la Cosmología es el estudio de la naturaleza del universo como una entidad entera. La palabra cosmología se deriva del griego kosmos que significa armonía u orden. Los cosmólogos están interesados en la formación, evolución y futuro del universo y sus constituyentes.
La mayoría de los objetos que podemos ver con telescopios son grandes o existen a distancias extremas (por ejemplo, planetas, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias e incluso supercúmulos)., La opinión mayoritaria de los cosmólogos es que todos estos objetos se formaron después de un evento de formación inicial, extremadamente caliente y denso, hace unos 14 Gigayears, que ha creado (y continúa creando) el espacio que vemos a nuestro alrededor. Este evento se llama el Big Bang.
mientras que el modelo Hot Big Bang parece explicar mucho de lo que observamos a nuestro alrededor, todavía hay muchas preguntas fundamentales que existen. ¿De qué está hecha la mayor parte de la materia en el universo? ¿Qué tan comunes son los planetas alrededor de las estrellas? ¿Qué causa que algunas galaxias sean elípticas, espirales o de forma irregular?, ¿Cuál es la geometría del universo? ¿Qué es la misteriosa energía oscura? Hay una constante cosmológica? Es una variable? ¿Existen otros universos?
además de las propiedades de los objetos más grandes (por ejemplo, galaxias y estructuras a gran escala), la cosmología se preocupa cada vez más por las propiedades de los objetos más pequeños.
para ayudar a determinar lo que sucedió al principio del universo, los cosmólogos necesitan la ayuda de físicos de partículas. El modelo del Big Bang describe un comienzo muy caliente y denso del universo en el que ocurren muchos fenómenos interesantes de física de partículas., Estos fenómenos han influido en el tipo de universo en el que vivimos.
en las primeras etapas el universo era tremendamente caliente y la materia no podía existir. El universo estaba dominado por la radiación. A medida que el universo se expandía y enfriaba se podían crear partículas elementales, que más tarde formaron los elementos más ligeros como el hidrógeno, el helio y el litio. Los elementos más pesados tuvieron que esperar a que las estrellas se formaran para poder formarlas a través de la nucleosíntesis en los centros de alta temperatura, presión y densidad de las estrellas masivas.,
el modelo estándar de física de partículas es una descripción matemática de las 12 partículas fundamentales (6 leptones y 6 quarks) y 3 fuerzas (electromagnéticas, débiles y fuertes). Se cree que a ~10-11 segundos después del Big Bang, las 4 fuerzas (época actual) (las tres mencionadas anteriormente más la gravedad) se convirtieron en fuerzas separadas. Sin embargo, alrededor de ~10-43 segundos después del Big Bang (El Tiempo de Planck), las 4 fuerzas se unificaron en una sola fuerza. El proceso de separación de las fuerzas se llama ruptura espontánea de la simetría.,
los primeros cosmólogos fueron babilonios y egipcios que observaron el cielo y que podían predecir los movimientos aparentes del sol, la Luna, Las estrellas más brillantes y los planetas.
en el siglo IV A. C., los filósofos griegos dedujeron que las estrellas estaban fijadas en una esfera celeste que giraba alrededor de la tierra esférica. Los planetas, el sol y la Luna se movían en una sustancia fluida llamada éter entre la Tierra y las estrellas.,
crédito: Swinburne
en el siglo 2 DC Ptolomeo basó su trabajo en la creencia que todo el movimiento era circular. Para explicar el movimiento de algunos de los planetas, que parecen volver sobre sí mismos, Ptolomeo introdujo epiciclos para que los planetas se movieran en círculos sobre círculos.
las nuevas observaciones impulsan los avances en teoría, y las nuevas teorías pueden estimular nuevas observaciones., Sin embargo, pasaron muchos siglos hasta que se produjo un nuevo desarrollo significativo en la cosmología.
en el siglo XVI Nicolás Copérnico propuso un sistema heliocéntrico en el que la Tierra giraba sobre su eje, y junto con los otros planetas, orbitaba alrededor del Sol. Pero la evidencia observacional de la época favoreció el sistema ptolemaico basado en el epiciclo. El sistema copernicano fue promovido por algunos, pero fue el descubrimiento de la aberración de la luz estelar en 1728 lo que demostró sin duda que la Tierra orbita alrededor del Sol.,
a principios del siglo XVII Galileo Galilei descubrió lunas orbitando el planeta Júpiter. Mostró claramente que la Tierra no era especial e hizo que muchos creyeran en el modelo heliocéntrico copernicano de planetas orbitando el sol. Isaac Newton descubrió entonces la ley del cuadrado inverso para la fuerza gravitacional que podría explicar las órbitas elípticas de los planetas y cometas en el Sistema Solar. Se había encontrado un marco físico para los movimientos celestiales.
