mecanismo Affleck – Dine ( mecanismo AD ) es un mecanismo postulado para explicar la bariogénesisdurante el Universo primordial que sigue inmediatamente al Big Bang . Por lo tanto, el mecanismo AD puede explicar la asimetría entre la materia y la antimateria en el Universo actual. Fue propuesto en 1985 por Ian Afflecky Michael Dine de la Universidad de Princeton. [1]
En la teoría de la supersimetría de la física de partículas , los quarks y los leptones tienen socios escalares que llevan números de bariones y leptones . A medida que estos últimos se convierten en fermiones durante el Universo temprano, el número neto de bariones que llevan puede formar el exceso observado actualmente de bariones comunes. Esto ocurre debido a las interacciones de los escalares con el campo de inflaton , lo que resulta en violaciones de CP . [2] [3]
El mecanismo de AD debe haber ocurrido durante o después del evento de recalentamiento que siguió a la inflación cósmica . Esto puede explicar por qué la masa neta de la materia normal y la materia oscura están aparentemente tan cerca unas de otras, en lugar de ser muy diferentes.
En la cosmología física , la edad del universo es el tiempotranscurrido desde el Big Bang . La medición actual de la edad del universo es 13.799 ± 0.021 billones (10 9 ) años dentro del modelo de concordancia Lambda-CDM . [1] [2] La incertidumbre se ha reducido a 21 millones de años, en base a una serie de proyectos que dan cifras extremadamente cercanas para la edad. Estos incluyen estudios de la radiación de fondo de microondas y mediciones de Planck.nave espacial , la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson y otras sondas. Las mediciones de la radiación de fondo cósmica dan el tiempo de enfriamiento del universo desde el Big Bang [3] y las mediciones de la tasa de expansión del universo se pueden usar para calcular su edad aproximada extrapolando hacia atrás en el tiempo.
Explicación [ editar ]
El modelo de concordancia Lambda-CDM describe la evolución del universo desde un estado primordial muy denso y uniforme hasta su estado actual en un lapso de aproximadamente 13.8 mil millones de años [4] de tiempo cosmológico . Este modelo es bien entendido teóricamente y está fuertemente respaldado por recientes observaciones astronómicas de alta precisión como WMAP . En contraste, las teorías del origen del estado primordial siguen siendo muy especulativas. Si uno extrapola el modelo Lambda-CDM hacia atrás desde el primer estado bien entendido, rápidamente (en una pequeña fracción de segundo) alcanza una singularidad . Esto se conoce como la " singularidad inicial " o el " Big Bang".singularidad ". Esta singularidad no se entiende por tener un significado físico en el sentido habitual, pero es conveniente citar los tiempos medidos" desde el Big Bang "aunque no correspondan a un tiempo físicamente medible. Por ejemplo," 10 - 6 segundos después del Big Bang "es una era bien definida en la evolución del universo. Si uno se refiriera a la misma era como" 13.8 billones de años menos 10 −6 segundos atrás ", la precisión del significado se perdería porque la última minúscula intervalo de tiempo es eclipsado por la incertidumbre en el primero.
Aunque el universo en teoría podría tener una historia más larga, la Unión Astronómica Internacional [5]actualmente utiliza la "edad del universo" para indicar la duración de la expansión Lambda-CDM, o el equivalente del tiempo transcurrido desde el Big Bang en el observable actual. universo .
Límites de observación [ editar ]
Dado que el universo debe ser al menos tan antiguo como las cosas más antiguas en él, hay una serie de observaciones que ponen un límite inferior a la edad del universo; estos incluyen la temperatura de las enanas blancas más frías , que se enfrían gradualmente a medida que envejecen, y el punto de apagado más tenue de las estrellas de la secuencia principal en grupos (las estrellas de menor masa pasan una mayor cantidad de tiempo en la secuencia principal, por lo que las estrellas de menor masa) que han evolucionado a partir de la secuencia principal establecen una edad mínima).
Parámetros cosmológicos [ editar ]
El problema de determinar la edad del universo está estrechamente relacionado con el problema de determinar los valores de los parámetros cosmológicos. Hoy en día, esto se lleva a cabo en gran medida en el contexto del modelo ΛCDM , donde se supone que el universo contiene materia normal (barónica), materia oscura oscura , radiación (incluidos fotones y neutrinos ) y una constante cosmológica . La contribución fraccional de cada uno a la densidad de energía actual del universo está dada por los parámetros de densidad Ω m , Ω r , y Ω Λ. El modelo completo de ΛCDM se describe mediante una serie de otros parámetros, pero para el propósito de calcular su edad estos tres, junto con el parámetro Hubble , son las mas importantes.
