Expansión del universo

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflation · Nucleosynthesis Backgrounds Gravitational wave (GWB) Microwave (CMB) · Neutrino (CNB)
Expansion · Future Hubble's law · Redshift Expansion of the universe FLRW metric · Friedmann equations Inhomogeneous cosmology Future of an expanding universe Ultimate fate of the universe
Components · Structure Components Lambda-CDM model Dark energy · Dark matter Structure Shape of the universe Galaxy filament · Galaxy formation Large quasar group Large-scale structure Reionization · Structure formation
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Scientists Aaronson Alfvén Alpher Copernicus de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Huygens Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
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v t e

La expansión del universo es el aumento de la distancia entre partes no ligadas gravitacionalmente del universo observable con el tiempo. ^[1] Es una expansión intrínseca , por lo que no significa que el universo se expanda "hacia" algo o que exista espacio "fuera" de él. Para cualquier observador en el universo, parece que todas las galaxias, excepto las más cercanas (que están unidas entre sí por la gravedad), se alejan a velocidades que son proporcionales a su distancia del observador , en promedio. Si bien los objetos no pueden moverse más rápido que la luz , esta limitación se aplica solo con respecto a los marcos de referencia locales y no limita las tasas de recesión de objetos cosmológicamente distantes.

La expansión cósmica es una característica clave de la cosmología del Big Bang . Puede modelarse matemáticamente con la métrica de Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW), donde corresponde a un aumento en la escala de la parte espacial del tensor métrico del espacio-tiempo del universo (que gobierna el tamaño y la geometría del espacio-tiempo). Dentro de este marco, la separación de objetos a lo largo del tiempo está asociada con la expansión del espacio mismo. Sin embargo, esta no es una descripción generalmente covariante sino más bien solo una elección de coordenadas . Contrariamente a la idea errónea común, es igualmente válido adoptar una descripción en la que el espacio no se expande y los objetos simplemente se separan mientras están bajo la influencia de su gravedad mutua. ^{[2] [3] [4]} Aunque la expansión cósmica a menudo se enmarca como una consecuencia de la relatividad general , también es predicha por la gravedad newtoniana . ^{[5] [6]}

Según la teoría de la inflación , durante la época inflacionaria , aproximadamente 10 ⁻³² de segundo después del Big Bang , el universo se expandió repentinamente y su volumen aumentó en un factor de al menos 10 ⁷⁸ (una expansión de la distancia en un factor de al menos 10 ²⁶ en cada una de las tres dimensiones). Esto sería equivalente a expandir un objeto de 1  nanómetro de diámetro (10 ⁻⁹  m , aproximadamente la mitad del ancho de una molécula de ADN ) a una de aproximadamente 10,6  años luz de diámetro (aproximadamente10 ¹⁷  m , o 62 billones de millas). La expansión cósmica posteriormente se desaceleró a tasas mucho más lentas, hasta que alrededor de 9.800 millones de años después del Big Bang (hace 4.000 millones de años) comenzó a expandirse gradualmente más rápidamente , y todavía lo está haciendo. Los físicos han postulado la existencia de la energía oscura , que aparece como una constante cosmológica en los modelos gravitacionales más simples, como una forma de explicar esta aceleración tardía. Según la extrapolación más simple del modelo cosmológico actualmente favorecido, el modelo Lambda-CDM , esta aceleración se vuelve dominante en el futuro.

Entre 1912 y 1914, Vesto Slipher descubrió que la luz procedente de galaxias remotas se desplazaba hacia el rojo , ^{[7] [8]} un fenómeno que más tarde se interpretó como un alejamiento de las galaxias de la Tierra. En 1922, Alexander Friedmann utilizó las ecuaciones de campo de Einstein para aportar pruebas teóricas de que el universo se está expandiendo. ^[9]

El astrónomo sueco Knut Lundmark fue la primera persona en encontrar evidencia observacional de expansión, en 1924. Según Ian Steer de la Base de Datos Extragaláctica de Distancias Galácticas de la NASA/IPAC, "las estimaciones de distancia extragaláctica de Lundmark fueron mucho más precisas que las de Hubble, en consonancia con una tasa de expansión (constante de Hubble) que estaba dentro del 1% de las mejores mediciones actuales". ^[10]

En 1927, Georges Lemaître llegó de forma independiente a una conclusión similar a la de Friedmann sobre una base teórica, y también presentó evidencia observacional de una relación lineal entre la distancia a las galaxias y su velocidad de recesión . ^[11] Edwin Hubble confirmó observacionalmente los hallazgos de Lundmark y Lemaître en 1929. ^[12] Asumiendo el principio cosmológico , estos hallazgos implicarían que todas las galaxias se están alejando unas de otras.

El astrónomo Walter Baade recalculó el tamaño del universo conocido en la década de 1940, duplicando el cálculo anterior realizado por Hubble en 1929. ^{[13] [14] [15]} Anunció este hallazgo ante un gran asombro en la reunión de la Unión Astronómica Internacional de 1952 en Roma. Durante la mayor parte de la segunda mitad del siglo XX, el valor de la constante de Hubble se estimó entre50 y 90 km⋅s ⁻¹ ⋅ Mpc ⁻¹ .

