Astronomía

Teóricamente, ¿podría la expansión del universo afectar la aceleración debido a la gravedad?

Teóricamente, ¿podría la expansión del universo afectar la aceleración debido a la gravedad?


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Me preguntaba si, en teoría, la expansión del universo afecta la velocidad o la aceleración debido a la gravedad, en comparación con si el espacio no se estuviera acelerando.

De la forma en que lo tengo en mi cabeza, algo está cayendo hacia un planeta con la gravedad G actuando sobre él. Ha estado cayendo durante T cantidad de tiempo y ha recorrido una distancia X con Y queda por recorrer. Actualmente, el universo se está expandiendo, por lo que la distancia entre su punto inicial y final es un poquito más larga cuando llega que cuando comenzó, ya sea afectando su distancia recorrida en el tiempo T o su velocidad en el tiempo T. -un universo en expansión donde la distancia entre el inicio y el final sigue siendo la misma, sin importar el momento que elija.

Sé que las fuerzas gravitatorias locales y las fuerzas atómicas dominan en gran medida las fuerzas de expansión, por lo que las galaxias, los sistemas solares, los planetas y las sandías no se separan simplemente. Me pregunto si el valor de la aceleración gravitacional o la velocidad de un objeto podrían, en teoría, cambiar ligeramente debido a la expansión cósmica.


En este momento, la expansión del espacio solo se observa en escalas como la de las galaxias y el universo entero. Decimos que con el término elegante globalmente. La expansión del espacio no tiene lugar dentro de las galaxias, al menos por ahora.

Como pela ha señalado con razón en los comentarios, por ahora la gravitación de las galaxias, estrellas, etc. es lo suficientemente fuerte como para superar la expansión del universo. Pero como la Relatividad General nos dice, la gravedad es local, es decir, solo afecta a los objetos que están considerablemente cerca. Entonces, a gran escala continúa la expansión. (No soy un experto, pero creo que la razón por la que la expansión no ocurre dentro de las galaxias fuera de los sistemas más pequeños es que la materia y la energía son más densas, la resolución en campos gravitacionales más fuertes).

Se plantea la hipótesis de que el universo puede terminar con una gran ruptura: esto significa que la expansión eventualmente comenzaría a afectar a las galaxias. Las galaxias, los sistemas estelares, los planetas y eventualmente los átomos se romperán debido a la expansión del espacio. Cuando y si eso sucede, no solo la gravedad, sino incluso el electromagnetismo o la fuerza fuerte trabajarían para superar la poderosa expansión.

Pero esta situación es muy hipotética y tal vez ni siquiera suceda. Entonces, por ahora, la respuesta es no: la expansión del universo no podría afectar la aceleración gravitacional.


Péndulo Galileo & # 039s

¿Por qué se expande el Universo, si la gravedad es una fuerza universalmente atractiva? ¿No debería la atracción mutua hacer que todo se derrumbe, terminando el cosmos en un crujido horrible de proporciones épicas, cada ser viviente gritando de desesperación antes de ser comprimido en el olvido? (¿Debería el escritor frenar sus metáforas?)

Sí, dos partículas cualesquiera de materia se atraen mutuamente. Pero cuando consideramos una gran cantidad de materia, toda la materia en un fragmento dado de todo el Universo, no todo va a colapsar en un agujero negro, como tampoco todo el aire de una habitación se acumulará espontáneamente en una esquina. . Piénselo de esta manera: cualquier partícula en medio de una nube difusa de partículas será arrastrada en todas direcciones a la vez, por lo que la fuerza gravitacional tenderá a promediar cero. (Ahora, si las partículas están más comprimidas por alguna razón, ¡eso es otra historia! La gravitación mutua puede unirlas en nubes, galaxias, estrellas o incluso agujeros negros).

Entonces, ¿qué impulsa la expansión cósmica? La respuesta sigue siendo la gravedad, pero tenemos que pensar en ella de una manera ligeramente diferente: la forma de la relatividad general. Para usar la analogía de mi publicación anterior, & # 8220 El río del espacio-tiempo & # 8220, si el espacio-tiempo es un río, la gravedad es la corriente. La velocidad del flujo de la corriente depende de la cantidad de energía que haya en una región del río: Densidad de energia. Como sabemos que la masa y la energía están íntimamente relacionadas, cualquier partícula de materia en una región contribuirá a esa densidad de energía, afectando la corriente, que a su vez afectará el movimiento de las partículas. (Y así.)

Si tiene una nube de material bastante difusa (ya sea de materia oscura u ordinaria) en una región del espacio-tiempo, la corriente alejará o acercará las partículas entre sí. La dirección depende de cómo comiencen: una vez que comience el proceso, la gravedad hará el resto. En el caso de nuestro Universo, el Big Bang inició el movimiento, por lo que la materia en el cosmos creará una corriente que llevará las partículas más lejos unas de otras. Eso es la expansión del Universo.

Sin embargo, la historia aún no está terminada. Si coloca materia en una caja pequeña, tiene una alta densidad de energía. Eso implica un alto potencial de expansión, empujando contra los lados de la caja. Aumentar el volumen necesariamente disminuye la densidad, ya que hay una cantidad fija de materia en el interior. Eso disipa la energía. Esto es cierto tanto si las partículas chocan entre sí como si no: promediando todo el Universo, los átomos están muy espaciados. Por lo tanto, mientras los átomos dentro de las galaxias, las estrellas y otros trozos relativamente pequeños del cosmos chocan y se calientan, en las escalas más grandes, podemos asumir con seguridad que los átomos nunca chocan entre sí. La materia oscura es más densa (de nuevo en promedio) que la materia normal, pero hasta donde sabemos, las interacciones entre partículas de materia oscura son extremadamente raras. [ 1 ] Y aunque utilizo un recuadro para una demostración conveniente de este principio (¡algo que he hecho antes!), El principio general no lo requiere. La expansión del espacio-tiempo es impulsada por la energía, no por la presión sobre las paredes.

La materia, ya sea ordinaria u oscura, se conserva: aumentar el tamaño del recipiente disminuye la densidad de energía y, por lo tanto, el potencial de expansión adicional. La energía oscura, por otro lado, tiene una densidad constante (en el modelo más simple), por lo que cuanto más grande es la caja, más energía oscura hay y más potencial de expansión.

