Una cosmología no homogénea es una teoría cosmológica física (un modelo astronómico del origen y evolución del universo físico ) que, a diferencia del modelo de concordancia cosmológica ampliamente aceptado actualmente , supone que las inhomogeneidades en la distribución de la materia en el universo afectan a las fuerzas gravitacionales locales (es decir, a nivel galáctico) lo suficiente como para sesgar nuestra visión del Universo. [3] Cuando el universo comenzó, la materia estaba distribuida de manera homogénea , pero a lo largo de miles de millones de años, las galaxias , los cúmulos de galaxias y los supercúmulos se han fusionado y deben, según la teoría de la relatividad general de Einstein , deformar el espacio-tiempo a su alrededor. Si bien el modelo de concordancia reconoce este hecho, supone que tales inhomogeneidades no son suficientes para afectar los promedios de gravedad a gran escala en nuestras observaciones. Cuando dos estudios separados [4] [5] afirmaron en 1998-1999 que las supernovas de alto corrimiento al rojo estaban más lejos de lo que nuestros cálculos indicaban que deberían estar, se sugirió que la expansión del universo se está acelerando , y se propuso la energía oscura , una energía repulsiva inherente al espacio, para explicar la aceleración. Desde entonces, la energía oscura ha sido ampliamente aceptada, pero sigue sin explicación. En consecuencia, algunos científicos continúan trabajando en modelos que podrían no requerir energía oscura. La cosmología no homogénea cae en esta clase.
Las cosmologías no homogéneas suponen que las retrorreacciones de las estructuras más densas, así como las de los vacíos muy vacíos, en el espacio-tiempo son lo suficientemente significativas como para que, cuando no se tienen en cuenta, distorsionen nuestra comprensión del tiempo y nuestras observaciones de objetos distantes. Tras la publicación de ecuaciones de Thomas Buchert en 1997 y 2000 que se derivan de la relatividad general pero que también permiten la inclusión de variaciones gravitacionales locales, se propusieron varios modelos cosmológicos según los cuales la aceleración del universo es de hecho una mala interpretación de nuestras observaciones astronómicas y en las que la energía oscura es innecesaria para explicarlas. [6] [7] Por ejemplo, en 2007, David Wiltshire propuso un modelo (cosmología del paisaje temporal) en el que las retrorreacciones han hecho que el tiempo transcurra más lentamente o, en los vacíos , más rápidamente, dando así a las supernovas observadas en 1998 la ilusión de estar más lejos de lo que estaban. [8] [9] La cosmología del paisaje temporal también puede implicar que la expansión del universo se está de hecho desacelerando. [3]
El conflicto entre las dos cosmologías se deriva de la inflexibilidad de la teoría de la relatividad general de Einstein , que muestra cómo la gravedad se forma por la interacción de la materia, el espacio y el tiempo. [10] El físico John Wheeler resumió la esencia de la teoría como "La materia le dice al espacio cómo curvarse; el espacio le dice a la materia cómo moverse". [11] Sin embargo, para construir un modelo cosmológico viable, todos los términos en ambos lados de las ecuaciones de Einstein deben estar equilibrados: por un lado, la materia (es decir, todas las cosas que deforman el tiempo y el espacio); por el otro, la curvatura del universo y la velocidad a la que se expande el espacio-tiempo. [10] En resumen, un modelo requiere una cantidad particular de materia para producir curvaturas particulares y tasas de expansión.
En términos de materia, todas las cosmologías modernas se basan en el principio cosmológico , que establece que, independientemente de la dirección en la que miremos desde la Tierra, el universo es básicamente el mismo: homogéneo e isótropo (uniforme en todas las dimensiones). [10] Este principio surgió de la afirmación de Copérnico de que no había observadores especiales en el universo y nada especial en la ubicación de la Tierra en el universo (es decir, la Tierra no era el centro del universo, como se pensaba anteriormente). Desde la publicación de la relatividad general en 1915, esta homogeneidad e isotropía han simplificado enormemente el proceso de elaboración de modelos cosmológicos.
