Cosmología física

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo primitivo Inflación  · Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)  · Neutrinos (CNB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Desplazamiento al rojo Expansión del universo Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea 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
Experiments Black Hole Initiative (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Planck space observatory Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
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
Category Astronomy portal
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La cosmología física es una rama de la cosmología que se ocupa del estudio de los modelos cosmológicos. Un modelo cosmológico , o simplemente cosmología , proporciona una descripción de las estructuras y dinámicas a gran escala del universo y permite el estudio de cuestiones fundamentales sobre su origen , estructura, evolución y destino final . ^[1] La cosmología como ciencia se originó con el principio copernicano , que implica que los cuerpos celestes obedecen leyes físicas idénticas a las de la Tierra, y la mecánica newtoniana , que permitió por primera vez comprender esas leyes físicas.

La cosmología física, tal como se entiende ahora, comenzó en 1915 con el desarrollo de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein , seguida de importantes descubrimientos observacionales en la década de 1920: primero, Edwin Hubble descubrió que el universo contiene una enorme cantidad de galaxias externas más allá de la Vía Láctea ; luego, el trabajo de Vesto Slipher y otros mostró que el universo se está expandiendo . Estos avances hicieron posible especular sobre el origen del universo, y permitieron el establecimiento de la teoría del Big Bang , de Georges Lemaître , como el modelo cosmológico líder. Unos pocos investigadores aún abogan por un puñado de cosmologías alternativas ; ^[2] sin embargo, la mayoría de los cosmólogos coinciden en que la teoría del Big Bang explica mejor las observaciones.

Los espectaculares avances en la cosmología observacional desde la década de 1990, incluidos el fondo cósmico de microondas , las supernovas distantes y los estudios del corrimiento al rojo de las galaxias , han llevado al desarrollo de un modelo estándar de cosmología . Este modelo requiere que el universo contenga grandes cantidades de materia oscura y energía oscura cuya naturaleza actualmente no se comprende bien, pero el modelo brinda predicciones detalladas que concuerdan perfectamente con muchas observaciones diversas. ^[3]

La cosmología se basa en gran medida en el trabajo de muchas áreas dispares de investigación en física teórica y aplicada . Las áreas relevantes para la cosmología incluyen experimentos y teoría de física de partículas , astrofísica teórica y observacional , relatividad general, mecánica cuántica y física del plasma .

La cosmología moderna se desarrolló siguiendo vías paralelas de teoría y observación. En 1916, Albert Einstein publicó su teoría de la relatividad general , que proporcionó una descripción unificada de la gravedad como una propiedad geométrica del espacio y el tiempo. ^[4] En ese momento, Einstein creía en un universo estático , pero descubrió que su formulación original de la teoría no lo permitía. ^[5] Esto se debe a que las masas distribuidas por todo el universo se atraen gravitacionalmente y se mueven unas hacia otras con el tiempo. ^[6] Sin embargo, se dio cuenta de que sus ecuaciones permitían la introducción de un término constante que podría contrarrestar la fuerza atractiva de la gravedad a escala cósmica. Einstein publicó su primer artículo sobre cosmología relativista en 1917, en el que agregó esta constante cosmológica a sus ecuaciones de campo para obligarlas a modelar un universo estático. ^[7] El modelo de Einstein describe un universo estático; el espacio es finito e ilimitado (análogo a la superficie de una esfera, que tiene un área finita pero no tiene aristas). Sin embargo, este llamado modelo de Einstein es inestable ante pequeñas perturbaciones: eventualmente comenzará a expandirse o contraerse. ^[5] Más tarde se comprendió que el modelo de Einstein era sólo una de un conjunto más amplio de posibilidades, todas ellas coherentes con la relatividad general y el principio cosmológico . Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron encontradas por Alexander Friedmann a principios de la década de 1920. ^[8] Sus ecuaciones describen el universo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , que puede expandirse o contraerse, y cuya geometría puede ser abierta, plana o cerrada.

