La expansión del universo es el aumento de la distancia entre partes del universo observable no unidas gravitacionalmente con el tiempo. [1] Es una expansión intrínseca , por lo que no significa que el universo se expanda "hacia" algo ni que el espacio exista "fuera" de él. Para cualquier observador del universo, parece que todas, excepto las galaxias más cercanas (que están unidas entre sí por la gravedad), retroceden a velocidades proporcionales a su distancia del observador , en promedio. Si bien los objetos no pueden moverse más rápido que la luz , esta limitación se aplica sólo con respecto a los marcos de referencia locales y no limita las tasas de recesión de objetos cosmológicamente distantes.
La expansión cósmica es una característica clave de la cosmología del Big Bang . Se puede modelar matemáticamente con la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), donde corresponde a un aumento en la escala de la parte espacial del tensor métrico del espacio-tiempo del universo (que gobierna el tamaño y la geometría del espacio-tiempo). En este marco, la separación de los objetos en el tiempo está asociada a la expansión del propio espacio. Sin embargo, esta no es una descripción generalmente covariante sino más bien una elección de coordenadas . Contrariamente a la idea errónea común, es igualmente válido adoptar una descripción en la que el espacio no se expande y los objetos simplemente se separan bajo la influencia de su gravedad mutua. [2] [3] [4] Aunque la expansión cósmica a menudo se enmarca como una consecuencia de la relatividad general , también es predicha por la gravedad newtoniana . [5] [6]
Según la teoría de la inflación , durante la época inflacionaria , aproximadamente 10 −32 segundos después del Big Bang , el universo se expandió repentinamente y su volumen aumentó en un factor de al menos 10 78 (una expansión de la distancia en un factor de al menos 10 26 en cada una de las tres dimensiones). Esto equivaldría a expandir un objeto de 1 nanómetro (10 −9 m, aproximadamente la mitad del ancho de una molécula de ADN ) de largo a uno de aproximadamente 10,6 años luz (aproximadamente 10 17 m, o 62 billones de millas) de largo. Posteriormente, la expansión cósmica se desaceleró a ritmos mucho más lentos, hasta que alrededor de 9.800 millones de años después del Big Bang (hace 4.000 millones de años) comenzó a expandirse gradualmente más rápidamente , y todavía lo hace. Los físicos han postulado la existencia de energía oscura , que aparece como una constante cosmológica en los modelos gravitacionales más simples, como forma de explicar esta aceleración tardía. Según la extrapolación más sencilla del modelo cosmológico actualmente preferido, el modelo Lambda-CDM , esta aceleración será más dominante en el futuro.
En 1912-14, Vesto M. Slipher descubrió que la luz de galaxias remotas estaba desplazada al rojo , [7] [8] un fenómeno interpretado más tarde como el alejamiento de las galaxias de la Tierra. En 1922, Alexander Friedmann utilizó las ecuaciones de campo de Einstein para proporcionar evidencia teórica de que el universo se está expandiendo. [9]
El astrónomo sueco Knut Lundmark fue la primera persona en encontrar evidencia observacional de expansión en 1924. Según Ian Steer de la Base de datos extragaláctica de distancias de galaxias de NASA/IPAC, "las estimaciones de distancias extragalácticas de Lundmark eran mucho más precisas que las de Hubble, consistentes con una tasa de expansión ( Constante de Hubble) que estaba dentro del 1% de las mejores mediciones actuales". [10]
En 1927, Georges Lemaître llegó de forma independiente a una conclusión similar a la de Friedmann sobre una base teórica y también presentó evidencia observacional de una relación lineal entre la distancia a las galaxias y su velocidad de recesión . [11] Edwin Hubble confirmó mediante observaciones los hallazgos de Lundmark y Lemaître en 1929. [12] Asumiendo el principio cosmológico , estos hallazgos implicarían que todas las galaxias se están alejando unas de otras.
El astrónomo Walter Baade recalculó el tamaño del universo conocido en la década de 1940, duplicando el cálculo anterior realizado por Hubble en 1929. [13] [14] [15] Anunció este hallazgo con considerable asombro en la reunión de 1952 de la Unión Astronómica Internacional en Roma. Durante la mayor parte de la segunda mitad del siglo XX, se estimó que el valor de la constante de Hubble estaba entre 50 y 90 km s −1 Mpc −1 ( Megaparsec ).
