Astronomía

¿Existen modelos cosmológicos de universo en expansión que no incluyen la inflación?

¿Existen modelos cosmológicos de universo en expansión que no incluyen la inflación?


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Estoy feliz de que el universo se esté expandiendo, porque tenemos buena evidencia científica en forma de corrimiento al rojo galáctico. El artículo de la ley del Hubble de Wikipedia da lo que creo que es una explicación justa de eso. Redirige desde el corrimiento al rojo cosmológico y quizás le dé demasiado énfasis al corrimiento Doppler, pero no importa. Porque, como dije, estoy feliz de que el universo se esté expandiendo. Incluso si no hubiera evidencia, mi comprensión de la relatividad general me estaría diciendo que el universo simplemente posee expandir. Por mi vida, todavía no sé por qué Einstein no lo predijo.

Pero lo que no me alegra es la inflación. Tomo nota de artículos como El físico critica la teoría cósmica que ayudó a concebir, donde Paul Steinhardt es crítico con la inflación. Dice cosas como esta:

"El objetivo de la inflación era deshacerse del ajuste fino, explicar las características del modelo original del Big Bang que deben ajustarse para que coincida con las observaciones. El hecho de que tuviéramos que introducir un ajuste fino para eliminar otro era preocupante . Este problema nunca se ha resuelto ".

Me identifico. No simpatizo con su universo cíclico, pero comparto su opinión de que no hemos explicado ninguna característica del universo mediante la introducción de la inflación. De hecho, discutiría las afirmaciones de que la inflación explica por qué el universo es isótropo, homogéneo, plano y desprovisto de monopolos magnéticos. Incluso diría que creo que la inflación es una solución a un problema que no existe. Pero como dice el artículo de Wikipedia:

“El paradigma inflacionario básico es aceptado por la mayoría de los científicos, quienes creen que una serie de predicciones han sido confirmadas por la observación;

Yo no. Soy solo un tipo de TI, pero soy como "la minoría sustancial de científicos que disienten de esta posición". Se menciona a Steinhardt, al igual que a John Earman y Jesus Mosterin. Puedo leer su artículo en SciHub. Pero lo que estoy luchando por encontrar es cualquier modelo cosmológico de big bang o modelos que no presenten inflación. Parece estar incluido en toda la literatura e imágenes del Big Bang, incluida esta imagen de dominio público de "flauta de vino" cortesía de la NASA:

¿Alguien puede señalarme algo? En otras palabras, mi pregunta es la siguiente:

¿Existen modelos cosmológicos de universo en expansión que no presenten inflación?


Las teorías de la velocidad variable de la luz (VSL) (por ejemplo, Petit (1988) y Moffat (1993)) se han introducido en el pasado para resolver el problema del horizonte que mencionaste, es decir, que el universo observable parece ser isotrópico y homogéneo. Si se permite que cambien ciertas "constantes" universales (incluyendo $ c $, la velocidad de la luz), entonces es posible que ocurran interacciones entre secciones extremadamente distantes del universo, resolviendo el problema del horizonte. Estas modificaciones todavía encajan con la relatividad general y la idea de un universo en expansión.

Sin embargo, las teorías de VSL no han ganado mucha tracción y la inflación sigue siendo la teoría predominante en la comunidad científica actual. Resuelve el problema del horizonte, el problema de la planitud (que trata de cuán afinada parece haber estado la densidad inicial del universo) y el problema de los monopolos magnéticos (es decir, por qué no vemos los monopolos magnéticos). La inflación no es la solo posible solución a estos problemas, pero funciona bastante bien.


¿Qué pasa con la cosmología?

Desde finales de la década de 1960, la cosmología dominante ha sido el modelo del Big Bang.

Desde finales de la década de 1960, la cosmología dominante ha sido el modelo del Big Bang. El Big Bang es un evento hipotético en el que el universo apareció repentinamente hace 13.710 millones de años. Inicialmente mucho más pequeño, más denso y más caliente, el universo se expandió y se enfrió hasta el que vemos hoy. La teoría del Big Bang es una desviación radical de más de dos milenios de pensamiento sobre cosmología, ya que desde la antigüedad muchos científicos y filósofos occidentales habían asumido que el universo era eterno. Debería ser obvio que un universo eterno no cuadra con Génesis 1: 1, que declara que “en el principio Dios creó los cielos y la tierra”, refiriéndose colectivamente a la creación de todo lo que existe en el mundo físico.

Muchos cristianos han abrazado la cosmología del Big Bang, destilando la teoría hasta el hecho de que el Big Bang representa el comienzo del universo, aparentemente en concordancia con Génesis 1: 1. Sin embargo, un examen más detenido revela que el Big Bang no concuerda en absoluto con los detalles del relato bíblico de la creación.


Si la inflación es verdadera, entonces vivimos en un multiverso

Los físicos pronto se dieron cuenta de que las primeras versiones del modelo inflacionario conducían a conclusiones que contrastaban con los datos de observación. Predijeron, por ejemplo, la existencia de un número masivo de monopolos magnéticos o grandes inhomogeneidades en la estructura del Universo, de las cuales, en cambio, no había rastro.

Entonces, gracias a los esfuerzos de físicos teóricos como Alan Guth, Paul Steinhardt, Andreas Albrecht, Andrei Linde y Alexander Vilenkin, a mediados de la década de 1980, los primeros modelos de inflación fueron reemplazados por nuevos modelos, que no contradecían las observaciones. . Dos de ellos fueron particularmente exitosos, el llamado nueva inflación (para distinguirlo del antiguo, es decir, el modelo propuesto en 1980 por Alan Guth) y el inflación caótica.

Sin entrar en los detalles de las diferencias específicas entre las dos teorías, lo que nos interesa aquí es lo que tienen en común, es decir, la más extraordinaria de las predicciones: una vez iniciada, la inflación es eterno y conduce necesariamente a la existencia de una "colección" de Universos no comunicantes, es decir, un Multiverso!

Para comprender cómo esto es posible, hay que tener presente un hecho esencial. Todas las fuerzas, partículas y propiedades del Universo, incluido el campo o campos escalares de los que depende la inflación, son, en su esencia, fenómenos cuánticos. Significa que su energía potencial está sujeta a fluctuaciones cuánticas. Conduce a consecuencias extraordinarias. En este sentido, sigamos la explicación de Andrei Linde, el padre de la inflación caótica [1]:

Como ya mencioné, se pueden visualizar las fluctuaciones cuánticas del campo escalar en un universo inflacionario como ondas. Primero se movieron en todas las direcciones posibles y luego se congelaron uno encima del otro. Cada ola congelada aumentó ligeramente el campo escalar en algunas partes del universo y lo disminuyó en otras.

Ahora considere aquellos lugares del universo donde estas ondas recién congeladas aumentaron persistentemente el campo escalar. Estas regiones son extremadamente raras, pero aún existen. Y pueden ser extremadamente importantes. Esos raros dominios del universo donde el campo salta lo suficientemente alto comienzan a expandirse exponencialmente con una velocidad cada vez mayor. Cuanto más alto salta el campo escalar, más rápido se expande el universo. Muy pronto esos dominios raros adquirirán un volumen mucho mayor que otros dominios.

De esta teoría se deduce que si el universo contiene al menos un dominio inflacionario de un tamaño suficientemente grande, comienza a producir incesantemente nuevos dominios inflacionarios. La inflación en cada punto en particular puede terminar rápidamente, pero muchos otros lugares continuarán expandiéndose. El volumen total de todos estos dominios crecerá sin fin. En esencia, de un universo inflacionario brotan otras burbujas inflacionarias, que a su vez producen otras burbujas inflacionarias.

Este proceso, que he llamado inflación eterna, continúa como una reacción en cadena, produciendo un patrón de universos fractales. En este escenario, el universo en su conjunto es inmortal. Cada parte particular del universo puede provenir de una singularidad en algún lugar del pasado y puede terminar en una singularidad en algún lugar del futuro. Sin embargo, la evolución de todo el universo no tiene fin.

Las fluctuaciones cuánticas de las que habla Linde implican la idea de que la energía potencial del campo escalar que gobierna la inflación está sujeta a una ineludible incertidumbre. De esta incertidumbre se deduce que la inflación no puede terminar al mismo tiempo en todas puntos del espacio, porque, precisamente debido a esas fluctuaciones, dos puntos adyacentes pueden tener valores de campo escalar muy diferentes. En uno de esos puntos terminará la inflación dando lugar a un Big Bang y un Universo como el nuestro. Al mismo tiempo, en otro lugar, el espacio continuará expandiéndose exponencialmente, creando una nueva ramificación de posibilidades. Habrá uno (o más) lugares donde termina la inflación, dando lugar a un nuevo universo y uno (o más) lugares donde la inflación continúa. El resultado inevitable, una vez iniciada la inflación, es, en todo caso, un Multiverso que se reproduce perpetuamente y crece sin cesar, salpicado de “bolsas” o “burbujas” que contienen Universos como el nuestro, llenos de materia, antimateria y radiación.

Cada Universo está separado de todos los demás por una cantidad de espacio inconmensurablemente mayor que su extensión. Es el espacio en el que se desarrolla la inflación. Por lo tanto, los diferentes Universos no pueden comunicarse entre sí. Las distancias son tan inmensas que no hay forma de enviar o recibir señales que pasen de una “burbuja” multiverso a otra.

La inflación eterna representa así el fin del paradigma en el que el Universo, en el que vivimos, se concibe como el totalidad de todo lo que existe. Si admitimos la inflación y existen excelentes razones para hacerlo, también debemos admitir eterno la inflación y el multiverso, como explica Ethan Siegel en un capítulo de su libro Más allá de la galaxia [2]:

[…] Es tentador tener una imagen clásica de la inflación en la cabeza: que en algún momento del pasado, tienes una región del espacio que se expande exponencialmente, y se infla, infla e infla un poco más, de manera uniforme, y luego se detiene por completo. todas esas regiones a la vez, dando lugar al Big Bang en todos los lugares. Pero esa foto es inconsistente ¡Con lo que nos dicen las leyes físicas conocidas, cuando se combinan con lo que sabemos de la inflación! En cambio, tenemos una región del espacio que se expande exponencialmente, se infla y genera muchas más regiones nuevas. En algunos de ellos, la inflación termina (dando lugar a un Big Bang) mientras que otros continúan inflando un poco más, generando muchas más regiones nuevas. En algunas de esas nuevas regiones, la inflación termina (dando lugar a un Big Bang), pero en otras la inflación continúa más, generando muchas más regiones nuevas. Mientras la inflación sea lo suficientemente rápida, este proceso puede ocurrir por una eternidad.

[…] si la inflación comienza incluso uno diminuta región del Universo, continúa, en algún lugar, eternamente en el futuro. Claro, hay infinitas regiones como la nuestra, donde la inflación llega a su fin en algún momento, dando lugar a un Big Bang lleno de materia, antimateria y radiación, pero separando cada una de esas regiones individuales hay lugares donde el Universo continúa inflándose. A medida que pasa el tiempo, es cierto que cada vez más regiones verán el fin de la inflación. Pero la expansión exponencial crea suficiente espacio nuevo, continuamente, para garantizar que nunca nos falten Big Bangs calientes en ubicaciones independientes y desconectadas de nuestro Universo. Cuando la gente habla de un multiverso, o la idea de que nuestro Universo y lo que podemos observar no es todo lo que hay, ¡es la muy buena ciencia de la inflación la que lleva a esta conclusión inevitable!

En resumen, el mecanismo de inflación, inicialmente concebido como un subconjunto de los eventos que sucedieron en el marco del Big Bang, eventualmente se convierte en el elemento dominante en un proceso cósmico de inconcebible extensión. Dentro de este proceso, nuestro Universo, y el Big Bang que determina sus características, juegan un papel marginal después de todo. Andrei Linde escribió sobre ello en 1994:

La situación desde el principio es menos segura. Existe la posibilidad de que todas las partes del universo se hayan creado simultáneamente en una singularidad inicial del Big Bang. Sin embargo, la necesidad de esta suposición ya no es obvia. Además, el número total de burbujas inflacionarias en nuestro "árbol cósmico" crece exponencialmente con el tiempo. Por lo tanto, la mayoría de las burbujas (incluida nuestra propia parte del universo) crecen indefinidamente lejos del tronco de este árbol. Aunque este escenario hace que la existencia del big bang inicial sea casi irrelevante, a todos los efectos prácticos, se puede considerar el momento de formación de cada burbuja inflacionaria como un nuevo "big bang". Desde esta perspectiva, la inflación no es parte de la teoría del Big Bang, como pensábamos hace 15 años. Por el contrario, el Big Bang es parte del modelo inflacionario.

La inflación, por tanto, ya no es un contenido del Big Bang sino el contenedor. Y no de uno, sino de múltiples, probablemente de un Big Bang infinito. Hay una ironía subyacente en todo esto. El modelo teórico del Big Bang se ha establecido casi universalmente en el modelo competitivo del Universo en estado estacionario y la creación continua porque puede explicar los datos de observación como la radiación de fondo cósmica y la expansión del Universo mejor que el otro modelo. Pero la inflación eterna, que en general es una extensión del modelo del Big Bang, finalmente recupera la posesión de las dos propiedades principales del modelo que compiten con la teoría del Big Bang. Son la eternidad del Universo (aunque esta vez en la forma mejorada de Multiverso) y la creación continua, que ocurre siempre que la inflación termina en algún lugar del espacio, y la energía de su campo escalar se convierte en todas las partículas / antipartículas y radiación que llenan. un nuevo Universo.