El 13 de enero de 1994, la NASA anunció formalmente la finalización de sus reparaciones relacionadas con el espejo principal del telescopio espacial Hubble , lo que permitió obtener imágenes más nítidas y, en consecuencia, análisis más precisos de sus observaciones. ^[16] Poco después de que se realizaron las reparaciones, el Proyecto Clave de 1994 de Wendy Freedman analizó la velocidad de recesión de M100 desde el núcleo del cúmulo de Virgo , ofreciendo una medición de la constante de Hubble de80 ± 17 km⋅s ⁻¹ ⋅Mpc ⁻¹ . ^[17] Más tarde, ese mismo año, Adam Riess et al. utilizaron un método empírico de formas de curvas de luz de banda visual para estimar con mayor precisión la luminosidad de las supernovas de tipo Ia . Esto minimizó aún más los errores sistemáticos de medición de la constante de Hubble, para67 ± 7 km⋅s ⁻¹ ⋅Mpc ⁻¹ . Las mediciones de Reiss sobre la velocidad de recesión del cercano cúmulo de Virgo concuerdan más estrechamente con los análisis posteriores e independientes de las calibraciones de la variable Cefeida de la supernova Tipo Ia , que estima una constante de Hubble de73 ± 7 km⋅s ⁻¹ ⋅Mpc ⁻¹ . ^[18] En 2003, el análisis de David Spergel del fondo cósmico de microondas durante las observaciones del primer año del satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) coincidió además con las tasas de expansión estimadas para las galaxias locales,72 ± 5 km⋅s ⁻¹ ⋅Mpc ⁻¹ . ^[19]

Se observa que el universo en las escalas más grandes es homogéneo (el mismo en todas partes) e isótropo (el mismo en todas las direcciones), lo que es coherente con el principio cosmológico . Estas restricciones exigen que cualquier expansión del universo se ajuste a la ley de Hubble , en la que los objetos se alejan de cada observador con velocidades proporcionales a sus posiciones con respecto a ese observador. Es decir, las velocidades de recesión escalan con las posiciones (centradas en el observador) de acuerdo con${\displaystyle {\vec {v}}}$${\displaystyle {\vec {x}}}$

${\displaystyle {\vec {v}}=H{\vec {x}},}$

donde la tasa de Hubble cuantifica la tasa de expansión. es una función del tiempo cósmico .${\displaystyle H}$${\displaystyle H}$

La expansión del universo puede entenderse como una consecuencia de un impulso inicial (posiblemente debido a la inflación ), que hizo que los contenidos del universo volaran en pedazos. La atracción gravitatoria mutua de la materia y la radiación dentro del universo desacelera gradualmente esta expansión con el tiempo, pero la expansión continúa de todos modos debido al impulso inicial. Además, ciertos fluidos relativistas exóticos , como la energía oscura y la inflación, ejercen repulsión gravitatoria en el contexto cosmológico, lo que acelera la expansión del universo. Una constante cosmológica también tiene este efecto.

Matemáticamente, la expansión del universo se cuantifica por el factor de escala , , que es proporcional a la separación media entre objetos, como las galaxias. El factor de escala es una función del tiempo y se establece convencionalmente en el momento presente. Debido a que el universo se está expandiendo, es más pequeño en el pasado y más grande en el futuro. Extrapolando hacia atrás en el tiempo con ciertos modelos cosmológicos se obtendrá un momento en el que el factor de escala era cero; nuestra comprensión actual de la cosmología establece este momento en 13.787 ± 0,020 mil millones de años atrás . Si el universo continúa expandiéndose eternamente, el factor de escala se acercará al infinito en el futuro. También es posible, en principio, que el universo deje de expandirse y comience a contraerse, lo que corresponde a que el factor de escala disminuya con el tiempo.${\displaystyle a}$${\displaystyle a=1}$${\displaystyle a}$

El factor de escala es un parámetro de la métrica FLRW y su evolución temporal está regida por las ecuaciones de Friedmann . La segunda ecuación de Friedmann,${\displaystyle a}$

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

muestra cómo los contenidos del universo influyen en su tasa de expansión. Aquí, es la constante gravitacional , es la densidad de energía dentro del universo, es la presión , es la velocidad de la luz y es la constante cosmológica. Una densidad de energía positiva conduce a la desaceleración de la expansión, , y una presión positiva desacelera aún más la expansión. Por otro lado, una presión suficientemente negativa con conduce a una expansión acelerada, y la constante cosmológica también acelera la expansión. La materia no relativista es esencialmente sin presión, con , mientras que un gas de partículas ultrarelativistas (como un gas de fotones ) tiene presión positiva . Los fluidos de presión negativa, como la energía oscura, no están confirmados experimentalmente, pero la existencia de la energía oscura se infiere a partir de observaciones astronómicas.${\displaystyle G}$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle p}$${\displaystyle c}$${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle {\ddot {a}}<0}$${\displaystyle p<-\rho c^{2}/3}$ ${\displaystyle |p|\ll \rho c^{2}}$${\displaystyle p=\rho c^{2}/3}$

En un universo en expansión, a menudo resulta útil estudiar la evolución de la estructura sin tener en cuenta la expansión del universo. Esto motiva el uso de coordenadas comóviles , que se definen para crecer proporcionalmente con el factor de escala. Si un objeto se mueve solo con el flujo de Hubble del universo en expansión, sin ningún otro movimiento, entonces permanece estacionario en coordenadas comóviles. Las coordenadas comóviles son las coordenadas espaciales en la métrica FLRW .