El 13 de enero de 1994, la NASA anunció formalmente la finalización de sus reparaciones relacionadas con el espejo principal del Telescopio espacial Hubble , permitiendo imágenes más nítidas y, en consecuencia, análisis más precisos de sus observaciones. [16] Poco después de realizar las reparaciones, el Proyecto Clave de 1994 de Wendy Freedman analizó la velocidad de recesión de M100 desde el núcleo del Cúmulo de Virgo , ofreciendo una medición de la constante de Hubble de 80 ± 17 km s −1 Mpc −1 . [17] Más tarde, ese mismo año, Adam Riess et al. utilizó un método empírico de formas de curvas de luz de banda visual para estimar con mayor precisión la luminosidad de las supernovas de tipo Ia . Esto minimizó aún más los errores sistemáticos de medición de la constante de Hubble a 67 ± 7 km s −1 Mpc −1 . Las mediciones de Reiss sobre la velocidad de recesión del cercano Cúmulo de Virgo concuerdan más estrechamente con análisis posteriores e independientes de calibraciones de variables cefeidas de supernovas 1a, que estiman una constante de Hubble de 73 ± 7 km s −1 Mpc −1 . [18] En 2003, el análisis de David Spergel del fondo cósmico de microondas durante el primer año de observaciones del satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) coincidió aún más con las tasas de expansión estimadas para las galaxias locales, 72 ± 5 km s −1 Mpc. −1 . [19]
Se observa que el universo en las escalas más grandes es homogéneo (el mismo en todas partes) e isotrópico (el mismo en todas las direcciones), en consonancia con el principio cosmológico . Estas limitaciones exigen que cualquier expansión del universo se ajuste a la ley de Hubble , según la cual los objetos se alejan de cada observador con velocidades proporcionales a sus posiciones con respecto a ese observador. Es decir, las velocidades de recesión escalan con posiciones (centradas en el observador) según
donde la tasa de Hubble cuantifica la tasa de expansión. es una función del tiempo cósmico .
La expansión del universo puede entenderse como consecuencia de un impulso inicial (posiblemente debido a la inflación ), que hizo volar el contenido del universo. La atracción gravitacional mutua de la materia y la radiación dentro del universo desacelera gradualmente esta expansión con el tiempo, pero la expansión continúa debido al impulso remanente del impulso inicial. Además, ciertos fluidos relativistas exóticos , como la energía oscura y la inflación, ejercen una repulsión gravitacional en el contexto cosmológico, lo que acelera la expansión del universo. Una constante cosmológica también tiene este efecto.
Matemáticamente, la expansión del universo se cuantifica mediante el factor de escala , que es proporcional a la separación promedio entre objetos, como las galaxias. El factor de escala es función del tiempo y convencionalmente se fija en el momento actual. Debido a que el universo se está expandiendo, es más pequeño en el pasado y más grande en el futuro. La extrapolación en el tiempo con ciertos modelos cosmológicos arrojará un momento en el que el factor de escala era cero; Nuestra comprensión actual de la cosmología sitúa este momento en hace 13,787 ± 0,020 mil millones de años . Si el universo continúa expandiéndose eternamente, el factor de escala se acercará al infinito en el futuro. En principio, también es posible que el universo deje de expandirse y comience a contraerse, lo que corresponde a que el factor de escala disminuya con el tiempo.
El factor de escala es un parámetro de la métrica FLRW , y su evolución temporal está regida por las ecuaciones de Friedmann . La segunda ecuación de Friedmann,
muestra cómo los contenidos del universo influyen en su tasa de expansión. Aquí, está la constante gravitacional , es la densidad de energía dentro del universo, es la presión , es la velocidad de la luz y es la constante cosmológica. Una densidad de energía positiva conduce a una desaceleración de la expansión, y una presión positiva desacelera aún más la expansión. Por otro lado, una presión suficientemente negativa conduce a una expansión acelerada, y la constante cosmológica también acelera la expansión. La materia no relativista carece esencialmente de presión, con , mientras que un gas de partículas ultrarelativistas (como un gas fotónico ) tiene presión positiva . Los fluidos de presión negativa, como la energía oscura, no están confirmados experimentalmente, pero la existencia de energía oscura se infiere a partir de observaciones astronómicas.
En un universo en expansión, suele ser útil estudiar la evolución de la estructura teniendo en cuenta la expansión del universo. Esto motiva el uso de coordenadas comoving , que se definen para crecer proporcionalmente con el factor de escala. Si un objeto se mueve sólo con el flujo de Hubble del universo en expansión, sin ningún otro movimiento, entonces permanece estacionario en coordenadas comoving. Las coordenadas comoving son las coordenadas espaciales en la métrica FLRW .