Y hay más. Dado que nada de la era de la inflación es directamente observable, no sabemos cuáles y cuántos campos escalares han influido realmente en el origen de nuestro Universo, ni cuáles y cuántos campos escalares están afectando, quizás ahora mismo, el nacimiento de otros Universos. Sin embargo, existe la posibilidad de que esos campos sean más de uno y que sus interacciones lleven a la creación de Universos con leyes físicas completamente diferentes a las que existen en el nuestro. Es interesante leer lo que escribió el "habitual" Andrei Linde al respecto:

¿Podrían las cosas volverse aún más curiosas? La respuesta es sí. Hasta ahora, hemos considerado el modelo inflacionario más simple con un solo campo escalar, que tiene solo un mínimo de su energía potencial. Mientras tanto, los modelos realistas de partículas elementales proponen muchos tipos de campos escalares. Por ejemplo, en las teorías unificadas de interacciones débiles, fuertes y electromagnéticas, existen al menos otros dos campos escalares. La energía potencial de estos campos escalares puede tener varios mínimos diferentes. Esta condición significa que la misma teoría puede tener diferentes "estados de vacío", correspondientes a diferentes tipos de ruptura de simetría entre interacciones fundamentales y, como resultado, a diferentes leyes de la física de bajas energías. (Las interacciones de partículas a energías extremadamente grandes no dependen de la ruptura de la simetría).

Tales complejidades en el campo escalar significan que después de la inflación, el universo puede dividirse en dominios exponencialmente grandes que tienen diferentes leyes de la física de baja energía. Tenga en cuenta que esta división ocurre incluso si todo el universo comenzó originalmente en el mismo estado, correspondiente a un mínimo particular de energía potencial. De hecho, las grandes fluctuaciones cuánticas pueden hacer que los campos escalares salten de sus mínimos. Es decir, sacuden algunas de las bolas de sus tazones y las introducen en otros. Cada arco corresponde a leyes alternativas de interacciones de partículas. En algunos modelos inflacionarios, las fluctuaciones cuánticas son tan fuertes que incluso el número de dimensiones del espacio y el tiempo puede cambiar.

[…] Según este escenario, nos encontramos dentro de un dominio de cuatro dimensiones con nuestro tipo de leyes físicas, no porque los dominios con diferente dimensionalidad y con propiedades alternativas sean imposibles o improbables, sino simplemente porque nuestro tipo de vida no puede existir en otros dominios.

La teoría de la inflación, llevada al extremo, requiere aceptar la posibilidad de que el Universo, o más bien el Multiverso, posea propiedades que ni el escritor de ciencia ficción más imaginativo podría imaginar. Si la conjetura de Linde es correcta, habrá al menos un Universo en el que incluso la posibilidad más impensable ya se ha hecho realidad o se hará realidad en el futuro, como bien señaló Alan Guth en un artículo de 2007 [3]:

En un universo eternamente inflado, cualquier cosa que pueda pasar, pasará de hecho, sucederá un número infinito de veces. Por lo tanto, la cuestión de qué es posible se vuelve trivial: todo es posible, a menos que viole alguna ley de conservación absoluta. Para extraer predicciones de la teoría, debemos aprender a distinguir lo probable de lo improbable.

En conclusión, el escenario que describe la teoría de la inflación nos enfrenta a la idea de que la totalidad de lo existente no solo es eterna sino tan vasta, ramificada y compleja, que supera nuestra propia imaginación, quedando además fuera de cualquier posibilidad de conocimiento directo.

Quizás solo la idea de que algo existe en lugar de nada es más extraña e increíble que la idea de un Multiverso en continua expansión, incognoscible en su totalidad, como surge de la teoría de la inflación eterna.


¿Existen modelos cosmológicos de universo en expansión que no incluyen la inflación? - Astronomía

Hace unos 15 mil millones (mil millones es 1,000,000,000 o 10 9) años, nuestro Universo comenzó en un evento explosivo violento. Esta es su historia.

Muchos de nosotros estamos familiarizados con el término "Big Bang", el comienzo de nuestro Universo. Pero ese es el nivel de detalle al que muchos llegan o quieren llegar. Proponer y discutir teorías del Universo es bastante abrumador, aunque los humanos lo han estado haciendo durante varios miles de años. Sin embargo, en el siglo XX, la cosmología se ha convertido en una ciencia "comprobable" o cuantificable.

El progreso reciente en cosmología y astronomía ha sido notable. Por ejemplo, fue solo en la tercera década del siglo XX cuando se demostró que las galaxias eran cuerpos separados de miles de millones de estrellas distribuidas en vastas cantidades de espacio, no, como muchos pensaban, nebulosas gaseosas dentro de nuestra propia galaxia. Hoy en día, utilizando las capacidades de alta resolución del telescopio espacial Hubble (HST) y las grandes capacidades de captación de luz de los telescopios terrestres de clase de 8-10 metros (por ejemplo, Keck I y II European Southern Observatory Very Large Telescope Gemini North and South, Hobby Eberly Telescope ) ahora detectamos rutinariamente galaxias que se observan cuando el Universo tenía solo el 5-10% de su edad actual.

Campo profundo del Hubble - Sur. Parte de una imagen de larga exposición tomada por HST en la constelación de Tucana que muestra cientos de galaxias tenues, algunas tan distantes como 12 mil millones de años luz. Casi todos los objetos de esta imagen son una galaxia.

Concepto clave: Desafortunadamente, el término "Big Bang" puede no ser el mejor para describir los inicios del Universo.¡"Big Bang" evoca la imagen de un enorme petardo explotando! Una gigantesca explosión termonuclear puede ser más adecuada, aunque incluso eso no hace justicia al evento. También podemos pensar, aunque erróneamente, en el Big Bang ocurriendo en el centro de nuestro Universo y luego expandiéndose para llenar algún vacío preexistente. Sin embargo, en el momento de la creación, nuestro Universo consistía en una región infinitesimalmente pequeña de espacio con una densidad infinita, y el espacio mismo se expandió desde esa región inicial. "Big Bang" fue acuñado a fines de la década de 1940 por Fred Hoyle, y se ha quedado, con razón o sin ella, como el nombre del comienzo de nuestro Universo.

Las soluciones de Friedman-Lema e icirctre de la teoría de la relatividad general de Einsteins (1916) predicen un Universo en expansión. El supuesto subyacente de la teoría es que las leyes de la física son las mismas en todas partes y en todo momento. Aunque en alguna etapa temprana, la teoría no describirá adecuadamente el Universo porque el modelo del Big Bang se extrapola a una singularidad, un punto de densidad infinita hace unos 15 mil millones de años. Cerca de este momento, la Relatividad General, basada en la gravedad, no podrá describir el estado físico del Universo. Sin embargo, el concepto general del Big Bang tiene un apoyo sólido y ahora enumeramos las tres principales pruebas que respaldan el modelo del Big Bang.

Evidencia de apoyo para el Big Bang: la trinidad cosmológica

1. Verificación observacional de expansión. Edwin Hubble, basándose sustancialmente en las mediciones de velocidad iniciales de Slipher, determinó que la gran mayoría de las galaxias se están alejando de nosotros y que la velocidad de su recesión es proporcional a su distancia de nosotros. Por lo tanto, las galaxias cercanas poseen velocidades pequeñas, las galaxias distantes están retrocediendo con las velocidades más grandes. Esto se conoce comúnmente como la expansión de Hubble. Esta expansión se observaría desde cualquier galaxia, no solo la nuestra. La constante de proporcionalidad que vincula la distancia de una galaxia a su velocidad de recesión se llama constante de Hubble, H0. Retroceder en el tiempo conducirá a un período de densidades espaciales extremas y aún más a una singularidad, el momento del Big Bang.

Ilustración esquemática de un Universo en expansión.

2. Abundancias previstas y observadas de elementos ligeros. Las predicciones de abundancia de elementos basadas en la creación de núcleos atómicos ligeros (por ejemplo, Deuterio, 2 H 4 He 3 He 7 Li) durante los primeros minutos del Big Bang concuerdan extremadamente bien con las observadas. El modelo predice que se formó helio primitivo en los primeros minutos y debería ser aproximadamente el 25% de la masa total del Universo. Este contenido de helio concuerda bien con el observado en estrellas y nubes de gas.

3. Descubrimiento del fondo cósmico de microondas (CMB). El descubrimiento de la radiación de fondo en 1965, consistente con la energía reliquia del Big Bang, fue un hallazgo histórico que consolidó firmemente el modelo. El espectro y la temperatura de la radiación, 2,7 ° Kelvin (K) que observamos, son consistentes con la radiación reliquia que quedó de un evento del Big Bang.

La escala de temperatura Kelvin es similar a la escala Celsius, excepto que el punto cero de la escala Kelvin es -273 ° Celsius. A esta temperatura, las partículas se encuentran en sus estados de energía más bajos.

El CMB tiene una temperatura de "cuerpo negro" de 2,7 ° K.

Un cuerpo negro es un objeto que absorbe completamente la radiación que cae sobre él y luego emite esa radiación de tal manera que el espectro de la radiación se describe por un solo parámetro, la temperatura del cuerpo. Las estrellas se comportan como cuerpos negros.

La naturaleza de "cuerpo negro" del CMB es exactamente la que se espera de una "bola de fuego" de radiación inicial (Big Bang). La observación de la radiación le valió posteriormente a Wilson y Penzias el Premio Nobel de Física. Sin embargo, la radiación probablemente había sido detectada antes por Ohm (en 1961) y había sido predicha, aunque con un amplio rango de temperatura permitido, por Alpher y Hermann a mediados de la década de 1940. El fondo también había sido detectado sin saberlo a principios de la década de 1940 por McKellar, quien observó moléculas de cianógeno en nubes interestelares que tenían temperaturas de 2-3 ° K.

Una imagen de todo el cielo de la radiación de fondo de microondas cósmica tomada por el satélite Cosmic Background Explorer (COBE) de la NASA. Es una instantánea del Universo unos 300.000 años después del Big Bang, cuando el Universo contenía solo radiación (fotones) y aún no se había formado materia (por ejemplo, átomos). Las regiones que eran un poco más densas atraían fotones gravitacionalmente y, a medida que el Universo se expandía, les hacía perder algo de energía o calor. El siguiente mapa muestra regiones "calientes" (magenta) y "frías" (azul) en la radiación detectada.

Midiendo el Universo: la búsqueda de dos números

El modelo Big Bang es solo eso, un modelo. No es una teoría y, por lo tanto, no predice valores de parámetros que puedan restringir el tipo de Universo que habitamos. Dos parámetros observables que pueden restringir las propiedades físicas de nuestro Universo son los densidad de masa, Omega, y el tasa de expansión, la constante de Hubble H0, y la búsqueda para determinarlos está en curso. Una vez que Omega y H0 se conocen, se puede hacer una estimación de la edad del Universo.

Omega generalmente se define como la relación entre la cantidad de materia en el Universo y la requerida para detener exactamente la expansión observada de las galaxias. Por lo tanto, un Omega mayor que 1 infiere que existe suficiente materia para detener la expansión y en algún momento iniciar una contracción del Universo. La contracción terminaría en lo que comúnmente se conoce como "Big Crunch". Este tipo de Universo se llama "cerrado". Para un Omega menor a 1, un "abierto" Universo, la expansión del Universo siempre superará la fuerza de gravedad asociada con su masa constituyente y la expansión continuará para siempre. Para un Omega = 1 exactamente, el Universo se considera como "Departamento o crítico", y está finamente equilibrado entre la expansión infinita y el eventual colapso, y su expansión nunca terminará del todo. La densidad de la materia para un Universo plano, la densidad crítica, es de 5 x 10 -27 kilogramos por metro cúbico o aproximadamente cinco átomos por metro cúbico.

Ilustración esquemática de universos abiertos (Omega 1) y planos o críticos (Omega = 1). Las curvas se trazan para mostrar tamaños de Universo similares en la época actual (donde todas las curvas se tocan).

La constante de Hubble, H0, (generalmente expresado en kilómetros por segundo por Megaparsec, es decir, velocidad por distancia, donde 1 Megaparsec es 1 millón de parsecs, o aproximadamente 3.3 millones de años luz) técnicamente no es una constante. La expansión general del Universo debería estar desacelerándose debido a los efectos gravitacionales (pero ver más adelante en la sección "Retorno de la Constante Cosmológica"), lo que significa que el valor de H observado en la época actual0 será más pequeño que en el pasado. Se ha hecho y se sigue haciendo un esfuerzo sustancial para medir con precisión H0.

