Edá del universu

Plantía:Cosmoloxía La edá del universu, acordies cola teoría del Big Bang (Gran Espansión), ye'l tiempu históricu del universu definíu pol so enfriamientu y espansión dende la so densidá singular na Gran Esplosión. El consensu de los científicos contemporáneos ye d'unos 13 798 ± 37 millones d'años,^[1] ye dicir que la edá del universu ta entendida ente 13 761 y 13 835 millones d'años.

Na ciencia moderna'l modelu más prudente (y llargamente aceptáu) de la formación del universu ye la Gran Esplosión. La teoría de la Gran Esplosión nun especula sobre qué pue esistir «antes», inclusive si esta entruga tien dalgún sentíu. Sicasí hai alternatives. En dellos modelos cosmolóxicos (como la teoría del estáu estacionariu o'l universu estáticu) onde nun hai Gran Esplosión y l'universu tien edá infinita: sicasí, los científicos contemporáneos consensúan que les pruebes observacionales irrefrenablemente sofiten l'escurrimientu d'una gran esplosión. Hai tamién modelos cosmolóxicos (como'l modelu cíclicu) nel que l'universu esistió siempres pero sufrió una serie repitida de grandes esplosiones y Big Crunches. Si estos modelos son correutos, entós la edá del universu descrita nesti artículu puede tomase como'l tiempu trescurríu dende la postrera Gran Esplosión hasta'l presente.

Hai siempres una ambigüedá na relatividá especial y la relatividá xeneral definiendo de forma precisa qué s'entiende por tiempu ente dos eventos. Polo xeneral, el tiempu propiu midíu por un reló depende del so estáu de movimientu. Na métrica FLRW xeneralmente tómase pa describir l'universu, la midida preferida de tiempu ye la coordenada del tiempu (${\displaystyle t}$) qu'apaez na métrica.

Edá basada nes resultaos del WMAP

El proyeutu WMAP de la NASA envaloró la edá del universu en:

${\displaystyle {\boldsymbol {(13,7\pm 0,2)\times 10^{9}}}}$ años.

Esto ye, l'universu tien unos ${\displaystyle 13,700}$ millones d'años,^[2] con una incertidume de 200 millones d'años. Sicasí, esta edá ta basada nel camientu de que'l modelu utilizáu nel proyeutu ye correutu; otros métodos d'estimación de la edá del universu podríen dar edaes distintes.

Esta midida ta realizada utilizando la llocalización del primer picu acústicu nel espectru de potencia de la radiación de fondu de microondes pa determinar el tamañu de la superficie desacople (tamañu del universu nel momentu de la recombinación). El tiempu de viaxe de la lluz a esta superficie (dependiendo de la xeometría utilizada) produz una edá fiable pal universu. Asumiendo la validez de los modelos utilizaos pa determinar esta edá, la precisión residual apurre un marxe d'error cercanu al ${\displaystyle 1\%}$.^[3]

Edá como función de parámetros cosmolóxicos

La edá del universu puede determinase midiendo la constante de Hubble actual y extrapolando escontra tras nel tiempu colos valores reparaos de los parámetros de densidá (O). Antes del descubrimientu de la enerxía escura, creíase que l'universu yera dominante en materia y asina O nesti gráficu corresponder con ${\displaystyle \Omega _{m}}$. Nótese que l'aceleración de la espansión del universu foi la era más llarga, ente que el Big Crunch del universu foi la edá más curtia.

El problema de determinar la edá del universu ta más cerca del problema de determinar los valores de los parámetros cosmolóxicos. Güei esto ta llargamente superáu nel contestu del modelu ΛCDM, onde s'asume que l'Universu contién materia normal (bariónica), materia escuro fría, radiación (fotones y neutrinos) y una constante cosmolóxica. La contribución fraccional de cada densidá d'enerxía actual del Universu vien dau polos parámetros de densidá ${\displaystyle \Omega _{m}}$, ${\displaystyle \Omega _{r}}$ y ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$. El modelu completu ΛCDM ta descritu por otros parámetros, pero pal propósitu del cálculu de la edá del Universu, estos trés, xunto cola constante de Hubble ${\displaystyle H_{0}}$ son los más importantes.