En la década de 1910, Vesto Slipher (y más tarde Carl Wilhelm Wirtz ) interpretaron el corrimiento al rojo de las nebulosas espirales como un corrimiento Doppler que indicaba que se alejaban de la Tierra. ^{[12] [13]} Sin embargo, es difícil determinar la distancia a los objetos astronómicos. Una forma es comparar el tamaño físico de un objeto con su tamaño angular , pero se debe suponer un tamaño físico para hacer esto. Otro método es medir el brillo de un objeto y suponer una luminosidad intrínseca , a partir de la cual se puede determinar la distancia utilizando la ley del cuadrado inverso . Debido a la dificultad de utilizar estos métodos, no se dieron cuenta de que las nebulosas eran en realidad galaxias fuera de nuestra propia Vía Láctea , ni especularon sobre las implicaciones cosmológicas. En 1927, el sacerdote católico belga Georges Lemaître derivó de forma independiente las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, basándose en la recesión de las nebulosas espirales, que el universo comenzó con la "explosión" de un " átomo primigenio " ^[14] —lo que más tarde se denominó Big Bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base observacional para la teoría de Lemaître. Hubble demostró que las nebulosas espirales eran galaxias al determinar sus distancias utilizando mediciones del brillo de las estrellas variables cefeidas . Descubrió una relación entre el corrimiento al rojo de una galaxia y su distancia. Interpretó esto como evidencia de que las galaxias se alejan de la Tierra en todas las direcciones a velocidades proporcionales a su distancia de la Tierra. ^[15] Este hecho ahora se conoce como la ley de Hubble , aunque el factor numérico que Hubble encontró que relacionaba la velocidad de recesión y la distancia estaba desfasado por un factor de diez, debido a que no conocía los tipos de variables cefeidas.

Teniendo en cuenta el principio cosmológico, la ley de Hubble sugería que el universo se estaba expandiendo. Se propusieron dos explicaciones principales para la expansión. Una era la teoría del Big Bang de Lemaître, defendida y desarrollada por George Gamow. La otra explicación era el modelo de estado estacionario de Fred Hoyle , en el que se crea nueva materia a medida que las galaxias se alejan unas de otras. En este modelo, el universo es aproximadamente el mismo en cualquier momento. ^{[16] [17]}

Durante varios años, el apoyo a estas teorías estuvo dividido de manera uniforme. Sin embargo, la evidencia observacional comenzó a apoyar la idea de que el universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. El descubrimiento del fondo cósmico de microondas en 1965 brindó un fuerte apoyo al modelo del Big Bang, ^[17] y desde las mediciones precisas del fondo cósmico de microondas realizadas por el Cosmic Background Explorer a principios de la década de 1990, pocos cosmólogos han propuesto seriamente otras teorías sobre el origen y la evolución del cosmos. Una consecuencia de esto es que en la relatividad general estándar, el universo comenzó con una singularidad , como lo demostraron Roger Penrose y Stephen Hawking en la década de 1960. ^[18]

Se ha presentado una visión alternativa para ampliar el modelo del Big Bang, que sugiere que el universo no tuvo comienzo ni singularidad y que la edad del universo es infinita. ^{[19] [20] [21]}

En septiembre de 2023, los astrofísicos cuestionaron la visión general actual del universo , en la forma del Modelo Estándar de Cosmología , basado en los últimos estudios del Telescopio Espacial James Webb . ^[22]

Los elementos químicos más ligeros , principalmente hidrógeno y helio , se crearon durante el Big Bang a través del proceso de nucleosíntesis . ^[23] En una secuencia de reacciones de nucleosíntesis estelar , los núcleos atómicos más pequeños se combinan en núcleos atómicos más grandes, formando finalmente elementos estables del grupo del hierro, como el hierro y el níquel , que tienen las energías de enlace nuclear más altas . ^[24] El proceso neto da como resultado una liberación de energía posterior , es decir, posterior al Big Bang. ^[25] Tales reacciones de partículas nucleares pueden conducir a liberaciones repentinas de energía de estrellas variables cataclísmicas como las novas . El colapso gravitacional de la materia en agujeros negros también impulsa los procesos más energéticos, generalmente observados en las regiones nucleares de las galaxias, formando cuásares y galaxias activas .

