Expansión del universo

La expansión del Universo es un fenómeno que consiste en una expansión casi homogénea e isotrópica [1] [2] del espacio exterior a escala de todo el Universo , derivada del corrimiento al rojo cosmológico observado desde la Tierra [3] .

Experimentalmente, la expansión del Universo se confirma por el cumplimiento de la ley de Hubble , así como una disminución en la luminosidad de las "candelas estándar" extremadamente distantes ( supernovas de tipo Ia ). Según la teoría del Big Bang , el universo se está expandiendo desde un estado inicial superdenso y supercaliente. Si este estado inicial es singular (como lo predice la teoría clásica de la gravedad , la relatividad general ) o no, es una cuestión muy debatida que se espera que se resuelva mediante el desarrollo de una teoría cuántica de la gravedad .

Teóricamente, el fenómeno fue predicho y fundamentado por A. Friedman (ver El universo de Friedmann ) en una etapa temprana del desarrollo de la relatividad general a partir de consideraciones filosóficas generales sobre la homogeneidad y la isotropía del Universo.

Etapas

Escenario	Evolución $a(\eta)$	parámetro de Hubble
inflacionista	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac {8\pi }{3}}{\frac {\rho _{vac}}{M_{pl}^{2}}}$
dominancia de la radiación	$a\propto t^{\frac {1}{2}}$	$H={\ fracción {1}{2t}}$
etapa de polvo	$a\propto t^{\frac {2}{3}}$	$H={\ fracción {2}{3t}}$
$\lambda$ -dominio	$a\propto e^{{Ht}}$	$H^{2}={\frac{8\pi }{3}}G\rho_{\Lambda}$

Parámetros cosmológicos según datos WMAP y Planck
	WMAP [4]	plancha [5]
Edad del Universo t 0 , mil millones de años	13,75±0,13	13,801±0,024
H 0 , (km/s)/Mpc	71,0±2,5	67,37±0,54
Parámetro físico de la densidad de materia bariónica Ω b h 2 [6]	0,0226 ± 0,0006	0,02233 ± 0,00015
Parámetro físico de la densidad de materia oscura Ω con h 2 [6]	0,111 ± 0,006	0,1198 ± 0,0012
Parámetro físico de la densidad de la materia Ω m h 2 = (Ω b + Ω с ) h 2 [6]		0,1428 ± 0,0011
Parámetro de densidad general Ω t	1.08+0.09 -0.07
Parámetro de densidad de materia bariónica Ω b	0,045 ± 0,003
Parámetro de densidad de energía oscura Ω Λ	0,73 ± 0,03	0,6847 ± 0,0073
Parámetro de densidad de materia oscura Ω c	0,22 ± 0,03
Parámetro de densidad de materia Ω m = Ω b + Ω c		0,3147 ± 0,0074

La expansión del universo en varios modelos

La expansión métrica del espacio es el aumento de la distancia entre dos partes distantes del universo a lo largo del tiempo . La expansión métrica es un elemento clave de la cosmología del Big Bang y se modela matemáticamente utilizando la métrica de Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW). Este modelo es válido en la era moderna solo a gran escala (aproximadamente la escala de los cúmulos de galaxias y superiores). En escalas más pequeñas, los objetos materiales están unidos entre sí por la fuerza de la atracción gravitatoria , y tales grupos de objetos unidos no se expanden.

La aceleración de la expansión del universo

A fines de la década de 1990, se descubrió que en galaxias distantes , cuya distancia estaba determinada por la ley de Hubble, las supernovas de tipo Ia tienen un brillo inferior al que se supone que deben tener. En otras palabras, la distancia a estas galaxias, calculada mediante el método de las "candelas estándar" ( supernovas Ia ), resulta ser mayor que la distancia calculada en base al valor previamente establecido del parámetro de Hubble (para este descubrimiento Saul Perlmutter , Brian P. Schmidt y Adam Riess recibieron el Premio Shaw de astronomía en 2006, el Premio Nobel de Física en 2011 y el Premio Yuri Milner de Física Fundamental en 2015). Se concluyó que el universo no solo se está expandiendo, se está expandiendo con aceleración.

Los modelos cosmológicos existentes anteriormente suponían que la expansión del universo se estaba desacelerando. Partieron de la suposición de que la mayor parte de la masa del Universo es materia , tanto visible como invisible ( materia oscura ). Basado en nuevas observaciones que indican una aceleración de la expansión, se encontró que existe una energía previamente desconocida con presión negativa en el Universo (ver ecuaciones de estado ). Lo llamaron "energía oscura".

Se estima que la expansión acelerada del universo comenzó hace aproximadamente 5 mil millones de años. Se supone que antes esta expansión se ralentizaba debido a la acción gravitatoria de la materia oscura y la materia bariónica . La densidad de la materia bariónica en el universo en expansión disminuye más rápido que la densidad de la energía oscura. Eventualmente, la energía oscura comienza a hacerse cargo. Por ejemplo, cuando el volumen del universo se duplica, la densidad de la materia bariónica se reduce a la mitad, mientras que la densidad de la energía oscura permanece casi sin cambios (o exactamente sin cambios, en la variante con la constante cosmológica ).

