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cosmología física

Representación artística del modelo cosmológico del Big Bang , el más ampliamente aceptado en cosmología física (ni el tiempo ni el tamaño están a escala). La cosmología física ...

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Representación artística del modelo cosmológico del Big Bang , el más ampliamente aceptado en cosmología física (ni el tiempo ni el tamaño están a escala).

La cosmología física es una rama de la física que se ocupa de modelar el universo basándose en las leyes de la física . Un modelo cosmológico proporciona una descripción matemática de las estructuras y dinámicas a gran escala del universo y permite estudiar cuestiones fundamentales sobre su origen , estructura, evolución y destino final . [ 1 ] 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 permitió por primera vez comprender dichas leyes físicas.

La cosmología física, tal como se entiende hoy, comenzó en 1915 con el desarrollo 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 cantidad de galaxias externas más allá de la Vía Láctea ; luego, el trabajo de Vesto Slipher y otros demostró que el universo se está expandiendo . Estos avances permitieron especular sobre el origen del universo y posibilitaron el establecimiento de la teoría del Big Bang , de Georges Lemaître , como el modelo cosmológico principal. Algunos investigadores aún defienden un puñado de cosmologías alternativas ; [ 2 ] sin embargo, la mayoría de los cosmólogos coinciden en que la teoría del Big Bang explica mejor las observaciones. [ 3 ]

Los avances espectaculares en cosmología observacional desde la década de 1990, incluyendo el fondo cósmico de microondas , las supernovas distantes y los estudios de corrimiento al rojo de galaxias , han llevado al desarrollo de un modelo cosmológico estándar . Si bien este modelo requiere que el universo contenga grandes cantidades de materia oscura y energía oscura cuya naturaleza aún no se comprende bien, proporciona predicciones detalladas que concuerdan excelentemente con numerosas observaciones diversas. [ 3 ]

La cosmología se nutre en gran medida del trabajo de diversas áreas de investigación en física teórica y aplicada . Entre las áreas relevantes para la cosmología se incluyen los experimentos y la teoría de la física de partículas , la astrofísica teórica y observacional , la relatividad general, la mecánica cuántica y la física de plasmas .

Historia del tema

La cosmología moderna se desarrolló paralelamente a la teoría y la 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. [ 4 ] En aquel entonces, Einstein creía en un universo estático , pero descubrió que su formulación original de la teoría no lo permitía. [ 5 ] Esto se debe a que las masas distribuidas por todo el universo se atraen gravitacionalmente y se mueven unas hacia otras con el tiempo. [ 6 ] 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 a 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. [ 7 ] 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 bordes). Sin embargo, este llamado modelo de Einstein es inestable ante pequeñas perturbaciones: eventualmente comenzará a expandirse o contraerse. [ 5 ] Posteriormente se comprendió que el modelo de Einstein era solo una de un conjunto más amplio de posibilidades, todas consistentes con la relatividad general y el principio cosmológico . Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron halladas por Alexander Friedmann a principios de la década de 1920. [ 8 ] 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 : se hipotetiza que las ondas gravitacionales surgen de la inflación cósmica , una expansión rápidamente acelerada justo después del Big Bang [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ].

En la década de 1910, Vesto Slipher (y más tarde Carl Wilhelm Wirtz ) interpretaron el desplazamiento al rojo de las nebulosas espirales como un desplazamiento Doppler que indicaba que se estaban alejando de la Tierra. [ 12 ] [ 13 ] 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 para ello es necesario asumir un tamaño físico. Otro método es medir el brillo de un objeto y asumir una luminosidad intrínseca , a partir de la cual se puede determinar la distancia utilizando la ley del inverso del cuadrado . Debido a la dificultad de utilizar estos métodos, no se percataron 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 belga Georges Lemaître derivó de forma independiente las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, basándose en la recesión de las nebulosas espirales, que el universo comenzó con la "explosión" de un " átomo primordial " [ 14 ] , que más tarde se denominó Big Bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base observacional para la teoría de Lemaître. Hubble demostró que las nebulosas espirales eran galaxias al determinar sus distancias mediante 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 alejan de la Tierra en todas direcciones a velocidades proporcionales a su distancia de la Tierra. [ 15 ] Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble , aunque el factor numérico que Hubble halló para relacionar la velocidad de recesión con la distancia tenía un error de un factor de diez, debido a que desconocía los tipos de variables Cefeidas.