Los cosmólogos no pueden explicar todos los fenómenos cósmicos con exactitud, como los relacionados con la expansión acelerada del universo , utilizando formas convencionales de energía . En cambio, los cosmólogos proponen una nueva forma de energía llamada energía oscura que permea todo el espacio. ^[26] Una hipótesis es que la energía oscura es simplemente la energía del vacío , un componente del espacio vacío que está asociado con las partículas virtuales que existen debido al principio de incertidumbre . ^[27]

No existe una forma clara de definir la energía total del universo utilizando la teoría de la gravedad más aceptada, la relatividad general. Por lo tanto, sigue siendo controvertido si la energía total se conserva en un universo en expansión. Por ejemplo, cada fotón que viaja a través del espacio intergaláctico pierde energía debido al efecto del corrimiento al rojo . Esta energía no se transfiere a ningún otro sistema, por lo que parece perderse permanentemente. Por otro lado, algunos cosmólogos insisten en que la energía se conserva en cierto sentido; esto sigue la ley de conservación de la energía . ^[28]

Diferentes formas de energía pueden dominar el cosmos: partículas relativistas , a las que se denomina radiación , o partículas no relativistas, a las que se denomina materia. Las partículas relativistas son partículas cuya masa en reposo es cero o insignificante en comparación con su energía cinética , y por lo tanto se mueven a la velocidad de la luz o muy cerca de ella; las partículas no relativistas tienen una masa en reposo mucho mayor que su energía y, por lo tanto, se mueven mucho más lento que la velocidad de la luz.

A medida que el universo se expande, tanto la materia como la radiación se diluyen. Sin embargo, las densidades de energía de la radiación y la materia se diluyen a diferentes velocidades. A medida que un volumen particular se expande, la densidad de masa-energía cambia solo por el aumento de volumen, pero la densidad de energía de la radiación cambia tanto por el aumento de volumen como por el aumento de la longitud de onda de los fotones que lo componen. Por lo tanto, la energía de la radiación se convierte en una parte más pequeña de la energía total del universo que la de la materia a medida que se expande. Se dice que el universo primitivo estuvo "dominado por la radiación" y que la radiación controlaba la desaceleración de la expansión. Más tarde, cuando la energía promedio por fotón se convierte en aproximadamente 10 eV y menos, la materia dicta la tasa de desaceleración y se dice que el universo está "dominado por la materia". El caso intermedio no se trata bien analíticamente . A medida que continúa la expansión del universo, la materia se diluye aún más y la constante cosmológica se vuelve dominante, lo que lleva a una aceleración en la expansión del universo.

La historia del universo es un tema central en la cosmología. La historia del universo se divide en diferentes períodos llamados épocas, según las fuerzas y procesos dominantes en cada período. El modelo cosmológico estándar se conoce como modelo Lambda-CDM .

En el modelo cosmológico estándar , las ecuaciones de movimiento que gobiernan el universo en su conjunto se derivan de la relatividad general con una constante cosmológica pequeña y positiva. ^[29] La solución es un universo en expansión; debido a esta expansión, la radiación y la materia del universo se enfrían y se diluyen. Al principio, la expansión se ralentiza debido a la atracción gravitatoria de la radiación y la materia en el universo. Sin embargo, a medida que estas se diluyen, la constante cosmológica se vuelve más dominante y la expansión del universo comienza a acelerarse en lugar de desacelerarse. En nuestro universo esto sucedió hace miles de millones de años. ^[30]

Durante los primeros momentos del universo, la densidad energética media era muy alta, por lo que el conocimiento de la física de partículas resulta fundamental para comprender este entorno. Por ello, los procesos de dispersión y desintegración de partículas elementales inestables son importantes para los modelos cosmológicos de este período.

