Expansió mètrica de l'espai

Expansió mètrica de l'espai

Plantilla:CosmologiaLa expansió mètrica de l'espai és la descripció del espai-temps per una mètrica que canvia en el temps de modo que la distància entre dos punts canvia en el temps. Equacions diferencials expliquen cóm s'expandix l'univers en el model del Big Bang; una característica del nostre univers corroborada per tots els experiments cosmológicos, càlculs astrofísics i mides preses fins a la data. La mètrica que descriu formalment l'expansió en el model estàndar de Big Bang es coneix com mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker. ^{cita requerida}

L'expansió de l'espai és conceptualment igual d'atres tipos d'expansions i explosions que són vistes en la naturalea. La nostra comprensió de el "teixit de l'univers" (l'espai-temps) implica que l'espai i el temps no són absoluts, sino que s'obtenen a partir d'una mètrica que no es pot canviar. En la mètrica d'expansió de l'espai, més que objectes en un espai fix alluntant-se cap al buit, és l'espai que conté els objectes el que està canviant pròpiament dit. És com si els objectes no es mogueren per sí mateixos, l'espai està "creixent" d'alguna manera entre ells.

Degut a que és la mètrica que definix la distància la que està canviant més que els objectes movent-se en l'espai, esta expansió (i el moviment resultant són objectes alluntant-se) no està acotada per la velocitat de la llum que resulta de la relativitat especial.

La teoria i les observacions sugerixen que molt al principi de la història de l'univers, va haver una fase "inflacionaria" a on esta mètrica va canviar molt ràpidament i que la dependència del temps restant d'esta mètrica és que observem l'aixina cridada expansió de Hubble, l'alluntament de tots els objectes gravitacionalment acotats en l'univers. L'univers en expansió és per tant una característica fonamental de l'univers en el que habitem, un univers fonamentalment diferent de l'univers estàtic que Albert Einstein va considerar al principi quan va desenrollar la seua teoria gravitacional.

Durant l'época inflacionaria, al voltant de 10⁻³² segons despuix del Big Bang, l'univers es va expandir sobtadament, i el seu volum es va incrementar per un factor d'a lo manco 10⁷⁸ (una expansió de la distància per un factor d'a lo manco 10²⁶ en cada una de les tres dimensions), equivalent a expandir un objecte d'1 nanómetro (10⁻⁹ m, prop de la mitat de l'ample d'una molècula d'ADN) de llongitut a un d'aproximadament 10,6 anys llum (prop de 10¹⁷ m ) de llarc. Despuix d'açò, una expansió molt més llenta i gradual de l'espai va continuar, fins que al voltant de 9.800 millons d'anys despuix del Big Bang (fa 4.000 millons d'anys)va començar a expandir-se gradualment més ràpidament, i encara ho seguix fent.

L'expansió mètrica de l'espai és d'un tipo completament diferent de les expansions i explosions que s'observen en la vida quotidiana. També sembla ser una propietat de l'univers en el seu conjunt, més que un fenomen que s'aplica només a una part de l'univers o que pot observar-se des de "fòra" del mateix.

Els físics han postulat l'existència de l'energia obscura, apareixent com una constant cosmológica en els models gravitacionals més simples, com una forma d'explicar l'acceleració. D'acort en l'extrapolació més simple del model cosmológico actualment favorit, el modele Lambda-CDM, esta acceleració es torna més dominant en el futur. En juny de 2016, els científics de la NASA i l'ESA varen reportar que es va trobar que l'univers s'expandia entre un 5% i un 9% més ràpit de lo que es pensava anteriorment, basat en estudis que utilisaven el Telescopi Espacial Hubble.

