1. http://map.gsfc.nasa.gov/universe/bb_theory.html
1. Teoría del Big Bang
1.1. Cosmología
1.2. Teoría
1.3. Conceptos
2. Las pruebas del Big Bang
2.1. Expansión
2.2. Elementos
2.3. Cósmico de microondas
3. Más allá del Big Bang
3.1. Estructura
3.2. Fluctuaciones
3.3. Inflación
4. Nuestro universo
4.1. Materia
4.2. Energía
4.3. Expansión
4.4. Edad
4.5. Forma
4.6. Aceleración
4.7. Vida
4.8. Destino
1

2. 4. Nuestro Universo
Hasta ahora, sólo hemos descrito el modelo del Big Bang en términos generales: en la
mayor de las escalas podemos observar, el universo parece casi uniforme, en la
actualidad está en expansión, y existen fuertes indicios de que era más caliente y más
denso en el pasado. Ahora nos gustaría que la respuesta a algunas cuestiones más
específicas:
¿Qué tipos de materia y energía llenan el universo?¿Cuánto de cada uno?

La rapidez es el universo en expansión hoy en día

¿Cuántos años tiene el universo hoy?

¿Cuál es la forma del universo? Abierto, plano, cerrado, o de otro modo?

¿Cómo es la expansión cambiando con el tiempo?

¿Cuál es el destino final del universo?

En esta sección, cada uno de abordar estas cuestiones a su vez con un resumen de las
observaciones que informar a cada una de estas preguntas. Hay muchos útiles las sondas
de la naturaleza de nuestro universo, cada uno de los cuales limita a uno o más aspectos
particulares del modelo del Big Bang y de nuestra comprensión de la estructura de la
formación. De hecho, la próxima década se denominó la era de la cosmología de
precisión como las observaciones de supernovas, las galaxias y las agrupaciones y la
radiación de fondo cósmico de microondas y la abundancia de elementos ligeros cada
uno alcanza la madurez. En conjunto, estos datos se limitan fuertemente el modelo de
nuestro universo, e incluso apuntan a la necesidad de un replanteamiento radical de
nuestra comprensión de la cosmología.
4.1. ¿De qué esta formado el Universo?
Una de las preguntas clave que debe ser respondida por astrofisicos es ¿Cuál son los
componentes del universo?. Sin esta comprensión es imposible llegar a ninguna
conclusión firme acerca de cómo evolucionó el universo.
4.1.1. Protones, neutrones y electrones: las cosas de la
vida
Usted, este ordenador, el aire que respiramos, y las lejanas estrellas están hechos de
protones, neutrones y electrones. Protones y neutrones están unidos en los núcleos y los
átomos son núcleos rodeados por una dotación completa de electrones. El hidrógeno
está compuesto por un protón y un electrón. El helio está compuesto de dos protones,
dos neutrones y dos electrones. El carbono es compuesto por seis protones, seis
neutrones y seis electrones. Elementos más pesados como el hierro, plomo y uranio,
contienen un mayor número de protones, neutrones y electrones. Astrónomos como para
llamar a todo el material formado por protones, neutrones y electrones, quot;materia
bariónicaquot;.
2

3. Hasta hace unos treinta años, los astrónomos pensaron que el universo estaba
compuesto casi en su totalidad de esta quot;materia bariónicaquot;, los átomos ordinarios. Sin
embargo, en las últimas décadas, ha habido cada vez más que la acumulación de
pruebas sugiere que existe algo en el universo que no podemos ver, tal vez una nueva
forma de la materia.
4.1.2. WMAP y Dark Matter / La energía oscura
Al hacer mediciones precisas de las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas,
WMAP es capaz de medir los parámetros del modelo del Big Bang incluida la densidad
y la composición del universo. WMAP mide la densidad relativa de bariónica y no
bariónica asunto con una precisión mejor que un pequeño porcentaje del total de la
densidad. También es capaz de determinar algunas de las propiedades de la materia no
bariónica: las interacciones de la materia no bariónica consigo misma, su masa y sus
interacciones con la materia ordinaria afecta a todos los detalles de la fluctuación de
fondo cósmico de microondas del espectro.
WMAP determinó que el universo es plano, de lo que se deduce que la media de
densidad de energía en el universo es igual a la densidad crítica (dentro de un 1% de
margen de error). Esto es equivalente a una masa de densidad de 9,9 x 10 -30 g / cm 3, lo
que equivale a sólo el 5,9 protones por metro cúbico. De este total, densidad, ahora
sabemos el desglose que se:
4,6% átomos. Más del 95% de la

