Expansión acelerada del universo

Lambda-CDM, expansión acelerada del universo. El cronograma en este diagrama esquemático se extiende desde la era Big Bang/inflación 13.7 billones de años atrás 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. La expansión acelerada del universo fue descubierta durante 1998 por dos proyectos independientes, el Proyecto de Cosmología de Supernovas y el Equipo de Búsqueda de Supernovas High-Z, que utilizaron supernovas distantes de tipo Ia para medir la aceleración. 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, podemos usar el brillo observado de estas supernovas para medir la distancia a ellos. Entonces, 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 de nosotros, más rápido se aleja. El resultado inesperado fue que los objetos del universo se están alejando unos de otros a un ritmo acelerado. Los cosmólogos de la época esperaban que la velocidad de recesión siempre se estuviera desacelerando, debido a la atracción gravitacional de la materia en el universo. Posteriormente, tres miembros de estos dos grupos recibieron premios Nobel por su descubrimiento. Se han encontrado pruebas confirmatorias en las oscilaciones acústicas bariónicas y en los 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 5 000 millones de años. 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 posibles explicaciones alternativas, la descripción que asume la energía oscura (positiva Λ) se usa en el modelo estándar actual de cosmología, que también incluye materia oscura fría (CDM) y se conoce como modelo Lambda-CDM.

Antecedentes

En las décadas transcurridas desde la detección del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1965, 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 en el universo impulsa su expansión.

H2=()aÍ Í a)2=8π π G3*** *** − − κ κ c2a2{displaystyle ¿Qué? {8{pi}G}{3}rho - {frac {kappa - Sí.

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

Definimos una densidad crítica

*** *** c=3H28π π G{displaystyle rho ¿Qué? {3H^{2}{8{pi} }G}

y el parámetro de densidad

Ω Ω =*** *** *** *** c{displaystyle "Omega" - Sí.

Podemos entonces reescribir el parámetro Hubble como

H()a)=H0Ω Ω ka− − 2+Ω Ω ma− − 3+Ω Ω ra− − 4+Ω Ω DEa− − 3()1+w){displaystyle H(a)=H_{0}{sqrt {\fnMicrosoft Sans Serif} Omega }_{m}a^{-3}+ Omega... Omega _{mathrm {DE}a^{-3(1+w)}}}

donde los cuatro contribuyentes hipotéticos actuales a la densidad de energía del universo son la curvatura, la materia, la radiación y la energía oscura. 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

a.. a=− − 4π π G3()*** *** +3Pc2){displaystyle {frac {ddot {} {} {f}}left(rho +{f} {c}}}}}}derecho)}

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

Los físicos en un momento estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron el llamado parámetro de desaceleración q₀ . 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 atravesó un período de expansión casi exponencial muy rápida. 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 "aceleración de expansión" es que la segunda vez derivada del factor de escala cósmica, a.. {displaystyle {ddot {}}, es positivo, que equivale al parámetro de desaceleración, q{displaystyle q}, siendo negativo. Sin embargo, tenga en cuenta que esto sí no implica que el parámetro Hubble está aumentando con el tiempo. Puesto que el parámetro Hubble se define como H()t)↑ ↑ aÍ Í ()t)/a()t){displaystyle H(t)equiv {dot {}(t)/a(t)}, se deriva de las definiciones que el derivado del parámetro Hubble es dado por

dHdt=− − H2()1+q){fnMicroc {fnMicroc}d H}=-H^{2}(1+q)}

así que el parámetro Hubble está disminuyendo con el tiempo a menos que <math alttext="{displaystyle qq.− − 1{displaystyle #<img alt="{displaystyle q. Las observaciones prefieren q.. − − 0,555{displaystyle qapprox -0.55}, lo que implica que a.. {displaystyle {ddot {}} es positivo pero dH/dt{displaystyle DH/dt es negativo. Esencialmente, esto implica que la velocidad de recesión cósmica de cualquier galaxia en particular está aumentando con el tiempo, pero su relación velocidad/distancia todavía está disminuyendo; por lo tanto, diferentes galaxias que se expanden a través de una esfera de radio fijo atraviesan la esfera más lentamente en tiempos posteriores.