El universo es un espacio-tiempo de cuatro dimensiones, pero dentro de un universo que obedece al principio cosmológico, existe una elección natural de superficie espacial tridimensional. Estas son las superficies en las que los observadores que están estacionarios en coordenadas comóviles concuerdan en la edad del universo . En un universo gobernado por la relatividad especial , tales superficies serían hiperboloides , porque la dilatación del tiempo relativista significa que los relojes de los observadores distantes que se alejan rápidamente se ralentizan, de modo que las superficies espaciales deben doblarse "hacia el futuro" a lo largo de largas distancias. Sin embargo, dentro de la relatividad general , la forma de estas superficies espaciales sincrónicas comóviles se ve afectada por la gravedad. Las observaciones actuales son consistentes con que estas superficies espaciales son geométricamente planas (de modo que, por ejemplo, los ángulos de un triángulo suman 180 grados).

Un universo en expansión normalmente tiene una edad finita. La luz y otras partículas solo pueden haberse propagado una distancia finita. La distancia de movimiento que dichas partículas pueden haber cubierto a lo largo de la edad del universo se conoce como horizonte de partículas , y la región del universo que se encuentra dentro de nuestro horizonte de partículas se conoce como universo observable .

Si la energía oscura que se supone que domina el universo hoy es una constante cosmológica, entonces el horizonte de partículas converge a un valor finito en el futuro infinito. Esto implica que la cantidad de universo que podremos observar alguna vez es limitada. Existen muchos sistemas cuya luz nunca podrá alcanzarnos, porque existe un horizonte de sucesos cósmico inducido por la gravedad repulsiva de la energía oscura.

En el estudio de la evolución de la estructura del universo surge una escala natural, conocida como horizonte de Hubble . Las perturbaciones cosmológicas mucho mayores que el horizonte de Hubble no son dinámicas, porque las influencias gravitacionales no tienen tiempo de propagarse a través de ellas, mientras que las perturbaciones mucho menores que el horizonte de Hubble están gobernadas directamente por la dinámica gravitacional newtoniana .

La velocidad peculiar de un objeto es su velocidad con respecto a la cuadrícula de coordenadas comóviles, es decir, con respecto al movimiento promedio asociado a la expansión del material circundante. Es una medida de cómo el movimiento de una partícula se desvía del flujo de Hubble del universo en expansión. Las velocidades peculiares de las partículas no relativistas decaen a medida que el universo se expande, en proporción inversa al factor de escala cósmico . Esto puede entenderse como un efecto de autoclasificación. Una partícula que se mueve en alguna dirección supera gradualmente el flujo de Hubble de expansión cósmica en esa dirección, acercándose asintóticamente al material con la misma velocidad que la suya.

En términos más generales, los momentos peculiares de las partículas relativistas y no relativistas decaen en proporción inversa al factor de escala. En el caso de los fotones, esto conduce al corrimiento al rojo cosmológico . Si bien el corrimiento al rojo cosmológico se explica a menudo como el estiramiento de las longitudes de onda de los fotones debido a la "expansión del espacio", se lo considera más naturalmente como una consecuencia del efecto Doppler . ^[3]

El universo se enfría a medida que se expande. Esto se debe a la descomposición de los momentos peculiares de las partículas, como se ha comentado anteriormente. También puede entenderse como enfriamiento adiabático . La temperatura de los fluidos ultrarrelativistas , a menudo denominados "radiación" e incluyendo el fondo cósmico de microondas , varía inversamente con el factor de escala (es decir, ). La temperatura de la materia no relativista cae más bruscamente, y varía como el cuadrado inverso del factor de escala (es decir, ).${\displaystyle T\propto a^{-1}}$${\displaystyle T\propto a^{-2}}$

El contenido del universo se diluye a medida que se expande. El número de partículas dentro de un volumen comóvil permanece fijo (en promedio), mientras que el volumen se expande. Para la materia no relativista, esto implica que la densidad de energía disminuye a medida que , donde es el factor de escala .${\displaystyle \rho \propto a^{-3}}$${\displaystyle a}$

En el caso de las partículas ultrarrelativistas ("radiación"), la densidad de energía cae de forma más pronunciada, ya que . Esto se debe a que, además de la dilución del volumen del recuento de partículas, la energía de cada partícula (incluida la energía de masa en reposo ) también cae significativamente debido a la descomposición de los momentos peculiares.${\displaystyle \rho \propto a^{-4}}$

