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Universo observable

El universo observable es una región esférica del universo que consiste en toda la materia que se puede observar desde la Tierra o sus telescopios espaciales y sondas exploratorias en el momento actual; la radiación electromagnética de estos objetos ha tenido tiempo de llegar al Sistema Solar y a la Tierra desde el comienzo de la expansión cosmológica . Inicialmente, se estimó que puede haber 2 billones de galaxias en el universo observable. [7] [8] Ese número se redujo en 2021 a varios cientos de miles de millones según los datos de New Horizons . [9] [10] [11] Suponiendo que el universo es isótropo , la distancia al borde del universo observable es aproximadamente la misma en todas las direcciones. Es decir, el universo observable es una región esférica centrada en el observador. Cada ubicación en el universo tiene su propio universo observable, que puede o no superponerse con el centrado en la Tierra.

La palabra observable en este sentido no se refiere a la capacidad de la tecnología moderna para detectar luz u otra información de un objeto, o si hay algo que detectar. Se refiere al límite físico creado por la velocidad de la luz en sí. Ninguna señal puede viajar más rápido que la luz, por lo tanto hay una distancia máxima, llamada horizonte de partículas , más allá de la cual no se puede detectar nada, ya que las señales aún no podrían haber llegado hasta nosotros. A veces los astrofísicos distinguen entre el universo observable y el universo visible . El primero incluye señales desde el final de la época inflacionaria , mientras que el segundo incluye solo señales emitidas desde la recombinación . [nota 2]

Según los cálculos, la distancia de comorbilidad actual con las partículas que emitieron la radiación de fondo cósmico de microondas (CMBR), que representa el radio del universo visible, es de unos 14.000 millones de parsecs (unos 45.700 millones de años luz). La distancia de comorbilidad con el borde del universo observable es de unos 14.300 millones de parsecs (unos 46.600 millones de años luz), [12] aproximadamente un 2% mayor. Por lo tanto, se estima que el radio del universo observable es de unos 46.500 millones de años luz. [13] [14] Utilizando la densidad crítica y el diámetro del universo observable, se puede calcular que la masa total de materia ordinaria en el universo es de aproximadamente1,5 × 10 53  kg . [15] En noviembre de 2018, los astrónomos informaron que la luz de fondo extragaláctica (EBL) ascendía a4 × 10 84 fotones. [16] [17]

A medida que la expansión del universo se acelera, todos los objetos actualmente observables, fuera del supercúmulo local , con el tiempo parecerán congelarse en el tiempo, mientras emiten luz progresivamente más roja y más débil. Por ejemplo, los objetos con el corrimiento al rojo z actual de 5 a 10 solo serán observables hasta una edad de 4 a 6 mil millones de años. Además, la luz emitida por objetos actualmente situados más allá de una cierta distancia de co-movimiento (actualmente unos 19 mil millones de parsecs) nunca llegará a la Tierra. [18]

Descripción general

Universo observable en función del tiempo y la distancia, en el contexto del Universo en expansión

El tamaño del universo es desconocido, y puede ser infinito en extensión. [19] Algunas partes del universo están demasiado lejos para que la luz emitida desde el Big Bang haya tenido tiempo suficiente para llegar a la Tierra o a los instrumentos espaciales, y por lo tanto se encuentran fuera del universo observable. En el futuro, la luz de las galaxias distantes habrá tenido más tiempo para viajar, por lo que se podría esperar que se vuelvan observables regiones adicionales. Las regiones distantes de los observadores (como nosotros) se están expandiendo más rápido que la velocidad de la luz, a velocidades estimadas por la ley de Hubble . [nota 3] La tasa de expansión parece estar acelerándose , lo que se propuso que explicaría la energía oscura .

