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Expansión acelerada del universo

Lambda-CDM, expansión acelerada del universo . La línea de tiempo en este diagrama esquemático se extiende desde la era del Big Bang /inflación, hace 13.800 millones de años, ...

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Lambda-CDM, expansión acelerada del universo . La línea de tiempo en este diagrama esquemático se extiende desde la era del Big Bang /inflación,  hace 13.800 millones de años, hasta el presente tiempo cosmológico.

Las observaciones muestran que la expansión del universo se está acelerando , de modo que la velocidad a la que una galaxia distante se aleja del observador aumenta continuamente con el tiempo. [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] La expansión acelerada del universo fue descubierta en 1998 por dos proyectos independientes, el Supernova Cosmology Project y el High-Z Supernova Search Team , que utilizaron supernovas distantes de tipo Ia para medir la aceleración. [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ] La idea era que, como las supernovas de tipo Ia tienen casi el mismo brillo intrínseco (una candela estándar ), y dado que los objetos que están más lejos parecen más tenues, el brillo observado de estas supernovas puede usarse para medir la distancia a ellas. La distancia puede luego compararse con el corrimiento al rojo cosmológico de la supernova , que mide cuánto se ha expandido el universo desde que ocurrió la supernova; la ley de Hubble estableció que cuanto más lejos está un objeto, más rápido se aleja. El resultado inesperado fue que los objetos en el universo se alejan unos de otros a un ritmo acelerado. Los cosmólogos de la época esperaban que la velocidad de recesión siempre estuviera disminuyendo, debido a la atracción gravitatoria de la materia en el universo. Tres miembros de estos dos grupos han sido posteriormente galardonados con el Premio Nobel por su descubrimiento. [ 7 ] Se han encontrado pruebas confirmatorias en las oscilaciones acústicas de bariones y en los análisis del agrupamiento de galaxias .

Se cree que la expansión acelerada del universo comenzó cuando el universo entró en su era dominada por la energía oscura  hace aproximadamente 5 mil millones de años. [ 8 ] [ nota 1 ] Dentro del marco de la relatividad general , una expansión acelerada puede explicarse mediante 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 energía oscura ( Λ positiva ) se utiliza en el modelo estándar de cosmología , que también incluye materia oscura fría (CDM) y se conoce como el modelo Lambda-CDM .

Fondo

En las décadas transcurridas desde la detección del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1965, [ 9 ] el modelo del Big Bang se ha convertido en el modelo más aceptado para explicar la evolución de nuestro universo. La ecuación de Friedmann define cómo la energía del universo impulsa su expansión.

H2=(a˙a)2=8πGRAMO3ρ−κdo2a2{\displaystyle H^{2}={\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)}^{2}={\frac {8{\pi }G}{3}}\rho -{\frac {{\kappa }c^{2}}{a^{2}}}} 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 . [ 10 ]

La densidad crítica se define como ρdo=3H28πGRAMO{\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8{\pi }G}}} y el parámetro de densidadΩ=ρρdo{\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}}}}

El parámetro de Hubble se puede reescribir entonces como H(a)=H0Ωka−2+Ωmetroa−3+Ωra−4+ΩDmia−3(1+w){\displaystyle H(a)=H_{0}{\sqrt {{\Omega _{k}a^{-2}+\Omega }_{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{\mathrm {DE} }a^{-3(1+w)}}}} donde los cuatro factores que actualmente se postulan como contribuyentes a la densidad de energía del universo son la curvatura , la materia , la radiación y la energía oscura . [ 11 ] Cada uno de estos componentes disminuye con la expansión del universo (aumento del factor de escala), excepto quizás el término de energía oscura. Son los valores de estos parámetros cosmológicos los que los físicos utilizan para determinar la aceleración del universo.

La ecuación de aceleración describe la evolución del factor de escala con el tiempo. a¨a=−4πGRAMO3(ρ+3PAGdo2){\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4{\pi }G}{3}}\left(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\right)} donde la presión P se define mediante el modelo cosmológico elegido .

