Cosmología no homogénea - Inhomogeneous cosmology

Una cosmología no homogénea es una teoría cosmológica física (un modelo astronómico del origen y la evolución del universo físico ) que, a diferencia del modelo de concordancia cosmológica actualmente ampliamente aceptado , asume que las inhomogeneidades en la distribución de la materia en todo el universo afectan las fuerzas gravitacionales locales (es decir, en el nivel galáctico) lo suficiente como para sesgar nuestra visión del Universo. Cuando comenzó el universo, la materia se distribuía de manera homogénea , pero durante miles de millones de años, las galaxias , los cúmulos de galaxias y los supercúmulos se han fusionado y, según la teoría de la relatividad general de Einstein , deben deformar el espacio-tiempo que los rodea. Si bien el modelo de concordancia reconoce este hecho, asume que tales inhomogeneidades no son suficientes para afectar los promedios de gravedad a gran escala en nuestras observaciones. Cuando dos estudios separados afirmaron en 1998-1999 que las supernovas de alto corrimiento al rojo estaban más lejos de lo que nuestros cálculos mostraban que deberían estar, se sugirió que la expansión del universo se está acelerando , y se propuso que la energía oscura , una energía repulsiva inherente al espacio explica la aceleración. Desde entonces, la energía oscura ha sido ampliamente aceptada, pero permanece sin explicación. En consecuencia, algunos científicos continúan trabajando en modelos que podrían no requerir energía oscura. La cosmología no homogénea entra en esta clase.

Las cosmologías no homogéneas asumen que las reacciones inversas de estructuras más densas, así como las de los vacíos muy vacíos, en el espacio-tiempo son lo suficientemente significativas como para que, cuando no se tengan en cuenta, distorsionen nuestra comprensión del tiempo y nuestras observaciones de objetos distantes. Tras la publicación de Thomas Buchert de ecuaciones en 1997 y 2000 que derivan de la relatividad general pero que también permiten la inclusión de variaciones gravitacionales locales, se propusieron varios modelos cosmológicos bajo los cuales la aceleración del universo es de hecho una mala interpretación de nuestras observaciones astronómicas y en el que la energía oscura es innecesaria para explicarlos. Por ejemplo, en 2007, David Wiltshire propuso un modelo (cosmología del paisaje temporal) en el que las reacciones inversas han provocado que el tiempo transcurra más lentamente o, en los vacíos , más rápidamente, dando así a las supernovas observadas en 1998 la ilusión de estar más lejos de lo que estaban. La cosmología del paisaje temporal también puede implicar que la expansión del universo de hecho se está desacelerando.

Historia

Modelo cosmológico estándar

El conflicto entre las dos cosmologías se deriva de la inflexibilidad de la teoría de la relatividad general de Einstein, que muestra cómo la gravedad se forma mediante la interacción de la materia, el espacio y el tiempo. El físico John Wheeler resumió la esencia de la teoría como "La materia le dice al espacio cómo curvarse; el espacio le dice a la materia cómo moverse". Sin embargo, para construir un modelo cosmológico viable, todos los términos en ambos lados de las ecuaciones de Einstein deben estar equilibrados: por un lado, la materia (es decir, todas las cosas que deforman el tiempo y el espacio); por otro, la curvatura del universo y la velocidad a la que se expande el espacio-tiempo. En resumen, un modelo requiere una cantidad particular de materia para producir curvaturas y tasas de expansión particulares.

En términos de materia, todas las cosmologías modernas se basan en el principio cosmológico , que establece que en cualquier dirección que miremos desde la tierra, el universo es básicamente el mismo: homogéneo e isotrópico (uniforme en todas las dimensiones). Este principio surgió de la afirmación de Copérnico de que no había observadores especiales en el universo y nada especial sobre la ubicación de la tierra en el universo (es decir, la Tierra no era el centro del universo, como se pensaba anteriormente). Desde la publicación de la relatividad general en 1915, esta homogeneidad e isotropía han simplificado enormemente el proceso de elaboración de modelos cosmológicos.

En términos de la curvatura del espacio-tiempo y la forma del universo , teóricamente puede ser cerrado (curvatura positiva, o espacio-tiempo plegado en sí mismo como si estuviera en la superficie de una esfera de cuatro dimensiones ), abierto (curvatura negativa, con espacio -tiempo plegado hacia afuera), o plano (curvatura cero, como la superficie de una hoja de papel "plana" de cuatro dimensiones).

La primera dificultad real vino con respecto a la expansión, ya que en 1905, como anteriormente, se suponía que el universo era estático, que no se expandía ni se contraía. Sin embargo, todas las soluciones de Einstein a sus ecuaciones en relatividad general predijeron un universo dinámico. Por lo tanto, para hacer sus ecuaciones consistentes con el universo aparentemente estático, agregó una constante cosmológica , un término que representa una energía extra inexplicable. Pero cuando a finales de la década de 1920 las observaciones de Georges Lemaître y Edwin Hubble probaron la noción de Alexander Friedmann (derivada de la relatividad general) de que el universo se estaba expandiendo , la constante cosmológica se volvió innecesaria, y Einstein la llamó "mi mayor error".

