Cosmología física

Concepción artística del modelo cosmológico Big Bang, el más ampliamente aceptado de todos en la cosmología física

Cosmología física es una rama de la cosmología que se ocupa del estudio de modelos cosmológicos. Un modelo cosmológico, o simplemente cosmología, proporciona una descripción de las estructuras y dinámicas del universo a mayor escala y permite el estudio de cuestiones fundamentales sobre su origen, estructura, evolución, y el destino final. La cosmología como ciencia se originó con el principio copernicano, que implica que los cuerpos celestes obedecen leyes físicas idénticas a las de la Tierra, y la mecánica newtoniana, que primero permitió comprender esas leyes físicas.

La cosmología física, tal como se entiende ahora, comenzó con el desarrollo en 1915 de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein, seguida de importantes descubrimientos observacionales en la década de 1920: primero, Edwin Hubble descubrió que el universo contiene una enorme número de galaxias externas más allá de la Vía Láctea; luego, el trabajo de Vesto Slipher y otros mostró que el universo se está expandiendo. Estos avances hicieron posible especular sobre el origen del universo y permitieron establecer la teoría del Big Bang, de Georges Lemaître, como modelo cosmológico líder. Algunos investigadores todavía defienden un puñado de cosmologías alternativas; sin embargo, la mayoría de los cosmólogos están de acuerdo en que la teoría del Big Bang explica mejor las observaciones.

Los impresionantes avances en la cosmología observacional desde la década de 1990, incluido el fondo cósmico de microondas, las supernovas distantes y los estudios del corrimiento al rojo de las galaxias, han llevado al desarrollo de un modelo estándar de cosmología. Este modelo requiere que el universo contenga grandes cantidades de materia oscura y energía oscura cuya naturaleza actualmente no se comprende bien, pero el modelo proporciona predicciones detalladas que están en excelente acuerdo con muchas observaciones diversas.

La cosmología se basa en gran medida en el trabajo de muchas áreas dispares de investigación en física teórica y aplicada. Las áreas relevantes para la cosmología incluyen experimentos y teoría de física de partículas, astrofísica teórica y observacional, relatividad general, mecánica cuántica y física de plasma.

Historial de materias

La cosmología moderna se desarrolló a lo largo de caminos en tándem de teoría y observación. En 1916, Albert Einstein publicó su teoría de la relatividad general, que proporcionó una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo. En ese momento, Einstein creía en un universo estático, pero descubrió que su formulación original de la teoría no lo permitía. Esto se debe a que las masas distribuidas por todo el universo se atraen gravitacionalmente y se mueven una hacia la otra con el tiempo. Sin embargo, se dio cuenta de que sus ecuaciones permitían la introducción de un término constante que podía contrarrestar la fuerza de atracción de la gravedad en la escala cósmica. Einstein publicó su primer artículo sobre cosmología relativista en 1917, en el que añadió esta constante cosmológica a sus ecuaciones de campo para forzarlas a modelar un universo estático. El modelo de Einstein describe un universo estático; el espacio es finito e ilimitado (análogo a la superficie de una esfera, que tiene un área finita pero no tiene bordes). Sin embargo, este llamado modelo de Einstein es inestable a pequeñas perturbaciones; eventualmente comenzará a expandirse o contraerse. Más tarde se supo que el modelo de Einstein era solo una de un conjunto más amplio de posibilidades, todas las cuales eran consistentes con la relatividad general y el principio cosmológico. Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron encontradas por Alexander Friedmann a principios de la década de 1920. Sus ecuaciones describen el universo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse, y cuya geometría puede ser abierta, plana o cerrada.

Historia del Universo – las ondas gravitacionales son hipotetizadas para surgir de la inflación cósmica, una expansión más rápida que la luz justo después del Big Bang

