El Big Bounce requiere una fase de colapso (Big Compression), seguida de expansión (nuevo Big Bang)Uno de los mayores avances del siglo XX fue la determinación de cuán rico y masivo es realmente nuestro universo. Un radio de aproximadamente 46 mil millones de años luz contiene aproximadamente dos billones de galaxias. Nuestro Universo observable nos permite recrear toda la historia de nuestra historia cósmica, que se remonta hasta el Big Bang e incluso, probablemente, un poco más. ¿Qué hay del futuro? ¿Qué pasa con el destino del universo? ¿Es cierto? Esto es exactamente lo que nuestro lector quiere saber:
Usted escribió que el universo se está expandiendo a un ritmo más lento. Pensé que el Premio Nobel fue otorgado por descubrir que el Universo se está expandiendo con aceleración. ¿Puedes aclarar teorías principales? ¿Hay alguna gran característica de compresión?
La mejor predicción del comportamiento futuro está en el pasado. Pero tanto las personas como el universo a veces pueden sorprendernos.
Después del Big Bang, el Universo era casi perfectamente homogéneo, lleno de materia, energía y radiación, y se expandió rápidamente. La evolución del Universo en cualquier momento está determinada por la densidad de energía de sus contenidos.La tasa de expansión del Universo en cualquier momento depende solo de dos cosas: la densidad de energía total existente en el espacio-tiempo y la curvatura espacial. Si entendemos las leyes de la gravedad y cómo los diferentes tipos de energía evolucionan con el tiempo, podemos recrear cuál fue la tasa de expansión en cualquier momento en el pasado. También podemos estudiar varios objetos distantes ubicados a diferentes distancias de nosotros y medir cuánto se estira su luz debido a la expansión del espacio. Cada galaxia, supernova, nube de gas molecular, etc. - todo lo que absorbe o emite luz contará la historia cósmica de cómo la expansión del espacio lo extendió desde el momento en que se emitió hasta el momento en que pudimos observarlo.
Cuanto más lejos está la galaxia, más rápido se aleja de nosotros debido a la expansión, y cuanto más su luz experimenta un desplazamiento al rojo, es por eso que tenemos que mirar más y más ondas largas.A partir de varias observaciones independientes, pudimos concluir en qué consiste exactamente el Universo. Tres líneas de observación grandes e independientes son:
- Fluctuaciones de temperatura de la radiación CMB, que transportan información sobre la curvatura del Universo, la materia normal, la materia oscura, los neutrinos y la densidad total de los contenidos.
- La correlación entre las galaxias en las escalas más grandes, conocidas como oscilaciones acústicas bariónicas, produce mediciones muy claras de la densidad total de la materia, la proporción de materia normal y oscura, y el cambio en la tasa de expansión con el tiempo.
- Y las velas estándar más lejanas y brillantes del Universo, supernovas de tipo Ia, que nos dicen la velocidad de expansión y los detalles de la evolución de la energía oscura.
Las velas estándar (L) y las reglas estándar ® son dos técnicas diferentes utilizadas por los astrónomos para medir la expansión del espacio a diferentes distancias y en diferentes momentos del pasado.Todos estos testimonios juntos apuntan a una imagen consistente del universo. Nos dicen qué hay hoy en el universo y nos dan cosmología en la que:
- 4.9% de la energía del Universo está contenida en materia normal (protones, neutrones, electrones).
- El 0.1% de la energía está en forma de neutrinos masivos (que se comportan en los últimos tiempos como materia, y en los primeros como radiación).
- El 0,01% de la energía existe en forma de radiación (fotones).
- El 27% de la energía está en la materia oscura.
- 68% de la energía se encuentra en la forma de energía inherente en el espacio mismo: la energía oscura.
Nos dan un universo plano, con una curvatura del 0%, un universo sin defectos topológicos (monopolos magnéticos, cuerdas cósmicas, paredes de dominio, texturas cósmicas) y un universo con una historia conocida de expansión.
La importancia relativa de varios componentes energéticos del universo en diferentes momentos en el pasado. En el futuro, la energía oscura alcanzará el 100% de importancia.Las ecuaciones que gobiernan el GTR son muy definidas en este sentido: si sabemos en qué consiste el Universo hoy, así como las leyes de la gravedad, sabemos exactamente cuán importante era cada uno de los componentes en cualquier momento del pasado. Al principio, la radiación y los neutrinos dominaron. Durante miles de millones de años, la materia oscura y la materia normal fueron los componentes más importantes. Y en los últimos miles de millones de años, y con el tiempo la situación solo empeorará, la energía oscura se convertirá en el factor dominante en la expansión del universo. Hace que el universo se acelere, y ahí es donde la mayoría de las personas se confunden.