si la Tierra orbitaba alrededor del sol, las posiciones de las estrellas cercanas, en comparación con el fondo, deberían cambiar., Sin embargo, las observaciones iniciales no detectaron ningún movimiento de este tipo. La ausencia de cualquier cambio observable o paralaje en las posiciones de las estrellas mientras la Tierra orbitaba el sol implicaba que las estrellas debían estar a grandes distancias del Sol. Newton concluyó que el universo debe ser un infinito y eterno mar de estrellas, cada uno muy parecido a nuestro propio Sol.
en el siglo XVIII dos filósofos notables surgieron con ideas similares. En 1750 Thomas Wright sugirió que la Vía Láctea, la galaxia, era un vasto disco giratorio formado por Estrellas y planetas., Immanuel Kant escribió La «Historia Natural General y Teoría de los cielos» en 1755 en la que sugirió que las nebulosas espirales, objetos nebulosos débiles observados a través del cielo, eran galaxias externas o universos insulares independientes de la Vía Láctea.
la cosmología física, la versión cuantitativa de la cosmología, comenzó con Albert Einstein en 1915 cuando desarrolló los primeros modelos sustanciales del universo a través de las soluciones a su Teoría General de la relatividad. Estas soluciones fueron añadidas y mejoradas por Alexander Freidmann, Willem De Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson y Arthur Geoffrey Walker. En esa etapa los astrónomos no eran conscientes de la expansión del universo, y Einstein había introducido un término matemático, una constante cosmológica, para asegurar que su universo era estático.,
crédito: Steve Maddox, Will Sutherland, George Efstathiou y Jon Loveday
en 1912 Henrietta Leavitt descubrió estrellas variables cefeidas en las nubes de Magallanes y confirmó que las variables con períodos más largos tenían luminosidades más grandes. Desde 1912 en adelante Vesto Slipher en el Observatorio Lowell comenzó a acumular velocidades de nebulosas espirales., A mediados de la década de 1920, la gran mayoría de estas nebulosas tenían velocidades de recesión, algunas de miles de km/s. Era difícil no asignar tales velocidades extremas a galaxias externas.
a mediados de la década de 1920, J.C. Duncan y Edwin Hubble también habían detectado estrellas variables cefeidas en Messier 33, Messier 31 y NGC 6822. Estas estrellas obedecían a una relación período-luminosidad en la que el período de su variabilidad estaba relacionado con su brillo intrínseco., Una vez que se ha establecido una calibración de Cefeidas cercanas con distancias conocidas, se puede asignar una distancia a cada variable basándose únicamente en su período de variabilidad. Basándonos en estas estrellas variables, las distancias inferidas eran demasiado grandes para permitir que estas nebulosas espirales formaran parte de nuestra Galaxia. Eran galaxias por derecho propio. Wright y Kant tenían razón.
en 1929 el Hubble publicó un documento histórico que describía una relación entre la distancia a una galaxia y su velocidad radial observada., Las galaxias más distantes tienen velocidades recesionales más grandes (como se había visto con una muestra más pequeña por Vesto Slipher). Se puede argumentar que Lundmark y Lemaitre habían vencido al Hubble en este descubrimiento. Además, H. P. Robertson fue el PRIMERO en describir los resultados como expansión cósmica. Einstein luego desechó su constante cosmológica. El universo no era estático, sino en expansión.