En la década de 1910, Vesto Slipher (y más tarde Carl Wilhelm Wirtz) interpretó el desplazamiento hacia el rojo de las nebulosas espirales como un desplazamiento Doppler que indicaba que se alejaban de la Tierra. Sin embargo, es difícil determinar la distancia a los objetos astronómicos. Una forma es comparar el tamaño físico de un objeto con su tamaño angular, pero se debe suponer un tamaño físico para hacer esto. Otro método consiste en medir el brillo de un objeto y suponer una luminosidad intrínseca, a partir de la cual se puede determinar la distancia mediante la ley del cuadrado inverso. Debido a la dificultad de usar estos métodos, no se dieron cuenta de que las nebulosas eran en realidad galaxias fuera de nuestra propia Vía Láctea, ni especularon sobre las implicaciones cosmológicas. En 1927, el sacerdote católico romano belga Georges Lemaître derivó de forma independiente las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el universo comenzó con la "explosión" de un "átomo primitivo", que más tarde se denominó Big Bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base de observación para la teoría de Lemaître. Hubble demostró que las nebulosas espirales eran galaxias al determinar sus distancias usando mediciones del brillo de las estrellas variables Cefeidas. Descubrió una relación entre el corrimiento al rojo de una galaxia y su distancia. Interpretó esto como evidencia de que las galaxias se están alejando de la Tierra en todas direcciones a velocidades proporcionales a su distancia. Este hecho ahora se conoce como la ley de Hubble, aunque el factor numérico que Hubble encontró que relacionaba la velocidad de recesión y la distancia estaba equivocado por un factor de diez, debido a que no conocía los tipos de variables cefeidas.

Dado el principio cosmológico, la ley de Hubble sugería que el universo se estaba expandiendo. Se propusieron dos explicaciones principales para la expansión. Una fue la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow. La otra explicación fue el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle en el que se crea nueva materia a medida que las galaxias se alejan unas de otras. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento.

Durante varios años, el apoyo a estas teorías estuvo dividido equitativamente. Sin embargo, la evidencia observacional comenzó a apoyar la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. El descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1965 prestó un fuerte apoyo al modelo del Big Bang, y desde las mediciones precisas del fondo cósmico de microondas por parte del Cosmic Background Explorer a principios de la década de 1990, pocos cosmólogos han propuesto seriamente otras teorías sobre el origen y la evolución. del cosmos Una consecuencia de esto es que en la relatividad general estándar, el universo comenzó con una singularidad, como lo demostraron Roger Penrose y Stephen Hawking en la década de 1960.

Se ha presentado una visión alternativa para ampliar el modelo del Big Bang, que sugiere que el universo no tuvo comienzo ni singularidad y que la edad del universo es infinita.

Energía del cosmos

Los elementos químicos más ligeros, principalmente hidrógeno y helio, se crearon durante el Big Bang a través del proceso de nucleosíntesis. En una secuencia de reacciones de nucleosíntesis estelar, los núcleos atómicos más pequeños se combinan luego en núcleos atómicos más grandes, formando finalmente elementos estables del grupo del hierro, como el hierro y el níquel, que tienen las energías de enlace nuclear más altas. El proceso neto da como resultado una liberación de energía posterior, es decir, posterior al Big Bang. Tales reacciones de partículas nucleares pueden conducir a liberaciones repentinas de energía de estrellas variables catastróficas como las novas. El colapso gravitacional de la materia en los agujeros negros también impulsa los procesos más energéticos, generalmente vistos en las regiones nucleares de las galaxias, formando quasars y galaxias activas.

Los cosmólogos no pueden explicar exactamente todos los fenómenos cósmicos, como los relacionados con la expansión acelerada del universo, usando formas convencionales de energía. En cambio, los cosmólogos proponen una nueva forma de energía llamada energía oscura que impregna todo el espacio. Una hipótesis es que la energía oscura es solo la energía del vacío, un componente del espacio vacío que está asociado con las partículas virtuales que existen debido al principio de incertidumbre.

No existe una forma clara de definir la energía total del universo utilizando la teoría de la gravedad más ampliamente aceptada, la relatividad general. Por lo tanto, sigue siendo controvertido si la energía total se conserva en un universo en expansión. Por ejemplo, cada fotón que viaja a través del espacio intergaláctico pierde energía debido al efecto de corrimiento al rojo. Obviamente, esta energía no se transfiere a ningún otro sistema, por lo que parece perderse permanentemente. Por otro lado, algunos cosmólogos insisten en que la energía se conserva en algún sentido; esto sigue la ley de conservación de la energía.