Como regla general, un proceso de dispersión o desintegración es cosmológicamente importante en una época determinada si la escala de tiempo que describe ese proceso es menor o comparable a la escala de tiempo de la expansión del universo. ^{[ aclaración necesaria ]} La escala de tiempo que describe la expansión del universo es el parámetro de Hubble , que varía con el tiempo. La escala de tiempo de expansión es aproximadamente igual a la edad del universo en cada punto del tiempo.${\displaystyle 1/H}$${\displaystyle H}$${\displaystyle 1/H}$

Las observaciones sugieren que el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años. ^[31] Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo primitivo, que todavía no se comprende bien, fue la fracción de segundo en la que el universo estaba tan caliente que las partículas tenían energías superiores a las que se pueden obtener actualmente en los aceleradores de partículas de la Tierra. Por lo tanto, aunque las características básicas de esta época se han elaborado en la teoría del Big Bang, los detalles se basan en gran medida en conjeturas fundamentadas.

Posteriormente, en el universo primitivo, la evolución del universo se desarrolló según la física de altas energías conocida . Fue entonces cuando se formaron los primeros protones, electrones y neutrones, luego los núcleos y, finalmente, los átomos. Con la formación del hidrógeno neutro, se emitió el fondo cósmico de microondas . Finalmente, comenzó la época de formación de estructuras, cuando la materia comenzó a agregarse en las primeras estrellas y cuásares , y finalmente se formaron galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos . El futuro del universo aún no se conoce con certeza, pero según el modelo ΛCDM continuará expandiéndose eternamente.

A continuación se describen algunas de las áreas de investigación más activas en cosmología, en orden aproximadamente cronológico. Esto no incluye toda la cosmología del Big Bang, que se presenta en la Cronología del Big Bang .

El universo primitivo y caliente parece estar bien explicado por el Big Bang, que se produjo aproximadamente hace 10 ⁻³³ segundos, pero existen varios problemas . Uno de ellos es que no hay ninguna razón convincente, utilizando la física de partículas actual, para que el universo sea plano , homogéneo e isótropo (véase el principio cosmológico ) . Además, las grandes teorías unificadas de la física de partículas sugieren que debería haber monopolos magnéticos en el universo, que no se han encontrado. Estos problemas se resuelven mediante un breve período de inflación cósmica , que lleva al universo a la planitud , suaviza las anisotropías e inhomogeneidades al nivel observado y diluye exponencialmente los monopolos. ^[32] El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, pero aún no ha sido confirmado por la física de partículas, y existen problemas difíciles para conciliar la inflación y la teoría cuántica de campos . ^{[ vago ]} Algunos cosmólogos piensan que la teoría de cuerdas y la cosmología de branas proporcionarán una alternativa a la inflación. ^[33]

Otro problema importante en cosmología es qué causó que el universo contuviera mucha más materia que antimateria . Los cosmólogos pueden deducir observacionalmente que el universo no está dividido en regiones de materia y antimateria. Si lo estuviera, habría rayos X y rayos gamma producidos como resultado de la aniquilación , pero esto no se observa. Por lo tanto, algún proceso en el universo primitivo debe haber creado un pequeño exceso de materia sobre la antimateria, y este proceso (actualmente no comprendido) se llama bariogénesis . Andrei Sakharov derivó tres condiciones requeridas para la bariogénesis en 1967, y requiere una violación de la simetría de física de partículas , llamada simetría CP , entre materia y antimateria. ^[34] Sin embargo, los aceleradores de partículas miden una violación demasiado pequeña de la simetría CP para explicar la asimetría bariónica. Los cosmólogos y físicos de partículas buscan violaciones adicionales de la simetría CP en el universo primitivo que puedan explicar la asimetría bariónica . ^[35]

Tanto los problemas de la bariogénesis como los de la inflación cósmica están estrechamente relacionados con la física de partículas, y su resolución podría provenir de la teoría de altas energías y la experimentación , en lugar de mediante observaciones del universo. ^{[ ¿especulación? ]}

La nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el universo primitivo. Terminó cuando el universo tenía unos tres minutos de vida y su temperatura descendió por debajo de la temperatura a la que podía ocurrir la fusión nuclear . La nucleosíntesis del Big Bang tuvo un breve período durante el cual pudo operar, por lo que solo se produjeron los elementos más ligeros. A partir de iones de hidrógeno ( protones ), produjo principalmente deuterio , helio-4 y litio . Otros elementos se produjeron solo en abundancias traza. La teoría básica de la nucleosíntesis fue desarrollada en 1948 por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman . ^[36] Se utilizó durante muchos años como una sonda de física en el momento del Big Bang, ya que la teoría de la nucleosíntesis del Big Bang conecta las abundancias de elementos ligeros primordiales con las características del universo primitivo. ^[23] Específicamente, se puede utilizar para probar el principio de equivalencia , ^[37] para investigar la materia oscura y probar la física de neutrinos . ^[38] Algunos cosmólogos han propuesto que la nucleosíntesis del Big Bang sugiere que existe una cuarta especie "estéril" de neutrino. ^[39]

El modelo ΛCDM ( Lambda cold dark matter ) o Lambda-CDM es una parametrización del modelo cosmológico del Big Bang en el que el universo contiene una constante cosmológica, denotada por Lambda ( griego Λ ), asociada con la energía oscura y la materia oscura fría (abreviada CDM ). Con frecuencia se lo denomina el modelo estándar de la cosmología del Big Bang. ^{[40] [41]}

El fondo cósmico de microondas es la radiación que queda del desacoplamiento después de la época de recombinación cuando se formaron por primera vez los átomos neutros. En este punto, la radiación producida en el Big Bang detuvo la dispersión de Thomson de los iones cargados. La radiación, observada por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson , tiene un espectro de cuerpo negro térmico perfecto . Tiene una temperatura de 2,7 kelvins en la actualidad y es isotrópica a una parte en 10 ⁵ . La teoría de perturbación cosmológica , que describe la evolución de ligeras inhomogeneidades en el universo primitivo, ha permitido a los cosmólogos calcular con precisión el espectro de potencia angular de la radiación, y ha sido medido por los recientes experimentos satelitales ( COBE y WMAP ) ^[42] y muchos experimentos terrestres y basados ​​en globos (como Degree Angular Scale Interferometer , Cosmic Background Imager y Boomerang ). ^[43] Uno de los objetivos de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos del modelo Lambda-CDM con una precisión cada vez mayor, así como poner a prueba las predicciones del modelo del Big Bang y buscar nueva física. Los resultados de las mediciones realizadas por WMAP, por ejemplo, han puesto límites a las masas de los neutrinos. ^[44]

Experimentos más recientes, como QUIET y el Telescopio Cosmológico de Atacama , están tratando de medir la polarización del fondo cósmico de microondas. ^[45] Se espera que estas mediciones proporcionen una mayor confirmación de la teoría, así como información sobre la inflación cósmica y las llamadas anisotropías secundarias, ^[46] como el efecto Sunyaev-Zel'dovich y el efecto Sachs-Wolfe , que son causados ​​por la interacción entre galaxias y cúmulos con el fondo cósmico de microondas. ^{[47] [48]}

El 17 de marzo de 2014, los astrónomos de la Colaboración BICEP2 anunciaron la aparente detección de la polarización en modo B del CMB, considerada como evidencia de las ondas gravitacionales primordiales que la teoría de la inflación predice que ocurren durante la fase más temprana del Big Bang. ^{[9] [10] [11] [49]} Sin embargo, más tarde ese año, la colaboración Planck proporcionó una medición más precisa del polvo cósmico , concluyendo que la señal en modo B del polvo tiene la misma intensidad que la reportada por BICEP2. ^{[50] [51]} El 30 de enero de 2015, se publicó un análisis conjunto de los datos de BICEP2 y Planck y la Agencia Espacial Europea anunció que la señal puede atribuirse completamente al polvo interestelar en la Vía Láctea. ^[52]

