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Expansión del universo

Representación gráfica de la expansión del universo desde el Big Bang hasta la actualidad, donde la época inflacionaria se representa como la espectacular expansión que se obser...

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Representación gráfica de la expansión del universo desde el Big Bang hasta la actualidad, donde la época inflacionaria se representa como la espectacular expansión que se observa a la izquierda. Esta visualización muestra solo una sección del universo; el espacio vacío fuera del diagrama no debe interpretarse como un espacio vacío fuera del universo (que no necesariamente existe).

La expansión del universo es el aumento de la distancia entre las partes del universo observable que no están ligadas gravitacionalmente con el tiempo. [ 1 ] Es una expansión intrínseca , por lo que no significa que el universo se expanda hacia algo o que exista espacio fuera de él. Para cualquier observador en el universo, parece que todas las galaxias, excepto las más cercanas (que están ligadas entre sí por la gravedad), se alejan a velocidades proporcionales a su distancia del observador , en promedio. Si bien los objetos no pueden moverse más rápido que la luz , esta limitación se aplica solo con respecto a los sistemas de referencia locales y no limita las tasas de recesión de los objetos cosmológicamente distantes.

La expansión del universo fue descubierta mediante trabajos teóricos y observacionales independientes en la década de 1920. Desde entonces, la expansión se ha convertido en un aspecto fundamental del campo astrofísico de la cosmología . Muchos proyectos científicos importantes han buscado caracterizar la expansión y comprender sus efectos.

La expansión cósmica es una característica clave de la cosmología del Big Bang . Dentro de la teoría de la relatividad general , se modela matemáticamente con la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) . El modelo cosmológico estándar, el modelo Lambda-CDM , postula diferentes tasas de expansión en distintos momentos, dependiendo de las propiedades físicas del contenido del espacio-tiempo. La expansión más temprana, denominada inflación , vio al universo expandirse repentinamente por un factor de al menos 10²⁶ en todas las direcciones aproximadamente 10⁻³² segundos después del Big Bang. Posteriormente, la expansión cósmica se desaceleró a tasas mucho más lentas, hasta que, alrededor de 9.800  millones de años después del Big Bang (  hace 4.000 millones de años), comenzó a expandirse gradualmente más rápido , y aún lo sigue haciendo. Los físicos han postulado la existencia de energía oscura , que aparece como una constante cosmológica en los modelos gravitacionales más simples, como una forma de explicar esta aceleración tardía que se predice que será dominante en el futuro.

El concepto de la expansión del universo es difícil de explicar, lo que da lugar a varias ideas erróneas sobre su naturaleza, origen y efectos.

Historia del concepto

Entre 1912 y 1914, Vesto Slipher descubrió que la luz de galaxias distantes se desplazaba hacia el rojo , [ 2 ] [ 3 ] un fenómeno que posteriormente se interpretó como el alejamiento de las galaxias de la Tierra. En 1922, Alexander Friedmann utilizó las ecuaciones de campo de Einstein para aportar evidencia teórica de que el universo se está expandiendo. [ 4 ]

La demostración astronómica clave de la expansión del universo se conoce como la ley de Hubble o, a veces, como la ley de Hubble-Lemaître . [ 5 ] El nombre y, por lo tanto, el honor del descubrimiento han sido objeto de debate. En 1924, el astrónomo sueco Knut Lundmark encontró evidencia observacional de la expansión. Si bien sus resultados fueron razonablemente precisos incluso para los estándares actuales, se basaron en mediciones del diámetro de las galaxias y la distancia a la galaxia de Andrómeda , que no estaban comprobadas en ese momento. [ 6 ] En 1927, Georges Lemaître derivó soluciones para las ecuaciones de la relatividad general de Einstein y las aplicó a los datos publicados por Slipher y Hubble para proponer una relación lineal entre la distancia a las galaxias y su velocidad de recesión . [ 7 ] [ 8 ] La relación lineal fue establecida firmemente por Edwin Hubble en 1929 utilizando múltiples métodos y verificada con técnicas comprobadas. [ 6 ] [ 9 ]

