Astronomía

¿La densidad crítica del Universo también incluye la Energía Oscura?

¿La densidad crítica del Universo también incluye la Energía Oscura?


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A menudo se dice que parece que el Universo está bastante cerca de la densidad crítica (por ejemplo, https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/C/Critical+Density).

¿Incluye esto también la energía oscura (además de la materia oscura y la materia bariónica)?


Si. Citando valores de wikipedia (que a su vez cita a Ade et.al. en Astronomy and Astrophyics 517), la contribución de la materia (tanto la materia oscura como la visible) es $$ Ω_ text {masa} ≈ 0.315 ± 0.018 $$ La contribución de fotones y neutrinos es pequeña y está dentro de los límites de error de los otros términos: $$ Ω_ text {relativista} ≈ 9.24 × 10 ^ {- 5} $$ Y el aporte de Dark Energy es: $$ Ω_Λ ≈ 0.6817 ± 0.0018 $$

$$ Ω_ text {total} = Ω_ text {masa} + Ω_ text {relativista} + Ω_Λ = 1,00 ± 0,02 $$


Energía oscura y el destino del universo

La evolución del Universo está gobernada por la cantidad de materia oscura y energía oscura que contiene, pero las densidades de materia oscura y energía oscura —sus concentraciones dentro de un volumen de espacio dado— se ven afectadas de manera muy diferente por la expansión cósmica. Tenemos una buena idea de cuánta materia oscura contiene el universo y, aunque no sabemos con precisión qué es, sabemos que se ve afectada por la gravedad. La clave, entonces, para comprender el destino final del Universo radica en comprender la otra mitad de esta ecuación oscura: la energía oscura.

Actualmente, los cosmólogos no entienden casi nada sobre la energía oscura, aunque parece comprender alrededor del 70 por ciento del contenido de masa-energía del Universo. Están buscando desesperadamente descubrir sus propiedades fundamentales: su fuerza, su permanencia y cualquier variación con la dirección. Deben aprender las propiedades de la materia oscura antes de poder determinar su influencia en el Universo en expansión.

Esta evolución en escala cósmica se muestra esquemáticamente en la figura anterior para varias cosmologías. En un universo con una alta densidad de materia oscura, la expansión del Hubble que comenzó con el Big Bang continúa desacelerándose debido a la atracción gravitacional de la materia oscura que llena el Universo, terminando en un gran crujido. En un universo con una densidad crítica más baja de materia oscura, la expansión se desliza. En un Universo con energía oscura y materia oscura, la desaceleración inicial se invierte en los últimos tiempos por el creciente dominio de la energía oscura.

Si la hipotética energía oscura continúa dominando el balance energético del Universo, entonces la expansión actual del espacio continuará acelerándose, exponencialmente. Las estructuras que aún no están unidas gravitacionalmente finalmente volarán en pedazos. La Tierra y la Vía Láctea permanecerían intactas mientras el resto del Universo parece huir de nosotros.

La naturaleza de la energía oscura es actualmente un tema de especulación. Algunos creen que la energía oscura podría ser "energía del vacío", representada por la "constante cosmológica" (Λ, la letra mayúscula griega lambda) en la relatividad general, una densidad uniforme constante de energía oscura en todo el espacio que es independiente del tiempo o de la expansión del universo. Esta noción fue introducida por Einstein y es consistente con nuestras limitadas observaciones hasta la fecha. Alternativamente, la energía oscura puede variar con el tiempo cósmico. Solo nuevos tipos de observaciones pueden resolver el problema.


¿Cambia la energía oscura con el tiempo?

Por: Camille M. Carlisle 28 de agosto de 2017 6

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Los científicos están considerando si la misteriosa "fuerza" que acelera la expansión del universo cambia con el tiempo.

Últimamente ha habido algunos problemas científicos sobre un pequeño pero notable conflicto en las mediciones de la tasa de expansión del universo. La tasa actual, llamada constante de Hubble o H0 (pronunciado "H-nada"), conecta el corrimiento al rojo en los espectros de un objeto con su distancia física. También nos dice la edad y el tamaño del universo, así como la densidad requerida para hacer que el universo sea geométricamente plano.

En resumen, es un número bastante importante.

Este gráfico muestra algunas medidas representativas de la tasa de expansión del universo actual, conocida como la constante de Hubble. La figura incluye tres valores derivados de las mediciones del fondo cósmico de microondas (lado izquierdo del gráfico) y cuatro valores derivados de objetos "cercanos" (lado derecho del gráfico). Los valores presentados aquí son los resultados básicos de cada estudio. Cualquiera de estos valores puede hacerse más preciso combinando información de múltiples conjuntos de datos.
Ana Aceves / Monica Young

La expansión del universo fue uno de los mayores descubrimientos del siglo XX. Pero después de casi un siglo de estudio, los astrónomos aún no están del todo de acuerdo sobre qué tan rápida es la expansión actual. Aquellos que utilizan el fondo cósmico de microondas favorecen un valor de aproximadamente 67 kilómetros por segundo por megaparsec (km / s / Mpc, donde un megaparsec equivale a 3,26 millones de años luz). Aquellos que usan supernovas y otras herramientas cósmicas más cercanas tienen un valor de aproximadamente 73 km / s / Mpc (ver gráfico).

La discrepancia es una reminiscencia de otro debate hacia el cambio de siglo XXI, con un lado defendiendo con vehemencia alrededor de 50 km / s / Mpc y el otro aproximadamente 100 km / s / Mpc. El cuidadoso trabajo de Wendy Freedman (Universidad de Chicago) y otros que utilizaron el Telescopio Espacial Hubble resolvió esa controversia.

El desacuerdo actual podría ser simplemente una cuestión de análisis y suposiciones (tal vez incluso un vacío cósmico). Sin embargo, Freedman señala que parte de la solución a la situación anterior fue el descubrimiento impresionante de que, durante la última mitad de la historia cósmica, la expansión del universo ha sido acelerador. Algo identificado por el término de marcador de posición "energía oscura" alimenta esta aceleración. Aunque todavía no sabemos qué es la energía oscura, un punto de vista favorecido es que es algún tipo de energía inherente al espacio mismo. Si es así, a medida que el espacio se expande, la energía oscura aumentará con él y mantendrá la misma densidad, en lugar de diluirse.

¿Podría la nueva física también estar detrás del conflicto actual?

La expansión del universo comenzó con el Big Bang, hace casi 14 mil millones de años. Después de un breve brote de inflación, la tasa de expansión se desaceleró, luego varios miles de millones de años más tarde (las estimaciones varían) la aceleración se activó cuando la energía oscura dominaba la gravedad.
Fundación Premio Nobel

Gong-Bo Zhao (Academia China de Ciencias y Universidad de Portsmouth, Reino Unido) y sus colegas decidieron explorar esta cuestión. Investigaron si la última controversia podría deberse a una energía oscura en evolución, una cuya densidad no solo cambia con el tiempo, sino que también cambia. en la forma su densidad cambia con el tiempo.