Si una de les midíes d'estos parámetros fuera exacta, entós la edá del universu podría determinase usando la ecuación de Friedmann. Esta ecuación rellaciona la tasa de cambéu nel factor d'escala ${\displaystyle a(t)}$ cola materia total del universu. Dando la vuelta a esta rellación, podemos calcular el cambéu nel tiempu polos cambeos nel factor d'escala y asina calcular la edá total del universu integrando esta fórmula. La edá ${\displaystyle t_{0}}$ ta entós dada por una espresión de la forma:

${\displaystyle t_{0}={\frac {1}{H_{0}}}F(\Omega _{r},\Omega _{m},\Omega _{\Lambda },\dots )}$

onde la función ${\displaystyle F()}$ depende solo de la contribución fraccional del conteníu de la enerxía del universu que vien de dellos componentes. La primer observación qu'unu puede faer d'esta fórmula ye que ye'l parámetru Hubble el que controla la edá del universu, con una correición procedente del conteníu de materia y enerxía. Asina puede faese una estimación averada de la edá del universu como l'inversu del parámetru de Hubble,

${\displaystyle {\frac {1}{H_{0}}}=\left({\frac {H_{0}}{72\quad {\text{km/(s}}\cdot {\text{Mpc)}}}}\right)^{-1}\times 13.6\quad {\text{Gyr}}}$

El valor del factor de correición de la edá ${\displaystyle F}$ ye amosáu como función de dos parámetros cosmolóxicos: la densidá de materia fraccional actual ${\displaystyle \Omega _{m}}$ y la constante cosmolóxica de densidá ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$. Los valores más exactos d'estos parámetos amosar na caxa de la parte cimera esquierda, la materia dominante del universu amosar cola estrella na parte inferior derecha.

Pa llograr un númberu más precisu, tiense que calcular el factor de correición ${\displaystyle F()}$. Polo xeneral tien que faese numbéricamente y la resultancia pa un rangu de parámetros cosmolóxicos amosar na figura. Pa los valores WMAP (${\displaystyle \Omega _{m}}$, ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$) = (0.266, 0.732), amosaos na caxa de la parte cimera izquierda de la figura, esti factor de correición ye bien próximu a unu: ${\displaystyle F=0.996}$. Pa un universu planu ensin constante cosmolóxica, amosáu cola estrella na esquina inferior derecha, ${\displaystyle F=2/3}$ ye enforma menor y asina n'universu ye más nuevu pa un valor fixu del parámetru de Hubble. Pa faer esta figura, ${\displaystyle \Omega _{r}}$ ye considerada como constante (grosso modo equivalente a caltener la temperatura del fondu de radiación de fondu de microondes constante) y el parámetru de densidá de combadura ta afitáu pol valor de los otros trés.

El WMAP foi'l preséu utilizáu pa establecer una edá exacta del universu, anque otres midíes tienen que ser tomaes en cuenta pa llograr el númberu exactu. Les midíes del fondu de radiación de microondes son bien bones p'acutar la materia contenida ${\displaystyle \Omega _{m}}$^[4] y el parámetru de combadura ${\displaystyle \Omega _{k}}$.^[5] Nun ye tan sensible a ${\displaystyle \Omega _{\Lambda }}$ direutamente,^[5] parcialmente porque la constante cosmolóxica solo apuerta a importante en pequeñes fanes en candia. Les determinaciones más exactes del parámetru Hubble ${\displaystyle H_{0}}$ vienen de les supernoves de tipu SNIa. Combinando estes midíes conducen a un valor xeneralmente aceptáu pa la edá del Universu citáu enriba.

La constante cosmolóxica fai que l'universu vieyu» pa valores fixos d'otros parámetros. Esto ye significativu, una y bones la constante cosmolóxica ta aceptada xeneralmente, el modelu de la Gran Esplosión tendría dificultaes esplicando'l por qué de los cúmulos globulares na Vía Láctea paez tar lloñe de la edá del universu calculada del parámetru Hubble y un universu de solo materia.^[6][7] Introduciendo la constante cosmolóxica dexa al universu ser más vieyu qu'estos cúmulos, según esplicar otres carauterístiques que'l modelu cósmológico de solo materia nun puede. ^[8]

Edá basada nel ciclu CNO

Dellos estudios recién de gran discutiniu demuestren que'l ciclu CNO ye dos veces más lentu de lo que primeramente se creía, llegando a la conclusión de que l'universu podría ser mil millones d'años más vieyu (unos 15 000 millones d'años) que les estimaciones anteriores.^{[9][10][11][12]}

Fuertes camientos previos

El cálculu de la edá del universu ye solu exactu si los camientos de los modelos utilizaos son tamién exactes. Estes conócense como camientos fuertes y esencialmente implica desfaer los errores potenciales n'otres partes del modelu pa llograr la exactitú de los datos observacionales actuales direutamente en resultaos concluyíes. Anque esti nun ye un procedimientu totalmente válidu en ciertos contestos, tendría de notase que l'alvertencia, «basáu nel fechu d'asumir el modelu subxacente utilizáu ye correutu», entós la edá dada ye averada al error especificáu (una y bones esti error representa l'error de la presea utilizada pa formar la entrada de datos ensin formatu del modelu).