Suponiendo que la energía oscura permanece constante (una constante cosmológica inmutable ) de modo que la tasa de expansión del universo continúa acelerándose, existe un "límite de visibilidad futura" más allá del cual los objetos nunca ingresarán al universo observable en ningún momento en el futuro porque la luz emitida por objetos fuera de ese límite nunca podría llegar a la Tierra. Tenga en cuenta que, debido a que el parámetro de Hubble está disminuyendo con el tiempo, puede haber casos en los que una galaxia que se aleja de la Tierra solo un poco más rápido que la luz emite una señal que finalmente llega a la Tierra. [14] [20] Este límite de visibilidad futura se calcula a una distancia de co-movimiento de 19 mil millones de parsecs (62 mil millones de años luz), suponiendo que el universo seguirá expandiéndose para siempre, lo que implica que el número de galaxias que alguna vez se pueden observar teóricamente en el futuro infinito es solo mayor que el número actualmente observable por un factor de 2,36 (ignorando los efectos del corrimiento al rojo). [nota 4]

En principio, en el futuro se podrán observar más galaxias; en la práctica, un número cada vez mayor de galaxias se desplazarán hacia el rojo debido a la expansión en curso, hasta el punto de que parecerán desaparecer de la vista y volverse invisibles. [21] [22] [23] Se define que una galaxia a una distancia de co-movimiento dada se encuentra dentro del "universo observable" si podemos recibir señales emitidas por la galaxia a cualquier edad de su historia, por ejemplo, una señal enviada desde la galaxia solo 500 millones de años después del Big Bang. Debido a la expansión del universo, puede haber una edad posterior en la que una señal enviada desde la misma galaxia nunca pueda llegar a la Tierra en ningún momento del futuro infinito, por lo que, por ejemplo, es posible que nunca veamos cómo era la galaxia 10 mil millones de años después del Big Bang, [24] aunque permanezca a la misma distancia de co-movimiento menor que la del universo observable.

Esto se puede utilizar para definir un tipo de horizonte de sucesos cósmico cuya distancia a la Tierra cambia con el tiempo. Por ejemplo, la distancia actual a este horizonte es de unos 16 mil millones de años luz, lo que significa que una señal de un suceso que está sucediendo en el presente puede llegar a la Tierra si el suceso está a menos de 16 mil millones de años luz de distancia, pero la señal nunca llegará a la Tierra si el suceso está más lejos. [14]

El espacio que se encuentra antes de este horizonte de sucesos cósmico puede ser llamado "universo alcanzable", es decir, todas las galaxias más cercanas que las que podríamos alcanzar si partiéramos hacia ellas hoy, a la velocidad de la luz; todas las galaxias más allá de eso son inalcanzables. [25] [26] Una simple observación mostrará que el límite de visibilidad futuro (62 mil millones de años luz) es exactamente igual al límite alcanzable (16 mil millones de años luz) sumado al límite de visibilidad actual (46 mil millones de años luz). [27] [12]

El Universo alcanzable en función del tiempo y la distancia, en el contexto del Universo en expansión.

“El universo” versus “el universo observable”

Tanto los artículos de investigación populares como los profesionales en cosmología suelen utilizar el término "universo" para referirse al "universo observable". [ cita requerida ] Esto se puede justificar con el argumento de que nunca podemos saber nada mediante la observación directa sobre cualquier parte del universo que esté causalmente desconectada de la Tierra, aunque muchas teorías creíbles requieren un universo total mucho más grande que el universo observable. [ cita requerida ] No existe evidencia que sugiera que el límite del universo observable constituya un límite en el universo como un todo, ni ninguno de los modelos cosmológicos convencionales propone que el universo tenga algún límite físico en primer lugar. Sin embargo, algunos modelos proponen que podría ser finito pero ilimitado, [ nota 5 ] como un análogo de dimensión superior de la superficie 2D de una esfera que es finita en área pero no tiene borde.

Es plausible que las galaxias dentro del universo observable representen sólo una fracción minúscula de las galaxias en el universo. De acuerdo con la teoría de la inflación cósmica introducida inicialmente por Alan Guth y D. Kazanas, [28] si se supone que la inflación comenzó alrededor de 10 −37 segundos después del Big Bang y que el tamaño del universo antes de la inflación era aproximadamente igual a la velocidad de la luz multiplicada por su edad, eso sugeriría que en la actualidad el tamaño del universo entero es al menos1,5 × 10 34 años luz, al menos3 × 10 23 veces el radio del universo observable. [29]

Si el universo es finito pero ilimitado, también es posible que sea más pequeño que el universo observable. En este caso, lo que consideramos galaxias muy distantes pueden ser en realidad imágenes duplicadas de galaxias cercanas, formadas por la luz que ha circunnavegado el universo. Es difícil probar esta hipótesis experimentalmente porque diferentes imágenes de una galaxia mostrarían diferentes eras en su historia y, en consecuencia, podrían parecer bastante diferentes. Bielewicz et al. [30] afirman establecer un límite inferior de 27,9 gigaparsecs (91 mil millones de años luz) en el diámetro de la última superficie de dispersión. Este valor se basa en el análisis de círculos coincidentes de los datos de 7 años de WMAP . Este enfoque ha sido cuestionado. [31]