Uno de los mejores métodos actuales para determinar H0 implica las observaciones de estrellas cefeidas (brillo variable) en galaxias distantes por HST. El período de variación de su brillo está relacionado con el brillo intrínseco de las estrellas. Sabemos cuán brillantes son las Cefeidas Galácticas cercanas y sus distancias, por lo tanto, se puede derivar una distancia a las Cefeidas más distantes y sus galaxias anfitrionas. Una estimación de H0 Se ha calculado, alrededor de 70 km / s / Mpc, lo que sugiere una edad del Universo de 14 mil millones de años, pero posiblemente tan joven como 12 mil millones de años. Sin embargo, las mediciones de distancia, como las derivadas de las observaciones de Cefeidas, que se basan en estimaciones de distancia secundarias (por ejemplo, distancias al cúmulo de estrellas Hyades, las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas, la galaxia de Andrómeda - Messier 31) suelen tener los errores más grandes.

El valor moderno de H0 está entre 50 y 100 km / s / Mpc y es probable que se acerque a 70 km / s / Mpc.

Una de las técnicas más prometedoras que ha surgido recientemente implica una medición de "un solo paso" de H0. Esto utiliza tiempos de retardo del viaje de la luz en lentes gravitacionales. Estas lentes son causadas por la curvatura gravitacional de la luz de una fuente de fondo brillante y distante (por ejemplo, un Quasar) alrededor de un objeto masivo en primer plano menos distante (por ejemplo, una gran galaxia) que actúa como una lente. En teoría, una estimación de H0 puede producirse que depende en gran medida sólo de la precisión del modelo físico utilizado para describir el sistema de lentes. Esta técnica ha producido estimaciones de H0 con una precisión del 10% o menos, y estos también rondan los 70-80 km / s / Mpc.

Pruebas clásicas: edades de los cúmulos globulares, galaxias estándar y abundancia de deuterio.

Se han utilizado varios tipos de observaciones clásicas para determinar experimentalmente Omega, H0 y la edad del Universo. El primero es una determinación de la edad de la materia constituyente del Universo. Las observaciones de cúmulos globulares (por ejemplo, que producen un diagrama de luminosidad-temperatura o de Herzsprung-Russell de sus estrellas constituyentes) en combinación con modelos teóricos de evolución estelar (que predicen pistas evolutivas estelares envejecidas similares llamadas "isócronas") permiten predicciones de la edad de el clúster dentro del 10-20%.

Si las edades del cúmulo globular son precisas (las edades más antiguas se estiman en aproximadamente 12 mil millones de años), entonces esto coloca un límite más bajo en la edad permitida del Universo y límites amplios en Omega y H0. Notará el problema de que las edades más antiguas estimadas de los cúmulos globulares (aproximadamente 12 mil millones de años) tienen aproximadamente la misma edad que la edad más joven permitida del Universo. Este no es un problema crítico ya que los errores en ambas determinaciones son bastante grandes, pero podrían volverse más importantes si aumentan las edades de los cúmulos globulares derivados.

La abundancia medida de Deuterio, 2 H, también puede imponer restricciones al tipo (abierto o cerrado) de Universo que habitamos. El deuterio no se produce en las estrellas (en realidad, se puede destruir en las estrellas) sino durante el Big Bang. Por tanto, la abundancia observada es un límite inferior a la producida en las primeras etapas del Big Bang. El modelo de Universo abierto predice una producción de un átomo de deuterio por cada 10 5 átomos, mientras que un Universo cerrado debería tener un átomo de deuterio por cada 10 10 átomos. La abundancia de deuterio observada está mucho más cerca de una parte en 10 5, por lo tanto, un abierto (Omega

Teoría clave: En la década de 1980 se introdujo el modelo Cold Dark Matter (CDM) de formación de estructuras a gran escala. Se cree que el CDM está formado por partículas masivas producidas en el Big Bang que tienen velocidades relativamente bajas (no relativistas). Las simulaciones por computadora de varios tipos de universos CDM concuerdan razonablemente bien con los datos disponibles sobre estructuras a gran escala.

Sopa de materia oscura: solo una pizca de bariones

Los modelos actualmente favorecidos del Universo consisten en Omega = 1, con aproximadamente un 70% de CDM, aproximadamente un 30% de materia oscura caliente (HDM, partículas relativistas de alta velocidad, por ejemplo, neutrinos masivos) y un pequeño porcentaje de materia bariónica (objetos que constan de protones, neutrones, por ejemplo, galaxias, estrellas, gas, ¡nosotros!).

Observación clave:En 1998 se anunció un descubrimiento potencialmente importante. Un equipo de físicos japoneses y estadounidenses ha encontrado evidencia de que los neutrinos poseen masa y que alternativamente cambian sus identidades en el tiempo a medida que viajan. Los resultados provienen de Super-Kamiokande, un experimento de $ 100 millones en una cavidad revestida de acero inoxidable de 12.5 millones de galones excavada debajo de los Alpes japoneses, llena de agua ultrapura y observada por 13,000 detectores de luz de área grande. Uno de los tres tipos de neutrinos actualmente conocidos (los "sabores": electrón, muón y tau), el muón, desaparece y reaparece (o cambia de muón a otro sabor, posiblemente el tau) a medida que viaja cientos de kilómetros a través de la tierra. . La energía y la distancia de vuelo proporcionan una medida de la diferencia entre las masas de neutrinos. La diferencia de masa implícita entre los dos tipos es de aproximadamente 0,1 eV (donde eV es electronvoltios, una unidad de energía). Sin embargo, la suma de las masas de neutrinos (tres conocidas) tiene que ser de 5 a 7 eV para formar un componente principal de la materia oscura. Si HDM está dominado por neutrinos, según estos resultados, no es un componente importante de la DM. ¿Quizás existen otras formas de HDM?

Ejemplos de cuatro modelos cosmológicos de estructura a gran escala populares. El amarillo / rojo representa la materia (es decir, las galaxias), mientras que las regiones azules son vacíos. La parte superior izquierda y derecha muestran variaciones del modelo estándar de CDM. La parte inferior izquierda muestra un modelo que usa una constante cosmológica (como una gravedad repulsiva) y solo 1/5 de la masa del CDM estándar. La parte inferior derecha muestra el efecto de reemplazar el 30 por ciento de la materia oscura con HDM (por ejemplo, neutrinos masivos).

Estructura en el fondo cósmico de microondas

COBE fue un satélite utilizado para observar con precisión la estructura del fondo cósmico de microondas (CMB). COBE pudo resolver estructuras que se extendían alrededor de 7 grados y encontró evidencia estadística de estructura menor o falta de uniformidad en el CMB. Esta falta de uniformidad son las semillas de las galaxias y los cúmulos de galaxias que vemos hoy. Algunas inestabilidades gravitacionales tuvieron que existir en el Universo temprano para iniciar la formación de galaxias y cúmulos, y estas "estructuras" que se ven en los mapas de COBE muestran simplemente que . Las estructuras de COBE nos dicen qué tan grandes eran las irregularidades cuando se produjo la radiación de microondas, unos 300.000 años después del Big Bang.

Una imagen del CMB por el BOOMERANG transportado por globos que viajó a través de la estratosfera sobre la Antártida a fines de 1998. La imagen en falso color muestra fluctuaciones sutiles en la temperatura del plasma caliente que llenaba el universo antes de que la expansión enfriara el material, produciendo el familiar estrellas y galaxias. La resolución espacial de BOOMERANG fue de aproximadamente 0,2 grados.

Mayo de 2002: Con una resolución de 7 minutos de arco, esta imagen del CMB del Cosmic Background Imager (CBI) en el desierto de Atacama de Chile es la mejor vista del CMB. Los datos de Caltech también confirman que el universo es plano y respalda la teoría de la inflación.

La búsqueda de dos números: Y los ganadores son.

El rango de observación generalmente acordado de Omega está entre 0.1 y 0.3 (es decir, indica un Universo abierto), aunque si la mayor parte de la materia en el Universo fuera oscura (lo cual está fuertemente respaldado por las observaciones de supernovas distantes, ver más abajo), Omega podría en teoría se acercan o igualan a 1 (la densidad crítica). Las observaciones recientes del CMB a alta resolución espacial ahora respaldan firmemente un universo plano con Omega = 1 exactamente.

Determinando H0 ha demostrado ser algo más fácil que Omega. La mejor estimación actual para H0 es 60-70 km / s por Megaparsec. Como se mencionó anteriormente, la aparición de mediciones de "un solo paso", como el uso de sistemas de lentes gravitacionales, limitará H0 Aún más.

Los primeros minutos: se necesitan GUTs. y física cuántica

El comienzo del Big Bang a veces se conoce como la bola de fuego primigenia. Los cosmólogos y los físicos de partículas pueden predecir con bastante precisión qué procesos físicos ocurren en adelante desde aproximadamente 10 -3 segundos después del inicio del Big Bang en t = 0. Antes de este tiempo, los procesos físicos dependen en gran medida de la interacción entre las fuerzas fundamentales de la naturaleza (gravedad, electromagnetismo, fuerzas fuertes y débiles). El estudio de estas fuerzas en los tiempos más tempranos, y su comportamiento se conoce como GUTs (Grand Unified Theories).

GUTs sugiere que en el momento de la creación no había distinción entre las cuatro fuerzas, todas eran igualmente fuertes y estaban gobernadas por un conjunto de reglas. Una línea de ataque prometedora en el desarrollo de GUT son las "supercuerdas" teóricas o "cuerdas cósmicas". Las cuerdas cósmicas son fallas en el espacio-tiempo, donde la física de GUT todavía se aplica hoy. Las cadenas se producirían aproximadamente 10 -35 s después de t = 0, y podrían desempeñar un papel importante en la formación y evolución de la estructura en el Universo.

La temperatura de la bola de fuego impulsa la mezcla resultante de partículas y radiación, y podemos dividir la evolución del Universo en cuatro etapas, una era de partículas pesadas, una era de partículas ligeras, una era de radiación y la era actual de la materia. A medida que el Universo se expande, su temperatura y densidad disminuyen.

Una bola de fuego en cuatro partes.

Era de las partículas pesadas - temperatura> 10 12 K, tiempo -6 s - Las partículas masivas y antipartículas están hechas de fotones energéticos y estas partículas también pueden ser aniquiladas.

Era de las partículas de luz - 10 12 K> temperatura> 6 x 10 9 K, 10 -6 s 9 K Los fotones no tienen suficiente energía para formar pares protón-electrón, y comienza la era de la radiación. Muchos neutrones se desintegran en protones y electrones, pero se deja que un depósito de neutrones juegue un papel importante en la era de la radiación.

Era de la radiación - temperatura aprox. 10 9 K, 6 s 2 H) se obtiene combinando un neutrón y un protón. Otras reacciones crean 4 He (helio normal) en aproximadamente el 25% de la masa total (con el resto

75% siendo hidrógeno). La nucleosíntesis se detiene en la producción de 4 He porque en esta etapa los núcleos (inestables) con masas atómicas de 5 u 8 solo pueden evitarse mediante la nucleosíntesis estelar, ¡y las estrellas aún no se han formado!

Era de la materia - temperatura 1 millón de años - Aproximadamente 1 millón de años, la temperatura ha bajado a unos 3000 K, lo que permite que los núcleos capturen electrones y formen átomos neutros (este proceso se llama recombinación). La radiación y la materia se desacoplan, de modo que la materia se vuelve transparente a la radiación. Se emite el CMB detectado por Penzias y Wilson (y COBE). La materia ahora puede agruparse porque antes la radiación podía ejercer presión para combatir la gravedad. Eventualmente se forman galaxias y estrellas. La nucleosíntesis estelar produce elementos pesados ​​(por ejemplo, C, N, O, Fe). Los efectos gravitacionales determinan la estructura a gran escala del Universo. ¡La teoría del Big Bang se desarrolló después de unos 15 mil millones de años!

Al principio: el tiempo de Planck y el uso de la fuerza.

Ahora podemos analizar el momento de la creación e identificar varios momentos específicos en el Universo temprano que se corresponden con la aparición de las fuerzas de la naturaleza actualmente conocidas.

Teorías clave: El momento más temprano que se puede describir es en t = 10 -43 s, conocido como tiempo de Planck. Según la mecánica cuántica, no se pueden definir intervalos de tiempo inferiores a 10 -43 s, o distancias inferiores a la correspondiente "longitud de Planck" de 10 -35 m. Podemos pensar en estos intervalos de tiempo y distancias como fluctuaciones de probabilidad, que aparecen (de la nada) y luego desaparecen a voluntad. A partir de la época de Planck, las fuerzas unificadas (GUT) comenzaron a separarse, con la gravedad primero. Cuando el Universo tenía t = 10-25 s de edad y 10 27 K, las fuerzas fuerte y electrodébil se separan. Entonces se produce la separación de las fuerzas electrodébil en débiles y electromagnéticas en t = 10 -7 s, cuando la temperatura había caído a 10 14 K.

La bola de fuego cósmica continúa a través de la era de las partículas pesadas y progresa hacia las eras de la partícula de luz, la radiación y la materia (como se describió anteriormente).

