La expansión acelerada del universo

Fenómeno cosmológico

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 momento cosmológico actual.

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 vela 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 hasta ellos. Luego, la distancia se puede comparar con el corrimiento al rojo cosmológico de las supernovas , 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 están alejando unos de otros a un ritmo acelerado. Los cosmólogos de la época esperaban que la velocidad de recesión siempre se desaceleraría debido a la atracción gravitacional de la materia en el universo. Posteriormente, tres miembros de estos dos grupos recibieron el Premio Nobel por su descubrimiento. ^[7] Se han encontrado pruebas que lo confirman en oscilaciones acústicas bariónicas y en análisis de la agrupación de galaxias.

Se cree que la expansión acelerada del universo comenzó desde que el universo entró en su era dominada por la energía oscura hace aproximadamente 5 mil millones de años. ^{[8] [notas 1]} En el marco de la relatividad general , una expansión acelerada puede explicarse por 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 supone energía oscura ( Λ positiva ) se utiliza en el modelo estándar actual de cosmología , que también incluye materia oscura fría (CDM) y se conoce como 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.

${\displaystyle H^{2}={\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)}^{2}={\frac {8{\pi }G}{3}}\rho -{\frac {{\kappa }c^{2}}{a^{2}}}}$

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]

Definimos una densidad crítica.

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8{\pi }G}}}$

y el parámetro de densidad

${\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}}}}$

Luego podemos reescribir el parámetro de Hubble como

${\displaystyle H(a)=H_{0}{\sqrt {{\Omega _{k}a^{-2}+\Omega }_{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{\mathrm {DE} }a^{-3(1+w)}}}}$

donde los cuatro contribuyentes actualmente hipotéticos a la densidad de energía del universo son la curvatura , la materia , la radiación y la energía oscura . ^[11] Cada uno de los componentes disminuye con la expansión del universo (factor de escala creciente), 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.

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4{\pi }G}{3}}\left(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\right)}$

donde la presión P está definida por el modelo cosmológico elegido. (ver modelos explicativos a continuación)

Hubo un tiempo en que los físicos estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron el llamado parámetro de desaceleración q ₀ . ^[12] Las observaciones actuales 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 y casi exponencial. Si bien la escala de tiempo para este período de expansión fue mucho más corta que la de la expansión actual, este fue 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, es positiva, lo que equivale a que el parámetro de desaceleración , sea negativo. Sin embargo, tenga en cuenta que esto no implica que el parámetro de Hubble aumente con el tiempo. Dado que el parámetro de Hubble se define como , de las definiciones se deduce que la derivada del parámetro de Hubble está dada por ${\displaystyle {\ddot {a}}}$ ${\displaystyle q}$ ${\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}$

${\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}$

por lo que el parámetro de Hubble disminuye con el tiempo a menos que . Las observaciones prefieren , lo que implica que es positivo pero es negativo. Esencialmente, 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, diferentes galaxias que se expanden a través de una esfera de radio fijo cruzan la esfera más lentamente en momentos posteriores. ${\displaystyle q<-1}$ ${\displaystyle q\approx -0.55}$ ${\displaystyle {\ddot {a}}}$ ${\displaystyle dH/dt}$

Se ve desde arriba que el caso de "aceleración/desaceleración cero" corresponde a una función lineal de ,, y . ${\displaystyle a(t)}$ ${\displaystyle t}$ ${\displaystyle q=0}$ ${\displaystyle {\dot {a}}=const}$ ${\displaystyle H(t)=1/t}$

Evidencia de aceleración

La tasa de expansión del universo se puede analizar utilizando la relación magnitud -corrimiento al rojo de los objetos astronómicos usando velas estándar , o su relación distancia-corrimiento al rojo usando reglas estándar . También es un factor el crecimiento de la estructura a gran escala , encontrándose que los valores observados de los parámetros cosmológicos se describen mejor mediante modelos que incluyen una expansión acelerada.

Observación de supernovas

Impresión artística de una supernova de tipo Ia, revelada 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 en explosión que han excedido su límite de estabilidad . Como todos tienen masas similares, su luminosidad intrínseca puede estandarizarse. Se utilizan imágenes repetidas 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 se pueden utilizar para determinar su corrimiento al rojo .