El universo es un espacio-tiempo de cuatro dimensiones, pero dentro de un universo que obedece al principio cosmológico, existe una elección natural de superficie espacial tridimensional. Éstas son las superficies en las que los observadores que están estacionarios en coordenadas comoving coinciden en la edad del universo . En un universo gobernado por la relatividad especial , tales superficies serían hiperboloides , porque la dilatación del tiempo relativista significa que los relojes de los observadores distantes que retroceden rápidamente se desaceleran, de modo que las superficies espaciales deben doblarse "hacia el futuro" en largas distancias. Sin embargo, dentro de la relatividad general , la forma de estas superficies espaciales sincrónicas como móviles se ve afectada por la gravedad. Las observaciones actuales son consistentes con que estas superficies espaciales son geométricamente planas (de modo que, por ejemplo, los ángulos de un triángulo suman 180 grados).
Un universo en expansión suele tener una edad finita. La luz y otras partículas sólo pueden haberse propagado una distancia finita. La distancia en movimiento que tales partículas pueden haber cubierto a lo largo de la edad del universo se conoce como horizonte de partículas , y la región del universo que se encuentra dentro de nuestro horizonte de partículas se conoce como universo observable .
Si la energía oscura que se infiere que domina el universo hoy es una constante cosmológica, entonces el horizonte de partículas converge a un valor finito en el futuro infinito. Esto implica que la cantidad de universo que alguna vez podremos observar es limitada. Existen muchos sistemas cuya luz nunca podrá llegar hasta nosotros, porque existe un horizonte de sucesos cósmico inducido por la gravedad repulsiva de la energía oscura.
Al estudiar la evolución de la estructura dentro del universo surge una escala natural, conocida como horizonte de Hubble . Las perturbaciones cosmológicas mucho mayores que el horizonte de Hubble no son dinámicas, porque las influencias gravitacionales no tienen tiempo de propagarse a través de ellas, mientras que las perturbaciones mucho más pequeñas que el horizonte de Hubble se rigen directamente por la dinámica gravitacional newtoniana .
La velocidad peculiar de un objeto es su velocidad con respecto a la cuadrícula de coordenadas comomoves, es decir, con respecto al movimiento promedio del material circundante. Es una medida de cómo el movimiento de una partícula se desvía del flujo de Hubble del universo en expansión. Las velocidades peculiares de las partículas no relativistas decaen a medida que el universo se expande, en proporción inversa al factor de escala cósmica . Esto puede entenderse como un efecto de autoclasificación. Una partícula que se mueve en alguna dirección supera gradualmente el flujo de expansión cósmica de Hubble en esa dirección, acercándose asintóticamente al material con la misma velocidad que la suya.
De manera más general, los momentos peculiares de las partículas tanto relativistas como no relativistas decaen en proporción inversa al factor de escala. Para los fotones, esto conduce al corrimiento al rojo cosmológico . Si bien el corrimiento al rojo cosmológico a menudo se explica como el estiramiento de las longitudes de onda de los fotones debido a la "expansión del espacio", se ve más naturalmente como una consecuencia del efecto Doppler . [3]
El universo se enfría a medida que se expande. Esto se deriva de la desintegración de los momentos peculiares de las partículas, como se analizó anteriormente. También puede entenderse como enfriamiento adiabático . La temperatura de los fluidos ultrarelativistas , a menudo llamados "radiación" e incluido el fondo cósmico de microondas , escala inversamente con el factor de escala (es decir ). La temperatura de la materia no relativista cae más bruscamente, escalando como el cuadrado inverso del factor de escala (es decir, ).
El contenido del universo se diluye a medida que se expande. El número de partículas dentro de un volumen en movimiento permanece fijo (en promedio), mientras que el volumen se expande. Para la materia no relativista, esto implica que la densidad de energía cae como , donde es el factor de escala .
Para las partículas ultrarelativistas ("radiación"), la densidad de energía cae más bruscamente a medida que . Esto se debe a que, además de la dilución del volumen del recuento de partículas, la energía de cada partícula (incluida la energía de la masa en reposo ) también cae significativamente debido a la disminución de momentos peculiares.
En general, podemos considerar un fluido perfecto con presión , donde está la densidad de energía. El parámetro es la ecuación del parámetro de estado . La densidad de energía de dicho fluido disminuye como
La materia no relativista tiene, mientras que la radiación tiene . Para un fluido exótico con presión negativa, como la energía oscura, la densidad de energía cae más lentamente; si permanece constante en el tiempo. Si , correspondiente a la energía fantasma , la densidad de energía crece a medida que el universo se expande.