Según el GUT, las fuerzas fuertes, débiles y electromagnéticas se fusionan a las temperaturas extremas que existieron entre 10 y 35 segundos después del Big Bang. Sin embargo, la gravedad permanece separada. Yendo más hacia atrás en el tiempo, a los 10-43 segundos, la gravedad también se fusiona con las otras fuerzas en una sola fuerza. Los científicos todavía están luchando por resolver la física subyacente de tal Teoría del Todo (TEP).La figura muestra la separación de fuerzas en función de la energía medida en miles de millones de electronvoltios (GeV).

Los problemas se ciernen sobre el horizonte.

¿Hasta aquí todo bien? No exactamente. Mientras que observacionalmente inferiríamos un valor bajo de Omega, ahora hay argumentos a favor de un valor alto de Omega, cercano a 1 si no igual. Estos argumentos están impulsados ​​por preocupaciones teóricas basadas en dos problemas importantes con el modelo del Big Bang.

El problema de la planitud cosmológica Los modelos estándar de Friedman-Lema & icirctre tienen Omega aproximadamente 1 en el Big Bang y luego evolucionan lejos de 1 a partir de entonces. Los modelos que comienzan con Omega ligeramente superior a 1 desarrollan rápidamente valores mayores de 1 a medida que el Universo envejece. Los universos con Omega un poco menos de 1 poseen rápidamente valores más pequeños de Omega. Nuestros límites inferiores observados para Omega de 0,1 - 0,3 siguen, basados ​​en estos escenarios, muy cercanos a un Universo plano, Omega = 1. Si los modelos de Friedman-Lema & icirctre son correctos, ¿por qué Omega no se parece más a 10 6 o 10 -4 después de 15 mil millones de años de evolución?

El problema del horizonte Este problema ocurre debido a la velocidad finita de la luz y la regularidad observada del Universo. Los mapas de radiación de fondo de COBE fueron, a pesar de las pequeñas irregularidades, suaves a 1 parte en 10,000 en todo el cielo. Entonces, ¿cómo la radiación que viene de una parte del cielo "sabe" cuán fuerte debería ser para coincidir con una precisión tan notable con la radiación de la parte opuesta del cielo? El meollo del problema radica en el hecho de que la radiación de fondo de 2,7 ° K se emitió cuando el Universo tenía aproximadamente entre 300.000 y 500.000 años de edad. Sin embargo, según el tiempo de viaje de la luz (es decir, la información), en esa etapa solo las regiones del cielo dentro de los 2 grados podrían estar en contacto. Este es el distancia del horizonte. Así que podemos esperar ver "parches" en el fondo del cielo a escalas de 2 grados. En cambio, ¡de alguna manera la radiación sabía cuán fuerte tenía que ser a escala global o "universal" para producir un campo de radiación tan regular!

¿Problemas resueltos? La inflación de los años ochenta y la constante cosmológica de 1917

Inflación - ¿Alguien tiene tenis?

¿Está muerto el modelo del Big Bang debido a los problemas de Horizonte y Planitud? No exactamente. De hecho, los problemas de Horizonte y Planitud iniciaron una variación importante del modelo, llamado modelo del Universo Inflacionario, que recorrió un largo camino para integrar completamente la física cuántica y de partículas en la evolución temprana del Big Bang.

Teoría clave: El modelo de inflación resuelve el problema del horizonte al reducir el tamaño del Universo temprano para que el Universo fuera más pequeño que la distancia de su horizonte. En esta etapa, la bola de fuego era homogénea, lo que permitía un "ajuste fino" de la temperatura. Luego, un período de expansión rápida (es decir, inflación) Ocurrió preservando la estructura de temperatura (por ejemplo, el mapa de fondo de COBE). Todo esto ocurre antes de que hayan transcurrido 10-25 s ¡y el Universo es del tamaño de una pelota de tenis!

El problema de la planitud también se resuelve con la inflación. La rápida expansión de la inflación se puede visualizar imaginando que se infla un globo. La curvatura inicial de la superficie de los globos se aplana a medida que se expande. Similar, la expansión del espacio-tiempo por un factor de 10 50 durante su período de inflación produce un Universo indistinguible de un Universo plano con una densidad cercana a la crítica en el momento en que el Universo es tamaño de la pelota de tenis. El llamado ajuste fino de Omega para estar cerca de 1 en los primeros tiempos (para satisfacer las restricciones del modelo de Friedman-Lema & icirctre) se puede lograr mediante la inflación. La inflación en realidad lleva a Omega hacia 1.

Este trabajo fue iniciado en la década de 1980 por Guth y ha sido modificado por Linde, Albrecht y Steinhardt en lo que ahora se llama la "nueva" hipótesis inflacionaria, que puede considerarse como un trabajo en progreso. Si resulta que, como observamos actualmente, Omega no es 1, ¿abandonamos la inflación? Quizás no algunos nuevos modelos de inflación puedan producir un Universo abierto. Por otro lado, si Omega es 1, es posible que esto no pruebe categóricamente que se produjo "inflación". Posiblemente ocurrió otro mecanismo que "sintonizó" el Universo temprano.

Regreso de la constante cosmológica - Lo sentimos mucho, tío Albert.

En 1917, la opinión de consenso era que todo el Universo consistía en una galaxia estática, nuestra Galaxia. La naturaleza externa de las galaxias y sus movimientos (recesivos) aún no se habían descubierto. Einstein tuvo que colocar predicciones del Universo basadas en su Teoría General de la Relatividad en este contexto. Sin embargo, su teoría predijo un Universo en expansión o en contracción. Para satisfacer la imagen observacional del Universo en ese momento, introdujo un término (la Constante Cosmológica o Lambda) en las soluciones de su teoría, que mantuvo estático al Universo. (Lambda, si es positivo actúa como una fuerza repulsiva, y si es negativo actúa como una fuerza de atracción, es decir, como la gravedad). Lambda es un término aditivo incorporado al valor total de Omega. Por ejemplo, un Universo cerrado puede ocurrir si los límites observados de 0.1-0.3 medidos para Omega se combinan con una Lambda de 0.9-0.7. Diez años después de 1917, el Hubble había demostrado que el Universo se estaba expandiendo y Más tarde se informó que Einstein dijo que la introducción de Lambda había sido el "mayor error de mi vida".

¡Espera Albert! Durante los últimos años, equipos de astrónomos han estado observando supernovas distantes de tipo Ia (estrellas enanas blancas que han acumulado materia de una estrella compañera, alcanzan masa crítica y explotan con el mismo brillo absoluto). Estos faros cósmicos muy brillantes que se pueden ver a tremendas distancias proporcionan información de distancia y permiten la medición de Omega y Lambda. Usando técnicas de observación cuidadosas, dos equipos separados de astrónomos han llegado a una conclusión extraordinaria.

Las supernovas distantes son más débiles (y por lo tanto más alejadas) de lo esperado, sugiriendo la presencia de una fuerza repulsiva a gran escala, que acelera la expansión de los Universos. Por lo tanto, ¡no podría haber un final de Big Crunch para nuestro Universo! La expansión del Universo podría haberse acelerado desde que las supernovas explotaron hace miles de millones de años, lo que implica que aproximadamente El 70% de la masa-energía del Universo podría existir como una Lambda actuando en el sentido opuesto a la gravedad.

Observación clave: Un artículo de investigación reciente de uno de los equipos de supernovas sugiere que el Universo se está expandiendo eternamente, con una constante cosmológica positiva, una expansión que se está acelerando y una edad dinámica de 14 mil millones de años. La revista Science calificó esta historia como el descubrimiento científico más importante en 1998, y si se confirman los resultados iniciales, se convertirá en uno de los descubrimientos más importantes de todos los tiempos.

Actualmente, los astrónomos están buscando formas en que la naturaleza podría alterar (atenuar) el brillo de estas explosiones estelares distantes, supuestamente homogéneas, para hacerlas mirar más lejos, pero hasta ahora, no existen posibilidades destacadas. A los astrónomos no les había gustado anteriormente la inserción "artificial" de Lambda en la solución de la teoría de la relatividad general de Einstein. Ahora, aparece nueva evidencia para tal término. El "error" equivocado de Einstein puede resultar correcto después de todo, ¡pero por la razón equivocada!

Una figura ligeramente anticuada que muestra las regiones en el (OmegaImportar, lambda) que son sugeridos por las observaciones de supernovas distantes y el CMB. Las elipses muestran los parámetros permitidos del equipo SNe distante (LBL rojo) y (Hi-Z SN Team verde). La cuña azul muestra la región del espacio de parámetros que da la posición del pico Doppler observado en el espectro de potencia angular del CMB. Esta cuña es en realidad más estrecha ahora con resultados de CMB más recientes. La región púrpura es consistente con la posición del pico CMB Doppler y los datos de supernova. La gran elipse rosa muestra los posibles errores sistemáticos en los datos de la supernova.

¿Que sigue?

La cosmología avanza rápidamente en varias direcciones. Se están produciendo esfuerzos continuos para mapear la estructura a gran escala (y su evolución) del Universo (incluido el campo de 2 grados, 2dF, el estudio de 250.000 galaxias por el Telescopio Anglo-Australiano, y el Sloan Digital Sky Survey, SDSS, que es aún más grande producirá distancias para 1 millón de galaxias durante un período de 5 años). Estos datos ayudarán a restringir la forma de la materia oscura y las teorías de la formación de galaxias y cúmulos. De hecho, ya se han creado modelos teóricos de estructura a gran escala basados ​​en los volúmenes de espacio 2dF y SDSS a muestrear.

Observaciones específicas, como estudios de microlentes gravitacionales (uno está siendo realizado por un equipo de astrónomos neozelandeses y japoneses utilizando un telescopio en el Observatorio de la Universidad Mount John, cerca del lago Tekapo) y experimentos de física de partículas de alta energía (por ejemplo, en Super-Kamiokande en Japón), se utilizan para restringir los posibles componentes de Dark Matter.

La búsqueda para determinar con precisión Omega es primordial, al igual que el desarrollo de los modelos inflacionarios y mecánicos cuánticos del Universo temprano. Los telescopios espaciales y terrestres continúan detectando y analizando galaxias distantes que probablemente estén dominadas por poblaciones estelares de primera generación. La galaxia más distante que conocemos existió cuando el Universo tenía solo entre 1 y 3 mil millones de años. Por lo tanto, la determinación de la época importante de la formación de galaxias probablemente esté a nuestro alcance. Confirmar la existencia de Lambda es fundamental. Las búsquedas de supernovas continúan y se necesitan ejemplos aún más distantes para consolidar los hallazgos iniciales de una Lambda grande y positiva.

Además de los nuevos telescopios terrestres de clase de 10 metros, el telescopio espacial de próxima generación (que se lanzará en algún momento después de 2007) y el telescopio de rayos X Chandra (lanzado en 1999), probablemente el instrumento más importante para los estudios cosmológicos del Universo temprano será el Planck Surveyor.

La Agencia Espacial Europea espera lanzar el satélite Planck Surveyor en 2006. Mejorará enormemente el COBE y cartografiará el fondo de microondas simultáneamente en 9 frecuencias y con resoluciones espaciales de menos de 1/10 de grado. Planck ofrece las tentadoras posibilidades de medir con precisión Omega, H0, la composición de la Materia Oscura y la Constante Cosmológica. Si todo va bien al final de la primera década del nuevo milenio, podríamos conocer el futuro de nuestro Universo.

Impresión artística del Planck Surveyor.

Lecturas adicionales (enumeradas en orden de complejidad creciente)

Revistas: Sky and Telescope Sky and Space Astronomy.

Ronan, C.A. 1991, La Historia Natural del Universo, (MacMillan: Nueva York)

Gribbin, J. 1998, En busca del Big Bang, (Penguin: Inglaterra)

Guth, A. 1997, El universo inflacionario: la búsqueda de una nueva teoría de los orígenes cósmicos. (Addison-Wesley: lectura).

Coles, P. 1998, "El fin del universo modelo antiguo", Nature, vol. 393, 741.

Barrow, J. y Tipler, F. 1998, El principio cosmológico antrópico, (Oxford University Press: Oxford).

Peebles, P.J.E. 1993, Principios de cosmología física, (Princeton University Press: Princeton).

Agradecimientos

Me gustaría agradecer a los estudiantes de la Escuela Intermedia Gisborne que visitaron el Observatorio Carter por inspirarme a escribir este artículo. Gracias también al profesor John Lekner y Mike Reid, que proporcionaron comentarios sobre un primer borrador.

Autor

Glen Mackie es profesor y coordinador adjunto de Swinburne Astronomy Online (SAO) en el Centro de Astrofísica y Supercomputación de la Universidad Tecnológica de Swinburne.

Créditos de figuras, fuentes

Hubble Deep Field - South (oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1998/41/content/9841ay.jpg): El Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial es operado por la Asociación de Universidades para la Investigación en Astronomía, Inc. (AURA), para la NASA, bajo contrato con el Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD. El Telescopio Espacial Hubble es un proyecto de cooperación internacional entre la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA).