En un momento dado, los físicos estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron un llamado parámetro de desaceleración q 0 . [ 12 ] Observaciones recientes indican que este parámetro de desaceleración es negativo.

Relación con la inflación

Según la teoría de la inflación cósmica , el universo primitivo experimentó un período de expansión muy rápida, casi exponencial. Si bien la escala temporal de este período de expansión fue mucho más corta que la de la expansión actual, se trató de un período de expansión acelerada con algunas similitudes con la época actual.

Definición técnica

La definición de "expansión acelerada" es que la segunda derivada temporal del factor de escala cósmica,a¨{\displaystyle {\ddot {a}}}, es positivo, lo cual es equivalente al parámetro de desaceleración ,q{\displaystyle q}, siendo negativo. Sin embargo, tenga en cuenta que esto no implica que el parámetro de Hubble esté aumentando con el tiempo. Dado que el parámetro de Hubble se define comoH(t)≡a˙(t)/a(t){\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}De las definiciones se deduce que la derivada del parámetro de Hubble viene dada por dHdt=−H2(1+q){\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)} por lo que el parámetro de Hubble está disminuyendo con el tiempo a menos queq<−1{\displaystyle q<-1}Las observaciones prefierenq≈−0,55{\displaystyle q\approx -0.55}, lo que implica quea¨{\displaystyle {\ddot {a}}}es positivo perodH/dt{\displaystyle dH/dt}es negativo. En esencia, 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, las distintas galaxias que se expanden a través de una esfera de radio fijo la atraviesan más lentamente en momentos posteriores.

Se observa desde arriba que el caso de "aceleración/desaceleración cero" corresponde aa(t){\displaystyle a(t)}es una función lineal det{\displaystyle t},q=0{\displaystyle q=0},a˙=doonortest{\displaystyle {\dot {a}}=const}, yH(t)=1/t{\displaystyle H(t)=1/t}.

Evidencia de aceleración

La tasa de expansión del universo puede analizarse mediante la relación magnitud -desplazamiento al rojo de los objetos astronómicos utilizando candelas estándar , o su relación distancia-desplazamiento al rojo utilizando reglas estándar . Otro factor importante es el crecimiento de la estructura a gran escala , y se ha constatado que los valores observados de los parámetros cosmológicos se describen mejor mediante modelos que incluyen una expansión acelerada.

Observación de supernovas

Representación artística de una supernova de tipo Ia, según lo revelado por observaciones de espectropolarimetría.

En 1998, la primera evidencia de aceleración provino de la observación de supernovas de tipo Ia , que son estrellas enanas blancas que explotan y han superado su límite de estabilidad . Debido a que todas tienen masas similares, su luminosidad intrínseca puede estandarizarse. Se utiliza la obtención repetida de imágenes 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 (ver medidas de distancia en cosmología para más detalles). [ 13 ] Las líneas espectrales de su luz pueden usarse para determinar su corrimiento al rojo .

Para supernovas con un corrimiento al rojo menor que aproximadamente 0,1, o un tiempo de viaje de la luz menor al 10 por ciento de la edad del universo, esto da una relación distancia-corrimiento al rojo 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 distancia-corrimiento al rojo se desvía de la linealidad, y esta desviación depende de cómo haya cambiado la tasa de expansión con el tiempo. El cálculo completo requiere la integración computacional 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.