densidad de energía en el universo
está en una forma que nunca ha
sido detectada directamente en el
laboratorio. La densidad real de
átomos es equivalente a
aproximadamente el 1 protón por
4 metros cúbicos.
23% de material. La materia

oscura podría estar compuesto por
uno o más especies de las
partículas sub-atómicas que
interactúan muy débilmente con la
materia ordinaria. Los físicos de partículas tienen muchos posibles candidatos
para la materia oscura, nuevo acelerador de partículas y los experimentos son
susceptibles de aportar nuevos conocimientos en los próximos años.
72% energía oscura. La primera observación consejos de la energía oscura en el

universo se remontan a la década de 1980 cuando los astrónomos estaban
tratando de entender cómo los grupos de galaxias se formaron. Sus intentos de
explicar la distribución de las galaxias se han mejorado, si la energía oscura
estaba presente, pero la evidencia es muy incierta. En la década de 1990, las
observaciones de supernovas se utiliza para rastrear la historia de la expansión
del universo (durante tiempos relativamente recientes) y la gran sorpresa fue que
la expansión parece estar acelerando, en lugar de frenar. Hubo cierta
preocupación de que la supernova se han malinterpretado los datos, pero el
resultado ha celebrado hasta el día de hoy. En 2003, los primeros resultados de
WMAP salió lo que indica que el universo es plano (véase más arriba) y que la
3

4. Neutrinos de movimiento rápido no juegan un papel importante en la evolución

de la estructura en el universo. Que han impedido la pronta aglutinación de gas
en el universo, retrasando la aparición de las primeras estrellas, en conflicto con
los datos de WMAP. Sin embargo, con 5 años de datos de WMAP es capaz de
ver la evidencia de que un mar de neutrinos cósmicos existen en números que se
espera de otras líneas de razonamiento. Esta es la primera vez que dicha prueba
ha llegado desde el fondo de microondas cósmico.
4.1.3. Otra sonda de la materia oscura
Al medir los movimientos de las estrellas y el gas, los astrónomos pueden quot;pesarquot; las
galaxias. En nuestro propio sistema solar, podemos utilizar la velocidad de la Tierra
alrededor del Sol para medir la masa del sol. La Tierra se mueve alrededor del Sol a 30
kilómetros por segundo (alrededor de sesenta mil millas por hora). Si el Sol eran cuatro
veces más masivo, entonces la Tierra tendría que moverse alrededor del Sol a 60
kilómetros por segundo a fin de que pueda permanecer en su órbita. El Sol se mueve
alrededor de la Vía Láctea a 225 kilómetros por segundo. Podemos usar esta velocidad
(y la velocidad de otras estrellas) para medir la masa de nuestra galaxia. Del mismo
modo, la radio y observaciones ópticas de gas y estrellas en galaxias distantes permitir a
los astrónomos determinar la distribución de masa en estos sistemas.
La masa que los astrónomos deducen para las galaxias incluida la nuestra es
aproximadamente diez veces mayor que la masa que se pueden asociar con las estrellas,
gas y polvo en una galaxia. Esta discrepancia en masa ha sido confirmada por
observaciones de lentes gravitatorias, la flexión de la luz predicha por la teoría de
Einstein de la relatividad general.
HST Imagen de una lente gravitatoria
Enlace de texto de un comunicado de prensa que describen HST esta imagen.
4

