Forma de l'univers
 |
Esta pàgina de desambiguació enumera artículs que tenen títuls similars. |
Plantilla:CosmologiaLa forma de l'univers és un nom informal d'un tema d'investigació que busca determinar la morfologia de l'univers dins de la cosmologia física, que és la ciència encarregada d'estudiar l'orige, l'evolució i el destí de l'univers. Els cosmólogos i els astrònoms descriuen la geometria del univers incloent dos modalitats: la geometria local, és dir, aquella referida a la forma del univers observable, i la geometria global que tracta de descriure l'espaciotiempo de l'univers complet. El seu estudi està vagament dividit en —entre atres disciplines científiques— curvatura i topología, encara que estrictament parlant la seua investigació incloga a abdós temes relacionats.
Geometria local (curvatura espacial)
[editar | editar còdic]La geometria local (curvatura espacial) és la que correspon a la curvatura que descriu qualsevol punt arbitrari en l'univers observable (fet un promig sobre una escala suficientment gran). Moltes observacions astronòmiques, tals com les d'una supernova i les de la radiació de fondo de microones, mostren un univers observable prou homogéneu i isótropo, i es deduïx que la seua expansió s'està accelerant. En la relativitat general, açò està modelat per la mètrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW). Este model, que pot ser representat per les equacions de Friedmann, proporciona una curvatura (a sovint cridada geometria) de l'univers basat en les matemàtiques de la dinàmica dels decorreguts, per eixemple modelant la matèria dins de l'univers com un decorregut perfecte. Encara que les estreles i grans estructures poden ser cridades com uns "casi model FLRW", és dir que supon homogeneïtat i isotropía i que s'assumix que el component espacial de la mètrica pot ser depenent del temps, estrictament un model FLRW és usat per a aproximar la geometria local de l'univers observable.
Un atre camí per a establir la geometria local propon que, si totes les formes d'energia obscura són ignorades, llavors la curvatura de l'univers pot ser determinada medint la densitat mija de la matèria que està dins d'ell, assumint que tota la matèria està distribuïda uniformemente (més be que les distorsió són causades per objectes 'densos' com a galàxies). Esta suposició és justificada per les observacions que, quan l'univers és "débilmente" heterogéneu, està sobre el promig homogéneu i isótropo. L'univers homogéneu i isótropo dona pas a una interpretació de la geometria espacial en una curvatura constant. Un aspecte de la geometria local, sorgida de l'aplicació de la relativitat general i el model de FLRW, és que el paràmetro de densitat, Omega (Ω), està relacionat en la curvatura d'espai. Omega és la densitat promig de l'univers dividida per la densitat de l'energia crítica, és dir la requerida per a que l'univers siga pla (sense curvatura). La curvatura d'espai és una descripció matemàtica que es planteja si l'hipòtesis de la teorema Pitagórico és realment la vàlida per a ser aplicada en coordenades espacials. En este supòsit, la teorema proporciona una fòrmula alternativa per a expressar relacions locals entre distàncies.
Si la curvatura és zero, llavors Ω = 1, i el teorema de Pitágoras és correcte. Si pel contrari Ω > 1, hi haurà una curvatura positiva, i si Ω < 1, hi haurà una curvatura negativa; en qualsevol d'estos dos casos la teorema de Pitágoras seria incorrecte (pero les discrepàncies solament es poden detectar en els triànguls les llongituts dels quals dels seus costats són d'una escala cosmológica). Si es medixen les circumferències dels círculs de diàmetros regularment més grans i es dividixen l'antic pel posterior, les tres geometria nos donen el valor π per als diàmetros suficientment menuts, pero el radi no deixa de ser π per a diàmetros més grans, a no ser que Ω= 1. Per a Ω > 1 (l'esfera, vore diagrama) el radi és menor que π: de fet, un gran círcul en una esfera té una circumferència solament dos voltes el seu diàmetro. Per a Ω < 1, la relació de transformació puja sobre π.
