Aceleración de la expansión 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 tiempo 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 Proyecto de Cosmología de Supernovas y el Equipo de Búsqueda de Supernovas de Alta Z , que utilizaron supernovas distantes de tipo Ia para medir la aceleración. ^{[4] [5] [6]} La idea era que como las supernovas de tipo Ia tienen casi el mismo brillo intrínseco (una candela estándar ), y dado que los objetos que están más lejos parecen más tenues, el brillo observado de estas supernovas se puede utilizar para medir la distancia a ellas. La distancia se puede comparar entonces con el corrimiento al rojo cosmológico de las supernovas , que mide cuánto se ha expandido el universo desde que se produjo 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 desacelerara, debido a la atracción gravitatoria de la materia en el universo. Tres miembros de estos dos grupos fueron galardonados posteriormente con el Premio Nobel por su descubrimiento. ^[7] Se han encontrado pruebas que lo confirman en las oscilaciones acústicas bariónicas y en los análisis del agrupamiento de galaxias.

Se cree que la expansión acelerada del universo comenzó cuando el universo entró en su era dominada por la energía oscura hace aproximadamente 5 mil millones de años. ^{[8] [notas 1]} Dentro del 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 posibles explicaciones alternativas, la descripción que supone energía oscura ( Λ positiva ) se utiliza en el modelo estándar de cosmología , que también incluye la materia oscura fría (CDM) y se conoce como el modelo Lambda-CDM .

Fondo

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

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

donde κ representa la curvatura del universo , a ( t ) es el factor de escala , ρ es la densidad de energía total del universo y H es el parámetro de Hubble . ^[10]

La densidad crítica se define como

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

y el parámetro de densidad

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

El parámetro Hubble puede entonces reescribirse 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 usan 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 )

Los físicos en un tiempo estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron el llamado parámetro de desaceleración q ₀ . ^[12] Observaciones recientes indican que este parámetro de desaceleración es negativo.

Relación con la inflación

Según la teoría de la inflación cósmica , el universo primitivo atravesó un período de expansión muy rápida, casi exponencial. Si bien la escala temporal de este período de expansión fue mucho más corta que la de la expansión actual, 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 cósmico, , 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 , se deduce de las definiciones 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 tanto, el parámetro de Hubble disminuye con el tiempo a menos que . Las observaciones prefieren , lo que implica que es positivo pero es negativo. Básicamente, esto implica que la velocidad de recesión cósmica de cualquier galaxia en particular aumenta con el tiempo, pero su relación velocidad/distancia sigue disminuyendo; por lo tanto, las 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 es 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 -desplazamiento al rojo de los objetos astronómicos utilizando velas estándar , o su relación distancia-desplazamiento al rojo utilizando reglas estándar . También es un factor el crecimiento de la estructura a gran escala , encontrando 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, según lo revelado por observaciones espectropolarimétricas

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 . Debido a que todas tienen masas similares, su luminosidad intrínseca se puede estandarizar. 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 .

En el caso de las supernovas con un corrimiento al rojo inferior a 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 haya cambiado la tasa de expansión con el tiempo. El cálculo completo requiere la integración informática de la ecuación de Friedmann, pero se puede dar una derivación sencilla de la siguiente manera: el corrimiento al rojo z da directamente el factor de escala cósmica en el momento en que explotó la supernova.

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

Por lo tanto, una supernova con un corrimiento al rojo medido z = 0,5 implica que el universo era ⁠1/1 + 0,5⁠  =  ⁠2/3⁠ de su tamaño actual cuando explotó la supernova. En el caso de expansión acelerada, es positivo; por lo tanto, era más pequeño en el pasado que hoy. Por lo tanto, un universo acelerado tardó más tiempo en expandirse de 2/3 a 1 vez su tamaño actual, en comparación con un universo no acelerado con constante y el mismo valor actual de la constante de Hubble. Esto da como resultado un mayor tiempo de viaje de la luz, mayor distancia y supernovas más débiles, lo que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess et al. encontraron que "las distancias de la SNe Ia de alto corrimiento al rojo eran, en promedio, entre un 10% y un 15% mayores de lo esperado en un universo de baja densidad de masa Ω _M = 0,2 sin una constante cosmológica". ^[14] Esto significa que las distancias de alto corrimiento al rojo medidas 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 isótropo). ^[16] Por ejemplo, un artículo de 2019 analizó el catálogo de supernovas de tipo Ia del Joint Light-curve Analysis, que contiene diez veces más supernovas que las utilizadas en los análisis de 1998, y concluyó que había poca evidencia de un "monopolo", es decir, de una aceleración isótropa 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 produjeran la recombinación y el desacoplamiento , los fotones y la materia existían en un plasma primordial . Los puntos de mayor densidad en el plasma fotón-barión se contraían, siendo comprimidos por la gravedad hasta que la presión se hacía demasiado grande y se expandían de nuevo. ^[12] Esta contracción y expansión creaban vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras . Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente , se quedaba en el centro de la onda sonora, el 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 a un radio fijo de las sobredensidades de materia oscura, una distancia conocida como el horizonte sonoro. A medida que pasaba el tiempo y el universo se expandía, fue en estas inhomogeneidades de densidad de materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Así, al observar las distancias a las que las galaxias con diferentes corrimientos al rojo tienden a agruparse, es posible determinar una distancia de diámetro angular estándar y usarla para comparar 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 la otra) en 100 h ⁻¹ Mpc , ^[11] (donde h es la constante de Hubble adimensional ) indicando que este es el tamaño del horizonte sonoro actual, y al compararlo con el horizonte sonoro en el momento del desacoplamiento (usando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo. ^[20]

Cúmulos de galaxias

La medición de las funciones de masa de los cúmulos de galaxias , que describen la densidad numérica de los cúmulos por encima de una masa umbral, también proporciona evidencia de energía oscura ^{[ se necesita más explicación ]} . ^[21] Al comparar estas funciones de masa en corrimientos 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 distinta de cero de energía oscura. ^[15]

Edad del universo

Dado un modelo cosmológico con ciertos valores de los parámetros de densidad cosmológica, es posible integrar las ecuaciones de Friedmann y derivar la edad del universo.