El propio Hubble no asoció la relación ahora llamada ley de Hubble con la expansión del universo y su estimación de la constante de proporcionalidad fue demasiado grande por un factor de 7, pero sus publicaciones despertaron interés en el trabajo teórico anterior e iniciaron esfuerzos cada vez más sofisticados para medir la constante. [ 10 ] El astrónomo Walter Baade recalculó el tamaño del universo conocido en la década de 1940, duplicando el valor anterior. [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] Durante la mayor parte de la segunda mitad del siglo XX, el valor de la constante de Hubble se estimó entre50 y 90  km⋅s −1 ⋅ Mpc −1 .

El 13 de enero de 1994, la NASA anunció formalmente la finalización de las reparaciones relacionadas con el espejo principal del Telescopio Espacial Hubble , lo que permitió obtener imágenes más nítidas y, en consecuencia, análisis más precisos de sus observaciones. [ 14 ] Poco después de que se realizaran las reparaciones, el Proyecto Clave de Wendy Freedman de 1994 analizó la velocidad de recesión de M100 desde el núcleo del Cúmulo de Virgo , ofreciendo una medición de la constante de Hubble de80 ± 17  km⋅s −1 ⋅Mpc −1 . [ 15 ] Más tarde ese mismo año, Adam Riess et al. utilizaron un método empírico de formas de curvas de luz en banda visual para estimar con mayor precisión la luminosidad de las supernovas de tipo Ia . Esto minimizó aún más los errores de medición sistemáticos de la constante de Hubble, para67 ± 7  km⋅s −1 ⋅Mpc −1 . Las mediciones de Reiss sobre la velocidad de recesión del cercano cúmulo de Virgo concuerdan más estrechamente con análisis posteriores e independientes de calibraciones de variables cefeidas de supernovas de tipo Ia, que estiman una constante de Hubble de73 ± 7  km⋅s −1 ⋅Mpc −1 . [ 16 ] En 2003, el análisis de David Spergel del fondo cósmico de microondas durante las observaciones del primer año del satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) coincidió aún más con las tasas de expansión estimadas para las galaxias locales,72 ± 5  km⋅s −1 ⋅Mpc −1 . [ 17 ]

Estructura de la expansión cósmica

Se observa que las galaxias distantes en todas direcciones se alejan de la Tierra y su velocidad es proporcional a su distancia de la Tierra. Esta observación, conocida como la ley de Hubble , combinada con la observación de que el universo a las mayores escalas es homogéneo (igual en todas partes) e isotrópico (igual en todas las direcciones), significa que el universo se está expandiendo uniformemente en la actualidad. Esto significa que la distancia entre dos galaxias cualesquiera aumenta con el tiempo por el mismo factor. La expansión uniforme es equivalente a la relación lineal observada entre las velocidades de recesión.v→{\displaystyle {\vec {v}}}de una galaxia y sus posicionesincógnita→{\displaystyle {\vec {x}}}:

v→=H0incógnita→,{\displaystyle {\vec {v}}=H_{0}{\vec {x}},}

donde la constante de HubbleH0{\displaystyle H_{0}}cuantifica la tasa de expansión actual. [ 18 ] : 52

Si bien la expansión en el espacio es uniforme, no lo es a lo largo de largos intervalos de tiempo: la tasa de expansión varía con el tiempo y esta variación es un objeto central de estudio en cosmología. Utilizando el tiempo cósmico cont0{\displaystyle t_{0}}indicando el presente, la constante de Hubble,H0=H(t=t0){\displaystyle H_{0}=H(t=t_{0})}, es el valor actual del parámetro de Hubble,H(t){\displaystyle H(t)}, describiendo la dinámica de la expansión. [ 19 ] : 504

Dinámica de la expansión cósmica

La historia de la expansión depende de la densidad del universo. En este gráfico, Ω corresponde a la relación entre la densidad de materia y la densidad crítica , para un universo dominado por la materia. La curva de "aceleración" muestra la trayectoria del factor de escala para un universo con energía oscura.