Si uno tiene mediciones precisas de estos parámetros, entonces la edad del universo se puede determinar usando la ecuación de Friedmann . Esta ecuación relaciona la tasa de cambio en el factor de escala a ( t ) con el contenido de materia del universo. Cambiando esta relación, podemos calcular el cambio en el tiempo por cambio en el factor de escala y así calcular la edad total del universo mediante la integración de esta fórmula. La edad t 0 viene dada por una expresión de la forma.
dónde es el parámetro de Hubble y la función F depende solo de la contribución fraccional al contenido de energía del universo que proviene de varios componentes. La primera observación que se puede hacer de esta fórmula es que es el parámetro de Hubble el que controla esa edad del universo, con una corrección que surge del contenido de materia y energía. Entonces, una estimación aproximada de la edad del universo proviene del tiempo del Hubble , la inversa del parámetro del Hubble. Con un valor paraalrededor de 68 km / s / Mpc , el tiempo de Hubble se evalúa para= 14.4 mil millones de años. [6]
Para obtener un número más preciso, se debe calcular el factor de corrección F. En general, esto debe hacerse numéricamente, y los resultados para un rango de valores de parámetros cosmológicos se muestran en la figura. Para los valores de Planck (Ω m , Ω Λ ) = (0.3086, 0.6914), que se muestran en el recuadro en la esquina superior izquierda de la figura, este factor de corrección es aproximadamente F = 0.956. Para un universo plano sin ninguna constante cosmológica, que se muestra por la estrella en la esquina inferior derecha, F = 2 / 3 es mucho más pequeño y por lo tanto el universo es más joven para un valor fijo del parámetro Hubble. Para hacer esta figura, Ω rse mantiene constante (aproximadamente equivalente a mantener constante la temperatura del CMB ) y el parámetro de densidad de curvatura se fija mediante el valor de los otros tres.
Aparte del satélite Planck, la Sonda de Anisotropía de Microondas de Wilkinson ( WMAP ) fue fundamental para establecer una edad precisa del universo, aunque otras mediciones deben plegarse para obtener un número exacto. Las mediciones de CMB son muy buenas para limitar el contenido de materia Ω m [7] y el parámetro de curvatura Ω k . [8] No es tan sensible a Ω Λ directamente, [8] en parte porque la constante cosmológica se vuelve importante solo a un bajo desplazamiento al rojo. Las determinaciones más precisas del parámetro H 0 de Hubble provienen de las supernovas de Tipo Ia. La combinación de estas mediciones lleva al valor generalmente aceptado para la edad del universo citado anteriormente.
La constante cosmológica hace que el universo sea "antiguo" para valores fijos de los otros parámetros. Esto es significativo, ya que antes de que la constante cosmológica fuera aceptada en general, el modelo del Big Bang tenía dificultades para explicar por qué los cúmulos globulares en la Vía Láctea parecían ser mucho más antiguos que la edad del universo, calculados a partir del parámetro Hubble y un universo de solo materia. . [9] [10] La introducción de la constante cosmológica permite que el universo sea más antiguo que estos grupos, además de explicar otras características que el modelo cosmológico de solo materia no podría. [11]
WMAP [ editar ]
La NASA 's WMAP (WMAP) del proyecto de publicación de los datos de nueve años en 2012 estimó la edad del universo sea (13,772 ± 0,059) × 10 9 años (13,772 mil millones de años, con una incertidumbre de más o menos 59 millones de años ). [3]
Sin embargo, esta edad se basa en el supuesto de que el modelo subyacente del proyecto es correcto; Otros métodos para estimar la edad del universo podrían dar diferentes edades. Suponiendo que un fondo adicional de partículas relativistas, por ejemplo, puede ampliar las barras de error de la restricción WMAP en un orden de magnitud. [12]
Esta medición se realiza utilizando la ubicación del primer pico acústico en el espectro de potencia de fondo de microondas para determinar el tamaño de la superficie de desacoplamiento (tamaño del universo en el momento de la recombinación). El tiempo de viaje de la luz a esta superficie (dependiendo de la geometría utilizada) produce una edad confiable para el universo. Suponiendo la validez de los modelos utilizados para determinar esta edad, la precisión residual produce un margen de error cercano al uno por ciento. [13]
