Universo a gran escala, su evolución (I): homogéneo, isótropo y plano.

El universo a gran escala accesible tiene un radio de 14.000 millones de años luz, es el horizonte relativista, una superficie esférica cuyo radio aumenta a la velocidad de la luz, lo que está más allá no es observable y está desconectado casualmente de nosotros (con una parte interna o casual, y otra externa que no tiene influencia sobre nosotros). Su descripción cosmológica actual nos dice que el Universo es homogéneo, isótropo y su curvatura relativista es cero; es decir, es plano. En cuanto a su composición, actualmente se cree que aproximadamente más de 2/3 partes son energía oscura (68,3%), algo más de 1/4 parte es materia oscura (26,8%) y el resto (4,9%) es la materia visible ordinaria que conocemos (materia bariónica). De la materia bariónica, casi todo es hidrógeno, helio en menor proporción y el resto de elementos químicos son minoritarios. A gran escala las galaxias son las moléculas del fluido del universo.

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Los cúmulos de galaxias son la mayor entidad que se mantiene unida por autogravitación, son observables en todas las longitudes de onda y con múltiples herramientas. Nuestra Vía Láctea forma parte de un grupo de una decena de galaxias llamado Grupo Local con dos galaxias dominantes que son la Vía Láctea y Andrómeda (M31). El Grupo Local es una extensión del Cúmulo de Virgo, rico en galaxias. Los cúmulos se agrupan en supercúmulos (estructuras de filamentos de unos entre 50 a 1000 Megaparsec – Mpc- (donde 1 Mpc es aproximadamente 3 millones de años luz), el nuestro se llama Laniakea. Existe cierta periodicidad en la distribución de los filamentos, casi como una red cristalina.

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Decir que el universo es homogéneo significa que en todos los lugares es igual en densidad, presión, temperatura, composición química, curvatura espacial,… Que es isotrópico significa que estemos donde estemos en el universo, vemos lo mismo en todas las direcciones donde miremos, todos los puntos son un punto cualquiera. Isotrópico implica que es homogéneo, no al contrario. Evidentemente, a una escala pequeña no es homogéneo, esto sucede a escalas de 1000 Mpc. Imagina una playa donde coges un puñado de arena y lo miras, verás que no son granos del mismo tamaño, pero si vuelves a coger otro puñado en otra parte verás que es similar.

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El universo aceptado hoy es un universo en expansión, lo cual implica un Big Bang. La Teoría General de la Relatividad de Einstein condujo a la ley de Hubble, que viene a decir que la velocidad de alejamiento de una galaxia es tanto mayor cuanto mayor es la distancia a la que se encuentra de nosotros v=Ho.r, donde v es la “velocidad aparente”, r es la distancia y Ho = 67 km/(s Mpc) calculado por la misión espacial Plank de la ESA. Aunque “r” es sustituido por algo más conocido empíricamente “z” (z=v/c es el desplazamiento al rojo cósmico, que no es el efecto Doppler). Con lo cual la ley de Hubble puede reescribirse como z=Ho.r/c

Para conocer cómo es de grande el universo se define A=factor de escala cósmico, donde Ao=1 es el tamaño actual, y por ejemplo cuando A=2 será el doble, cuando A<1 es el pasado, y A>1 es el futuro. La ecuación 1+z=1/A (válida sobre todo para galaxias muy cercanas), nos dice que si z=0 entonces A=Ao=1. En épocas muy antiguas 1+z es z porque 1 es despreciable, por eso z=1/A. En la época CMB (Cosmic Microwave Blackground en inglés, fondo cósmico de microondas) que es el “rastro del Big Bang” el valor es z=1100 y por tanto A=1/1100 que nos da el tamaño del universo entonces, comparado con el actual.

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Einstein a partir de su teoría de la relatividad, concibió un universo finito sin bordes, y en el tiempo infinito e invariable, compatible con el principio cosmológico (energía oscura), que dota al universo de una expansión que contrarresta la autogravitación. Cada vez se ha ido reconociendo las dimensiones de la energía y la materia oscuras. La materia oscura está formada por partículas que no interaccionan con la luz, ni la absorben, ni la emiten. Mientras la energía oscura es energía del vacío, con presión negativa que provoca que el universo se expanda y se reacelere, evitando que se contraiga por autogravitación.