a(t)=11+z{\displaystyle a(t)={\frac {1}{1+z}}}

Entonces, una supernova con un corrimiento al rojo medido z = 0,5 implica que el universo tenía ⁠ 1 / 1 + 0,5 ⁠  = ⁠ 2 / 3 ⁠ de su tamaño actual cuando la supernova explotó. En el caso de expansión acelerada, a¨{\displaystyle {\ddot {a}}}es positivo; por lo tanto,a˙{\displaystyle {\dot {a}}}era más pequeño en el pasado que en la actualidad. Por lo tanto, 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 constantea˙{\displaystyle {\dot {a}}}y el mismo valor actual de la constante de Hubble. Esto resulta en un mayor tiempo de viaje de la luz, mayor distancia y supernovas más débiles, lo que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess et al. encontraron que "las distancias de las SNe Ia de alto corrimiento al rojo eran, en promedio, entre un 10 % y un 15 % mayores de lo esperado en un universo de baja densidad de masa Ω M = 0,2 sin una constante cosmológica". [ 14 ] Esto significa que las distancias medidas de alto corrimiento al rojo eran demasiado grandes, en comparación con las cercanas, para un universo en desaceleración. [ 15 ]

Varios investigadores han cuestionado la opinión mayoritaria sobre la aceleración o la suposición del " principio cosmológico " (que el universo es homogéneo e isotrópico). [ 16 ] Por ejemplo, un artículo de 2019 analizó el catálogo de análisis conjunto de curvas de luz de supernovas de tipo Ia, que contiene diez veces más supernovas que las utilizadas en los análisis de 1998, y concluyó que había poca evidencia de un "monopolo", es decir, de una aceleración isotrópica en todas las direcciones [ 17 ] [ 18 ] .

oscilaciones acústicas de bariones

En el universo primitivo, antes de que ocurrieran la recombinación y el desacoplamiento , los fotones y la materia existían en un plasma primordial . Los puntos de mayor densidad en el plasma de fotones y bariones se contraían, siendo comprimidos por la gravedad hasta que la presión se volvía demasiado grande y se expandían de nuevo. [ 12 ] Esta contracción y expansión creaba vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras . Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente , permanecía en el centro de la onda sonora, el origen de la sobredensidad original. Cuando ocurrió el desacoplamiento, aproximadamente 380 000 años después del Big Bang, [ 19 ] los fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente por el universo, creando el fondo cósmico de microondas tal como lo conocemos. Esto dejó capas de materia bariónica a un radio fijo de las sobredensidades de materia oscura, una distancia conocida como horizonte sonoro. Con el paso del tiempo y la expansión del universo, fue en estas inhomogeneidades de densidad de materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Así, al observar las distancias a las que las galaxias con diferentes desplazamientos al rojo tienden a agruparse, es posible determinar una distancia de diámetro angular estándar y utilizarla 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 a cierta distancia) en 100 h −1 Mpc , [ 11 ] (donde h es la constante de Hubble adimensional ) lo que indica que este es el tamaño del horizonte sonoro actual, y al compararlo con el horizonte sonoro en el momento del desacoplamiento (usando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo. [ 20 ]

Cúmulos de galaxias

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 . [ 21 ] Al comparar estas funciones de masa a altos y bajos corrimientos al rojo con las predichas por diferentes modelos cosmológicos, se obtienen valores para w y Ω m que confirman una baja densidad de materia y una cantidad no nula de energía oscura. [ 15 ]

Edad del universo

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.

t0=∫01daa˙{\displaystyle t_{0}=\int _{0}^{1}{\frac {da}{\dot {a}}}}

Al comparar esto con los valores medidos reales de los parámetros cosmológicos, podemos confirmar la validez de un modelo que ahora se está acelerando y que tuvo una expansión más lenta en el pasado. [ 15 ]

Ondas gravitacionales como sirenas estándar

Los recientes descubrimientos de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO [ 22 ] [ 23 ] [ 24 ] 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) midieron el valor de la constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. [ 22 ] Las amplitudes de la deformación '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 parámetros cosmológicos como la constante de Hubble para objetos cercanos [ 22 ] y dependerán de otros parámetros cosmológicos como la densidad de energía oscura, la densidad de materia, etc., para fuentes distantes. [ 25 ] [ 24 ]

Modelos explicativos

La expansión del Universo se acelera. El tiempo fluye de abajo hacia arriba.

energía oscura

La propiedad más importante de la energía oscura es que posee una presión negativa (acción repulsiva) que se distribuye de forma relativamente homogénea en el espacio.