Como se esperaba, la materia es suficiente para impulsar la expansión del espacio-tiempo: no se necesita energía oscura. (Dejé de lado la contribución de la luz, que también puede impulsar la expansión cósmica, pero no ha jugado un papel significativo desde que el Universo era joven). De hecho, la energía oscura es fundamentalmente diferente a la materia (ordinaria u oscura), que tiene un efecto de disminución a medida que el espacio-tiempo se expande. Es por eso que yo odio el término & # 8220 energía oscura & # 8221, porque evoca el término & # 8220 materia oscura & # 8221 y las dos sustancias tienen efectos muy diferentes. Sin embargo, tanto la materia como la energía oscura están presentes en el Universo que tenemos, y comprender por qué el espacio-tiempo se expande requiere ambos conceptos.

Notas

Peter Coles me impulsó a hacer y responder la pregunta en el título de la publicación, quien específicamente quería que los escritores científicos fueran más claros al explicar la energía oscura: el nombre que le damos a la sustancia que impulsa la aceleración cósmica. Sean Carroll proporcionó una explicación aquí, incluyendo cómo no para describir la energía oscura. Y lo confieso: cometí el error que describe Sean, ¡así que considere esta publicación como una corrección para mí!


Contenido

En las décadas transcurridas desde la detección del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1965, [10] 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 del universo impulsa su expansión.

donde κ representa la curvatura del universo, a(t) es el factor de escala, ρ es la densidad de energía total del universo y H es el parámetro de Hubble. [11]

Luego podemos reescribir el parámetro de Hubble como

donde los cuatro contribuyentes actualmente hipotetizados a la densidad de energía del universo son la curvatura, la materia, la radiación y la energía oscura. [12] 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 utilizan los físicos para determinar la aceleración del universo.

La ecuación de aceleración describe la evolución del factor de escala con el tiempo.

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 un llamado parámetro de desaceleración. q0 . [13] Las observaciones actuales indican que este parámetro de desaceleración es negativo.

Relación con la inflación Editar

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 Editar

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 supernova Editar

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 (consulte las medidas de distancia en cosmología para obtener más detalles). [14] Las líneas espectrales de su luz se pueden usar para determinar su corrimiento al rojo.

Para supernovas con un corrimiento al rojo menor que alrededor de 0.1, o un tiempo de viaje de la luz menor 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-desplazamiento al rojo se desvía de la linealidad, y esta desviación depende de cómo la tasa de expansión ha cambiado 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 desplazamiento al rojo z da directamente el factor de escala cósmico en el momento en que explotó la supernova.

Oscilaciones acústicas bariónicas Editar

En el universo temprano, antes de que tuvieran lugar la recombinación y el desacoplamiento, los fotones y la materia existían en un plasma primordial. Los puntos de mayor densidad en el plasma de fotón-bariones se contraerían, comprimiéndose por la gravedad hasta que la presión se volviera demasiado grande y se expandieran nuevamente. [13] [ página necesaria ] Esta contracción y expansión crearon vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras. Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente, se mantuvo 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, [17] los fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente a través del 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 materia oscura, una distancia conocida como horizonte sonoro. A medida que pasó el tiempo y el universo se expandió, fue en estas anisotropías de densidad de materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Entonces, al observar las distancias a las que tienden a agruparse las galaxias con diferentes corrimientos al rojo, es posible determinar una distancia de diámetro angular estándar y usarla para comparar las distancias predichas por diferentes modelos cosmológicos.

Se han encontrado picos en la función de correlación (la probabilidad de que dos galaxias estén a una cierta distancia) a 100 h −1 Mpc, [12] (donde h es la constante adimensional de Hubble), lo que indica que este es el tamaño del horizonte sonoro actual, y al compararlo con el horizonte sonoro en el momento del desacoplamiento (utilizando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo. [18]

Cúmulos de galaxias Editar

La medición de las funciones de masa de los cúmulos de galaxias, que describen la densidad numérica de los cúmulos por encima de una masa umbral, también proporciona evidencia de la energía oscura [ se necesita más explicación ]. [19] Al comparar estas funciones de masa en corrimientos al rojo altos y bajos con las predichas por diferentes modelos cosmológicos, los valores de w y Ωmetro se obtienen que confirman una baja densidad de materia y una cantidad de energía oscura no nula. [dieciséis]

Edad del universo Editar

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.

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. [dieciséis]

Ondas gravitacionales como sirenas estándar Editar

Los recientes descubrimientos de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO [20] [21] [22] no solo confirmaron las predicciones de Einstein sino que también abrieron una nueva ventana al universo. Estas ondas gravitacionales pueden funcionar como una especie de sirenas estándar para medir la tasa de expansión del universo. Abbot y col. 2017 midió el valor constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. [20] Las amplitudes de la deformación 'h' dependen de las masas de los objetos que causan ondas, las distancias desde el punto de observación y las frecuencias de detección de ondas gravitacionales. Las medidas de distancia asociadas dependen de parámetros cosmológicos como la Constante de Hubble para objetos cercanos [20] y dependerán de otros parámetros cosmológicos como la densidad de energía oscura, densidad de materia, etc. para fuentes distantes. [23] [22]

Energía oscura Editar

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

La explicación más simple para la energía oscura es que es una constante cosmológica o energía de 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 que está de acuerdo con una variedad de observaciones recientes. Riess et al. encontraron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecieron la expansión de modelos con constante cosmológica positiva ( Ωλ & gt 0) y una expansión acelerada actual ( q0 & lt 0). [15]

Energía fantasma Editar

Teorías alternativas Editar

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 sea positiva (como se hace en las observaciones de supernovas) y, en cambio, encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la "hipótesis más parsimoniosa". [26] [27] El fluido oscuro es una explicación alternativa para la expansión acelerada que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. [28] Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitacional repulsiva de la antimateria [29] [30] [31] o una desviación de las leyes gravitacionales de la relatividad general, como la gravedad masiva , lo que significa que los propios gravitones tienen masa. [32] La medición de la velocidad de la gravedad con el evento de ondas gravitacionales GW170817 descartó muchas teorías gravitatorias modificadas como explicación alternativa a la energía oscura. [33] [34] [35]