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

Evidencia de aceleración

Para conocer la tasa de expansión del universo, observamos la relación magnitud-desplazamiento al rojo de los objetos astronómicos utilizando velas estándar, o su relación distancia-desplazamiento al rojo utilizando reglas estándar. También podemos observar el crecimiento de la estructura a gran escala y encontrar que los valores observados de los parámetros cosmológicos se describen mejor mediante modelos que incluyen una expansión acelerada.

Observación de supernovas

La impresión del artista de un tipo Ia supernova, como revelan las observaciones espectro-polarimetría

En 1998, la primera evidencia de aceleración provino de la observación de supernovas de tipo Ia, que son enanas blancas en explosión que han excedido su límite de estabilidad. Debido a que todos tienen masas similares, su luminosidad intrínseca es estandarizable. 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). Las líneas espectrales de su luz se pueden usar para determinar su corrimiento al rojo.

Para las supernovas con un corrimiento al rojo inferior a alrededor de 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 dar una derivación simple de la siguiente manera: el corrimiento al rojo z da directamente el factor de escala cósmico en el momento en que explotó la supernova.

a()t)=11+z{displaystyle a(t)={frac {1}{1+z}}

Así que una supernova con un redshift medido z = 0,5 implica que el universo era 1/1 + 0,5=2/3 de su tamaño actual cuando la supernova explotó. En el caso de la expansión acelerada, a.. {displaystyle {ddot {}} es positivo; por lo tanto, aÍ Í {displaystyle { dot {}}} fue más pequeño en el pasado que hoy. Así, un universo acelerado tomó un tiempo más largo para expandir de 2/3 a 1 veces su tamaño actual, en comparación con un universo no acelerado con constante aÍ Í {displaystyle { dot {}}} y el mismo valor actual de la constante Hubble. Esto resulta en un tiempo de viaje ligero más grande, distancia más grande y supernovas más débil, que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess et al. encontró que "las distancias de la alta resistencia SNe Ia eran, en promedio, de 10% a 15% más de lo esperado en una baja densidad de masa Ω_M = 0,2 universo sin una constante cosmológica". Esto significa que las distancias de alta velocidad medida eran demasiado grandes, en comparación con las cercanas, para un universo desacelerante.

Varios investigadores han cuestionado la opinión mayoritaria sobre la aceleración o la asunción del "principio cosmológico" (que el universo es homogéneo e isótropo). Por ejemplo, un artículo de 2019 analizó el catálogo de análisis de curva de luz conjunta de supernovas de tipo Ia, que contenía diez veces más supernovas que las que se usaron en los análisis de 1998, y concluyó que había poca evidencia de un 'monopolo'., es decir, para una aceleración isotrópica en todas las direcciones. Consulte también la sección sobre teorías alternativas a continuación.

Oscilaciones acústicas bariónicas

En el universo primitivo, antes de que tuviera lugar la recombinación y el desacoplamiento, los fotones y la materia existían en un plasma primordial. Los puntos de mayor densidad en el plasma fotónico-bariónico se contraerían, siendo comprimidos por la gravedad hasta que la presión se hiciera demasiado grande y se expandieran de nuevo. Esta contracción y expansión creó vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras. Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente, permaneció en el centro de la onda de sonido, el origen de la sobredensidad original. Cuando ocurrió el desacoplamiento, aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, los fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente por el 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 la densidad de la materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Entonces, al observar las distancias a las que las galaxias en diferentes corrimientos 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 separadas por una cierta distancia) en 100 h⁻¹ Mpc, (donde h es la constante adimensional de Hubble) que indica que este es el tamaño del horizonte sonoro actual, y comparándolo con el horizonte sonoro en el momento del desacoplamiento (usando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo.

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. Al comparar estas funciones de masa con desplazamientos al rojo altos y bajos con las predichas por diferentes modelos cosmológicos, los valores de w y Ω_m que confirman una baja densidad de materia y una cantidad de energía oscura distinta de cero.