Para supernovas con un desplazamiento al rojo inferior a aproximadamente 0,1, o un tiempo de viaje de la luz inferior 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 ha cambiado la tasa de expansión con el tiempo. El cálculo completo requiere la integración por computadora de la ecuación de Friedmann, pero se puede obtener 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.

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

Entonces, una supernova con un corrimiento al rojo medido z = 0,5 implica que el universo era1/1 + 0,5 = 2/3de su tamaño actual cuando explotó la supernova. En el caso de una expansión acelerada, es positivo; por lo tanto, era menor en el pasado que hoy. Por lo tanto, un universo en aceleración tardó más tiempo en expandirse de 2/3 a 1 veces su tamaño actual, en comparación con un universo sin aceleración con el mismo valor actual de la constante de Hubble. Esto da como resultado un mayor tiempo de viaje de la luz, una mayor distancia y supernovas más débiles, lo que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess et al. encontró que "las distancias del SNe Ia de alto corrimiento al rojo eran, en promedio, entre un 10% y un 15% más largas 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] ${\displaystyle {\ddot {a}}}$ ${\displaystyle {\dot {a}}}$ ${\displaystyle {\dot {a}}}$

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", que es decir, para una aceleración isotrópica en todas las direcciones. ^{[17] [18]} Véase también la sección sobre teorías alternativas a continuación.

Oscilaciones acústicas bariónicas.

En el universo primitivo, antes de que se produjera 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-bariones se contraerían, siendo comprimidos por la gravedad hasta que la presión se hiciera demasiado grande y se expandieran nuevamente. ^[12] Esta contracción y expansión creó vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras . Dado que la materia oscura sólo interactúa gravitacionalmente , permaneció en el centro de la onda sonora, origen de la sobredensidad original. Cuando se produjo el desacoplamiento, aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, ^[19] los fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente a través del universo, creando el fondo cósmico de microondas tal como lo conocemos. Esto dejó capas de materia bariónica en un radio fijo de las sobredensidades de la materia oscura, una distancia conocida como horizonte sonoro. A medida que pasó el tiempo y el universo se expandió, fue en estas faltas de homogeneidad de densidad de materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Entonces, 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 usarla 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 una de otra) a 100 h ⁻¹ Mpc , ^[11] (donde h es la constante de Hubble adimensional ), lo que indica que este es el tamaño del horizonte sonoro. hoy, y comparándolo 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 un umbral de masa, también proporciona evidencia de la energía oscura ^{[ se necesita más explicación ]} . ^[21] Al comparar estas funciones de masa con desplazamientos al rojo altos y bajos 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 de energía oscura distinta de cero. ^[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.

${\displaystyle t_{0}=\int _{0}^{1}{\frac {da}{\dot {a}}}}$

Comparando esto con los valores reales medidos de los parámetros cosmológicos, podemos confirmar la validez de un modelo que se está acelerando ahora 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 sólo 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. Abad y col. 2017 midió 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 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 tiene una presión negativa (acción repulsiva) que se distribuye de forma relativamente homogénea en el espacio.

${\displaystyle P=wc^{2}\rho }$

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 < −1/3para aceleración cósmica (esto conduce a un valor positivo de ä en la ecuación de aceleración anterior).

La explicación más sencilla de la energía oscura es que se trata de una constante cosmológica o energía del vacío ; en este caso w = −1 . Esto lleva al modelo Lambda-CDM , que generalmente se conoce como el modelo estándar de cosmología desde 2003 hasta el presente, ya que es el modelo más simple y concuerda con una variedad de observaciones recientes. Riess et al. descubrieron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecían modelos en expansión con constante cosmológica positiva ( Ω _λ > 0 ) y una expansión acelerada actual ( q ₀ < 0 ). ^[14]