Les mides astronòmiques de la densitat de la matèria-energia dels intervals de l'univers i de l'espai-temps que usen acontenyiments de la supernova obliguen la curvatura espacial per a estar molt prop de zero, encara que no obliguen la seua mostra. Açò significa que les geometria locals són generades per la teoria de la relativitat basada en intervals d'espai-temps, i es poden aproximar a la geometria euclidiana.
Geometria locals
[editar | editar còdic]Existixen tres categories per a les possibles geometria espacials de curvatura constant, depenent del signe de la curvatura. Si la curvatura és exactament zero, llavors la geometria local és plana; si és positiva, llavors la geometria és esfèrica, i si és negativa llavors la geometria local és hiperbòlica.
La geometria de l'univers està usualment representada en el sistema de distància apropiada, segons el qual l'expansió de l'univers pot ser ignorada.
Les coordenades de la distància apropiada formen un sol marc de referència segons el qual l'univers posseïx una geometria estàtica de tres dimensions espacials.
Assumint que l'univers és homogéneu i isótropo, la curvatura de l'univers observable, o de la geometria local, està descrita en una de les tres geometria "primitives":
- geometria euclidiana de 3 dimensions, anotada generalment com I³;
- geometria esfèrica de 3 dimensions en una chicoteta curvatura, anotada generalment com a S³;
- geometria hiperbòlica de 3 dimensions en una chicoteta curvatura, generalment anotada com a H³;
Inclús, si l'univers no és exactament pla, la curvatura espacial està lo prou prop de zero com per a posar el ràdio aproximadament en l'horisó de l'univers observable, o més allà.
En la geometria clàssica euclidiana, el quint postulat du a estes conclusions: per un punt solament pot passar una recta paralela (de fet la definició típica de paralela és la d'una recta que mai es troba en una atra). D'açò també es conclou que la suma dels ànguls interns dels triànguls és sempre = 180°
En la geometria esfèrica és possible que sobre un punt fix no passe cap paralela i la suma dels ànguls interns dels triànguls siga de més de 180° (>180°).
En la geometria hiperbòlica és possible que sobre un punt passen dos paraleles i que la suma dels ànguls interiors dels triànguls siga menor de 180° (<180°).
Geometria global
[editar | editar còdic]La geometria global cobrix la geometria, en particular la topología, de tot l'univers observable i més allà d'ell. Quan la geometria local no conseguix determinar la geometria global completament, açò llimita les possibilitats, particularment sent una geometria d'una curvatura constant. Per a una geometria espacial plana, es pensava que l'escala de qualsevol característica de la topología seria arbitrària, encara que una investigació més recent sugerix que les tres dimensions espacials poden tendir a igualar-se en llongitut. L'escala de la llongitut d'una geometria plana pugues o no ser directament detectada. Per a les geometria hiperbòliques i esfèriques, la provabilitat de la detecció de la topología per l'observació directa depén de la curvatura espacial. Usant el radi d'eixa curvatura o la seua invers multiplicativo com una escala, una curvatura chicoteta de la geometria local, en un radi corresponent a una curvatura major que l'horisó observable, fa la topología difícil o impossible de detectar si la curvatura és hiperbòlica. Una geometria esfèrica en una chicoteta curvatura (gran ràdio o curvatura) no fa difícil la detecció.
Dos investigacions que se superponen fortament dins de l'estudi de la geometria global són:
- si l'univers és infinit en extensió o és un espai compacte o finito.
- si l'univers té una topología de conexió simple o no simple.
En vores o sense vores
[editar | editar còdic]Suponent un univers finito, est pot tindre o no vores, encara que no existix evidència científica que respale l'existència d'este hipotètic llímit. Molts espais matemàtics finitos, per eixemple, un disc, tenen llímits. Els espais en arestes són difícils d'analisar, tant conceptual com matemàticament. És dir, és difícil determinar qué ocorreria en la frontera de dit univers, encara que existixen molts espais finitos, com la 3-esfera i el bou-3, que no tenen arestes.[1][2]
Compacidad de la forma global
[editar | editar còdic]Un espai compacte és una definició topològica general que comprén la noció més aplicable d'un espai mètric llimitat. En models cosmológicos, es requerix o un o abdós dels següents postulats: l'espai té una curvatura positiva (com una esfera), i/o si està conectat de manera múltiple, o, més estrictament, no-simplement conectat.
