38]
Una posibilidad final es que la energía oscura es una ilusión causada por algún sesgo en las mediciones. Por ejemplo, si estamos ubicados en una región del espacio más vacía que el promedio, la velocidad de expansión cósmica observada podría confundirse con una variación en el tiempo o la aceleración. [40] [41] [42] [43] Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro grupo local. Si bien son débiles, tales efectos considerados acumulativos durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de la aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja del Hubble . [44] [45] [46]Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo es una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros hacia el resto del universo, [47] [48] o que el tamaño de la muestra de supernovas utilizada no fue lo suficientemente grande. [49] [50]
Las teorías de las consecuencias para el universo [ editar ]
A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y la materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de la energía oscura (ver ecuación de estado ) y, eventualmente, la energía oscura domina. Específicamente, cuando la escala del universo se duplica, la densidad de la materia se reduce en un factor de 8, pero la densidad de la energía oscura casi no cambia (es exactamente constante si la energía oscura es una constante cosmológica ). [14] [se necesita página ]
En modelos donde la energía oscura es una constante cosmológica, el universo se expandirá exponencialmente con el tiempo en el futuro lejano, acercándose cada vez más a un espacio-tiempo de De Sitter . Esto conducirá eventualmente a que toda la evidencia de la desaparición del Big Bang, a medida que el fondo cósmico de microondas se reduzca a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. Eventualmente, su frecuencia será lo suficientemente baja como para ser absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, ser examinada de cualquier observador dentro de la galaxia. Esto ocurrirá cuando el universo tenga menos de 50 veces su edad actual, lo que llevará al final de la cosmología tal como lo conocemos a medida que el universo distante se oscurece. [51]
Un universo en constante expansión con una constante cosmológica distinta de cero tiene una densidad de masa que disminuye con el tiempo, hasta un punto indeterminado cuando se alcanza una densidad de materia cero. Toda la materia (electrones, protones y neutrones) se ionizaría y desintegraría, y los objetos se disiparían. [52]
Las alternativas para el destino final del universo incluyen el Big Rip mencionado anteriormente, un Big Bounce , Big Freeze o Big Crunch
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