Expansió accelerada de l'univers

L'hipòtesis més comuna per a donar conte de la expansió accelerada de l'univers és assumir l'existència d'un tipo d'energia exòtica cridada energia obscura. D'acort en els càlculs quantitatius al voltant del 70 % del contingut energètic de l'univers consistiria en energia obscura, la presència de la qual tindria un efecte similar a una constant cosmológica de tipo expansiu com l'observat; no obstant, la naturalea exacta d'este tipo d'energia és desconeguda.

«Expansió accelerada de l'univers» o «univers en expansió accelerada» són térmens en els que es designa el fet, descobert en 1998, de que l'univers es expandix a una velocitat cada volta major. Este descobriment va ser inesperat, ya que fins a eixe moment es pensava que, si ben l'univers certament estava en expansió, esta, ocasionada com un eco del Big Bang, tenia un ritme que anava decreixent per efecte de l'atracció gravitatoria mútua entre galàxies distants (encara que llentament per la baixa densitat de matèria-energia present en l'univers, Ωm, que s'estima que és igual a 0,29).

A finals de la década de 1990 unes observacions de supernovas de tipo Ia varen tirar el resultat inesperat de que l'expansió de l'univers ha anat accelerant-se des de fa uns 5000 millons d'anys.Estes conclusions semblen més fermes a la llum de noves senyes.

De ser correcta esta teoria, el resultat de la tendència a l'expansió seria l'impossibilitat de seguir veent qualsevol atra galàxia —vore llímit de Hubble—. Ademés dita expansió accelerada, dona lloc a una nova teoria del fi de l'univers que rep el nom de "Gran desgarramiento" o, en anglés, Big Rip.

ya que l'energia causant de l'acceleració del espai-temps no ha pogut ser observada en forma directa, s'ha donat en cridar-l'energia obscura. Dos candidats teòrics que podrien fer les voltes d'esta energia són una constant cosmológica no igual a zero (que va poder haver causat l'inflació còsmica) i una energia repulsiva més general cridada quintaesencia. De totes maneres, una expansió accelerada no entra en contradicció frontal en la formulació original de la teoria general de la relativitat, que ya va ocasionar en el seu temps una polèmica entre Albert Einstein, qui en un temps va introduir la constant cosmológica en la seua equació de camp retirant-la despuix, i varis científics: Alexander Friedman, Georges Lemaître, Howard Percy Robertson i Arthur Geoffrey Walker, els qui varen provar que existien solucions estables no estacionarias sense el terme proporcional a la constant cosmológica.

Descobriment

El descobriment de l'acceleració de l'expansió de l'Univers es va realisar medint la distància de lluminositat d'estreles que la seua magnitut absoluta se supon coneguda: les supernovas de tipo Ia. La relació entre la distància de lluminositat i el corriment al roig d'eixos objectes permet reconstruir l'història de l'expansió de l'Univers a lo llarc de varis mils de millons d'anys i, per tant, vore si l'expansió de l'Univers s'accelera o desaccelera en el temps. L'acceleració o desacceleració de l'expansió correspon a l'evolució de la velocitat d'escape de les galàxies distants sobre la Via Làctea.

Este fenomen va ser posat de relleu en 1998 per dos equips internacionals, el Supernova Cosmology Project, dirigit per Saul Perlmutter, i el High-Z supernovae search team, dirigit per Adam Riess i en Brian Schmidt lo que els va valdre als tres el Premi Nobel de Física en 2011.