Mentres que la relativitat especial prohibix que els objectes es moguen més ràpit que la llum sobre un marc de referència local a on l'espaciotiempo pot ser tractat com a pla i invariable, no s'aplica a situacions en les que la curvatura del espaciotiempo o l'evolució en el temps es tornen importants. Estes situacions es descriuen per mig de la relativitat general, que permet que la separació entre dos objectes distants aumente més ràpidament que la velocitat de la llum, encara que la definició de "separació" és diferent de l'utilisada en un marc inercial. Açò pot ser vist quan observem galàxies distants més allà del ràdio de Hubble (aproximadament 4,5 gigaparsecs o 14,7 mil millons d'anys llum); estes galàxies tenen una velocitat de recessió que és més ràpida que la velocitat de la llum. La llum que s'emet hui en dia des d'estes galàxies més allà del horisó d'events cosmológicos, al voltant de 5 gigaparsecs o 16 mil millons d'anys llum, mai aplegarà a nosatres, encara que encara podem observar la llum que estes galàxies varen emetre en el passat -vore univers observable-. Per l'alta taxa d'expansió, també és possible que una distància entre dos objectes siga major que el valor calculat multiplicant la velocitat de la llum per l'edat de l'univers. Estos detalls són una font freqüent de confusió entre els aficionats i inclús els físics professionals. Per la naturalea no intuïtiva del tema i a lo que alguns han descrit com a opcions "descuidades" de redacció, certes descripcions de l'expansió mètrica de l'espai i els conceptes erròneus als que tals descripcions poden dur, són un tema permanent de discussió dins de l'educació i la comunicació dels conceptes científics.

Introducció

L'expansió de l'univers alvança en totes les direccions determinada per la constant de Hubble actual. No obstant, la constant de Hubble va poder canviar en el passat i pot canviar en el futur depenent del valor observat dels paràmetros de densitat (${\Omega }_0={\Omega }_{\Lambda }+{\Omega }_m+{\Omega }_k=1$). Abans del descobriment de l'energia obscura (${\Omega }_{\Lambda }$), es va creure que l'univers estava dominat per la matèria, que este gràfic es correspon en la relació de la densitat de matèria (${\Omega }_m$) en la densitat crítica (${\Omega }_0$), que en este cas s'ha pres igual a 1 d'acort en les observacions més recents.

Una mètrica definix cóm es pot medir una distància entre dos punts propencs en l'espai, en térmens de les coordenades d'estos punts. Un sistema de coordenades ubica punts en un espai (de qualsevol número de dimensions) assignant números únics coneguts com coordenadas, a cada punt. La mètrica és llavors una fòrmula que convertix les coordenades de dos punts en distàncies.

Per eixemple, considerant la mida de la distància entre dos llocs en la superfície de la Terra. Est és un eixemple familiar senzill d'una geometria no euclidiana. Degut a que la superfície de la Terra és bidimensional, els punts en la superfície de la Terra es poden especificar per mig de dos coordenades, per eixemple, la latitut i la llongitut. L'especificació d'una mètrica requerix que un primer especifique les coordenades utilisades. En el nostre eixemple senzill de la superfície de la Terra, podem elegir qualsevol tipo de sistema de coordenades, per eixemple latitut i llongitut o coordenades cartesianas (X-Y-Z). Una volta que hem elegit un sistema de coordenades específic, el valor numèric de les coordenades de dos punts qualssevol de les coordenades de dos punts són determinats de forma unívoca i basant-nos en les propietats de l'espai sobre el que s'està discutint, la mètrica apropiada també s'establix matemàticament. En la superfície curvada de la Terra, podem vore este efecte en vols de llarc recorregut a on la distància entre dos punts és medida basant-se en un gran círcul i no a lo llarc de la llínea recta que passa a través de la Terra. En teoria hi ha sempre un efecte per esta curvatura, inclús per a chicotetes distàncies, pero en la pràctica per a llocs "propencs", la curvatura de la Terra és tan chicoteta que és despreciable per a distàncies curtes.

Els punts en la superfície de la Terra es poden especificar donant dos coordenades. Degut a que l'espai-temps té quatre dimensions, tenim que especificar els punts en dit espai-temps donant quatre coordenades. Les coordenades més convenients en cosmologia es diuen coordenades comóviles. Degut a que l'espai sembla ser Euclídeo, en una gran distància es poden especificar les coordenades espacials en térmens de x, i, z, encara que atres alternatives com les coordenades esfèriques són utilisades habitualment. La quarta coordenada necessària és el temps, que s'especifica en les coordenades comóviles com el temps cosmológico. La mètrica de l'espai a partir de les observacions, sembla ser euclídeo a gran escala. Lo mateix no es pot dir de la mètrica de l'espai-temps, no obstant. La naturalea no euclídea de l'espai-temps es manifesta pel fet de que la distància entre punts en coordenades constants creix en el temps, més que permanéixer constants.