Variantes del destino de un universo en expansión. Presta atención a las diferencias entre diferentes modelos en el pasado.En relación con la expansión del Universo, podemos medir dos cosas: la velocidad de expansión y la velocidad con la que una galaxia individual se aleja de nosotros desde nuestro punto de vista. Estos parámetros están relacionados, pero no coinciden. La tasa de expansión indica cómo se estira el tejido del espacio-tiempo. Siempre se estima a una velocidad por unidad de distancia, generalmente en kilómetros por segundo por megaparsec, donde un megaparsec es 3,26 millones de años luz.
Al igual que la materia (arriba), la radiación (en el medio) y la constante cosmológica se desarrollan con el tiempo en un universo en expansión.Si no hubiera energía oscura, con el tiempo la tasa de expansión disminuiría, acercándose a cero, ya que la densidad de la materia y la radiación se acercaría a cero al aumentar el volumen. Pero en presencia de energía oscura, esta tasa de expansión se acerca a la densidad de la energía oscura, sea lo que sea. Si la energía oscura, por ejemplo, es una constante cosmológica, entonces la tasa de expansión asintóticamente tiende a un valor constante. Pero si es así, entonces aumentará la velocidad de las galaxias individuales que se alejan de nosotros.
Galaxia remota Markaryan 1018 en el rango óptico con superposición de datos de radio ( VLT )Imagine que la velocidad de expansión tiene un cierto valor: 50 km / s / mpk. Si la galaxia se encuentra a 20 mpc de nosotros, desde nuestro punto de vista se alejará de nosotros a una velocidad de 1000 km / s. Pero con el tiempo, cuando la estructura del espacio se expanda, esta galaxia estará más lejos de nosotros. Para cuando esté a 40 mpk de nosotros, su velocidad de eliminación ya será de 2000 km / s. Después de más tiempo, estará diez veces más lejos de nosotros, a una distancia de 200 megapíxeles, y se alejará de nosotros a una velocidad de 10,000 km / s. Para cuando se aleje en 6,000 megapíxeles, se alejará de nosotros a una velocidad de 300,000 km / s, más rápido que la velocidad de la luz. Pero esto continuará más allá; cuanto más tiempo pasa, más rápido se aleja la galaxia de nosotros. Esto es lo que se entiende por el universo "acelerado": la velocidad de expansión disminuye, pero la tasa de eliminación de galaxias individuales crece con el tiempo.
Un compuesto de los rangos ultravioleta, visible e infrarrojo del proyecto Hubble eXtreme Deep Field. La imagen más grande de las partes distantes del universo.Todo esto coincide con nuestras mejores mediciones: la energía oscura es una densidad de energía constante inherente al espacio. Con la expansión del espacio, la densidad de la energía oscura se mantiene constante, y el Universo terminará su existencia en el modo Big Freeze, en el que todo lo que la gravedad no une (se une, por ejemplo, a nuestro grupo local de galaxias, nuestra Galaxia, el Sistema Solar, etc.) volarán separados el uno del otro. Si la energía oscura en realidad resulta ser una constante cosmológica, entonces la expansión ocurrirá para siempre y conducirá a un Universo frío y vacío.
Cuando los astrónomos se dieron cuenta de que el universo se estaba acelerando, el sentido común dijo que se expandiría para siempre. Sin embargo, hasta que comprendamos mejor la naturaleza de la energía oscura, otros escenarios del destino del universo seguirán siendo posibles. Se muestran en el diagrama: Gran compresión, expansión perpetua, Gran espacio.Pero si la energía oscura cambia, teóricamente esto es posible, pero no se confirma mediante observaciones, puede llegar tanto a la Gran Compresión como a la Gran Rotura. En Gran compresión, la energía oscura se debilitará y cambiará su signo, por lo que el Universo alcanzará el tamaño más grande, se expandirá y se reducirá. Incluso puede dar lugar a un universo cíclico cuando la contracción genera otro Big Bang. Si aumenta la energía oscura, se producirá la situación opuesta, en la que las estructuras unidas eventualmente se romperán por la creciente velocidad de expansión. Pero la evidencia de hoy apoya con confianza el "Big Freeze", en el que la tasa de expansión será constante para siempre.
Los objetivos principales de futuros observatorios, como ike the Euclid, WFIRST, LSST, incluyen mediciones que confirman si la energía oscura es realmente una constante cosmológica. Aunque la teoría principal favorece la energía oscura constante, es importante considerar todas las posibilidades no excluidas por observaciones y mediciones. Y aunque el Gran apretón parece poco probable, aún no se ha descartado. Con la llegada de más datos de mejor calidad, todavía podemos encontrar pistas interesantes de que la realidad es aún más inusual de lo que la mayoría de nosotros pensábamos.
Ethan Siegel - astrofísico, divulgador científico, autor de ¡Comienza con un golpe! Escribió los libros "Más allá de la galaxia" [ Más allá de la galaxia ] y "Tracknología: la ciencia de Star Trek" [ Treknology ].Preguntas frecuentes: si el universo se está expandiendo, ¿por qué no nos estamos expandiendo?