En términos matemáticos, si la densidad de la energía oscura permanece constante, entonces su ecuación de estado, w, es igual a -1. Esto lo convertiría en la constante cosmológica: la lambda (Λ) en el paradigma lambda-fría-materia oscura (ΛCDM), el nombre oficial de nuestro marco cosmológico moderno. Las observaciones apoyan este valor, con margen de maniobra. Si w es mayor que -1 (-0,9, etcétera), sin embargo, la densidad de la energía oscura disminuye lentamente a medida que el universo se expande. Si w es menor que -1, entonces la densidad aumenta con la expansión.

Lo que hizo el equipo de Zhao fue comprobar si, en lugar de permanecer en un valor, la ecuación de estado realmente cambia a lo largo del tiempo cósmico, transformándose en un rango de w valores. Al acumular un conjunto grande y diverso de observaciones de otros, el equipo lo analizó con cautela para ver qué tipo de cosmos podrían describir los datos. Escribiendo el 28 de agosto en Astronomía de la naturaleza, los autores concluyen que es posible aliviar el H0 tensión con una energía oscura dinámica, una cuya ecuación de estado oscila por encima y por debajo del valor -1. Sin embargo, el ligero favoritismo por esta solución en su análisis no es estadísticamente lo suficientemente fuerte como para demostrar que es la respuesta correcta.

Lo bueno es que más datos resolverán este misterio. El equipo apunta a la próxima encuesta del Instrumento espectroscópico de energía oscura (DESI), que tiene como objetivo comenzar a crear un mapa cósmico 3D en 2018.

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Un argumento vacío

Lo que está pasando es energía oscura. Con un total del 69,2 por ciento de la densidad de energía del universo, simplemente se comporta ... de manera extraña. La propiedad más importante de la energía oscura es que su densidad es constante. Su segunda propiedad más importante es que parece estar ligada al vacío del espacio vacío.

Tome una caja y vacíe todo, quitando toda la materia (regular y oscura), neutrinos, radiación. todo. Si lo hizo bien, tendrá una caja de vacío puro, sin adulterar y mdash, lo que significa que tendrá una caja de energía oscura pura. Duplique el tamaño de la caja y tendrá el doble de energía oscura.

Este comportamiento es totalmente opuesto al comportamiento de la materia y la radiación. Si tienes una caja (o, digamos, un universo) con una cantidad fija de materia y duplicas el volumen de ese contenedor, la densidad de la materia se reduce a la mitad. La densidad de energía de la radiación desciende aún más: la expansión del universo no solo diluye la radiación, sino que también extiende su longitud de onda.

Pero a medida que el universo se expande, continuamente obtenemos más espacio vacío (vacío) en él, por lo que continuamente obtenemos más energía oscura. Si le preocupa que esto viole algún tipo de principio de conservación de la energía, puede estar tranquilo esta noche: el universo es un sistema dinámico, y la forma de las leyes de conservación que se enseñan en Física 101 solo se aplica a los sistemas estáticos. El universo es un lugar dinámico, y el concepto de "conservación de energía" todavía se mantiene, pero de una manera más compleja y no intuitiva. Pero ese es un artículo para otro día.

Quizás también se pregunte cómo puedo hablar con tanta confianza sobre la naturaleza de la energía oscura, ya que parece que no la entendemos en absoluto. Tienes razón: no entendemos la energía oscura. En absoluto. Sabemos que existe, porque observamos directamente la expansión acelerada del universo, y media docena de otras líneas de evidencia apuntan a su existencia.

Y aunque no sabemos qué está creando la expansión acelerada, sí sabemos que podemos modelarlo como una propiedad del vacío del espacio que tiene una densidad constante, por lo que eso es suficiente por ahora.


Los grandes vacíos

De hecho, los desafíos a la existencia de la energía oscura a menudo se centran en nuestros modelos cosmológicos más valiosos. El Principio Cosmológico establece que la distribución de la materia en el universo es tanto homogénea como isotrópica. Sin embargo, en escalas más pequeñas, la materia es grumosa, organizada en galaxias y cúmulos de galaxias, que forman grandes cadenas y paredes de cúmulos que se extienden a cientos de millones de años luz. Sin embargo, lo más importante es que estas estructuras más grandes, como la Gran Muralla Sloan, no están unidas por gravedad. Entre estas islas de materia hay grandes vacíos donde la densidad de la materia es mucho menor. La gravedad afectará la expansión del espacio de manera diferente dependiendo de si estás en un cúmulo o en un vacío.

Los desafíos a la existencia de la energía oscura a menudo se centran en nuestros modelos cosmológicos más preciados.

La pregunta de los 64.000 dólares, según István Szapudi de la Universidad de Hawái, no es si la estructura influye en la expansión del universo - "Está claro que lo hace", dice, pero ¿cuál es el tamaño de ese efecto?

Szapudi coescribió un artículo publicado en 2017 (MNRAS 469 L1) que argumenta que el modelo Λ -CDM no toma en cuenta la estructura cambiante, que se manifiesta en los vacíos y agrupaciones, a medida que uno viaja a través del universo. Los modelos de expansión del universo se basan típicamente en la métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Esta es una solución exacta a la ecuación de Friedmann, que resuelve la teoría general de la relatividad para un universo en expansión consistente con el Principio Cosmológico y donde la curvatura del espacio, que es cero, es la misma en todas partes. Sin embargo, utilizando su algoritmo AvERA, Szapudi y sus colegas, dirigidos por Gábor Rácz de la Universidad Eötvös Loránd en Budapest, encontraron que su expansión simulada tiene lugar a diferentes velocidades dependiendo de la estructura circundante. Debido a que el universo está dominado por vacíos donde la gravedad más baja permite que el universo se expanda más rápido, es solo promediando todas las diferentes tasas de expansión que parecería que la expansión se está acelerando.


Energía oscura

Uno de los fundamentos de la observación del modelo cosmológico del Big Bang fue la expansión observada del universo. La medición de la tasa de expansión es una parte crítica del estudio y se ha encontrado que la tasa de expansión es casi "plana". Es decir, el universo está muy cerca de la densidad crítica, por encima de la cual se ralentizaría y colapsaría hacia adentro hacia una futura "gran contracción". Un gran problema conceptual ha sido que no hemos podido observar más de una fracción de esa densidad en forma de materia ordinaria. La proyección WMAP de la materia bariónica ordinaria es sólo el 4,4% de la densidad crítica, y sólo el 27% incluso cuando se incluye la "materia oscura" proyectada. Así que nos queda tener que dar cuenta del 73% restante de la densidad efectiva, y el nombre elegido es "energía oscura".

Uno de los grandes desafíos de la astronomía y la astrofísica es la medición de distancias en las vastas distancias del universo. Desde la década de 1990, se ha hecho evidente que las supernovas de tipo Ia ofrecen una oportunidad única para la medición constante de distancias de quizás 1000 Mpc. La medición a estas grandes distancias proporcionó los primeros datos que sugieren que la tasa de expansión del universo en realidad se está acelerando. Esa aceleración implica una densidad de energía que actúa en oposición a la gravedad, lo que provocaría que la expansión se acelerara. Esta es una densidad de energía que no hemos detectado directamente mediante la observación, de ahí la "energía oscura".