La expansión del universo puede entenderse como resultado de una condición inicial en la que los contenidos del universo se están dispersando. La atracción gravitatoria mutua de la materia y la radiación dentro del universo ralentiza gradualmente esta expansión con el tiempo, pero su densidad es demasiado baja para impedir una expansión continua. [ 20 ] Además, evidencia observacional reciente sugiere que la energía oscura está acelerando la expansión [ 21 ] .

Matemáticamente, la expansión del universo se cuantifica mediante el factor de escala ,a{\displaystyle a}, que es proporcional a la separación promedio entre objetos, como las galaxias. El factor de escala es una función del tiempo y convencionalmente se establece ena=1{\displaystyle a=1}en la actualidad. Debido a que el universo se está expandiendo,a{\displaystyle a}es menor en el pasado y mayor en el futuro. Extrapolando hacia atrás en el tiempo con ciertos modelos cosmológicos, se obtiene un momento en que el factor de escala era cero; nuestra comprensión actual de la cosmología sitúa este momento en 13.787  ±  0,020 mil millones de años atrás . Si el universo continúa expandiéndose indefinidamente, el factor de escala tenderá al infinito en el futuro. También es posible, en principio, que el universo deje de expandirse y comience a contraerse, lo que corresponde a una disminución del factor de escala con el tiempo.

El factor de escalaa{\displaystyle a}es un parámetro de la métrica FLRW y su evolución temporal está regida por las ecuaciones de Friedmann . La segunda ecuación de Friedmann,

a¨a=−4πGRAMO3(ρ+3pagdo2)+Λdo23,{\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}

muestra cómo el contenido del universo influye en su tasa de expansión. Aquí,GRAMO{\displaystyle G}es la constante gravitacional ,ρ{\displaystyle \rho }es la densidad de energía dentro del universo,pag{\displaystyle p}es la presión ,do{\displaystyle c}es la velocidad de la luz yΛ{\displaystyle \Lambda }es la constante cosmológica. Una densidad de energía positiva conduce a la desaceleración de la expansión,a¨<0{\displaystyle {\ddot {a}}<0}y una presión positiva desacelera aún más la expansión. Por otro lado, una presión suficientemente negativa conpag<−ρdo2/3{\displaystyle p<-\rho c^{2}/3}conduce a una expansión acelerada, y la constante cosmológica también acelera la expansión. La materia no relativista es esencialmente sin presión, con|pag|≪ρdo2{\displaystyle |p|\ll \rho c^{2}}, mientras que un gas de partículas ultrarrelativistas (como un gas de fotones ) tiene presión positivapag=ρdo2/3{\displaystyle p=\rho c^{2}/3}Los fluidos de presión negativa, al igual que la energía oscura, no están confirmados experimentalmente, pero la existencia de la energía oscura se infiere a partir de observaciones astronómicas.

Distancias en el universo en expansión

Coordenadas de movimiento

En un universo en expansión, suele ser útil estudiar la evolución de la estructura sin tener en cuenta la expansión del universo. Esto justifica el uso de coordenadas comóviles , que se definen para crecer proporcionalmente con el factor de escala. Si un objeto se mueve únicamente con el flujo de Hubble del universo en expansión, sin ningún otro movimiento, entonces permanece estacionario en coordenadas comóviles. Las coordenadas comóviles son las coordenadas espaciales en la métrica FLRW .

Forma del universo

El universo es un espaciotiempo de cuatro dimensiones, pero dentro de un universo que obedece al principio cosmológico, existe una elección natural de superficie espacial tridimensional. Estas son las superficies en las que los observadores que se encuentran estacionarios en coordenadas comóviles coinciden en la edad del universo . En un universo regido por la relatividad especial , tales superficies serían hiperboloides , porque la dilatación del tiempo relativista implica que los relojes de los observadores distantes que se alejan rápidamente se ralentizan, de modo que las superficies espaciales deben curvarse "hacia el futuro" a lo largo de grandes distancias. [ 22 ] Sin embargo, dentro de la relatividad general , la forma de estas superficies espaciales comóviles síncronas se ve afectada por la gravedad. Las observaciones actuales son consistentes con que estas superficies espaciales sean geométricamente planas (de modo que, por ejemplo, los ángulos de un triángulo suman 180 grados).

horizontes cosmológicos

Un universo en expansión suele tener una edad finita. La luz y otras partículas solo pueden propagarse una distancia finita. La distancia comóvil que dichas partículas pueden haber recorrido a lo largo de la vida del universo se conoce como horizonte de partículas , y la región del universo que se encuentra dentro de nuestro horizonte de partículas se conoce como universo observable .