PAG=wdo2ρ{\displaystyle P=wc^{2}\rho } donde c es la velocidad de la luz y ρ es la densidad de energía. Diferentes teorías de la energía oscura sugieren diferentes valores de w, con w < − 1 / 3 para la aceleración cósmica ( esto lleva a un valor positivo de ä en la ecuación de aceleración anterior).

La explicación más sencilla para la energía oscura es que se trata de una constante cosmológica o energía del vacío ; en este caso, w = −1 . Esto conduce al modelo Lambda-CDM , conocido generalmente como el Modelo Estándar de Cosmología desde 2003 hasta la actualidad, ya que es el modelo más simple que concuerda bien con diversas observaciones recientes. Riess et al. encontraron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecían modelos en expansión con una constante cosmológica positiva ( Ωλ > 0 ) y una expansión acelerada ( q₀ < 0 ) . [ 14 ]

energía oscura fantasma

Estas observaciones permiten la posibilidad de un modelo cosmológico que contenga un componente de energía oscura con ecuación de estado w < −1 . Esta densidad de energía fantasma se volvería infinita en un tiempo finito, causando una repulsión gravitacional tan grande que el universo perdería toda estructura y terminaría en un Gran Desgarro . [ 26 ] Por ejemplo, para w = − 3 / 2 y H 0 =  70  km·s −1 ·Mpc −1 , el tiempo restante antes de que el universo termine en este Gran Desgarro es de 22 mil  millones de años. [ 27 ]

Teorías alternativas

Hay muchas explicaciones alternativas para la aceleración del universo. 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 masa negativa no asume que la densidad de masa del universo sea positiva (como se hace en las observaciones de supernovas), y en cambio encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la "hipótesis más parsimoniosa". [ 28 ] [ 29 ] El fluido oscuro es una explicación alternativa para la expansión acelerada que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. [ 30 ] Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitacional repulsiva de antimateria [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] o una desviación de las leyes gravitacionales de la relatividad general, como la gravedad masiva , lo que significa que los gravitones mismos tienen masa. [ 34 ] La medición de la velocidad de la gravedad con el evento de ondas gravitacionales GW170817 descartó muchas teorías de gravedad modificada como explicaciones alternativas a la energía oscura. [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] Otro tipo de modelo, la conjetura de la retroalimentación, [ 38 ] [ 39 ] fue propuesto por el cosmólogo Syksy Räsänen: [ 40 ] la tasa de expansión no es homogénea, pero la Tierra está 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 tasa de expansión más alta. En las regiones más densas, la expansión se ralentiza por una mayor atracción gravitacional. Por lo tanto, el colapso hacia adentro de las regiones más densas se ve igual que una expansión acelerada de las burbujas, lo que nos lleva a concluir que el universo está experimentando una expansión acelerada. [ 41 ] La ventaja 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 grandes (20%) para funcionar. [ 40]

La cosmología de onda de choque , propuesta por Joel Smoller y Blake Temple en 2003, considera el "big bang" como una explosión dentro de un agujero negro, que produjo el volumen en expansión de espacio y materia que incluye el universo observable. [ 42 ] Una teoría relacionada de Smoller, Temple y Vogler propone que esta onda de choque pudo haber resultado en que nuestra parte del universo tuviera una densidad menor que la que la rodea, causando la expansión acelerada normalmente atribuida a la energía oscura. [ 43 ] [ 44 ] También proponen que esta teoría relacionada podría ser comprobada: un universo con energía oscura debería dar un valor para la corrección cúbica al corrimiento al rojo versus luminosidad C = −0,180 en a = a, mientras que para la alternativa de Smoller, Temple y Vogler, C debería ser positivo en lugar de negativo. Dan un cálculo más preciso para su modelo alternativo de onda de choque como: la corrección cúbica al corrimiento al rojo versus luminosidad en a = a es C = 0,359. [ 44 ]