Planck [ editar ]
En 2015, la Colaboración Planck estimó que la edad del universo era de 13.813 ± 0.038 mil millones de años, un poco más alta pero dentro de las incertidumbres de la cifra anterior derivada de los datos de WMAP. Al combinar los datos de Planck con datos externos, la mejor estimación combinada de la edad del universo es (13.799 ± 0.021) × 10 9 años . [1] [2]
| Parámetro | Símbolo | TT + lowP límites del 68% | TT + lowP + de lente 68% límites | TT + lowP + lensing + ext límites del 68% | TT, TE, EE + lowP 68% límites | TT, TE, EE + lowP + lensing límites del 68% | TT, TE, EE + lowP + lensing + ext límites del 68% |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Edad del universo (Ga) | 13.813 ± 0.038 | 13.799 ± 0.038 | 13,796 ± 0,029 | 13.813 ± 0.026 | 13.807 ± 0.026 | 13.799 ± 0.021 | |
| Constante de Hubble (km / Mpc • s) | 67.31 ± 0.96 | 67.81 ± 0.92 | 67.90 ± 0.55 | 67.27 ± 0.66 | 67.51 ± 0.64 | 67.74 ± 0.46 |
Asunción de priores fuertes [ editar ]
Calcular la edad del universo es preciso solo si las suposiciones integradas en los modelos que se utilizan para estimarlo también son precisas. Esto se conoce como antecedentes fuertes y esencialmente implica eliminar los errores potenciales en otras partes del modelo para que la precisión de los datos de observación real se incluya directamente en el resultado final. Aunque este no es un procedimiento válido en todos los contextos (como se señala en la advertencia que se acompaña: "basado en el hecho de que hemos asumido que el modelo subyacente que usamos es correcto" [ cita requerida ] ), la edad dada es, por lo tanto, exacta al error especificado (ya que este error representa el error en el instrumento utilizado para recopilar la entrada de datos sin procesar en el modelo).
La edad del universo basado en el mejor ajuste a Planck 2015 los datos por sí sola es 13.813 ± 0,038 billón años (la estimación de 13.799 ± 0,021 billón años usos de Gauss priores en base a las estimaciones anteriores de otros estudios para determinar la incertidumbre combinada). Este número representa una medida "directa" precisa de la edad del universo (otros métodos típicamente involucran la ley de Hubble)y la edad de las estrellas más antiguas en cúmulos globulares, etc.). Es posible utilizar diferentes métodos para determinar el mismo parámetro (en este caso, la edad del universo) y llegar a diferentes respuestas sin superposición en los "errores". Para evitar mejor el problema, es común mostrar dos conjuntos de incertidumbres; uno relacionado con la medición real y el otro relacionado con los errores sistemáticos del modelo utilizado.
Por lo tanto, un componente importante para el análisis de los datos utilizados para determinar la edad del universo (por ejemplo, de Planck ) es utilizar un análisis estadístico bayesiano , que normaliza los resultados en función de los antecedentes (es decir, el modelo). [13] Esto cuantifica cualquier incertidumbre en la precisión de una medición debido a un modelo particular utilizado. [14] [15]
Historia [ editar ]
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En el siglo XVIII, comenzó a aparecer el concepto de que la edad de la Tierra era millones, si no miles de millones de años. Sin embargo, la mayoría de los científicos a lo largo del siglo XIX y en las primeras décadas del siglo XX presumieron que el universo en sí era Estable y eterno, tal vez las estrellas iban y venían, pero no se producían cambios a la escala más grande conocida en ese momento.
Las primeras teorías científicas que indicaron que la edad del universo podría ser finita fueron los estudios de termodinámica , formalizados a mediados del siglo XIX. El concepto de entropía dicta que si el universo (o cualquier otro sistema cerrado) fuera infinitamente antiguo, entonces todo dentro estaría a la misma temperatura y, por lo tanto, no habría estrellas ni vida. Ninguna explicación científica para esta contradicción fue expuesta en ese momento.