Acceleració de l'expansió de l'univers

L'observació de que, retrocedint en el temps 5×10⁹ anys, l'univers ha entrat des d'un periodo de desacceleració de la seua expansió a un d'acceleració, sorgix com una predicció en aplicar el mecanisme de divisió i elongació de fotons en cascada (Photon-splitting and elongation-cascade, PSEC), propost per Alfred Bennun (Rutgers University), no solament al periodo d'inflació còsmica (Alan Guth), sino també al de la seua subsegüent expansió. Este mecanisme d'expansió exponencial és assimilable a la constant cosmológica d'Einstein, perque propon que l'energia primordial es pot descriure com una radiació que precedix a la formació de matèria, contrarrestant l'atracció gravitatoria de la mateixa per elongació de llongitut d'ona, que persistix en el "fòssil" observable com radiació còsmica de fondo (Cosmic Background Radiation, CMB). Esta caracterisació conceptual, atribuint a l'energia radiant una funció d'ona de 6 protones per metro cúbic (6 x massa en repòs del protó 9,38379×10² MeV), el valor resultant —5,630274×10³— es multiplica pel volum de l'univers observable en l'actualitat —13,7×10⁹ anys llum, o 9,1×10⁷⁸ metros cúbics— per a obtindre el total de l'energia present a l'inici de l'inflació —5,124×10⁸² MeV—. Per divisió d'este número per l'energia de Planck s'obté el número inicial de fotons: 5,124×10⁶⁰. Estos trens de fotons serien inicialment confinats dins d'una topología no calculable pero que s'obri creant un espai tridimensional de ràdio igual al radi de Fermi, 10^–13 cm, i per lo tant evitant la naturalea puntual i adimensional d'una singularitat. En simulació, des de l'inici de l'inflació (temps de Planck: 10^–44 segons) fins al seu final (10^–33 segons), el temps es va escalar com un increment logarítmic i per subdivisió es va obtindre una seqüència de 66 lapsus en progressió de dates respectives, cada una duplicant l'extensió temporal del periodo anterior.

En cada periodo l'energia per quanta es va reduir a la mitat sobre el periodo anterior, com si fora una cascada de divisió de fotons reiterada 66 voltes, o siga de 1×2⁶⁶ divisions dels fotons inicials pero l'increment inicial dels quals del radi de l'univers s'expressa en base 4 i exponencial 66, (1×2×2)⁶⁶, ya que en cada divisió o partició dels fotons simultàneament, no solament es dobla el seu número sino també l'amplitut de la seua llongitut d'ona. Abdós processos no estan llimitats per la velocitat de la propagació de la llum en l'espai, perque impliquen transicions en l'amplitut del espai-temps mateix. La contribució al creiximent còsmic per desplegament de la llum en el mateix és despreciable durant l'inflació. No obstant, esta es torna molt important durant l'expansió mentres l'elongació de la llongitut d'ona de CMB s'associa en funció temporal no ya a dites mínimes fraccions de segon sino a molts anys llum.

Escalant des de l'univers de 90 anys llum de ràdio (r) al final de l'inflació fins a 12,08×10⁹ anys llum (que és menor que el radi en el present) s'obté una exponencial 27 per a representar la seqüència de divisions de fotons en base dos: 90×2²⁷ = 12,08×10⁹ anys llum. Este procediment per a calcular la cascada de divisió de fotons durant l'expansió còsmica podria no ser l'adequat.

Una atra aproximació és verificar este valor iterativo d'exponencial 27 obtingut per a les seqüències de divisions en l'era d'expansió usant el valor energètic del present de CMB —2,71 K o 2,3×10^–10 MeV— multiplicat per 2²⁷ per a obtindre el valor energètic de CMB al final de l'inflació: 3,087×10^–2 MeV. L'ajustat d'este número per simulació possiblement requerix diferenciar la contribució de l'expansió deguda a la llum, o de la deguda a la divisió fotònica usant paràmetros adicionals com els relacionats en la formació de matèria. Com el fotó carix de massa, l'orige d'esta, vinculada a una radiació primitiva requerix postular un mecanisme per a la seua generació. Est podria ser que en funció d'un moment angular, este manifesta equivalència de massa. La transferència de moment angular ocorreria durant la desacceleració d'un cosmos inicialment rotacional, o perque els trens de fotons (polarisats transversalmente) viajarien en una direcció de l'espai-temps que els conferiria moment angular.

Vore també

• Energia obscura
• Llei de Hubble
• Big Rip
• Destí últim de l'univers