La inflación es un período de expansión acelerada que, según la hipótesis, se produjo en un momento de alrededor de 10 −32 segundos. Habría sido impulsado por el inflatón , un campo que tiene un estado de falso vacío de energía positiva . La inflación se propuso originalmente para explicar la ausencia de reliquias exóticas predichas por las grandes teorías unificadas , como los monopolos magnéticos , porque la rápida expansión habría diluido tales reliquias. Posteriormente se comprendió que la expansión acelerada también resolvería el problema del horizonte y el problema de la planitud . Además, las fluctuaciones cuánticas durante la inflación habrían creado variaciones iniciales en la densidad del universo, que la gravedad luego amplificó para producir el espectro observado de variaciones de densidad de la materia . [ cita necesaria ]
Durante la inflación, el factor de escala cósmica creció exponencialmente en el tiempo. Para resolver los problemas de horizonte y planitud, la inflación debe haber durado lo suficiente como para que el factor de escala creciera al menos en un factor de e 60 (alrededor de 10 26 ). [ cita necesaria ]
La historia del universo después de la inflación pero antes de un tiempo de aproximadamente 1 segundo es en gran medida desconocida. [20] Sin embargo, se sabe que el universo había estado dominado por partículas ultrarelativistas del modelo estándar , convencionalmente llamadas radiación , en el momento del desacoplamiento de los neutrinos , aproximadamente 1 segundo. [21] Durante el dominio de la radiación, la expansión cósmica se desaceleró, con el factor de escala creciendo proporcionalmente con la raíz cuadrada del tiempo.
Dado que la radiación se desplaza al rojo a medida que el universo se expande, con el tiempo la materia no relativista llegó a dominar la densidad de energía del universo. Esta transición ocurrió unos 50 mil años después del Big Bang. Durante la época dominada por la materia, la expansión cósmica también se desaceleró, con el factor de escala creciendo a 2/3 de la potencia de la época ( ). Además, la formación de estructuras gravitacionales es más eficiente cuando domina la materia no relativista, y esta época es responsable de la formación de galaxias y de la estructura a gran escala del universo .
Hace unos 3 mil millones de años, en un período de aproximadamente 11 mil millones de años, se cree que la energía oscura comenzó a dominar la densidad de energía del universo. Esta transición se produjo porque la energía oscura no se diluye a medida que el universo se expande, sino que mantiene una densidad de energía constante. De manera similar a la inflación, la energía oscura impulsa una expansión acelerada, de modo que el factor de escala crece exponencialmente con el tiempo.
La forma más directa de medir la tasa de expansión es medir de forma independiente las velocidades de recesión y las distancias de objetos distantes, como las galaxias. La relación entre estas cantidades da la velocidad de Hubble, de acuerdo con la ley de Hubble. Normalmente, la distancia se mide utilizando una vela estándar , que es un objeto o evento cuyo brillo intrínseco se conoce. La distancia del objeto se puede entonces inferir del brillo aparente observado . Mientras tanto, la velocidad de la recesión se mide a través del corrimiento al rojo. Hubble utilizó este enfoque para su medición original de la tasa de expansión, midiendo el brillo de las estrellas variables Cefeidas y los corrimientos al rojo de sus galaxias anfitrionas. Más recientemente, utilizando supernovas de Tipo Ia , se midió que la tasa de expansión era H 0 = 73,24 ± 1,74 (km/s)/Mpc . [22] Esto significa que por cada millón de parsecs de distancia del observador, la velocidad de recesión de los objetos a esa distancia aumenta en aproximadamente 73 kilómetros por segundo (160.000 mph).
Las supernovas son observables a distancias tan grandes que el tiempo de viaje de la luz desde ellas puede aproximarse a la edad del universo. En consecuencia, pueden utilizarse para medir no sólo la tasa de expansión actual sino también la historia de la expansión. En un trabajo que recibió el Premio Nobel de Física de 2011 , se utilizaron observaciones de supernovas para determinar que la expansión cósmica se está acelerando en la época actual. [23]
Partiendo de un modelo cosmológico, como por ejemplo el modelo Lambda-CDM , otra posibilidad es deducir la tasa de expansión actual a partir de los tamaños de las mayores fluctuaciones observadas en el fondo cósmico de microondas . Una tasa de expansión más alta implicaría un tamaño característico más pequeño de las fluctuaciones del CMB, y viceversa. La colaboración de Planck midió la tasa de expansión de esta manera y determinó H 0 = 67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc . [24] Existe un desacuerdo entre esta medición y las mediciones basadas en supernovas, conocidas como tensión de Hubble .
