El modelo cosmológico del Universo es una descripción matemática que intenta explicar las razones de su existencia actual. También describe la evolución a lo largo del tiempo.
Los modelos cosmológicos modernos del Universo se basan en la teoría general de la relatividad. Esto es lo que actualmente proporciona la mejor representación para una explicación a gran escala.
El primer modelo cosmológico del Universo basado en la ciencia
A partir de su teoría de la relatividad general, que es una hipótesis de la gravedad, Einstein escribe ecuaciones que gobiernan un cosmos lleno de materia. Pero Albert pensó que debería ser estático. Así que Einstein introdujo un término llamado modelo cosmológico constante del universo en sus ecuaciones para obtener el resultado.
Posteriormente, dado el sistema de Edwin Hubble, volverá a esta idea y reconocerá que el cosmos puede expandirse efectivamente. Exactamenteel Universo se ve como en el modelo cosmológico de A. Einstein.
Nuevas hipótesis
Poco después de él, el holandés de Sitter, el ruso desarrollador del modelo cosmológico del Universo Friedman y el belga Lemaitre presentan elementos no estáticos a juicio de los entendidos. Son necesarios para resolver las ecuaciones de la relatividad de Einstein.
Si el cosmos de De Sitter corresponde a una constante vacía, entonces, según el modelo cosmológico de Friedmann, el Universo depende de la densidad de la materia que contiene.
Hipótesis principal
No hay razón para que la Tierra esté en el centro del espacio o en algún lugar privilegiado.
Esta es la primera teoría del modelo cosmológico clásico del universo. Según esta hipótesis, el universo se considera como:
- Homogénea, es decir, tiene las mismas propiedades en todas partes a escala cosmológica. Por supuesto, en un plano más pequeño, hay diferentes situaciones si miras, por ejemplo, al Sistema Solar o en algún lugar fuera de la Galaxia.
- Isotrópico, es decir, siempre tiene las mismas propiedades en todas las direcciones, mire hacia donde se mire. Sobre todo porque el espacio no se aplana en una dirección.
La segunda hipótesis necesaria es la universalidad de las leyes de la física. Estas reglas son las mismas en todas partes y en todo momento.
Considerar el contenido del universo como un fluido perfecto es otra hipótesis. Las dimensiones características de sus componentes son insignificantes comparadas con las distancias que los separan.
Parámetros
Muchos preguntan: "Describe el modelo cosmológicoUniverso." Para ello, de acuerdo con la hipótesis anterior del sistema de Friedmann-Lemaitre, se utilizan tres parámetros que caracterizan completamente la evolución:
- Constante de Hubble que representa la tasa de expansión.
- El parámetro de densidad de masa, que mide la relación entre el ρ del Universo investigado y una cierta densidad, se denomina ρc crítico, que está relacionado con la constante de Hubble. El valor actual de este parámetro está marcado como Ω0.
- La constante cosmológica, marcada como Λ, es la fuerza opuesta a la gravedad.
La densidad de la materia es un parámetro clave para predecir su evolución: si es muy impenetrable (Ω0> 1), la gravedad podrá vencer la expansión y la el cosmos volverá a su estado original.
De lo contrario, el aumento continuará para siempre. Para comprobarlo, describe el modelo cosmológico del Universo según la teoría.
Es intuitivamente claro que una persona puede darse cuenta de la evolución del cosmos de acuerdo con la cantidad de materia que contiene.
Un gran número conducirá a un universo cerrado. Terminará en su estado inicial. Una pequeña cantidad de materia conducirá a un universo abierto con expansión infinita. El valor Ω0=1 conduce a un caso especial de espacio plano.
El significado de la densidad crítica ρc es aproximadamente 6 x 10–27 kg/m3, es decir, dos átomos de hidrógeno por metro cúbico.
Esta cifra tan baja explica por qué los modernosel modelo cosmológico de la estructura del universo supone un espacio vacío, y esto no es tan malo.
¿Universo cerrado o abierto?
La densidad de la materia dentro del universo determina su geometría.
Para alta impermeabilidad, puede obtener un espacio cerrado con curvatura positiva. Pero con una densidad por debajo de la crítica, surgirá un universo abierto.