5. Al medir la forma en que el fondo de las galaxias están distorsionados por el primer
plano el grupo, los astrónomos pueden medir la masa de la agrupación. La masa de la
agrupación es más de cinco veces mayor que la masa deducida en estrellas visibles, gas
y polvo.
4.1.4. Los candidatos a la materia oscura
¿Cuál es la naturaleza de la quot;materia oscuraquot;, ese misterioso material que ejerce una
fuerza gravitatoria, pero no emiten ni absorben la luz? Los astrónomos no saben.
Hay una serie de posibles especulaciones sobre la naturaleza de la materia oscura:
Brown Enanos: si una estrella de masa es inferior a una vigésima parte de

nuestro Sol, su núcleo no está lo suficientemente caliente como para quemar
hidrógeno o deuterio o bien, por lo que brilla sólo en virtud de su contracción
gravitacional. Estos objetos tenues, intermedia entre las estrellas y los planetas,
no son lo suficientemente luminosos para ser detectable directamente por
nuestros telescopios. Enanas marrones y objetos similares que han sido apodado
Machos (masivo compacto Halo Objects) por los astrónomos. Si la materia
oscura está hecho principalmente de Machos y, a continuación, es probable que
la materia bariónica que componen la mayor parte de la masa del universo.
Agujeros negros supermasivo: se trata de pensamiento lejano al poder k

cuásares. Algunos astrónomos especulan que puede haber abundante número de
agujero negro que comprende la materia oscura. Estos agujeros negro son
también potencialmente detectables a través de sus lentes efectos.
Nuevas formas de la materia: los físicos de partículas, los científicos que

trabajan para entender las fuerzas fundamentales de la naturaleza y la
composición de la materia, han especulado que existen nuevas fuerzas y nuevos
tipos de partículas. Una de las principales motivaciones para la construcción de
quot;supercollidersquot; es tratar de producir la materia en el laboratorio. Dado que el
universo era muy denso y caliente en los primeros momentos tras el Big Bang, el
universo era un maravilloso acelerador de partículas. Los cosmólogos especulan
que la materia oscura puede ser de partículas producidas poco después del Big
Bang. Estas partículas serían muy diferentes de los ordinarios quot;materia
bariónicaquot;. Los cosmólogos llaman a estas hipotéticas partículas débiles (para
partículas masivas de interacción débilmente) o quot;no-materia bariónicaquot;.
4.1.4. Energía oscura: ¿una constante cosmológica?
La energía oscura constituye una gran mayoría ot el contenido total del universo, pero
esto no siempre se conoce. Einstein propuso por primera vez la constante cosmológica
(que no debe confundirse con la constante de Hubble) lo general, simbolizado por la
letra griega quot;lambdaquot; (Λ), como un matemático para fijar la teoría de la relatividad
general. En su forma más simple, la relatividad general predice que la universo debe
ampliar o contrato. Einstein pensaba que el universo era estático, por lo que añade este
nuevo plazo para detener la expansión. Friedmann, un matemático ruso, se dieron
cuenta de que se trataba de fijar un inestable, como un lápiz de equilibrio en su punto, y
propuso un modelo de universo en expansión, que ahora se llama el Big Bang teoría.
Cuando el estudio del Hubble de galaxias cercanas mostraron que el universo fue hecho
5