Según el principio cosmológico, la ley de Hubble sugería que el universo se estaba expandiendo. Se propusieron dos explicaciones principales para esta expansión. Una era la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow . La otra era el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle, en el que se crea nueva materia a medida que las galaxias se alejan entre sí. En este modelo, el universo es prácticamente el mismo en cualquier momento. [ 16 ] [ 17 ]

Durante varios años, el apoyo a estas teorías estuvo dividido equitativamente. Sin embargo, la evidencia observacional comenzó a respaldar la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado caliente y denso. El descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1965 brindó un fuerte respaldo al modelo del Big Bang, [ 17 ] y desde las mediciones precisas del fondo cósmico de microondas realizadas por el Explorador del Fondo Cósmico a principios de la década de 1990, pocos cosmólogos han propuesto seriamente otras teorías sobre el origen y la evolución del cosmos.

Energía del cosmos

Los elementos químicos más ligeros , principalmente hidrógeno y helio , se crearon durante el Big Bang a través del proceso de nucleosíntesis . [ 18 ] En una secuencia de reacciones de nucleosíntesis estelar , los núcleos atómicos más pequeños se combinan para formar 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 . [ 19 ] El proceso neto resulta en una liberación de energía posterior , es decir, posterior al Big Bang. [ 20 ] Tales reacciones de partículas nucleares pueden conducir a liberaciones repentinas de energía de estrellas variables cataclísmicas como las novas . El colapso gravitacional de la materia en agujeros negros también impulsa los procesos más energéticos, generalmente observados en las regiones nucleares de las galaxias, formando cuásares y galaxias activas .

Los cosmólogos no pueden explicar con exactitud todos los fenómenos cósmicos, como los relacionados con la expansión acelerada del universo , utilizando formas convencionales de energía . En cambio, proponen una nueva forma de energía llamada energía oscura que impregna todo el espacio. [ 21 ] Una hipótesis plantea que la energía oscura es simplemente la energía del vacío , un componente del espacio vacío asociado a las partículas virtuales que existen debido al principio de incertidumbre . [ 22 ]

No existe una forma clara de definir la energía total del universo utilizando la teoría de la gravedad más 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 desplazamiento al rojo . 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 cierto sentido; esto se corresponde con la ley de conservación de la energía . [ 23 ]

En el cosmos predominan diferentes formas de energía: partículas relativistas, denominadas radiación , y partículas no relativistas, denominadas materia. Las partículas relativistas son aquellas cuya masa en reposo es cero o insignificante 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 despacio 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 ritmos diferentes. Cuando un volumen determinado se expande, la densidad de masa-energía cambia únicamente 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 la componen. Por lo tanto, la energía de la radiación se convierte en una parte menor de la energía total del universo que la de la materia a medida que este se expande. Se dice que el universo primitivo estuvo dominado por la radiación, y que esta controlaba la desaceleración de la expansión. Posteriormente, cuando la energía promedio por fotón se reduce a aproximadamente 10 eV o menos, la materia determina 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 la expansión del universo continúa, la materia se diluye aún más y la constante cosmológica se vuelve dominante, lo que conduce a una aceleración en la expansión del universo.

Historia del universo

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

Ecuaciones de movimiento

Dentro del modelo cosmológico estándar , las ecuaciones de movimiento que rigen el universo en su conjunto se derivan de la relatividad general con una constante cosmológica pequeña y positiva. [ 24 ] 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 se ralentiza por la gravedad que atrae la radiación y la materia del universo. Sin embargo, a medida que estas se diluyen, la constante cosmológica se vuelve más dominante y la expansión del universo comienza a acelerarse en lugar de desacelerarse. En nuestro universo, esto ocurrió hace miles de millones de años. [ 25 ]

Física de partículas en cosmología

Durante los primeros instantes del universo, la densidad energética promedio era muy alta, lo que hacía que el conocimiento de la física de partículas fuera fundamental para comprender este entorno. Por lo tanto, los procesos de dispersión y la desintegración de partículas elementales inestables son importantes para los modelos cosmológicos de este período.

Como regla general, un proceso de dispersión o desintegración es cosmológicamente importante en una época determinada si la escala de tiempo que describe ese proceso es menor que, o comparable a, la escala de tiempo de la expansión del universo. La escala de tiempo que describe la expansión del universo es1/H{\displaystyle 1/H}conH{\displaystyle H}siendo el parámetro de Hubble , que varía con el tiempo. La escala de tiempo 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. [ 26 ] Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo primitivo, que aún se comprende poco, fue el instante en que el universo estaba tan caliente que las partículas tenían energías superiores a las que actualmente se pueden detectar con los aceleradores de partículas en la Tierra. Por lo tanto, si bien las características básicas de esta época se han dilucidado en la teoría del Big Bang, los detalles se basan en gran medida en conjeturas fundamentadas.