En 1915, Albert Einstein publicó la teoría de la relatividad general [16] y en 1917 construyó el primer modelo cosmológico basado en su teoría. Para mantenerse coherente con un universo de estado estable, Einstein agregó lo que más tarde se llamó una constante cosmológica a sus ecuaciones. Sin embargo, ya en 1922, utilizando también la teoría de Einstein, Alexander Friedmann y, independientemente, cinco años después, Georges Lemaître , demostraron que el universo no puede ser estático y debe expandirse o contraerse. El modelo de Einstein de un universo estático también resultó inestable por Arthur Eddington .
El primer indicio de observación directa de que el universo tiene una edad finita provino de las observaciones de " velocidades de recesión ", principalmente de Vesto Slipher , combinadas con distancias a las " nebulosas " ( galaxias ) de Edwin Hubble en un trabajo publicado en 1929. [17 ] a principios del siglo 20, el Hubble y otros resuelven estrellas individuales dentro de cierta nebulosas, determinando así que eran galaxias, similares a, pero exteriores a nuestra Vía Láctea . Además, estas galaxias eran muy grandes y estaban muy lejos. Los espectrostomados de estas galaxias distantes mostraron un cambio de color rojo en sus líneas espectralespresumiblemente causado por el efecto Doppler , lo que indica que estas galaxias se estaban alejando de la Tierra. Además, cuanto más lejos parecían estar estas galaxias (cuanto más débiles nos parecían), mayor era su desplazamiento al rojo, y por lo tanto, más rápido parecían alejarse. Esta fue la primera evidencia directa de que el universo no es estático sino que se está expandiendo. La primera estimación de la edad del universo provino del cálculo de cuándo todos los objetos deben haber comenzado a acelerar desde el mismo punto. El valor inicial de Hubble para la edad del universo era muy bajo, ya que se suponía que las galaxias estaban mucho más cerca de lo que las observaciones posteriores consideraban que eran.
La primera medición razonablemente precisa de la tasa de expansión del universo, un valor numérico ahora conocido como la constante de Hubble , fue realizada en 1958 por el astrónomo Allan Sandage . [18] Su valor medido para la constante de Hubble estuvo muy cerca del rango de valores generalmente aceptado hoy.
Sin embargo, Sandage, como Einstein, no creía sus propios resultados en el momento del descubrimiento. Su valor para la edad del universo [ se necesita más explicación ] era demasiado corto para conciliarlo con la edad de 25 mil millones de años estimada en ese momento para las estrellas más antiguas conocidas . Sandage y otros astrónomos repitieron estas medidas varias veces, intentando reducir la constante de Hubble y así aumentar la edad resultante para el universo. Sandage incluso propuso nuevas teorías de la cosmogonía para explicar esta discrepancia. Este problema se resolvió finalmente mediante mejoras en los modelos teóricos utilizados para estimar las edades de las estrellas. A partir de 2013, utilizando los últimos modelos para la evolución estelar, la edad estimada delLa estrella más antigua conocida es de 14.46 ± 0.8 mil millones de años. [19]
El descubrimiento de la radiación de fondo cósmico de microondas anunciado en 1965 [20] finalmente llevó a un final efectivo a la incertidumbre científica restante sobre el universo en expansión. Fue un resultado casual del trabajo de dos equipos separados por menos de 60 millas. En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson intentaban detectar ecos de ondas de radio con una antena supersensible. La antena detectó persistentemente un ruidobajo, constante y misterioso en la región de microondas que se extendió uniformemente sobre el cielo, y estuvo presente día y noche. Después de la prueba, se aseguraron de que la señal no provenía de la Tierra , el Sol., o nuestra galaxia , pero desde fuera nuestra propia galaxia, pero no pudo explicarlo. Al mismo tiempo, otro equipo, Robert H. Dicke , Jim Peebles y David Wilkinson , intentaban detectar el ruido de bajo nivel que podría quedar del Big Bang y podría probar si la teoría del Big Bang era correcta. Los dos equipos se dieron cuenta de que el ruido detectado era en realidad radiación proveniente del Big Bang, y que esto era una fuerte evidencia de que la teoría era correcta. Desde entonces, muchas otras pruebas han fortalecido y confirmado esta conclusión, y han refinado la edad estimada del universo a su cifra actual.
Las sondas espaciales WMAP, lanzadas en 2001, y Planck , lanzadas en 2009, produjeron datos que determinan la constante de Hubble y la edad del universo independiente de las distancias de la galaxia, eliminando la mayor fuente de error.
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