Con este término eliminado de la ecuación, otros derivaron la solución de Friedmann-Lamaître-Robertson-Walker (FLRW) para describir tal universo en expansión, una solución construida sobre el supuesto de un universo plano, isotrópico y homogéneo. El modelo FLRW se convirtió en la base del modelo estándar de un universo creado por el Big Bang, y más evidencia observacional ha ayudado a refinarlo. Por ejemplo, un universo liso, en su mayoría homogéneo y (al menos cuando tenía casi 400.000 años) plano parecía estar confirmado por los datos del fondo cósmico de microondas (CMB) . Y después de que en la década de 1970 se descubrió que las galaxias y los cúmulos de galaxias giraban más rápido de lo que deberían sin separarse, la existencia de materia oscura también parecía probada, lo que confirma su inferencia de Jacobus Kapteyn , Jan Oort y Fritz Zwicky en las décadas de 1920 y 1930. y demostrar la flexibilidad del modelo estándar. Se cree que la materia oscura constituye aproximadamente el 23% de la densidad de energía del universo.

Energía oscura

Otra observación en 1998 pareció complicar aún más la situación: dos estudios separados encontraron supernovas distantes más débiles de lo esperado en un universo en constante expansión; es decir, no solo se alejaban de la tierra, sino que aceleraban. Se calculó que la expansión del universo se había estado acelerando desde hace aproximadamente 5 mil millones de años. Dado el efecto de frenado gravitacional que toda la materia del universo debería haber tenido sobre esta expansión, se reintrodujo una variación de la constante cosmológica de Einstein para representar una energía inherente al espacio, equilibrando las ecuaciones de un universo plano y acelerado. También le dio a la constante cosmológica de Einstein un nuevo significado, ya que al reintroducirlo en la ecuación para representar la energía oscura, se puede reproducir un universo plano que se expande cada vez más rápido.

Aunque la naturaleza de esta energía aún no se ha explicado adecuadamente, constituye casi el 70% de la densidad de energía del universo en el modelo de concordancia. Y así, al incluir la materia oscura, casi el 95% de la densidad energética del universo se explica por fenómenos que han sido inferidos pero no explicados por completo ni observados directamente. La mayoría de los cosmólogos todavía aceptan el modelo de concordancia, aunque el periodista científico Anil Ananthaswamy llama a este acuerdo una "ortodoxia tambaleante".

Universo no homogéneo

Si bien el universo comenzó con materia distribuida de manera homogénea, desde entonces se han fusionado enormes estructuras durante miles de millones de años: cientos de miles de millones de estrellas dentro de galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos y vastos filamentos de materia. Estas regiones más densas y los vacíos entre ellas deben, bajo la relatividad general, tener algún efecto, ya que la materia dicta cómo se curva el espacio-tiempo. Por lo tanto, la masa extra de galaxias y cúmulos de galaxias (y la materia oscura, en caso de que alguna vez se detecten directamente sus partículas) debe hacer que el espacio-tiempo cercano se curve de manera más positiva, y los vacíos deben tener el efecto opuesto, haciendo que el espacio-tiempo a su alrededor tome en curvaturas negativas. La pregunta es si estos efectos, llamados retroacciones , son insignificantes o juntos comprenden lo suficiente como para cambiar la geometría del universo. La mayoría de los científicos han asumido que son insignificantes, pero esto se debe en parte a que no ha habido forma de promediar la geometría del espacio-tiempo en las ecuaciones de Einstein.

En 2000, el cosmólogo Thomas Buchert, de la École Normale Supérieure de Lyon, Francia, publicó un conjunto de nuevas ecuaciones, ahora conocido como el conjunto de ecuaciones de Buchert, basadas en la relatividad general , que permiten los efectos de una distribución no uniforme de la materia debe tenerse en cuenta, pero aún así permitir que se promedie el comportamiento del universo. Por lo tanto, ahora se podrían idear modelos basados ​​en una distribución irregular y no homogénea de la materia. "No hay energía oscura, en lo que a mí respecta", dijo Buchert a New Scientist en 2016. "En diez años, la energía oscura se habrá ido". En el mismo artículo, el cosmólogo Syksy Räsänen dijo: "No se ha establecido más allá de toda duda razonable que existe la energía oscura. Pero nunca diría que se ha establecido que la energía oscura no existe". También le dijo a la revista que la pregunta de si las reacciones inversas son insignificantes en cosmología "no ha sido respondida satisfactoriamente".