Posteriormente, en el universo primitivo, la evolución del universo se desarrolló según las leyes conocidas de la física de altas energías . Fue entonces cuando se formaron los primeros protones, electrones y neutrones, luego los núcleos y finalmente los átomos. Con la formación del hidrógeno neutro, se emitió la radiación cósmica de fondo de microondas . Finalmente, comenzó la época de formación de estructuras, cuando la materia empezó a agruparse en las primeras estrellas y cuásares , y, en última instancia, se formaron galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos . El futuro del universo aún no se conoce con certeza, pero según el modelo ΛCDM, continuará expandiéndose indefinidamente.

Áreas de estudio

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

Universo muy primitivo

La teoría inflacionaria, como complemento de la teoría del Big Bang, fue propuesta inicialmente por Alan Guth del MIT. La inflación resuelve el «problema del horizonte» al hacer que el universo primitivo fuera mucho más compacto de lo que se suponía en el modelo estándar. Dado este menor tamaño, el contacto causal (es decir, la comunicación térmica) habría sido posible entre todas las regiones del universo primitivo. La imagen es una adaptación de varios gráficos genéricos que representan el crecimiento del tamaño del universo observable, tanto para el modelo estándar como para el modelo inflacionario, respectivamente, de la teoría del Big Bang.

El universo primitivo y caliente parece explicarse bien mediante el Big Bang a partir de aproximadamente 10⁻³³ segundos , pero existen varios problemas . Uno de ellos es que, según la física de partículas actual, no hay una razón convincente para que el universo sea plano , homogéneo e isotrópico (véase el principio cosmológico ) . Además, las teorías de gran unificación de la física de partículas sugieren que debería haber monopolos magnéticos en el universo, los cuales 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 e inhomogeneidades hasta el nivel observado y diluye exponencialmente los monopolos. [ 27 ] 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 conciliar la inflación con la teoría cuántica de campos . Algunos cosmólogos creen que la teoría de cuerdas y la cosmología de branas proporcionarán una alternativa a la inflación. [ 28 ]

Otro problema importante en cosmología es qué causó que el universo contuviera mucha más materia que antimateria . Los cosmólogos pueden deducir, a partir de observaciones, que el universo no está dividido en regiones de materia y antimateria. Si lo estuviera, 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 no comprendido) se denomina bariogénesis . Andrei Sakharov derivó tres condiciones necesarias para la bariogénesis en 1967, y requiere una violación de la simetría de la física de partículas , llamada simetría CP , entre materia y antimateria. [ 29 ] Sin embargo, los aceleradores de partículas miden una violación de la simetría CP demasiado pequeña para explicar la asimetría bariónica. Los cosmólogos y físicos de partículas buscan violaciones adicionales de la simetría CP en el universo primitivo que puedan explicar la asimetría bariónica . [ 30 ]

Tanto el problema de la bariogénesis como el de la inflación cósmica están estrechamente relacionados con la física de partículas, y su resolución podría provenir de la teoría y la experimentación de altas energías , en lugar de a través de las observaciones del universo.

La teoría del Big Bang

La nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el universo primitivo. Finalizó cuando el universo tenía aproximadamente tres minutos de edad y su temperatura descendió por debajo de aquella en la que podía 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 se produjeron solo en abundancias traza. La teoría básica de la nucleosíntesis fue desarrollada en 1948 por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman . [ 31 ] Se utilizó durante muchos años como una sonda de la física en el momento del Big Bang, ya que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang relaciona las abundancias de elementos ligeros primordiales con las características del universo primitivo. [ 18 ] Específicamente, puede usarse para probar el principio de equivalencia , [ 32 ] para investigar la materia oscura y probar la física de los neutrinos . [ 33 ] Algunos cosmólogos han propuesto que la nucleosíntesis del Big Bang sugiere que existe una cuarta especie "estéril" de neutrino. [ 34 ]

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 ( Λ en griego ), asociada con la energía oscura y la materia oscura fría (abreviada CDM ). Se le suele denominar modelo estándar de la cosmología del Big Bang. [ 35 ] [ 36 ]