La edá del universu basada nel «meyor axuste» a los datos WMAP ye «solo» 13.4±0.3 Gyr (el númberu llixeramente cimeru de 13.7 inclúi dellos otros datos entemecíos). Esti númberu representa la primer midida «direuta» exacta de la edá del universu (otros métodos típicamente arreyen la llei de Hubble y la edá de les estrelles más vieyes nos cúmulos globulares, etc). Ye posible utilizar métodos distintos pa determinar el mesmu parámetru (nesti casu, la edá del universu) y llegar a respuestes distintes ensin solapamiento nos errores». Pa encetar el problema de la meyor manera posible, ye común amosar dos conxuntos d'incertidumes: una rellacionada coles midíes actuales y la otra colos errores sistemáticos del modelu que se ta usando.

Un componente importante pal analís de datos utilizáu pa determinar la edá del universu (p. ex. dende'l WMAP) ye por tanto ye utilizar un analís bayesiano, que normalizaba la resultancia basada en camientos (p.ej. modelu).^[3] Esto cuantifica cualquier incertidume na precisión d'una midida debíu al modelu utilizáu.^[13][14]

Ver tamién

• HD 140283, la estrella más vieya conocida del universu.

Referencies

1. «Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results». Submitted to Astronomy & Astrophysics. 2013. 
2. «The Age of the Universe with New Accuracy». NASA. Consultáu'l 25 d'ochobre de 2010.
3. Spergel et al. 2003, pp. 175-194
4. Hu, Wayne. «Matter density animation».
5. Hu, Wayne. «Spatial Curvature and Cosmological Constant animation».
6. Globular Star Clusters
7. Scott, Douglas. «Estimaciones d'Edá Independentes».
8. Ostriker y Steinhardt, 1995.
9. «L'Universu, vistu sol monte Gran Sasso, paez ser más vieyu que lo esperao». Istituto Nazionale di Fisica Nucleare. Consultáu'l 13 de mayu de 2004.
10. Imbriani, G; et al. (2004). «Pescuezu de botella del CNO amburando y la edá de Cúmulos globulares». A&A 420:  páxs. 625-629. doi:10.1051/0004-6361:20040981. Archivado del original el 2005-01-17. https://web.archive.org/web/20050117175104/http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2004/23/aa0020-04/aa0020-04.html. Consultáu'l 2018-02-24. 
11. Bolte y Hogan, 2002, páxs. 399-402.
12. Prochaska, Jason X.; et al. (20 de setiembre de 2003). «La Rellación Edá-Metalicidad del Universu en Gases Neutros: El Primer sistema 100 Damped Lya». The Astrophysical Journal 595:  páxs. L9-L12. http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJL/v595n1/17371/17371.text.html. 
13. Lloreo, T. J.. «La Promesa de la Inferencia Bayesiana pa los Astrofísicos». Archiváu dende l'orixinal, el 29 de payares de 2007.
14. Colistete, Fabris y Concalves, 2005, páxs. 775-796.

Bibliografía

• Bolte, M.; Hogan, C. J. (3 d'agostu de 2002). «Conflictu sobre la edá del Universu». 376. doi:10.1038/376399a0. http://www.nature.com/nature/journal/v376/n6539/abs/376399a0.html. 
• Plantía:Cita arXiv
• Plantía:Cita arXiv
• Spergel, D. N.; Verde, L.; Peiris, H. V.; Komatsu, Y.; Nolta, M. R.; Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G. et ál. (2003). «First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters». The Astrophysical Journal Supplement Series 148. doi:10.1086/377226. 

Enllaces esternos

• Wright, Ned. «Tutorial Cosmolóxicu».
• Wright, Edward L. (2 de xunetu de 2005). «Age of the Universe».
• Hu, Wayne. «Animaciones con parámetros cosmolóxicos».
• «Cúmulo Globulares Estelares». SEDS. Archiváu dende l'orixinal, el 18 d'abril de 2009.