Tamaño

Imagen del campo ultraprofundo del Hubble de una región del universo observable (el tamaño del área del cielo equivalente se muestra en la esquina inferior izquierda), cerca de la constelación de Fornax . Cada punto es una galaxia , compuesta por miles de millones de estrellas. La luz de las galaxias más pequeñas y con mayor desplazamiento al rojo se originó hace casi 13.800 millones de años .

La distancia comóvil desde la Tierra hasta el borde del universo observable es de aproximadamente 14,26 gigaparsecs ( 46,5 mil millones de años luz o 4,40 × 10 26  m) en cualquier dirección. El universo observable es, por tanto, una esfera con un diámetro de aproximadamente 28,5 gigaparsecs [32] (93 mil millones de años luz o 8,8 × 10 26  m). [33] Suponiendo que el espacio es aproximadamente plano (en el sentido de ser un espacio euclidiano ), este tamaño corresponde a un volumen comóvil de aproximadamente1,22 × 10 4  Gpc 3 (4,22 × 10 5  Gly 3 o3,57 × 10 80  m3 ) . [34]

Estas son distancias actuales (en tiempo cosmológico ), no distancias en el momento en que se emitió la luz. Por ejemplo, la radiación de fondo de microondas cósmica que vemos ahora se emitió en el momento del desacoplamiento de fotones , que se estima que ocurrió alrededor de380.000 años después del Big Bang, [35] [36] que ocurrió hace unos 13.800 millones de años. Esta radiación fue emitida por materia que, en el tiempo intermedio, se condensó en su mayor parte en galaxias, y ahora se calcula que esas galaxias están a unos 46.000 millones de años luz de la Tierra. [12] [14] Para estimar la distancia a esa materia en el momento en que se emitió la luz, podemos notar primero que según la métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker , que se usa para modelar el universo en expansión, si recibimos luz con un corrimiento al rojo de z , entonces el factor de escala en el momento en que se emitió originalmente la luz está dado por [37] [38]

.

Los resultados de nueve años de WMAP combinados con otras mediciones dan como resultado el corrimiento al rojo del desacoplamiento de fotones como z  = 1 091 .64 ± 0.47 , [39] lo que implica que el factor de escala en el momento del desacoplamiento de los fotones sería 1 ⁄ 1092.64 . Por lo tanto, si la materia que originalmente emitió los fotones CMBR más antiguos tiene una distancia actual de 46 mil millones de años luz, entonces la distancia habría sido solo de unos 42 millones de años luz en el momento del desacoplamiento.

La distancia recorrida por la luz hasta el borde del universo observable es la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz , 13.800 millones de años luz. Esta es la distancia que ha recorrido un fotón emitido poco después del Big Bang, como uno procedente del fondo cósmico de microondas , para llegar a los observadores en la Tierra. Debido a que el espacio-tiempo es curvo, lo que corresponde a la expansión del espacio , esta distancia no se corresponde con la distancia real en ningún momento del tiempo. [40]

Materia y masa

Número de galaxias y estrellas

El universo observable contiene aproximadamente 2 billones de galaxias [41] [42] [43] y, en total, aproximadamente 10 24 estrellas [44] [45] : más estrellas (y, potencialmente, planetas similares a la Tierra) que todos los granos de arena de playa del planeta Tierra . [46] [47] [48] Como se mencionó anteriormente, el número estimado de galaxias se redujo en 2021 a varios cientos de miles de millones según los datos de New Horizons . [9] [10] [11] El número total estimado de estrellas en un universo inflacionario (observado y no observado) es 10 100. [49]

Contenido de materia: número de átomos

Suponiendo que la masa de la materia ordinaria es de aproximadamente1,45 × 10 53  kg , como se ha comentado anteriormente, y suponiendo que todos los átomos son átomos de hidrógeno (que constituyen aproximadamente el 74% de todos los átomos de la Vía Láctea en masa), el número total estimado de átomos en el universo observable se obtiene dividiendo la masa de la materia ordinaria por la masa de un átomo de hidrógeno. El resultado es aproximadamente 10 80 átomos de hidrógeno, también conocido como el número de Eddington .