Una tercera opción propuesta recientemente es utilizar información de eventos de ondas gravitacionales (especialmente aquellos que involucran la fusión de estrellas de neutrones , como GW170817 ) para medir la tasa de expansión. [25] [26] Tales mediciones aún no tienen la precisión para resolver la tensión de Hubble.
En principio, la historia de la expansión cósmica también se puede medir estudiando cómo cambian los corrimientos al rojo, las distancias, los flujos, las posiciones angulares y los tamaños angulares de los objetos astronómicos a lo largo del tiempo en que se observan. Estos efectos son demasiado pequeños para haber sido detectados todavía. Sin embargo, a mediados de la década de 2030 se podrían observar cambios en el corrimiento al rojo o el flujo mediante el Square Kilometer Array o el Extremely Large Telescope . [27]
A escalas cosmológicas, el universo actual se ajusta al espacio euclidiano , lo que los cosmólogos describen como geométricamente plano , dentro del error experimental. [28]
En consecuencia, las reglas de la geometría euclidiana asociadas con el quinto postulado de Euclides se mantienen en el universo actual en el espacio 3D. Sin embargo, es posible que la geometría del espacio 3D pasado haya sido muy curvada. La curvatura del espacio a menudo se modela utilizando un tensor de curvatura de Riemann distinto de cero en la curvatura de variedades de Riemann . El espacio euclidiano "geométricamente plano" tiene un tensor de curvatura de Riemann de cero.
El espacio "geométricamente plano" tiene tres dimensiones y es coherente con el espacio euclidiano. Sin embargo, el espacio-tiempo tiene cuatro dimensiones; no es plano según la teoría general de la relatividad de Einstein. La teoría de Einstein postula que "la materia y la energía curvan el espacio-tiempo, y hay suficiente materia y energía para proporcionar la curvatura". [29]
En parte para dar cabida a geometrías tan diferentes, la expansión del universo es inherentemente relativista general. No se puede modelar únicamente con la relatividad especial : aunque tales modelos existen, pueden estar en desacuerdo fundamental con la interacción observada entre la materia y el espacio-tiempo en el universo.
Las imágenes de la derecha muestran dos vistas de diagramas espacio-temporales que muestran la geometría a gran escala del universo según el modelo cosmológico ΛCDM . Se omiten dos de las dimensiones del espacio, dejando una dimensión del espacio (la dimensión que crece a medida que el cono se hace más grande) y otra del tiempo (la dimensión que "sube" por la superficie del cono). El extremo circular estrecho del diagrama corresponde a un tiempo cosmológico de 700 millones de años después del Big Bang, mientras que el extremo ancho es un tiempo cosmológico de 18 mil millones de años, donde se puede ver el comienzo de la expansión acelerada como una extensión hacia afuera del espacio-tiempo, una característica que finalmente domina en este modelo. Las líneas violetas de la cuadrícula marcan el tiempo cosmológico a intervalos de mil millones de años desde el Big Bang. Las líneas de la cuadrícula cian marcan distancias de movimiento a intervalos de mil millones de años luz en la era actual (menos en el pasado y más en el futuro). La curvatura circular de la superficie es un artefacto de la incrustación sin significado físico y se realiza con fines ilustrativos; un universo plano no se curva sobre sí mismo. (Se puede observar un efecto similar en la forma tubular de la pseudoesfera ).
La línea marrón en el diagrama es la línea mundial de la Tierra (o más precisamente su ubicación en el espacio, incluso antes de que se formara). La línea amarilla es la línea mundial del quásar conocido más distante . La línea roja es la trayectoria de un rayo de luz emitido por el quásar hace unos 13 mil millones de años y que llega a la Tierra en la actualidad. La línea naranja muestra la distancia actual entre el quásar y la Tierra, unos 28 mil millones de años luz, que es una distancia mayor que la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz, ct .