Si tomamos el valor WMAP para la densidad crítica en & # 961c, 0 = 9,47 x 10-27 kg / m 3 y suponga que la energía oscura constituye aproximadamente el 73% de eso, entonces la densidad efectiva de la energía oscura ascendería a poco más de 4 átomos de hidrógeno (m = 1,67 x 10-27 kg) en un metro cúbico de espacio. Si tomamos 5,9 x 10 9 km como radio medio de Plutón y calculamos el volumen de una esfera de ese radio, entonces la energía oscura en esa esfera sería equivalente a poco menos de 6 x 10 12 kg distribuidos a lo largo de un espacio que representa la energía solar. sistema. Se ha medido que la densidad del asteroide Ida es de aproximadamente 2,7 g / cm 3. Así que toda la energía oscura del sistema solar ascendería a unos 2,2 x 10 9 m 3 del material de Ida, o una esfera de unos 800 m de radio. Ida tiene un pequeño satélite o luna llamado Dactyl de dimensiones 1,2 x 1,4 x 1,6 km, por lo que la masa del más pequeño de los satélites es comparable a la energía oscura de todo el sistema solar. Sin embargo, extendida uniformemente por todo el universo, esta energía oscura se convierte en la influencia dominante en la expansión del universo en esta era.


Lo que los astrónomos desearían que todos supieran sobre la materia oscura y la energía oscura

Si sigue lo que a menudo se informa en las noticias, tendrá la impresión de que la materia oscura y la energía oscura son casas de naipes que esperan ser derribadas. Los teóricos están explorando constantemente otras opciones para galaxias individuales y sus satélites posiblemente favorezcan alguna modificación de la gravedad a la materia oscura; existen grandes controversias sobre qué tan rápido se está expandiendo el Universo, y es posible que las conclusiones que hemos extraído de los datos de supernovas deban modificarse. Dado que hemos hecho suposiciones erróneas en el pasado al suponer que el Universo invisible contenía sustancias que simplemente no estaban allí, desde el éter hasta el flogisto, ¿no es un gran acto de fe suponer que el 95% de los El universo es una forma de energía invisible e invisible de lo que es suponer que solo hay un defecto en la ley de la gravedad.

La respuesta es un rotundo, absoluto. No, según casi todos los astrónomos, astrofísicos y cosmólogos que estudian el Universo. Este es el por qué.

La cosmología es la ciencia de lo que es el Universo, cómo llegó a ser de esta manera, cuál es su destino y de qué está compuesto. Originalmente, estas preguntas estaban en el ámbito de los poetas, filósofos y teólogos, pero el siglo XX introdujo estas cuestiones firmemente en el ámbito de la ciencia. Cuando Einstein propuso su teoría de la relatividad general, una de las primeras cosas que se dio cuenta es que si llena el espacio que forma el Universo con cualquier forma de materia o energía, inmediatamente se vuelve inestable. Si el espacio contiene materia y energía, puede expandirse o contraerse, pero todas las soluciones estáticas son inestables. Una vez que medimos la expansión Hubble del Universo y descubrimos el resplandor sobrante del Big Bang en la forma del Fondo Cósmico de Microondas, la cosmología se convirtió en una búsqueda para medir dos números: la tasa de expansión en sí y cómo esa tasa cambió con el tiempo. Mídelos y la Relatividad General te dice todo lo que podrías querer saber sobre el Universo.

Estos dos números, conocidos como H_0 y q_0, se denominan parámetro de Hubble y parámetro de desaceleración, respectivamente. Si toma un Universo que está lleno de cosas y comienza a expandirse a un ritmo particular, es de esperar que esos dos fenómenos físicos principales, la atracción gravitacional y la expansión inicial, luchen entre sí. Dependiendo de cómo resultó todo, el Universo debería seguir uno de estos tres caminos:

  1. El Universo se expande lo suficientemente rápido como para que, incluso con toda la materia y la energía del Universo, pueda ralentizar la expansión pero nunca revertirla. En este caso, el Universo se expande para siempre.
  2. El Universo comienza a expandirse rápidamente, pero hay demasiada materia y energía. La expansión se ralentiza, se detiene, se invierte y, finalmente, el Universo vuelve a colapsar.
  3. O, tal vez, el Universo, como el tercer tazón de avena en Ricitos de Oro, es solo bien. Quizás la tasa de expansión y la cantidad de cosas en el Universo estén perfectamente equilibradas, con la tasa de expansión asintomática a cero.

Ese último caso solo puede ocurrir si la densidad de energía del Universo es igual a algún valor perfectamente equilibrado: la densidad crítica.

En realidad, esta es una configuración hermosa, porque las ecuaciones que deriva de la Relatividad General son completamente deterministas aquí. Mida cómo se está expandiendo el Universo hoy y cómo se expandió en el pasado, y sabrá exactamente de qué debe estar hecho el Universo. Puede derivar la edad que debe tener el Universo, la cantidad de materia y radiación (y curvatura y cualquier otra cosa) que debe tener, y todo tipo de información interesante. Si pudiéramos conocer esos dos números exactamente, H_0 y q_0, sabríamos inmediatamente tanto la edad del Universo como de qué está hecho.

Ahora, teníamos algunas ideas preconcebidas cuando comenzamos por este camino. Por razones estéticas o matemáticamente perjudiciales, algunas personas prefirieron el Universo que se colapsaba, mientras que otras preferían el Universo crítico y otras preferían el abierto. En realidad, todo lo que puede hacer, si quiere comprender el Universo, es examinarlo y preguntarle de qué está hecho. Nuestras leyes de la física nos dicen qué reglas juega el Universo por el resto está determinada por la medición. Durante mucho tiempo, las mediciones de la constante de Hubble fueron muy inciertas, pero una cosa quedó clara: si el Universo se componía al 100% de materia normal, el Universo resultó ser muy joven.

Si la tasa de expansión, H_0, era rápido, como 100 km / s / Mpc, el Universo solo tendría 6.500 millones de años. Dado que las edades de las estrellas en los cúmulos globulares, es cierto que algunas de las estrellas más antiguas del Universo, tenían al menos 12 mil millones de años (y muchos citaron números cercanos a los 14-16 mil millones), el Universo no podría ser tan joven. Mientras que algunas medidas de H_0 fueron significativamente más bajas, como 55 km / s / Mpc, lo que todavía dio un Universo que era de 11 y más mil millones: aún más joven que las estrellas que encontramos dentro de él. Además, a medida que se obtenían más y más mediciones durante los años setenta, ochenta y más allá, quedó claro que una constante de Hubble anormalmente baja en los años 40 o 50 simplemente no coincidía con los datos.