Si la 3-varietat d'una secció espacial de l'univers és compacta llavors, com en una esfera, les llínees "rectas" ( en lo real, geodèsicas ) que senyalen en certes direccions, quan s'estenen lo suficientment llunt en la mateixa direcció aplegaran al punt de partida i l'espai tindrà un "volum" o "escala" que es pot definir. Si la geometria de l'univers no és compacta, llavors és infinita en extensió en camins infinits de direcció constant que, generalment no tornen i l'espai no té un volum que es puga definir, com en el pla euclidiano.
Si la geometria espacial és esfèrica, la topología és compacta. Si no, per a una geometria espacial plana o hiperbòlica, la topología pot ser o compacta o infinita.
Univers pla
[editar | editar còdic]En un univers pla, totes les curvatura locals i la geometria local són planes. En general, pot ser descrita pel espai euclídeo, no obstant hi ha algunes geometria espacials que són planes i llimitades en una o més direccions. Açò inclou, en dos dimensions, el cilindre, el bou, i la banda de Möbius. Espais similars en tres dimensions (com la botella de Klein) existixen també.
Les últimes medicions de la curvatura de l'espai, realisades per la missió espacial europea Planck, mostren que ΩK, el valor d'esta, és 0.000±0.005, la qual cosa és coincidente en un univers pla.[3]
Univers esfèric
[editar | editar còdic]Un univers possiblement curve està descrit per la geometria esfèrica, i pot ser pensat com una hiperesfera tridimensional, és dir, una figura de 4 dimensions la superfície de les quals (que seria l'anàlec al nostre univers), és de 3.
Un dels esforços en l'anàlisis de l'informació de la WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) és detectar un múltiple adossat mutu d'imàgens de l'univers distant en la radiació de fondo de microones còsmiques. Assumint que la llum posseïx suficient temps des del seu orige per a viajar per un univers llimitat, moltes imàgens poden ser observades. Quan els resultats i l'anàlisis no corresponen a una topología llimitada, i si l'univers és llimitat, llavors la curvatura espacial és menuda, tal com la curvatura espacial de la Terra és chicoteta en un entorn de, per eixemple, un radi de cent metros, pero ha de ser tinguda en conte en un horisó de mil quilómetros o més. Generalment -encara que no absolutament- l'idea d'un univers de geometria esfèrica és associada en la d'un univers finito (que té un punt de conclusió espai temporal).
Basat en anàlisis de l'informació de la WMAP, durant el 2004-2006 els cosmólogos es varen concentrar en el teorema de Poincaré, pero també varen considerar les topología de banya per a ser compatible en l'informació.
Univers hiperbòlic
[editar | editar còdic]Un univers hiperbòlic (freqüent pero confusamente cridat "obert") està descrit per la geometria hiperbòlica, i pot creure's com un equivalent tridimensional d'una forma d'un ensellament infinitament estés. Per a la geometria local hiperbòlica, varis dels possibles espais tridimensionals són informalment cridats topología de banya.
El destí últim de l'univers obert és que es continuarà expandint para sempre, terminant en una mort tèrmica de l'univers, un Big Freeze o un Big Rip. Esta topología és consistent en les medides astrofísiques fetes en els últims anys dels 90. Encara que també pot acabar en un Big Crunch.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ «Does the Universe have an edge?» (en en). BBC Sky at Night Magazine. Consultat el 2025-07-26.
- ↑ «Does the Universe have an edge?» (en en). BBC Science Focus Magazine. Consultat el 2025-07-26.
- ↑ Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters
Referències
[editar | editar còdic]
- Este artícul conté una traducció derivada de «Forma del universo» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.