Cosmología física

Cosmología física, como una rama de la astronomía , es el estudio de la estructura a gran escala del universo y se ocupa de cuestiones fundamentales sobre su formación y evolución. Cosmología se involucra con el estudio de los movimientos de los cuerpos celestes y la primera causa. Durante la mayor parte de la historia humana, ha sido una rama de metafísica. Cosmología como ciencia se origina con la Principio de Copérnico, que implica que los cuerpos celestes obedecen idénticos leyes físicas a los de la tierra, y la mecánica de Newton , que primero nos permitió entender esos movimientos. Esto ahora se llama la mecánica celeste. Cosmología física, ya que se entiende ahora, comenzó con el desarrollo del siglo XX de Albert Einstein 's teoría general de la relatividad y mejores astronómicos observaciones de objetos muy distantes.

Los avances del siglo XX hicieron posible especular sobre los orígenes del universo y científicos permitieron establecer el Big Bang como la teoría cosmológica líder, que la mayoría de los cosmólogos aceptan ahora como base de sus teorías y observaciones. Infinitamente pocos investigadores todavía abogan cualquiera de un puñado de cosmologías alternativas, pero los cosmólogos profesionales generalmente están de acuerdo en que el big bang mejor explica observaciones. Cosmología física, en términos generales, se ocupa de los objetos muy grandes en el universo ( galaxias , grupos y supercúmulos), los primeros objetos muy distinto a la forma ( quásares) y el universo muy temprano, cuando era casi homogénea ( Big Bang caliente , la inflación cósmica , la radiación de fondo de microondas cósmico y la Weyl hipótesis de curvatura).

La cosmología es inusual en la física de la elaboración en gran medida en el trabajo de los físicos de partículas ' experimentos, y la investigación de fenomenología e incluso la teoría de cuerdas ; de astrofísicos ; de la relatividad general de la investigación; y de la física del plasma . Por lo tanto, la cosmología une la física de las estructuras más grandes en el universo de la física de las estructuras más pequeñas del universo.

Energía del cosmos

Los elementos ligeros, principalmente hidrógeno y helio, fueron creados en el Big Bang . Estos elementos ligeros se extendieron demasiado rápido y demasiado dispersa en el proceso Big Bang (ver nucleosíntesis) para formar los núcleos atómicos más estables de tamaño medio, como el hierro y el níquel. Este hecho permite una liberación de energía más tarde, ya que dichos elementos de tamaño intermedio se forman en nuestra era. La formación de tales átomos poderes las reacciones de liberación de energía constantes en estrellas , y también contribuye a la liberación de energía repentinos, como en novas. Colapso gravitacional de la materia en los agujeros negros también se piensa para alimentar los procesos más enérgicos, generalmente atendidos en los centros de las galaxias (ver cuásares y en general galaxias activas).

Los cosmólogos siguen sin poder explicar todos los fenómenos cosmológicos puramente sobre la base del conocido convencional formas de energía, como por ejemplo los relacionados con la aceleración de la expansión del universo, y por lo tanto invocar una forma aún inexplorada de energía llamada energía oscura para explicar ciertas observaciones cosmológicas. Una hipótesis es que la energía oscura es la energía de partículas virtuales (que matemáticamente deben existir en el vacío debido a la principio de incertidumbre).

No hay manera inequívoca para definir la energía total del universo en el actual mejor teoría de la gravedad, la relatividad general . Como resultado hay controversia sobre una significativa puede decir que la energía total se conserva en un universo en expansión. Por ejemplo, cada fotón que viaja por el espacio intergaláctico pierde energía debido al desplazamiento hacia el rojo efecto. Esta energía no se transfiere, obviamente, a cualquier otro sistema, por lo que parece estar perdido para siempre. Sin embargo algunos cosmólogos insisten en que la energía se conserva en algún sentido.

Termodinámica del universo es un campo de estudio para explorar qué forma de energía domina el cosmos - partículas relativistas que se hace referencia como radiación, o no relativistas partículas que se hace referencia como la materia. Los primeros son partículas cuyo masa en reposo es cero o insignificante en comparación con su energía, y por lo tanto se mueven a la velocidad de la luz o muy cerca de ella; estos últimos son partículas cuya energía cinética es mucho menor que su masa en reposo y por lo tanto moverse mucho más lenta que la velocidad de la luz.