Al mismo tiempo, estábamos comenzando a medir con buena precisión cuán abundantes eran los elementos de luz en el Universo. La nucleosíntesis del Big Bang es la ciencia de cuánto hidrógeno relativo, helio-4, helio-3, deuterio y litio-7 deberían quedar del Big Bang. El único parámetro que no se puede derivar de las constantes físicas en estos cálculos es la relación barión-fotón, que indica la densidad de la materia normal en el Universo. (Esto es relativo a la densidad numérica de fotones, pero se puede medir fácilmente a partir del fondo cósmico de microondas). Si bien había cierta incertidumbre en ese momento, quedó claro muy rápidamente que el 100% de la materia no podía ser "normal, ”Pero solo alrededor del 10% como máximo. No hay forma de que las leyes de la física sean correctas y te den un Universo con materia 100% normal.

A principios de la década de 1990, esto comenzó a coincidir con una serie de observaciones que apuntaban a piezas de este rompecabezas cósmico:

  • Las estrellas más antiguas tenían que tener al menos 13 mil millones de años,
  • Si el Universo estuviera compuesto al 100% de materia, el valor de H_0 no podría ser mayor que 50 km / s / Mpc para obtener un Universo tan viejo,
  • Las galaxias y los cúmulos de galaxias mostraron una fuerte evidencia de que había mucha materia oscura,
  • Las observaciones de rayos X de los cúmulos mostraron que solo el 10-20% de la materia podría ser materia normal,
  • La estructura a gran escala del Universo (correlaciones entre galaxias en escalas de cientos de millones de años luz) mostró que se necesita más masa de la que la materia normal podría proporcionar.
  • pero los recuentos de fuentes profundas, que dependen del volumen del Universo y cómo eso cambia con el tiempo, mostraron que el 100% de la materia era demasiado,
  • La lente gravitacional estaba empezando a "pesar" estos cúmulos de galaxias, y encontró que solo alrededor del 30% de la densidad crítica era total importar,
  • y la nucleosíntesis del Big Bang realmente parecían favorecer un Universo donde solo

La mayoría de los astrónomos habían aceptado la materia oscura en ese momento, pero incluso un Universo que estuviera hecho exclusivamente de materia oscura y normal seguiría siendo problemático. ¡Simplemente no era lo suficientemente viejo para las estrellas! Dos piezas de evidencia a fines de la década de 1990 que se unieron nos dieron el camino a seguir. Uno fue el fondo cósmico de microondas, que nos mostró que el Universo era espacialmente plano y, por lo tanto, la cantidad total de cosas allí sumaba el 100%. Sin embargo, no todo puede ser materia, ¡ni siquiera una mezcla de materia normal y oscura! La otra pieza de evidencia fueron los datos de las supernovas, que mostraron que había un componente en el Universo que hacía que se acelerara: debe ser energía oscura. Al observar las múltiples líneas de evidencia incluso hoy en día, todas apuntan a esa imagen exacta.

Entonces, o tienes todas estas líneas independientes de evidencia, todas apuntando hacia la misma imagen: la Relatividad General es nuestra teoría de la gravedad, y nuestro Universo tiene 13.800 millones de años, con

30% de materia total, donde aproximadamente el 5% es materia normal y el 25% es materia oscura. Hay fotones y neutrinos que fueron importantes en el pasado, pero hoy son solo una pequeña fracción de un por ciento. A medida que ha llegado evidencia aún mayor (fluctuaciones a pequeña escala en el fondo de microondas cósmico, las oscilaciones bariónicas en la estructura a gran escala del Universo, cuásares de alto corrimiento al rojo y estallidos de rayos gamma), esta imagen permanece sin cambios. Todo lo que observamos en todas las escalas apunta a ello.

No siempre fue evidente que esta sería la solución, pero esta solución funciona literalmente para todas las observaciones. Cuando alguien plantea la hipótesis de que “la materia oscura y / o la energía oscura no existen”, la responsabilidad recae en ellos para responder la pregunta implícita, “bien, entonces, ¿qué reemplaza a la Relatividad General como su teoría de la gravedad para explicar todo el Universo? ? " A medida que la astronomía de ondas gravitacionales ha confirmado aún más la teoría más grande de Einstein de manera aún más espectacular, incluso muchas de las alternativas marginales a la relatividad general han desaparecido. Tal como está ahora, no existen teorías que eliminen con éxito la materia oscura y la energía oscura y aún así expliquen todo lo que vemos. Hasta que las haya, no hay alternativas reales a la imagen moderna que merezcan ser tomadas en serio.

Puede que no le parezca bien, en sus entrañas, que el 95% del Universo estaría oscuro. Puede que no parezca una posibilidad razonable cuando todo lo que necesita hacer, en principio, es reemplazar sus leyes subyacentes por otras nuevas. Pero hasta que se encuentren esas leyes, y ni siquiera se haya demostrado que puedan existir matemáticamente, es absolutamente necesario seguir la descripción del Universo a la que apuntan todas las pruebas. Cualquier otra cosa es simplemente una conclusión no científica.


Capítulo 23- Materia Oscura + Energía Oscura

1) ¿Por qué llamamos a la materia oscura & quot; oscuridad & quot?
A) No emite luz visible.
B) No podemos detectar el tipo de radiación que emite.
C) Emite poca o ninguna radiación de cualquier longitud de onda.
D) Bloquea la luz de las estrellas en una galaxia.

2) ¿Qué se entiende por "energía oscura"?
A) la energía asociada con la materia oscura a través de E = mc2
B) cualquier fuerza desconocida que se oponga a la gravedad
C) el agente que provoca la aceleración de la expansión universal
D) partículas altamente energéticas que se cree que constituyen materia oscura
E) la energía total en el Universo después del Big Bang pero antes de las primeras estrellas

3) ¿Por qué creemos que el 90 por ciento de la masa de la Vía Láctea está en forma de materia oscura?
A) Las velocidades orbitales de las estrellas alejadas del centro galáctico son sorprendentemente altas, lo que sugiere que estas estrellas están sintiendo los efectos gravitacionales de la materia invisible en el halo.
B) Aunque la materia oscura no emite luz visible, se puede ver con longitudes de onda de radio, y tales observaciones confirman que el halo está lleno de este material.
C) Los modelos teóricos de formación de galaxias sugieren que una galaxia no puede formarse a menos que tenga al menos 10 veces más materia de la que vemos en el disco de la Vía Láctea, lo que sugiere que el halo está lleno de materia oscura.
D) Nuestra visión de las galaxias distantes a veces se ve oscurecida por manchas oscuras en el cielo, y creemos que estas manchas son materia oscura ubicada en el halo.

5) ¿Qué evidencia sugiere que la Vía Láctea contiene materia oscura?
A) Observamos nubes de hidrógeno atómico lejos del centro galáctico orbitando la galaxia a velocidades inesperadamente altas, velocidades más altas de las que tendrían si sintieran solo la atracción gravitacional de los objetos que podemos ver.
B) Vemos muchos carriles de material oscuro bloqueando la luz de las estrellas detrás de ellos a lo largo de la banda de la Vía Láctea.
C) Vemos muchos vacíos oscuros entre las estrellas en el halo de la Vía Láctea.
D) Cuando observamos en diferentes longitudes de onda, como infrarrojos o radio, vemos objetos que no aparecen en las observaciones de luz visible.
E) Cuando miramos el centro galáctico, podemos observar un gran agujero negro que está compuesto de materia oscura.