Otro tipo de modelo, la conjetura de retroacción, [36] [37] fue propuesta por el cosmólogo Syksy Räsänen: [38] la tasa de expansión no es homogénea, pero estamos en una región donde la expansión es más rápida que el fondo. Las falta de homogeneidad en el universo temprano provocan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que en promedio. Según 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 se frena por una mayor atracción gravitacional. Por lo tanto, el colapso hacia adentro 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. [39] El beneficio es que no requiere ninguna física nueva, como la energía oscura. Räsänen no considera que el modelo sea probable, pero sin ninguna falsificación, debe seguir siendo una posibilidad. Requeriría fluctuaciones de densidad bastante grandes (20%) para funcionar. [38]

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 aceleración. [40] [41] [42] [43] Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, estos 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. [44] [45] [46] Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo es una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros al resto del universo, [47] [48] o que el tamaño de muestra de supernova utilizado no era lo suficientemente grande. [49] [50]

A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y la materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de la energía oscura (ver ecuación de estado) y, finalmente, la energía oscura domina. Específicamente, cuando la escala del universo se duplica, la densidad de la materia se reduce en 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). [13] [ página necesaria ]

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 eventualmente conducirá a la desaparición de toda la evidencia del Big Bang, ya que el fondo cósmico de microondas se desplaza al rojo a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. Con el tiempo, su frecuencia será lo suficientemente baja como para que sea absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, sea detectada por 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. [51]

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 desintegrará en partículas estables aisladas, como electrones y neutrinos, con todas las estructuras complejas disipándose. [52] Este escenario se conoce como "muerte térmica del universo".

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


Respuestas y respuestas

La fuerza de atracción varía con la distancia entre los objetos. Como tal, la fuerza cambia constantemente y nunca es estable.

Si la fuerza de la gravedad está relacionada con la curvatura del espacio y si el espacio se está expandiendo. ¿Debería haber una dilución de todo lo que constituye la estructura del espacio y, por lo tanto, una disminución gradual de la fuerza de la gravedad?

Estás en lo correcto. A escala universal, la densidad de energía que contribuye a la gravedad está disminuyendo, lo que resulta en una expansión acelerada a medida que la gravedad se debilita entre los objetos. También conocido como esto significa que a medida que el espacio se expande, la materia normal y la materia oscura se aíslan cada vez más en grupos de galaxias con grandes espacios de vacíos intergalácticos casi completamente vacíos. A medida que continúa la expansión, estos vacíos se hacen más grandes y la gravedad dentro de ellos se hace más pequeña. Entonces, a escala universal, la gravedad contribuye cada vez menos a medida que pasa el tiempo.

Claro, hay variación de un instante a otro y la masa de los objetos cambia de un instante a otro. Supongo que los cambios de masa afectan la curvatura del espacio y la gravedad nunca es constante. Sin embargo, a largo plazo podría verse como una constante. Quizás la dilución del espacio sea tan lenta que no podamos medir la reducción de la gravedad.

Estás en lo correcto. A escala universal, la densidad de energía que contribuye a la gravedad está disminuyendo, lo que resulta en una expansión acelerada a medida que la gravedad se debilita entre los objetos. También conocido como esto significa que a medida que el espacio se expande, la materia normal y la materia oscura se aíslan cada vez más en grupos de galaxias con grandes espacios de vacíos intergalácticos casi completamente vacíos. A medida que continúa la expansión, estos vacíos se hacen más grandes y la gravedad dentro de ellos se hace más pequeña. Entonces, a escala universal, la gravedad contribuye cada vez menos a medida que pasa el tiempo.

¿Cómo afectará esto a la órbita del sol a través de la galaxia (leí que se necesitan 225 millones de años para completar una órbita)?

¿La órbita terrestre se hará más grande con el tiempo creando temperaturas más frías? Supongo que evolucionaremos para aceptar tal cambio ya que evolucionamos para vivir en las condiciones actuales de la Tierra.


Cómo funciona la teoría del Big Crunch

A todos nos preocupa lo que sucederá al final de nuestras vidas. Vemos morir a otros seres vivos y sabemos que nos sucederá a nosotros. Debido a que es inevitable, nos preocupamos por cuándo, dónde y cómo sucederá. Muchos de nosotros también nos preguntamos por el destino de la Tierra. ¿Será una bola azul hospitalaria para siempre, o eventualmente será consumida por el sol cuando se expanda de una estrella amarilla de tamaño mediano a una gigante roja? O tal vez envenenaremos nuestro planeta y flotará, frío y desolado, a través del espacio. Si tal cosa sucediera, ¿cuánto tiempo tomaría? ¿Cien años? ¿Mil? ¿Un millón?

Algunos astrónomos, los que se llaman a sí mismos cosmólogos, hacen preguntas similares sobre el universo. La escala a la que trabajan estos científicos, por supuesto, es muy diferente. El universo es enorme en comparación con un solo planeta, incluso una sola galaxia, y su línea de tiempo es mucho, mucho más larga. Debido a esto, los cosmólogos no pueden saber con certeza cómo comenzó el universo o cómo terminará. Sin embargo, pueden recopilar pruebas, hacer conjeturas fundamentadas y establecer teorías.

Una de esas teorías, sobre el futuro del universo, se conoce en broma como el "gran crujido". Según esta teoría, el universo dejará de expandirse algún día. Luego, a medida que la gravedad tira de la materia, el universo comenzará a contraerse, cayendo hacia adentro hasta que se colapse nuevamente en una singularidad súper caliente y súper densa. Si la teoría es cierta, el universo es como un suflé gigante. Comienza pequeño, luego se expande a medida que se calienta. Sin embargo, con el tiempo, el soufflé se enfría y comienza a colapsar.

A nadie le gusta un suflé caído, y no debería gustarnos un universo que se comporte como tal. Representa la perdición de todas las galaxias, estrellas y planetas que existen actualmente. Afortunadamente, la gran crisis no es una garantía. Actualmente, los cosmólogos están inmersos en un debate candente. Un campo dice que el suflé caerá, el otro campo dice que el suflé se expandirá para siempre. Pasarán miles de millones de años antes de que sepamos con certeza qué campo es el correcto.

Mientras tanto, profundicemos en la gran crisis para comprender qué es y qué significa para el universo. Debido a que el Big Crunch es en realidad una consecuencia del Big Bang, comencemos por ahí.