Aunque la cosmología de ondas de choque produce un universo que "se ve esencialmente idéntico a las consecuencias del Big Bang", [ 45 ] los cosmólogos consideran que necesita un mayor desarrollo antes de que pueda considerarse un modelo más ventajoso que la teoría del Big Bang (o modelo estándar) para explicar el universo. En particular, y especialmente para la alternativa propuesta a la energía oscura, tendría que explicar la nucleosíntesis del Big Bang, los detalles cuantitativos de las anisotropías del fondo de microondas, el bosque Lyman-alfa y los estudios de galaxias. [ 43 ]

Una última posibilidad es que la energía oscura sea una ilusión causada por algún sesgo en las mediciones. Por ejemplo, si nos encontramos en una región del espacio más vacía que el promedio, la tasa de expansión cósmica observada podría confundirse con una variación en el tiempo o una aceleración. [ 46 ] [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer que se expande más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, tales efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . [ 50 ] [ 51 ] [ 52 ] Otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo sea una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros con respecto al resto del universo, [ 53 ] [ 54 ] o que el tamaño de la muestra de supernovas utilizada no fue lo suficientemente grande. [ 55 ] [ 56 ]

Consecuencias para el universo

A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y de la materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de la energía oscura (véase la ecuación de estado ) y, finalmente, la energía oscura predomina. 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 permanece prácticamente inalterada (es exactamente constante si la energía oscura es la constante cosmológica ). [ 12 ]

En los modelos donde la energía oscura es la constante cosmológica, el universo se expandirá exponencialmente con el tiempo en un futuro lejano, acercándose cada vez más a un universo de De Sitter . Esto eventualmente llevará a la desaparición de toda evidencia del Big Bang, a medida que el fondo cósmico de microondas se desplace hacia el rojo, disminuyendo su intensidad y aumentando su longitud de onda. Finalmente, su frecuencia será lo suficientemente baja como para ser absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, quedar oculta para cualquier observador dentro de la galaxia. Esto ocurrirá cuando el universo tenga menos de 50 veces su edad actual, lo que conducirá al fin de toda forma de vida a medida que el universo distante se vuelva oscuro. [ 57 ]

Un universo en constante expansión con una constante cosmológica distinta de cero tiene una densidad de masa que disminuye con el tiempo. En tal escenario, se entiende que toda la materia se ionizará y desintegrará en partículas estables aisladas, como electrones y neutrinos , y todas las estructuras complejas se disiparán. [ 58 ] Esto se conoce como la " muerte térmica del universo " (o la Gran Congelación ).

Entre las alternativas para el destino final del universo se incluyen el Gran Desgarro mencionado anteriormente, un Gran Rebote o un Gran Colapso .

Véase también

Notas

  1. ↑ [ 8 ] Frieman, Turner y Huterer (2008) p. 6: "El Universo ha pasado por tres eras distintas: dominada por la radiación, z ≳ 3000 ; dominada por la materia, 3000 ≳ z ≳ 0,5 ; y dominada por la energía oscura, z ≲ 0,5 . La evolución del factor de escala está controlada por la forma de energía dominante: a ( t ) ∝ t 2/(3(1 + w )) (para w constante ). Durante la era dominada por la radiación, a ( t ) ∝ t 1/2 ; durante la era dominada por la materia, a ( t ) ∝ t 2/3 ; y para la era dominada por la energía oscura, suponiendo w = −1 , asintóticamente a ( t ) ∝ exp( Ht ) ." p. 44: "En conjunto, todos los datos actuales proporcionan una sólida evidencia de la existencia de energía oscura; limitan la fracción de densidad crítica atribuible a la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de la ecuación de estado, w  ≈ −1 ± 0,1 (estadístico) ± 0,1 (sistemático), suponiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse a un corrimiento al rojo z ~  0,4 y una edad t ~  10 Gyr. Estos resultados son robustos —los datos de cualquier método pueden eliminarse sin comprometer las restricciones— y no se debilitan sustancialmente al abandonar la suposición de planitud espacial."

Referencias

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