Diferentes formas de energía pueden dominar el cosmos: partículas relativistas a las que se hace referencia como radiación, o partículas no relativistas a las que se hace referencia como materia. Las partículas relativistas son partículas cuya masa en reposo es cero o despreciable en comparación con su energía cinética, por lo que se mueven a la velocidad de la luz o muy cerca de ella; las partículas no relativistas tienen una masa en reposo mucho mayor que su energía y, por lo tanto, se mueven mucho más lentamente que la velocidad de la luz.

A medida que el universo se expande, tanto la materia como la radiación se diluyen. Sin embargo, las densidades de energía de la radiación y la materia se diluyen a diferentes velocidades. A medida que se expande un volumen particular, la densidad de energía de masa cambia solo por el aumento de volumen, pero la densidad de energía de la radiación cambia tanto por el aumento de volumen como por el aumento de la longitud de onda de los fotones que lo componen. Así, la energía de la radiación se convierte en una parte más pequeña de la energía total del universo que la de la materia a medida que se expande. Se dice que el universo muy primitivo estuvo "dominado por la radiación". y la radiación controlaba la desaceleración de la expansión. Más tarde, a medida que la energía promedio por fotón se vuelve aproximadamente 10 eV o menos, la materia dicta la tasa de desaceleración y se dice que el universo está "dominado por la materia". El caso intermedio no se trata bien analíticamente. A medida que continúa la expansión del universo, la materia se diluye aún más y la constante cosmológica se vuelve dominante, lo que lleva a una aceleración en la expansión del universo.

Historia del universo

La historia del universo es un tema central en la cosmología. La historia del universo se divide en diferentes períodos llamados épocas, según las fuerzas y procesos dominantes en cada período. El modelo cosmológico estándar se conoce como modelo Lambda-CDM.

Ecuaciones de movimiento

Dentro del modelo cosmológico estándar, las ecuaciones de movimiento que gobiernan el universo como un todo se derivan de la relatividad general con una pequeña constante cosmológica positiva. La solución es un universo en expansión; debido a esta expansión, la radiación y la materia del universo se enfrían y se diluyen. Al principio, la expansión es frenada por la gravedad que atrae la radiación y la materia del universo. Sin embargo, a medida que estos se diluyen, la constante cosmológica se vuelve más dominante y la expansión del universo comienza a acelerarse en lugar de desacelerar. En nuestro universo esto sucedió hace miles de millones de años.

Física de partículas en cosmología

Durante los primeros momentos del universo, la densidad de energía promedio era muy alta, por lo que el conocimiento de la física de partículas es fundamental para comprender este entorno. Por lo tanto, los procesos de dispersión y descomposición de partículas elementales inestables son importantes para los modelos cosmológicos de este período.

Como regla del pulgar, un proceso de dispersión o decadencia es cosmológicamente importante en una cierta época si la escala del tiempo que describe ese proceso es más pequeña que, o comparable a, la escala del tiempo de la expansión del universo. La escala del tiempo que describe la expansión del universo es 1/H{displaystyle 1/H} con H{displaystyle H. siendo el parámetro Hubble, que varía con el tiempo. El plazo de expansión 1/H{displaystyle 1/H} es aproximadamente igual a la edad del universo en cada momento.

Cronología del Big Bang

Las observaciones sugieren que el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años. Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo muy primitivo, que aún no se comprende bien, fue la fracción de segundo en la que el universo estaba tan caliente que las partículas tenían energías más altas que las actualmente accesibles en los aceleradores de partículas en la Tierra. Por lo tanto, mientras que las características básicas de esta época se han elaborado en la teoría del Big Bang, los detalles se basan en gran medida en conjeturas informadas. Después de esto, en el universo primitivo, la evolución del universo procedió de acuerdo con la conocida física de alta energía. Fue entonces cuando se formaron los primeros protones, electrones y neutrones, luego los núcleos y finalmente los átomos. Con la formación de hidrógeno neutro, se emitió el fondo cósmico de microondas. Finalmente, comenzó la época de formación de estructuras, cuando la materia comenzó a agregarse en las primeras estrellas y cuásares, y finalmente se formaron galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos. El futuro del universo aún no se conoce con certeza, pero según el modelo ΛCDM, seguirá expandiéndose para siempre.

Áreas de estudio

A continuación, se describen algunas de las áreas de investigación más activas en cosmología, en orden cronológico aproximado. Esto no incluye toda la cosmología del Big Bang, que se presenta en Cronología del Big Bang.