Si la energía oscura, que se supone domina el universo actual, es una constante cosmológica, entonces el horizonte de sucesos cósmicos converge a un valor finito en el futuro infinito. Esto implica que la porción del universo que podremos observar es limitada. Existen muchos sistemas cuya luz jamás podrá alcanzarnos, debido a un horizonte de sucesos cósmicos inducido por la gravedad repulsiva de la energía oscura.

En el estudio de la evolución de la estructura del universo, emerge una escala natural conocida como el horizonte de Hubble . Las perturbaciones cosmológicas mucho mayores que el horizonte de Hubble no son dinámicas, ya que las influencias gravitacionales no tienen tiempo de propagarse a través de ellas, mientras que las perturbaciones mucho menores que el horizonte de Hubble se rigen directamente por la dinámica gravitacional newtoniana .

Consecuencias de la expansión cósmica

Desplazamientos al rojo

Para los fotones, la expansión conduce al corrimiento al rojo cosmológico . Si bien el corrimiento al rojo cosmológico se suele explicar como el estiramiento de las longitudes de onda de los fotones debido a la "expansión del espacio", se considera más naturalmente como una consecuencia del efecto Doppler . [ 23 ]

Velocidades peculiares

La velocidad peculiar de un objeto es su velocidad con respecto a la red de coordenadas comóviles, es decir, con respecto al movimiento promedio asociado a la expansión del material circundante. Es una medida de cómo el movimiento de una partícula se desvía del flujo de Hubble del universo en expansión. Las velocidades peculiares de las partículas no relativistas decaen a medida que el universo se expande, en proporción inversa al factor de escala cósmica . Esto puede entenderse como un efecto de autoorganización. Una partícula que se mueve en una dirección alcanza gradualmente el flujo de Hubble de la expansión cósmica en esa dirección, acercándose asintóticamente al material con la misma velocidad que la suya. De manera más general, los momentos peculiares de las partículas relativistas y no relativistas decaen en proporción inversa al factor de escala.

Temperatura

El universo se enfría a medida que se expande. Esto se debe a la disminución de los momentos peculiares de las partículas, como se explicó anteriormente. También puede entenderse como enfriamiento adiabático . La temperatura de los fluidos ultrarrelativistas , a menudo llamados "radiación" e incluyendo el fondo cósmico de microondas , escala inversamente con el factor de escala (es decir,T∝a−1{\displaystyle T\propto a^{-1}}). La temperatura de la materia no relativista cae más bruscamente, escalando como el inverso del cuadrado del factor de escala (es decir,T∝a−2{\displaystyle T\propto a^{-2}}).

Densidad

El contenido del universo se diluye a medida que se expande. El número de partículas dentro de un volumen comóvil permanece fijo (en promedio), mientras que el volumen se expande. Para la materia no relativista, esto implica que la densidad de energía disminuye a medida queρ∝a−3{\displaystyle \rho \propto a^{-3}}, dóndea{\displaystyle a}es el factor de escala .

Para partículas ultrarrelativistas ("radiación"), la densidad de energía disminuye más bruscamente, ya queρ∝a−4{\displaystyle \rho \propto a^{-4}}Esto se debe a que la energía de una partícula ultrarrelativista está dominada por su momento, en lugar de por su energía de masa en reposo (véase la relación energía-momento ). En consecuencia, además de la dilución volumétrica del número de partículas, la energía de cada partícula también disminuye en proporción aa−1{\displaystyle a^{-1}}a medida que su peculiar momento se desvanece.