6) Si no hay materia oscura en la Vía Láctea, ¿cuál es la mejor explicación alternativa para las observaciones?
A) No estamos midiendo correctamente las velocidades orbitales de las nubes atómicas y las estrellas.
B) No estamos midiendo correctamente las distancias a las nubes atómicas y las estrellas.
C) No atribuimos suficiente masa a la materia visible o "brillante".
D) No estamos observando toda la materia visible o "brillante" en la galaxia.
E) Nuestra comprensión de la gravedad no es correcta para escalas del tamaño de galaxias.

10) Cuando vemos que una línea espectral de una galaxia se ensancha, es decir, que abarca un rango de longitudes de onda, llegamos a la conclusión de que
A) no tenemos muy buena resolución de una estrella y velocidad orbital # 8217s.
B) hay muchas estrellas viajando a velocidades orbitales extremadamente altas.
C) hay diferentes cambios Doppler entre las estrellas individuales de la galaxia.
D) en realidad estamos midiendo la velocidad orbital de una nube de gas atómico.
E) en realidad estamos midiendo la velocidad orbital de la materia oscura.

11) Una gran relación masa-luz para una galaxia indica que
A) la galaxia es muy masiva.
B) la galaxia no es muy masiva.
C) en promedio, cada masa solar de materia en la galaxia emite menos luz que nuestro Sol.
D) en promedio, cada masa solar de materia en la galaxia emite más luz que nuestro Sol.
E) la mayoría de las estrellas de la galaxia son más masivas que nuestro Sol.

12) ¿Cuál es la relación masa / luz para la región interior de la Vía Láctea, en unidades de masas solares por luminosidad solar?
A) 1.000
B) 600
C) 100
D) 6
E) 0,1

15) ¿Cuál de los siguientes métodos utilizados para determinar la masa de un cúmulo no depende de las leyes de la gravedad de Newton?
A) medir las velocidades orbitales de las galaxias en un cúmulo
B) medir la temperatura del gas de rayos X en el medio intragrupo
C) medir la cantidad de distorsión causada por una lente gravitacional
Re. Ninguna de las anteriores

16) ¿Por qué no se descubrió el medio intracúmulo en los cúmulos de galaxias hasta la década de 1960?
A) No sabíamos cuánta materia oscura existía antes.
B) No teníamos la resolución para observar cúmulos de galaxias hasta entonces.
C) La Vía Láctea estaba bloqueando nuestra visión de los cúmulos de galaxias distantes.
D) El medio emite rayos X, que están bloqueados por la atmósfera de la Tierra y requieren satélites de rayos X en el espacio para ser observados.
E) La radiación emitida por el medio era tan tenue que no pudimos detectarla hasta que construimos telescopios mucho más grandes.

18) La lente gravitacional ocurre cuando
A) los objetos masivos desvían los rayos de luz que pasan cerca.
B) los objetos masivos hacen que los objetos más distantes parezcan mucho más grandes de lo que deberían y podemos observar los objetos distantes con mejor resolución.
C) la materia oscura se acumula en una región particular del espacio, lo que da lugar a una región muy densa y una relación masa / luz extremadamente alta.
D) las lentes del telescopio están distorsionadas por la gravedad.

19) ¿Cuál de los siguientes no es evidencia de materia oscura?
A) las curvas de rotación planas de las galaxias espirales
B) la ampliación de las líneas de absorción en una galaxia elíptica y el espectro # 8217s
C) Observaciones de rayos X de gas caliente en cúmulos de galaxias.
D) lente gravitacional alrededor de cúmulos de galaxias
E) la expansión del universo

24) ¿Qué queremos decir cuando decimos que una partícula es una partícula que interactúa débilmente?
A) Interactúa solo a través de la fuerza débil.
B) Interactúa solo a través de la fuerza débil y la fuerza de gravedad.
C) Es tan pequeño que no afecta a los objetos del universo.
D) No interactúa con ningún tipo de materia bariónica.
E) Es el único tipo de partícula que interactúa a través de la fuerza débil.

25) ¿Por qué la materia oscura de las galaxias no puede estar compuesta de neutrinos?
A) No hay suficientes neutrinos para formar toda la materia oscura.
B) Los neutrinos no tienen masa, interactúan solo a través de la fuerza débil.
C) Sabemos que los objetos masivos oscuros como los planetas y las estrellas de neutrones no están hechos de neutrinos.
D) Los neutrinos viajan a velocidades extremadamente altas y pueden escapar de la atracción gravitacional de una galaxia.
E) La nucleosíntesis del Big Bang limita la cantidad de neutrinos que hay en el Universo.

28) ¿Por qué no se está expandiendo el espacio dentro de sistemas como nuestro sistema solar o la Vía Láctea?
A) Hubble’s law of expansion applies only to the space between galaxies.
B) We are so close to these systems that we don’t observe their expansion.
C) The universe is not old enough yet for these objects to begin their expansion.
D) Their gravity is strong enough to hold them together against the expansion of the universe.

42) What is not a main source of evidence for the existence of dark matter?
A) massive blue stars
B) rotation curves of disk galaxies
C) stellar motions in elliptical galaxies
D) velocities and positions of galaxies in clusters of galaxies
E) gravitational lensing by clusters of galaxies

1) Which of the following best summarizes what we mean by dark matter?
A) matter that we have identified from its gravitational effects but that we cannot see in any wavelength of light
B) matter that may inhabit dark areas of the cosmos where we see nothing at all
C) matter consisting of black holes
D) matter for which we have theoretical reason to think it exists, but no observational evidence for its existence

26) Which of the following are candidates for dark matter?
A) brown dwarfs
B) Jupiter-size objects
C) WIMPs
D) faint red stars
E) all of the above

2) Which of the following best summarizes what we mean by dark energy?
A) It is a name given to whatever is causing the expansion of the universe to accelerate with time.
B) It is the energy contained in dark matter.
C) It is the energy of black holes.
D) It is a type of energy that is associated with the "dark side" of The Force that rules the cosmos.

3) The text states that luminous matter in the Milky Way seems to be much like the tip of an iceberg. This refers to the idea that
A) luminous matter emits white light, much like the light reflected from icebergs.
B) black holes are much more interesting than ordinary stars that give off light.
C) dark matter represents much more mass and extends much further from the galactic center than the visible stars of the Milky Way.
D) the luminous matter of the Milky Way is essentially floating on the surface of a great sea of dark matter.

8) In general, when we compare the mass of a galaxy or cluster of galaxies to the amount of light it emits (that is, when we look at it mass-to-light ratio), we expect that
A) the higher amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the lower the proportion of dark matter.
B) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the greater the proportion of dark matter.
C) the amount of light should be at least one solar luminosity for each solar mass of matter (mass-to-light ratio less than or equal to 1).
D) the higher the amount of mass relative to light (higher mass-to-light ratio), the older the galaxy or cluster.

