{"id":2767,"date":"2009-10-09T13:18:45","date_gmt":"2009-10-09T11:18:45","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=2767"},"modified":"2009-10-09T12:56:13","modified_gmt":"2009-10-09T10:56:13","slug":"secretos-del-universo","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2009\/10\/09\/secretos-del-universo\/","title":{"rendered":"Secretos del Universo"},"content":{"rendered":"

Nuestro universo podr\u00eda expandirse eternamente o podr\u00eda acabar colaps\u00e1ndose. Hasta que no sepamos cu\u00e1nto vale la Densidad Cr\u00edtica (el Omega negro) -aqu\u00ed W-\u00a0no sabremos cu\u00e1l de estos dos destinos le aguarda. Las dos predicciones a largo plazo (expansi\u00f3n perpetua o colapso en un \u00abBig Crunch<\/a>\u00bb) parecen muy diferentes; pero si nos remontamos al pasado, nos encontramos con el problema de la restricci\u00f3n de los \u00abdatos iniciales\u00bb que podr\u00edan haber conducido a nuestro actual universo en expansi\u00f3n. Con lo poco que se cuenta, la variedad imaginable de universos en expansi\u00f3n es significativa.<\/p>\n

Nuestro universo ha estado expandi\u00e9ndose durante 15.000 millones de a\u00f1os. Otros universos podr\u00edan haberse colapsado antes de que se formaran estrellas. Un universo que colapsara antes de un mill\u00f3n de a\u00f1os nunca llegar\u00eda a enfriarse por debajo de 3000\u00b0 K y durante toda su existencia ser\u00eda una bola de fuego opaca a temperatura uniforme. Una expansi\u00f3n inicial algo m\u00e1s lenta habr\u00eda conducido a un universo muy diferente del nuestro; y lo mismo habr\u00eda sucedido con una expansi\u00f3n demasiado r\u00e1pida: la energ\u00eda de expansi\u00f3n habr\u00eda superado la gravedad y la materia nunca se habr\u00eda condensado en forma de galaxias. (Aunque W no est\u00e9 determinada, podemos estar seguros de que no es mucho mayor que 1.) En t\u00e9rminos newtonianos, las energ\u00edas potencial y cin\u00e9tica deben haber sido muy parecidas. Es como estar sentado en el fondo de un pozo y lanzar una piedra justo por encima del borde.<\/p>\n

No deja de ser enigm\u00e1tico el por qu\u00e9 nuestro universo sigue expandi\u00e9ndose despu\u00e9s de 1510<\/sup> a\u00f1os, con un valor de W bastante cercano a la unidad. Llama la atenci\u00f3n que no se haya colapsado hace tiempo ni que su energ\u00eda cin\u00e9tica haya superado la atracci\u00f3n gravitatoria por varias potencias de 10. Nuestro universo debi\u00f3 de tener un impulso muy determinado para llegar a su situaci\u00f3n actual, el impulso justo para equilibrar la desaceleraci\u00f3n gravitatoria. Este es el llamado \u00abproblema de la planitud\u00bb.<\/p>\n

La ecuaci\u00f3n din\u00e1mica del universo<\/a> puede expresarse de la siguiente manera: W es la densidad en unidades de la densidad cr\u00edtica<\/a> y la constante cosmol\u00f3gica se supone nula. Entonces, tenemos:<\/p>\n

1 – W = ( k \/ R2<\/sup> ) \/ ( 8p Gr \/ 3 ) = X ( T )<\/p>\n

donde X ( T ) es la distancia a la planitud.<\/p>\n

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En el per\u00edodo expansivo F-L, el factor X ( T ) se incrementa con la ca\u00edda de la temperatura; X ( T ) \u00b5 T-2<\/sup> durante la era radiactiva<\/a> y X ( T ) \u00bb T-1<\/sup> durante la era material<\/a>. Durante la emisi\u00f3n de la radiaci\u00f3n c\u00f3smica de fondo, X ( T ) \u00bb 10-3<\/sup>; En el momento de la nucleos\u00edntesis<\/a> primordial <\/a>, X ( T ) \u00bb 10-17<\/sup>; en el tiempo de Planck<\/a><\/a>, X ( T ) \u00bb 10-61<\/sup>. En el pasado, el cosmos estaba, pr\u00e1cticamente, casi plano.<\/p>\n

\"\"<\/p>\n\n\n\n
[a] Evoluci\u00f3n de la densidad en el escenario Friedmann-Lema\u00eetre ( F-L ).- El factor X ( T ), que dimensiona la distancia con la planitud, es la relaci\u00f3n del t\u00e9rmino de curvatura sobre el t\u00e9rmino de densidad. En el proceso de expansi\u00f3n F-L, \u00e9ste se incrementa gradualmente y la densidad se aleja del valor cr\u00edtico ( W = 1 ).
\n[b] Evoluci\u00f3n de la densidad en el escenario inflacionario.- En un suceso de inflaci\u00f3n, X ( T ) disminuye exponencialmente. A su t\u00e9rmino, la densidad llega a una cuant\u00eda muy cercana a la del valor cr\u00edtico.<\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

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Durante el tiempo que transcurre el suceso inflacionario r = rs<\/sub> es constante. Emtonces, se tiene que R \u00b5 exp (t \/ ts<\/sub> ).<\/p>\n

X ( T ) \u00b5 exp ( -2t \/ ts<\/sub> )<\/p>\n

El valor de X( T ) entonces, decrece r\u00e1pidamente con el tiempo. Si el suceso inflacionario dura el suficiente tiempo ( t \/ Ts<\/sub> \u00bb l ), W se acercar\u00e1 muy pr\u00f3ximo a la unidad. En este sentido, la inflaci\u00f3n act\u00faa como un atractor cuyo resultado final es W = 1.<\/p>\n

El valor m\u00ednimo requerido del factor de expansi\u00f3n exponencial para crear esta insensibilidad a la curvatura inicial est\u00e1 cerca de 1025<\/sup> en el caso del suceso inflacionario de la gran unificaci\u00f3n. Esta soluci\u00f3n impone que, en la actualidad, la curvatura sea considerablemente d\u00e9bil.<\/p>\n

Claro est\u00e1, que se podr\u00eda elegir un valor de t \/ ts<\/sub> que diera el valor que se estima a trav\u00e9s de las observaciones (10% a 20%), pero se perder\u00eda la insensibilidad a los datos iniciales, que es lo que se requiere obtener. A la inversa, por todo valor elegido del incremento inflacionario del factor de escala R ( t ), se pueden encontrar valores de W antes de la inflaci\u00f3n, que \u00e9sta no lograr\u00e1 trasladar al valor contempor\u00e1neo. En otras palabras, el \u00abespacio atractor\u00bb de la inflaci\u00f3n s\u00f3lo cubre una parte de los posibles valores iniciales de la densidad c\u00f3smica.<\/p>\n

Texto extra\u00eddo de Astrocosmo<\/a><\/em><\/p>\n

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