Comprender la formación y evolución de las estructuras más grandes y tempranas (es decir, cuásares, galaxias, cúmulos y supercúmulos ) es uno de los mayores esfuerzos en cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación de estructuras jerárquicas en el que las estructuras se forman de abajo hacia arriba, formándose primero los objetos más pequeños, mientras que los objetos más grandes, como los supercúmulos, todavía se están ensamblando. ^[53] Una forma de estudiar la estructura en el universo es inspeccionar las galaxias visibles, con el fin de construir una imagen tridimensional de las galaxias en el universo y medir el espectro de potencia de la materia . Este es el enfoque del Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey . ^{[54] [55]}

Otra herramienta para comprender la formación de estructuras son las simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar la agregación gravitacional de la materia en el universo, a medida que se agrupa en filamentos , supercúmulos y vacíos . La mayoría de las simulaciones contienen solo materia oscura fría no bariónica , lo que debería ser suficiente para comprender el universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha más materia oscura en el universo que materia bariónica visible. Las simulaciones más avanzadas están comenzando a incluir bariones y a estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si concuerdan con los estudios de galaxias y para comprender cualquier discrepancia. ^[56]

Otras observaciones complementarias para medir la distribución de la materia en el universo distante y estudiar la reionización incluyen:

• El bosque Lyman-alfa , que permite a los cosmólogos medir la distribución del gas hidrógeno atómico neutro en el universo temprano, midiendo la absorción de luz de cuásares distantes por el gas. ^[57]
• La línea de absorción de 21 centímetros del hidrógeno atómico neutro también proporciona una prueba sensible de la cosmología. ^[58]
• Efecto de lente débil , la distorsión de una imagen distante por efecto de lente gravitacional debido a la materia oscura. ^[59]

Esto ayudará a los cosmólogos a resolver la cuestión de cuándo y cómo se formó la estructura en el universo.

La evidencia de la nucleosíntesis del Big Bang , el fondo cósmico de microondas , la formación de estructuras y las curvas de rotación de galaxias sugieren que aproximadamente el 23% de la masa del universo consiste en materia oscura no bariónica, mientras que solo el 4% consiste en materia bariónica visible . Los efectos gravitacionales de la materia oscura son bien entendidos, ya que se comporta como un fluido frío, no radiativo que forma halos alrededor de las galaxias. La materia oscura nunca ha sido detectada en el laboratorio, y la naturaleza física de partículas de la materia oscura sigue siendo completamente desconocida. Sin restricciones observacionales, hay una serie de candidatos, como una partícula supersimétrica estable , una partícula masiva de interacción débil , una partícula masiva de interacción gravitacional, un axión y un objeto de halo compacto masivo . Las alternativas a la hipótesis de la materia oscura incluyen una modificación de la gravedad a pequeñas aceleraciones ( MOND ) o un efecto de la cosmología de branas. TeVeS es una versión de MOND que puede explicar el efecto de lente gravitacional. ^[60]

Si el universo es plano , debe haber un componente adicional que represente el 73% (además del 23% de materia oscura y el 4% de bariones) de la densidad energética del universo. Esto se llama energía oscura. Para no interferir con la nucleosíntesis del Big Bang y el fondo cósmico de microondas, no debe agruparse en halos como los bariones y la materia oscura. Hay una fuerte evidencia observacional de la energía oscura, ya que la densidad energética total del universo se conoce a través de restricciones sobre la planitud del universo, pero la cantidad de materia agrupada se mide con precisión y es mucho menor que esto. El caso de la energía oscura se fortaleció en 1999, cuando las mediciones demostraron que la expansión del universo ha comenzado a acelerarse gradualmente. ^[61]