Universo muy primitivo

El universo primitivo y caliente parece estar bien explicado por el Big Bang de aproximadamente 10⁻³³ segundos en adelante, pero hay varios problemas. Una es que no hay ninguna razón de peso, usando la física de partículas actual, para que el universo sea plano, homogéneo e isotrópico (ver el principio cosmológico). Además, las grandes teorías unificadas de la física de partículas sugieren que debería haber monopolos magnéticos en el universo, que no se han encontrado. Estos problemas se resuelven mediante un breve período de inflación cósmica, que lleva al universo a la planitud, suaviza las anisotropías y las faltas de homogeneidad al nivel observado y diluye exponencialmente los monopolos. El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, pero aún no ha sido confirmado por la física de partículas, y existen problemas difíciles para reconciliar la inflación y la teoría cuántica de campos. Algunos cosmólogos piensan que la teoría de cuerdas y la cosmología de branas proporcionarán una alternativa a la inflación.

Otro problema importante en cosmología es qué causó que el universo contuviera mucha más materia que antimateria. Los cosmólogos pueden deducir por observación que el universo no está dividido en regiones de materia y antimateria. Si lo fuera, se producirían rayos X y rayos gamma como resultado de la aniquilación, pero esto no se observa. Por lo tanto, algún proceso en el universo primitivo debe haber creado un pequeño exceso de materia sobre antimateria, y este proceso (actualmente desconocido) se llama bariogénesis. Andrei Sakharov derivó tres condiciones requeridas para la bariogénesis en 1967, y requiere una violación de la simetría de la física de partículas, llamada simetría CP, entre la materia y la antimateria. Sin embargo, los aceleradores de partículas miden una violación demasiado pequeña de la simetría CP para explicar la asimetría bariónica. Los cosmólogos y los físicos de partículas buscan violaciones adicionales de la simetría CP en el universo primitivo que podrían explicar la asimetría bariónica.

Tanto los problemas de la bariogénesis como la inflación cósmica están muy relacionados con la física de partículas, y su resolución podría provenir de teorías y experimentos de alta energía, en lugar de observaciones del universo.

Teoría del Big Bang

La nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el universo primitivo. Terminó cuando el universo tenía unos tres minutos y su temperatura cayó por debajo de la que podría ocurrir la fusión nuclear. La nucleosíntesis del Big Bang tuvo un breve período durante el cual pudo operar, por lo que solo se produjeron los elementos más ligeros. Partiendo de iones de hidrógeno (protones), produjo principalmente deuterio, helio-4 y litio. Otros elementos fueron producidos en cantidades mínimas. La teoría básica de la nucleosíntesis fue desarrollada en 1948 por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman. Se utilizó durante muchos años como sonda de física en la época del Big Bang, ya que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang conecta la abundancia de elementos de luz primordiales con las características del universo primitivo. Específicamente, se puede usar para probar el principio de equivalencia, investigar la materia oscura y probar la física de los neutrinos. Algunos cosmólogos han propuesto que la nucleosíntesis del Big Bang sugiere que hay un cuarto 'estéril'. especie de neutrino.

Modelo estándar de la cosmología del Big Bang

El modelo ΛCDM (Materia oscura fría lambda) o Lambda-CDM es una parametrización del modelo cosmológico del Big Bang en el que el universo contiene una constante cosmológica, denotada por Lambda (griego Λ), asociada con la energía oscura y la materia oscura fría (abreviado CDM). Con frecuencia se le conoce como el modelo estándar de la cosmología del Big Bang.

Fondo de microondas cósmico

El fondo cósmico de microondas es la radiación que queda del desacoplamiento después de la época de recombinación cuando se formaron por primera vez los átomos neutros. En este punto, la radiación producida en el Big Bang detuvo la dispersión de Thomson de los iones cargados. La radiación, observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson, tiene un espectro de cuerpo negro térmico perfecto. Tiene una temperatura de 2,7 kelvins hoy y es isótropo a una parte en 10⁵. La teoría de la perturbación cosmológica, que describe la evolución de ligeras heterogeneidades en el universo primitivo, ha permitido a los cosmólogos calcular con precisión el espectro de potencia angular de la radiación, y ha sido medido por los experimentos satelitales recientes (COBE y WMAP) y muchos experimentos terrestres y de globo. basados en experimentos (como el interferómetro de escala angular de grados, el reproductor de imágenes de fondo cósmico y el boomerang). Uno de los objetivos de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos del modelo Lambda-CDM con una precisión cada vez mayor, así como probar las predicciones del modelo Big Bang y buscar nueva física. Los resultados de las mediciones realizadas por WMAP, por ejemplo, han puesto límites a las masas de neutrinos.