Masa de materia ordinaria

La masa del universo observable se suele citar como 10 53  kg. [50] En este contexto, la masa se refiere a la materia ordinaria (bariónica) e incluye el medio interestelar (ISM) y el medio intergaláctico (IGM). Sin embargo, excluye la materia oscura y la energía oscura . Este valor citado para la masa de la materia ordinaria en el universo se puede estimar en función de la densidad crítica. Los cálculos son solo para el universo observable, ya que el volumen del conjunto es desconocido y puede ser infinito.

Estimaciones basadas en la densidad crítica

La densidad crítica es la densidad de energía para la cual el universo es plano. [51] Si no hay energía oscura, también es la densidad para la cual la expansión del universo está en equilibrio entre la expansión continua y el colapso. [52] De las ecuaciones de Friedmann , el valor para la densidad crítica es: [53]

donde G es la constante gravitacional y H = H 0 es el valor actual de la constante de Hubble . El valor de H 0 , tal como lo proporciona el Telescopio Planck de la Agencia Espacial Europea, es H 0 = 67,15 kilómetros por segundo por megaparsec. Esto da una densidad crítica de0,85 × 10 −26  kg/m 3 , o aproximadamente 5 átomos de hidrógeno por metro cúbico. Esta densidad incluye cuatro tipos importantes de energía/masa: materia ordinaria (4,8%), neutrinos (0,1%), materia oscura fría (26,8%) y energía oscura (68,3%). [54]

Aunque los neutrinos son partículas del Modelo Estándar , se enumeran por separado porque son ultrarrelativistas y, por lo tanto, se comportan como radiación en lugar de como materia. La densidad de la materia ordinaria, medida por Planck, es el 4,8% de la densidad crítica total o4,08 × 10 −28  kg/m 3 . Para convertir esta densidad en masa debemos multiplicarla por el volumen, un valor basado en el radio del "universo observable". Como el universo se ha estado expandiendo durante 13.800 millones de años, la distancia de comovimiento (radio) es ahora de unos 46.600 millones de años luz. Por lo tanto, el volumen ( ⁠4/3⁠ πr 3 ) es igual3,58 × 10 80  m 3 y la masa de la materia ordinaria es igual a la densidad (4,08 × 10 −28  kg/m 3 ) multiplicado por el volumen (3,58 × 10 80  m 3 ) o1,46 × 10 53  kilogramos .

Estructura a gran escala

Los cúmulos de galaxias, como RXC J0142.9+4438, son los nodos de la red cósmica que impregna todo el Universo. [55]
Vídeo de una simulación cosmológica del universo local, que muestra la estructura a gran escala de cúmulos de galaxias y materia oscura [56]

Los estudios del cielo y los mapeos de las distintas bandas de longitud de onda de la radiación electromagnética (en particular la emisión de 21 cm ) han proporcionado mucha información sobre el contenido y el carácter de la estructura del universo . La organización de la estructura parece seguir un modelo jerárquico con organización hasta la escala de supercúmulos y filamentos . Más grande que esto (en escalas entre 30 y 200 megaparsecs), [57] no parece haber una estructura continua, un fenómeno al que se ha hecho referencia como el Fin de la Grandeza . [58]

Paredes, filamentos, nodos y huecos

Mapa de la red cósmica generado a partir de un algoritmo inspirado en el moho mucilaginoso [59]

La organización de la estructura comienza posiblemente en el nivel estelar, aunque la mayoría de los cosmólogos rara vez abordan la astrofísica en esa escala. Las estrellas se organizan en galaxias , que a su vez forman grupos de galaxias , cúmulos de galaxias , supercúmulos , láminas, paredes y filamentos , que están separados por inmensos vacíos , creando una vasta estructura similar a una espuma [60] a veces llamada la "red cósmica". Antes de 1989, se asumía comúnmente que los cúmulos de galaxias virializados eran las estructuras más grandes que existían, y que estaban distribuidas más o menos uniformemente por todo el universo en todas las direcciones. Sin embargo, desde principios de la década de 1980, se han descubierto cada vez más estructuras. En 1983, Adrian Webster identificó el Webster LQG , un gran grupo de cuásares que consta de 5 cuásares. El descubrimiento fue la primera identificación de una estructura a gran escala, y ha ampliado la información sobre la agrupación conocida de la materia en el universo.