En términos de la curvatura del espacio-tiempo y la forma del universo , teóricamente puede ser cerrado (curvatura positiva, o el espacio-tiempo plegándose sobre sí mismo como si estuviera en la superficie de una esfera de cuatro dimensiones ), abierto (curvatura negativa, con el espacio-tiempo plegándose hacia afuera) o plano (curvatura cero, como la superficie de una hoja de papel "plana" de cuatro dimensiones). [10]
La primera dificultad real se presentó con respecto a la expansión, ya que en 1915, como antes, se suponía que el universo era estático, ni se expandía ni se contraía. Sin embargo, todas las soluciones de Einstein a sus ecuaciones de la relatividad general predecían un universo dinámico. Por lo tanto, para que sus ecuaciones fueran coherentes con el universo aparentemente estático, añadió una constante cosmológica , un término que representa una cierta energía extra inexplicable. Pero cuando a finales de la década de 1920 las observaciones de Georges Lemaître y Edwin Hubble demostraron la noción de Alexander Friedmann (derivada de la relatividad general) de que el universo se estaba expandiendo , la constante cosmológica se volvió innecesaria, y Einstein la calificó como "mi mayor error". [10]
Con este término desaparecido de la ecuación, otros derivaron la solución Friedmann-Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) para describir un universo en expansión de este tipo, una solución construida sobre el supuesto de un universo plano, isótropo y homogéneo. El modelo FLRW se convirtió en la base del modelo estándar de un universo creado por el Big Bang, y la evidencia observacional adicional ha ayudado a refinarlo. Por ejemplo, un universo liso, mayormente homogéneo y (al menos cuando tenía casi 400.000 años de antigüedad) plano pareció confirmarse con datos del fondo cósmico de microondas (CMB) . Y después de que en la década de 1970 se descubriera que las galaxias y los cúmulos de galaxias giraban más rápido de lo que deberían sin separarse, la existencia de materia oscura también pareció probada, lo que confirmó su inferencia por Jacobus Kapteyn , Jan Oort y Fritz Zwicky en las décadas de 1920 y 1930 y demostró la flexibilidad del modelo estándar. Se cree que la materia oscura constituye aproximadamente el 23% de la densidad energética del universo. [10]
Otra observación en 1998 pareció complicar aún más la situación: dos estudios separados [4] [5] descubrieron que las supernovas distantes eran más débiles de lo esperado en un universo en constante expansión; es decir, no solo se alejaban de la Tierra sino que se aceleraban. Se calculó que la expansión del universo se había estado acelerando desde hace aproximadamente 5 mil millones de años. Dado el efecto de frenado gravitacional que toda la materia del universo debería haber tenido en esta expansión, se reintrodujo una variación de la constante cosmológica de Einstein para representar una energía inherente al espacio, equilibrando las ecuaciones para un universo plano y en aceleración. También le dio un nuevo significado a la constante cosmológica de Einstein, ya que al reintroducirla en la ecuación para representar la energía oscura, se puede reproducir un universo plano que se expande cada vez más rápido. [10]
Aunque la naturaleza de esta energía aún no ha sido explicada adecuadamente, constituye casi el 70% de la densidad energética del universo en el modelo de concordancia. Y por lo tanto, al incluir la materia oscura, casi el 95% de la densidad energética del universo se explica por fenómenos que se han inferido pero no se han explicado completamente ni se han observado directamente. La mayoría de los cosmólogos todavía aceptan el modelo de concordancia, aunque el periodista científico Anil Ananthaswamy califica este acuerdo de "ortodoxia inestable". [10]
Aunque el universo comenzó con materia distribuida homogéneamente, desde entonces se han ido fusionando enormes estructuras a lo largo de miles de millones de años: cientos de miles de millones de estrellas dentro de galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos y vastos filamentos de materia. Estas regiones más densas y los vacíos entre ellas deben, según la relatividad general, tener algún efecto, ya que la materia dicta cómo se curva el espacio-tiempo. Por lo tanto, la masa adicional de las galaxias y los cúmulos de galaxias (y la materia oscura, si alguna vez se detectaran partículas de ella directamente) debe hacer que el espacio-tiempo cercano se curve más positivamente, y los vacíos deberían tener el efecto opuesto, haciendo que el espacio-tiempo a su alrededor adopte curvaturas negativas. La pregunta es si estos efectos, llamados retrorreacciones , son insignificantes o juntos comprenden lo suficiente como para cambiar la geometría del universo. La mayoría de los científicos han asumido que son insignificantes, pero esto se ha debido en parte a que no ha habido forma de promediar la geometría del espacio-tiempo en las ecuaciones de Einstein. [10]
En 2000, el cosmólogo Thomas Buchert, de la École Normale Supérieure de Lyon (Francia), publicó un conjunto de nuevas ecuaciones (ahora llamadas ecuaciones de Buchert) basadas en la relatividad general , que permiten tener en cuenta los efectos de una distribución no uniforme de la materia, pero que permiten promediar el comportamiento del universo. De este modo, ahora se pueden idear modelos basados en una distribución irregular y no homogénea de la materia. [3] "No existe la energía oscura, en lo que a mí respecta", dijo Buchert a New Scientist en 2016. "En diez años, la energía oscura habrá desaparecido". En el mismo artículo, el cosmólogo Syksy Räsänen dijo: "No se ha establecido más allá de toda duda razonable que la energía oscura exista. Pero nunca diría que se ha establecido que la energía oscura no existe". También dijo a la revista que la cuestión de si las retrorreacciones son insignificantes en cosmología "no ha sido respondida satisfactoriamente". [10]