Consecuencias para el destino del universo

Si la expansión acelerada del Universo continúa indefinidamente, entonces, como resultado, las galaxias fuera de nuestro Supercúmulo de galaxias tarde o temprano irán más allá del horizonte de eventos , su velocidad relativa excederá la velocidad de la luz , y siempre veremos su pasado hasta que ir más allá del horizonte con un corrimiento al rojo cada vez mayor. Esto no es una violación de la teoría especial de la relatividad y ya ha sucedido en galaxias bastante distantes. De hecho, es difícil incluso definir la "velocidad relativa" en el espacio-tiempo curvo . La velocidad relativa tiene sentido y sólo se puede determinar en un espacio-tiempo plano, o en una sección suficientemente pequeña (que tiende a cero) de un espacio-tiempo curvo. Cualquier forma de comunicación más allá del horizonte de eventos se vuelve imposible y se pierde todo contacto entre los objetos. La Tierra , el Sistema Solar , nuestra Galaxia y nuestro Supercúmulo serán visibles entre sí y, en principio, accesibles por vuelos espaciales, mientras que el resto del Universo desaparecerá en la distancia. Con el tiempo, nuestro Supercúmulo llegará a un estado de muerte por calor , es decir, se hará realidad el escenario asumido para el anterior modelo plano del Universo con predominio de la materia.

Hay hipótesis más exóticas sobre el futuro del universo. Uno de ellos sugiere que la energía fantasma conducirá a la llamada. extensión "divergente". Esto implica que la fuerza expansiva de la energía oscura continuará aumentando indefinidamente hasta que supere a todas las demás fuerzas del universo. De acuerdo con este escenario, la energía oscura eventualmente rompe todas las estructuras ligadas gravitacionalmente del Universo, luego supera las fuerzas de las interacciones electrostáticas e intranucleares , rompe átomos, núcleos y nucleones y destruye el Universo en un Big Rip .

Por otro lado, la energía oscura eventualmente puede disiparse o incluso cambiar de repulsiva a atractiva. En este caso, la gravedad prevalecerá y llevará al Universo al Big Bang. La principal desventaja de este modelo es que las fuerzas de gravedad y la dirección de expansión del universo pueden ser ortogonales (por ejemplo, si asumimos que el espacio del universo es una hiperesfera tridimensional ), en cuyo caso la gravedad será no afecta la expansión del universo. La gravedad tampoco puede influir en la expansión del universo si la causa de esta expansión es la expansión del propio espacio (la gravedad actúa solo sobre los objetos materiales, pero no sobre el espacio vacío). Sin embargo, no se puede excluir la posibilidad de compresión del universo por otras razones. Algunos escenarios asumen un "modelo cíclico" del universo. Aunque estas hipótesis aún no están confirmadas por las observaciones, no se rechazan por completo. Las mediciones precisas de la tasa de aceleración deben desempeñar un papel decisivo en el establecimiento del destino final del universo (que se desarrolla de acuerdo con la teoría del Big Bang).

Véase también

Notas

↑ John Soltis, Arya Farahi, Dragan Huterer, C. Michael Liberato II Prueba de nivel porcentual de expansión isotrópica usando supernovas de tipo Ia Archivado el 4 de mayo de 2019 en Wayback Machine // arXiv.org 19 de febrero de 2019
↑ Se conoce un estudio científico que atestigua la anisotropía de la expansión del Universo. // K. Migkas, G. Schellenberger, TH Reiprich, F. Pacaud, ME Ramos-Ceja, L. Lovisari // Probando la isotropía cósmica con una nueva muestra de cúmulo de galaxias de rayos X a través de la relación de escala LX−T // arXiv. 7 de abril de 2020
↑ Corrimiento al rojo . Fecha de acceso: 16 de enero de 2015. Archivado desde el original el 16 de enero de 2015. (indefinido)
↑ Jarosik N. et al. (Colaboración WMAP). Observaciones de la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) de siete años: mapas del cielo, errores sistemáticos y resultados básicos (PDF) . nasa.gov. Consultado el 4 de diciembre de 2010. Archivado desde el original el 16 de agosto de 2012. (indefinido) (de los documentos WMAP de la NASA archivados el 30 de noviembre de 2010 en la página de Wayback Machine )
↑ Aghanim N. et al. (Colaboración Planck). Resultados Planck 2018. VI. Parámetros cosmológicos (inglés) // Astronomía y Astrofísica. - 2020. - Vol. 641 . —P.A6 ._ _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201833910 . — . -arXiv : 1807.06209 . _
↑ 1 2 3 El parámetro de densidad física corresponde al parámetro de densidad multiplicado por la constante de Hubble reducida h = H 0 / (100 km s −1 Mpc −1 )

Enlaces

Ian Steer. ¿Quién descubrió la expansión del universo?. - 2012. - arXiv : 1212.1359 .
Swenson, Jim. Respuesta a una pregunta sobre el universo en expansión.

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