En general, podemos considerar un fluido perfecto con presiónpag=wρ{\displaystyle p=w\rho }, dóndeρ{\displaystyle \rho }es la densidad de energía. El parámetrow{\displaystyle w}es el parámetro de la ecuación de estado . La densidad de energía de dicho fluido disminuye como

ρ∝a−3(1+w).{\displaystyle \rho \propto a^{-3(1+w)}.}

La materia no relativista tienew=0{\displaystyle w=0}mientras que la radiación tienew=1/3{\displaystyle w=1/3}. Para un fluido exótico con presión negativa, como la energía oscura, la densidad de energía disminuye más lentamente; siw=−1{\displaystyle w=-1}permanece constante en el tiempo. Siw<−1{\displaystyle w<-1}, correspondiente a la energía fantasma , la densidad de energía crece a medida que el universo se expande.

Historia de la expansión

Inflación cósmica

La inflación es un período de expansión acelerada que, según la hipótesis, ocurrió en un tiempo aproximado de 10⁻³² segundos . Habría sido impulsada por el inflatón , un campo que posee un estado de falso vacío de energía positiva . La inflación se propuso originalmente para explicar la ausencia de reliquias exóticas predichas por las teorías de gran unificación , como los monopolos magnéticos , ya que la rápida expansión habría diluido dichas reliquias. Posteriormente se comprendió que la expansión acelerada también resolvería el problema del horizonte y el problema de la planitud . Además, las fluctuaciones cuánticas durante la inflación habrían creado variaciones iniciales en la densidad del universo, que la gravedad amplificó posteriormente para producir el espectro observado de variaciones de la densidad de la materia . [ 24 ] : 157

Durante la inflación, el factor de escala cósmica creció exponencialmente en el tiempo. Para resolver los problemas del horizonte y la planitud, la inflación debió haber durado lo suficiente como para que el factor de escala creciera al menos en un factor de e 60 (aproximadamente 10 26 ). [ 24 ] : 162

época de la radiación

La historia del universo después de la inflación pero antes de un tiempo de aproximadamente 1 segundo es en gran parte desconocida. [ 25 ] Sin embargo, se sabe que el universo estuvo dominado por partículas ultrarrelativistas del Modelo Estándar , denominadas convencionalmente radiación , en el momento del desacoplamiento de los neutrinos , alrededor de 1  segundo. [ 26 ] Durante el dominio de la radiación, la expansión cósmica se desaceleró, y el factor de escala creció proporcionalmente con la raíz cuadrada del tiempo. [ 27 ] : 81

Época de la materia

Dado que la radiación se desplaza al rojo a medida que el universo se expande, eventualmente la materia no relativista llegó a dominar la densidad de energía del universo. En el modelo estándar, la transición ocurrió unos 50.000 años después del Big Bang. [ 28 ] : 96 Durante la época dominada por la materia, la expansión cósmica también se desaceleró, con el factor de escala creciendo como la potencia de 2/3  del tiempo (a∝t2/3{\displaystyle a\propto t^{2/3}}). [ 28 ] : 80 Además, la formación de estructuras gravitacionales es más eficiente cuando predomina la materia no relativista, y esta época es responsable de la formación de galaxias y de la estructura a gran escala del universo .

energía oscura

Hace aproximadamente 3  mil millones de años, en un momento de unos 11  mil millones de años, se cree que la energía oscura comenzó a dominar la densidad energética del universo. [ 28 ] : 96 Esta transición se produjo porque la energía oscura no se diluye a medida que el universo se expande, sino que mantiene una densidad energética constante. De manera similar a la inflación, la energía oscura impulsa una expansión acelerada, de modo que el factor de escala crece exponencialmente con el tiempo.

Medición de la tasa de expansión

Cuando un objeto se aleja, su luz se estira (desplazamiento al rojo). Cuando el objeto se acerca, su luz se comprime ( desplazamiento al azul ).