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.

t0=∫ ∫ 01daaÍ Í {displaystyle T_{0}=int ¿Qué?

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 que tuvo una expansión más lenta en el pasado.

Ondas gravitacionales como sirenas estándar

Los descubrimientos recientes de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO no solo confirmaron las predicciones de Einstein, sino que también abrieron una nueva ventana al universo. Estas ondas gravitacionales pueden funcionar como sirenas estándar para medir la tasa de expansión del universo. Abad et al. 2017 midió el valor constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. Las amplitudes de la deformación 'h' depende de las masas de los objetos que causan las ondas, las distancias desde el punto de observación y las frecuencias de detección de las ondas gravitacionales. Las medidas de distancia asociadas dependen de los parámetros cosmológicos como la constante de Hubble para objetos cercanos y dependerán de otros parámetros cosmológicos como la densidad de energía oscura, la densidad de materia, etc. para fuentes distantes.

Modelos explicativos

La expansión del Universo acelerando. El tiempo fluye de abajo a arriba

Energía oscura

La propiedad más importante de la energía oscura es que tiene presión negativa (acción repulsiva) que se distribuye de manera relativamente homogénea en el espacio.

P=wc2*** *** {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 del vacío; en este caso w = −1. Esto conduce 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 está de acuerdo con una variedad de observaciones recientes. Riess et al. descubrió que sus resultados de las observaciones de supernova favorecían modelos en expansión con constante cosmológica positiva (Ω_λ > 0) y una expansión acelerada actual (q₀ < 0).

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, causando una repulsión gravitatoria tan grande que el universo perdería toda estructura y terminaría en un Big Rip. Por ejemplo, para w = −3/2 y H₀ =70 km·s⁻¹·Mpc⁻¹, el tiempo restante antes de que el universo termine en este Gran Rip es de 22 mil millones de años.

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 masa negativa no asume que la densidad de masa del universo es positiva (como se hace en las observaciones de supernova), sino que encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la 'hipótesis más parsimoniosa'. El fluido oscuro es una explicación alternativa para acelerar la expansión que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitatoria repulsiva de la antimateria o una desviación de las leyes gravitatorias de la relatividad general, como la gravedad masiva, lo que significa que los gravitones mismos tienen masa. 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.

Otro tipo de modelo, la conjetura de la reacción inversa, fue propuesta por el cosmólogo Syksy Räsänen: la tasa de expansión no es homogénea, pero estamos en una región donde la expansión es más rápida que el fondo. Las faltas de homogeneidad en el universo primitivo provocan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que el promedio. De acuerdo con la relatividad general, el espacio es menos curvo 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 es frenada por una mayor atracción gravitatoria. Por lo tanto, el colapso interno 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. El beneficio es que no requiere ninguna física nueva como la energía oscura. Räsänen no considera probable el modelo, pero sin ninguna falsificación, debe seguir siendo una posibilidad. Requeriría fluctuaciones de densidad bastante grandes (20%) para funcionar.

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 una aceleración. Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio parece expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, tales 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. 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, o que el tamaño de la muestra de supernova utilizada no fuera lo suficientemente grande.

Teorías de las consecuencias para el universo

A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y la materia oscura ordinaria disminuyen más rápidamente que la densidad de la energía oscura (consulte la ecuación de estado) y, finalmente, domina la energía oscura. Específicamente, cuando la escala del universo se duplica, la densidad de la materia se reduce por 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).

En modelos donde 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 De Sitter. Esto conducirá finalmente a la desaparición de todas las pruebas 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. Eventualmente, su frecuencia será lo suficientemente baja como para ser absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, ser ocultada a cualquier observador dentro de la galaxia. Esto ocurrirá cuando el universo tenga menos de 50 veces su edad actual, lo que conducirá al final de la cosmología tal como la conocemos cuando el universo distante se oscurezca.

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. Este escenario se conoce como "muerte térmica del universo" (también conocido como Big Freeze).

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