Expansión del Universo - (imagine.gsfc.nasa.gov/Images/science/expand.gif): [email protected]

Mapa COBE (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/SeedsStructure.html#cobe.three): esta imagen del cielo de microondas se creó a partir de conjuntos de datos COBE DMR. Muestra un "mapa reducido" (se han restado el dipolo y la emisión galáctica), que da una respuesta completa a las variaciones en la temperatura cósmica. Los conjuntos de datos de COBE fueron desarrollados por el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA bajo la dirección del Grupo de Trabajo Científico de COBE y fueron proporcionados por el Centro Nacional de Datos de Ciencias Espaciales (NSSDC).

Universos abiertos, cerrados y críticos (www.imsa.edu/

Diagrama moderno de Hubble (www.hubbleconstant.com/images/a2218plot_big.jpg - [email protected])

Estructura a gran escala (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/WallsVoids.html#SheetsVoids) Cortesía: Margaret J. Geller y Emilio E. Falco, Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. Crédito: Geller, da Costa, Huchra y Falco.

Comparación de cuatro modelos cosmológicos populares (sdcd.gsfc.nasa.gov/ESS/news.sc95_slides.html) Créditos: Michael Warren, Wojciech Zurek, Los Alamos National Laboratory John Salmon, Caltech Peter Quinn, European Southern Observatory

Comparación de observaciones COBE y BOOMERANG CMB (www.physics.ucsb.edu/

Observación cósmica de imágenes de fondo de CMB (www.astro.caltech.edu/

Evolution of Forces (www.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/Images/Odyssey.Forces.bajuk_lg.jpg) La imagen fue extraída de visualizaciones científicas que aparecen en un video titulado "Odisea Galáctica". Este video fue producido por NCSA para NHK, Japanese Broadcasting Co.Investigación: Charles R. Evans, Universidad de Carolina del Norte en Chapel Hill Visualización y animación: Matthew Arrott Mark Bajuk NCSA Visualization Group Postproducción de video: NCSA Media Technologies Group Copyright 1992, Junta de Fideicomisarios, Universidad de Illinois y NHK

Parcela de OmegaMETRO, avión lambda (www.astro.ucla.edu/

Planck Surveyor (astro.estec.esa.nl/SA-general/Projects/Planck/pictures/prephaseb/FPL2n001.gif)

Glosario

barión: Una partícula elemental masiva formada por tres quarks. Los neutrones y protones son bariones.

materia bariónica: La materia ordinaria tal como la conocemos consiste principalmente en bariones, en oposición a la materia hipotética que teóricamente podría existir. Ambos tipos tienen masa, y cualquier tipo puede ser materia oscura.

Big Bang: Un modelo del Universo que comienza a una densidad y temperatura muy altas, que se expande y se enfría para convertirse en el Universo que observamos ahora.

cuerpo negro: Un objeto con una temperatura constante que absorbe toda la radiación que lo golpea.

materia oscura fría (CDM): Un tipo de materia oscura que se movía a una velocidad mucho menor que la de la luz 10.000 años después del Big Bang. El MDL existiría como partículas exóticas que solo interactúan débilmente con la radiación y bariones. El CDM haría que la materia se agrupara en unidades a pequeña escala y las galaxias se formaran primero. Los clústeres y supercúmulos se formarían más tarde.

universo cerrado: Un modelo cosmológico en el que el Universo es finito y eventualmente volverá a colapsar. La densidad de este Universo es más que la densidad critica.

CMB: Radiación cósmica de fondo de microondas, también CMBR, CBR y la "radiación de cuerpo negro de 3 K". Radiación sobrante del Big Bang que se ha enfriado por expansión a una temperatura ligeramente inferior a 3 grados por encima del cero absoluto.

cuerdas cósmicas: Configuraciones de energía en forma de tubo que podrían surgir en el universo temprano (y permanecer en nuestro Universo actual). Pueden existir como defectos en forma de línea en tiempo espacial.

constante cosmológica: Un término en el de Einstein relatividad general ecuaciones que funcionan en el sentido opuesto de la gravedad. Einstein lo usó para forzar la existencia de un Universo estático. Generalmente se denota con la letra griega mayúscula Lambda cuando se expresa con unidades de longitud inversa al cuadrado, o con la lambda griega minúscula cuando se normaliza a la densidad crítica (como Omega).

cosmología: El estudio de los contenidos, estructura y evolución del universo desde el inicio de los tiempos hasta el futuro infinito.

densidad crítica: La densidad del Universo es necesaria para que la tasa de expansión del Universo sea apenas suficiente para evitar un colapso. Omega es la densidad de masa del Universo normalizada a unidades de la densidad crítica.

materia oscura: Una forma de materia que no emite luz, no absorbe luz ni la dispersa. Sus únicas interacciones son gravitacionales. Hasta el momento, no se ha detectado. Se infiere fuertemente que esta "masa extra" existe debido a los rápidos movimientos de las galaxias en cúmulos y de las estrellas en las galaxias.

densidad: La cantidad de materia en un volumen dividida por el volumen, por lo que las unidades son gramos por centímetro cúbico. El agua tiene una densidad de 1 gramo por centímetro cúbico.

Doppler: Físico del siglo XIX que descubrió la variación en la longitud de onda de las ondas causada por el movimiento de la fuente.

fuerza electromagnetica: Una de las cuatro fuerzas de la naturaleza. Las interacciones electromagnéticas retienen los electrones en los átomos, retienen los átomos en las moléculas y se utilizan en todos los dispositivos electrónicos.

fuerza electrodébil: Una fuerza unificada que combina las interacciones electromagnéticas y nucleares débiles. Predicho por Weinberg y Salam, verificado experimentalmente por Rubbia y van der Meer.

velocidad de escape: La velocidad mínima que permitirá que un objeto escape de un campo gravitacional.

relatividad general: Las leyes de la física de Einstein en las que la gravedad se describe mediante una curvatura de tiempo espacial.

Gyr: Gigayear, o mil millones de años.

gran teoría unificada (GUT): Un modelo para unificar la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética a energías muy altas. En última instancia, se espera extender GUT para incorporar la gravedad (posiblemente mediante supercuerdas) para crear una teoría del todo (TOE). Se han propuesto varias de estas GUT, pero aún no se han verificado experimentalmente.

gravedad: Una de las cuatro fuerzas de la naturaleza. La fuerza depende de las masas de partículas y sus separaciones. La gravedad ha permitido que se formen galaxias, estrellas y planetas.

potencial gravitacional: La energía gravitacional por unidad de masa de una partícula, equivalente a la aceleración de la gravedad multiplicada por la altura en circunstancias normales en la superficie de la Tierra.

homogéneo: Lo mismo en todas las ubicaciones.

horizonte: El borde del Universo visible, pero no el borde del Universo, ya que el Universo no tiene borde.

materia oscura caliente (HDM): Un tipo de materia oscura que se movía a una velocidad cercana a la de la luz 10,000 años después del Big Bang. Un ejemplo de un candidato a materia oscura caliente es el neutrino masivo. HDM produciría primero estructuras a gran escala (supercúmulos, cúmulos) que luego se fragmentarían en galaxias individuales.

Constante de Hubble: O Ho, la relación entre la velocidad y la distancia en la expansión del Universo, entonces v = HD. La "o" [pronunciada "nada"] en Ho significa el valor actual, ya que la "constante" de Hubble cambia con el tiempo (pero es la misma en todas partes del Universo en un momento dado).

inflación: Una modificación del Big Bang modelo en el que una gran constante cosmológica existe temporalmente temprano en la historia de la Big Bang (alrededor de t = 10 -35 segundos), lo que lleva a una rápida expansión acelerada del Universo, que luego es seguida por la normal Big Bang modelo con una expansión desacelerada.

isotrópico: Lo mismo en todas las direcciones. Anisotrópico - no isotrópico. Anisotropía: diferencia entre diferentes direcciones. En el esquema de color estándar para CMB En los mapas de anisotropía medidos por el COBE DMR, el rojo muestra las áreas del cielo que son más cálidas, mientras que el azul muestra las regiones más frías.

no bariónico: No está formado por neutrones, protones (es decir, átomos) y, por lo tanto, no es como ninguno de los elementos químicos conocidos.

Nucleón: Un neutrón o un protón: una de las partículas dentro de un núcleo atómico.

nucleosíntesis: Formación de núcleos atómicos por reacciones nucleares ya sea en el Big Bang o en interiores estelares. El hidrógeno, el deuterio, el helio y el litio se fabrican al principio de la Big Bang. Los elementos más pesados ​​(por ejemplo, carbono, nitrógeno, oxígeno) se producen en los interiores estelares.

Omega: La relación entre la densidad del Universo y la densidad critica (necesario para un eventual colapso).

universo abierto: Un modelo cosmológico en el que el Universo es infinito y se expandirá para siempre.

parsec: Unidad de distancia utilizada por los astrónomos, que corresponde a un paralaje de un segundo de arco. Igual a 3,085678 x 10 13 kilómetros, o 3,26 años luz. kpc: 1000 parsecs Mpc: 1 millón de parsecs.

fotón: Un cuanto de luz, que tiene propiedades ondulatorias y de partículas.

Tiempo / duración de Planck: t = 10 -43 segundos. Es el intervalo de tiempo más corto que puede existir si dos eventos están separados por menos de esto, no podemos decir cuál viene antes y cuál después. Antes de t = 10-43 segundos después de la Big Bang, De Einstein Relatividad general la teoría de la gravedad se rompe y se necesita una teoría cuantificada. Del mismo modo, el relacionado longitud de Planck de 10-33 cm es la escala de longitud por debajo de la cual el espacio, tal como lo conocemos, deja de existir y se convierte en espuma cuántica.

QSO: objeto cuasi-estelar. Los primeros QSO descubiertos fueron fuentes de radio, lo que llevó al nombre de fuentes de radio cuasi-estelares, o QSRS, o quásares. Estos objetos parecen estrellas en una imagen del cielo, pero sus espectros muestran fuertes líneas de emisión con un alto corrimiento al rojo. El corrimiento al rojo significa que los quásares están muy lejos y, por lo tanto, son los objetos más luminosos del Universo.

fluctuaciones cuánticas: El principio de incertidumbre en la mecánica cuántica conduce a que todas las interacciones permitidas se produzcan con cierta probabilidad.

espuma cuántica: Una estructura de espacio similar a la espuma que probablemente forma los núcleos de singularidades, y eso probablemente ocurre en el espacio ordinario en escalas menores que la Longitud de Planck.

era de la radiación: La era hasta 300.000 años después de la Big Bang cuando la radiación era el componente dominante del Universo.

corrimiento al rojo: El desplazamiento Doppler para los objetos que se alejan de la Tierra hace que las longitudes de onda de la luz se alarguen y, por lo tanto, se desplacen hacia la parte roja del espectro.

corrimiento al rojo (gravitacional): La luz se emite a una longitud de onda más larga (más roja) en un campo gravitacional que en ausencia de un campo gravitacional. La gravedad de la Tierra induce un corrimiento al rojo gravitacional de 1 parte en 10 9 una estrella enana blanca, aproximadamente 1 parte en 10 4.

singularidad: Una región infinitamente densa de tiempo espacial donde las leyes conocidas de la física se rompen y la curvatura del espacio se vuelve infinita.

tiempo espacial: El "tejido" de cuatro dimensiones que resulta cuando el espacio y el tiempo se unifican.

espectro: Resultado de difundir la luz por longitudes de onda. Un arco iris es un espectro natural. El ojo es sensible a las ondas violetas a 380 nm (nm: nanómetros o 1x10 -9 metros) de longitud de onda al rojo a 700 nm de longitud de onda, pero los astrónomos ahora estudian la radiación electromagnética de los rayos gamma a través de los rayos X, ultravioleta, violeta, azul, verde. , ondas amarillas, naranjas, rojas, infrarrojas y de radio.

fuerza nuclear fuerte: Una de las cuatro fuerzas de la naturaleza. La fuerte fuerza nuclear mantiene unidas las partículas en el núcleo de los átomos.

teoria de las cuerdas): Un intento de construir un modelo de partículas elementales a partir de "cadenas" unidimensionales en lugar de los "puntos" estándar de dimensión cero de la física de partículas convencional.

supercuerda (teoría): Un 26-dimensional (o 10-dimensional) cuerda que tiene una topología en forma de línea en la que todas las fuerzas fundamentales están unificadas. Es posible que nuestro Universo tridimensional colapsara de tal cadena. Aún no se han observado cadenas.

fuerza nuclear débil: Una de las cuatro fuerzas de la naturaleza. La fuerza nuclear débil es responsable de la desintegración radiactiva, así como de las reacciones de fusión en el Sol que proporcionan calor y luz a la Tierra. Última actualización de texto 4-junio-02


Nuestro universo puede existir en un multiverso, sugiere el descubrimiento de la inflación cósmica

La primera evidencia directa de inflación cósmica, un período de rápida expansión que ocurrió una fracción de segundo después del Big Bang, también respalda la idea de que nuestro universo es solo uno de los muchos que existen, dicen algunos investigadores.

El lunes (17 de marzo), los científicos anunciaron nuevos hallazgos que marcan la primera evidencia directa de ondas gravitacionales primordiales: ondas en el espacio-tiempo creadas justo después del comienzo del universo. Si se confirman los resultados, proporcionarían pruebas contundentes de que el espacio-tiempo se expandió muchas veces la velocidad de la luz justo después del Big Bang hace 13.800 millones de años.