A medida que el universo se expande, la materia y la radiación en ella se diluya. Sin embargo, el universo también se enfría, lo que significa que la energía promedio por partícula se está reduciendo con el tiempo. Por lo tanto la radiación se vuelve más débil, y diluye más rápido que la materia. Así, con la expansión de la radiación universo se vuelve menos dominante que la materia. En la radiación universo muy temprano dicta el ritmo de desaceleración de la expansión del universo, y el universo se dice que es "la radiación dominó '. En tiempos posteriores, cuando la energía media por fotón es más o menos 10 eV e inferior, dicta importa la velocidad de desaceleración y el universo se dice que está "dominado la materia". El caso intermedio no es bien tratada analíticamente. A medida que la expansión del universo continúa, la materia diluye aún más y la constante cosmológica se vuelve dominante, lo que lleva a una aceleración de la expansión del universo.

Historia de la cosmología física

La cosmología moderna se desarrolló a lo largo de observación tándem y pistas teóricas. En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general . En ese momento, los físicos tenían prejuicios a creer en un universo perfectamente estática sin principio ni fin. Einstein añadió una constante cosmológica de su teoría para tratar de obligarlo a permitir una universo estático con la materia en ella. El universo llamado Einstein es, sin embargo, inestable. Se ve obligada a iniciar el tiempo expandir o contraer. Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron encontrados por Alexander Friedmann, cuyas ecuaciones describir la Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker universo, que puede expandirse o contraerse.

En la década de 1910, Vesto Slipher y más tarde Carl Wilhelm Wirtz interpretó el desplazamiento hacia el rojo de nebulosas espirales como Desplazamiento Doppler que indicaron que estaban alejando de la Tierra . Sin embargo, es muy difícil de determinar la distancia a los objetos astronómicos: incluso si es posible medir su tamaño angular por lo general es imposible saber su tamaño real o luminosidad. No se dieron cuenta que las nebulosas eran en realidad galaxias fuera de nuestra propia Vía Láctea , ni tampoco especular acerca de las implicaciones cosmológicas. En 1927, el belga Católica Romana sacerdote Georges Lemaître deriva independientemente las ecuaciones de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el universo comenzó con la "explosión" de un "primitivo átomo "; lo que después se llamó el big bang. En 1929, Edwin Hubble proporcionó una base observacional de la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales eran galaxias y midió sus distancias observando Las estrellas variables Cefeidas. Él descubrió una relación entre el desplazamiento al rojo de una galaxia y su luminosidad. Él interpretó esto como evidencia de que las galaxias se alejan en todas direcciones a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcional a su distancia. Este hecho se conoce como la ley de Hubble . La relación entre la distancia y la velocidad, sin embargo, se determinó con precisión relativamente reciente: Hubble fue apagado por un factor de diez.

Dado que principio cosmológico, la ley de Hubble sugiere que el universo se estaba expandiendo. Esta idea permitió dos posibilidades opuestas. Una de ellas era la teoría del Big Bang de Lemaître, defendido y desarrollado por George Gamow. La otra posibilidad era Fred Hoyle modelo de estado estacionario en el que la nueva materia se crearía como las galaxias se alejan unas de otras. En este modelo, el universo es más o menos la misma en cualquier punto en el tiempo.

Para un número de años el apoyo para estas teorías se dividió uniformemente. Sin embargo, la evidencia observacional comenzó a apoyar la idea de que el universo evolucionó de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo en 1965 que ha sido considerada como la mejor teoría del origen y evolución del cosmos. Antes de finales de 1960, muchos cosmólogos pensaban que el infinitamente denso singularidad en el tiempo de inicio del modelo cosmológico de Friedmann fue un matemático sobreidealización, y que el universo se estaba contrayendo antes de entrar en el estado denso y caliente y comenzar a expandirse de nuevo. Esto es Richard Tolman de universo oscilatorio. En los años sesenta, Stephen Hawking y Roger Penrose demostró que esta idea era impracticable, y la singularidad es una característica esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a la mayoría de los cosmólogos a aceptar el Big Bang, en la que el universo que observamos se inició hace un tiempo finito.

Historia del Universo

La historia del universo es un tema central en la cosmología. De acuerdo con la teoría estándar de la cosmología, la historia del universo se divide en diferentes períodos llamados épocas, de acuerdo con las fuerzas dominantes y procesos en cada período. El modelo cosmológico estándar se conoce como Modelo ΛCDM.