Cosmología no homogénea

La cosmología no homogénea en el sentido más general (asumiendo un universo totalmente no homogéneo) está modelando el universo como un todo con el espacio-tiempo que no posee ninguna simetría de espacio-tiempo . Los espaciotiempos cosmológicos típicamente considerados tienen la simetría máxima, que comprende tres simetrías traslacionales y tres simetrías rotacionales (homogeneidad e isotropía con respecto a cada punto del espacio-tiempo), la simetría traslacional solamente (modelos homogéneos), o la simetría rotacional solamente (modelos esféricamente simétricos). ). Los modelos con menos simetrías (por ejemplo, axisimétricos) también se consideran simétricos. Sin embargo, es común llamar modelos simétricos esféricamente o modelos no homogéneos como no homogéneos. En la cosmología no homogénea, la estructura a gran escala del universo se modela mediante soluciones exactas de las ecuaciones de campo de Einstein (es decir, no perturbativamente), a diferencia de la teoría de la perturbación cosmológica , que es el estudio del universo que toma la formación de estructuras ( galaxias , cúmulos de galaxias , la red cósmica ) en cuenta pero de una manera perturbativa.

La cosmología no homogénea generalmente incluye el estudio de la estructura en el Universo por medio de soluciones exactas de las ecuaciones de campo de Einstein (es decir, métricas ) o por métodos de promediado espacial o espaciotemporal. Dichos modelos no son homogéneos , pero pueden permitir efectos que pueden interpretarse como energía oscura o pueden conducir a estructuras cosmológicas como vacíos o cúmulos de galaxias.

Enfoque perturbativo

La teoría de la perturbación , que se ocupa de pequeñas perturbaciones de, por ejemplo, una métrica homogénea, solo se mantiene mientras las perturbaciones no sean demasiado grandes, y las simulaciones de N cuerpos utilizan la gravedad newtoniana, que es solo una buena aproximación cuando las velocidades son bajas y los campos gravitacionales son débiles.

Enfoque no perturbativo

El trabajo hacia un enfoque no perturbativo incluye la Aproximación Relativista de Zel'dovich. A partir de 2016, Thomas Buchert, George Ellis , Edward Kolb y sus colegas juzgaron que si el universo se describe mediante variables cósmicas en un esquema de retroacción que incluye grano grueso y promediado, entonces si la energía oscura es un artefacto de la forma tradicional de el uso de la ecuación de Einstein sigue siendo una pregunta sin respuesta.

Soluciones exactas

Los primeros ejemplos históricos de soluciones no homogéneas (aunque esféricamente simétricas) son la métrica Lemaître-Tolman (o modelo LTB - Lemaître-Tolman-Bondi). La métrica de Stephani puede ser esféricamente simétrica o totalmente no homogénea. Otros ejemplos son la métrica Szekeres, la métrica Szafron, la métrica Barnes, la métrica Kustaanheimo-Qvist y la métrica Senovilla. Las métricas de Bianchi como se indican en la clasificación de Bianchi y las métricas de Kantowski-Sachs son homogéneas.

Métodos de promediado

El enfoque de promediado más conocido es el enfoque de promediado escalar, que conduce a la retroreacción cinemática y a las funciones de curvatura media de 3-Ricci. Las ecuaciones de Buchert son las principales ecuaciones de tales métodos de promediado.

Cosmología del paisaje temporal

En 2007, David Wiltshire, profesor de física teórica en la Universidad de Canterbury en Nueva Zelanda, argumentó en el New Journal of Physics que las variaciones cuasilocales en la energía gravitacional habían dado en 1998 la falsa conclusión de que la expansión del universo se está acelerando. Además, debido al principio de equivalencia , que sostiene que la energía gravitacional y la inercial son equivalentes y, por lo tanto, evita que los aspectos de la energía gravitacional se diferencien a nivel local, los científicos identificaron erróneamente estos aspectos como energía oscura . Esta identificación errónea fue el resultado de suponer un universo esencialmente homogéneo, como lo hace el modelo cosmológico estándar, y no tener en cuenta las diferencias temporales entre áreas densas en materia y vacíos. Wiltshire y otros argumentaron que si no solo se supone que el universo no es homogéneo sino que tampoco es plano, se podrían idear modelos en los que la aparente aceleración de la expansión del universo podría explicarse de otra manera.

Un paso más importante que se dejó fuera del modelo estándar, afirmó Wiltshire, fue el hecho de que, como lo demuestra la observación, la gravedad ralentiza el tiempo. Por lo tanto, un reloj se moverá más rápido en el espacio vacío, que posee baja gravitación, que dentro de una galaxia, que tiene mucha más gravedad, y argumentó que una diferencia de hasta un 38% entre la hora de los relojes de la Vía Láctea y la de los relojes de la Vía Láctea existe una galaxia flotando en el vacío. Por lo tanto, a menos que podamos corregir eso (paisajes temporales cada uno con tiempos diferentes), nuestras observaciones de la expansión del espacio serán, y son, incorrectas. Wiltshire afirma que las observaciones de supernovas de 1998 que llevaron a la conclusión de un universo en expansión y energía oscura pueden explicarse en cambio mediante las ecuaciones de Buchert si se tienen en cuenta ciertos aspectos extraños de la relatividad general.

Referencias

enlaces externos

• Cosmología no homogénea @ nlab