En 1987, Robert Brent Tully identificó el complejo supercúmulo Piscis-Cetus , el filamento galáctico en el que reside la Vía Láctea. Tiene unos mil millones de años luz de diámetro. Ese mismo año, se descubrió una región inusualmente grande con una distribución de galaxias mucho menor que la media, el Vacío Gigante , que mide 1.300 millones de años luz de diámetro. Basándose en datos de la encuesta de corrimiento al rojo , en 1989 Margaret Geller y John Huchra descubrieron la « Gran Muralla », [61] una capa de galaxias de más de 500 millones de años luz de largo y 200 millones de años luz de ancho, pero de sólo 15 millones de años luz de espesor. La existencia de esta estructura pasó desapercibida durante tanto tiempo porque requiere localizar la posición de las galaxias en tres dimensiones, lo que implica combinar información de ubicación sobre las galaxias con información de distancia procedente de los corrimientos al rojo .

Dos años después, los astrónomos Roger G. Clowes y Luis E. Campusano descubrieron el Clowes–Campusano LQG , un gran grupo de cuásares que medía dos mil millones de años luz en su punto más ancho, que era la estructura más grande conocida en el universo en el momento de su anuncio. En abril de 2003, se descubrió otra estructura a gran escala, la Gran Muralla Sloan . En agosto de 2007, se detectó un posible supervacío en la constelación de Eridanus . [62] Coincide con el « punto frío del CMB », una región fría en el cielo de microondas que es altamente improbable bajo el modelo cosmológico actualmente favorecido. Este supervacío podría causar el punto frío, pero para hacerlo tendría que ser improbablemente grande, posiblemente de mil millones de años luz de diámetro, casi tan grande como el Vacío Gigante mencionado anteriormente.

Problema sin resolver en física :
Las estructuras más grandes del universo son más grandes de lo esperado. ¿Son estructuras reales o fluctuaciones aleatorias de la densidad?
(más problemas sin resolver en física)
Imagen simulada por computadora de un área del espacio de más de 50 millones de años luz de diámetro, que presenta una posible distribución a gran escala de fuentes de luz en el universo (las contribuciones relativas precisas de las galaxias y los cuásares no están claras).

Otra estructura a gran escala es el Protocúmulo SSA22 , una colección de galaxias y enormes burbujas de gas que mide unos 200 millones de años luz de diámetro.

En 2011, se descubrió un gran grupo de cuásares, el U1.11 , que medía unos 2.500 millones de años luz de diámetro. El 11 de enero de 2013, se descubrió otro gran grupo de cuásares, el Huge-LQG , que se midió en cuatro mil millones de años luz de diámetro, la estructura más grande conocida en el universo en ese momento. [63] En noviembre de 2013, los astrónomos descubrieron la Gran Muralla Hercules-Corona Borealis , [64] [65] una estructura aún más grande, el doble de grande que la anterior. Se definió mediante el mapeo de estallidos de rayos gamma . [64] [66]

En 2021, la Sociedad Astronómica Estadounidense anunció la detección del Arco Gigante ; una cadena de galaxias en forma de media luna que abarca 3.300 millones de años luz de longitud, ubicada a 9.200 millones de años luz de la Tierra en la constelación de Boötes a partir de observaciones capturadas por el Sloan Digital Sky Survey . [67]

Fin de la grandeza

El Fin de la Grandeza es una escala observacional descubierta a aproximadamente 100  Mpc (aproximadamente 300 millones de años luz) donde la irregularidad observada en la estructura a gran escala del universo se homogeneiza e isotropiza de acuerdo con el principio cosmológico . [58] A esta escala, no es evidente ninguna fractalidad pseudoaleatoria . [68]

Los supercúmulos y filamentos que se observan en estudios más pequeños están tan aleatorizados que la distribución uniforme del universo es visualmente evidente. No fue hasta que se completaron los estudios de corrimiento al rojo de la década de 1990 que se pudo observar esta escala con precisión. [58]