En general, podemos considerar un fluido perfecto con presión , donde es la densidad de energía. El parámetro es el parámetro de la ecuación de estado . La densidad de energía de un fluido de este tipo disminuye como${\displaystyle p=w\rho }$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle w}$

${\displaystyle \rho \propto a^{-3(1+w)}.}$

La materia no relativista tiene mientras que la radiación tiene . Para un fluido exótico con presión negativa, como la energía oscura, la densidad de energía cae más lentamente; si permanece constante en el tiempo. Si , correspondiente a la energía fantasma , la densidad de energía crece a medida que el universo se expande.${\displaystyle w=0}$${\displaystyle w=1/3}$${\displaystyle w=-1}$${\displaystyle w<-1}$

La inflación es un período de expansión acelerada que se supone que ocurrió en un tiempo de alrededor de 10 ⁻³² segundos. Habría sido impulsada por el inflatón , un campo que tiene un estado de vacío falso de energía positiva . La inflación se propuso originalmente para explicar la ausencia de reliquias exóticas predichas por las teorías de gran unificación , como los monopolos magnéticos , porque la rápida expansión habría diluido tales reliquias. Posteriormente se comprendió que la expansión acelerada también resolvería el problema del horizonte y el problema de la planitud . Además, las fluctuaciones cuánticas durante la inflación habrían creado variaciones iniciales en la densidad del universo, que la gravedad luego amplificó para producir el espectro observado de variaciones de densidad de materia . ^{[ cita requerida ]}

Durante la inflación, el factor de escala cósmica creció exponencialmente en el tiempo. Para resolver los problemas de horizonte y planitud, la inflación debe haber durado lo suficiente para que el factor de escala creciera al menos en un factor de e ⁶⁰ (aproximadamente 10 ²⁶ ). ^{[ cita requerida ]}

La historia del universo después de la inflación pero antes de un tiempo de aproximadamente 1 segundo es en gran parte desconocida. ^[20] Sin embargo, se sabe que el universo ha estado dominado por partículas ultrarrelativistas del Modelo Estándar , convencionalmente llamadas radiación , en el momento del desacoplamiento de los neutrinos en aproximadamente 1 segundo. ^[21] Durante el dominio de la radiación, la expansión cósmica se desaceleró, y el factor de escala creció proporcionalmente con la raíz cuadrada del tiempo.

Como la radiación se desplaza hacia el rojo a medida que el universo se expande, con el tiempo la materia no relativista llegó a dominar la densidad energética del universo. Esta transición ocurrió en un momento de unos 50 mil años después del Big Bang. Durante la época dominada por la materia, la expansión cósmica también se desaceleró, con un factor de escala que creció como la potencia 2/3 del tiempo ( ). Además, la formación de la estructura gravitatoria es más eficiente cuando domina la materia no relativista, y esta época es responsable de la formación de galaxias y la estructura a gran escala del universo .${\displaystyle a\propto t^{2/3}}$

Se cree que hace unos 3.000 millones de años, en un período de unos 11.000 millones de años, la energía oscura comenzó a dominar la densidad energética del universo. Esta transición se produjo porque la energía oscura no se diluye a medida que el universo se expande, sino que mantiene una densidad energética constante. De manera similar a la inflación, la energía oscura impulsa una expansión acelerada, de modo que el factor de escala crece exponencialmente con el tiempo.

La forma más directa de medir la tasa de expansión es medir de forma independiente las velocidades de recesión y las distancias de objetos distantes, como las galaxias. La relación entre estas cantidades proporciona la tasa de Hubble, de acuerdo con la ley de Hubble. Normalmente, la distancia se mide utilizando una vela estándar , que es un objeto o evento para el que se conoce el brillo intrínseco . La distancia del objeto se puede inferir a partir del brillo aparente observado . Mientras tanto, la velocidad de recesión se mide a través del corrimiento al rojo. Hubble utilizó este enfoque para su medición original de la tasa de expansión, midiendo el brillo de las estrellas variables cefeidas y los corrimientos al rojo de sus galaxias anfitrionas. Más recientemente, utilizando supernovas de tipo Ia , se midió que la tasa de expansión era H ₀  = 73,24 ± 1,74 (km/s)/Mpc . ^[22] Esto significa que por cada millón de parsecs de distancia del observador, la velocidad de recesión de los objetos a esa distancia aumenta aproximadamente 73 kilómetros por segundo (160.000 mph).

Las supernovas se pueden observar a distancias tan grandes que el tiempo que tarda la luz en viajar desde ellas puede aproximarse a la edad del universo. Por consiguiente, se pueden utilizar para medir no solo la tasa de expansión actual, sino también su historia. En un trabajo que recibió el Premio Nobel de Física en 2011 , se utilizaron observaciones de supernovas para determinar que la expansión cósmica se está acelerando en la época actual. ^[23]

Suponiendo un modelo cosmológico, por ejemplo el modelo Lambda-CDM , otra posibilidad es inferir la tasa de expansión actual a partir de los tamaños de las fluctuaciones más grandes observadas en el fondo cósmico de microondas . Una tasa de expansión más alta implicaría un tamaño característico más pequeño de las fluctuaciones del CMB, y viceversa. La colaboración Planck midió la tasa de expansión de esta manera y determinó H ₀ =67,4 ± 0,5 (km/s)/Mpc . ^[24] Existe un desacuerdo entre esta medición y las mediciones basadas en supernovas, conocidas como tensión de Hubble .