Según el principio de equivalencia de la relatividad general, las reglas de la relatividad especial son válidas localmente en pequeñas regiones del espacio-tiempo que son aproximadamente planas. En particular, la luz siempre viaja localmente a la velocidad c ; En el diagrama esto significa, según la convención de la construcción de diagramas espacio-temporales, que los haces de luz siempre forman un ángulo de 45° con las líneas de la cuadrícula local. Sin embargo, de ello no se sigue que la luz recorra una distancia ct en un tiempo t , como ilustra la línea roja del mundo. Si bien siempre se mueve localmente en c , su tiempo en tránsito (alrededor de 13 mil millones de años) no está relacionado con la distancia recorrida de ninguna manera simple, ya que el universo se expande a medida que el haz de luz atraviesa el espacio y el tiempo. Por tanto, la distancia recorrida es inherentemente ambigua debido a la escala cambiante del universo. Sin embargo, hay dos distancias que parecen tener significado físico: la distancia entre la Tierra y el cuásar cuando se emitió la luz, y la distancia entre ellos en la era actual (tomando una porción del cono a lo largo de la dimensión definida como dimensión espacial). ). La primera distancia es de unos 4 mil millones de años luz, mucho menor que ct , mientras que la última distancia (mostrada por la línea naranja) es de aproximadamente 28 mil millones de años luz, mucho mayor que ct . En otras palabras, si el espacio no se estuviera expandiendo hoy, la luz tardaría 28 mil millones de años en viajar entre la Tierra y el cuásar, mientras que si la expansión se hubiera detenido antes, solo habría tardado 4 mil millones de años.
La luz tardó mucho más de 4 mil millones de años en llegar hasta nosotros, aunque fue emitida desde sólo 4 mil millones de años luz de distancia. De hecho, la luz emitida hacia la Tierra en realidad se estaba alejando de la Tierra cuando se emitió por primera vez; la distancia métrica a la Tierra aumentó con el tiempo cosmológico durante los primeros miles de millones de años de su viaje, lo que también indica que la expansión del espacio entre la Tierra y el cuásar en los primeros tiempos fue más rápida que la velocidad de la luz. Nada de este comportamiento se origina en una propiedad especial de la expansión métrica, sino más bien en principios locales de relatividad especial integrados sobre una superficie curva.
Con el tiempo, el espacio que conforma el universo se va expandiendo. Las palabras " espacio " y " universo ", a veces utilizadas indistintamente, tienen significados distintos en este contexto. Aquí, "espacio" es un concepto matemático que representa la variedad tridimensional en la que están incrustadas nuestras respectivas posiciones, mientras que "universo" se refiere a todo lo que existe, incluida la materia y la energía en el espacio, las dimensiones adicionales que pueden estar envueltas. en varias cadenas , y el tiempo a través del cual tienen lugar varios eventos. La expansión del espacio se refiere únicamente a esta variedad 3D; es decir, la descripción no implica estructuras como dimensiones adicionales o un universo exterior. [30]
La topología última del espacio es a posteriori – algo que en principio debe observarse – ya que no hay restricciones que puedan simplemente razonarse (en otras palabras, no puede haber restricciones a priori ) sobre cómo está conectado el espacio en el que vivimos. o si se envuelve sobre sí mismo como un espacio compacto . Aunque ciertos modelos cosmológicos como el universo de Gödel incluso permiten líneas de mundo extrañas que se cruzan entre sí, en última instancia la pregunta es si estamos en algo así como un " universo Pac-Man ", donde si viajar lo suficientemente lejos en una dirección permitiría simplemente terminar Volver al mismo lugar, como dar la vuelta completa a la superficie de un globo (o un planeta como la Tierra), es una cuestión de observación que está limitada como mensurable o no por la geometría global del universo . En la actualidad, las observaciones son consistentes con que el universo tiene una extensión infinita y es un espacio simplemente conectado , aunque los horizontes cosmológicos limitan nuestra capacidad para distinguir entre propuestas simples y más complicadas. El universo podría tener una extensión infinita o podría ser finito; pero la evidencia que conduce al modelo inflacionario del universo primitivo también implica que el "universo total" es mucho más grande que el universo observable. Por lo tanto, cualquier borde o geometría o topología exótica no sería directamente observable ya que la luz no ha alcanzado escalas en las que tales aspectos del universo, si existen, todavía estén permitidos. Para todos los efectos, es seguro asumir que el universo es infinito en extensión espacial, sin límites ni conexiones extrañas. [31]
Independientemente de la forma general del universo, la pregunta de hacia qué se está expandiendo el universo no requiere una respuesta de acuerdo con las teorías que describen la expansión; la forma en que definimos el espacio en nuestro universo de ninguna manera requiere espacio exterior adicional al que pueda expandirse, ya que una expansión de una extensión infinita puede ocurrir sin cambiar la extensión infinita de la extensión. Lo único que es seguro es que la variedad del espacio en el que vivimos simplemente tiene la propiedad de que las distancias entre los objetos aumentan a medida que pasa el tiempo. Esto sólo implica las simples consecuencias observacionales asociadas con la expansión métrica que se explora a continuación. No se requiere ningún "afuera" o incrustación en el hiperespacio para que se produzca una expansión. Las visualizaciones que a menudo se ven del universo creciendo como una burbuja hacia la nada son engañosas en ese sentido. No hay razón para creer que haya algo "fuera" del universo en expansión hacia el cual el universo se expande.