en la década de 1950 Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron el modelo de estado estacionario del universo., En este modelo, la materia estaba hecha del vacío del espacio y el universo se veía igual en cualquier dirección y en cualquier momento. Filosóficamente elegante, evitaba un comienzo y un final del universo. Sin embargo, era comprobable. La evolución observada de las fuentes de radio, y más tarde el pico observado en la densidad numérica de los cuásares, a varios miles de millones de años luz de distancia, cuestionó el modelo de estado estacionario., A principios de la década de 1960, Arno Penzias y Robert Wilson detectaron una señal muy débil en la región de microondas correspondiente a la radiación de todo el cielo a ~3 Grados K que alcanza un pico de intensidad a una longitud de onda de 2 mm. Robert Dicke y sus colaboradores habían predicho tal señal, El Fondo Cósmico, si el universo hubiera comenzado en un estado denso y caliente. ,
Credit: NASA/WMAP Science Team
la radiación de 3 Grados K que ahora detectamos fue emitida sobre 300.000 años después del Big Bang cuando el universo se había enfriado lo suficiente como para que el plasma formara un gas de átomos neutros. Después de eso, los fotones de la radiación cósmica de fondo han viajado en líneas rectas (hacia nosotros) sin interactuar con la materia desde entonces., Otras observaciones mostraron que la radiación era de la forma esperada de cuerpo negro para un origen muy caliente y el modelo Hot Big Bang fue re-encendido como el modelo cosmológico preferido. Junto con el trasfondo cósmico, otras dos observaciones sustentan el modelo del Big Bang. Una es que la nucleosíntesis en un universo caliente temprano explica correctamente la abundancia cósmica de los isótopos nucleares ligeros como el hidrógeno, el deuterio, el helio-3, el helio-4 y el litio-7. El segundo fue la expansión observada del universo como implicada por los movimientos de galaxias distantes.,
sin Embargo, el modelo del Big Bang no podría explicar ciertas observaciones del universo. Si dividimos el espacio en cubos de varios cientos de millones de años luz, cada cubo se vería similar en términos de densidad de masa, densidad de galaxias y la cantidad de estructura coherente. Esta uniformidad a gran escala se observa en los estudios de galaxias distantes., Sin embargo, en el modelo estándar del Big Bang el universo evoluciona tan rápidamente que no hay tiempo para que se establezca tal similitud. Este problema se conoce como el problema del horizonte donde el horizonte se utiliza para indicar la mayor distancia que la información o la energía podría haber atravesado desde el instante del Big Bang, dada la restricción de la constancia de la velocidad de la luz. En pocas palabras, el universo es casi homogéneo e isotrópico en escalas muy grandes.
el segundo problema es el problema de planitud. La densidad de masa del universo gobierna su evolución y destino., Si la densidad de masa excede una densidad crítica, entonces la gravedad será lo suficientemente fuerte como para revertir la expansión actual y el universo tiene una geometría que se llama cerrada. Si la densidad de masa es menor que el valor crítico, el universo seguirá expandiéndose para siempre, y el universo tiene una geometría abierta. La relación entre la densidad de masa real y el valor crítico se conoce como Omega. La Teoría General de la relatividad implica que la geometría del universo es euclidiana solo si Omega es exactamente 1.0, por lo que un universo Omega = 1 se llama plano., En la actualidad creemos que el valor de Omega está bien dentro de un factor de 10 de 1.0. Para que el valor de Omega sea así de cercano a 1.0 en esta época es notable – si inicialmente estuviera solo a una cantidad muy pequeña de 1.0, unos 14 mil millones de años de evolución lo habrían alejado mucho de este valor en esta época actual. A todos los efectos el universo parece plano.
crédito: NASA/GSFC Imagine the Universe
para explicar estos ‘problemas’ observados, en 1980 Alan Guth determinó que un período de expansión exponencial extremadamente rápida, ‘inflación’, ocurrió alrededor de 10-34 segundos después del Big Bang. Inmediatamente después de este período inflacionario, el universo actualmente visible para nosotros tenía un radio de ~1 m. el universo luego regresó a su modo normal (lineal) de expansión., El ajuste fino posterior de la inflación ha sido hecho por Andrei Linde, Andreas Albrecht y Paul Steinhardt, y las versiones actuales incluyen multi-universos que sufren algún tipo de inflación (por ejemplo, caótica, eterna). La inflación puede estar relacionada con la teoría de cuerdas y la cosmología de la brana en la que nuestra brana de 4 Dimensiones (3 espaciales, una dimensión temporal) puede considerarse como un subconjunto de una dimensión mucho mayor.
el período de inflación del universo muy temprano, y sus causas físicas, puede estar relacionado con una observación reciente del universo., Las supernovas distantes a alto corrimiento al rojo parecen ser ligeramente menos luminosas de lo esperado, lo que puede interpretarse como un universo que está experimentando una fase de expansión acelerada. La energía oscura ha sido postulada como una especie de antigravedad que impulsa esta aceleración.
las áreas actuales de investigación cosmológica incluyen la naturaleza de la materia oscura y la energía oscura, la búsqueda de las primeras estrellas y galaxias, las propiedades del fondo cósmico y las simulaciones numéricas de la estructura a gran escala.