6. en la expansión, Einstein lamentó la modificación de su elegante teoría y considera que
el término constante cosmológica como su quot;mayor errorquot;.
Muchos cosmólogos defender la reactivación de la constante cosmológica plazo teóricos
motivos, como una manera de explicar la tasa de expansión del universo. Teoría de
campo moderna asocia este término con la densidad de energía del vacío. Por esta
densidad de energía comparable a otras formas de la materia en el universo, se requieren
nuevas teorías de la física. Por lo tanto, la adición de un término constante cosmológica
tiene profundas implicaciones para la física de partículas y nuestra comprensión de las
fuerzas fundamentales de la naturaleza.
El principal atractivo de la constante cosmológica plazo es que se mejora
significativamente el acuerdo entre la teoría y la observación. El más espectacular
ejemplo de ello es el reciente esfuerzo para medir hasta qué punto la expansión del
universo ha cambiado en los últimos millones de años. Genéricamente, la fuerza
gravitatoria ejercida por la materia en el universo frena la expansión impartidas por el
Big Bang. Muy recientemente se ha convertido en práctica para los astrónomos observar
estrellas muy brillantes rara llamada supernova en un esfuerzo para medir hasta qué
punto la expansión universal se ha ralentizado en los últimos millones de años.
Sorprendentemente, los resultados de estas observaciones indican que la expansión
universal se está acelerando. Si bien estos resultados deben considerarse preliminares,
que plantean la posibilidad de que el universo contiene una extraña forma de materia o
energía que es, en efecto, gravitationally repulsivo. La constante cosmológica es un
ejemplo de este tipo de energía.! Queda mucho trabajo para aclarar este misterio!
Hay una serie de otras observaciones que son indicativos de la necesidad de una
constante cosmológica. Por ejemplo, si la constante cosmológica hoy la mayor parte de
la densidad de energía del universo, y luego extrapolaron la edad del universo es mucho
más grande de lo que sería sin ese término, lo que ayuda a evitar el dilema de que la
edad extrapolada del universo es menos de algunas de las estrellas más antiguas que
observamos! Una constante cosmológica plazo añadido al modelo estándar del Big
Bang teoría conduce a un modelo que parece ser consistente con lo observado en gran
escala de distribución de las galaxias y las agrupaciones, con las mediciones del WMAP
de las fluctuaciones de fondo de microondas cósmico, y con las propiedades observadas
de X - grupos de rayos.
4.2. ¿Cuál es la velocidad Expansión del Universo?
La expansión o contracción del universo depende de su contenido y su historia. Con
suficiente materia, la expansión será lenta o incluso convertirse en una contracción. Por
otra parte, la energía oscura del universo conduce hacia el aumento de las tasas de
expansión. La tasa actual de expansión se expresa habitualmente como la constante de
Hubble (en unidades de kilómetros por segundo por Megaparsec, o simplemente por
segundo).
! Hubble descubrió que el universo no era estático, sino que se estaba expandiendo!
4.2.1. Reseña histórica
6

7. En la década de 1920, Edwin Hubble, utilizando la nueva construcción de 100 quot;en el
telescopio del Observatorio Monte Wilson, detectó estrellas variables en varias
nebulosas. Nebulosas son difusas objetos cuya naturaleza es un tema de acalorado
debate en la comunidad astronómica: se les nubes interestelares en nuestra propia
galaxia Vía Láctea, las galaxias o todo fuera de nuestra galaxia? Esta fue una pregunta
difícil de responder porque es muy difícil medir la distancia a la mayoría de cuerpos
astronómicos, ya que no hay punto de referencia para la comparación. El
descubrimiento de Hubble fue revolucionario porque estas estrellas variables ha un
patrón característico parecido a una clase de estrellas variables llamado Cepheid.
Anteriormente, Henrietta Levitt, parte de un grupo de astrónomos que trabajan en el
Harvard College Observatory, se ha demostrado una estrecha correlación entre el
período de Cepheid una estrella variable y su luminosidad (intrínseco brillo). Al conocer
la luminosidad de una fuente, es posible medir la distancia a la fuente de la medición de
la forma brillante que parece que tenemos: la tenue parece más lejos de la que es. Por lo
tanto, por el período de medición de estas estrellas (y por lo que su luminosidad) y su
brillo aparente, Hubble fue capaz de demostrar que estos no eran nubes nebulosa dentro
de nuestra propia galaxia, pero fueron mucho más allá de las galaxias exteriores del
borde de nuestra propia galaxia.
Hubble el segundo descubrimiento revolucionario se basa en la comparación de sus
mediciones de la Cepheid galaxia distancia basada en las determinaciones con las
mediciones de la velocidad relativa de estas galaxias. Él demostró que las galaxias más
distantes se alejan de nosotros más rápidamente:
v=Hodv=Hod
donde v es la velocidad a la que una galaxia se aleja de nosotros, y d es la distancia.
La constante de proporcionalidad H o que ahora se denomina la constante de Hubble.
La unidad de velocidad utilizados para medir la velocidad de una galaxia es km / seg,
mientras que el más común de la unidad para medir la distancia a galaxias cercanas se
llama Megaparsec (MPC) que es igual a 3,26 millones de años luz o
30800000000000000000 kilometros Por lo tanto las unidades de la constante de Hubble
åre (km / seg) / Mpc.
Este descubrimiento marcó el inicio de la era moderna de la cosmología. Hoy en día,
Cepheid variables siguen siendo uno de los mejores métodos para medir las distancias a
las galaxias y son vitales para determinar la tasa de expansión (la constante de Hubble)
y la edad del universo.
4.2.2. ¿Cuáles son Cepheid variables?
La estructura de todas las estrellas, incluido el Sol y las estrellas variables Cepheid, está
determinada por la opacidad de la materia en la estrella. Si el asunto es muy opaco,
entonces se necesita mucho tiempo para difundir los fotones a partir de centrales de
agua caliente de la estrella, y fuertes gradientes de temperatura y presión pueden
desarrollar en la estrella. Si el asunto es casi transparente y, a continuación, pasar
fácilmente a través de los fotones de la estrella y borrar cualquier gradiente de
temperatura. Cepheid estrellas oscilan entre dos estados: cuando la estrella se compacta
7

