Edad del universo

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En cosmología física, la edad del universo es el tiempo transcurrido desde el Big Bang. Hoy en día, los astrónomos han obtenido dos medidas diferentes de la edad del universo: una medida basada en observaciones directas de un estado primitivo del universo, que indica una edad de13,787 ± 0,020 mil millones de años interpretados con el modelo de concordancia Lambda-CDM a partir de 2018; y una medida basada en las observaciones del universo moderno local, que sugieren una edad más joven. La incertidumbre del primer tipo de medición se ha reducido a 20 millones de años, según una serie de estudios que dieron cifras extremadamente similares para la edad. Estos incluyen estudios de la radiación de fondo de microondas por parte de la nave espacial Planck, la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson y otras sondas espaciales. Las mediciones de la radiación cósmica de fondo dan el tiempo de enfriamiento del universo desde el Big Bang, y las mediciones de la tasa de expansión del universo se pueden usar para calcular su edad aproximada extrapolando hacia atrás en el tiempo. El rango de la estimación también está dentro del rango de la estimación de la estrella más antigua observada en el universo.

Explicación

El modelo de concordancia Lambda-CDM describe la evolución del universo desde un estado primordial muy uniforme, caliente y denso hasta su estado actual en un lapso de aproximadamente 13,77 mil millones de años de tiempo cosmológico. Este modelo se entiende bien teóricamente y está fuertemente respaldado por recientes observaciones astronómicas de alta precisión como WMAP. Por el contrario, las teorías sobre el origen del estado primordial siguen siendo muy especulativas.

Si uno extrapola el modelo Lambda-CDM hacia atrás desde el primer estado bien entendido, rápidamente (en una pequeña fracción de segundo) alcanza una singularidad. Esto se conoce como la "singularidad inicial" o la "singularidad del Big Bang". No se entiende que esta singularidad tenga un significado físico en el sentido habitual, pero conviene citar tiempos medidos "desde el Big Bang" aunque no correspondan a un tiempo realmente medible físicamente.

Aunque, en teoría, el universo podría tener una historia más larga, la Unión Astronómica Internacional actualmente usa el término "edad del universo" para referirse a la duración de la expansión Lambda-CDM, o de manera equivalente, el tiempo transcurrido dentro del universo actualmente observable desde el Big Golpe.

El universo (en latín: universus) es todo el espacio y el tiempo y su contenido, incluidos los planetas, las estrellas, las galaxias y todas las demás formas de materia y energía.... En la escala más grande, las galaxias se distribuyen de manera uniforme e igual en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene un borde ni un centro.

Límites de observación

Dado que el universo debe ser al menos tan antiguo como las cosas más antiguas que hay en él, hay una serie de observaciones que ponen un límite inferior a la edad del universo; éstos incluyen

Parámetros cosmológicos

El problema de determinar la edad del universo está íntimamente ligado al problema de determinar los valores de los parámetros cosmológicos. Hoy en día, esto se lleva a cabo en gran medida en el contexto del modelo ΛCDM, donde se supone que el universo contiene materia normal (bariónica), materia oscura fría, radiación (que incluye tanto fotones como neutrinos) y una constante cosmológica.

La contribución fraccionaria de cada uno a la densidad de energía actual del universo viene dada por los parámetros de densidad{displaystyle ~Omega_{text{m}}~,}{displaystyle ~Omega_{text{m}}~,} {displaystyle ~Omega_{text{r}}~,}{displaystyle ~Omega_{text{r}}~,}y{displaystyle ~Omega_{Lambda}~.}{displaystyle ~Omega_{Lambda}~.} El modelo ΛCDM completo se describe mediante una serie de otros parámetros, pero con el propósito de calcular su edad, estos tres, junto con el parámetro de Hubble{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}, son los más importantes.