Ecuaciones del movimiento

La ecuaciones de movimiento que rige el universo como un todo se derivan de la relatividad general con un pequeño, positivo constante cosmológica. La solución es un universo en expansión; debido a esta expansión de la radiación y la materia en el universo se enfrió y se diluyen. Al principio de la expansión se ralentiza por la gravitación debido a la la radiación y la materia contenido del universo. Sin embargo, ya que estos se convierten diluida, la constante cosmológica se vuelve más dominante y la expansión del universo empieza a acelerar en lugar de desacelerar. En nuestro universo esto ya ha ocurrido, miles de millones de años atrás.

Física de partículas en la cosmología

La física de partículas , que se ocupa de altas energías, es extremadamente importante en el comportamiento de los inicios del universo, ya que estaba tan caliente que la densidad media de energía es muy alta. Debido a esto, procesos de dispersión y decaimiento de partículas inestables que son importantes en la cosmología.

Como regla general, un dispersión o una proceso de descomposición es cosmológicamente importante en una cierta época cosmológica si su escala de tiempo relevante es menor o comparable a la escala de tiempo de la expansión universo, que es con siendo la constante de Hubble en ese momento. Esto es aproximadamente igual a la edad del universo en ese momento.

Cronología del Big Bang

Las observaciones sugieren que el universo tal como lo conocemos comenzó hace alrededor de 13,7 mil millones años. Desde entonces, la evolución del universo ha pasado por tres fases. El universo muy temprano, lo que aún es poco conocido, fue la segunda división en la que el universo estaba tan caliente que partículas tenían energías más altas que las actualmente accesible en aceleradores de partículas en la Tierra. Por lo tanto, mientras que las características básicas de esta época se han elaborado en la teoría del big bang, los datos se basan en gran medida en conjeturas. A raíz de esto, en los inicios del universo, la evolución del universo procedió según conocida física de altas energías . Esto es cuando los primeros protones, electrones y neutrones formados, entonces núcleos y finalmente los átomos. Con la formación de hidrógeno neutro, el fondo cósmico de microondas fue emitida. Por último, la época de la formación de la estructura comenzó, cuando la materia comenzó a agregarse en las primeras estrellas y cuásares, y finalmente las galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos formados. El futuro del universo no está todavía firmemente conocido, pero de acuerdo con la Modelo ΛCDM que continuará expandiéndose para siempre.

Las áreas de estudio

A continuación, algunas de las áreas más activas de la investigación en cosmología se describen, en orden cronológico aproximado. Esto no incluye la totalidad de la cosmología del Big Bang, que se presenta en línea de tiempo cosmológico.

El universo primitivo

Mientras que a principios del universo, caliente parece ser bien explicada por la gran explosión de unos 10 ^-33 segundos en adelante, hay varios problemas . Una de ellas es que no hay ninguna razón de peso, el uso de la física de partículas actual, a esperar que el universo es plana, homogénea y isotrópico (ver el principio cosmológico). Por otra parte, grandes teorías unificadas de la física de partículas sugieren que debe haber monopolos magnéticos en el universo, que no han sido encontrados. Estos problemas se resuelven por un breve periodo de inflación cósmica , que impulsa el universo de planitud; suaviza las anisotropías y la falta de homogeneidad en el nivel observado; y diluye de manera exponencial los monopolos. El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, sin embargo, aún no ha sido confirmado por la física de partículas, y hay problemas difíciles conciliación de la inflación y la teoría cuántica de campos . Algunos cosmólogos piensan que la teoría de cuerdas y cosmología de branas proporcionará una alternativa a la inflación.

Otro problema importante en la cosmología es lo que ha provocado que el universo contiene más partículas que antipartículas. Los cosmólogos pueden utilizar Observaciones de rayos X para deducir que el universo no se divide en regiones de materia y antimateria, sino que se hace principalmente de la materia. Este problema se llama la asimetría bariónica, y la teoría para describir la resolución se llama bariogénesis. La teoría de la bariogénesis fue elaborado por Andrei Sajarov en 1967, y requiere una violación de la física de partículas simetría , llamada CP-simetría, entre la materia y la antimateria. Los aceleradores de partículas, sin embargo, demasiado pequeña miden una violación de CP-simetría para explicar la asimetría bariónica. Los cosmólogos y físicos de partículas están tratando de encontrar violaciónes adicionales de la CP-simetría en los inicios del universo que podría explicar la asimetría bariónica.