Aunque Cómo funciona la teoría del Big Bang cubre el origen del universo en detalle, será útil cubrir los conceptos básicos aquí. La versión corta es la siguiente: hace unos 15 mil millones de años, toda la materia y la energía estaba embotellada en una región increíblemente pequeña conocida como singularidad. En un instante, este único punto de material superdenso comenzó a expandirse a un ritmo asombrosamente rápido. Los astrónomos no entienden completamente qué causó el comienzo de la expansión, pero usan el término & quot; gran explosión & quot para describir tanto la singularidad como los primeros momentos que siguieron.

A medida que el universo recién nacido se expandió, comenzó a enfriarse y a volverse menos denso. Piense en un chorro de vapor que sale de una tetera. Cerca de la tapa del pico, el vapor está bastante caliente y las moléculas de vapor se concentran en un espacio confinado. Sin embargo, a medida que el vapor se aleja de la tetera, el vapor se enfría a medida que las moléculas se esparcen por la cocina. Lo mismo sucedió después del Big Bang. En aproximadamente 300.000 años, todo lo que se encontraba dentro de la singularidad se había expandido hasta convertirse en una esfera opaca e hirviente de materia y radiación. Al hacerlo, la temperatura bajó a 5.432 grados Fahrenheit (3.000 grados Celsius), lo que permitió que se formaran partículas más estables. Primero vinieron los electrones y protones, que luego se combinaron para formar átomos de hidrógeno y helio.

El universo continuó expandiéndose y diluyéndose. Es posible que sienta la tentación de imaginarse este joven universo como un guiso, con grumos de materia flotando en una salsa espesa. Pero los astrónomos ahora piensan que era más como una sopa, de densidad muy suave excepto por algunas pequeñas fluctuaciones. Estas perturbaciones fueron lo suficientemente significativas como para hacer que la materia se fusionara. Enormes racimos de protogalaxias comenzó a formarse. Las protogalaxias maduraron en galaxias, grandes islas de gas y polvo que dieron origen a miles de millones de estrellas. Alrededor de algunas de esas estrellas, la gravedad juntó rocas, hielo y otros materiales para formar planetas. En al menos uno de esos planetas, la vida evolucionó, unos 11 mil millones de años después de que el Big Bang comenzara todo.

Hoy, el universo continúa expandiéndose y los astrónomos tienen evidencia que lo prueba. A continuación, examinaremos algunas de esas pruebas.

Evidencia del Big Bang

Si la teoría del Big Bang es correcta, los astrónomos deberían poder detectar la expansión del universo. Edwin Hubble, el homónimo del telescopio espacial Hubble, fue uno de los primeros científicos en observar y medir esta expansión. En 1929, estaba estudiando la espectros, o arco iris, de galaxias distantes al permitir que la luz de estos objetos pase a través de un prisma en su telescopio. Notó que la luz proveniente de casi todas las galaxias se desplazó al extremo rojo del espectro. Para explicar la observación, se volvió hacia el efecto Doppler, un fenómeno que la mayoría de la gente asocia con el sonido. Por ejemplo, cuando una ambulancia se acerca a nosotros en la calle, el tono de la sirena parece aumentar a medida que pasa, el tono disminuye. Esto sucede porque la ambulancia se está poniendo al día con las ondas sonoras que está creando (tono aumentado) o alejándose de ellas (tono disminuido).

Hubble razonó que las ondas de luz creadas por las galaxias se comportaban de manera similar. Si una galaxia distante se precipitara hacia nuestra galaxia, argumentó, se movería más cerca de las ondas de luz que estaba produciendo, lo que disminuiría la distancia entre las crestas de las ondas y cambiaría su color al extremo azul del espectro. Si una galaxia distante se alejara de nuestra galaxia, se alejaría de las ondas de luz que estaba creando, lo que aumentaría la distancia entre las crestas de las ondas y cambiaría su color al extremo rojo del espectro. Después de observar constantemente los desplazamientos al rojo, Hubble desarrolló lo que llamamos Ley de Hubble: Las galaxias se alejan de nosotros a una velocidad proporcional a su distancia de la Tierra.

Hoy en día, los desplazamientos al rojo de los objetos celestes distantes constituyen una fuerte evidencia de que el universo se está expandiendo. Pero cualquier cosa que se expanda debe eventualmente detenerse, ¿verdad? ¿No alcanzará el universo, al igual que una pelota lanzada al cielo, un punto máximo de expansión, se detendrá y luego comenzará a caer de nuevo a donde comenzó? Como veremos a continuación, ese es uno de los tres escenarios posibles.

La fuerte evidencia del Big Bang también proviene de la radiación de fondo cósmico de microondas (CMB). Estas microondas son del mismo tipo que usa para cocinar alimentos en su cocina, excepto que están esparcidas por todo el universo. De hecho, están tan uniformemente difundidos por todo el espacio que los astrónomos ahora creen que la radiación CMB es el eco del Big Bang, el jadeo agonizante de la explosión que dio a luz al cosmos que conocemos hoy.

Casi todos los astrónomos aceptan que el universo se está expandiendo. Lo que sucede a continuación es el verdadero misterio. Por suerte, solo hay tres posibilidades reales: el universo puede ser abierto, plano o cerrado.

Universo abierto. En este escenario, el universo se expandirá para siempre y, a medida que lo haga, la materia que contiene se extenderá cada vez más. Eventualmente, las galaxias se quedarán sin las materias primas que necesitan para formar nuevas estrellas. Las estrellas que ya existen se extinguirán lentamente, como brasas moribundas. En lugar de cunas de fuego, las galaxias se convertirán en ataúdes llenos de polvo y estrellas muertas. En ese momento, el universo se volverá oscuro, frío y, desafortunadamente para nosotros, sin vida.

Universo plano. Imagínese una canica rodando sobre una superficie de madera infinitamente larga. Hay suficiente fricción para ralentizar la canica, pero no lo suficiente para hacerlo rápidamente. La canica rodará durante mucho tiempo y eventualmente se detendrá lenta y suavemente. Esto es lo que le pasará a un universo plano. Consumirá toda la energía del Big Bang y, al alcanzar el equilibrio, se detendrá en el futuro. En muchos sentidos, esto es solo una variación del universo abierto porque, literalmente, el universo tardará una eternidad en alcanzar el punto de equilibrio.