Fondo cósmico de microondas

El fondo cósmico de microondas es la radiación remanente del desacoplamiento tras la época de recombinación , cuando se formaron los átomos neutros. En ese momento, la radiación producida en el Big Bang detuvo la dispersión de Thomson de los iones cargados. Esta radiación, observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson , tiene un espectro de cuerpo negro térmico perfecto . Actualmente tiene una temperatura de 2,7 kelvin y es isotrópica con una precisión de una parte en 10⁵ . La teoría de perturbación cosmológica , que describe la evolución de pequeñas inhomogeneidades en el universo primitivo, ha permitido a los cosmólogos calcular con precisión el espectro de potencia angular de la radiación, y ha sido medida por los recientes experimentos satelitales ( COBE y WMAP ) [ 37 ] y muchos experimentos terrestres y a bordo de globos (como el Interferómetro de Escala Angular de Grados , el Generador de Imágenes del Fondo Cósmico y Boomerang ). [ 38 ] Uno de los objetivos de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos del modelo Lambda-CDM con creciente precisión, así como poner a prueba las predicciones del modelo del Big Bang y buscar nueva física. Los resultados de las mediciones realizadas por WMAP, por ejemplo, han establecido límites a las masas de los neutrinos. [ 39 ]

Experimentos más recientes, como QUIET y el Telescopio Cosmológico de Atacama , intentan medir la polarización del fondo cósmico de microondas. [ 40 ] Se espera que estas mediciones proporcionen una mayor confirmación de la teoría, así como información sobre la inflación cósmica y las llamadas anisotropías secundarias, [ 41 ] tales como el efecto Sunyaev-Zel'dovich y el efecto Sachs-Wolfe , que son causadas por la interacción entre galaxias y cúmulos con el fondo cósmico de microondas. [ 42 ] [ 43 ]

El 17 de marzo de 2014, los astrónomos de la Colaboración BICEP2 anunciaron la aparente detección de polarización en modo B del CMB, considerada evidencia de ondas gravitacionales primordiales que, según la teoría de la inflación, ocurren durante la fase más temprana del Big Bang. [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 44 ] Sin embargo, más tarde ese mismo año, la colaboración Planck proporcionó una medición más precisa del polvo cósmico , concluyendo que la señal en modo B del polvo tiene la misma intensidad que la reportada por BICEP2. [ 45 ] [ 46 ] 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 completamente al polvo interestelar en la Vía Láctea. [ 47 ]

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 en cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación jerárquica de estructuras en el que estas se forman de abajo hacia arriba, con los objetos más pequeños formándose primero, mientras que los objetos más grandes, como los supercúmulos, aún se están ensamblando. [ 48 ] Una forma de estudiar la estructura en el universo es observar las galaxias visibles, para construir una imagen tridimensional de las galaxias en el universo y medir el espectro de potencia de la materia . Este es el enfoque del Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . [ 49 ] [ 50 ]

Otra herramienta para comprender la formación de estructuras son las simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar la agregación gravitacional 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 , lo cual debería ser suficiente para comprender el universo a las mayores escalas, ya que hay mucha más materia oscura en el universo que materia bariónica visible. Las simulaciones más avanzadas están comenzando a incluir bariones y a estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si coinciden con los estudios de galaxias y para comprender cualquier discrepancia. [ 51 ]

Un ejemplo de lente gravitacional hallado en los datos de los sondeos DESI Legacy. En DESI-090.9854-35.9683 se observan cuatro conjuntos de imágenes con efecto de lente gravitacional, correspondientes a cuatro galaxias de fondo distintas: desde el arco rojo gigante más externo hasta el arco azul brillante más interno, dispuestas en cuatro círculos concéntricos. Todas ellas presentan una distorsión gravitacional —o efecto de lente— causada por la galaxia naranja situada en el centro. Se espera que la materia oscura también produzca este efecto.

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

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

materia oscura

La evidencia proveniente 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 gravitacionales de la materia oscura se comprenden bien, ya que se comporta como un fluido frío y no radiactivo que forma halos alrededor de las galaxias. La materia oscura nunca se ha detectado en el laboratorio, y su naturaleza física de partículas sigue siendo completamente desconocida. Sin restricciones observacionales, existen varios candidatos, como una partícula supersimétrica estable, una partícula masiva de interacción débil , una partícula masiva de interacción gravitacional, 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 el lente gravitacional. [ 55 ]

energía oscura

Si el universo es plano , debe existir un componente adicional que represente el 73 % (además del 23 % de materia oscura y el 4 % de bariones) de la densidad energética del universo. Este componente se denomina energía oscura. Para no interferir con la nucleosíntesis del Big Bang ni con la radiación cósmica de fondo de microondas, no debe agruparse en halos como los bariones y la materia oscura. Existe una sólida evidencia observacional de la existencia de energía oscura, ya que la densidad energética total del universo se conoce gracias a las restricciones sobre su planitud, pero la cantidad de materia agrupada se mide con precisión y es mucho menor. La evidencia a favor de la energía oscura se reforzó en 1999, cuando las mediciones demostraron que la expansión del universo había comenzado a acelerarse gradualmente. [ 56 ]