Tanto los problemas de bariogénesis y la inflación cósmica están muy estrechamente relacionados con la física de partículas, y su solución podría venir de la teoría de alta energía y experimentar, en lugar de a través de observaciones del universo.

Gran nucleosíntesis explosión

Nucleosíntesis del Big Bang es la teoría de la formación de los elementos en el universo temprano. Terminó cuando el universo tenía unos tres minutos de edad y su temperatura bajó lo suficiente para que la fusión nuclear cesó. Debido a que el tiempo en que se produjo gran nucleosíntesis explosión fue tan corto, sólo los muy elementos más ligeros se produjeron, a diferencia de nucleosíntesis estelar. A partir de hidrógeno iones ( protones ), que produce principalmente deuterio, helio-4 y de litio . Otros elementos se produjeron en sólo abundancias traza. Mientras que la teoría básica de la nucleosíntesis se ha entendido desde hace décadas (que fue desarrollado en 1948 por George Gamow, Ralph Asher Alpher y Robert Herman) es una sonda extremadamente sensible de la física en el momento del Big Bang, como la teoría de la gran explosión nucleosíntesis conecta las abundancias de elementos ligeros primordiales con las características de los inicios del universo. Específicamente, puede ser utilizado para probar la equivalencia principio, para sondear la materia oscura y la prueba física de neutrinos. Algunos cosmólogos han propuesto que la gran explosión nucleosíntesis sugiere que hay una cuarta especie "estériles" de neutrinos.

Fondo de microondas cósmico

El fondo cósmico de microondas se deja radiación relevo de desacoplamiento, cuando los átomos se formaron, y la radiación producida en el Big Bang se detuvieron Thomson dispersión de iones cargados. La radiación, observado por primera vez en 1965 por Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson, tiene una perfecta térmica espectro de cuerpo negro. Tiene una temperatura de 2,7 grados Kelvin hoy y es isotrópica a una parte en 10 ^5. Teoría de perturbaciones Cosmológica, que describe la evolución de leves faltas de homogeneidad en los inicios del universo, ha permitido a los cosmólogos calcular con precisión el angular espectro de potencia de la radiación, y ha sido medida por los experimentos de satélite recientes ( COBE y WMAP) y muchos experimentos terrestres y basadas en globo (tal como Grado Angular Escala Interferómetro, Cosmic Background Imager, y Boomerang). Uno de los objetivos de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos de la Modelo Lambda-CDM con precisión cada vez mayor, así como para poner a prueba las predicciones del modelo del big bang y buscar una nueva física. Las mediciones realizadas recientemente por WMAP, por ejemplo, han puesto límites a las masas de los neutrinos.

Experimentos más recientes, como el Telescopio Cosmológico de Atacama y la Telescopio TRANQUILA, están tratando de medir la polarización del fondo cósmico de microondas, que proporcionará una nueva confirmación de la teoría, así como información acerca de la inflación cósmica, y los llamados anisotropías secundarias, como la Efecto Sunyaev-Zel'dovich y Efecto Sachs-Wolfe, que son causadas por la interacción entre galaxias y agrupaciones con el fondo cósmico de microondas.

Formación y evolución de la estructura a gran escala

Comprender la formación y evolución de las mayores y más antiguas estructuras (es decir, cuásares, galaxias , grupos y supercúmulos) es uno de los esfuerzos más grandes de la cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de formación de la estructura jerárquica en la que las estructuras se forman a partir de abajo hacia arriba, con los objetos más pequeños que forman primero, mientras que los objetos más grandes, como los supercúmulos, siguen reuniendo. La forma más directa para estudiar la estructura del universo es examinar las galaxias visibles, con el fin de construir una imagen tridimensional de las galaxias en el universo y medir la materia espectro de potencia. Este es el enfoque de la Sloan Digital Sky Survey y el 2dF Galaxy Redshift Survey.

Una herramienta importante para entender la formación de estructura es simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar la agregación gravitatoria de la materia en el universo, ya que agrupa a filamentos, y supercúmulos huecos. La mayoría de las simulaciones contienen sólo no bariónica la materia oscura fría, que debería ser suficiente para entender el universo en las escalas más grandes, ya que hay mucha más materia oscura en el universo que la materia visible, bariónica. Más simulaciones avanzadas están empezando a incluir bariones y estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si están de acuerdo con los estudios de galaxias, y para comprender cualquier discrepancia.