Universo cerrado. Ata un extremo de una cuerda elástica a tu pierna, el otro extremo a la barandilla de un puente y luego salta. Acelerará hacia abajo rápidamente hasta que comience a estirar el cordón. A medida que aumenta la tensión, el cordón ralentiza gradualmente su descenso. Eventualmente, se detendrá por completo, pero solo por un segundo mientras el cable, estirado hasta su límite, lo empuja hacia el puente. Los astrónomos creen que un universo cerrado se comportará de la misma manera. Su expansión se ralentizará hasta alcanzar un tamaño máximo. Entonces retrocederá, colapsando sobre sí mismo. Mientras lo hace, el universo se volverá más denso y más caliente hasta que termine en una singularidad infinitamente caliente e infinitamente densa.

Un universo cerrado conducirá a un Big Crunch, lo opuesto al Big Bang. Pero, ¿cuáles son las probabilidades de que un universo cerrado sea más probable que un universo abierto o plano? Los astrónomos están comenzando a hacer algunas conjeturas.

Para determinar si el universo se expandirá para siempre, se detendrá o colapsará sobre sí mismo, los astrónomos deben decidir cuál de las dos fuerzas opuestas ganará un tira y afloja cósmico. Una de estas fuerzas es la parte explosiva del big bang, la explosión que catapultó el universo hacia afuera en todas direcciones. La otra fuerza es la gravedad, la atracción que ejerce un objeto sobre otro. Si la gravedad dentro del universo es lo suficientemente fuerte, podría reinar en la expansión y hacer que el universo se contraiga. De lo contrario, el universo seguirá expandiéndose para siempre.

Aunque los astrónomos saben que el universo se está expandiendo, no pueden medir con precisión la fuerza responsable de la expansión. En cambio, intentan medir la densidad del universo. Cuanto mayor sea la densidad, mayor será la fuerza gravitacional. Applying this logic, there must be a density threshold -- a critical limit -- that will determine if the gravity within the universe is strong enough to halt the expansion and reel everything back in. If the density is greater than the critical limit, then the universe will stop expanding and start contracting. If it's less than the critical limit, then the universe will expand forever. Astronomers represent this mathematically with the following equation:

Ω = actual average density/critical density

If omega (Ω) is greater than 1, then the universe will be closed. If it's less than 1, the universe will be open. And if it's equal to 1, the universe will be flat. Based on the matter we can see, such as galaxies, ­stars and planets, the density of the universe seems to be below the critical value. This would suggest an open universe that will expand forever. But cosmologists think there is another type of matter that can't be seen. Esto dark matter may account for much more of the universe than ordinary, visible matter and may have enough gravity to stop, and then reverse, the expansion.

Recently, astronomers have made some observations that indicate there's another invisible material in the cosmos: dark energy. Could dark energy profoundly affect the universe's fate?

The term "big bang" started as a joke -- a derogatory remark made by astronomer Fred Hoyle. But the name stuck and spawned a series of nomenclature knockoffs. A universe that expands forever will yield a "big chill" or a "big freeze." A universe that collapses into a singularity and explodes outward again will experience a "big crunch" followed by a "big bounce." And a universe that reaches equilibrium and does nothing will become a "big bore."

­Just as astronomers were grappling with the impact of dark matter, they made a discovery that caused them to go back to the chalkboard once again. The discovery came in 1998, when the world's best telescopes revealed that type Iasupernovae -- dying stars that all have the same intrinsic brightness -- were farther away from our galaxy than they should have been. To explain this observation, astronomers suggested that the expansion of the universe is actually accelerating or speeding up. But what would cause the expansion to go faster? Isn't the gravity inherent in dark matter strong enough to prevent such an expansion?

As it turns out, there's more to the cosmic story than previously thought. Some cosmologists now think that something else -- something just as inexplicable and unobservable as dark matter -- is lurking in the universe. They sometimes refer to this invisible stuff as dark energy. Unlike gravity, which pulls on the universe and slows its expansion, dark energy pushes on the universe and works to speed up the expansion. And there's a lot of it. Astronomers estimate that the universe might be 73 percent dark energy. Dark matter, they think, makes up another 23 percent, and ordinary matter -- the stuff we can see -- makes up a paltry 4 percent [source: Brecher]. With numbers like that and given that dark energy is an inflationary force, it's easy to see how the big crunch might never happen at all.

Interestingly, Albert Einstein predicted the existence of dark energy back in 1917 as he tried to balance the equations of his general theory of relativity. He didn't call it dark energy at the time. He referred to it as the cosmological constant and labeled it lambda in his calculations. Although he couldn't prove it, Einstein thought there must be a repulsive force in the universe to spread everything around so evenly. Eventually, he recanted, calling lambda his greatest blunder.

­Now, scientists are wondering if Einstein may have been right once again -- unless, of course, he's wrong. Up next, we'll explore why some still hold the big crunch in high regard and why it might not be the end of the universe, but a second beginning.

Clearly, there's no easy answer when it comes to predicting the fate of the universe. But let's imagine for a ­moment th­at the density of the universe is above the critical value required to stop expansion. This would lead to the big crunch, which in many ways would be like hitting the rewind button on a VCR. As gravity within the universe pulled everything back, galaxy clusters would draw closer together. Then individual galaxies would begin to merge until, after billions of years, one mega-galaxy would form.

Inside this gigantic cauldron, stars would meld together, causing all of space to become hotter than the sun. Eventually, stars would explode and black holes would emerge, slowly at first and then more rapidly. As the end drew near, the black holes would suck up everything around them. Even they would coalesce at some point to form a monstrous black hole that would pull the universe closed like a drawstring bag. At the end, nothing would remain but a super-hot, super-dense singularity -- the seed of another universe. Many astronomers think the seed would germinate in a "big bounce," starting the whole process over again.

That's not the only theory. A few cosmologists, led by Paul J. Steinhardt of Princeton University and Neil Turok of Cambridge University, have recently argued that the big chill and the big crunch are not mutually exclusive. Their model works like this: The universe began with the big bang, which was followed by a period of slow expansion and gradual accumulation of dark energy. This is where we are today. What happens next is highly speculative, but Steinhardt and Turok believe that the dark energy will continue to accumulate and, as it does, will stimulate cosmic acceleration. The universe won't ever stop expanding, but will spread out over trillions of years, stretching all matter and energy to such an extreme that our one universe will be separated into multiple universes. Inside these universes, the mysterious dark energy will materialize into normal matter and radiation. This will trigger another big bang -- perhaps several of them -- and another cycle of expansion.

­If you're disconcerted by all this talk of crunching and expanding, you can take comfort in knowing that the fate of the universe won't be determined for billions, maybe even trillions, of years. That gives you plenty of time to focus on things that are a bit more certain, such as your own life cycle of birth, growth and death.


