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El futuro del Universo está determinado si estamos en un escenario abierto o cerrado

 

  Densidad del universo : Lecturas:
 		  

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  • el futuro del Universo se determina si estamos en un escenario abierto o cerrado
     
  • la cantidad de masa es un parámetro importante para un universo abierto / cerrado, pero no es el único parámetro
     

 

Hay dos futuros posibles para nuestro Universo, la expansión continua (abierta
y plano), o vuelta y colapso (cerrado). Tenga en cuenta que plano es el
caso específico de expansión a velocidades lentas cada vez más cercanas a velocidad cero.

Uno de los factores clave que determina qué historial es correcto es la cantidad de
masa / gravedad para el universo en su conjunto. Si hay suficiente masa,
entonces la expansión del Universo se ralentizará hasta el punto de
deteniéndose, luego retracción al colapso. Si no hay suficiente
cantidad de masa, entonces el Universo se expandirá para siempre sin detenerse.
El universo plano es uno en el que existe exactamente el equilibrio de masa para
ralentizar la expansión a cero, pero no por colapso.

 


     

  • el diagrama de radio-tiempo muestra, de manera gráfica, el futuro del Universo
     
  • la gravedad, es decir, la materia, determina la velocidad de expansión
     

 

El futuro del Universo generalmente se divide en un diagrama de radio versus tiempo. Aquí el ‘radio’ o escala
factor, de todo el universo se muestra con respecto al tiempo. Independientemente de la curvatura general del Universo,
podemos caracterizar su tamaño con un factor de escala para medir el cambio en el espacio-tiempo como el Universo
se expande Un universo cerrado se expandirá a un tamaño máximo que el contrato volverá a cero. Un universo plano o abierto
aumentará de tamaño para siempre.

Nuestra posición en este diagrama debe estar cerca del origen ya que es difícil determinar directamente qué tipo de
Universo en el que vivimos actualmente (en momentos posteriores se vuelve más fácil). Tenga en cuenta que dado que el Universo tiene actualmente 14 años
mil millones de años, el eje de tiempo se mide en escalas de tiempo muy largas. La constante de Hubble mide la tasa de expansión
del Universo como es hoy, así es la pendiente del diagrama radio-tiempo para tiempo = hoy. Si el universo fuera
vacío, es decir, no importa, entonces la tasa de expansión se mantendría sin cambios con el tiempo. La existencia de la materia, y
por lo tanto, la gravedad hace que todos los universos posibles disminuyan con el tiempo.

 


     

  • la cosmología moderna es una búsqueda de dos números, H o yq o
     

 

El parámetro utilizado para medir la tasa de cambio en la tasa de expansión del Universo se llama q o ,
el parámetro de desaceleración (aunque, en las condiciones adecuadas, q o puede ser positivo y el Universo
acentuados). El conocimiento de H o yq o son ​​los verdaderos objetivos de la cosmología observacional, porque con
ambos parámetros es posible extraer distancias y edades de todas las cosas en el Universo observable.

  Modelos cosmológicos :

En la cosmología moderna, las diferentes clases de universos (abiertos, planos o cerrados)
se conocen como universos de Friedmann y se describen mediante una ecuación simple:

En esta ecuación, ‘R’ representa el factor de escala del Universo (piense en
como el radio del Universo en el espacio-tiempo 4D), y H es la constante de Hubble,
qué tan rápido se está expandiendo el Universo. Todo en esta ecuación es una constante,
es decir, se determinará a partir de las observaciones. Estos observables pueden romperse
abajo en tres partes de gravedad (densidad de materia), curvatura y presión o
energía negativa dada por la constante cosmológica.

Históricamente, asumimos que la gravedad era la única fuerza importante en el
Universo, y que la constante cosmológica era cero. Por lo tanto, si medimos
la densidad de la materia, entonces podríamos extraer la curvatura del Universo
(y su historia futura) como una solución a la ecuación. Nuevos datos han indicado
que existe una presión negativa, o energía oscura, y ya no asumimos
que la constante cosmológica es cero.

Cada uno de estos parámetros puede cerrar el Universo en términos de cambio y colapso. En lugar de pensar
sobre las diversas constantes en números reales, consideramos la relación del parámetro con el valor que
coincide con el valor crítico entre universos abiertos y cerrados. Por ejemplo, la densidad de la materia excede el
valor crítico, el universo está cerrado. Nos referimos a estas proporciones como Omega (subíndice M para la materia, k para
curvatura, Lambda para la constante cosmológica). Por varias razones debido a la física del Big Bang, la suma
de los varios Omega debe ser igual a uno. Y por razones que veremos en una conferencia posterior, la curvatura de Omega es
se espera que sea cero, lo que permite compartir el resto entre la materia y la constante cosmológica.

La búsqueda del valor de la densidad de la materia es mucho más
empresa difícil La masa luminosa del Universo está atada a las estrellas.
Las estrellas son lo que vemos cuando miramos una galaxia y es bastante fácil de estimar
La cantidad de masa atada en estrellas, gas, planetas y rocas variadas. Esta
contiene una estimación de lo que se llama la masa bariónica del universo,
es decir, todas las cosas hechas de bariones = protones y neutrones. Cuando estos números
se calculan se encuentra que W para bariones es
solo 0.02, un universo muy abierto. Sin embargo, cuando examinamos el movimiento de los objetos.
en el universo, nos damos cuenta rápidamente de que la mayor parte de la masa del universo es
no visto, es decir, materia oscura, lo que hace que esta estimación de W
ser demasiado bajo Por lo tanto, debemos tener en cuenta esta materia oscura en nuestra estimación.

 
 

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