Incluso si la extensión espacial general es infinita y, por lo tanto, el universo no puede "crecerse", todavía decimos que el espacio se está expandiendo porque, localmente, la distancia característica entre los objetos está aumentando. A medida que un espacio infinito crece, sigue siendo infinito.
A pesar de ser extremadamente denso cuando era muy joven y durante parte de su expansión inicial (mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro ), el universo no volvió a colapsar en un agujero negro. Esto se debe a que los cálculos comúnmente utilizados para el colapso gravitacional generalmente se basan en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas , y no se aplican al espacio en rápida expansión como el Big Bang.
La expansión del espacio a veces se describe como una fuerza que actúa para separar los objetos. Aunque ésta es una descripción precisa del efecto de la constante cosmológica, no es una imagen precisa del fenómeno de la expansión en general. [32]
Además de frenar la expansión general, la gravedad provoca la acumulación local de materia en estrellas y galaxias. Una vez que los objetos se forman y están sujetos por la gravedad, "salen" de la expansión y no se expanden posteriormente bajo la influencia de la métrica cosmológica, ya que no hay ninguna fuerza que los obligue a hacerlo.
No hay diferencia entre la expansión inercial del universo y la separación inercial de objetos cercanos en el vacío; lo primero es simplemente una extrapolación a gran escala de lo segundo.
Una vez que los objetos están unidos por la gravedad, ya no se alejan unos de otros. Por lo tanto, la galaxia de Andrómeda , que está unida a la Vía Láctea , en realidad cae hacia nosotros y no se expande. Dentro del Grupo Local , las interacciones gravitacionales han cambiado los patrones inerciales de los objetos de tal manera que no se produce ninguna expansión cosmológica. Más allá del grupo local, la expansión inercial es mensurable, aunque los efectos gravitacionales sistemáticos implican que partes cada vez más grandes del espacio eventualmente caerán del " flujo Hubble " y terminarán como objetos atados y no en expansión hasta las escalas de supercúmulos de galaxias. Estos eventos futuros se predicen conociendo la forma precisa en que está cambiando el flujo de Hubble, así como las masas de los objetos hacia los cuales somos atraídos gravitacionalmente. Actualmente, el Grupo Local está siendo atraído gravitacionalmente hacia el Supercúmulo Shapley o hacia el " Gran Atractor ", con el que eventualmente nos fusionaríamos si la energía oscura no estuviera actuando.
Una consecuencia de que la expansión métrica se deba al movimiento inercial es que una "explosión" local uniforme de materia en el vacío puede describirse localmente mediante la geometría FLRW , la misma geometría que describe la expansión del universo en su conjunto y que también fue la base. para el universo Milne más simple , que ignora los efectos de la gravedad. En particular, la relatividad general predice que la luz se moverá a una velocidad c con respecto al movimiento local de la materia que explota, un fenómeno análogo al arrastre de cuadros .
La situación cambia un poco con la introducción de la energía oscura o una constante cosmológica. Una constante cosmológica debida a la densidad de energía del vacío tiene el efecto de agregar una fuerza repulsiva entre objetos que es proporcional (no inversamente proporcional) a la distancia. A diferencia de la inercia, "tira" activamente de objetos que se han agrupado bajo la influencia de la gravedad, e incluso de átomos individuales. Sin embargo, esto no hace que los objetos crezcan de manera constante o se desintegren; a menos que estén muy débilmente unidos, simplemente se establecerán en un estado de equilibrio que es ligeramente (indetectable) mayor de lo que habría sido de otro modo. A medida que el universo se expande y la materia que contiene se adelgaza, la atracción gravitacional disminuye (ya que es proporcional a la densidad), mientras que la repulsión cosmológica aumenta. Por lo tanto, el destino final del universo ΛCDM es un casi vacío que se expande a un ritmo cada vez mayor bajo la influencia de la constante cosmológica. Sin embargo, los objetos unidos gravitacionalmente como la Vía Láctea no se expanden, y la galaxia de Andrómeda se está moviendo lo suficientemente rápido hacia nosotros como para fusionarse con la Vía Láctea dentro de unos 3 mil millones de años.