Cabe señalar que el tipo cerrado necesariamente tiene un tamaño acabado, mientras que un universo plano o abierto puede ser finito o infinito.
En el segundo caso, la suma de los ángulos del triángulo es menor que 180°.
En un lugar cerrado (por ejemplo, en la superficie de la Tierra) esta cifra siempre es mayor a 180°.
Todas las mediciones hasta ahora no han revelado la curvatura del espacio.
Modelos cosmológicos del Universo brevemente
Las mediciones de radiación fósil utilizando la bola Boomerang confirman nuevamente la hipótesis del espacio plano.
La hipótesis del espacio plano concuerda mejor con los datos experimentales.
Las mediciones realizadas por WMAP y el satélite Planck confirman esta hipótesis.
Entonces el universo sería plano. Pero este hecho pone a la humanidad ante dos interrogantes. Si es plana, significa que la densidad de la sustancia es igual a la crítica Ω0=1. Pero, la materia visible más grande del universo es solo el 5% de esta impenetrabilidad.
Al igual que con el nacimiento de las galaxias, es necesario volver a la materia oscura.
Edad del Universo
Los científicos puedendemuestre que es proporcional al recíproco de la constante de Hubble.
Por lo tanto, la definición exacta de esta constante es un problema crítico para la cosmología. Mediciones recientes muestran que el cosmos tiene ahora entre 7 y 20 mil millones de años.
Pero el universo debe ser necesariamente más antiguo que sus estrellas más antiguas. Y se estima que tienen entre 13 y 16 mil millones de años.
Hace unos 14 mil millones de años, el universo comenzó a expandirse en todas direcciones desde un punto denso infinitamente pequeño conocido como singularidad. Este evento se conoce como el Big Bang.
Dentro de los primeros segundos del inicio de la rápida inflación, que continuó durante los siguientes cientos de miles de años, aparecieron partículas fundamentales. Que más tarde formaría la materia, pero, como la humanidad sabe, aún no existía. Durante este período, el Universo era opaco, lleno de plasma extremadamente caliente y una poderosa radiación.
Sin embargo, a medida que se expandía, su temperatura y densidad disminuían gradualmente. El plasma y la radiación finalmente reemplazaron al hidrógeno y al helio, los elementos más simples, livianos y abundantes del universo. La gravedad tardó varios cientos de millones de años adicionales en combinar estos átomos que flotan libremente en el gas primordial del que surgieron las primeras estrellas y galaxias.
Esta explicación del comienzo de los tiempos se derivó del modelo estándar de la cosmología del Big Bang, también conocido como el sistema Lambda - materia oscura fría.
Los modelos cosmológicos del Universo se basan en observaciones directas. son capaces de hacerpredicciones que pueden ser confirmadas por estudios posteriores y se basan en la relatividad general porque esta teoría se ajusta mejor a los comportamientos observados a gran escala. Los modelos cosmológicos también se basan en dos supuestos fundamentales.
La Tierra no está ubicada en el centro del universo y no ocupa un lugar especial, por lo que el espacio se ve igual en todas las direcciones y desde todos los lugares a gran escala. Y las mismas leyes de la física que se aplican en la Tierra se aplican en todo el cosmos independientemente del tiempo.
Por lo tanto, lo que la humanidad observa hoy puede usarse para explicar el pasado, el presente o ayudar a predecir eventos futuros en la naturaleza, sin importar qué tan lejos esté este fenómeno.
Increíble, cuanto más mira la gente hacia el cielo, más mira hacia el pasado. Esto permite una visión general de las Galaxias cuando eran mucho más jóvenes, para que podamos comprender mejor cómo evolucionaron en relación con las que están más cerca y, por lo tanto, mucho más viejas. Por supuesto, la humanidad no puede ver las mismas Galaxias en diferentes etapas de su desarrollo. Pero pueden surgir buenas hipótesis, agrupando las Galaxias en categorías según lo que observan.
