29.2: Un modelo del universo
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar cómo la tasa de expansión del universo afecta su evolución
- Describir cuatro posibilidades para la evolución del universo
- Explicar lo que se está expandiendo cuando decimos que el universo se está expandiendo
- Definir densidad crítica y la evidencia de que la materia sola en el universo es mucho menor que la densidad crítica
- Describir lo que dicen las observaciones sobre el probable futuro a largo plazo del universo
Ahora usemos los resultados sobre la expansión del universo para ver cómo podrían aplicarse estas ideas para desarrollar un modelo para la evolución del universo en su conjunto. Con este modelo, los astrónomos pueden hacer predicciones sobre cómo ha evolucionado el universo hasta ahora y qué pasará con él en el futuro.
El universo en expansión
Todo modelo del universo debe incluir la expansión que observemos. Otro elemento clave de los modelos es que el principio cosmológico (que discutimos en La evolución y distribución de las galaxias) es válido: a gran escala, el universo en cualquier momento dado es el mismo en todas partes (homogéneo e isotrópico). Como resultado, la tasa de expansión debe ser la misma en todas partes durante cualquier época del tiempo cósmico. Si es así, no necesitamos pensar en todo el universo cuando pensamos en la expansión, solo podemos mirar cualquier porción suficientemente grande de ella. (Algunos modelos de energía oscura permitirían que la tasa de expansión fuera diferente en diferentes direcciones, y los científicos están diseñando experimentos para probar esta idea. Sin embargo, hasta que se encuentre tal evidencia, asumiremos que el principio cosmológico se aplica en todo el universo).
En Galaxias, insinuamos que cuando pensamos en la expansión del universo, es más correcto pensar en el espacio mismo que en las galaxias que se mueven a través del espacio estático. Sin embargo, desde entonces hemos estado discutiendo los desplazamientos al rojo de las galaxias como si fueran el resultado del movimiento de las galaxias mismas.
Ahora, sin embargo, es el momento de dejar atrás por fin nociones tan simplistas y echar una mirada más sofisticada a la expansión cósmica. Recordemos de nuestra discusión sobre la teoría de la relatividad general de Einstein (en el capítulo sobre Agujeros negros y espacio-tiempo curvo) que el espacio-tiempo, o más precisamente, el espacio-tiempo, no es un mero telón de fondo de la acción del universo, como pensaba Newton. Más bien, es un participante activo, afectado por y a su vez afectando la materia y la energía en el universo.
Dado que la expansión del universo es el estiramiento de todo el espacio-tiempo, todos los puntos del universo se están estirando juntos. Así, la expansión comenzó en todas partes a la vez. Desafortunadamente para las agencias turísticas del futuro, no hay ninguna ubicación que puedas visitar donde comenzó el estiramiento del espacio o donde podamos decir que ocurrió el Big Bang.
Para describir exactamente cómo se extiende el espacio, decimos que la expansión cósmica hace que el universo sufra un cambio uniforme de escala a lo largo del tiempo. Por escala nos referimos, por ejemplo, a la distancia entre dos cúmulos de galaxias. Se acostumbra representar la escala por el factor\(R\); si se\(R\) duplica, entonces la distancia entre los racimos se ha duplicado. Dado que el universo se está expandiendo al mismo ritmo en todas partes, el cambio en R nos dice cuánto se ha expandido (o contraído) en un momento dado. Para un universo estático, R sería constante a medida que pasa el tiempo. En un universo en expansión, R aumenta con el tiempo.
Si es el espacio el que se extiende en lugar de las galaxias que se mueven a través del espacio, entonces ¿por qué las galaxias muestran corrimientos al rojo en sus espectros? Cuando eras joven e ingenuo —hace unos capítulos— estuvo bien discutir los desplazamientos al rojo de galaxias distantes como si fueran el resultado de su alejamiento de nosotros. Pero ahora que eres un estudiante mayor y más sabio de la cosmología, esta visión simplemente no servirá.
Una visión más precisa de los desplazamientos al rojo de las galaxias es que las ondas de luz se estiran por el estiramiento del espacio por el que viajan. Piensa en la luz de una galaxia remota. A medida que se aleja de su fuente, la luz tiene que viajar por el espacio. Si el espacio se estira durante todo el tiempo que la luz está viajando, las ondas de luz también se estirarán. Un desplazamiento al rojo es un estiramiento de ondas: la longitud de onda de cada onda aumenta (Figura\(\PageIndex{1}\)). La luz de galaxias más distantes viaja por más tiempo que la luz de las más cercanas. Esto significa que la luz se ha estirado más que la luz de las más cercanas y así muestra un mayor desplazamiento al rojo.