La nueva investigación también da crédito a la idea de un multiverso. Esta teoría postula que, cuando el universo creció exponencialmente en la primera pequeña fracción de segundo después del Big Bang, algunas partes del espacio-tiempo se expandieron más rápidamente que otras. Esto podría haber creado "burbujas" de espacio-tiempo que luego se desarrollaron en otros universos. El universo conocido tiene sus propias leyes de la física, mientras que otros universos podrían tener leyes diferentes, según el concepto de multiverso. [Inflación cósmica y ondas gravitacionales: cobertura completa]

"Es difícil construir modelos de inflación que no conduzcan a un multiverso", dijo Alan Guth, físico teórico del MIT no afiliado al nuevo estudio, durante una conferencia de prensa el lunes. "No es imposible, así que creo que todavía hay investigación que se debe hacer. Pero la mayoría de los modelos de inflación conducen a un multiverso, y la evidencia de la inflación nos empujará en la dirección de tomar [la idea de un] multiverso en serio . "

Otros investigadores coincidieron en el vínculo entre la inflación y el multiverso.

"En la mayoría de los modelos de inflación, si la inflación está ahí, entonces el multiverso está ahí", dijo el físico teórico de la Universidad de Stanford Andrei Linde, que no participó en el nuevo estudio, en la misma conferencia de prensa. "Es posible inventar modelos de inflación que no permitan [un] multiverso, pero es difícil. Cada experimento que aporta mayor credibilidad a la teoría inflacionaria nos acerca mucho más a las pistas de que el multiverso es real".

Cuando Guth y sus colegas pensaron en la inflación cósmica hace más de 30 años, los científicos pensaron que era imposible de comprobar. Hoy, sin embargo, los investigadores pueden estudiar la luz que quedó del Big Bang llamada radiación cósmica de fondo de microondas (CMB).

En el nuevo estudio, un equipo dirigido por John Kovac del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica encontró signos reveladores de inflación en el fondo de microondas. Los investigadores descubrieron un rizo distintivo en el patrón de polarización del CMB, un signo de ondas gravitacionales creadas por la rápida expansión del espacio-tiempo justo después del Big Bang.

Linde, uno de los principales contribuyentes a la teoría de la inflación, dice que si el universo conocido es solo una burbuja, debe haber muchas otras burbujas en el tejido cósmico.

"Piense en algún estado inestable", explicó Linde. “Estás parado en una colina, y puedes caer en esta dirección, puedes caer en esa dirección, y si estás borracho, eventualmente debes caer. La inflación es la inestabilidad de nuestro espacio con respecto a su expansión.

"Tienes algo que crece exponencialmente", agregó. "Si simplemente lo dejas ir ... seguirá creciendo exponencialmente, así que este [el universo conocido] es una posibilidad de que algo salga mal con esta inestabilidad, lo cual es muy, muy correcto para nosotros porque ha creado todo nuestro espacio. Ahora , sabemos que si algo puede salir mal, saldrá mal una y una segunda vez y una tercera y hasta el infinito siempre que sea posible ".


El autor enumera una serie de deficiencias del modelo estándar. Veamos & # 8217s brevemente algunos:

  • Flujos a gran escala: Los flujos a gran escala son grandes movimientos correlacionados en el Universo que generalmente son distintos de la expansión del Universo. predice una velocidad de flujo masiva típica en la actualidad de alrededor de 100 km / s, pero se han encontrado flujos que son significativa y problemáticamente más altos que esto
  • Varias direcciones aparentemente preferidas en el cielo: múltiples polos bajos del CMB, alineaciones en vectores de polarización de cuásar y algunas otras observaciones aparentemente rompen la condición & # 8220isotrópica & # 8221 del Universo (ver tabla y figura).
  • Falta potencia en escalas angulares grandes en el CMB
  • Problemas de menor escala: el problema de los satélites perdidos (que se menciona en el glosario de galaxias Astrobite / AGN), los perfiles de densidad central de las galaxias enanas, etc.

¿Cómo tratan los cosmólogos estas deficiencias? ¿Cómo debemos abordar estos temas, considerando el hecho de que ha tenido tanto éxito?

De la Fig. 1 de papel. El autor dice: "Es sencillo demostrar (Antoniou y Perivolaropoulos, 2010) que la probabilidad de tal proximidad entre las direcciones de los ejes que deberían ser independientes entre sí es inferior al 1%", lo que plantea la pregunta: ¿es el Universo verdaderamente isotrópico?


¿Existen modelos cosmológicos de universo en expansión que no incluyen la inflación? - Astronomía

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Introducción
Durante la mayor parte del siglo XX, los cosmólogos mantuvieron una imagen bastante simple de la evolución del Universo: comenzó con el Big Bang en el que el Universo era muy caliente y extremadamente denso. Desde ese inicio, el Universo se expandió, lo que significa que el espacio se estiró, lo que provocó que la temperatura bajara y la materia / energía se extendiera. Finalmente, surgieron las estructuras que observamos hoy (todo, desde átomos hasta cúmulos de galaxias). El fundamento teórico para el desarrollo de nuestro Universo, conocido como el modelo cosmológico de Friedmann-Robertson-Walker o el Modelo Estándar de cosmología, sufrió una importante modificación a finales del siglo XX y, debido a recientes mediciones astronómicas precisas, ha experimentado cambios dramáticos. Jupiter Scientific se complace en informar estos desarrollos a sus lectores.

Fondo
La Fundación Teórica. La cosmología moderna se basa en la teoría fundamental de la gravedad de Einstein: la teoría de la relatividad general. Reemplaza la imagen mecánica de la gravitación de Newton con una idea fundamental y estéticamente agradable: la curvatura del espacio-tiempo causa la fuerza de la gravedad.
En relatividad general, el espacio es dinámico, lo que significa que puede doblarse, torcerse y estirarse. Un cuerpo masivo como la Tierra provoca una deformación del espacio-tiempo. Cuando se introduce un segundo objeto, como una manzana, se mueve de forma natural a lo largo de las geodésicas en el espacio-tiempo curvo. Debido a que el movimiento del objeto en un espacio-tiempo curvo no es necesariamente a lo largo de una línea ni necesariamente uniforme, el objeto (la manzana) parece acelerarse. Cambia su dirección o su velocidad o ambas. La respuesta del espacio-tiempo a un cuerpo masivo (como la Tierra) y el movimiento natural de un objeto (como una manzana) en el espacio-tiempo curvo de Einstein reproducen casi exactamente la versión de Newton de la gravedad. Las diferencias entre las dos teorías son bastante pequeñas, pero aumentan si la curvatura del espacio es grande, como es el caso cerca de un púlsar o un agujero negro, o si uno o ambos cuerpos que interactúan gravitacionalmente se mueven a velocidades cercanas a la de la luz.

La imagen simple de principios del siglo XX
de nuestro mundo como un Universo en expansión y desaceleración
impulsado por la masa de materia ordinaria
ha sido suplantado por una nueva cosmología.

Cuando la relatividad general se aplica al Universo como un todo, resulta que el espacio debería estirarse o contraerse. En 1929, el astrónomo Edwin Hubble observó que las galaxias distantes se están alejando de la Tierra. Concluyó que el Universo se está expandiendo. A medida que el espacio se extiende, las galaxias se alejan unas de otras y cuanto más alejadas están las dos galaxias, más rápido se alejan una de la otra. La analogía estándar es la de un globo con puntos:
Figura: Un globo en expansión
Cuando uno infla el globo, los puntos se separan.
Los puntos son las galaxias, el globo es el Universo.
Desde los hallazgos iniciales de Hubble, muchas observaciones han confirmado que el Universo se está expandiendo. La velocidad fraccional de estiramiento se conoce como tasa de expansión de Hubble.
La analogía con un globo es defectuosa en un aspecto. Una influencia externa (un ser humano con pulmones) debe soplar aire para que se infle. Para el modelo estándar de cosmología, no hay influencias externas. Entonces, ¿qué causa la expansión del Universo? La respuesta es la materia y la radiación que contiene. En el modelo de Friedmann-Robertson-Walker, esta materia / radiación se considera distribuida uniformemente. Las observaciones de nuestro Universo indican que esta es una buena aproximación a distancias suficientemente grandes. Localmente, el Universo está lleno de bultos, las estrellas y las galaxias son los bultos, pero tales bultos forman una distribución bastante uniforme si se ven desde lo suficientemente lejos. Además, la radiación que queda del Universo primitivo, conocida como radiación de fondo de microondas cósmica, es uniforme en una parte en 100.000.

La geometría del espacio. En el modelo de Friedmann-Robertson-Walker, la geometría del espacio depende de si la densidad de masa / energía es mayor, igual o menor que un valor crítico. Deje que la letra griega mayúscula Omega W [Si ve W en lugar de Omega, entonces su computadora no tiene la fuente del símbolo y W aparecerá debajo en lugar de Omega] sea la relación entre la densidad de masa / energía del Universo y este valor crítico . Entonces uno tiene

W & gt 1 & lt = & gt Universo cerrado (una esfera tridimensional)
W = 1 & lt = & gt Universo plano (espacio plano regular)
W & lt 1 & lt = & gt Universo abierto (un espacio hiperbólico tridimensional)
Independientemente de la geometría del espacio, resulta que, si la densidad de masa / energía en el Universo se debe a la materia y la radiación, que es lo que uno espera, entonces la tasa de expansión del Universo debe estar disminuyendo. En otras palabras, el Universo debería haberse expandido más rápido en el pasado y debería expandirse más lentamente en el futuro. A esto se le llama desaceleración.
Aunque las observaciones astronómicas del siglo XX no pudieron determinar si el Universo era abierto, plano o cerrado, pudieron demostrar que el espacio era bastante plano. En otras palabras, W no era ni muy pequeño ni muy grande. A pesar de la falta de una buena medición de W, esta cruda observación tuvo importantes implicaciones teóricas. El objetivo de la astronomía observacional se convirtió en determinar los parámetros fundamentales del modelo de Friedmann-Robertson-Walker, como la tasa de expansión de Hubble, la densidad de masa / energía del Universo y el parámetro de desaceleración. Cuando se conocieran, se conocería la geometría del espacio y la historia general del Universo.

Predicciones y confirmaciones. El Modelo Estándar de cosmología, cuando se combina con la física atómica y nuclear, hace dos predicciones interesantes sobre la historia temprana del cosmos que fueron confirmadas por observaciones y llevaron a la fuerte creencia de que la imagen anterior de nuestro Universo en expansión era válida. El primero de ellos fue la existencia de la radiación cósmica de fondo de microondas. Esta radiación se creó cuando los átomos se formaron alrededor de 300.000 años después del Big Bang, un evento conocido como recombinación. Esta radiación comenzó como luz visible pero ha evolucionado a microondas debido a la expansión del Universo.

La materia oscura es un gran misterio.

El modelo estándar de cosmología, cuando se combina con la física nuclear, hace una segunda predicción importante. Los núcleos más ligeros, los de hidrógeno, helio, litio y berilio y sus isótopos, que componen los primeros cuatro elementos de la tabla periódica, deberían haberse generado cuando el Universo tenía entre uno y tres minutos de edad. Este proceso se conoce como nucleosíntesis del Big Bang. La nucleosíntesis del Big Bang predice que la contribución a W de los protones y neutrones es de alrededor del 5%, un resultado que ha sido confirmado por observaciones astronómicas.

Algunas dificultades teóricas
Dado el acuerdo exitoso de las predicciones con las mediciones, pocos astrofísicos dudaron de la exactitud del Big Bang y de la cosmología de Friedmann-Robertson-Walker. Sin embargo, existían varios problemas de naturaleza muy teórica. En su mayor parte, estos problemas pasaron desapercibidos, se ignoraron o se asumió que se resolverían por algunos medios aún por comprender. El problema de la uniformidad surge porque W debe haber sido muy ajustado en el pasado para dar un Universo aproximadamente plano en la actualidad, el problema de la uniformidad se trata de tratar de comprender cómo el Universo puede ser tan suave si diferentes partes de él nunca estuvieran en contacto o en comunicación, el problema de la falta de homogeneidad es cómo se generan las fluctuaciones de densidad apropiadas a varias escalas para producir las estructuras astronómicas que se observan, y el problema de los monopolos magnéticos, que solo surge en las grandes teorías de gauge unificadas, es la razón por la que nunca se han detectado los monopolos magnéticos.

Inflación
Alan Guth propuso un mecanismo conocido como inflación para resolver los cuatro problemas anteriores del Modelo Estándar de cosmología. Propuso que, cuando el Universo tenía menos de una milmillonésima de una billonésima de una billonésima de un segundo de edad, experimentó una tremenda expansión en la que el espacio se estiró por un factor enorme superior a 10 50. No es demasiado difícil comprender cómo la inflación resuelve los cuatro problemas del modelo estándar de cosmología.
Debido a que ningún otro mecanismo resuelve tan bien los problemas de la cosmología de Friedmann-Robertson-Walker, los cosmólogos han estado dispuestos a creer en la inflación incluso antes de que existiera alguna evidencia experimental de ella. La visión de la cosmología de finales del siglo XX modifica el Modelo Estándar para incluir un período de rápida expansión en tiempos muy tempranos. La inflación hace una serie de predicciones que se pueden probar, incluido que W debe estar bastante cerca de uno hoy, es decir, el Universo visible debe ser casi plano.