Una tercera opción propuesta recientemente es utilizar información de eventos de ondas gravitacionales (especialmente aquellos que involucran la fusión de estrellas de neutrones , como GW170817 ), para medir la tasa de expansión. ^{[25] [26]} Tales mediciones aún no tienen la precisión para resolver la tensión de Hubble.

En principio, la historia de la expansión cósmica también se puede medir estudiando cómo cambian los corrimientos al rojo, las distancias, los flujos, las posiciones angulares y los tamaños angulares de los objetos astronómicos a lo largo del tiempo en que se los observa. Estos efectos son demasiado pequeños para haber sido detectados todavía. Sin embargo, los cambios en el corrimiento al rojo o el flujo podrían observarse con el Square Kilometre Array o el Extremely Large Telescope a mediados de la década de 2030. ^[27]

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A escala cosmológica, el universo actual se ajusta al espacio euclidiano , lo que los cosmólogos describen como geométricamente plano , dentro del margen de error experimental. ^[28]

En consecuencia, las reglas de la geometría euclidiana asociadas con el quinto postulado de Euclides se mantienen en el universo actual en el espacio 3D. Sin embargo, es posible que la geometría del espacio 3D pasado pudiera haber sido muy curvada. La curvatura del espacio se modela a menudo utilizando un tensor de curvatura de Riemann distinto de cero en curvatura de variedades de Riemann . El espacio euclidiano "geométricamente plano" tiene un tensor de curvatura de Riemann de cero.

El espacio "geométricamente plano" tiene tres dimensiones y es coherente con el espacio euclidiano. Sin embargo, el espacio-tiempo tiene cuatro dimensiones; no es plano según la teoría general de la relatividad de Einstein. La teoría de Einstein postula que "la materia y la energía curvan el espacio-tiempo, y hay suficiente materia y energía para generar la curvatura". ^[29]

En parte para dar cabida a geometrías tan diferentes, la expansión del universo es inherentemente relativista general. No se puede modelar únicamente con la relatividad especial : aunque existen tales modelos , pueden estar en desacuerdo fundamental con la interacción observada entre materia y espacio-tiempo en el universo.

Las imágenes de la derecha muestran dos vistas de diagramas de espacio-tiempo que muestran la geometría a gran escala del universo según el modelo cosmológico ΛCDM . Se omiten dos de las dimensiones del espacio, dejando una dimensión del espacio (la dimensión que crece a medida que el cono se hace más grande) y una del tiempo (la dimensión que avanza "hacia arriba" por la superficie del cono). El extremo circular estrecho del diagrama corresponde a un tiempo cosmológico de 700 millones de años después del Big Bang, mientras que el extremo ancho es un tiempo cosmológico de 18 mil millones de años, donde se puede ver el comienzo de la expansión acelerada como una expansión hacia afuera del espacio-tiempo, una característica que finalmente domina en este modelo. Las líneas de cuadrícula violetas marcan el tiempo cosmológico a intervalos de mil millones de años desde el Big Bang. Las líneas de cuadrícula cian marcan la distancia de co-movimiento a intervalos de mil millones de años luz en la era actual (menos en el pasado y más en el futuro). El rizo circular de la superficie es un artefacto de la incrustación sin significado físico y se hace con fines ilustrativos; Un universo plano no se curva sobre sí mismo. (Un efecto similar se puede ver en la forma tubular de la pseudoesfera ).

La línea marrón del diagrama es la línea de tiempo de la Tierra (o, más precisamente, su ubicación en el espacio, incluso antes de que se formara). La línea amarilla es la línea de tiempo del cuásar más distante conocido . La línea roja es la trayectoria de un haz de luz emitido por el cuásar hace unos 13 mil millones de años y que llega a la Tierra en la actualidad. La línea naranja muestra la distancia actual entre el cuásar y la Tierra, unos 28 mil millones de años luz, que es una distancia mayor que la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz,  ct .