Así, lo que nos está diciendo el desplazamiento al rojo medido de la luz de un objeto es cuánto se ha expandido el universo desde que la luz dejó el objeto. Si el universo se ha expandido por un factor de 2, entonces la longitud de onda de la luz (y todas las ondas electromagnéticas de la misma fuente) se habrán duplicado.
Modelos de la Expansión
Antes de que los astrónomos supieran de la energía oscura o tuvieran una buena medición de cuánta materia existe en el universo, hicieron modelos especulativos sobre cómo el universo podría evolucionar con el tiempo. Los cuatro escenarios posibles se muestran en la Figura\(\PageIndex{3}\). En este diagrama, el tiempo avanza desde abajo hacia arriba, y la escala del espacio aumenta al ampliarse los círculos horizontales.
El escenario más simple de un universo en expansión sería aquel en el que\(R\) aumenta con el tiempo a un ritmo constante. Pero ya sabes que la vida no es tan sencilla. El universo contiene una gran cantidad de masa y su gravedad desacelera la expansión, en gran cantidad si el universo contiene mucha materia, o en una cantidad insignificante si el universo está casi vacío. Después está la aceleración observada, a la que los astrónomos culpan a una especie de energía oscura.
Primero exploremos el abanico de posibilidades con modelos para diferentes cantidades de masa en el universo y para diferentes contribuciones de energía oscura. En algunos modelos —como veremos— el universo se expande para siempre. En otros, deja de expandirse y comienza a contraerse. Después de mirar las posibilidades extremas, veremos observaciones recientes que nos permiten elegir el escenario más probable.
Quizás deberíamos hacer una pausa por un minuto para señalar lo notable que es que podamos hacer esto en absoluto. Nuestra comprensión de los principios que subyacen a cómo funciona el universo a gran escala y nuestras observaciones de cómo los objetos en el universo cambian con el tiempo nos permiten modelar la evolución de todo el cosmos en estos días. Es uno de los logros más elevados de la mente humana.
Lo que los astrónomos miran en la práctica, para determinar el tipo de universo en el que vivimos, es la densidad promedio del universo. Esta es la masa de materia (incluida la masa equivalente de energía) 1 que estaría contenida en cada unidad de volumen (digamos, 1 centímetro cúbico) si todas las estrellas, galaxias y otros objetos fueran deshechos, átomo a átomo, y si todas esas partículas, junto con la luz y otra energía, fueran distribuidos por todo el espacio con absoluta uniformidad. Si la densidad promedio es baja, hay menos masa y menos gravedad, y el universo no desacelerará mucho. Por lo tanto, puede expandirse para siempre. Mayor densidad promedio, por otro lado, significa que hay más masa y más gravedad y que el estiramiento del espacio podría ralentizar lo suficiente como para que la expansión eventualmente se detenga. Una densidad extremadamente alta podría incluso hacer que el universo colapse de nuevo.
Para una tasa de expansión dada, existe una densidad crítica, la masa por unidad de volumen que será suficiente para ralentizar la expansión a cero en algún momento infinitamente lejano en el futuro. Si la densidad real es mayor que esta densidad crítica, entonces la expansión finalmente se revertirá y el universo comenzará a contraerse. Si la densidad real es menor, entonces el universo se expandirá para siempre.
Estas diversas posibilidades se ilustran en la Figura\(\PageIndex{4}\). En esta gráfica, una de las más completas de toda la ciencia, trazamos el desarrollo de la escala del espacio en el cosmos frente al paso del tiempo. El tiempo aumenta hacia la derecha, y la escala del universo, R, aumenta hacia arriba en la figura. Hoy en día, en el punto marcado como “presente” a lo largo del eje del tiempo, R está aumentando en cada modelo. Sabemos que actualmente las galaxias se están expandiendo alejándose unas de otras, sin importar qué modelo sea el adecuado. (La misma situación se sostiene para un beisbol arrojado alto al aire. Si bien eventualmente puede volver a caer, cerca del comienzo del lanzamiento se mueve hacia arriba con mayor rapidez).