Aparte de su densidad y sus propiedades de agrupamiento, no se sabe nada sobre la energía oscura. La teoría cuántica de campos predice una constante cosmológica (CC) muy parecida a la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud mayor que la observada. ^[62] Steven Weinberg y varios teóricos de cuerdas (véase el panorama de cuerdas ) han invocado el « principio antrópico débil »: es decir, la razón por la que los físicos observan un universo con una constante cosmológica tan pequeña es que ningún físico (ni ninguna vida) podría existir en un universo con una constante cosmológica mayor. Muchos cosmólogos consideran que esta es una explicación poco satisfactoria: quizás porque, si bien el principio antrópico débil es evidente (dado que existen observadores vivos, debe haber al menos un universo con una constante cosmológica (CC) que permita la existencia de vida), no intenta explicar el contexto de ese universo. ^[63] Por ejemplo, el principio antrópico débil por sí solo no distingue entre:

• Sólo existirá un universo y existe un principio subyacente que limita el CC al valor que observamos.
• Sólo existirá un universo y, aunque no existe un principio subyacente que solucione el CC, tuvimos suerte.
• Existen muchos universos (simultáneamente o en serie) con un rango de valores de CC, y por supuesto el nuestro es uno de los que sustentan la vida.

Otras posibles explicaciones para la energía oscura incluyen la quintaesencia ^[64] o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. ^{[65] El efecto sobre la cosmología de la energía oscura que estos modelos describen está dado por la} ecuación de estado de la energía oscura , que varía según la teoría. La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más desafiantes en cosmología.

Es probable que una mejor comprensión de la energía oscura resuelva el problema del destino final del universo . En la época cosmológica actual, la expansión acelerada debida a la energía oscura está impidiendo que se formen estructuras más grandes que los supercúmulos . No se sabe si la aceleración continuará indefinidamente, quizás incluso aumentando hasta que se produzca un gran desgarro , o si finalmente se revertirá, conducirá a un gran congelamiento o seguirá algún otro escenario. ^[66]

Las ondas gravitacionales son ondulaciones en la curvatura del espacio-tiempo que se propagan como ondas a la velocidad de la luz, generadas en ciertas interacciones gravitacionales que se propagan hacia afuera desde su fuente. La astronomía de ondas gravitacionales es una rama emergente de la astronomía observacional que tiene como objetivo utilizar las ondas gravitacionales para recopilar datos observacionales sobre fuentes de ondas gravitacionales detectables, como sistemas estelares binarios compuestos por enanas blancas , estrellas de neutrones y agujeros negros ; y eventos como supernovas y la formación del universo temprano poco después del Big Bang. ^[67]

En 2016, los equipos de la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo anunciaron que habían realizado la primera observación de ondas gravitacionales , originadas en un par de agujeros negros fusionados utilizando los detectores LIGO avanzados. ^{[68] [69] [70]} El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de ondas gravitacionales de agujeros negros fusionados. ^[71] Además de LIGO, muchos otros observatorios de ondas gravitacionales (detectores) están en construcción. ^[72]

Los cosmólogos también estudian:

• Si se formaron agujeros negros primordiales en nuestro universo y qué pasó con ellos. ^[73]
• Detección de rayos cósmicos con energías superiores al límite de corte de GZK , ^[74] y si esto indica una falla de la relatividad especial a altas energías.
• El principio de equivalencia , ^[37] si la teoría general de la relatividad de Einstein es o no la teoría correcta de la gravitación , ^[75] y si las leyes fundamentales de la física son las mismas en todas partes del universo. ^[76]
• Cosmología biofísica : tipo de cosmología física que estudia y comprende la vida como parte o parte inherente de la cosmología física. Destaca que la vida es inherente al universo y, por lo tanto, frecuente . ^[77]

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Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Cosmología física .

• Cosmología de Cambridge – de la Universidad de Cambridge (página de inicio pública)
• Cosmología 101: del grupo WMAP de la NASA
• Centro de Física Cosmológica. Universidad de Chicago , Chicago, Illinois
• Orígenes, Nova Online – Proporcionado por PBS

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