8. en su estado, el helio en una capa de la atmósfera es ionizado por separado. Los fotones
de la dispersión fuera de la envolvente de electrones en el individual de átomos de helio
ionizado, por lo tanto, la capa es muy opaco y grandes gradientes de temperatura y
presión a través de crear la capa. Estas grandes presiones causa de la capa (y toda la
estrella) para ampliar. Cuando la estrella se encuentra en la ampliación de su estado, el
helio en la capa es doblemente ionizado, de manera que la capa es más transparente a la
radiación, y es mucho más débil gradiente de presión a través de la capa. Sin el
gradiente de presión para apoyar a la estrella contra la gravedad, la capa (y toda la
estrella) y contratos de la estrella vuelve a su estado comprimido.
Cepheid estrellas variables masas tienen entre cinco y veinte masas solares. Cuanto más
estrellas masivas son más luminosas y tienen más extendido sobres. Debido a que sus
dotaciones son más extendida y la densidad en sus sobres es menor, su período de
variabilidad, que es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad en la
capa, es más largo.
Enlace de texto para el HST de prensa que describen esta imagen.
4.2.3. Dificultades en el uso de Cepheids
Ha habido una serie de dificultades asociadas con el uso de Cepheids como indicadores
de distancia. Hasta hace poco, los astrónomos utilizan placas fotográficas para medir los
flujos de las estrellas. Las placas fueron altamente no lineales y, a menudo producidos
defectuoso mediciones de flujo. A partir de estrellas masivas son de corta duración, que
siempre se encuentra cerca de sus cunas polvorientos. El polvo absorbe la luz,
especialmente en longitudes de onda azul, donde la mayoría de las imágenes
fotográficas se han tomado, y si no se corrige para la absorción de este polvo puede
conducir a decisiones erróneas luminosidad. Por último, ha sido muy difícil de detectar
en Cepheids galaxias distantes de la tierra: las fluctuaciones de la atmósfera de la Tierra,
es imposible separar estas estrellas de la luz difusa de acogida de sus galaxias.
8