Explaining the accelerating expansion of the universe without dark energy

A still from an animation that shows the expansion of the universe in the standard 'Lambda Cold Dark Matter' cosmology, which includes dark energy (top left panel, red), the new Avera model, that considers the structure of the universe and eliminates the need for dark energy (top middle panel, blue), and the Einstein-de Sitter cosmology, the original model without dark energy (top right panel, green). The panel at the bottom shows the increase of the 'scale factor' (an indication of the size) as a function of time, where 1Gya is 1 billion years. The growth of structure can also be seen in the top panels. One dot roughly represents an entire galaxy cluster. Units of scale are in Megaparsecs (Mpc), where 1 Mpc is around 3 million million million km. Credit: István Csabai et al

Enigmatic 'dark energy', thought to make up 68% of the universe, may not exist at all, according to a Hungarian-American team. The researchers believe that standard models of the universe fail to take account of its changing structure, but that once this is done the need for dark energy disappears. The team publish their results in a paper in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Our universe was formed in the Big Bang, 13.8 billion years ago, and has been expanding ever since. The key piece of evidence for this expansion is Hubble's law, based on observations of galaxies, which states that on average, the speed with which a galaxy moves away from us is proportional to its distance.

Astronomers measure this velocity of recession by looking at lines in the spectrum of a galaxy, which shift more towards red the faster the galaxy is moving away. From the 1920s, mapping the velocities of galaxies led scientists to conclude that the whole universe is expanding, and that it began life as a vanishingly small point.

In the second half of the twentieth century, astronomers found evidence for unseen 'dark matter' by observing that something extra was needed to explain the motion of stars within galaxies. Dark matter is now thought to make up 27% of the content of universe (in contrast 'ordinary' matter amounts to only 5%).

Observations of the explosions of white dwarf stars in binary systems, so-called Type Ia supernovae, in the 1990s then led scientists to the conclusion that a third component, dark energy, made up 68% of the cosmos, and is responsible for driving an acceleration in the expansion of the universe.

In the new work, the researchers, led by Phd student Gábor Rácz of Eötvös Loránd University in Hungary, question the existence of dark energy and suggest an alternative explanation. They argue that conventional models of cosmology (the study of the origin and evolution of the universe), rely on approximations that ignore its structure, and where matter is assumed to have a uniform density.

"Einstein's equations of general relativity that describe the expansion of the universe are so complex mathematically, that for a hundred years no solutions accounting for the effect of cosmic structures have been found. We know from very precise supernova observations that the universe is accelerating, but at the same time we rely on coarse approximations to Einstein's equations which may introduce serious side-effects, such as the need for dark energy, in the models designed to fit the observational data." explains Dr László Dobos, co-author of the paper, also at Eötvös Loránd University.

In practice, normal and dark matter appear to fill the universe with a foam-like structure, where galaxies are located on the thin walls between bubbles, and are grouped into superclusters. The insides of the bubbles are in contrast almost empty of both kinds of matter.

Using a computer simulation to model the effect of gravity on the distribution of millions of particles of dark matter, the scientists reconstructed the evolution of the universe, including the early clumping of matter, and the formation of large scale structure.

Unlike conventional simulations with a smoothly expanding universe, taking the structure into account led to a model where different regions of the cosmos expand at different rate. The average expansion rate though is consistent with present observations, which suggest an overall acceleration.

Dr Dobos adds: "The theory of general relativity is fundamental in understanding the way the universe evolves. We do not question its validity we question the validity of the approximate solutions. Our findings rely on a mathematical conjecture which permits the differential expansion of space, consistent with general relativity, and they show how the formation of complex structures of matter affects the expansion. These issues were previously swept under the rug but taking them into account can explain the acceleration without the need for dark energy."

If this finding is upheld, it could have a significant impact on models of the universe and the direction of research in physics. For the past 20 years, astronomers and theoretical physicists have speculated on the nature of dark energy, but it remains an unsolved mystery. With the new model, Csabai and his collaborators expect at the very least to start a lively debate.


Dark future

Waves from photons, electrons, positrons and neutrinos would be the last things in the universe, under the Big Freeze scenario

Projecting the various dark energy theories into the future, the universe could be in for a suitably dark end.

If the expansion keeps accelerating, eventually all the galaxies in the sky would vanish from view. That’s because at a certain point, they’d be moving away from us faster than the light they emit would travel towards us, ensuring that this light could never, ever reach us.

Dark energy would continue pushing the universe apart long after every last star has collapsed into a black hole, and every last black hole has evaporated into nothing. Eventually all particles would be spread so far apart that they would rarely meet. The universe would cool down until it has absolutely no thermodynamic free energy. This is known as the Big Freeze.

Different models have different endings. “Phantom energy” is a variation on quintessence, where its density actually increases as the universe expands (as opposed to most models of dark energy where the density stays constant). That means that eventually, this phantom energy will end up overpowering all other fundamental forces in physics.

In this scenario, at some point gravity would become too weak to hold galaxies together. A few dozen million years later and the strong and weak nuclear forces begin to fail, tearing apart stars and planets, and then atoms themselves. Finally, even the fabric of spacetime will rip apart, in an end fittingly called the Big Rip.

Or, if dark energy isn’t constant over time, there’s a chance that in the distant future gravity could win the tug-o’-war and begin pulling everything back together. Over billions of years, the universe would contract until it reaches a point of infinite density, like a reverse Big Bang. This scenario is called the Big Crunch.

Or perhaps, that isn’t the end but a new beginning, as another universe explodes out of the ashes in a so-called Big Bounce.


Data discrepancies may affect understanding of the universe

Why the expansion of the universe appears to be accelerating remains a mystery, but new research from UT Dallas may help shed light on it. Credit: NASA, ESA and the LEGUS team

One of the unsolved mysteries in modern science is why the expansion of the universe appears to be accelerating. Some scientists argue it is due to a theoretical dark energy that counteracts the pull of gravity, while others think Albert Einstein's long-accepted theory of gravity itself may need to be modified.

As astrophysicists look for answers in the mountains of data gathered from astronomical observations, they are finding that inconsistencies in that data might ultimately lead to the truth.

"This is like a detective story, where inconsistent evidence or testimony could lead to solving the puzzle," said Dr. Mustapha Ishak-Boushaki, professor of astrophysics in the School of Natural Sciences and Mathematics at The University of Texas at Dallas.