Materia oscura
Al principio, parece que hay un problema con la predicción de inflación W = 1. Los neutrones y protones, que constituyen prácticamente todo el peso de la materia conocida (dado que los electrones son relativamente ligeros), generan un valor de W de aproximadamente 0,05 (véase más arriba). Si W es igual a uno, la mayor parte de la materia del Universo debe ser de alguna forma exótica. De hecho, incluso antes de que se inventara la teoría de la inflación, los astrónomos habían detectado algún material misterioso que se acumula dentro y alrededor de las galaxias.Debido a que este material no interactúa con la luz, no se puede ver con telescopios y, por esta razón, los astrónomos lo denominan materia oscura. Los astrónomos deducen su existencia a través de sus efectos gravitacionales: las velocidades de las estrellas en las partes externas de una galaxia son mayores de lo esperado. En otras palabras, la fuerza de la gravedad sobre estas estrellas es mucho más que la fuerza generada por las estrellas y el gas en las regiones interiores de una galaxia. Alternativamente, se puede decir que, sin la materia oscura y su atracción gravitacional, las estrellas de una galaxia volarían y la galaxia se desintegraría. Aproximadamente el 80% de la masa de la galaxia está en materia oscura. En resumen, la materia oscura mantiene unida a una galaxia.
La existencia de materia oscura también afecta la estructura a gran escala del Universo. Los cosmólogos pueden realizar simulaciones por computadora para ver su influencia en el desarrollo del Universo y su contenido.
La materia oscura es un gran misterio. Los astrónomos y teóricos no saben qué es. Los neutrinos contribuyen a la materia oscura, pero las mediciones recientes indican que los neutrinos solo pueden ser un componente pequeño.
Originalmente, se pensó que la presencia de materia oscura proporcionaría un valor de W de uno. Aunque la materia oscura en una galaxia no era lo suficientemente densa para generar un Universo tan plano, la materia oscura se dedujo, nuevamente a través de sus efectos gravitacionales, en cúmulos de galaxias a densidades mayores. Aunque las mediciones fueron crudas, la mayoría de los cosmólogos asumieron que la presencia de materia oscura produciría W = 1, al menos hasta mediados de la década de 1990.
A fines de la década de 1990, observaciones más precisas sugirieron que la contribución de la materia oscura a W no podría ser mayor al 60%. Parecía que el caso de la inflación estaba en peligro. Sin embargo, aproximadamente al mismo tiempo, una medición de supernovas produjo un resultado que cambiaría radicalmente la forma en que los cosmólogos ven la evolución de nuestro Universo.

Nuevos desarrollos observacionales
En 1995 y 1996, comenzaron las mediciones de supernovas de tipo Ia que sugerirían un resultado asombroso. Las supernovas son estrellas que explotan. Pueden hacerlo de varias formas y la etiqueta "tipo Ia" indica un cierto tipo de supernova. Los astrónomos pueden ver que estos objetos muy brillantes están a distancias lejanas y usarlos para medir qué tan rápido se extiende el espacio.
Para 1998, se había observado un número suficiente de supernovas de tipo Ia para concluir que la expansión del Universo se estaba acelerando. Esto fue una completa sorpresa ya que los cosmólogos pensaron que la tasa de expansión debería estar disminuyendo. Véase más arriba. La revista Science calificó el resultado como "El avance del año".

¡Es un mundo extraño, extraño en verdad!

La expansión del Universo puede acelerarse introduciendo una constante cosmológica, denotada por los físicos con la letra griega Lambda L, en la teoría general de la relatividad de Einstein. Este término modifica el Modelo Estándar de cosmología al introducir una densidad de masa / energía de fondo uniforme que tiene la propiedad inusual de proporcionar una presión negativa que obliga al Universo a expandirse cada vez más rápido. Los resultados de la supernova de tipo Ia apoyaron un valor distinto de cero para L.
La constante cosmológica contribuye a W. Los datos de la supernova de tipo Ia eran consistentes con un Universo plano. En otras palabras, las contribuciones de la materia ordinaria (protones y neutrones), de la materia oscura y de la constante cosmológica a W sumaban algo cercano a uno. La inflación ya no estaba en peligro, al menos en lo que respecta a su predicción para W.
Sin embargo, resulta que el valor de L necesario es, en teoría, anormalmente pequeño. Debido a esto, muchos científicos pensaron que había algún error sistemático en los datos de la supernova, por ejemplo, tal vez el polvo intergaláctico invisible estaba haciendo que la supernova pareciera más tenue. Sin embargo, durante los últimos años (1999-2002), las emocionantes, nuevas y detalladas mediciones de la radiación cósmica de fondo de microondas también revelan que el Universo se está acelerando. Vea abajo. Parece que L no es cero y que existe el problema cosmológico. ¡Pero espera!

Quintaesencia
Los teóricos desarrollaron recientemente una nueva forma de impulsar la aceleración del Universo llamada quintaesencia que puede resolver el problema. La idea utiliza un campo de partículas escalares. Un campo de partículas es la fuente cuántica de una partícula elemental básicamente, los modos vibratorios del campo producen una o más partículas elementales (posiblemente en movimiento) de un tipo particular. Por ejemplo, el campo electromagnético cuántico es la fuente de todos los fotones. El campo escalar de la quintaesencia produce tanto una constante cosmológica como una densidad de masa / energía, algo que a veces se denomina "energía oscura". La dinámica se ajusta para que la contribución a la constante cosmológica cambie con el tiempo. Entonces es posible arreglar las cosas de modo que L esté cerca de su gran valor natural en el Universo temprano, pero disminuya a medida que el Universo evoluciona a un valor que es pequeño y aceptable hoy. La idea de la quintaesencia es especulativa, pero es la única forma razonable que los teóricos han encontrado para explicar las conclusiones extraídas de los datos de supernovas de Tipo Ia.

Mediciones detalladas de radiación de fondo de microondas cósmico
En 1999 y 2000, se enviaron instrumentos en globos a los tramos superiores de la atmósfera terrestre para medir con mayor precisión la radiación cósmica de fondo de microondas. En particular, los astrónomos observaron un aumento pronunciado en las fluctuaciones de temperatura en lo que corresponde a una separación angular de aproximadamente un grado. Se cree que el modo fundamental de las ondas sonoras en el gas átomo / fotón original en la recombinación es la fuente de esta protuberancia. (Los armónicos, o modos más altos, deberían producir protuberancias adicionales en separaciones angulares más pequeñas y lo hacen. Ver más abajo). Dado que las ondas sonoras propagan variaciones de densidad (regiones enrarecidas y concentradas en movimiento), los astrónomos estaban viendo en estas mediciones las fluctuaciones de densidad que eventualmente condujeron a cúmulos de galaxias y vacíos gigantes. La ubicación, el tamaño y la forma de las protuberancias cambian de acuerdo con varios parámetros cosmológicos, como las contribuciones a W de los protones / neutrones, de la materia oscura y de la constante cosmológica. Para 2001, se midieron dos picos adicionales y los datos fueron lo suficientemente precisos para concluir que L no era cero. Esta confirmación independiente de los resultados de la supernova de tipo Ia dejó pocas dudas de que, además de la materia oscura, existe otra misteriosa energía oscura que impregna todo el Universo, cuyo efecto es crear una presión negativa que hace que el estiramiento del espacio se acelere.

Durante la mayor parte del siglo XX, los cosmólogos sostuvieron
una imagen bastante simple de la evolución del Universo.

El mes pasado (mayo de 2002), radiotelescopios en la cima de montañas altas midieron las fluctuaciones de temperatura en separaciones angulares más pequeñas utilizando interferencia entre múltiples elementos. Se confirmaron las tres primeras protuberancias, se vio una cuarta protuberancia y las fluctuaciones disminuyeron de acuerdo con la teoría para ángulos de hasta aproximadamente una décima de grado. Los datos de muchos experimentos se resumen en la siguiente figura de Max Tegmark que originalmente estaba en el sitio web http://www.hep.upenn.edu/


Figura: Fluctuaciones de temperatura frente a multipolo l
Las fluctuaciones de temperatura, que están relacionadas con las perturbaciones de densidad,
están en unidades de micro-kelvin (10 -6 grados K). El multipolar l puede ser
pensada como la separación angular inversa con un ángulo igual a (180 grados) / l.
Resumen
Cuando se tienen en cuenta todas las observaciones astronómicas recientes, los parámetros que gobiernan la cosmología de nuestro Universo se determinan ahora con una precisión sin precedentes. ¡La edad del Universo es de aproximadamente 13.5 mil millones de años con una incertidumbre de menos de 500 millones de años! Las contribuciones a W de la constante cosmológica, de la materia oscura y del protón / neutrón son, respectivamente, de aproximadamente 0,7, 0,25 y 0,045. La tasa de expansión del Hubble es de 0,69 kilómetros por segundo por megaparsec (con una precisión de 0,02). Los resultados son consistentes con la inflación: W = 1 dentro del 10%, y el espectro de fluctuaciones de densidad es el predicho dentro de los errores experimentales.
La imagen simple de principios del siglo XX de nuestro mundo como un Universo en expansión y desaceleración impulsado por la masa de materia ordinaria ha sido suplantada por una nueva cosmología: ahora se cree, y hay alguna evidencia que lo respalda, que la inflación lugar en menos de una pequeña fracción de segundo durante el cual el espacio experimentó una enorme expansión. Durante los últimos 13 mil millones de años, el espacio se ha expandido pero a un ritmo creciente, es decir, el Universo se está acelerando. La mayor parte de esta expansión no es impulsada por la masa en protones y neutrones, sino por una constante cosmológica y por materia oscura misteriosa y desconocida. ¡Es un mundo extraño, extraño en verdad!


Este informe fue elaborado por el personal de Jupiter Scientific, una organización dedicada a la promoción de la ciencia a través de libros, Internet y otros medios de comunicación.

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Las supernovas más brillantes

Las supernovas fueron nombradas y clasificadas por el astrofísico Fritz Zwicky en la década de 1930. Son poderosas explosiones estelares en las que una sola estrella se vuelve tan brillante como 10 9 estrellas como el sol. La taxonomía moderna de las supernovas (4) las separa en dos tipos, tipo I (SN I) y tipo II (SN II) dependiendo de si muestran líneas de hidrógeno en sus espectros a máxima luz. Una descripción más física, basada en modelos para las explosiones y evidencia circunstancial basada en los lugares donde se encuentran supernovas de varios tipos, atribuye las supernovas de tipo Ia sin hidrógeno a la detonación termonuclear de estrellas enanas blancas y las de tipo II (así como SN Ib e Ic) hasta el colapso del núcleo de estrellas masivas. Se cree que las SN Ia no dejan restos estelares, mientras que las SN II y sus primos son responsables de la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros de masa estelar. A pesar de sus orígenes y mecanismos muy diferentes, la luminosidad intrínseca de ambos tipos es comparable. Las tasas combinadas de supernovas son del orden de unas pocas por siglo en una galaxia como la nuestra. La supernova de Tycho de 1572, en nuestra propia Vía Láctea, fue probablemente una SN Ia, mientras que la SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes fue una variante de la clase SN II.

Para la cosmología, la propiedad clave que hace que SN Ia sea útil es que son la clase más brillante de supernovas y tienen la menor dispersión en luminosidad intrínseca. Teóricamente, un rango estrecho de luminosidades para SN Ia podría provenir del límite de masa superior para las enanas blancas que explotan para formarlas: 1.4 masas solares es el límite de Chandrasekhar para el soporte de la degeneración electrónica de una masa fría de carbono y oxígeno que comprende una masa blanca. enano. Aunque una enana blanca de carbono-oxígeno en el límite de Chandrasekhar es estable, puede explotar si una compañera binaria aumenta su masa. Cuando una onda de combustión termonuclear destruye una estrella de este tipo, al quemar aproximadamente 0,5 masas solares de ella en elementos de pico de hierro, la "bomba estándar" resultante puede ser una buena baliza para juzgar las distancias cósmicas.

En las décadas de 1960 y 1970, las mediciones de las curvas de luz de las supernovas eran toscas para los estándares modernos porque se hicieron con placas fotográficas, y era plausible que toda la variación observada en las luminosidades de SN Ia procediera del difícil problema de medir la luz de la supernova en el fondo de una galaxia distante con un detector no lineal (Fig. 1). En ese tiempo inocente, los teóricos imaginativos (por ejemplo, véanse las referencias 5 y 6) esbozaron cómo se podrían usar las observaciones de supernovas para determinar si el universo se estaba desacelerando, como se esperaría si el efecto de la gravedad se hubiera estado acumulando durante el tiempo de expansión cósmica. observando los desplazamientos al rojo y los flujos de supernovas distantes.