9. Otra dificultad con el uso histórico Cepheids como indicadores de distancia ha sido el
problema de determinar la distancia a una muestra de cerca Cepheids. En los últimos
años, los astrónomos han desarrollado varios muy fiable e independiente de los métodos
de determinación de las distancias a la Gran Nube de Magallanes (LMC) y los pequeños
Nube de Magallanes (SMC), dos de los cerca de las galaxias satélite de nuestra propia
Galaxia Vía Láctea. Desde la LMC y SMC contienen gran número de Cepheids, que
puede utilizarse para calibrar la escala de distancias.
4.2.3. Avances recientes
Los últimos avances tecnológicos han permitido a los astrónomos para superar algunas
de las dificultades pasadas. Nueva llamada detectores CCD (dispositivos de carga
acoplada) precisa posible las mediciones de flujo. Estos detectores también son
sensibles en las longitudes de onda infrarrojas. El polvo es mucho más transparente en
esas longitudes de onda. Mediante la medición de flujos en múltiples longitudes de
onda, los astrónomos fueron capaces de corregir para los efectos del polvo y hacer
mucho más precisa distancia determinaciones.
Estos avances permitió más preciso estudio de las galaxias cercanas que conforman el
quot;Grupo Localquot; de galaxias. Cepheids astrónomos observaron tanto en el interior de
metal rica región de la galaxia de Andrómeda y su región exterior de metal pobres.
(Para un astrónomo, un quot;metalquot; es cualquier elemento más pesado que el helio - el
segundo elemento más ligero en la tabla periódica. Estos elementos se producen en las
estrellas y en última instancia, son liberados en el medio interestelar como evolucionan
las estrellas.) Este trabajo mostró que la propiedades de Cepheids sensibilidad no
depende de abundancias químicas. A pesar de estos avances, los astrónomos, limitada
por la atmósfera de la Tierra, sólo pueden medir las distancias a las galaxias más
cercanas. Además de la propuesta debido a la expansión del universo, las galaxias
tienen quot;propuestas relativaquot; debido a la atracción gravitatoria de sus vecinos. Debido a
estos quot;peculiares propuestasquot;, los astrónomos deben medir las distancias a galaxias
distantes para que puedan determinar la constante de Hubble.
Tratando de empujar más profundamente en el universo, los astrónomos han
desarrollado una serie de nuevas técnicas para determinar las distancias relativas a las
galaxias: las escalas de distancia relativa independientes están de acuerdo en que mejor
que un 10%. Por ejemplo, existe una muy estrecha relación, llamada la relación Tully-
Fisher, entre la velocidad de rotación de una galaxia espiral y su luminosidad. Los
astrónomos también encontraron que supernova Tipo Ia, que se cree que debido a la
quema de explosivos una estrella enana blanca, tenían casi el mismo pico de
luminosidad. Sin embargo, sin mediciones exactas de la distancia a un gran número de
prototipos de las galaxias, los astrónomos no podían calibrar estas mediciones de
distancia relativa. Por lo tanto, no pudieron hacer determinaciones precisas de la
constante de Hubble.
Durante las últimas décadas, los astrónomos que, con diferentes datos, informó de los
valores de la constante de Hubble que oscilaron entre 50 (km / seg) / Mpc y 100 (km /
seg) / Mpc. Resolución de este factor de dos discrepancia fue uno de los pendientes más
importantes problemas en la cosmología observacional.
9

10. 4.2.4. Clave del Proyecto Hubble
Uno de los quot;proyectos clavequot; del Telescopio Espacial Hubble fue Edwin Hubble para
completar el programa de medición de distancias para galaxias cercanas. Mientras que
el Telescopio Espacial Hubble (HST) de diámetro es comparable al del telescopio
Hubble en el Monte Wilson, tenía la ventaja de estar por encima de la atmósfera de la
Tierra, en lugar de estar situado en las afueras de Los Ángeles. De la NASA la
reparación del Telescopio Espacial Hubble restaurado su visión y ha permitido a los
principales proyectos del programa. Las fotos de abajo muestran las imágenes antes y
después de la M100, una de las cerca de las galaxias observadas por el proyecto clave
del programa. Renovado con el HST, es mucho más fácil detectar las estrellas brillantes
en M100, un paso necesario en el estudio de las variables Cepheid. El proyecto también
debe comprobarse para ver si las propiedades de Cepheid variables son sensibles a la
composición estelar.
M100 Hubble imagen de antes y después de la reparación
Enlace de texto para el HST de prensa que describen esta imagen.
En general, la clave del proyecto ha intentado obtener distancias a 20 galaxias cercanas.
Con esta amplia muestra, el proyecto transversal calibrado y verificado una serie de
indicadores de la secundaria a distancia. M100 porque es lo suficientemente cerca para
nosotros que su peculiar movimiento es una parte importante de su velocidad de
expansión de Hubble, la clave del equipo de proyecto distancia relativa indicadores
utilizados para extrapolar a partir de la agrupación Virgo, cerca de un grupo de galaxias
que contienen M100, a la más distante grupo Coma y para obtener una medición de la
constante de Hubble de 70 (km / seg) / Mpc, con una incertidumbre de 10%.
La clave del proyecto la determinación de la constante de Hubble es coherente con una
serie de esfuerzos independientes para estimar la constante de Hubble: una síntesis
estadística de GFR Ellis y sus colaboradores de la literatura publicada arrojado un valor
10