Al final del período inflacionario del universo temprano , toda la materia y la energía del universo se colocaron en una trayectoria inercial consistente con el principio de equivalencia y la teoría general de la relatividad de Einstein . Aquí es cuando tuvo su origen la forma precisa y regular de la expansión del universo (es decir, la materia en el universo se está separando porque se estaba separando en el pasado debido al campo de inflación ). [ cita necesaria ]
Si bien la relatividad especial prohíbe que los objetos se muevan más rápido que la luz con respecto a un marco de referencia local donde el espacio-tiempo puede ser tratado como plano e inmutable , no se aplica a situaciones donde la curvatura del espacio-tiempo o la evolución en el tiempo se vuelven importantes. Estas situaciones se describen mediante la relatividad general, que permite que la separación entre dos objetos distantes aumente más rápido que la velocidad de la luz, aunque la definición de "distancia" aquí es algo diferente de la utilizada en un sistema inercial. La definición de distancia utilizada aquí es la suma o integración de distancias de movimiento local , todo realizado en un tiempo local adecuado constante. Por ejemplo, las galaxias que están más lejos que el radio de Hubble , aproximadamente a 4,5 gigaparsecs o 14,7 mil millones de años luz , de nosotros tienen una velocidad de recesión que es más rápida que la velocidad de la luz . La visibilidad de estos objetos depende de la historia exacta de la expansión del universo. La luz que hoy se emite desde galaxias más allá del horizonte de sucesos cosmológicos más distante , alrededor de 5 gigaparsecs o 16 mil millones de años luz, nunca nos llegará, aunque todavía podemos ver la luz que estas galaxias emitieron en el pasado. Debido a la alta tasa de expansión, también es posible que la distancia entre dos objetos sea mayor que el valor calculado multiplicando la velocidad de la luz por la edad del universo. Estos detalles son una fuente frecuente de confusión entre los aficionados e incluso los físicos profesionales. [33] Debido a la naturaleza no intuitiva del tema y a lo que algunos han descrito como elecciones de redacción "descuidadas", ciertas descripciones de la expansión métrica del espacio y los conceptos erróneos a los que tales descripciones pueden conducir son un tema constante de discusión. discusión dentro de los campos de la educación y la comunicación de conceptos científicos. [34] [35] [36] [37]
La expansión del universo a menudo se ilustra con modelos conceptuales en los que se considera que un objeto en expansión representa el espacio en expansión. Estos modelos pueden ser engañosos en la medida en que dan la falsa impresión de que el espacio en expansión puede arrastrar objetos consigo. En realidad, la expansión del universo corresponde únicamente al movimiento inercial de los objetos alejándose unos de otros.
En el " modelo de hormiga sobre una cuerda de goma ", uno imagina una hormiga (idealizada como puntual) arrastrándose a velocidad constante sobre una cuerda perfectamente elástica que se estira constantemente. Si estiramos la cuerda de acuerdo con el factor de escala ΛCDM y pensamos en la velocidad de la hormiga como la velocidad de la luz, entonces esta analogía es numéricamente precisa: la posición de la hormiga a lo largo del tiempo coincidirá con la trayectoria de la línea roja en el diagrama de incrustación de arriba.
En el "modelo de lámina de goma", se reemplaza la cuerda con una lámina de goma plana bidimensional que se expande uniformemente en todas direcciones. La adición de una segunda dimensión espacial plantea la posibilidad de mostrar perturbaciones locales de la geometría espacial por curvatura local en la lámina.
En el "modelo del globo", la lámina plana se reemplaza por un globo esférico que se infla desde un tamaño inicial de cero (que representa el Big Bang). Un globo tiene una curvatura gaussiana positiva , mientras que las observaciones sugieren que el universo real es espacialmente plano, pero esta inconsistencia puede eliminarse haciendo el globo muy grande para que sea localmente plano dentro de los límites de observación. Esta analogía es potencialmente confusa ya que podría sugerir erróneamente que el Big Bang tuvo lugar en el centro del globo. De hecho, los puntos fuera de la superficie del globo no tienen significado, incluso si estuvieron ocupados por el globo en un momento anterior.
En el "modelo de pan con pasas", uno imagina una barra de pan con pasas expandiéndose en un horno. El pan (espacio) se expande en su conjunto, pero las pasas (objetos ligados gravitacionalmente) no se expanden; simplemente se alejan más unos de otros.
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