Se cree que las primeras estrellas se formaron a partir de nubes de gas poco después del comienzo del universo. El modelo estándar del Big Bang sugiere que es posible encontrar las primeras galaxias llenas de cuerpos calientes jóvenes que dan a estos sistemas un tinte azul. El modelo también predice quelas primeras estrellas eran más numerosas, pero más pequeñas que las modernas. Y que los sistemas crecieron jerárquicamente hasta su tamaño actual a medida que las pequeñas galaxias finalmente formaron grandes universos insulares.
Curiosamente, muchas de estas predicciones se han confirmado. Por ejemplo, en 1995, cuando el Telescopio Espacial Hubble observó por primera vez en profundidad el comienzo de los tiempos, descubrió que el joven universo estaba lleno de tenues galaxias azules entre treinta y cincuenta veces más pequeñas que la Vía Láctea.
El modelo estándar del Big Bang también predice que estas fusiones aún están en curso. Por lo tanto, la humanidad también debe encontrar evidencia de esta actividad en las galaxias vecinas. Desafortunadamente, hasta hace poco había poca evidencia de fusiones energéticas entre estrellas cercanas a la Vía Láctea. Este era un problema con el modelo estándar del big bang porque sugería que la comprensión del universo podría ser incompleta o incorrecta.
Solo en la segunda mitad del siglo XX se acumuló suficiente evidencia física para hacer modelos razonables de cómo se formó el cosmos. El sistema Big Bang estándar actual se desarrolló en base a tres datos experimentales principales.
Expansión del Universo
Al igual que con la mayoría de los modelos de la naturaleza, ha experimentado mejoras sucesivas y ha creado importantes desafíos que impulsan la investigación adicional.
Uno de los aspectos fascinantes de la cosmologíael modelado es que revela una serie de equilibrios de parámetros que deben mantenerse con suficiente precisión para el universo.
Preguntas
El modelo cosmológico estándar del universo es un big bang. Y aunque la evidencia que la respalda es abrumadora, no está exenta de problemas. Trefil en el libro "El momento de la creación" muestra bien estas preguntas:
- El problema de la antimateria.
- La complejidad de la formación de la Galaxia.
- Problema de horizonte.
- Cuestión de planitud.
El problema de la antimateria
Después del comienzo de la era de las partículas. No existe ningún proceso conocido que pueda cambiar la gran cantidad de partículas en el universo. Cuando el espacio de tiempo estaba desfasado en milisegundos, el equilibrio entre la materia y la antimateria se había fijado para siempre.
La parte principal del modelo estándar de la materia en el universo es la idea de la producción de pares. Esto demuestra el nacimiento de dobles electrón-positrón. El tipo habitual de interacción entre los rayos X o gamma de alta vida y los átomos típicos convierte la mayor parte de la energía del fotón en un electrón y su antipartícula, el positrón. Las masas de las partículas siguen la relación de Einstein E=mc2. El abismo producido tiene igual número de electrones y positrones. Por lo tanto, si todos los procesos de producción en masa estuvieran emparejados, habría exactamente la misma cantidad de materia y antimateria en el Universo.
Está claro que existe cierta asimetría en la forma en que la naturaleza se relaciona con la materia. Una de las áreas prometedoras de investigaciónes la violación de la simetría CP en la descomposición de las partículas por la interacción débil. La principal prueba experimental es la descomposición de los kaones neutros. Muestran una ligera violación de la simetría SR. Con la descomposición de los kaones en electrones, la humanidad tiene una clara distinción entre materia y antimateria, y esta puede ser una de las claves del predominio de la materia en el universo.
Nuevo descubrimiento en el Gran Colisionador de Hadrones: la diferencia en la tasa de descomposición del mesón D y su antipartícula es del 0,8 %, lo que puede ser otra contribución para resolver el problema de la antimateria.
El problema de la formación de galaxias
Las irregularidades aleatorias en el universo en expansión no son suficientes para formar estrellas. En presencia de una rápida expansión, la atracción gravitatoria es demasiado lenta para que se formen galaxias con un patrón razonable de turbulencia creado por la propia expansión. La cuestión de cómo pudo haber surgido la estructura a gran escala del universo ha sido un importante problema sin resolver en cosmología. Por lo tanto, los científicos se ven obligados a observar un período de hasta 1 milisegundo para explicar la existencia de las galaxias.