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Según las medidas más reciente de la misión Planck la curvatura del universo es cero, es decir es prácticamente plano. La formación de las estrellas es reciente z=10, la estructura del universo desde el Big Bang ha pasado por tres épocas que han determinado la estructura del universo actual. El universo se expande y, como lo hace cualquier fluido, se enfría. Pero en este caso no sólo depende de las ecuaciones generales de fluidos, sino también de la ecuación de estado, ya que en cada época las partículas dominantes que lo componían han variado y se ha expandido y enfríado de manera diferente. La ecuación de estado o bariotrópica tendría la forma P= W.E (P presión, W coeficiente de la partícula dominante o de bariotropía, E densidad de energía).

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Según la teoría actual del Big Bang en la proximidad del momento cero el universo tenía una densidad y temperatura descomunal (teóricamente infinita) y no se conoce una física para aplicar a ese momento. En el minúsculo momento de 10-42 es donde podríamos tener cierto grado de certeza, donde el horizonte relativista, tenía el tamaño de una partícula elemental (¿te imaginas las condiciones físicas de todo el universo comprimido ahí?). A los 10-35 es clave en la forma a gran escala del universo, es la época de la inflación. Las teorías de la inflación pretenden explicar dos cosas del universo a gran escala: por qué es plano y por qué es isótropo (homogéneo), aunque no lo sea a menor escala. En la era de la inflación el índice bariotrópico era W≤-1/3, con esta presión P negativa el Universo se expande de forma exponencial. El Universo tenía un campo escalar llamado campo inflatón, y no se descarta que el Bossón de Higgs fuese la partícula de ese campo. Y al terminar la inflación se crearon otras partículas (las bariónicas y las de materia oscura). El CMB tiene la misma emisión independientemente del lugar del universo a donde apuntemos lo cual da un índice de isotropía del universo antiguo, lo que nos dice que vivimos dentro de una burbuja de homogeneidad lograda en tiempos anteriores de la inflación.

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Después de la inflación, en el primer segundo apenas, se crearon las partículas, primero las partículas dominantes fueron los quarks y los gluones, al descender la temperatura surgieron los protones y neutrones, muchos electrones y positrones se anularon mutuamente formando pares de fotones de alta energía. Estos fotones sumados a los existentes elevaron la temperatura dando lugar a un universo dominado por la luz. Se formaron asimismo los núcleos de hélio y se desacoplaron los neutrinos del resto de partículas formando una especie de universo aparte conviviendo con el mismo espacio. Este universo dominado por la radiación (de luz) comienza con z=1010. Entre z=1010 y z=104 (es decir, cuando el universo era entre 1010 y 104 veces más pequeño que ahora) fue dominado por la radiación. Su ecuación de estado era la del cuerpo negro E=3P (es decir el índice bariónico W=1/3). La expansión de esta Era viene con la ecuación A ≈ t1/2 .

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Cuando A≈t2/3 al expedirse y enfriarse comienza la era de dominación de la materia. Había protones, neutrones, electrones y núcleos de helio, aunque en estado de plasma con los electrones libres, debido a la alta temperatura. Había fotones ya no hegemónicos, neutrinos desconectados del resto de partículas, y partículas de materia oscura no identificadas. Cuando el universo era z=1100 veces más pequeño que hoy vino la etapa de recombinación, donde los electrones se unen a los protones y a los núcleos de helio para formara átomos. Es la etapa más antigua que podemos observar hoy. Los fotones dejan de interaccionar con los electrones, el universo se vuelve transparente, los fotones fluyen libremente y forman el fondo de microondas. En ese tiempo se dispara la formación de galaxias, y en el futuro darían lugar mediante fusiones estructuras más grandes. Para z<10 da lugar a la época de la reionización, cuando empiezan a formarse estrellas que emiten radiación ionizante ultravioleta, y en el interior de ellas se forman los distintos elementos químicos. Para z=0 surge la vida.

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En el futuro parece ser que, según los cálculos de Einstein w=-1 (compatible con los datos de la misión espacial Planck y constante en el tiempo), es decir, que con una energía oscura mayoritaria y el fluido espacial con presión negativa, da un resultado de expansión exponencial en la medida que se expande. Un Universo que se acelera su expansión a medida que va creciendo de forma imparable. Hasta el punto que el horizonte quedaría desconectado casualmente produciéndose un gran desgarrón previsto por De Sitter.

REFERENCIAS.
Grandes estructuras del Universo, Eduardo Battaner, RBA 2015
Estructura del universo a gran escala.
Big Bang Theory: Evolution of Our Universe

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