Las diversas líneas que se mueven a través de la gráfica corresponden a diferentes modelos del universo. La línea recta discontinua corresponde al universo vacío sin desaceleración; intercepta el eje de tiempo a la vez,\(T_0\) (el tiempo del Hubble), en el pasado. Este no es un modelo realista sino que nos da una medida con la que comparar otros modelos. Las curvas por debajo de la línea discontinua representan modelos sin energía oscura y con cantidades variables de desaceleración, comenzando desde el Big Bang en tiempos más cortos en el pasado. La curva por encima de la línea discontinua muestra lo que sucede si la expansión se está acelerando. Echemos un vistazo más de cerca al futuro según los diferentes modelos.
Empecemos con la curva 1 en la Figura\(\PageIndex{4}\). En este caso, la densidad real del universo es mayor que la densidad crítica y no hay energía oscura. Este universo dejará de expandirse en algún momento en el futuro y comenzará a contraerse. Este modelo se denomina universo cerrado y corresponde al universo de la izquierda en la Figura\(\PageIndex{3}\). Eventualmente, la escala cae a cero, lo que significa que el espacio se habrá reducido a un tamaño infinitamente pequeño. El destacado físico John Wheeler llamó a esto el “gran crujido”, porque la materia, la energía, el espacio y el tiempo serían aplastados de la existencia. Tenga en cuenta que el “gran crujido” es lo opuesto al Big Bang, es una implosión. El universo no se está expandiendo sino colapsando sobre sí mismo.
Algunos científicos especularon que otro Big Bang podría seguir la contracción, dando lugar a una nueva fase de expansión, y luego otra contracción, tal vez oscilando entre sucesivos Big Bangs y grandes crujidos indefinidamente en el pasado y en el futuro. Tal especulación se refería a veces como la teoría oscilante del universo. El reto para los teóricos era cómo describir la transición del colapso (cuando el espacio y el tiempo mismos desaparecen en la gran crisis) a la expansión. Con el descubrimiento de la energía oscura, sin embargo, no parece que el universo experimente un gran crujido, por lo que podemos poner la preocupación por ella en un segundo plano.
Si la densidad del universo es menor que la densidad crítica (curva 2 en la Figura\(\PageIndex{4}\) y el segundo universo desde la izquierda en Figura\(\PageIndex{3}\)), la gravedad nunca es lo suficientemente importante como para detener la expansión, y así el universo se expande para siempre. Tal universo es infinito y a este modelo se le llama universo abierto. El tiempo y el espacio comienzan con el Big Bang, pero no tienen fin; el universo simplemente continúa expandiéndose, siempre un poco más despacio a medida que pasa el tiempo. Grupos de galaxias eventualmente se separan tanto que sería difícil para los observadores en alguna de ellas ver a las otras. (Vea el cuadro de características en ¿Cómo podría ser el universo en el futuro lejano? más adelante en la sección para más información sobre el futuro lejano en los modelos de universo cerrado y abierto.)
En la densidad crítica (curva 3), el universo apenas puede expandirse para siempre. El universo de densidad crítica tiene una edad de exactamente dos tercios\(T_0\), donde\(T_0\) está la edad del universo vacío. Los universos que algún día comenzarán a contraerse tienen edades inferiores a dos tercios\(T_0\).
En un universo vacío (la figura de línea discontinua\(\PageIndex{4}\) y el universo de costa en la figura\(\PageIndex{3}\)), ni la gravedad ni la energía oscura son lo suficientemente importantes como para afectar la velocidad de expansión, que por lo tanto es constante a lo largo de todos los tiempos.
En un universo con energía oscura, la tasa de expansión aumentará con el tiempo, y la expansión continuará a un ritmo cada vez más rápido. La curva 4 de la Figura\(\PageIndex{4}\), que representa este universo, tiene una forma complicada. Al principio, cuando la materia está muy unida, la velocidad de expansión está más influenciada por la gravedad. La energía oscura parece actuar solo sobre grandes escalas y así se vuelve más importante a medida que el universo se hace más grande y la materia comienza a diluirse. En este modelo, al principio el universo se ralentiza, pero a medida que el espacio se estira, la aceleración juega un papel mayor y la expansión se acelera.
El tirón cósmico de la guerra
Podríamos resumir nuestra discusión hasta el momento diciendo que un “tira y afloja” está sucediendo en el universo entre las fuerzas que lo separan todo y la atracción gravitacional de la materia, que lo une todo. Si podemos determinar quién va a ganar este tira y afloja, aprenderemos el destino final del universo.
Lo primero que necesitamos saber es la densidad del universo. ¿Es mayor que, menor o igual a la densidad crítica? La densidad crítica hoy depende del valor de la tasa de expansión actual,\(H_0\). Si la constante del Hubble es de alrededor de 20 kilómetros/segundo por millón de años luz, la densidad crítica es de aproximadamente\(10^{–26}\) kg/m 3. Veamos cómo se compara este valor con la densidad real del universo.