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

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

Ondas gravitacionales como sirenas estándar

Los recientes descubrimientos de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO ^{[22] [23] [24]} no solo confirmaron las predicciones de Einstein, sino que también abrieron una nueva ventana al universo. Estas ondas gravitacionales pueden funcionar como una especie de sirenas estándar para medir la tasa de expansión del universo. Abbot et al. 2017 midieron el valor de la constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. ^[22] Las amplitudes de la tensión 'h' dependen de las masas de los objetos que causan las ondas, las distancias desde el punto de observación y las frecuencias de detección de ondas gravitacionales. Las medidas de distancia asociadas dependen de los 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 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 < − ⁠1/3⁠ para la aceleración cósmica (esto conduce a un valor positivo de ä en la ecuación de aceleración anterior).

La explicación más simple para la energía oscura es que es una constante cosmológica o energía de vacío ; en este caso w = −1 . Esto conduce al modelo Lambda-CDM , que generalmente se ha conocido como el Modelo Estándar de Cosmología desde 2003 hasta el presente, ya que es el modelo más simple en buen acuerdo con una variedad de observaciones recientes. Riess et al. encontraron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecían modelos en expansión con constante cosmológica positiva ( Ω _λ > 0 ) y una expansión acelerada ( q ₀ < 0 ). ^[14]

Energía fantasma

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

Teorías alternativas

Existen muchas explicaciones alternativas para la aceleración del universo. Algunos ejemplos son la quintaesencia , una forma propuesta de energía oscura con una ecuación de estado no constante, cuya densidad disminuye con el tiempo. Una cosmología de masa negativa no asume que la densidad de masa del universo sea positiva (como se hace en las observaciones de supernovas), y en su lugar encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la "hipótesis más parsimoniosa". ^{[28] [29]} El fluido oscuro es una explicación alternativa para la expansión acelerada que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. ^[30] Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitacional repulsiva de 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 gravedad modificadas como explicaciones alternativas a la energía oscura. ^{[35] [36] [37]} Otro tipo de modelo, la conjetura de la retroreacción, ^{[38] [39]} fue propuesta por el cosmólogo Syksy Räsänen: ^[40] la tasa de expansión no es homogénea, pero la Tierra está en una región donde la expansión es más rápida que el fondo. Las inhomogeneidades en el universo temprano causan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que en promedio. Según la relatividad general, el espacio es menos curvado que en las paredes y, por lo tanto, parece tener más volumen y una mayor tasa de expansión. En las regiones más densas, la expansión se ralentiza por una mayor atracción gravitatoria. Por lo tanto, el colapso hacia adentro de las regiones más densas se parece a una expansión acelerada de las burbujas, lo que nos lleva a concluir que el universo está experimentando una expansión acelerada. ^[41] La ventaja es que no requiere ninguna nueva física como la energía oscura. Räsänen no considera que el modelo sea probable, pero sin ninguna falsificación, debe seguir siendo una posibilidad. Requeriría 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 cúmulo local. Si bien son débiles, estos efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . ^{[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 fue lo suficientemente grande. ^{[51] [52]}

Consecuencias para el universo

A medida que el universo se expande, la densidad de radiación y materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de energía oscura (véase ecuación de estado ) y, finalmente, la energía oscura domina. En concreto, cuando la escala del universo se duplica, la densidad de materia se reduce en un factor de 8, pero la densidad de energía oscura permanece casi inalterada (es exactamente constante si la energía oscura es la constante cosmológica ). ^[12]

En los modelos en los que la energía oscura es la constante cosmológica, el universo se expandirá exponencialmente con el tiempo en el futuro lejano, acercándose cada vez más a un universo de Sitter . Esto eventualmente conducirá a que desaparezcan todas las evidencias del Big Bang, ya que el fondo cósmico de microondas se desplaza hacia el rojo a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. Finalmente, su frecuencia será lo suficientemente baja como para ser absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, no ser vista por ningún observador dentro de la galaxia. Esto ocurrirá cuando el universo tenga menos de 50 veces su edad actual, lo que conducirá al fin de cualquier vida a medida que el universo distante se vuelva oscuro. ^[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, se entiende 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] Esto se llama " muerte térmica del universo " (o Big Freeze ).

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

Véase también

• Constante cosmológica
• Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker
• Equipo de búsqueda de supernovas de alta potencia
• Modelo Lambda-CDM
• Lista de descubrimientos múltiples
• 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, asumiendo w = −1 , asintóticamente a ( t ) ∝ exp( Ht ) ."
   p. 44: "En conjunto, todos los datos actuales proporcionan una evidencia sólida de la existencia de la energía oscura; limitan la fracción de densidad crítica aportada por la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de la ecuación de estado, w  ≈ −1 ± 0,1 (stat) ± 0,1 (sys), suponiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse en un corrimiento al rojo z ~  0,4 y una edad t ~  10 mil millones. Estos resultados son sólidos (los datos de cualquier método pueden eliminarse sin comprometer las restricciones) y no se debilitan sustancialmente al abandonar el supuesto de planitud espacial".

Referencias

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