Si uno tiene medidas precisas de estos parámetros, entonces la edad del universo se puede determinar utilizando la ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona la tasa de cambio en el factor de escala{ estilo de visualización ~ un (t) ~}{ estilo de visualización ~ un (t) ~}al contenido de materia del universo. Dando la vuelta a esta relación, podemos calcular el cambio en el tiempo por cambio en el factor de escala y así calcular la edad total del universo integrando esta fórmula. La edad{ estilo de visualización ~ t_ {0} ~}~t_0~entonces viene dada por una expresión de la forma{displaystyle t_{0}={frac {1}{H_{0}}},F(,Omega_{text{r}},,Omega_{text{m}},,Omega _{Lambda},,puntos,)~}{displaystyle t_{0}={frac {1}{H_{0}}},F(,Omega_{text{r}},,Omega_{text{m}},,Omega _{Lambda},,puntos,)~}

donde{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}es el parámetro de Hubble y la función{ estilo de visualización ~ F ~}~F~depende únicamente de la contribución fraccionaria al contenido de energía del universo que proviene de varios componentes. La primera observación que se puede hacer a partir de esta fórmula es que es el parámetro de Hubble el que controla esa edad del universo, con una corrección derivada del contenido de materia y energía. Entonces, una estimación aproximada de la edad del universo proviene del tiempo de Hubble, el inverso del parámetro de Hubble. Con un valor para{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}alrededor69 km/s/Mpc, el tiempo del Hubble se evalúa como{ estilo de visualización ~ 1 / H_ {0} = ~}{ estilo de visualización ~ 1 / H_ {0} = ~}14.500 millones de años.

Para obtener un número más preciso, la función de corrección{ estilo de visualización ~ F ~}~F~debe ser computado. En general, esto debe hacerse numéricamente, y los resultados para un rango de valores de parámetros cosmológicos se muestran en la figura. Para los valores de Planck{displaystyle ~(Omega_{text{m}},Omega_{Lambda})=~}{displaystyle ~(Omega_{text{m}},Omega_{Lambda})=~}(0.3086, 0.6914), mostrado por el recuadro en la esquina superior izquierda de la figura, este factor de corrección es de aproximadamente{ estilo de visualización ~ F = 0.956 ~.}{ estilo de visualización ~ F = 0.956 ~.}Para un universo plano sin ninguna constante cosmológica, mostrado por la estrella en la esquina inferior derecha,{ estilo de visualización ~ F = {2}/{3} ~}{ estilo de visualización ~ F = {2}/{3} ~}es mucho más pequeño y, por lo tanto, el universo es más joven para un valor fijo del parámetro de Hubble. Para hacer esta figura,{displaystyle ~Omega_{text{r}}~}{displaystyle ~Omega_{text{r}}~}se mantiene constante (más o menos equivalente a mantener constante la temperatura del CMB) y el parámetro de densidad de curvatura se fija por el valor de los otros tres.

Además del satélite Planck, la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) fue fundamental para establecer una edad precisa del universo, aunque se deben incorporar otras medidas para obtener un número exacto. Las mediciones de CMB son muy buenas para restringir el contenido de materia.{displaystyle ~Omega_{text{m}}~,}{displaystyle ~Omega_{text{m}}~,} y parámetro de curvatura{displaystyle ~Omega_{text{k}}~.}{displaystyle ~Omega_{text{k}}~.} No es tan sensible a{displaystyle ~Omega_{Lambda}~}{displaystyle ~Omega_{Lambda}~}directamente, en parte porque la constante cosmológica se vuelve importante solo con un corrimiento al rojo bajo. Las determinaciones más precisas del parámetro de Hubble{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}{ estilo de visualización ~ H_ {0} ~}Actualmente se cree que provienen de brillos medidos y desplazamientos al rojo de supernovas distantes de Tipo Ia. La combinación de estas medidas conduce al valor generalmente aceptado para la edad del universo citado anteriormente.

La constante cosmológica hace que el universo sea "más viejo" para valores fijos de los demás parámetros. Esto es significativo, ya que antes de que la constante cosmológica fuera generalmente aceptada, el modelo del Big Bang tenía dificultades para explicar por qué los cúmulos globulares de la Vía Láctea parecían ser mucho más antiguos que la edad del universo calculada a partir del parámetro de Hubble y un universo de solo materia.. La introducción de la constante cosmológica permite que el universo sea más antiguo que estos cúmulos, además de explicar otras características que el modelo cosmológico de solo materia no podría.

WMAP

La publicación de datos de nueve años del proyecto Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) de la NASA en 2012 estimó que la edad del universo era(13,772 ± 0,059) × 10 años (13,772 millones de años, con una incertidumbre de más o menos 59 millones de años).

Sin embargo, esta edad se basa en la suposición de que el modelo subyacente del proyecto es correcto; otros métodos para estimar la edad del universo podrían dar edades diferentes. Suponiendo un fondo adicional de partículas relativistas, por ejemplo, puede aumentar las barras de error de la restricción WMAP en un orden de magnitud.