Ejemplo\(\PageIndex{1}\): densidad crítica del universo
Como discutimos, la densidad crítica es esa combinación de materia y energía que hace que el universo se detenga en el infinito del tiempo. Las ecuaciones de Einstein conducen a la siguiente expresión para la densidad crítica\( \left( \rho_{\text{crit}} \right) \):
\[ \rho_{\text{crit}} = \frac{3H^2}{8 \pi G} \nonumber\]
donde\(H\) está la constante Hubble y\(G\) es la constante universal de la gravedad\( \left( 6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/ \text{kg}^2 \right)\).
Solución
Sustituyamos nuestros valores y veamos qué obtenemos. Tomar un\(H = 22 \text{ km/s}\) por millón de años luz. Necesitamos convertir km y años luz en metros para mayor consistencia. Un millón de años luz =\(10^6 \times 9.5 \times 10^{15} \text{ m} = 9.5 \times 10^{21} \text{ m}\). Y\(22 \text{ km/s} = 2.2 \times 10^4 \text{ m/s}\). Eso hace\(H = 2.3 \times 10^{–18} ~ /\text{s}\) y\(H^2 = 5.36 \times 10^{–36} ~ /\text{s}^2\). Entonces,
\[\rho_{\text{crit}} = \frac{3 \times 5.36 \times 10^{–36}}{8 \times 3.14 \times 6.67 \times 10^{–11}} = 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 \nonumber\]
que podemos redondear a la\(10^{–26} \text{ kg/m}^3\). (Para que las unidades funcionen, hay que saber que\(N\), la unidad de fuerza, es la misma que\(\text{kg} \times \text{m/s}^2\).)
Ahora podemos comparar densidades que medimos en el universo con este valor crítico. Tenga en cuenta que la densidad es masa por unidad de volumen, pero la energía tiene una masa equivalente de\(m = E/c^2\) (de la ecuación de Einstein\(E = mc^2\)).
Ejercicio\(\PageIndex{1}\)
- Un solo grano de polvo tiene una masa de aproximadamente\(1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}\). Si la densidad masa-energía promedio del espacio es igual a la densidad crítica en promedio, ¿cuánto espacio se requeriría para producir una masa-energía total igual a un grano de polvo?
- Si la constante del Hubble fuera el doble de lo que realmente es, ¿cuánto sería la densidad crítica?
- Contestar
-
- En este caso, la masa-energía promedio en un volumen V del espacio es E = ρ crit V. Así, para el espacio con densidad crítica, requerimos que\[V= \frac{E_{\text{grain}}}{\rho_{\text{crit}}} = \frac{1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}}{9.6 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3} = 1.15 \times 10^{12} \text{ m}^3 = (10,500 \text{ m})^3 \cong (10.5 \text{ km})^3 \nonumber\] Así, los lados de un cubo de espacio con densidad masa-energía promediando la de la densidad crítica necesitarían ser ligeramente mayores a 10 km para contener la energía total igual a un solo grano de polvo!
- Dado que la densidad crítica va como el cuadrado de la constante de Hubble, al duplicar el parámetro Hubble, la densidad crítica aumentaría en un factor a cuatro. Entonces, si la constante del Hubble fuera de 44 km/s por millón de años luz en lugar de 22 km/s por millón de años luz, la densidad crítica sería\[\rho_{\text{crit}} = 4 \times 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 = 3.8 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3. \nonumber\]
Podemos comenzar nuestro estudio de cuán denso es el cosmos ignorando la energía oscura y simplemente estimando la densidad de toda la materia en el universo, incluyendo la materia ordinaria y la materia oscura. Aquí es donde el principio cosmológico realmente viene muy bien. Dado que el universo es el mismo en todas partes (al menos en grandes escalas), solo necesitamos medir cuánta materia existe en una muestra (grande) representativa de la misma. Esto es similar a la forma en que una encuesta representativa de unos pocos miles de personas puede decirnos a quién prefieren los millones de residentes de EU como presidente.
Existen varios métodos mediante los cuales podemos tratar de determinar la densidad promedio de la materia en el espacio. Una forma es contar todas las galaxias a una distancia dada y usar estimaciones de sus masas, incluida la materia oscura, para calcular la densidad promedio. Tales estimaciones indican una densidad de aproximadamente\(1\) a\(2 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3\) (10 a 20% de la crítica), que por sí misma es demasiado pequeña para detener la expansión.