Experimentos más recientes, como QUIET y el Telescopio de Cosmología de Atacama, intentan medir la polarización del fondo cósmico de microondas. Se espera que estas mediciones proporcionen una mayor confirmación de la teoría, así como información sobre la inflación cósmica y las llamadas anisotropías secundarias, como el efecto Sunyaev-Zel'dovich y el efecto Sachs-Wolfe, que son causados por la interacción entre galaxias y cúmulos con el fondo cósmico de microondas.

El 17 de marzo de 2014, los astrónomos de la Colaboración BICEP2 anunciaron la aparente detección de polarización en modo B del CMB, considerada como evidencia de ondas gravitacionales primordiales que la teoría de la inflación predice que ocurrirán durante la fase más temprana de la Big Bang. Sin embargo, más tarde ese año, la colaboración de Planck proporcionó una medición más precisa del polvo cósmico y concluyó que la señal en modo B del polvo tiene la misma fuerza que la reportada por BICEP2. El 30 de enero de 2015, se publicó un análisis conjunto de los datos de BICEP2 y Planck y la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse por completo al polvo interestelar en la Vía Láctea.

Formación y evolución de estructuras a gran escala

Comprender la formación y evolución de las estructuras más grandes y antiguas (es decir, cuásares, galaxias, cúmulos y supercúmulos) es uno de los mayores esfuerzos de la cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación de estructuras jerárquicas en el que las estructuras se forman de abajo hacia arriba, con los objetos más pequeños formándose primero, mientras que los objetos más grandes, como los supercúmulos, todavía se están ensamblando. Una forma de estudiar la estructura del universo es examinar las galaxias visibles para construir una imagen tridimensional de las galaxias del universo y medir el espectro de energía de la materia. Este es el enfoque del Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey.

Otra herramienta para comprender la formación de estructuras son las simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar la agregación gravitatoria de la materia en el universo, a medida que se agrupa en filamentos, supercúmulos y vacíos. La mayoría de las simulaciones contienen solo materia oscura fría no bariónica, que debería ser suficiente para comprender el universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha más materia oscura en el universo que materia bariónica visible. Simulaciones más avanzadas están comenzando a incluir bariones y estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si están de acuerdo con los estudios de galaxias y para comprender cualquier discrepancia.

Otras observaciones complementarias para medir la distribución de la materia en el universo distante y para probar la reionización incluyen:

• El bosque de Lyman-alpha, que permite a los cosmólogos medir la distribución de gas de hidrógeno atómico neutro en el universo primitivo, midiendo la absorción de luz de cuásares distantes por el gas.
• La línea de absorción de 21 centímetros de hidrógeno atómico neutro también proporciona una prueba sensible de la cosmología.
• Lente débil, la distorsión de una imagen distante por lente gravitacional debido a la materia oscura.

Esto ayudará a los cosmólogos a resolver la cuestión de cuándo y cómo se formó la estructura en el universo.

Materia oscura

La evidencia de la nucleosíntesis del Big Bang, el fondo cósmico de microondas, la formación de estructuras y las curvas de rotación de galaxias sugiere que aproximadamente el 23 % de la masa del universo consiste en materia oscura no bariónica, mientras que solo el 4 % consiste en materia bariónica visible. Los efectos gravitatorios de la materia oscura se conocen bien, ya que se comporta como un fluido frío no radiativo que forma halos alrededor de las galaxias. La materia oscura nunca se ha detectado en el laboratorio, y la naturaleza de la física de partículas de la materia oscura sigue siendo completamente desconocida. Sin restricciones de observación, hay una serie de candidatos, como una partícula supersimétrica estable, una partícula masiva que interactúa débilmente, una partícula masiva que interactúa gravitacionalmente, un axión y un objeto de halo compacto masivo. Las alternativas a la hipótesis de la materia oscura incluyen una modificación de la gravedad a pequeñas aceleraciones (MOND) o un efecto de la cosmología de branas. TeVeS es una versión de MOND que puede explicar la lente gravitacional.