Ishak-Boushaki and his doctoral student Weikang Lin have developed a new mathematical tool that identifies and quantifies inconsistencies in cosmological data gathered by various scientific missions and experiments. Their findings could shed light on the cosmic acceleration conundrum and have a significant impact on our understanding of the universe.

Their most recent research, published last October in the journal Physical Review D, was presented June 4 at a meeting of the American Astronomical Society in Denver.

"The inconsistencies we have found need to be resolved as we move toward more precise and accurate cosmology," Ishak-Boushaki said. "The implications of these discrepancies are that either some of our current data sets have systematic errors that need to be identified and removed, or that the underlying cosmological model we are using is incomplete or has problems."

Astrophysicists use a standard model of cosmology to describe the history, evolution and structure of the universe. From this model, they can calculate the age of the universe or how fast it is expanding. The model includes equations that describe the ultimate fate of the universe—whether it will continue expanding, or eventually slow down its expansion due to gravity and collapse on itself in a big crunch.

There are several variables—called cosmological parameters—embedded in the model's equations. Numerical values for the parameters are determined from observations and include factors such as how fast galaxies move away from each other and the densities of matter, energy and radiation in the universe.

But there is a problem with those parameters. Their values are calculated using data sets from many different experiments, and sometimes the values do not agree. The result: systematic errors in data sets or uncertainty in the standard model.

"Our research is looking at the value of these parameters, how they are determined from various experiments, and whether there is agreement on the values," Ishak-Boushaki said.

New Tool Finds Inconsistencies

The UT Dallas team developed a new measure, called the index of inconsistency, or IOI, that gives a numerical value to the degree of discordance between two or more data sets. Comparisons with an IOI greater than 1 are considered inconsistent. Those with an IOI over 5 are ranked as strongly inconsistent.

For example, the researchers used their IOI to compare five different techniques for determining the Hubble parameter, which is related to the rate at which the universe is expanding. One of those techniques—referred to as the local measurement—relies on measuring the distances to relatively nearby exploding stars called supernovae. The other techniques rely on observations of different phenomena at much greater distances.

"We found that there is an agreement between four out of five of these methods, but the Hubble parameter from local measurement of supernovae is not in agreement. It's like an outlier," Ishak-Boushaki said. "In particular, there is a clear tension between the local measurement and that from the Planck science mission, which characterized the cosmic microwave background radiation."

To complicate matters, multiple methods have been used to determine that local measurement, and they all produced a similar Hubble value, still in disagreement with Planck and other results.

"Why does this local measurement of the Hubble parameter stand out in significant disagreement with Planck?" Ishak-Boushaki asked.

He and Lin also applied their IOI tool to five sets of observational data related to the large-scale structure of the universe. The cosmological parameters calculated using those five data sets were in strong disagreement, both individually and collectively, with parameters determined by observations from Planck.

"This is very intriguing. This is telling us that the universe at the largest observable scales may behave differently from the universe at intermediate or local scales," Ishak-Boushaki said. "This leads us to question whether Albert Einstein's theory of gravity is valid all the way from small scales to very large scales in the universe."

The UT Dallas researchers have made their IOI tool available for other scientists to use. Ishak-Boushaki said the Dark Energy Science Collaboration, part of the Large Synoptic Survey Telescope project, will use the tool to look for inconsistencies among data sets.

"These inconsistencies are starting to show up more now because our observations have progressed to a level of precision where we can see them," said Ishak-Boushaki, who published his first paper about the inconsistencies in 2005. "We need the right values for these cosmological parameters because it has important implications for our understanding of the universe."


Gravity causes homogeneity of the universe

During its expansion, the universe evolved towards its present state, which is homogeneous and isotropic on large scales. This is inferred, among other things, from the measurement of the so-called background radiation as nicely seen in the full sky image of the WMAP data. New results published in the renowned journal PRL show that homogenization in the investigated class of cosmological models is already completely explained by Einstein's theory of gravity and does not require any additional modifications. Credit: NASA / WMAP Science Team

Gravity can accelerate the homogenization of space-time as the universe evolves. This insight is based on theoretical studies of the physicist David Fajman of the University of Vienna. The mathematical methods developed within the research project allow to investigate fundamental open questions of cosmology such as why the universe today appears so homogeneous. The results have been published in the journal Physical Review Letters.

The temporal evolution of the universe, from the Big Bang to the present, is described by Einstein's field equations of general relativity. However, there are still a number of open questions about cosmological dynamics, whose origins lie in supposed discrepancies between theory and observation. One of these open questions is: Why is the universe in its present state so homogeneous on large scales?

From the Big Bang to the present

It is assumed that the universe was in an extreme state shortly after the Big Bang, characterized in particular by strong fluctuations in the curvature of spacetime. During the long process of expansion, the universe then evolved towards its present state, which is homogeneous and isotropic on large scales—in simple terms: the cosmos looks the same everywhere.

This is inferred, among other things, from the measurement of the so-called background radiation, which appears highly uniform in every direction of observation. This homogeneity is surprising in that even two regions of the universe that were causally decoupled from each other—i.e., they could not exchange information—still exhibit identical values of background radiation.

To resolve this supposed contradiction, the so-called inflation theory was developed, which postulates a phase of extremely rapid expansion immediately after the Big Bang, which in turn can explain the homogeneity in the background radiation.

However, how this phase can be explained in the context of Einstein's theory requires a number of modifications of the theory, which seem artificial and cannot be verified directly.

New findings: Homogenization by gravitation

Up to now, it was not clear whether the homogenization of the universe can be explained completely by Einstein's equations. The reason for this is the complexity of the equations and the associated difficulty to analyze their solutions—models for the universe—and to predict their behavior.

In the concrete problem, the time evolution of the originally strong deviations from the homogeneous state as cosmological gravitational waves has to be analyzed mathematically. It has to be shown that they decay in the course of the expansion thus allowing the universe to get its homogeneous structure.

Such analyses are based on modern mathematical methods in the field of geometric analysis. Until now, these methods could only achieve such results for small deviations from the homogeneous space-time geometry. David Fajman from the University of Vienna has now succeeded for the first time to transfer these methods to the case of arbitrarily large deviations.