9) Which of the following is not one of the three main strategies used to measure the mass of a galaxy clusters?
A) measuring the speeds of galaxies orbiting the cluster’s center
B) studying X-ray emission from hot gas inside the cluster
C) observing how the cluster bends light from galaxies located behind it
D) measuring the temperatures of stars in the halos of the galaxies

10) When we say that a cluster of galaxies is acting as a gravitational lens, what do we mean?
A) It magnifies the effects of gravity that we see in the cluster.
B) It is an unusually large cluster that has a lot of gravity.
C) It bends or distorts the light coming from galaxies located behind it.
D) The overall shape of the cluster is that of a lens.

11) Which of the following statements best summarizes current evidence concerning dark matter in individual galaxies and in clusters of galaxies?
A) Dark matter is the dominant form of mass in both clusters and in individual galaxies.
B) Dark matter is present between galaxies in clusters, but not within individual galaxies.
C) Dark matter is present in individual galaxies, but there is no evidence that it can exist between the galaxies in a cluster.
D) Within individual galaxies, dark matter is always concentrated near the galactic center, and within clusters it is always concentrated near the cluster center.

13) What do we mean when we say that particles such as neutrinos or WIMPs are weakly interacting?
A) The light that they emit is so weak that it is undetectable to our telescopes.
B) They are only weakly bound by gravity, which means they can fly off and escape from galaxies quite easily.
C) They respond to the weak force but not to the electromagnetic force, which means they cannot emit light.
D) They interact with other matter only through the weak force and not through gravity or any other force.

14) Which of the following best sums up current scientific thinking about the nature of dark matter?
A) Most dark matter probably consists of weakly interacting particles of a type that we have not yet identified.
B) Dark matter consists 90% of neutrinos and 10% of WIMPs.
C) There is no longer any doubt that dark matter is made mostly of WIMPs.
D) Dark matter probably does not really exist, and rather indicates a fundamental problem in our understanding of gravity.

15) When we speak of the large-scale structure of the universe, we mean
A) the structure of any large galaxy.
B) the structure of any individual cluster of galaxies.
C) the overall shape of the observable universe.
D) the overall arrangement of galaxies, clusters of galaxies, and superclusters in the universe.

17) What is the primary form of evidence that has led astronomers to conclude that the expansion of the universe is accelerating?
A) observations of the speeds of individual galaxies in clusters
B) measurements of the rotation curve for the universe
C) measurements of how galaxy speeds away from the Milky Way have increased during the past century
D) observations of white dwarf supernovae

6) How do we know that galaxy clusters contain a lot of mass in the form of hot gas that fills spaces between individual galaxies?
A) We infer its existence by observing its gravitational effects on the galaxy motions.
B) The hot gas shows up as bright pink in visible-light photos of galaxy clusters.
C) We can observe the frictional effects of the hot gas in slowing the speeds of galaxies in the clusters.
D) We detect this gas with X-ray telescopes.

7) Why does the temperature of the gas between galaxies in galaxy clusters tell us about the mass of the cluster?
A) The temperature is always directly related to mass, which is why massive objects are always hotter than less massive objects.
B) The temperature tells us the average speeds of the gas particles, which are held in the cluster by gravity, so we can use these speeds to determine the cluster mass.
C) The temperature of the gas tells us the gas density, so we can use the density to determine the cluster’s mass.
D) The question is nonsense—gas temperature cannot possibly tell us anything about mass.

8) How does gravitational lensing tell us about the mass of a galaxy cluster?
A) The lensing allows us to determine the orbital speeds of galaxies in the cluster, so that we can determine the mass of the cluster from the orbital velocity law.
B) The lensing broadens spectral lines, and we can use the broadening to "weigh" the cluster.
C) Using Einstein’s general theory of relativity, we can calculate the cluster’s mass from the precise way in which it distorts the light of galaxies behind it.
D) Newton’s universal law of gravitation predicts how mass can distort light, so we can apply Newton’s law to determine the mass of the cluster.

9) If WIMPs really exist and make up most of the dark matter in galaxies, which of the following is not one of their characteristics?
A) They travel at speeds close to the speed of light.
B) They are subatomic particles.
C) They can neither emit nor absorb light.
D) They tend to orbit at large distances from the galactic center.

10) Is space expanding within clusters of galaxies?
A) No, because the universe is not old enough yet for these objects to have begun their expansion.
B) No, because expansion of the universe affects only empty space, not space in which matter is present.
C) Yes, and that is why clusters tend to grow in size with time.
D) No, because their gravity is strong enough to hold them together even while the universe as a whole expands.

11) Which of the following statements about large-scale structure is probably not true?
A) Galaxies and clusters have grown around tiny density enhancements that were present in the early universe.
B) Voids between superclusters began their existence as regions in the universe with a slightly lower density than the rest of the universe.
C) Many cluster and superclusters are still in the process of formation as their gravity gradually pulls in new members.
D) Clusters and superclusters appear to be randomly scattered about the universe, like dots sprinkled randomly on a wall.

12) Based on current evidence, a supercluster is most likely to have formed in regions of space where
A) the density of dark matter was slightly higher than average when the universe was very young.
B) there was an excess concentration of hydrogen gas when the universe was very young.
C) supermassive black holes were present in the very early universe.
D) the acceleration of the expansion was proceeding faster than elsewhere.

14) Which of the following statements best describes the current state of understanding regarding the apparent acceleration of the expansion of the universe?
A) The cause of the acceleration is well-understood, and attributed to the particles that make up dark energy.
B) We have moderately strong evidence that the acceleration is real, but essentially no idea what is causing it.
C) The acceleration is very important in the cosmos today, but the evidence indicates that it will eventually slow down, allowing the universe to recollapse.
D) The acceleration probably is not real, and what we attribute to acceleration is probably just a misinterpretation of the data.

13) Based on current evidence, how does the actual average density of matter in the universe compare to the critical density?
A) If we include dark matter, the actual density equals the critical density.
B) The actual density, even with dark matter included, is less than about a third of the critical density.
C) The actual density of dark matter and luminous matter combined is no more than about 1% of the critical density.
D) The actual density of matter is many times higher than the critical density.

15) Some people wish that we lived in a recollapsing universe that would eventually stop expanding and start contracting. For this to be the case, which of the following would have to be true (based on current understanding)?
A) Dark energy is the dominant form of energy in the cosmos.
B) Dark energy does not exist and there is much more dark matter than we are aware of to date.
C) Neither dark energy nor dark matter really exist.
D) Dark energy exists but dark matter does not.

16) Hubble’s constant is related to the age of the universe, but the precise relationship depends on the way in which the expansion rate changes with time. For a given value of Hubble’s constant today (such as 24 km/s/Mly), the age of the universe is oldest if what is true?
A) The expansion rate has remained nearly constant with time (a coasting universe).
B) The expansion rate has slowed by the amount expected for a universe with the critical density (a critical universe).
C) The expansion rate has been increasing with time (an accelerating universe).
D) The expansion rate is slowing dramatically with time (a recollapsing universe).