Problema del horizonte
La radiación de fondo de microondas desde direcciones opuestas en el cielo se caracteriza por la misma temperatura dentro del 0,01%. Pero el área del espacio desde donde fueron radiados fue 500 mil años más ligero en tiempo de tránsito. Y por lo que no podían comunicarse entre sí para establecer un equilibrio térmico aparente - estaban fuerahorizonte.
Esta situación también se denomina "problema de isotropía" porque la radiación de fondo que se mueve desde todas las direcciones en el espacio es casi isotrópica. Una forma de plantear la cuestión es decir que la temperatura de partes del espacio en direcciones opuestas a la Tierra es casi la misma. Pero, ¿cómo pueden estar en equilibrio térmico entre sí si no pueden comunicarse? Si se considera el límite de tiempo de retorno de 14 000 millones de años, derivado de la constante de Hubble de 71 km/s por megaparsec, propuesta por WMAP, se observa que estas partes distantes del universo están separadas por 28 000 millones de años luz. Entonces, ¿por qué tienen exactamente la misma temperatura?
Solo necesitas tener el doble de la edad del universo para entender el problema del horizonte, pero como señala Schramm, si miras el problema desde una perspectiva anterior, se vuelve aún más serio. En el momento en que se emitieron los fotones, habrían tenido 100 veces la edad del universo, o 100 veces la discapacidad causal.
Este problema es una de las direcciones que condujeron a la hipótesis inflacionaria propuesta por Alan Guth a principios de la década de 1980. La respuesta a la pregunta del horizonte en términos de inflación es que al principio del proceso del Big Bang hubo un período de inflación increíblemente rápida que aumentó el tamaño del universo en 1020 o 1030 . Esto significa que el espacio observable se encuentra actualmente dentro de esta extensión. La radiación que se puede ver es isótropa,porque todo este espacio está "inflado" a partir de un volumen diminuto y tiene condiciones iniciales casi idénticas. Es una forma de explicar por qué partes del universo están tan lejos que nunca podrían comunicarse entre sí.
El problema de la planitud
La formación del modelo cosmológico moderno del Universo es muy extensa. Las observaciones muestran que la cantidad de materia en el espacio es ciertamente más de una décima parte y ciertamente menor que la cantidad crítica necesaria para detener la expansión. Aquí hay una buena analogía: una pelota lanzada desde el suelo se ralentiza. Con la misma velocidad que un pequeño asteroide, nunca se detendrá.
Al comienzo de este lanzamiento teórico del sistema, podría parecer que fue lanzado a la velocidad correcta para continuar eternamente, disminuyendo la velocidad a cero en una distancia infinita. Pero con el tiempo se hizo cada vez más evidente. Si alguien se perdió la ventana de velocidades incluso por una pequeña cantidad, después de 20 mil millones de años de viaje, todavía parecía que la pelota se lanzó a la velocidad correcta.
Cualquier desviación de la planitud se exagera con el tiempo, y en esta etapa del universo, las pequeñas irregularidades deberían haber aumentado significativamente. Si la densidad del cosmos actual parece muy cercana a la crítica, entonces debe haber sido aún más plana en épocas anteriores. Alan Guth acredita la conferencia de Robert Dicke como una de las influencias que lo pusieron en el camino de la inflación. Roberto señaló quela planitud del modelo cosmológico actual del universo requeriría que fuera plano en una parte de 10 a 14 veces por segundo después del big bang. Kaufmann sugiere que inmediatamente después, la densidad debería haber sido igual a la crítica, es decir, hasta 50 decimales.
A principios de la década de 1980, Alan Guth sugirió que después del tiempo de Planck de 10–43 segundos, hubo un breve período de expansión extremadamente rápida. Este modelo inflacionario fue una forma de abordar tanto el problema de la planitud como el problema del horizonte. Si el universo se hinchó entre 20 y 30 órdenes de magnitud, entonces las propiedades de un volumen extremadamente pequeño, que podría considerarse estrechamente ligado, se propagaron por todo el universo conocido en la actualidad, lo que contribuyó tanto a una extrema planitud como a una naturaleza extremadamente isotrópica.
Así es como se pueden describir brevemente los modelos cosmológicos modernos del Universo.