Mucha de la materia oscura se encuentra fuera de los límites de las galaxias, por lo que este inventario aún no está completo. Pero incluso si agregamos una estimación de la materia oscura fuera de las galaxias, nuestro total no se elevará más allá de aproximadamente el 30% de la densidad crítica. Vamos a precisar estos números más precisamente más adelante en este capítulo, donde también incluiremos los efectos de la energía oscura.
En cualquier caso, aunque ignoremos la energía oscura, la evidencia es que el universo seguirá expandiéndose para siempre. El descubrimiento de la energía oscura que está provocando que la velocidad de expansión se acelere solo fortalece esta conclusión. Las cosas definitivamente no se ven bien para los fans del modelo del universo cerrado (big crunch).
¿Cómo podría ser el universo en un futuro lejano?
Algunos dicen que el mundo terminará en fuego, Algunos dicen en hielo. Por lo que he probado del deseo sostengo con los que favorecen el fuego. —Del poema “Fuego y hielo” de Robert Frost (1923)
Dado el poder destructivo de impactar asteroides, gigantes rojos en expansión y supernovas cercanas, es posible que nuestra especie no esté presente en un futuro remoto. Sin embargo, podrías disfrutar especulando sobre cómo sería vivir en un universo mucho, mucho más antiguo.
La aceleración observada hace probable que tengamos una expansión continua hacia un futuro indefinido. Si el universo se expande para siempre (R aumenta sin límite), los cúmulos de galaxias se extenderán cada vez más separados con el tiempo. A medida que pasan los eones, el universo se volverá más delgado, más frío y más oscuro.
Dentro de cada galaxia, las estrellas continuarán atravesando sus vidas, convirtiéndose eventualmente en enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. Las estrellas de baja masa podrían tardar mucho tiempo en terminar su evolución, pero en este modelo, literalmente tendríamos todo el tiempo del mundo. En última instancia, incluso las enanas blancas se enfriarán para ser enanas negras, cualquier estrella de neutrones que se revele como púlsares dejará de girar lentamente, y los agujeros negros con discos de acreción algún día completarán sus “comidas”. Los restos de estrellas serán todos oscuros y difíciles de observar.
Esto significa que la luz que ahora nos revela galaxias eventualmente se apagará. Aunque quedara un pequeño bolsillo de materia prima en un rincón anónimos de una galaxia, listo para convertirse en un nuevo cúmulo de estrellas, sólo tendremos que esperar hasta el momento en que su evolución también esté completa. Y el tiempo es una cosa que este modelo del universo tiene de sobra. Seguramente llegará un momento en que todas las estrellas estén fuera, las galaxias sean tan oscuras como el espacio y no quede ninguna fuente de calor que ayude a sobrevivir a los seres vivos. Entonces las galaxias sin vida simplemente continuarán separándose en su reino sin luz.
Si esta visión del futuro parece desalentadora (desde una perspectiva humana), tenga en cuenta que fundamentalmente no entendemos por qué la tasa de expansión se está acelerando actualmente. Así, nuestras especulaciones sobre el futuro son precisamente eso: las especulaciones. Podrías tomar corazón en el conocimiento de que la ciencia es siempre un informe de progreso. Las ideas más avanzadas sobre el universo de hace cien años ahora nos parecen bastante primitivas. Bien puede ser que nuestros mejores modelos de hoy en día en cien o mil años también parezcan bastante simplistas y que haya otros factores determinantes del destino final del universo del que todavía desconocemos por completo.
Edades de las Galaxias Distantes
En el capítulo sobre Galaxias, discutimos cómo podemos usar la ley del Hubble para medir la distancia a una galaxia. Pero ese sencillo método sólo funciona con galaxias que no están muy lejos. Una vez que llegamos a grandes distancias, estamos mirando tan lejos al pasado que debemos tomar en cuenta los cambios en la tasa de expansión del universo. Como no podemos medir estos cambios directamente, debemos asumir uno de los modelos del universo para poder convertir grandes corrimientos al rojo en distancias.
Es por ello que los astrónomos se retuercen cuando reporteros y estudiantes les preguntan exactamente qué tan lejos está algún cuásar distante recién descubierto o galaxia. Realmente no podemos dar una respuesta sin antes explicar el modelo del universo que estamos asumiendo al calcularlo (momento en el que un reportero o estudiante se ha ido o dormido hace mucho tiempo). Específicamente, debemos utilizar un modelo que incluya el cambio en la tasa de expansión con el tiempo. Los ingredientes clave del modelo son las cantidades de materia, incluida la materia oscura, y la masa equivalente (según\(E = mc^2\)) de la energía oscura junto con la constante del Hubble.