Energía fantasma

Las observaciones actuales 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, provocando una repulsión gravitacional tan enorme que el universo perdería toda estructura y terminaría en un Gran Desgarro . ^[26] Por ejemplo, para w = −3/2y H ₀  =70 km·s ⁻¹ ·Mpc ⁻¹ , el tiempo que queda antes de que el universo termine en este Big Rip 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 masas negativa no supone 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 ésta 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 la antimateria ^{[31] [32] [33]} o una desviación de las leyes gravitacionales de la relatividad general, como la gravedad masiva. , lo que significa que los propios gravitones tienen masa. ^[34] La medición de la velocidad de la gravedad con el evento de onda gravitacional GW170817 descartó muchas teorías de la gravedad modificadas como explicaciones alternativas a la energía oscura. ^{[35] [36] [37]} Otro tipo de modelo, la conjetura de la retrorreacción, ^{[38] [39]} fue propuesta por el cosmólogo Syksy Räsänen: ^[40] la tasa de expansión no es homogénea, pero la Tierra se encuentra en una región donde la expansión es más rápido que el fondo. Las faltas de homogeneidad en el universo primitivo causan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que el promedio. Según la relatividad general, el espacio es menos curvado que en las paredes y, por tanto, parece tener más volumen y una mayor tasa de expansión. En las regiones más densas, la expansión se ve frenada por una mayor atracción gravitacional. Por lo tanto, el colapso hacia adentro de las regiones más densas parece lo mismo que una expansión acelerada de las burbujas, lo que nos lleva a concluir que el universo está experimentando una expansión acelerada. ^[41] El beneficio es que no requiere ninguna física nueva como la energía oscura. Räsänen no considera probable el modelo, pero sin falsificación alguna, debe seguir siendo una posibilidad. Se necesitarían fluctuaciones de densidad bastante grandes (20%) para funcionar. ^[40]

Una última posibilidad es que la energía oscura sea una ilusión causada por algún sesgo en las mediciones. Por ejemplo, si estamos ubicados 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 aceleración. ^{[42] [43] [44] [45]} Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro grupo local. Si bien son débiles, estos efectos, considerados acumulativamente a lo largo de miles de millones de años, podrían volverse significativos, creando la ilusión de una aceleración cósmica y haciendo que parezca como si viviéramos en una burbuja de Hubble . ^{[46] [47] [48]} Sin embargo, 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, ^{[49] [50]} o que el tamaño de muestra de supernova utilizado no era lo suficientemente grande. ^{[51] [52]}

Teorías de las consecuencias para el universo.

A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y la materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de la energía oscura (ver ecuación de estado ) y, eventualmente, la energía oscura domina. 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 casi no cambia (es exactamente constante si la energía oscura es la constante cosmológica ). ^[12]

En 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 Sitter . Esto eventualmente conducirá a que desaparezca toda evidencia del Big Bang, a medida que el fondo cósmico de microondas se desplace al rojo a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. Con el tiempo, su frecuencia será lo suficientemente baja como para ser absorbida por el medio interestelar y, por tanto, ocultada por 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 la cosmología tal como la conocemos a medida que el universo distante se oscurezca. ^[53]

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, la comprensión actual es que toda la materia se ionizará y se desintegrará en partículas estables aisladas, como electrones y neutrinos , y todas las estructuras complejas se disiparán. ^[54] Este escenario se conoce como " muerte por calor del universo " (también conocido como la Gran Helada ).

Las alternativas para el destino final del universo incluyen el Big Rip mencionado anteriormente, un Big Bounce o un Big Crunch .

Ver también

• Constante cosmológica
• Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker
• Equipo de búsqueda de supernovas High-Z
• Modelo Lambda-CDM
• Lista de múltiples descubrimientos
• Expansión del universo
• Factor de escala (cosmología)
• Proyecto de cosmología de supernovas
• Constante de Hubble

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 ) ".
   pag. 44: "En conjunto, todos los datos actuales proporcionan evidencia sólida de la existencia de energía oscura; limitan la fracción de densidad crítica aportada por la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de ecuación de estado, w  ≈ −1 ± 0,1 (stat) ± 0,1 (sys), suponiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse con un corrimiento al rojo z ~  0,4 y una edad t ~  10 Gyr. Estos resultados son sólidos: los datos de cualquier método se pueden eliminar sin comprometer las limitaciones, y no se debilitan sustancialmente al abandonar el supuesto de planitud espacial".

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