La forma más directa de medir la tasa de expansión es medir independientemente las velocidades de recesión y las distancias de objetos distantes, como las galaxias. La relación entre estas cantidades da la tasa de Hubble, de acuerdo con la ley de Hubble. Normalmente, la distancia se mide usando una candela estándar , que es un objeto o evento para el cual se conoce el brillo intrínseco . La distancia del objeto se puede inferir a partir del brillo aparente observado . Mientras tanto, la velocidad de recesión se mide a través del corrimiento al rojo. Hubble usó este enfoque para su medición original de la tasa de expansión, midiendo el brillo de las estrellas variables Cefeidas y los corrimientos al rojo de sus galaxias anfitrionas. Más recientemente, usando supernovas de tipo Ia , la tasa de expansión se midió como H 0  = 73,24 ± 1,74  (km/s)/Mpc . [ 29 ] Esto significa que por cada millón de pársecs de distancia del observador, la velocidad de recesión de los objetos a esa distancia aumenta en unos 73 kilómetros por segundo (160.000 mph) . 

Las supernovas son observables a distancias tan grandes que el tiempo que tarda la luz en viajar desde ellas puede aproximarse a la edad del universo. Por consiguiente, pueden utilizarse para medir no solo la tasa de expansión actual, sino también la historia de la expansión. En un trabajo que recibió el Premio Nobel de Física de 2011 , se utilizaron observaciones de supernovas para determinar que la expansión cósmica se está acelerando en la época actual. [ 30 ]

Asumiendo un modelo cosmológico, por ejemplo el modelo Lambda-CDM , otra posibilidad es inferir la tasa de expansión actual a partir de los tamaños de las mayores fluctuaciones observadas en el fondo cósmico de microondas . Una tasa de expansión más alta implicaría un tamaño característico menor de las fluctuaciones del CMB, y viceversa. La colaboración Planck midió la tasa de expansión de esta manera y determinó H 0 =67,4 ± 0,5  (km/s)/Mpc . [ 31 ] Existe un desacuerdo entre esta medición y las mediciones basadas en supernovas, conocido como la tensión de Hubble .

Otra técnica de medición independiente se basa en la cosmografía de retardo temporal mediante lentes gravitacionales fuertes . Cuando un objeto masivo en primer plano, como una galaxia, se encuentra directamente entre el observador y una fuente de luz variable y distante (como un cuásar ) o un transitorio (como una supernova), su gravedad curva la luz incidente para crear múltiples imágenes del objeto de fondo. Debido a que la luz que forma cada imagen viaja a lo largo de trayectorias de diferentes longitudes y a través de diferentes potenciales gravitacionales, las fluctuaciones en el brillo del cuásar llegan a la Tierra en momentos ligeramente diferentes. Estos retardos temporales son inversamente proporcionales a la constante de Hubble. [ 32 ] Las mediciones iniciales utilizando cuásares con lentes gravitacionales por la colaboración H0LiCOW calcularon una tasa de expansión de H 0 =73,3 +1,7 −1,8  (km/s)/Mpc . [ 33 ] Este trabajo ha sido ampliado por la colaboración TDCOSMO, lo que ha dado como resultado una medición de H 0 = 202571,6 +3,9 −3,3  (km/s)/Mpc . [ 34 ] Las mediciones de retardo temporal también se han ampliado para incluir supernovas fuertemente lenticulares; las observaciones de SN Refsdal arrojaron H 0 =64,8 +4,4 −4,3  (km/s)/Mpc [ 35 ] mientras que las mediciones de SN H0pe llegaron a H 0 =75,7 +8,1 −5,5  (km/s)/Mpc [ 36 ] Además, el modelado reciente del cúmulo MACS J0138-2155, único por su fuerte efecto de lente gravitacional tanto en la SN Encore como en la SN Requiem, arroja una medición preliminar de H 0 =66,9 +11,2 −8,1  (km/s)/Mpc , con la reaparición prevista de SN Requiem que se espera reduzca esta incertidumbre al 2–3%, y su fecha de llegada exacta depende en gran medida del verdadero valor de H 0 (que oscila entre aproximadamente abril y diciembre de 2026 si H 0 =73  (km/s)/Mpc , hasta marzo-noviembre de 2027 si H 0 =67  (km/s)/Mpc ). [ 37 ]

Una cuarta opción propuesta recientemente es utilizar información de eventos de ondas gravitacionales (especialmente aquellos que involucran la fusión de estrellas de neutrones , como GW170817 ), para medir la tasa de expansión. [ 38 ] [ 39 ] Dichas mediciones aún no tienen la precisión para resolver la tensión de Hubble.