The results published in the renowned journal PRL show that homogenization in the investigated class of models is already completely explained by Einstein's theory and does not require any additional modifications. If this finding can be transferred to more general models, it means that it does not necessarily need a mechanism like inflation to explain the state of our present universe, but that Einstein's theory could finally triumph once again.


Gravity and Acceleration

The drawback to Einstein’s Special Theory of Relativity, however, is that it is “special” in the respect that it only considers the effects of relativity to an observer moving at constant speed. Motion at constant speed is clearly a very special case, and in practice, bodies change their speed with time. Einstein wanted to generalize his theory to consider how a person sees another person who is accelerating relative to them.

At around this time (1907), he also started to wonder how Newtonian gravitation would have to be modified to fit in with special relativity, and how the effects of gravity could be incorporated into the formulation. His resulting General Theory of Relativity, over ten years in the making (it was published in 1916), has been called the greatest contribution to science by a single human mind.

Initially, Einstein had been puzzled by the fact that Sir Isaac Newton’s Law of Universal Gravitation, which had stood undisputed since 1687, appeared to be fundamentally incompatible with his own Special Theory. Newton’s theory (permanently linked, at least in the popular mind, with his observation of an apple falling from a tree) stated that every massive body exerts an attractive force on every other massive body, a force which is proportional to the product of the two masses and inversely proportional to the square of the distance between the bodies.


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Newton's Law of Universal Gravitation
(Source: Astronomy Notes: http://www.astronomynotes.com/
gravappl/s3.htm)

Thus, according to this theory, gravity is relatively strong when objects are near each other, but weakens with distance, and the bigger the bodies, the more their force of mutual attraction. This “inverse-square law” is quite sophisticated enough to explain why a cannonball fired horizontally travels further before hitting the ground the faster it is launched, why a certain minimum speed (about 11.2 kilometers per second) would be required to allow objects to break out of Earth’s gravity and into orbit and why the planets travel in an elliptical orbit around the Sun (although not quite sophisticated enough to predict the slight anomaly in Mercury’s orbit).

Gravity is the organizing force for the cosmos, crucial in allowing structure to unfold from an almost featureless Big Bang origin. Although it is a very weak force (feebler than the other fundamental forces which govern the sub-atomic world by a factor of 10 36 or 1,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000,000), it is a cumulative and consistent force which acts on everything and can act over large distances. So, even though gravity can be effectively ignored by chemists studying how groups of atoms bond together, for bodies more massive than the planet Jupiter the effects of gravity overwhelm the other forces, and it is largely responsible for building the large-scale structures in the universe. Thus, gravity squeezes together massive bodies like our own Sun, and it is only the explosive outward energy in the Sun’s ultra-hot core that holds it in hydrostatic equilibrium and stops it from collapsing into a super-dense white dwarf star.

Even before Newton, the great 17th Century Italian physicist Galileo Galilei had shown that all bodies fall at the same rate, any perceived differences in practice being caused by differences in air resistance and drag. Galileo’s famous (and probably apocryphal) experiment involving the dropping of two balls of different masses from the Leaning Tower of Pisa was repeated with even more dramatic results in 1972 when a hammer and a feather were dropped together on the airless Moon and, just as Galileo had predicted, both hit the ground together.

Newton, however, had assumed that the force of gravity acts instantaneously, and Einstein had already shown that nothing can travel at infinite speed, not even gravity, being limited by the de facto universal speed limit of the speed of light. Furthermore, Newton had assumed that the force of gravity was purely generated by mass, whereas Einstein had shown that all forms of energy had effective mass and must therefore also be sources of gravity.


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The principle of equivalence says that gravity is not a force at all, but is in fact the same thing as acceleration
(Source: Time Travel Research Center: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)

Einstein’s ground-breaking realization (which he called “the happiest thought of my life”) was that gravity is in reality not a force at all, but is indistinguishable from, and in fact the same thing as, acceleration, an idea he called the “principle of equivalence”. He realized that if he were to fall freely in a gravitational field (such as a skydiver before opening his parachute, or a person in an elevator when its cable breaks), he would be unable to feel his own weight, a rather remarkable insight in 1907, many years before the idea of freefall of astronauts in space became commonplace.

A simple thought experiment serves to clarify this: if an astronaut in the cabin of a spacecraft accelerating upwards at 9.8 meters per second per second (the same acceleration as gravity imparts to falling bodies near the Earth’s surface) were to drop a feather and hammer they too would hit the floor of the cabin simultaneously (in the absence of air resistance), exactly as would have happened if they had fallen on Earth under gravity. That, and the feeling of his feet being glued to the ground just as they would be in Earth’s gravity, would be enough to convince the astronaut that the acceleration of the spaceship was indistinguishable from the pull of gravity on the Earth.

The influence of gravity also creates effects of time dilation (see the section on the Special Theory of Relativity for a more detailed discussion of time dilation), sometimes referred to as "gravitational time dilation". As Einstein predicted, the closer a body is to a large mass, with a commensurately large gravitational pull, the slower time runs for it. It is almost as though gravity is pulling on time itself, slowing its progress. Gravitational time dilation also raises the theoretical possibility of time travel. For example, if a spaceship were to orbit close enough (but not too close!) to a hugely massive object such as a supermassive black hole, the gravitational effects may be significant enough to slow down time for the occupants compared to elsewhere, effectively allowing them to travel into the future.

On a much smaller scale, because gravity is slightly stronger closer to the center of the Earth, then theoretically time passes more slowly for someone living on the first floor of an apartment block than for someone living at the top. With modern atomic clocks of sufficient accuracy, differences in the passage of time at different altitudes above sea level (and therefore different distances from the Earth's center of gravity) can be measured, and even the tiny differences due to the changing shape of the Earth as the tidal force of the Moon pulls and stretches it. A real-life example of gravitational time dilation can be seen in GPS systems in geosynchronous orbits above the Earth, which need to constantly adjust their clocks to account for time differences due to the weaker gravity they experience compared to that on the Earth's surface (it is estimated that their accuracy would be out by as much as 10 kilometers a day without this adjustment).

So, gravity, Einstein realized, is not really a force at all, but just the result of our surroundings accelerating relative to us. Or, perhaps a better way of looking at it, gravity is a kind of inertial force, in the same way as the so-called centrifugal force is not a force in itself, merely the effect of a body’s inertia when forced into a circular path. In order to rationalize this situation, though, Einstein was to turn our whole conception of space on its head, as we will see in the next section.



Comentarios:

  1. Cesaro

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