Energía oscura / Universo acelerado: pregunta ingenua

No es una pregunta tan ingenua como crees, y la respuesta es mucho más complicada de lo que piensas.

Cuando calculamos cómo se expande el universo, asumimos que es isótropo y homogéneo (esto significa que, en promedio, es igual en todas partes) y tiene un factor de escala que normalmente se escribe como$a(t)$. El factor de escala nos dice cuánto se ha expandido el universo. Establecimos el factor de escala en 1 en el momento actual, por lo que un factor de escala de 2 significa que todo está el doble de lejos y un factor de escala de 0,5 significa que todo está a la mitad de la distancia.

Si nuestro factor de escala$a(t)$fuera constante entonces el universo sería estático es decir las galaxias distantes estarían estacionarias con respecto a nosotros. Cuando decimos que el universo se está expandiendo, queremos decir que el factor de escala$a(t)$aumenta con el tiempo. para saber cómo$a(t)$cambia con el tiempo tenemos que resolver las ecuaciones de Einstein, y aquí es donde las cosas se complican porque las soluciones son complicadas. Si está interesado, eche un vistazo a los artículos de Wipedia sobre la métrica FLRW y las ecuaciones de Friedmann . Sin entrar en los detalles, esperamos que el factor de escala se parezca a:

Sin energía oscura, la tasa de aumento del factor de escala disminuye gradualmente con el tiempo porque la atracción gravitatoria mutua de toda la materia del universo frena la expansión. Con la energía oscura, la tasa de expansión siempre es ligeramente mayor, y en grandes momentos la tasa de expansión comienza a aumentar nuevamente.

La detección original de la energía oscura se basó en medir la velocidad de recesión de las supernovas y descubrir que coincidían con las predicciones de la línea roja, no con la negra.

Algunas notas adicionales: creemos que el universo es plano, y esto significa que (en ausencia de energía oscura) la tasa de expansión que muestra la línea negra continuaría desacelerándose pero nunca llegaría a ser cero. Más precisamente, tendería asintóticamente a cero cuando el tiempo tiende a infinito. Un universo abierto significa que la tasa de expansión tendería a un valor mayor que cero, y un universo cerrado significa que la tasa de expansión llegaría a cero en un tiempo finito y luego se volvería negativa. Un universo cerrado comenzaría a contraerse de nuevo.

También tenga en cuenta que en el tiempo cero el factor de escala es cero, es decir, la distancia entre todo en el universo sería cero. Este punto es lo que llamamos el Big Bang. El nombre es engañoso porque no fue una explosión (como se muestra a menudo en los programas de televisión de divulgación científica). En realidad es una singularidad porque si el espacio entre todo es cero, la densidad debe ser infinita. Un punto singular es donde nuestras ecuaciones se descomponen porque no podemos hacer aritmética con el número$\infty$.

De hecho, esperamos que el universo se expanda sobre la base de la teoría del Big Bang. Por lo tanto, al observar un corrimiento al rojo más alto, es decir, más lejos en el tiempo, debe esperar que los objetos retrocedan más rápido. Esto se refleja en el cambio de relación lineal que midió por primera vez el Hubble

Sin embargo, a partir de la observación de SNIa, que completa el gráfico para desplazamientos al rojo más altos, ¡el desplazamiento de relación lineal se desvía! Sugiere que la relación entre la velocidad$v$y la distancia$D$ya no es lineal para mayor$z$. La expansión se está acelerando .

Esta aceleración depende de la geometría y el contenido de energía del universo.

Mire el gráfico a continuación: en un universo vacío, como notó, las velocidades de recesión se desvían de la relación lineal de Hubble y se indica con una línea recta. Sin embargo, la medición del SN Ia muestra que el universo se desvía de esta relación debido a la presencia de un componente de energía repulsiva que da como resultado una expansión acelerada del universo para explicar las velocidades de recesión observadas. Este contenido de energía repulsiva se llama energía oscura y sigue siendo muy misterioso.

El modelo Big Bang admite muchas posibilidades: estado estacionario, la expansión es constante; aceleración de la expansión; desaceleración de la expansión. Para que el valor de la constante de Hubble y la radiación de fondo de microondas sea consistente y describa el universo observable con una fórmula del Big Bang, una expansión acelerada es la hipótesis más económica, debido a la existencia de una constante cosmológica positiva en la relatividad general. ecuaciones

donde lamda es mayor que cero. El modelo Big Bang funciona con cualquier lamda, y antes de que se soñara con la energía oscura, uno pensaba que la expansión en el pasado era la misma que en el presente y se suponía que lamda era 0. Los datos indican que hay una aceleración continua de la expansión, nosotros se están expandiendo ahora más rápido que 380.000 años después del Big Bang . Esto se muestra en el gráfico de la historia desde el BB.

Al poner entre paréntesis la historia de expansión del universo entre hoy y cuando el universo tenía solo aproximadamente 380,000 años, los astrónomos pudieron poner límites a la naturaleza de la energía oscura que está causando que la expansión se acelere. La medida para el lejano universo primitivo se deriva de las fluctuaciones en el fondo cósmico de microondas, como lo resolvió la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson de la NASA, WMAP, en 2003).

Su resultado es consistente con la interpretación más simple de la energía oscura: que es matemáticamente equivalente a la constante cosmológica hipotética de Albert Einstein, introducida hace un siglo para empujar la estructura del espacio y evitar que el universo colapse bajo la atracción de la gravedad.