Observaciones

"La vista panorámica de todo el cielo cercano al infrarrojo revela la distribución de galaxias más allá de la Vía Láctea . La imagen se deriva del Catálogo de Fuentes Extendidas (XSC) de 2MASS —más de 1,5 millones de galaxias— y del Catálogo de Fuentes Puntuales (PSC) —casi 500 millones de estrellas de la Vía Láctea. Las galaxias están codificadas por colores por " desplazamiento al rojo " obtenido de los sondeos UGC , CfA , Tully NBGC, LCRS, 2dF , 6dFGS y SDSS (y de varias observaciones compiladas por la Base de Datos Extragaláctica de la NASA ), o deducidas fotométricamente de la banda K (2,2 μm). Las azules son las fuentes más cercanas ( z < 0,01 ); las verdes están a distancias moderadas ( 0,01 < z < 0,04 ) y las rojas son las fuentes más distantes que resuelve 2MASS ( 0,04 < z < 0,1 ). El mapa se proyecta con un área igual a Aitoff en el sistema galáctico (Vía Láctea en el centro)." [69]
Constelaciones agrupadas en cuadrantes galácticos (N/S, 1–4) y sus divisiones aproximadas con respecto a los cuadrantes celestes (NQ/SQ)

Otro indicador de estructura a gran escala es el " bosque Lyman-alfa ". Se trata de una colección de líneas de absorción que aparecen en los espectros de luz de los cuásares , que se interpretan como indicadores de la existencia de enormes y delgadas láminas de gas intergaláctico (principalmente hidrógeno ). Estas láminas parecen colapsar en filamentos, que pueden alimentar a las galaxias a medida que crecen donde los filamentos se cruzan o son densos. Una evidencia directa temprana de esta red cósmica de gas fue la detección en 2019, por astrónomos del Cúmulo RIKEN para la Investigación Pionera en Japón y la Universidad de Durham en el Reino Unido, de luz de la parte más brillante de esta red, que rodea e ilumina un cúmulo de galaxias en formación, actuando como linternas cósmicas para la fluorescencia del hidrógeno medio entre cúmulos a través de emisiones Lyman-alfa. [70] [71]

En 2021, un equipo internacional, encabezado por Roland Bacon del Centro de Investigación Astrofísica de Lyon (Francia), informó de la primera observación de una emisión difusa extendida de Lyman-alfa desde un corrimiento al rojo de 3,1 a 4,5 que trazó varios filamentos de red cósmica en escalas de 2,5−4 cMpc (megaparsecs comóviles), en entornos filamentosos fuera de estructuras masivas típicas de los nodos de red. [72]

Se requiere cierta cautela al describir las estructuras a escala cósmica, ya que a menudo son diferentes de lo que parecen. El efecto de lente gravitacional puede hacer que una imagen parezca originarse en una dirección diferente de su fuente real, cuando los objetos en primer plano curvan el espacio-tiempo circundante (como predice la relatividad general ) y desvían los rayos de luz que pasan. De manera bastante útil, el efecto de lente gravitacional fuerte a veces puede magnificar las galaxias distantes, lo que las hace más fáciles de detectar. El efecto de lente gravitacional débil del universo intermedio en general también cambia sutilmente la estructura a gran escala observada.

La estructura a gran escala del universo también se ve diferente si solo se utiliza el corrimiento al rojo para medir las distancias a las galaxias. Por ejemplo, las galaxias detrás de un cúmulo de galaxias son atraídas por él y caen hacia él, por lo que se desplazan hacia el azul (en comparación con cómo estarían si no hubiera cúmulo). En el lado cercano, los objetos se desplazan hacia el rojo. Por lo tanto, el entorno del cúmulo parece algo estrecho si se utilizan los corrimientos al rojo para medir la distancia. El efecto opuesto se observa en las galaxias que ya están dentro de un cúmulo: las galaxias tienen un movimiento aleatorio alrededor del centro del cúmulo, y cuando estos movimientos aleatorios se convierten en corrimientos al rojo, el cúmulo parece alargado. Esto crea un " dedo de Dios ", la ilusión de una larga cadena de galaxias apuntando a la Tierra.

Cosmografía del vecindario cósmico de la Tierra

En el centro del supercúmulo Hidra-Centauro , una anomalía gravitacional llamada Gran Atractor afecta el movimiento de las galaxias en una región de cientos de millones de años luz de diámetro. Todas estas galaxias están desplazadas hacia el rojo , de acuerdo con la ley de Hubble . Esto indica que se están alejando de nosotros y entre sí, pero las variaciones en su desplazamiento hacia el rojo son suficientes para revelar la existencia de una concentración de masa equivalente a decenas de miles de galaxias.