Otras técnicas, complementarias permitirán cosmólogos para medir la distribución de la materia en el universo distante y sondear reionización. Éstas incluyen:

• La Lyman alfa bosque, que permite a los cosmólogos para medir la distribución de gas de hidrógeno atómico neutro en los inicios del universo, mediante la medición de la absorción de la luz de quásares distantes por el gas.
• El 21 centímetros línea de absorción del hidrógeno atómico neutro también proporciona una prueba sensible de la cosmología
• Lente débil, la distorsión de una imagen distante lente gravitatoria debida a la materia oscura.

Estos le ayudarán cosmólogos resolverán el caso de cuando los primeros cuásares formaron.

Materia oscura

La evidencia de gran nucleosíntesis bang, el fondo cósmico de microondas y la formación de la estructura sugiere que alrededor del 25% de la masa del universo se compone de materia oscura no bariónica, mientras que sólo el 4% lo constituyen visible, materia bariónica. Los efectos gravitacionales de la materia oscura se conocen bien, ya que se comporta como el frío, polvo no radiante que forma halos alrededor de las galaxias. La materia oscura no se ha detectado en el laboratorio: la naturaleza física de las partículas de la materia oscura es completamente desconocido. Sin embargo, hay un número de candidatos, como un establo partícula supersimétrica, un interacción débil partícula masiva, una axiones, y un masiva objeto de halo compacto. Las alternativas a la hipótesis de la materia oscura son una modificación de la gravedad en pequeñas aceleraciones ( MOND) o un efecto de cosmología de branas.

La física en el centro de las galaxias (ver núcleos galácticos activos, supermasivo agujero negro) puede dar algunas pistas sobre la naturaleza de la materia oscura.

La energía oscura

Si el universo es ser plana, tiene que haber un componente adicional que componen el 74% (además de la materia oscura el 22% y 4% bariones) de la densidad de energía del universo. Esto se llama energía oscura. Con el fin de no interferir con gran nucleosíntesis golpe y el fondo cósmico de microondas, no debe agruparse en halos como bariones y materia oscura. Hay una fuerte evidencia de observación de la energía oscura, como se conoce la masa total del universo, ya que se mide para ser plana, pero la cantidad de materia agrupación se mide con fuerza, y es mucho menos que esto. El caso de la energía oscura se fortaleció en 1999, cuando las mediciones demostraron que la expansión del universo ha comenzado a acelerar gradualmente.

Sin embargo, además de su densidad y sus propiedades de agrupación, no se sabe nada acerca de la energía oscura. Teoría cuántica de campos predice una constante cosmológica mucho a la energía oscura, pero 120 órdenes de magnitud demasiado grande. Steven Weinberg y un número de teóricos de cuerdas (ver cadena paisaje) han utilizado esto como evidencia de la principio antrópico, lo que sugiere que la constante cosmológica es tan pequeño porque la vida (y por lo tanto los físicos, para hacer observaciones) no pueden existir en un universo con una gran constante cosmológica, pero muchas personas encontrar esta una explicación insatisfactoria. Otras posibles explicaciones para la energía oscura incluyen quintaesencia o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. El efecto sobre la cosmología de la energía oscura que estos modelos describen viene dado por la energía oscura del ecuación de estado, que varía dependiendo de la teoría. La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más difíciles en la cosmología.

Una mejor comprensión de la energía oscura es probable que resolver el problema del destino final del universo . En la actual época cosmológica, la expansión acelerada debido a la energía oscura es la prevención de las estructuras más grandes que los supercúmulos de formación. No se sabe si la aceleración continuará indefinidamente, quizás incluso aumentar hasta una Big Rip, o si llegará a revertir.

Otras áreas de investigación

Los cosmólogos estudian también:

• si agujeros negros primordiales se formaron en nuestro universo, y lo que les sucedió.
• la GZK de corte para los rayos cósmicos de alta energía, y si se indica un fallo de la relatividad especial a altas energías
• la principio de equivalencia, y si de Einstein teoría general de la relatividad es la teoría correcta de la gravitación , y si la fundamental leyes de la física son las mismas en todas partes en el universo.