Según el principio de equivalencia de la relatividad general, las reglas de la relatividad especial son válidas localmente en pequeñas regiones del espacio-tiempo que son aproximadamente planas. En particular, la luz siempre viaja localmente a la velocidad  c ; en el diagrama, esto significa, según la convención de construcción de diagramas de espacio-tiempo, que los rayos de luz siempre forman un ángulo de 45° con las líneas de la cuadrícula local. Sin embargo, no se sigue de esto que la luz recorra una distancia ct en un tiempo t , como ilustra la línea de mundo roja. Si bien siempre se mueve localmente a  c , su tiempo en tránsito (alrededor de 13 mil millones de años) no está relacionado con la distancia recorrida de ninguna manera simple, ya que el universo se expande a medida que el rayo de luz atraviesa el espacio y el tiempo. La distancia recorrida es, por lo tanto, inherentemente ambigua debido a la escala cambiante del universo. Sin embargo, hay dos distancias que parecen ser físicamente significativas: la distancia entre la Tierra y el cuásar cuando se emitió la luz, y la distancia entre ellos en la era actual (tomando una porción del cono a lo largo de la dimensión definida como la dimensión espacial). La primera distancia es de unos 4.000 millones de años luz, mucho menor que ct , mientras que la segunda distancia (mostrada por la línea naranja) es de unos 28.000 millones de años luz, mucho mayor que  ct . En otras palabras, si el espacio no se estuviera expandiendo hoy, la luz tardaría 28.000 millones de años en viajar entre la Tierra y el cuásar, mientras que si la expansión se hubiera detenido en el momento anterior, habría tardado solo 4.000 millones de años.

La luz tardó mucho más de 4.000 millones de años en llegar hasta nosotros, aunque se emitió desde tan solo 4.000 millones de años luz de distancia. De hecho, la luz emitida hacia la Tierra en realidad se estaba alejando de ella cuando se emitió por primera vez; la distancia métrica a la Tierra aumentó con el tiempo cosmológico durante los primeros miles de millones de años de su tiempo de viaje, lo que también indica que la expansión del espacio entre la Tierra y el cuásar en el momento inicial fue más rápida que la velocidad de la luz. Ninguno de estos comportamientos se origina en una propiedad especial de la expansión métrica, sino más bien en principios locales de la relatividad especial integrados sobre una superficie curva.

Con el tiempo, el espacio que compone el universo se va expandiendo. Las palabras « espacio » y « universo », que a veces se usan indistintamente, tienen significados distintos en este contexto. Aquí, «espacio» es un concepto matemático que representa la variedad tridimensional en la que se insertan nuestras respectivas posiciones, mientras que «universo» se refiere a todo lo que existe, incluida la materia y la energía en el espacio, las dimensiones adicionales que pueden estar envueltas en varias cuerdas y el tiempo a través del cual tienen lugar varios eventos. La expansión del espacio se refiere únicamente a esta variedad tridimensional; es decir, la descripción no involucra estructuras como dimensiones adicionales o un universo exterior. ^[30]

La topología última del espacio es a posteriori –algo que en principio debe ser observado– ya que no hay restricciones que puedan ser simplemente razonadas (en otras palabras, no puede haber ninguna restricción a priori ) sobre cómo el espacio en el que vivimos está conectado o si se envuelve sobre sí mismo como un espacio compacto . Aunque ciertos modelos cosmológicos como el universo de Gödel incluso permiten líneas de mundo extrañas que se intersecan entre sí, en última instancia, la pregunta sobre si estamos en algo así como un " universo de Pac-Man ", donde si viajar lo suficientemente lejos en una dirección le permitiría a uno simplemente terminar de regreso en el mismo lugar como si diera la vuelta completa a la superficie de un globo (o un planeta como la Tierra), es una pregunta observacional que está restringida como medible o no medible por la geometría global del universo . En la actualidad, las observaciones son consistentes con que el universo tiene una extensión infinita y es un espacio simplemente conectado , aunque los horizontes cosmológicos limitan nuestra capacidad para distinguir entre propuestas simples y más complicadas. El universo podría ser infinito en extensión o podría ser finito; Pero la evidencia que lleva al modelo inflacionario del universo primitivo también implica que el "universo total" es mucho más grande que el universo observable. Por lo tanto, no sería posible observar directamente bordes ni geometrías o topologías exóticas, ya que la luz no ha alcanzado escalas en las que tales aspectos del universo, si existen, aún se permitan. A todos los efectos, es seguro asumir que el universo es infinito en extensión espacial, sin bordes ni conexiones extrañas. ^[31]

Independientemente de la forma general del universo, la pregunta de en qué se está expandiendo el universo no requiere una respuesta, según las teorías que describen la expansión; la forma en que definimos el espacio en nuestro universo de ninguna manera requiere espacio exterior adicional en el que pueda expandirse, ya que una expansión de una extensión infinita puede ocurrir sin cambiar la extensión infinita de la extensión. Todo lo que es seguro es que la variedad del espacio en el que vivimos simplemente tiene la propiedad de que las distancias entre los objetos se hacen más grandes a medida que pasa el tiempo. Esto solo implica las simples consecuencias observacionales asociadas con la expansión métrica explorada a continuación. No se requiere ningún "exterior" o incrustación en el hiperespacio para que ocurra una expansión. Las visualizaciones que a menudo se ven del universo creciendo como una burbuja hacia la nada son engañosas en ese sentido. No hay razón para creer que haya algo "fuera" del universo en expansión en el que el universo se expanda.