11. entre 66 y 82 (km / seg) / Mpc. However, there was still not complete consensus on the
value of the Hubble constant. Sin embargo, aún no se completa el consenso sobre el
valor de la constante de Hubble.
4.2.5. Constante WMAP y la constante de Hubble
Al caracterizar la estructura detallada de las fluctuaciones del fondo cósmico de
microondas, WMAP ha determinado con precisión la base cosmológica parámetros,
incluida la constante de Hubble, que mejor que el 5%. Esta medición es completamente
independiente de las mediciones tradicionales Cepheid utilizando variables y otras
técnicas. Los resultados actuales muestran la constante de Hubble a 73,5 (km / seg) /
Mpc (más o menos 3,2 (km / seg) / Mpc). Si los datos de WMAP se combina con otros
datos cosmológicos, la mejor estimación es 70,8 (km / seg) / Mpc (más o menos 1,6 (km
/ seg) / Mpc). Estos resultados suponen que el universo es espacialmente plano, que es
compatible con todos los datos disponibles. Sin embargo, si no hacemos este supuesto,
la incertidumbre en la constante de Hubble aumenta a 4 (km / seg) / Mpc, o un poco
más del 5%.
4.3. ¿Cuántos años tiene el Universo?
Hasta hace poco, los astrónomos estima que el Big Bang se produjeron entre 12 y 14
millones de años atrás. Para poner esto en perspectiva, el Sistema Solar se cree que 4,5
millones de años y los seres humanos han existido como especie por unos pocos
millones de años. Astrónomos calcular la edad del universo de dos maneras: 1) por el
más antiguo en busca de estrellas; y 2) midiendo la tasa de expansión del universo y
extrapolando a la Big Bang, al igual que los detectives la delincuencia puede rastrear el
origen de una bala de los agujeros en una pared.
11

12. 4.3.1. ¿Más que el viejo Estrellas?
Los astrónomos pueden poner un límite inferior a la edad del universo mediante el
estudio de cúmulos globulares. Cúmulos globulares son una densa colección de
aproximadamente un millón de estrellas. Densidades estelares cerca del centro del
cúmulo globular son enormes. Si vivimos cerca del centro de uno, habría varios cientos
de miles de estrellas más cercano a nosotros que Proxima Centauri, la estrella más
cercana al Sol.
Enlace de texto para el HST de prensa que describen esta imagen
El ciclo de vida de una estrella depende de su masa. Estrellas de alta masa son mucho
más brillantes que estrellas de baja masa, lo que se quema rápidamente a través de su
suministro de combustible de hidrógeno. Una estrella como el Sol tiene suficiente
combustible en su núcleo para grabar en su actual brillo de aproximadamente 9 mil
millones de años. Una estrella que es dos veces tan masivo como el Sol quema a través
de su suministro de combustible en sólo 800 millones de años. A 10 estrellas de masa
solar, una estrella que es 10 veces más masivo que el Sol, quemaduras casi mil veces
más brillante y tiene sólo 20 millones de años de suministro de combustible. A la
inversa, una estrella que es un medio tan masivo como el sol arde lentamente su
combustible suficiente para que dure más de 20 mil millones de años.
Todas las estrellas en un cúmulo globular formada casi al mismo tiempo, por lo que
pueden servir como relojes cósmicos. Si es un cúmulo globular más de 20 millones de
años, entonces todas sus estrellas el hidrógeno se quema menos masivas que 10 masas
solares. Esto implica que ninguna persona de hidrógeno se quema estrella más de 1000
veces más brillante que el sol. Si es un cúmulo globular más de 2 mil millones de años,
entonces no habrá la quema de hidrógeno estrellas más masivas de 2 masas solares.
Los cúmulos globulares más antiguos contienen sólo estrellas menos masivas a 0,7
masas solares. Estas estrellas de baja masa son mucho más tenues que el Sol. Esta
observación sugiere que los cúmulos globulares más antiguos tienen entre 11 y 18 mil
millones de años. La incertidumbre en esta estimación se debe a la dificultad de
12

