De las ecuaciones de Friedmann , se puede deducir que
R˙2−8 pi3G ρR2= − kC2,
dónde
ρ
es la densidad total del universo y
k
es una constante que determina la forma del universo:
k = - 1 , 0 , 1
para un universo abierto, plano y cerrado, respectivamente. Si el universo es una hiperesfera (
k = 1
), entonces
R
se puede considerar como su 'radio'.
Debido a que el lado derecho es una constante, también es igual a los valores actuales
R˙20−8 pi3GRAMOρ0R20= − kC2,
o
R˙20R20−8 pi3GRAMOρ0= −kC2R20,
y, introduciendo la constante de Hubble
H0=R˙0/R0
, obtenemos
H20−8 pi3GRAMOρ0= −kC2R20.
Si
k = 0
, tenemos un universo plano, y la densidad correspondiente es igual a la llamada
densidad crítica
ρdo , 0=3H208 piGRAMO.
Por lo tanto, el caso general se puede escribir en la forma
H20( 1 −ρ0ρdo , 0) =−kC2R20.
Finalmente, el factor entre paréntesis se denota como
Ωk, 0
, de modo que
H20Ωk, 0= −kC2R20.
En el caso de un universo con curvatura positiva,
k = 1
y
Ωk, 0
es negativo, por lo que
R0=CH0−Ωk, 0−−−−−√.
El valor WMAP de nueve años para
Ωk, 0
es (ver la última tabla en la
página wiki )
Ωk, 0= −0.037+ 0.044− 0,042= −0.0027+ 0.0039− 0,0038(solo WMAP) ,(WMAP + otras obs.) ,
y
H0= 70kilómetross− 1Mpc− 1
. Entonces encontramos
R0R0≈ 22,3Gpc ≈ 72.7mil millones de ly≈ 82,5gpc ≈ 269mil millones de ly( para Ωk, 0= − 0.037 ),( para Ωk, 0= − 0.0027 ).
Esto se puede interpretar como el radio del universo si es una hiperesfera, aunque la topología del universo podría ser más complicada. Los últimos resultados de Plank imponen restricciones aún más estrictas a la curvatura del universo (consulte la página 40 de
este artículo ).
Armando Veseli
púlsar
benrg
Zumbido