Uno de los logros más importantes del siglo XX fue la definición precisa de cuán grande, vasto y masivo es nuestro universo. Con aproximadamente dos billones de galaxias encerradas en un volumen de 46 mil millones de años luz de radio, nuestro universo observable nos permite reconstruir la historia completa de nuestro cosmos, hasta el Big Bang y tal vez incluso un poco antes. Pero ¿y el futuro? ¿Cómo será el universo? ¿Lo hará?
Alguien dice que la expansión del universo se está desacelerando. El Premio Nobel fue otorgado por el "descubrimiento" de que la expansión del universo está aumentando. ¿Pero quién tiene razón? ¿Podría el universo colapsar algún día en el proceso de la llamada Gran Compresión (inversa al Big Bang)?
El comportamiento futuro se predice mejor basándose en el comportamiento pasado. Pero así como los humanos a veces pueden sorprendernos, el Universo también puede hacerlo.
norte
La tasa de expansión del Universo en un momento dado depende solo de dos factores: la densidad de energía total que existe en el espacio-tiempo y la cantidad de curvatura espacial presente. Si entendemos las leyes de la gravedad y cómo los diferentes tipos de energía evolucionan con el tiempo, podemos reconstruir todo lo que sucedió en un momento determinado del pasado. También podemos mirar diferentes objetos distantes a diferentes distancias y medir cómo se extiende la luz debido a la expansión del espacio. Cada galaxia, supernova, nube de gas molecular y similares, cualquier cosa que absorba o emita luz, contará la historia cósmica de cómo la expansión del espacio lo extendió desde el momento en que nació la luz hasta el momento en que la observamos.
A partir de muchas observaciones independientes, pudimos concluir en qué consiste el propio Universo. Hicimos tres grandes cadenas de observación independientes:
- En el fondo cósmico de microondas, hay fluctuaciones de temperatura que codifican información sobre la curvatura del universo, materia normal, materia oscura, neutrinos y densidad total.
- Las correlaciones entre galaxias en las escalas más grandes, conocidas como vibraciones acústicas bariónicas, proporcionan mediciones muy rigurosas de la densidad total de la materia, la proporción de materia normal a materia oscura y cómo la tasa de expansión ha cambiado con el tiempo.
Video promocional:
“Y las velas estándar más distantes y brillantes del Universo, las supernovas de tipo Ia, nos informan sobre la tasa de expansión y la energía oscura, cómo han cambiado con el tiempo.
Estas cadenas de evidencia, tomadas en conjunto, nos pintan una imagen coherente del universo. Nos dicen qué hay en el Universo moderno y nos dan una cosmología en la que:
- El 4,9% de la energía del Universo está representado por materia normal (protones, neutrones y electrones);
- El 0,1% de la energía del Universo existe en forma de neutrinos masivos (que actúan como materia en los últimos tiempos y actuaron como radiación en los primeros tiempos);
- El 0,01% de la energía del Universo existe en forma de radiación (como fotones);
- El 27% de la energía del Universo existe en forma de materia oscura;
- El 68% de la energía es inherente al propio espacio: energía oscura.
Todo esto nos da un Universo plano (con una curvatura del 0%), un Universo sin defectos topológicos (monopolos magnéticos, cuerdas cósmicas, paredes de dominio o texturas cósmicas), un Universo con una historia de expansión conocida.
Las ecuaciones de la relatividad general son muy deterministas en este sentido: si sabemos de qué está hecho el Universo hoy y las leyes de la gravedad, sabemos exactamente cuán importante fue cada componente en cada intervalo individual en el pasado. Al principio, dominaron la radiación y los neutrinos. Durante miles de millones de años, los componentes más importantes fueron la materia oscura y la materia normal. Durante los últimos miles de millones de años, y esto empeorará con el tiempo, la energía oscura se ha convertido en el factor dominante en la expansión del universo. Esto hace que el universo se acelere y, a partir de ese momento, muchas personas dejan de comprender lo que está pasando.
norte
Hay dos cosas que podemos medir cuando se trata de la expansión del universo: la tasa de expansión y la tasa a la que las galaxias individuales, desde nuestro punto de vista, entran en perspectiva. Están relacionados, pero siguen siendo diferentes. La tasa de expansión, por un lado, habla de cómo el tejido del espacio mismo se estira con el tiempo. Siempre se define como la velocidad por unidad de distancia, generalmente expresada en kilómetros por segundo (velocidad) por megaparsec (distancia), donde un megaparsec equivale aproximadamente a 3,26 millones de años luz.
Si no hubiera energía oscura, la tasa de expansión disminuiría con el tiempo, acercándose a cero, ya que la densidad de la materia y la radiación caerían a cero a medida que se expandiera el volumen. Pero con la energía oscura, esta tasa de expansión sigue dependiendo de la densidad de la energía oscura. Si la energía oscura, por ejemplo, fuera una constante cosmológica, la tasa de expansión se aplanaría hasta un valor constante. Pero en este caso, las galaxias individuales que se alejan de nosotros se acelerarían.
Imagina una velocidad de expansión de cierta magnitud: 50 km / s / Mpc. Si la galaxia está a una distancia de 20 Mpc de nosotros, parece alejarse de nosotros a una velocidad de 1000 km / s. Pero dale tiempo, y a medida que la estructura del espacio se expanda, esta galaxia eventualmente estará más lejos de nosotros. Con el tiempo, será el doble: 40 Mpc y la velocidad de extracción será de 2000 km / s. Tomará más tiempo y será 10 veces más lejos: 200 Mpc y la velocidad de remoción de 10,000 km / s. Con el tiempo, se alejará a una distancia de 6000 Mpc de nosotros y se alejará a una velocidad de 300.000 km / s, que es más rápida que la velocidad de la luz. Cuanto más pase el tiempo, más rápido se alejará la galaxia de nosotros. Por eso el Universo se está "acelerando": la tasa de expansión está disminuyendo, pero la velocidad de separación de las galaxias individuales de nosotros solo aumenta.
Todo esto es consistente con nuestras mejores medidas: la energía oscura es una densidad de energía constante inherente al espacio mismo. A medida que el espacio se extiende, la densidad de la energía oscura permanece constante y el Universo terminará en un "Gran Congelamiento", cuando todo lo que no esté unido por la gravedad (como nuestro grupo local, galaxia, sistema solar) divergerá y divergerá. Si la energía oscura es realmente una constante cosmológica, esta expansión continuará indefinidamente hasta que el universo se vuelva frío y vacío.
Pero si la energía oscura es dinámica, lo cual es teóricamente posible, pero sin evidencia observable, podría terminar en un Big Squeeze o Big Rip. En la Gran Compresión, la energía oscura debilitará y revertirá gradualmente la expansión del universo para que comience a contraerse. Incluso puede haber un universo cíclico, donde la "compresión" da lugar a un nuevo Big Bang. Si la energía oscura se vuelve más fuerte, nos espera un destino diferente, cuando las estructuras conectadas serán destrozadas por la tasa de expansión que aumenta gradualmente. Sin embargo, hoy todo indica que nos espera la Gran Helada, cuando el Universo se expandirá para siempre.
Los principales objetivos científicos para futuros observatorios como Euclid de la ESA o WFIRST de la NASA incluyen medir si la energía oscura es una constante cosmológica. Y si bien la teoría principal habla a favor de la energía oscura constante, es importante comprender que puede haber posibilidades no excluidas por las mediciones y observaciones. Hablando en términos generales, el universo todavía puede colapsar, y esto es posible. Se necesitan más datos.
ILYA KHEL
