EL SUBSTRATO Y EL PRINCIPIO COSMOLÓGICO.
Para modelizar la estructura del universo imaginamos las galaxias y toda la materia que contienen diseminada en un fluido idealizado al que llamamos SUBSTRATO.
Generalmente se considera el punto de vista de los observadores que están en reposo respecto de los movimientos de este substrato. Estos observadores son los llamados OBSERVADORES FUNDAMENTALES.
En la práctica identificamos a los observadores fundamentales con las galaxias, una vez que se ha corregido su movimiento de rotación y su movimiento relativo a las otras galaxias.
Es decir que los observadores en la Tierra tienen el punto de vista de un OBSERVADOR FUNDAMENTAL cuando los resultados de las observaciones astronómicas son corregidas respecto al efecto que tiene el movimiento de la tierra sobre las observaciones.
Obviamente la Tierrano está en un lugar especial en el universo (principio Coperniciano)
Postulamos el llamado PRINCIPIO COSMOLÓGICO como base razonable de los modelos cosmológicos que pretendemos generar.
PRINCIPIO COSMOLÓGICO: "El Universo visto por un Observador Fundamental es HOMOGENEO e ISOTROPO".
El que el universo observado sea HOMOGENEO implica que, a gran escala, cualquier subregión del universo tiene las mismas propiedades. La ISOTROPIA implica que las propiedades del universo no dependen de la dirección en que se miden. Por ejemplo, la observación de la radiación de fondo del universo profundo -una vez corregido el movimiento de la Tierra- produce los mismos resultados en cualquier dirección del Universo.
La Homogeneidad del Universo (visto por los observadores fundamentales) permite definir una escala de tiempos que es válida para TODOS los observadores fundamentales: Esta escala de tiempo es el llamado Tiempo Cosmológico, y es un tiempo ABSOLUTO (a pesar de que, aparentemente, esto entre en contradicción con la Relatividad Especial y General, se trata de un objeto bien definido).
Es este tiempo el que valoran cuando un Astrónomo o Cosmólogo dice: "El universo tiene tantos miles de millones de años".
Es posible generar modelos cosmológicos consistentes que se ajusten a los criterios de la teoría de la Gravedad de Newton y que cumplan el principio cosmológico. Estos modelos cosmológicos también cumplen la Ley de Hubble.
Sinembargo, dado que la correcta teoría de la Gravedad (la fuerza verdaderamente importante a escalas astronómicas) es -hasta donde somos capaces de comprender- la Relatividad General, es esta teoría la que se usa para construir modelos cosmológicos modernos, mientras que la otra opción es, símplemente, un ejemplo académico.
De cualquier modo, al cumplirse en ambos modelos la ley de Hubble, los objetos del universo se separan entre sí siguiendo una dinámica dictada por las ecuaciones de Friedmann, que determinan a qué ritmo -en funcion de la densidad del universo y otros parámetros- se produce la expansón.
LA EXPANSION DEL UNIVERSO: Ecuaciones de Friedman y Modelos Cosmológicos.
Mientras que la ley de Hubble determina que la velocidad con la que se aleja de nosotros un objeto lejano crece con la distancia a este (es decir, se aleja más deprisa cuanto más lejos se encuentra de nosotros), las ecuaciones de Friedman dictan qué propiedades tiene el FACTOR DE ESCALA DEL UNIVERSO, R(t).
Este factor de escala, que depende del tiempo, nos indica la evolución del Substrato de modo que una vez se ha escogido una determinada separación entre 2 objetos celestes, la separacion de estos en un tiempo posterior es el factor de escala multiplicado por la distancia original.
Una mala analogía (pero útil) sería el hinchado de un globo. Si cuando está deshinchado pintamos sobre el con un rotulador una serie de puntos con una separación determinada y luego lo inflamos lentamente los puntos se separarán poco a poco. Las distancias quedan modificadas por un cierto Factor de Escala del inflado del globo.
Si, además, lo inflamos violentamente (primero poco aire y luego mucho aire) la separación entre los puntos sobre el globo puede aumentar aceleradamente, según estemos soplando.
Las ecuaciones de Friedman determinan cómo evoluciona el factor de escala: si el universo se hincha lentamente, si cada vez se hicha más deprisa o más despacio.
En general resolver estas ecuaciones requiere conocer la densidad media del universo, y su "curvatura" (es decir, si recordais de la introducción a la relatividad general la curvatura del "espacio-tiempo" determinaba hasta qué punto el espacio era no-euclideo, o si las rectas inicialmente paralelas se mantienen siempre paralelas, etcétera... y estaba directamente relacionado con la gravedad).
Como ya podeis imaginar no es nada fácil determinar cual es la curvatura del universo, pero sí es posible determinar al menos unas ecuaciones que si bien no determinan absolutamente la curvatura, sí determinan cual es la distancia entre dos puntos dependiendo de la curvatura. A esta cantidad se la llama la MÉTRICA y tiene una importancia capital en relatividad general ya que ayuda a determinar la curvatura en una región del espacio.
Se pueden definir, en principio, muchas métricas pero hay una, conocida como MÉTRICA DE ROBERTSON-WALKER, es la métrica más general compatible con el principio cosmológico.
Con la métrica de Robertson-Walker y las ecuaciones de Friedman ya es posible, mediante un esfuerzo matemático considerable y haciendo hipótesis sobre la densidad del universo, y otros factores más misteriosos (como la Constante Cosmológica "lambda") construir diferentes modelos de universo y averiguar cómo es su factor de escala, es decir, de qué modo crece o se encoje el tejido del universo mismo: El substrato.
Por supuesto, hay modelos para todos los gustos: Universos sin Radiación, Universos sin Materia, Universos con y sin presion de radiación, y un largo etcétera...
En algunos modelos el universo se expande con una tasa proporcional al cuadrado de la raíz cúbica del tiempo (Modelo de Einstein-DeSitter sólo con materia), en otros el factor de escala (y por tanto el universo) se expande con una tasa proporcional a la raíz cuadrada del tiempo, en el Modelo de Milne la expansión es directamente proporcional al tiempo...e incluso si se asume una cierta curvatura intrínseca del universo, la expansión resulta ser pulsante (primero se expande y luego se contrae hasta un punto para luego volver a empezar en un ciclo constante de creación-destrucción de universos).
Pero hay algo más que un simple zoo de posibles modelos para describir como evoluciona el cosmos.
Todos los modelos cosmológicos basados en la relatividad general (y por tanto no teniendo en cuenta la Mecánica Cuántica) que, además, toman como hipótesis que un misterioso factor (la constante cosmológica LAMBDA) es cero contienen una SINGULARIDAD en un punto del pasado.
Para los que no lo recuerden (aparece en uno de los contenidos del distrito sobre Termodinámica de Agujeros Negros) una Singularidad es un "lugar" en el que el espacio-tiempo deja de tener sentido, deja de existir. Esto ocurre generalmente en el interior de los agujeros negros.
No es posible obtener información sobre un tiempo anterior a la Singularidad Inicial -de hecho las preguntas en sí mismas dejan de tener sentido-. En cierto sentido es el momento en el que el espacio y el tiempo comienzan a existir (dentro de TODAS las teorías físicas conocidas).
A esta singularidad se la conoce como BIG-BANG, la gran explosión que arrojó al universo a la existencia.
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| Nebulosa en expansión. |
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| Edwin Hubble. |
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| Nebulosa en forma de Mariposa. |
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| Interior de una nebulosa. |
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