17) Imagine that it turns out that dark matter (not dark energy) is made up of an unstable form of matter that decays into photons or other forms of energy about 50 billion years from now. Based on current understanding, how would that affect the universe at that time?
A) Stars would cease to exist when the dark matter is gone.
B) Planetary systems would expand and disperse.
C) The galaxies in clusters would begin to fly apart.
D) The universe would cease its expansion.


Connecting Quarks with the Cosmos: Eleven Science Questions for the New Century (2003)

AN EMERGING COSMIC RECIPE

What is the universe made of? The answer to this very simple question is not so simple. Baryons, the familiar neutrons and protons of which we, Earth, and the stars are made of, do not account for most of the mass in the universe. Instead, we appear to live in a universe composed primarily of new, unfamiliar, and unidentified forms of matter and energy. Three main pieces of evidence support this conclusion.

Big bang nucleosynthesis, the very successful theory of the nuclear origin of the lightest elements in the periodic table, together with recent measurements of the amount of deuterium (heavy hydrogen) in the universe, indicates that only about 4 percent of the mass and energy in the universe is in the form of ordinary matter (baryons), with the rest in an unknown form.

Since the pioneering work of Fritz Zwicky in the 1930s, astronomers have suspected that a dark component of matter&mdashone that neither emits nor absorbs light&mdashaccounts for most of the mass of the universe. Over the last decade, the astronomy community reached a consensus that dark matter is ubiquitous in galaxies and accounts for most of the mass of clusters of galaxies and superclusters (larger systems composed of several clusters). Most of the mass of our universe is in dark matter. Further, because of the sheer quantity of dark matter, more than can be accounted for in the form of ordinary matter, it must be made of something exotic&mdashwith elementary particles produced in the early hot universe being the leading candidate. The leading candidate particles are axions and neutralinos (see Chapter 3).

Over the last few years, astronomers have made an even more remarkable and more puzzling discovery about the composition of the universe. Using high-redshift type Ia supernovae to probe the expansion history of the universe, they have found evidence that the expansion is

speeding up, and not slowing down as expected. This result implies the existence of large amounts of &ldquodark energy&rdquo whose gravitational force is repulsive (see Box 5.1).

Perhaps the biggest puzzle of all is the odd mix that makes up our universe&mdashordinary matter, exotic dark matter, and dark energy, all in significant amounts. This odd arrangement may imply, as the Ptolemaic epicycles did, that we are lacking a deep enough understanding of the laws of physics underlying our universe. It is even possible that what we call dark matter and dark energy are the signatures of some unknown aspect of gravity or space-time itself.

The Universe Is Flat

According to Einstein&rsquos theory of general relativity, the total density of matter and energy (mass or energy per unit volume) in the universe determines the spatial curvature of the universe (see Box 5.2). For one density&mdash the so-called critical density&mdashthe universe is uncurved (&ldquoflat&rdquo) and the geometry is just that of Euclid. A supercritical (closed) universe curves back on itself (like the surface of a balloon, only in all three dimensions rather than two), and a subcritical (open) universe is curved away from itself, like a saddle. The contributions to the composition of the universe mentioned above sum to a value close to the critical density, indicating a flat universe.

The cosmic microwave background (CMB) can also be used to determine the shape of the universe and thereby provide an independent accounting of the total amount of matter and energy. The angular size of the hot and cold spots in the microwave background is directly related to the shape of the universe&mdashin a closed universe the hot and cold spots appear larger than in a flat or open universe, because the overall curvature of space acts as a cosmic lens, magnifying or demagnifying the spots (see Figure 5.1). Researchers have recently made spectacular progress with the measurement of the angular scale of the hot and cold spots on the CMB. The BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments have confirmed indications from earlier experiments that the universe is indeed flat, which implies a density deviating from the critical density by at most 6 percent.

These CMB experiments not only have determined the shape of the universe but also have provided an important cross-check on the accounting of the composition of the universe. Future CMB experiments, including the MAP and the Planck satellite missions, should reveal important clues about the nature of the dark matter and dark energy. However, more experiments will ultimately be needed to clarify the nature of both.

BOX 5.1 EINSTEIN&rsquoS GRAVITY CAN BE REPULSIVE

The most familiar feature of gravity is that it pulls, not pushes. According to Newton&rsquos theory the gravitational force exerted by an object is always attractive and proportional to its mass. Not so, according to Einstein&mdashin unusual circumstances gravity can be repulsive. Einstein&rsquos theory, which extends our understanding of gravity into situations when gravity is very strong or particles move very fast, has other more familiar, amazing features, including black holes.

While the central idea of Einstein&rsquos theory is the description of gravity as a property of curved space rather than a force, one can still discuss Einstein&rsquos gravity in terms of forces. Because mass and energy are related through Einstein&rsquos most famous equation, E = mc 2 , it is not surprising that energy replaces mass in Einstein&rsquos version of a gravitational force. What is new is that pressure also generates gravity. (Recall that pressure can be thought of as momentum flowing in a particular direction.) When thinking of gravity as force in general relativity, it is the energy and the pressure (E + 3PAG) that determine the strength of the gravitational force exerted by an object.

The pressure of an ordinary gas is outward and positive. According to Einstein&rsquos equations then, the gravitational pull of a ball of hot gas (e.g., our Sun) is greater than that of an equivalent mass of cold particles that have no pressure. For most situations the difference is too small to be of any importance. However, it is precisely this feature of Einstein&rsquos theory that leads to the prediction of black holes, objects that cannot support themselves against the force of gravity and collapse to a singularity. For example, in any stationary object like the Sun or Earth the force of gravity must be balanced by an outward pressure if the object is to retain its shape and size. (In our Sun, the pressure arises from the hot gas of which it is made.) The extra gravitational force due to the pressure term is small. In more massive objects gravity is stronger and the corresponding resisting pressure must be stronger. But as the pressure increases, the correction to the pull of gravity also increases. For very massive objects, the extra gravitational forces due to the pressure itself can exceed the outward push of the pressure itself (remember the factor of 3 in front of pressure in the gravitational force equation) and is counterproductive. For very massive objects, in the end the pressure that initially supports the object against gravity only hastens the collapse to a black hole.

Although there are good reasons to believe that energy cannot be negative, negative pressure is a feature of anything that is elastic (e.g., a rubber band or sheet of rubber). For a rubber sheet or a rubber band, the small decrease in the gravitational attraction is too small to measure. However, there are situations in which the pressure can be comparable in magnitude to the energy, but negative, so that gravity becomes repulsive. The most extreme case is the energy of the quantum vacuum, where the pressure is the exact opposite of the energy, with the result that the gravitational pull is not only twice what Newton would predict but also repulsive! In Einstein&rsquos theory of gravity, repulsive gravity is possible, but in Newton&rsquos theory it is not.

In constructing his original static model of our universe, Einstein tuned one feature of his theory: He balanced the attractive force of matter in the universe against the repulsive force of his cosmological constant, which is mathematically equivalent to vacuum energy (described above). If the expansion of the universe is indeed speeding up and not slowing down, as current observations indicate, one need not go beyond Einstein&rsquos theory for an explanation. We are simply seeing a new feature of gravity.