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 similar a la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud mayor que la observada. [ 57 ] Steven Weinberg y varios teóricos de cuerdas (véase 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 ninguna forma de vida) podría existir en un universo con una constante cosmológica mayor. Muchos cosmólogos consideran que esta explicación es insatisfactoria: quizás porque, si bien el principio antrópico débil es evidente por sí mismo (dado que existen observadores vivos, debe haber al menos un universo con una constante cosmológica (CC) que permita la existencia de vida), no intenta explicar el contexto de ese universo. [ 58 ] Por ejemplo, el principio antrópico débil por sí solo no distingue entre:

  • Solo existirá un universo y hay algún principio subyacente que limita la constante de acoplamiento al valor que observamos.
  • Solo existirá un universo y, aunque no hay ningún principio subyacente que solucione el CC, tuvimos suerte.
  • Existen muchos universos (simultáneamente o en serie) con una gama de valores CC, y por supuesto el nuestro es uno de los que permiten la vida.

Otras posibles explicaciones para la energía oscura incluyen la quintaesencia [ 59 ] o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. [ 60 ] El efecto de la energía oscura en la cosmología, tal como lo 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 complejos de la cosmología.

Una mejor comprensión de la energía oscura probablemente resuelva el problema del destino final del universo . En la época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la energía oscura impide la formación de estructuras mayores que los supercúmulos . Se desconoce si la aceleración continuará indefinidamente, quizás incluso aumentando hasta un Gran Desgarro , o si eventualmente se revertirá, conducirá a un Gran Congelamiento o seguirá algún otro escenario. [ 61 ]

Ondas gravitacionales

Las ondas gravitacionales son ondulaciones en la curvatura del espacio-tiempo que se propagan como ondas a la velocidad de la luz, generadas en ciertas interacciones gravitacionales que se propagan hacia afuera desde su fuente. La astronomía de ondas gravitacionales es una rama emergente de la astronomía observacional que busca utilizar ondas gravitacionales para recopilar datos observacionales sobre fuentes de ondas gravitacionales detectables, como sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ; y eventos como supernovas y la formación del universo primitivo poco después del Big Bang. [ 62 ]

En 2016, los equipos de la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo anunciaron que habían realizado la primera observación de ondas gravitacionales , originadas por la fusión de un par de agujeros negros, utilizando los detectores Advanced LIGO. [ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de ondas gravitacionales provenientes de la coalescencia de agujeros negros. [ 66 ] Además de LIGO, muchos otros observatorios (detectores) de ondas gravitacionales están en construcción. [ 67 ]

Otras áreas de investigación

Los cosmólogos también estudian:

Véase también

Referencias

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Lecturas adicionales

Libros de texto

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De grupos

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  • Introducción a la cosmología – del grupo WMAP de la NASA
  • Centro de Física Cosmológica. Archivado el 11 de febrero de 2011 en Wayback Machine . Universidad de Chicago , Chicago, Illinois.
  • Orígenes, Nova Online – Proporcionado por PBS

De individuos

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  • Madore, Barry F., " Nivel 5  : Una base de conocimientos para la astronomía y cosmología extragalácticas ". Caltech y Carnegie. Pasadena, California.
  • Tyler, Pat y Newman, Phil, " Más allá de Einstein Archivado el 29 de abril de 2004 en Wayback Machine ". Laboratorio de Astrofísica de Altas Energías (LHEA) Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA .
  • Wright, Ned . " Tutorial y preguntas frecuentes sobre cosmología ". División de Astronomía y Astrofísica, UCLA.
  • Musser, George (febrero de 2004). "Cuatro claves para la cosmología" . Scientific American . Recuperado el 22 de marzo de 2015 .
  • Burgess, Cliff ; Quevedo, Fernando (noviembre de 2007). "La gran montaña rusa cósmica". Scientific American (impreso). págs. 52–59 . (subtítulo) ¿Podría la inflación cósmica ser una señal de que nuestro universo está incrustado en un reino mucho más vasto?