El Gran Atractor, descubierto en 1986, se encuentra a una distancia de entre 150 y 250 millones de años luz en dirección a las constelaciones de Hidra y Centauro . En sus proximidades predominan las grandes galaxias antiguas, muchas de las cuales colisionan con sus vecinas o emiten grandes cantidades de ondas de radio.

En 1987, el astrónomo R. Brent Tully del Instituto de Astronomía de la Universidad de Hawái identificó lo que llamó el Complejo Supercúmulo Piscis-Cetus , una estructura de mil millones de años luz de largo y 150 millones de años luz de ancho en la que, afirmó, está incrustado el Supercúmulo Local. [73]

Objetos más distantes

El objeto astronómico más distante identificado (a agosto de 2024) es una galaxia clasificada como JADES-GS-z14-0 . [74] En 2009, se descubrió que un estallido de rayos gamma , GRB 090423 , tenía un corrimiento al rojo de 8,2, lo que indica que la estrella en colapso que lo causó explotó cuando el universo tenía solo 630 millones de años. [75] El estallido ocurrió hace aproximadamente 13 mil millones de años, [76] por lo que una distancia de aproximadamente 13 mil millones de años luz fue ampliamente citada en los medios, o en ocasiones una cifra más precisa de 13.035 mil millones de años luz. [75]

Esta sería la "distancia de viaje de la luz" (ver Medidas de distancia (cosmología) ) en lugar de la " distancia adecuada " utilizada tanto en la ley de Hubble como en la definición del tamaño del universo observable. El cosmólogo Ned Wright argumenta en contra del uso de esta medida. [77] La ​​distancia adecuada para un corrimiento al rojo de 8,2 sería aproximadamente 9,2 Gpc , [78] o alrededor de 30 mil millones de años luz.

Horizontes

El límite de observabilidad en el universo está determinado por los horizontes cosmológicos que limitan, basándose en diversas restricciones físicas, la medida en que se puede obtener información sobre diversos eventos en el universo. El horizonte más famoso es el horizonte de partículas que establece un límite en la distancia precisa que se puede ver debido a la edad finita del universo . Los horizontes adicionales están asociados con la posible extensión futura de las observaciones, más grande que el horizonte de partículas debido a la expansión del espacio , un "horizonte óptico" en la superficie de la última dispersión y horizontes asociados con la superficie de la última dispersión para neutrinos y ondas gravitacionales .

Ubicación de la Tierra en el Universo
Diagrama de la ubicación de la Tierra en el universo observable. ( Imagen alternativa ) .
Mapa logarítmico del universo observable. De izquierda a derecha, las naves espaciales y los cuerpos celestes están ordenados según su proximidad a la Tierra.

Galería

Véase también

Notas

  1. ^ Multiplique el porcentaje de materia ordinaria dado por Planck a continuación, por la densidad de energía total dada por WMAP a continuación
  2. ^ Fue entonces cuando se formaron los átomos de hidrógeno a partir de protones y electrones y el universo se volvió transparente a la radiación electromagnética.
  3. ^ La relatividad especial impide que los objetos cercanos en la misma región local se muevan más rápido que la velocidad de la luz entre sí, pero no existe tal restricción para los objetos distantes cuando el espacio entre ellos se está expandiendo; consulte los usos de la distancia adecuada para una discusión.
  4. ^ La distancia de co-movimiento del futuro límite de visibilidad se calcula en la p. 8 de Gott et al. en A Map of the Universe como 4,50 veces el radio de Hubble , dado como 4.220 mil millones de parsecs (13.76 mil millones de años luz), mientras que el radio de co-movimiento actual del universo observable se calcula en la p. 7 como 3,38 veces el radio de Hubble. El número de galaxias en una esfera de un radio de co-movimiento dado es proporcional al cubo del radio, por lo que, como se muestra en la p. 8, la relación entre el número de galaxias observables en el futuro límite de visibilidad y el número de galaxias observables hoy sería (4,50/3,38) 3 = 2,36.
  5. ^ Esto no significa "ilimitado" en el sentido matemático; un universo finito tendría un límite superior en la distancia entre dos puntos. Más bien, significa que no hay límite más allá del cual no haya nada. Véase Variedad geodésica .

Referencias

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