En principio, la historia de la expansión cósmica también puede medirse estudiando la deriva del corrimiento al rojo: cómo cambian los corrimientos al rojo, las distancias, los flujos, las posiciones angulares y los tamaños angulares de los objetos astronómicos a lo largo del tiempo de observación. Estos efectos son demasiado pequeños para detectarlos con el equipo actual. Sin embargo, los cambios en el corrimiento al rojo o el flujo podrían observarse con el Square Kilometre Array o el Extremely Large Telescope a mediados de la década de 2030. [ 40 ] : 155

Confusiones sobre la expansión cósmica

Debido a la naturaleza poco intuitiva del tema y a lo que algunos han descrito como elecciones de palabras "descuidadas", ciertas descripciones de la expansión del universo y las ideas erróneas a las que pueden conducir son un tema de debate constante en los campos de la educación y la comunicación de conceptos científicos. [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] Algunas de estas ideas erróneas se detallan en las siguientes secciones.

Expansión del espacio

A menudo se argumenta erróneamente que la expansión cósmica debe interpretarse como la expansión del espacio mismo, de modo que las galaxias permanecen estacionarias mientras el espacio entre ellas se estira. Esta descripción sugiere la existencia de un sistema de referencia en reposo preferido , lo cual viola el principio de relatividad . Por el contrario, la expansión del universo se interpreta naturalmente como el alejamiento de las galaxias. [ 43 ] [ 23 ]

Expansión superlumínica

La ley de Hubble predice que los objetos más allá del horizonte de Hubble se alejan más rápido que la luz . Este resultado no contradice la relatividad especial . Dado que la relatividad especial trata espaciotiempos planos, solo es válida para distancias pequeñas dentro del contexto del espaciotiempo curvo del universo. La expansión cósmica respeta la relatividad especial, ya que los objetos cercanos tienen velocidades relativas muy inferiores a la velocidad de la luz. Los análisis a escalas cosmológicas requieren sumas o integraciones sobre distancias pequeñas sucesivas. [ 44 ]

Las velocidades relativas de objetos cosmológicamente distantes ni siquiera están bien definidas. [ 23 ] La velocidad relativa entre dos objetos corresponde al ángulo en el espacio-tiempo entre sus líneas de universo , y no hay un ángulo bien definido entre dos líneas en diferentes puntos de una hoja curva. [ 45 ]

Efectos de la expansión a pequeña escala

La expansión cósmica a veces se describe erróneamente como una fuerza que empuja los objetos para separarlos. Por el contrario, la expansión cósmica no genera ninguna tendencia de los objetos a separarse. Más bien, es solo una descripción de cómo los objetos en el universo ya se están separando debido a su movimiento inercial. [ 46 ]

Por otro lado, la constante cosmológica sí genera una fuerza que separa los objetos. Esta fuerza acelera la expansión cósmica, pero la expansión también puede producirse sin ella, por lo que no deben confundirse ambos fenómenos. [ 46 ]

gravedad newtoniana

Aunque la expansión cósmica se suele presentar como una consecuencia de la relatividad general , también la predice la gravedad newtoniana formulada en el lenguaje geométrico de Cartan . Esto evita problemas fundamentales de la gravedad newtoniana en un universo euclidiano infinito. [ 47 ] Otro enfoque trabaja con un número finito de partículas en lugar de un fluido continuo infinito. [ 48 ] [ 49 ] : 181101–1

Referencias

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  • Pan de pasas expandible de la Universidad de Winnipeg: una ilustración, pero sin explicación.
  • En la sección "Pregúntale a un astrónomo" se utiliza la analogía de la "hormiga en un globo" para explicar la expansión del universo (no se especifica quién es el astrónomo que proporciona esta explicación).