Not Much Ordinary Matter

There is now much evidence that the kind of matter we are made of accounts for only a small amount (around 4 percent) of the total mass and energy budget of the universe. Three independent methods point to this conclusion (see Figure 5.2).

During the first 3 minutes after the big bang, protons and neutrons fused together to form the nuclei of the lightest elements in the periodic table, hydrogen, deuterium (heavy hydrogen), tritium, helium, and lithium. The relative abundance of these elements, particularly deuterium, is sensitive to the density of ordinary matter. The recent measurement of the primordial

BOX 5.2 UNDERSTANDING THE CURVATURE OF SPACE-TIMmi

The central idea of Einstein&rsquos theory of relativity is the curvature of space-time. While it is difficult (if not impossible) to visualize curved three-dimensional space, the tools of modern mathematics can describe it readily. However, it is possible to visualize a lower dimensional curved space. Imagine a universe with only two spatial dimensions, rather than the three of our space time. The two-dimensional analogue of our universe can take on three different shapes: flat, like a sheet of ordinary paper positively curved (closed), like the surface of a ball or negatively curved (open), like a saddle (or a potato chip), as shown in Figure 5.2.1.

Viewed from the luxury of our three space dimensions, these two-dimensional universes are seen to be very different. However, there are also simple mathematical measurements that the hypothetical two-dimensional inhabitants of these universes could make to discover the shape of their universe. The simplest involves one of the most basic truths of Euclidean geometry: In flat (Euclidean) space, the angles of a triangle sum to 180 degrees. This is not true for the open or closed spaces: for the closed universe (surface of a ball), the angles in a triangle always sum to greater than 180 degrees, and for the open universe (saddle) the sum is always less than 180 degrees. Without escaping to three dimensions, the two-dimensional inhabitants of these curved universes can determine the shape of their universe.

We can do the same. The trick in all of this is using really big triangles. In a tiny triangle laid out on the surface of a ball, the amount by which the angles exceed 180 degrees is too small to measure. In our universe, the largest triangle we can lay out extends to the surface of last scattering for the CMB. Measuring the size of hot and cold spots on the microwave sky uses the triangle method to determine the shape of our universe. The physical size of these spots depends on simple physics and not on the shape of the universe. However, the angular size of the spots does depend on the shape, through the triangle effect just discussed. By measuring the size of these spots, the BOOMERanG, MAXIMA, and DASI experiments were in essence determining the sum of the angles in the largest triangle we can lay out.


The Universe in a Nutshell

In the previous sections of this chapter, we traced the evolution of the universe progressively further back in time. Astronomical discovery has followed this path historically, as new instruments and new techniques have allowed us to probe ever closer to the beginning of time. The rate of expansion of the universe was determined from measurements of nearby galaxies. Determinations of the abundances of deuterium, helium, and lithium based on nearby stars and galaxies were used to put limits on how much ordinary matter is in the universe. The motions of stars in galaxies and of galaxies within clusters of galaxies could only be explained if there were large quantities of dark matter. Measurements of supernovae that exploded when the universe was about half as old as it is now indicated that the rate of expansion of the universe has sped up since those explosions occurred. Observations of extremely faint galaxies show that galaxies had begun to form when the universe was only 400–500 million years old. And observations of the CMB confirmed early theories that the universe was initially very hot.

Figure 4. History of the Universe: This image summarizes the changes that have occurred in the universe during the last 13.8 billion years. Protons, deuterium, helium, and some lithium were produced in the initial fireball. About 380,000 years after the Big Bang, the universe became transparent to electromagnetic radiation for the first time. COBE, WMAP, Planck, and other instruments have been used to study the radiation that was emitted at that time and that is still visible today (the CMB). The universe was then dark (except for this background radiation) until the first stars and galaxies began to form only a few hundred million years after the Big Bang. Existing space and ground-based telescopes have made substantial progress in studying the subsequent evolution of galaxies. (credit: modification of work by NASA/WMAP Science Team)

But all this moving further and further backward in time might have left you a bit dizzy. So now let’s instead show how the universe evolves as time moves forward.

Figure 4 summarizes the entire history of the observable universe from the beginning in a single diagram. The universe was very hot when it began to expand. We have fossil remnants of the very early universe in the form of neutrons, protons, electrons, and neutrinos, and the atomic nuclei that formed when the universe was 3–4 minutes old: deuterium, helium, and a small amount of lithium. Dark matter also remains, but we do not yet know what form it is in.

The universe gradually cooled when it was about 380,000 years old, and at a temperature of about 3000 K, electrons combined with protons to form hydrogen atoms. At this point, as we saw, the universe became transparent to light, and astronomers have detected the CMB emitted at this time. The universe still contained no stars or galaxies, and so it entered what astronomers call “the dark ages” (since stars were not lighting up the darkness). During the next several hundred million years, small fluctuations in the density of the dark matter grew, forming gravitational traps that concentrated the ordinary matter, which began to form galaxies about 400–500 million years after the Big Bang.

By the time the universe was about a billion years old, it had entered its own renaissance: it was again blazing with radiation, but this time from newly formed stars, star clusters, and small galaxies. Over the next several billion years, small galaxies merged to form the giants we see today. Clusters and superclusters of galaxies began to grow, and the universe eventually began to resemble what we see nearby.

During the next 20 years, astronomers plan to build giant new telescopes both in space and on the ground to explore even further back in time. In 2018, the James Webb Space Telescope, a 6.5-meter telescope that is the successor to the Hubble Space Telescope, will be launched and assembled in space. The predictions are that with this powerful instrument (see Introduction to the Big Bang) we should be able to look back far enough to analyze in detail the formation of the first galaxies.

Conceptos clave y resumen

Twenty-seven percent of the critical density of the universe is composed of dark matter. To explain so much dark matter, some physics theories predict that additional types of particles should exist. One type has been given the name of WIMPs (weakly interacting massive particles), and scientists are now conducting experiments to try to detect them in the laboratory. Dark matter plays an essential role in forming galaxies. Since, by definition, these particles interact only very weakly (if at all) with radiation, they could have congregated while the universe was still very hot and filled with radiation. They would thus have formed gravitational traps that quickly attracted and concentrated ordinary matter after the universe became transparent, and matter and radiation decoupled. This rapid concentration of matter enabled galaxies to form by the time the universe was only 400–500 million years old.

Glossary

dark matter:

nonluminous material, whose nature we don’t yet understand, but whose presence can be inferred because of its gravitational influence on luminous matter

weakly interacting massive particles:

(WIMPs) weakly interacting massive particles are one of the candidates for the composition of dark matter



Comentarios:

  1. Asentzio

    La pregunta es interesante, también participaré en la discusión. Juntos podemos llegar a la respuesta correcta.

  2. Radcliff

    No puedo participar en la discusión en este momento, muy ocupado. Me gustaría ser libre, para asegurar su punto de vista.

  3. Cynfarch

    Esta versión está desactualizada

  4. Merlion

    Además, ¿qué en ese caso es necesario hacer?



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