Tècnicament, l'expansió mètrica de l'espai és una característica de moltes solucions de les equacions del camp d'Einstein de la relativitat general i la distància es medix utilisant l'interval de Lorentz. Esta explicació teòrica proporciona una explicació clara observacional de la llei de Hubble que indica que les galàxias més lluntanes de nosatres semblen estar retrocedint més corrents que les galàxies que estan més propenques a nosatres. En espais que s'expandixen, la mètrica canvia en el temps d'una forma que causa que les distàncies semblen majors en moments posteriors, de tal manera que en el nostre univers del Big Bang, observem fenomens associats en l'expansió mètrica de l'espai. Si vivim en un espai que es contrau (un univers del Big Crunch) observarem fenomens associats en una mètrica de contracció de l'espai.

Els primers models relativistes varen predir que un univers que era dinàmic i contenia matèria gravitacional ordinària es contrauria més que expandiria. La primera proposta d'Einstein per a una solució a este problema incloïa afegir una constant cosmológica en les seues teories per a balancejar la contracció i obtindre una solució estàtica per a l'univers. Pero en 1922 Alexander Friedman va trobar les seues famoses equacions de Friedmann, demostrant que l'univers es podia expandir i presentant la velocitat d'expansió per a este cas. Les observacions d'Edwin Hubble en 1929 varen confirmar que les galàxies distants estaven totes alluntant-se aparentment de nosatres per lo que els científics varen acceptar que l'univers s'estava expandint. Fins als desenrolls teòrics dels anys 1980 ningú va tindre una explicació de per qué era aixina este cas, pero en el desenroll dels models d'inflació còsmica, l'expansió de l'univers es va convertir en una característica general resultant del fals buit. Per tant, la pregunta de "¿Per qué està l'univers expandint-se?" és ara contestada comprenent els detalls del procés de descomposició de l'inflació que va ocórrer en els primers 10⁻³² segons d'existència del nostre univers. Se sugerix que en este moment la pròpia mètrica va canviar exponencialment, causant que l'espai canvie d'alguna cosa més chicotet que un àtom a uns 100 millons d'anys llum.

Medició de distàncies

En l'expansió de l'espai, la distància és una cantitat dinàmica que canvia en el temps. Hi ha vàries formes diferents de definir distàncies en cosmologia, conegudes com a mides de distància, pero la més comuna és la distància comóvil.

La mètrica solament definix la distància entre punts propencs. Per a definir la distància entre punts distants arbitrariament, un té que especificar dos paràmetros: els punts i una curva específica que els conecte. La distància entre els punts es pot trobar trobant la llongitut d'esta curva de conexió. La distància comóvil definix esta curva de conexió com una curva de temps cosmológico constant. Operacionalmente, les distàncies comóviles no poden ser directament medides per un simple observador en les llimitacions de la Terra. Per a determinar la distància d'objectes distants, els astrònoms generalment medixen la lluminositat de Canela estàndar o el factor de corriment al roig z de galàxies lluntanes i llavors convertir estes mides en distàncies basades en alguns models particulars d'espai-temps, com el modele Lambda-CDM.

Bibliografia

Eddington, Arthur. En univers en expansió: El 'Great Debat' de l'Astronomia, 1900-1931. Press Syndicate of the University of Cambridge, 1933. Liddle, Andrew R. i David H. Lyth. Inflació cosmológica i estructura a gran escala. Cambridge University Press, 2000. Lineweaver, Charles H. i Tamara M. Davis, "Confusions sobre el Big Bang", Scientific American, març de 2005. Mook, Delo E. i Thomas Vargish. Dins de la Relativitat. Princeton University Press, 1991.