En otras partes de este libro, hemos estimado la densidad de masa de la materia ordinaria más la materia oscura como aproximadamente 0.3 veces la densidad crítica, y el equivalente de masa de la energía oscura como aproximadamente 0.7 veces la densidad crítica. Nos referiremos a estos valores como el “modelo estándar del universo”. Las últimas estimaciones (ligeramente mejoradas) para estos valores y la evidencia de los mismos se darán más adelante en este capítulo. Los cálculos también requieren el valor actual de la constante Hubble. Para Table\(\PageIndex{1}\), hemos adoptado una constante del Hubble de 67,3 kilómetros/segundo/millón de pársecs (en lugar de redondearla a 70 kilómetros/segundo/millón de pársecs), lo que es consistente con la edad de 13.800 millones de años del universo estimada por las últimas observaciones.
Una vez que asumimos un modelo, podemos usarlo para calcular la edad del universo en el momento en que un objeto emitía la luz que vemos. A modo de ejemplo, Table\(\PageIndex{1}\) enumera los tiempos en que la luz fue emitida por los objetos a diferentes desplazamientos al rojo como fracciones de la era actual del universo. Se dan los tiempos para dos modelos muy diferentes para que puedas tener una idea del hecho de que las edades calculadas son bastante similares. El primer modelo asume que el universo tiene una densidad crítica de materia y ninguna energía oscura. El segundo modelo es el modelo estándar descrito en el párrafo anterior. La primera columna de la tabla es el desplazamiento al rojo, que viene dado por la ecuación z = Δλ/λ0 y es una medida de cuánto se ha estirado la longitud de onda de la luz por la expansión del universo en su largo viaje hacia nosotros.
| corrimiento al rojo | Porcentaje de la Edad Actual del Universo cuando se emitió la Luz (masa = densidad crítica) | Porcentaje de la Edad Actual del Universo cuando se emitió la Luz (masa = 0.3 densidad crítica; energía oscura = 0.7 densidad crítica) |
|---|---|---|
| 0 | 100 (ahora) | 100 (ahora) |
| 0.5 | 54 | 63 |
| 1.0 | 35 | 43 |
| 2.0 | 19 | 24 |
| 3.0 | 13 | 16 |
| 4.0 | 9 | 11 |
| 5.0 | 7 | 9 |
| 8.0 | 4 | 5 |
| 11.9 | 2.1 | 2.7 |
| Infinito | 0 | 0 |
Observe que a medida que encontramos objetos con desplazamientos al rojo cada vez más altos, estamos mirando hacia atrás a fracciones cada vez más pequeñas de la edad del universo. Los desplazamientos al rojo más altos observados a medida que se escribe este libro están cerca de 12 (Figura\(\PageIndex{5}\)). Como\(\PageIndex{1}\) muestra Table, estamos viendo estas galaxias tal como estaban cuando el universo solo tenía alrededor del 3% de edad como lo es ahora. Ya se formaron sólo unos 700 millones de años después del Big Bang.
Resumen
Para describir las propiedades a gran escala del universo, un modelo que es isotrópico y homogéneo (igual en todas partes) es una aproximación bastante buena de la realidad. El universo se está expandiendo, lo que significa que el universo experimenta un cambio de escala con el tiempo; los tramos espaciales y las distancias crecen por el mismo factor en todas partes en un momento dado. Las observaciones muestran que la densidad de masa del universo es menor que la densidad crítica. En otras palabras, no hay suficiente materia en el universo para detener la expansión. Con el descubrimiento de la energía oscura, que está acelerando la velocidad de expansión, la evidencia observacional es fuerte de que el universo se expandirá para siempre. Las observaciones nos dicen que la expansión inició hace unos 13.800 millones de años.
Notas al pie
1 Por masa equivalente nos referimos a lo que resultaría si la energía se convirtiera en masa usando la fórmula de Einstein,\(E = mc^2\).
Glosario
- universo cerrado
- un modelo en el que el universo se expande desde un Big Bang, se detiene y luego se contrae a un gran crujido
- densidad crítica
- en la cosmología, la densidad que es suficiente para detener la expansión del universo después de un tiempo infinito
- universo abierto
- un modelo en el que la densidad del universo no es lo suficientemente alta como para detener la expansión del universo