Aunque la extensión espacial total sea infinita y, por lo tanto, el universo no pueda "hacerse más grande", decimos que el espacio se expande porque, localmente, la distancia característica entre los objetos aumenta. A medida que un espacio infinito crece, sigue siendo infinito.

A pesar de ser extremadamente denso cuando era muy joven y durante parte de su expansión temprana (mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro ), el universo no volvió a colapsar en un agujero negro. Esto se debe a que los cálculos que se utilizan comúnmente para el colapso gravitacional suelen basarse en objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas , y no se aplican al espacio en rápida expansión, como el Big Bang. ^{[ cita requerida ] [ dudoso – discutir ]}

La expansión del espacio se describe a veces como una fuerza que actúa para alejar los objetos. Aunque esta es una descripción precisa del efecto de la constante cosmológica, no es una imagen precisa del fenómeno de la expansión en general. ^[32]

Además de frenar la expansión general, la gravedad provoca la acumulación local de materia en estrellas y galaxias. Una vez que los objetos se forman y quedan unidos por la gravedad, "se salen" de la expansión y no se expanden posteriormente bajo la influencia de la métrica cosmológica, ya que no hay ninguna fuerza que los obligue a hacerlo.

No hay diferencia entre la expansión inercial del universo y la separación inercial de objetos cercanos en el vacío; la primera es simplemente una extrapolación a gran escala de la segunda.

Una vez que los objetos están unidos por la gravedad, ya no se alejan entre sí. Por lo tanto, la galaxia de Andrómeda , que está unida a la Vía Láctea , en realidad está cayendo hacia nosotros y no se está expandiendo. Dentro del Grupo Local , las interacciones gravitacionales han cambiado los patrones inerciales de los objetos de tal manera que no se está produciendo una expansión cosmológica. Más allá del Grupo Local, la expansión inercial es medible, aunque los efectos gravitacionales sistemáticos implican que partes cada vez más grandes del espacio eventualmente caerán fuera del " Flujo de Hubble " y terminarán como objetos unidos, que no se expanden, hasta las escalas de supercúmulos de galaxias. Tales eventos futuros se predicen al conocer la forma precisa en que está cambiando el Flujo de Hubble, así como las masas de los objetos hacia los que estamos siendo atraídos gravitacionalmente. Actualmente, el Grupo Local está siendo atraído gravitacionalmente hacia el Supercúmulo Shapley o el " Gran Atractor ", con el que eventualmente nos fusionaríamos si la energía oscura no estuviera actuando.

Una consecuencia de que la expansión métrica se deba al movimiento inercial es que una "explosión" local uniforme de materia en el vacío puede describirse localmente mediante la geometría FLRW , la misma geometría que describe la expansión del universo en su conjunto y que también fue la base del universo de Milne , más simple , que ignora los efectos de la gravedad. En particular, la relatividad general predice que la luz se moverá a la velocidad c con respecto al movimiento local de la materia en explosión, un fenómeno análogo al arrastre de marcos .

La situación cambia un poco con la introducción de la energía oscura o una constante cosmológica. Una constante cosmológica debida a una densidad de energía de vacío tiene el efecto de añadir una fuerza repulsiva entre objetos que es proporcional (no inversamente proporcional) a la distancia. A diferencia de la inercia, "tira" activamente de los objetos que se han agrupado bajo la influencia de la gravedad, e incluso de los átomos individuales. Sin embargo, esto no hace que los objetos crezcan de forma constante ni se desintegren; a menos que estén muy débilmente unidos, simplemente se asentarán en un estado de equilibrio que es ligeramente (indetectablemente) más grande de lo que habría sido de otra manera. A medida que el universo se expande y la materia que contiene se hace más delgada, la atracción gravitatoria disminuye (ya que es proporcional a la densidad), mientras que la repulsión cosmológica aumenta. Por lo tanto, el destino final del universo ΛCDM es un casi vacío que se expande a un ritmo cada vez mayor bajo la influencia de la constante cosmológica. Sin embargo, los objetos ligados gravitacionalmente como la Vía Láctea no se expanden, y la Galaxia de Andrómeda se está moviendo lo suficientemente rápido hacia nosotros como para fusionarse con la Vía Láctea dentro de unos 3 mil millones de años.

Al final del período inflacionario del universo primitivo , toda la materia y la energía del universo se situaron en una trayectoria inercial coherente con el principio de equivalencia y la teoría general de la relatividad de Einstein . En este punto es cuando se originó la forma precisa y regular de la expansión del universo (es decir, la materia del universo se está separando porque se estaba separando en el pasado debido al campo inflatón ). ^{[ cita requerida ]}