Esta medida se realiza utilizando la ubicación del primer pico acústico en el espectro de potencia de fondo de microondas para determinar el tamaño de la superficie de desacoplamiento (tamaño del universo en el momento de la recombinación). El tiempo de viaje de la luz a esta superficie (dependiendo de la geometría utilizada) arroja una edad confiable para el universo. Suponiendo la validez de los modelos utilizados para determinar esta edad, la precisión residual arroja un margen de error cercano al uno por ciento.

Planck

En 2015, la Colaboración Planck estimó que la edad del universo era13,813 ± 0,038 mil millones de años, un poco más alto pero dentro de las incertidumbres del número anterior derivado de los datos de WMAP.

En la siguiente tabla, las cifras se encuentran dentro de los límites de confianza del 68 % para el modelo base ΛCDM.

ParámetroSímboloTT + bajaPTT + lowP + lentesTT + lowP + lente + extTT, TE, EE + baja PTT, TE, EE + lowP + lentesTT, TE, EE + lowP + lentes + ext
Edad del universo
(Ga)		{ estilo de visualización t_ {0}}t_{0}13,813 ± 0,03813,799 ± 0,03813,796 ± 0,02913,813 ± 0,02613,807 ± 0,02613,799 ± 0,021
Constante de Hubble
( km ⁄ Mpc⋅s )		{ estilo de visualización H_ {0}}H_{0}67,31 ± 0,9667,81 ± 0,9267,90 ± 0,5567,27 ± 0,6667,51 ± 0,6467,74 ± 0,46

Leyenda:

En 2018, la Colaboración Planck actualizó su estimación de la edad del universo a13.787 ± 0.020 billones de años.

Asunción de antecedentes fuertes

Calcular la edad del universo es preciso solo si las suposiciones integradas en los modelos que se utilizan para estimarlo también lo son. Esto se conoce como fuertes antecedentes y esencialmente consiste en eliminar los errores potenciales en otras partes del modelo para convertir la precisión de los datos de observación reales directamente en el resultado final. Aunque este no es un procedimiento válido en todos los contextos (como se indica en la advertencia adjunta: "basado en el hecho de que hemos asumido que el modelo subyacente que usamos es correcto" ), la edad dada es precisa para el error especificado (ya que este error representa el error en el instrumento utilizado para recopilar la entrada de datos sin procesar en el modelo).

La edad del universo basada en el mejor ajuste solo a los datos de Planck 2018 es13.787 ± 0.020 billones de años. Este número representa una medida "directa" precisa de la edad del universo (otros métodos generalmente involucran la ley de Hubble y la edad de las estrellas más antiguas en los cúmulos globulares, etc.). Es posible utilizar diferentes métodos para determinar el mismo parámetro (en este caso, la edad del universo) y llegar a diferentes respuestas sin solapamiento en los "errores". Para evitar mejor el problema, es común mostrar dos conjuntos de incertidumbres; uno relacionado con la medición real y el otro relacionado con los errores sistemáticos del modelo que se está utilizando.

Por lo tanto, un componente importante del análisis de los datos utilizados para determinar la edad del universo (p. ej., de Planck) es utilizar un análisis estadístico bayesiano, que normaliza los resultados basándose en los datos previos (es decir, el modelo). Esto cuantifica cualquier incertidumbre en la precisión de una medición debido a un modelo particular utilizado.

Historia

Cronología de la naturaleza
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−13 —–−12 —–−11 —–−10 —–−9 —–−8 —–−7 —–−6 —–−5 —–−4 —–−3 —–−2 —–−1 —–0 —Edad Oscurareionización
Era dominada por la materiaExpansión aceleradaAguavida unicelularFotosíntesisVida multicelularVertebrados		←Universo primitivo←Primeras estrellas←Primera galaxia←Cuásar/agujero negro←omega centauro←Galaxia de Andromeda←Espirales de la Vía Láctea←Cúmulo estelar NGC 188←alfa centauro←Tierra / Sistema Solar←Primera vida conocida←Oxígeno más antiguo←Oxígeno atmosférico←Reproducción sexual←Primeros hongos←Primeros animales / plantas←explosión cámbrica←Primeros mamíferos←Primeros simios / humanosvida
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(hace mil millones de años)

En el siglo XVIII, comenzó a aparecer el concepto de que la edad de la Tierra era de millones, si no miles de millones, de años. Sin embargo, la mayoría de los científicos a lo largo del siglo XIX y en las primeras décadas del siglo XX asumieron que el universo en sí era de estado estacionario y eterno, posiblemente con estrellas yendo y viniendo pero sin cambios que ocurrieran en la escala más grande conocida en ese momento.