¿Multiverso o Universo? Debate de físicos

NUEVA YORK - Ya sea que crea que nuestro universo es único o una de las muchas realidades que coexisten, existe un modelo científico que respalda sus puntos de vista. Los cosmólogos de ambos lados debatieron el tema el 1 de junio aquí en el "Multiverso: ¿Un universo o muchos?" panel en el Festival Mundial de la Ciencia.

"¿Es la idea del multiverso algo que está implícito en deficiencias en las teorías cosmológicas existentes, o es algo que algunos científicos necesitan para ayudarlos a explicar ciertos problemas irresolubles en la teoría existente?" preguntó el periodista John Hockenberry, actuando como moderador de los científicos Andreas Albrecht, Alan Guth, Andrei Linde y Neil Turok, quienes subieron al escenario en el Skirball Center for the Performing Arts de la Universidad de Nueva York.

La posibilidad de un multiverso surge de la teoría de la inflación cósmica. Esta idea postula que el universo creció exponencialmente en la primera fracción de segundo después del Big Bang, expandiéndose incluso más rápido que la velocidad de la luz. Algunas versiones de esta teoría sugieren que ciertas áreas del universo se expandieron más rápido que otras, creando burbujas separadas de espacio-tiempo que podrían haberse convertido en sus propios universos. [5 razones por las que podemos vivir en un multiverso]

Se pensaba que la teoría de la inflación no era comprobable cuando el cosmólogo del MIT Guth y sus contemporáneos la propusieron por primera vez hace más de 30 años, pero desde entonces las observaciones de la luz que quedó del Big Bang, llamada radiación cósmica de fondo de microondas, han ofrecido un fuerte apoyo a la inflación. .

De hecho, aunque los cuatro científicos no estaban de acuerdo en la existencia de múltiples universos, todos consideraban que la inflación era un punto de partida viable para explicar el tamaño y la uniformidad del universo observable. "Los cuatro estamos más de acuerdo que en desacuerdo", dijo Turok, director del Instituto Perimetral de Física Teórica en Ontario, Canadá.

Si bien la inflación no necesariamente predice múltiples universos, Guth dijo que los hace factibles. "La energía es positiva o negativa y, de hecho, la energía total de nuestro universo es completamente consistente con la suma de cero", dijo. Si el universo requiere una suma total de energía cero para producir, entonces "el universo es el mejor almuerzo gratis", dijo Guth. "Nada de lo que conocemos puede producirse una sola vez".

"Estaba realmente impresionado por el universo hasta que dijiste eso", respondió Hockenberry.

El mayor apoyo al concepto de multiverso provino de Linde, físico de la Universidad de Stanford. Cuando comenzó a investigar la teoría inflacionaria, le sorprendió la increíble regularidad del universo.

"Estuve a punto de llorar. Fue así de magnífico", dijo.

Linde explicó que la distribución regular de materia y calor del universo, salvo estructuras como las galaxias, es un principio cosmológico. Debido a que la inflación creó un cosmos estable y uniforme, no hay razón para pensar que solo podría suceder una vez, dijo.

Si bien los cuatro cosmólogos no llegaron a un consenso al final del panel, Albrecht, un físico de la Universidad de California en Davis, estaba muy satisfecho con el progreso que habían logrado los investigadores, tanto con respecto a la inflación como a la idea del multiverso. "El estándar de oro de la ciencia es descartar las teorías", dijo. Los datos recopilados en los últimos 10 años han invalidado una serie de modelos potenciales que explican la inflación, limitando el conjunto de teorías candidatas a un conjunto más pequeño de posibilidades más probables.

"Esa es una sensación de progreso real y palpable", dijo Albrecht, aunque aún no se ha identificado el modelo correcto que describe con precisión, o predice, todos los aspectos de la inflación y sus resultados.

Nada en el cuerpo actual de conocimiento científico prohíbe un multiverso, y la teoría inflacionaria apoya una serie de principios que lo hacen posible. Al mismo tiempo, tampoco hay pruebas contundentes de que exista o deba existir un multiverso.

En cualquier caso, la existencia de un multiverso puede no tener mucho impacto en las preocupaciones cotidianas. Al discutir las tendencias en Google para los usuarios que buscan aprender sobre el universo y el multiverso, Linde explicó que "el pico de interés es Miss Universo de Brasil".


A tientas en el dark

ASTRÓNOMOS, felicitándose por haber descubierto de qué está hecha nuestra Vía Láctea, han tenido que cancelar las celebraciones. Sus observaciones, que sugieren que las estrellas brillantes de nuestra galaxia están incrustadas en un halo de miles de miles de millones de estrellas oscuras, son tan buenas como siempre. Pero desafortunadamente, una serie de observaciones completamente diferente implica que simplemente no hay suficientes átomos disponibles para hacer todas esas estrellas oscuras. Hay un conflicto y ambas sugerencias no pueden ser correctas. Pero la buena noticia es que este tipo de conflicto suele conducir (tarde o temprano) a una mejora en nuestra comprensión del Universo.

Ya fue bastante difícil para los astrónomos aceptar la idea de que hay más en el Universo de lo que parece. Desde que Galileo dirigió por primera vez un telescopio hacia el cielo hace casi 400 años, los astrónomos, naturalmente, han concentrado su atención en lo que pueden ver con sus propios ojos. Incluso cuando se descubrieron objetos como radiogalaxias y fuentes de rayos X, en la segunda mitad del siglo XX, esto fue una extensión natural del espectro electromagnético fuera de la región visible. Y, además, las radiogalaxias y similares a menudo también resultan detectables con luz visible ordinaria. Pero cuanto más estudiaban el Universo los astrónomos, más evidencia encontraban de la presencia de materia que no podía ser detectada por ninguna forma de radiación. Incluso la materia oscura ejerce una influencia gravitacional en su entorno, y los estudios de la forma en que giran las galaxias individuales y de la forma en que los grupos de galaxias se mueven juntos en cúmulos, mostraron que había mucha más materia alrededor de la que se veía a simple vista, tirando de su brillante compañeros.

Obviamente, es probable que haya algo de materia oscura alrededor, pero a fines de la década de 1980 estaba claro que había al menos diez veces más materia oscura que brillante en el Universo. Durante casi 400 años, los astrónomos habían estado estudiando la punta del proverbial iceberg. Ahora, estaban ansiosos por estudiar el resto. ¿Pero cómo?

En ausencia de cualquier observación de la materia oscura, los teóricos tuvieron un día de campo con sugerencias locas y extravagantes (y a veces serias) sobre lo que podría ser. La sugerencia más extrema fue que alguna forma de partículas fundamentales, nunca detectadas en los laboratorios de la Tierra, podrían haberse producido en profusión en el Big Bang en el que nació el Universo, y llenar el & quot; espacio vacío & quot; entre las estrellas y las galaxias. Tales partículas tendrían que tener masa, o no ejercerían una atracción gravitacional de otra manera, sin embargo, interactuarían solo débilmente con los átomos ordinarios. Así que se denominaron WIMP: partículas masivas de interacción débil. Un WIMP típico pesaría aproximadamente tanto como un átomo ligero, quizás la mitad que un átomo de carbono. Si hay tantos como se necesitarían para explicar los movimientos de las galaxias, un gran número está zumbando a través de la habitación en la que está sentado y a través de su propio cuerpo, sin que usted se dé cuenta.

La idea no es completamente descabellada, porque las apreciadas teorías de la física de partículas (las consideradas como pasos hacia una "teoría del todo" final) en realidad predicen la existencia de tales partículas.La prueba de que existen sería una poderosa evidencia de que tanto los cosmólogos como los físicos de partículas están ladrando al árbol correcto, o al menos, al mismo árbol.

Pero hay una teoría rival. Quizás toda esta materia oscura sea materia atómica ordinaria, el mismo tipo de materia de la que estamos hechos las estrellas, los planetas y nosotros mismos. Al menos en lo que respecta a nuestra propia galaxia, el material oscuro en el halo podría tener la forma de grandes planetas (& quot; júpiter & quot) o estrellas pequeñas y débiles (& quot; enanas marrones & quot). Dichos objetos serían mucho más masivos, individualmente, que un solo WIMP, pero bastante compactos en términos astronómicos. Y viven en el halo. ¿Qué más podrían llamarse sino Objetos de Halo Compactos Astrofísicos Masivos, o MACHO?

Lo mejor de los MACHO es que debería ser posible detectarlos, no directamente, sino por su influencia gravitacional en la luz de objetos aún más distantes. Esto depende de la forma en que cualquier masa gravitante dobla la luz que pasa cerca de ella, una predicción clave de la teoría general de la relatividad de Einstein. La predicción de Einstein fue confirmada por estudios de la luz de estrellas distantes que pasaban cerca del Sol, llevados a cabo durante un eclipse en 1919.

El mismo Einstein señaló, allá por la década de 1930, que en las circunstancias adecuadas, un objeto oscuro y masivo podría enfocar la luz de una estrella distante, actuando como una lente gravitacional. Y a fines de la década de 1980, los astrónomos se dieron cuenta de que si un MACHO en el halo de nuestra Galaxia pasaba frente a una estrella distante mientras estábamos mirando, deberíamos ver un destello de luz causado por el efecto de la lente gravitacional.

Varios equipos se dispusieron rápidamente a buscar esos destellos. Necesita un telón de fondo de estrellas más distantes para que MACHO se mueva frente a él, pero felizmente eso lo proporciona una galaxia compañera de nuestro sistema de la Vía Láctea, conocida como la Gran Nube de Magallanes (LMC).

Para un MACHO típico con una masa del 1 por ciento de la de nuestro Sol, vería uno de estos eventos de lente cada 50.000 años aproximadamente. Pero las técnicas astronómicas modernas, que utilizan dispositivos de carga acoplada de estado sólido en lugar de placas fotográficas, permiten monitorear millones de estrellas en la LMC, con computadoras que analizan las variaciones de luz en tiempo real, de modo que tan pronto como se detecte un destello, otros telescopios. se puede encender en la estrella de interés.

En los últimos meses, tres equipos de investigadores han detectado destellos de este tipo, con todas las características de las lentes gravitacionales causadas por los MACHO. "Flash" no es la palabra correcta, porque en cada caso la estrella que se está estudiando se ilumina y luego se desvanece durante un par de semanas, a medida que el putativo MACHO se mueve lentamente frente a ella. Esto coincide exactamente con las predicciones, y los detalles de las "curvas de luz", como se les llama, sugieren que el halo está lleno de MACHO, cada uno de los cuales tiene una masa tal vez el 10 por ciento de la de nuestro Sol.

Si explican toda la masa necesaria para explicar cómo gira la galaxia, eso significaría cinco mil billones de estos objetos en el halo de nuestra galaxia solamente, en comparación con solo uno o doscientos mil millones de estrellas brillantes.

Pero el estallido de corchos de champán tuvo que quedar en suspenso cuando se anunciaron los primeros resultados del nuevo telescopio Keck, en Hawái. Este es el telescopio de espejo único más grande del mundo, con 10 metros de diámetro, y capaz de estudiar objetos débiles (y por lo tanto distantes) con más detalle que nunca. Uno de los primeros descubrimientos realizados por el telescopio Keck es que las galaxias extremadamente distantes, a lo largo del Universo, contienen mucho más deuterio que las estrellas de nuestra Galaxia. Puede que vea un descubrimiento bastante exótico, pero puede acabar con los MACHO. El caso es que el deuterio (también conocido como hidrógeno pesado) se produjo en el Big Bang, pero no se puede producir dentro de las estrellas. De hecho, es destruido por procesos estelares. Sabemos cuánto deuterio (y otros elementos) hay en las estrellas y galaxias porque deja su huella característica en forma de líneas en el espectro de luz de estos objetos. Las galaxias muy distantes se ven como lo eran hace mucho tiempo, porque la luz de ellas tarda mucho (en este caso, miles de millones de años) en llegar a nosotros. Entonces, en efecto, las mediciones (usando espectroscopía) de la cantidad de deuterio en galaxias distantes es lo mismo que medir la cantidad de deuterio cuando el Universo era joven. El inconveniente es que, de acuerdo con los cálculos estándar y altamente exitosos de lo que sucedió en el nacimiento del Universo, la cantidad de deuterio alrededor está muy relacionada con la cantidad total de materia atómica producida en el Big Bang. Cuanto más deuterio hay, menos materia atómica puede haber en general.

Usando las abundancias de deuterio medidas para las estrellas en nuestra galaxia, el Big Bang podría haber producido diez veces más materia atómica de la que vemos en las estrellas brillantes. Pero usando las nuevas cifras de las observaciones de Keck, apenas hay suficiente alcance para hacer las estrellas mismas, y no hay espacio para MACHO.

La implicación es clara: después de todo, cualquier materia oscura alrededor debe estar en forma de WIMP. Solo que algo está haciendo que las estrellas en el LMC parpadeen mientras las miramos, y nadie sabe cómo se puede hacer que las WIMP se agrupen para formar el tipo de objetos masivos y compactos necesarios para hacer el truco de la lente gravitacional.

¿Confundido? También los astrónomos, pero también están intrigados por la posibilidad de que lo que sea que esté ahí fuera sea diferente de cualquier cosa que los teóricos hayan podido imaginar hasta ahora.