Aunque la relatividad especial prohíbe que los objetos se muevan más rápido que la luz con respecto a un marco de referencia local donde el espacio-tiempo puede tratarse como plano e inmutable , no se aplica a situaciones en las que la curvatura del espacio-tiempo o la evolución en el tiempo se vuelven importantes. Estas situaciones son descritas por la relatividad general, que permite que la separación entre dos objetos distantes aumente más rápido que la velocidad de la luz, aunque la definición de "distancia" aquí es algo diferente de la utilizada en un marco inercial. La definición de distancia utilizada aquí es la suma o integración de distancias comóviles locales , todas realizadas en tiempo propio local constante. Por ejemplo, las galaxias que están más lejos que el radio de Hubble , aproximadamente 4,5  gigaparsecs o 14,7 mil millones de años luz , de nosotros tienen una velocidad de recesión que es más rápida que la velocidad de la luz . La visibilidad de estos objetos depende de la historia exacta de expansión del universo. La luz que emiten hoy las galaxias situadas más allá del horizonte de sucesos cosmológico más distante , unos 5 gigaparsecs o 16 mil millones de años luz, nunca llegará a nosotros, aunque todavía podemos ver la luz que emitían estas galaxias en el pasado. Debido a la alta tasa de expansión, también es posible que la distancia entre dos objetos sea mayor que el valor calculado al multiplicar la velocidad de la luz por la edad del universo. Estos detalles son una fuente frecuente de confusión entre los aficionados e incluso entre los físicos profesionales. ^[33] Debido a la naturaleza no intuitiva del tema y a lo que algunos han descrito como elecciones de redacción "descuidadas", ciertas descripciones de la expansión métrica del espacio y los conceptos erróneos a los que pueden conducir dichas descripciones son un tema de discusión constante en los campos de la educación y la comunicación de conceptos científicos. ^{[34] [35] [36] [37]}

La expansión del universo se suele ilustrar con modelos conceptuales en los que un objeto en expansión se considera que representa la expansión del espacio. Estos modelos pueden ser engañosos en la medida en que dan la falsa impresión de que el espacio en expansión debe llevar consigo objetos. En realidad, también se puede pensar que la expansión del universo corresponde únicamente al movimiento inercial de los objetos que se alejan unos de otros.

En el " modelo de la hormiga sobre una cuerda de goma ", se imagina una hormiga (idealizada como un punto) que se arrastra a una velocidad constante sobre una cuerda perfectamente elástica que se estira constantemente. Si estiramos la cuerda de acuerdo con el factor de escala ΛCDM y pensamos en la velocidad de la hormiga como la velocidad de la luz, entonces esta analogía es conceptualmente precisa: la posición de la hormiga a lo largo del tiempo coincidirá con la trayectoria de la línea roja en el diagrama de incrustación anterior.

En el "modelo de lámina de goma", se reemplaza la cuerda por una lámina de goma bidimensional plana que se expande uniformemente en todas las direcciones. La adición de una segunda dimensión espacial permite mostrar perturbaciones locales de la geometría espacial mediante la curvatura local de la lámina.

En el "modelo de globo", la lámina plana se reemplaza por un globo esférico que se infla desde un tamaño inicial de cero (que representa el Big Bang). Un globo tiene una curvatura gaussiana positiva , aunque las observaciones sugieren que el universo real es espacialmente plano, pero esta inconsistencia se puede eliminar haciendo que el globo sea muy grande para que sea localmente plano dentro de los límites de la observación. Esta analogía es potencialmente confusa ya que podría sugerir erróneamente que el Big Bang tuvo lugar en el centro del globo. De hecho, los puntos fuera de la superficie del globo no tienen significado, incluso si fueron ocupados por el globo en un momento anterior o si serán ocupados más tarde.

En el "modelo del pan con pasas", imaginamos que una hogaza de pan con pasas se expande en un horno. La hogaza (el espacio) se expande como un todo, pero las pasas (los objetos gravitacionalmente ligados) no se expanden, sino que simplemente se alejan unas de otras. Esta analogía tiene la desventaja de implicar erróneamente que la expansión tiene un centro y un borde.

• Cómo moverse y distancias adecuadas

• Eddington, Arthur. El universo en expansión: el «gran debate» de la astronomía, 1900-1931 . Press Syndicate de la Universidad de Cambridge, 1933.
• Liddle, Andrew R. y Lyth, David H. Inflación cosmológica y estructura a gran escala . Cambridge University Press, 2000.
• Lineweaver, Charles H. y Davis, Tamara M. "Conceptos erróneos sobre el Big Bang", Scientific American , marzo de 2005 (contenido no libre).
• Mook, Delo E. y Thomas Vargish . Inside Relativity . Princeton University Press, 1991.

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Wikiquote tiene citas relacionadas con Expansión del universo .

• Swenson, Jim, Respuesta a una pregunta sobre el universo en expansión Archivado el 11 de enero de 2009 en Wayback Machine.
• Felder, Gary, "El universo en expansión".
• El equipo WMAP de la NASA ofrece una "Explicación de la expansión universal" a nivel elemental.
• Tutorial sobre el Hubble del Departamento de Física de la Universidad de Wisconsin Archivado el 9 de junio de 2014 en Wayback Machine
• Pan de pasas en expansión de la Universidad de Winnipeg: una ilustración, pero ninguna explicación
• Analogía de una “hormiga en un globo” para explicar el universo en expansión en “Pregúntele a un astrónomo” (no se especifica el astrónomo que proporciona esta explicación).