Las primeras teorías científicas que indicaron que la edad del universo podría ser finita fueron los estudios de termodinámica, formalizados a mediados del siglo XIX. El concepto de entropía dicta que si el universo (o cualquier otro sistema cerrado) fuera infinitamente antiguo, entonces todo dentro estaría a la misma temperatura, y por lo tanto no habría estrellas ni vida. En ese momento no se presentó ninguna explicación científica para esta contradicción.

En 1915 Albert Einstein publicó la teoría de la relatividad general y en 1917 construyó el primer modelo cosmológico basado en su teoría. Para mantenerse consistente con un universo de estado estacionario, Einstein agregó lo que más tarde se llamó una constante cosmológica a sus ecuaciones. Arthur Eddington demostró que el modelo de Einstein de un universo estático era inestable.

El primer indicio de observación directa de que el universo no era estático sino que se expandía provino de las observaciones de "velocidades de recesión", principalmente de Vesto Slipher, combinadas con distancias a las "nebulosas" (galaxias) de Edwin Hubble en un trabajo publicado en 1929. A principios del siglo XX, el Hubble y otros resolvieron estrellas individuales dentro de ciertas nebulosas, determinando así que eran galaxias similares, pero externas a nuestra Vía Láctea. Además, estas galaxias eran muy grandes y estaban muy lejanas. Los espectros tomados de estas galaxias distantes mostraron un desplazamiento hacia el rojo en sus líneas espectrales, presumiblemente causado por el efecto Doppler, lo que indica que estas galaxias se estaban alejando de la Tierra. Además, cuanto más lejanas parecían estar estas galaxias (más tenues nos parecían), mayor era su corrimiento al rojo y, por lo tanto, más rápido parecían alejarse. Esta fue la primera evidencia directa de que el universo no es estático sino que se expande. La primera estimación de la edad del universo provino del cálculo de cuándo todos los objetos deben haber comenzado a acelerar desde el mismo punto.

La primera medida razonablemente precisa de la tasa de expansión del universo, un valor numérico ahora conocido como la constante de Hubble, fue realizada en 1958 por el astrónomo Allan Sandage. Su valor medido para la constante de Hubble estuvo muy cerca del rango de valores generalmente aceptado en la actualidad.

Sin embargo, Sandage, como Einstein, no creía en sus propios resultados en el momento del descubrimiento. Sandage propuso nuevas teorías de la cosmogonía para explicar esta discrepancia. Este problema se resolvió más o menos mediante mejoras en los modelos teóricos utilizados para estimar las edades de las estrellas. A partir de 2013, utilizando los últimos modelos de evolución estelar, la edad estimada de la estrella más antigua conocida es14,46 ± 0,8 mil millones de años.

El descubrimiento de la radiación de fondo cósmico de microondas anunciado en 1965finalmente trajo un fin efectivo a la incertidumbre científica restante sobre el universo en expansión. Fue un resultado casual del trabajo de dos equipos a menos de 60 millas de distancia. En 1964, Arno Penzias y Robert Wilson intentaban detectar ecos de ondas de radio con una antena supersensible. La antena detectó persistentemente un ruido bajo, constante y misterioso en la región de microondas que se distribuyó uniformemente por el cielo y estuvo presente día y noche. Después de las pruebas, se aseguraron de que la señal no provenía de la Tierra, el Sol o nuestra galaxia, sino de fuera de nuestra propia galaxia, pero no pudieron explicarlo. Al mismo tiempo, otro equipo, Robert H. Dicke, Jim Peebles y David Wilkinson, intentaban detectar el ruido de bajo nivel que podría quedar del Big Bang y probar si la teoría del Big Bang era correcta. Los dos equipos se dieron cuenta de que el ruido detectado era, de hecho, radiación sobrante del Big Bang, y que esto era una fuerte evidencia de que la teoría era correcta. Desde entonces, una gran cantidad de otras evidencias han fortalecido y confirmado esta conclusión, y refinado la edad estimada del universo a su cifra actual.

Las sondas espaciales WMAP, lanzadas en 2001, y Planck, lanzadas en 2009, produjeron datos que determinan la constante de Hubble y la edad del universo independientemente de las distancias de las galaxias, eliminando la mayor fuente de error.