Energía oscura

Si el universo es plano, debe haber un componente adicional que represente el 73 % (además del 23 % de materia oscura y el 4 % de bariones) de la densidad de energía del universo. Esto se llama energía oscura. Para no interferir con la nucleosíntesis del Big Bang y el fondo cósmico de microondas, no debe agruparse en halos como los bariones y la materia oscura. Existe una fuerte evidencia observacional de la energía oscura, ya que la densidad de energía total del universo se conoce a través de restricciones sobre la planitud del universo, pero la cantidad de materia agrupada se mide con precisión y es mucho menor que esto. El caso de la energía oscura se fortaleció en 1999, cuando las mediciones demostraron que la expansión del universo había comenzado a acelerarse gradualmente.

Aparte de su densidad y sus propiedades de agrupamiento, no se sabe nada sobre la energía oscura. La teoría cuántica de campos predice una constante cosmológica (CC) muy parecida a la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud mayor que la observada. Steven Weinberg y varios teóricos de cuerdas (ver paisaje de cuerdas) han invocado el 'principio antrópico débil': es decir, la razón por la que los físicos observan un universo con una constante cosmológica tan pequeña es que ningún físico (ni vida alguna) podría existir en un universo con una constante cosmológica mayor. Muchos cosmólogos encuentran que esta es una explicación insatisfactoria: tal vez porque si bien el principio antrópico débil es evidente (dado que existen observadores vivos, debe haber al menos un universo con una constante cosmológica que permita que exista la vida) no intenta explicar el contexto de ese universo. Por ejemplo, el principio antrópico débil por sí solo no distingue entre:

• Sólo un universo existirá y hay algún principio subyacente que limita el CC al valor que observamos.
• Sólo un universo existirá y aunque no hay principio subyacente que fije el CC, tuvimos suerte.
• Muchos universos existen (simultaneamente o en serie) con una gama de valores de CC, y por supuesto el nuestro es uno de los que soportan la vida.

Otras posibles explicaciones para la energía oscura incluyen la quintaesencia o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. El efecto sobre la cosmología de la energía oscura que describen estos modelos viene dado por la ecuación de estado de la energía oscura, que varía según la teoría. La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más desafiantes de la cosmología.

Es probable que una mejor comprensión de la energía oscura resuelva el problema del destino final del universo. En la época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la energía oscura impide que se formen estructuras más grandes que los supercúmulos. No se sabe si la aceleración continuará indefinidamente, tal vez incluso aumentando hasta un gran desgarro, o si eventualmente se revertirá, conducirá a un Gran Congelamiento o seguirá algún otro escenario.

Ondas gravitacionales

Las ondas gravitacionales son ondas en la curvatura del espacio-tiempo que se propagan como ondas a la velocidad de la luz, generadas en ciertas interacciones gravitatorias que se propagan hacia afuera desde su fuente. La astronomía de ondas gravitacionales es una rama emergente de la astronomía observacional que tiene como objetivo utilizar ondas gravitacionales para recopilar datos de observación sobre fuentes de ondas gravitacionales detectables, como sistemas de estrellas binarias compuestos por enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros; y eventos como las supernovas y la formación del universo primitivo poco después del Big Bang.

En 2016, los equipos de LIGO Scientific Collaboration y Virgo Collaboration anunciaron que habían realizado la primera observación de ondas gravitacionales, originadas a partir de un par de agujeros negros fusionados utilizando los detectores avanzados de LIGO. El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de ondas gravitacionales de agujeros negros coalescentes. Además de LIGO, se están construyendo muchos otros observatorios (detectores) de ondas gravitacionales.

Otras áreas de investigación

Los cosmólogos también estudian:

• Ya se formaron agujeros negros primordiales en nuestro universo, y lo que les pasó.
• Detección de rayos cósmicos con energías por encima del corte GZK, y si indica un fracaso de relatividad especial en las altas energías.
• El principio de equivalencia, ya sea la teoría general de la relatividad de Einstein es la teoría correcta de la gravedad, y si las leyes fundamentales de la física son las mismas en todas partes del universo.