La cosmología no homogénea en el sentido más general (asumiendo un universo totalmente no homogéneo) es modelar el universo como un todo con el espacio-tiempo que no posee ninguna simetría espacio-temporal . Los espacio-tiempos cosmológicos considerados típicamente tienen la simetría máxima, que comprende tres simetrías traslacionales y tres simetrías rotacionales (homogeneidad e isotropía con respecto a cada punto del espacio-tiempo), la simetría traslacional solamente (modelos homogéneos), o la simetría rotacional solamente (modelos esféricamente simétricos). Los modelos con menos simetrías (por ejemplo, axisimétricos) también se consideran simétricos. Sin embargo, es común llamar a los modelos esféricamente simétricos o modelos no homogéneos como no homogéneos. En la cosmología no homogénea, la estructura a gran escala del universo se modela mediante soluciones exactas de las ecuaciones de campo de Einstein (es decir, de forma no perturbativa), a diferencia de la teoría de perturbación cosmológica , que es el estudio del universo que tiene en cuenta la formación de estructuras ( galaxias , cúmulos de galaxias , la red cósmica ) pero de forma perturbativa. [12]
La cosmología no homogénea generalmente incluye el estudio de la estructura del Universo por medio de soluciones exactas de las ecuaciones de campo de Einstein (es decir, métricas ) [12] o por métodos de promedio espacial o espaciotemporal. [13] Dichos modelos no son homogéneos , [14] pero pueden permitir efectos que pueden interpretarse como energía oscura , o pueden conducir a estructuras cosmológicas como vacíos o cúmulos de galaxias. [12] [13]
La teoría de perturbaciones , que trata con pequeñas perturbaciones de, por ejemplo, una métrica homogénea, solo se cumple mientras las perturbaciones no sean demasiado grandes, y las simulaciones de N cuerpos utilizan la gravedad newtoniana, que solo es una buena aproximación cuando las velocidades son bajas y los campos gravitacionales son débiles.
El trabajo hacia un enfoque no perturbativo incluye la aproximación relativista de Zel'dovich. [15] En 2016 [update], Thomas Buchert, George Ellis , Edward Kolb y sus colegas [16] juzgaron que si el universo se describe por variables cósmicas en un esquema de retroreacción que incluye granulado grueso y promedio, entonces si la energía oscura es un artefacto de la forma tradicional de usar la ecuación de Einstein sigue siendo una pregunta sin respuesta. [17]
Los primeros ejemplos históricos de soluciones no homogéneas (aunque esféricamente simétricas) son la métrica de Lemaître-Tolman (o modelo LTB - Lemaître–Tolman-Bondi [18] [19] [20] ). La métrica de Stephani puede ser esféricamente simétrica o totalmente no homogénea. [21] [22] [23] Otros ejemplos son la métrica de Szekeres, la métrica de Szafron, la métrica de Barnes, la métrica de Kustaanheimo-Qvist y la métrica de Senovilla. [12] Las métricas de Bianchi como se dan en la clasificación de Bianchi y las métricas de Kantowski-Sachs son homogéneas.
El método de promediado más conocido [ ¿según quién? ] es el método de promediado escalar [ se necesita más explicación ] , que conduce a la retrorreacción cinemática y a los funcionales de curvatura media de 3-Ricci. Las ecuaciones de Buchert son las ecuaciones principales [ se necesita más explicación ] de dichos métodos de promediado. [13]
En 2007, David Wiltshire, profesor de física teórica en la Universidad de Canterbury en Nueva Zelanda, argumentó en el New Journal of Physics que las variaciones cuasilocales en la energía gravitacional habían dado en 1998 la falsa conclusión de que la expansión del universo se está acelerando. [8] Además, debido al principio de equivalencia , que sostiene que la energía gravitacional e inercial son equivalentes y por lo tanto impide que los aspectos de la energía gravitacional se diferencien a nivel local, los científicos identificaron erróneamente estos aspectos como energía oscura . [8] Esta identificación errónea fue el resultado de presumir un universo esencialmente homogéneo, como lo hace el modelo cosmológico estándar, y no tener en cuenta las diferencias temporales entre las áreas densas en materia y los vacíos. Wiltshire y otros argumentaron que si no solo se supone que el universo no es homogéneo sino que tampoco es plano, se podrían idear modelos en los que la aparente aceleración de la expansión del universo podría explicarse de otra manera. [3]
Otro paso importante que se ha omitido del modelo estándar, según Wiltshire, es el hecho de que, como se ha demostrado mediante la observación, la gravedad ralentiza el tiempo. Así, desde la perspectiva del mismo observador, un reloj se moverá más rápido en el espacio vacío, que posee baja gravitación, que dentro de una galaxia, que tiene mucha más gravedad, y argumentó que existe una diferencia de hasta un 38% entre la hora de los relojes de la Vía Láctea y los de una galaxia que flota en el vacío. Por lo tanto, a menos que podamos corregir eso (cada uno de los paisajes temporales tiene tiempos diferentes), nuestras observaciones de la expansión del espacio serán, y son, incorrectas. Wiltshire afirma que las observaciones de supernovas de 1998 que llevaron a la conclusión de un universo en expansión y de la energía oscura pueden explicarse en cambio mediante las ecuaciones de Buchert si se tienen en cuenta ciertos aspectos extraños de la relatividad general. [3]