INTRODUCCIÓN A LA COSMOLOGÍA
(© Ángel Torregrosa Lillo) [angelto.geoARROBAyahoo.com] 
MODELOS DE UNIVERSO en función de la proporción de densidades, El universo inflacionario.
Hemos visto hace unos apartados que las observaciones de supernovas llevan a suponer que el universo se expandía algo más lentamente que ahora hace unos millones de años. Así surge la idea del universo inflacionario, bajo la premisa de que el ritmo de expansión del universo ha aumentado con el paso del tiempo. Sin algunas observaciones puntuales de supernovas muy lejanas por parte del telescopio espacial apuntan a valores de nuevo en la línea que correspondería a un universo de expansión constante, o un universo vacío, sin masa que lo frenara ni energía oscura que lo expandiera.
Aquí entra en juego en la teoría la constante cosmológica de Einstein. Dicha constante cosmológica nos da una supuesta densidad de energía oscura que trataría de expandir nuestro universo. Tenemos así una densidad de energía oscura o densidad de energía de vacío Ωλ (en fracción de la densidad crítica).
Así mismo se supone que la suma de las densidades Ωm + Ωλ debe valer 1, de modo que la densidad total del universo sea igual a la crítica.
Es el modelo estándar, tomándose habitualmente Ωm = 0,3 y Ωλ = 0.7
No sabemos si existe o no, ni si, de existir, su valor ha sido o no constante a lo largo del tiempo. Pero si suponemos que es una densidad constante, inherente al propio vacío del espacio, tenemos que entonces dado que la densidad de la materia Ωm ha sido mayor en el pasado, pues el volumen del universo era menor, el efecto expansor de la densidad de energía oscura era vencido por la atracción de la materia y el ritmo de expansión del universo sería menor o incluso disminuyendo. Así, según esta hipótesis, en los últimos millones de años, al expandirse el universo, la densidad de materia es menor y el efecto expansor de la densidad de energía oscura superaría al efecto gravitatorio de la densidad de masa, produciéndose el aumento del ritmo de expansión que se observa actualmente.
De este modo quedarían explicadas las desviaciones de las observaciones de las supernovas.
Si suponemos que la densidad de energía oscura ha ido aumentando con la expansión del universo, también tendríamos el efecto inflacionario de la expansión que parece observarse.
Si la energía oscura ha ido disminuyendo con la expansión, tal vez debiéramos esperar no una inflación de la expansión son una deflación, de modo que el ritmo de expansión tenía que haber disminuido.
Las posibilidades son muy variadas, y las observaciones futuras más precisas deberían darnos una respuesta.
Ampliemos un poco este apartado sobre densidades del universo.
Si la densidad de materia actual del universo es igual a la densidad crítica, en otras palabras, si W = 1, estamos en el caso de un universo de geometría intrínseca plana o curvatura nula.Este parámetro de densidad puede dividirse en tres diferentes:
parámetro de densidad de materia Ωm
parámetro de densidad de energía de vacío Ωλ
parámetro de densidad debido a la curvatura Ωk
Estos tres elementos quedan reflejados en la ecuación de Friedman como tres sumandos:
Pero las densidades que nos interesan son las de materia-energía y la de vacío. Así tenemos que en muchos gráficos de recesión de galaxias se representan ciertas líneas que corresponden a diversos modelos de universo en función de los valores de estas densidades.
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Por ejemplo en el gráfico del Supernova Cosmology Project (SCP) que puse unas páginas atrás que podemos ver arriba de nuevo, vemos en líneas de trazos como debería ser la relación entre z y la magnitud en función de diversos valores de las densidades para un universo plano. El SCP se puso en marcha a finales de los 80 con la intención de detectar una, esperada entonces, deceleración de la expansión del universo a causa de la atracción gravitatoria, pero lo que parece detectar es una ligera aceleración a lo sumo. |
A la derecha arriba tenemos un gráfico de Perlmutter y Schmidt (2003) redshift-distancia expresada como magnitud observada y abajo tenemos el gráfico redshift-diferencia respecto al modelo de universo vacío. Se han representado cuatro modelos de universo: Ω=0 (Ωm= 0, Ωλ= 0) para el modelo de universo vacío en línea sólida, Ωm= 0,3 (Ωm= 0.3, Ωλ= 0) en línea a trazos fina, Ωm= 0.3, Ωλ= 0.7 en línea hueca y Ωm= 1 (Ωm= 1, Ωλ= 0) en línea a trazos gruesa. |
Perlmutter y Schmidt también han realizado el gráfico de la derecha en el que se representa diversos posibles universos y las observaciones del SPC y HZSNS, poniendo enel eje x Ωm,y en el eje y Ωλ
He indicado el punto que correspondería a un universo vacío, que como puede verse también entra dentro de lo aceptable para las observaciones, que quedan definidas por las elipses, pero evidentemente lo más probable a partir de los datos es que nuestro universo posea unos valores de densidades correspondientes a los de la zona elíptica más oscura del gráfico, y si queremos forzar que sumen 1, entonces 0.8 y 0.2 respectivamente para Ωmy Ωλ es lo más probabilidades tiene.
El equipo del WMAP ha publicado en 2008 que el contenido del universo es de un 74 % energía oscura, un 22 % materia oscura y un 4 % átomos.
Credit: NASA / WMAP Science Team
Ned Wrigth (http://www.astro.ucla.edu/~wright/sne_cosmology.html) ha agrupado datos de observaciones de rayos gamma (GRB) y observaciones de supernovas del telescopio Hubble (SNe) hasta 2007 y ha obtenido el siguiente gráfico
Que muestra la diferencia entre el modelo de universo vacío, o de expansión constante, y los datos de observaciones en función del desplazamiento al rojo, z (redshift). Estos datos se adaptan bastante bien al modelo de universo plano (densidad crítica) con energía oscura (modelo estándar), pero el error cometido en las mediciones es inmenso. Las mediciones futuras nos dirán cual es el modelo correcto.
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