13. determinar la distancia exacta a un cúmulo globular (de ahí, una incertidumbre en el
brillo (y peso) de las estrellas en el cluster). Otra fuente de incertidumbre en esta
estimación se encuentra en nuestra ignorancia de algunos de los detalles de la evolución
estelar. Presumiblemente, el universo en sí es al menos tan antiguo como la más antigua
de cúmulos globulares que residen en ella.
4.3.2. Volver al extrapolar el Big Bang
Un enfoque alternativo para estimar la edad del universo es medir la quot;constante de
Hubblequot;. La constante de Hubble es una medida de la actual tasa de expansión del
universo. Cosmólogos utilizar para extrapolar esta medida a la del Big Bang. Esta
extrapolación depende de la historia de la tasa de expansión, que a su vez depende de la
densidad actual del universo y sobre la composición del universo.
Si el universo es plano y compuesto principalmente de la materia, entonces la edad del
universo es
2/(3 H o ) 2 / (3 H o)
H o cuando es el valor de la constante de Hubble.
Si el universo tiene una muy baja densidad de la materia, entonces su edad extrapolada
es mayor:
1/H o 1 / H o
Si el universo contiene una forma de materia similar a la constante cosmológica,
entonces inferir la edad puede ser aún mayor.
Muchos astrónomos están trabajando arduamente para medir la constante de Hubble
utilizando una variedad de diferentes técnicas. Hasta hace poco, las mejores
estimaciones oscilan entre el 65 km / seg / Megaparsec a 80 km / seg / Megaparsec, con
la mejor relación calidad-precio está alrededor de 72 km / seg / Megaparsec. En
unidades más familiares, los astrónomos creen que 1 / H o es entre 12 y 14 millones de
años.
4.3.3. ¿Una edad de crisis?
Si comparamos las dos determinaciones de edad, hay una crisis potencial. Si el universo
es plano, y dominado por ordinaria o la materia oscura, la edad del universo tal como se
deduce de la constante de Hubble sería de alrededor de 9 mil millones de años. La edad
del universo sería inferior a la edad de estrellas más antiguas. Esta contradicción implica
que ya sea 1) nuestra medición de la constante de Hubble es incorrecta, 2) la teoría del
Big Bang es incorrecta, o 3) que tenemos una forma de la materia como una constante
cosmológica que implica una edad más avanzada para una determinada tasa de
expansión observada.
Algunos astrónomos creen que esta crisis pasará tan pronto como mejoren las
mediciones. Si los astrónomos han medido que los menores valores de la constante de
13

14. Hubble son correctos, y si el menor cúmulo globular estimaciones de las edades
también son correctas, entonces todo está bien para la teoría del Big Bang, incluso sin
una constante cosmológica.
4.3.4. WMAP puede medir la edad del Universo
Si las ideas actuales sobre el origen de la estructura a gran escala son correctas, entonces
la estructura detallada de las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas dependerá
de la densidad de corriente del universo, la composición del universo y su tasa de
expansión. WMAP ha sido capaz de determinar estos parámetros con una precisión
mejor que el 3% de la densidad crítica. A su vez, conocer la composición con esta
precisión, se puede estimar la edad del universo, a alrededor del 1%: 13.7 ± 0,13 mil
millones de años!
¿Cómo los datos de WMAP nos permiten determinar la edad del universo es 13,7
millones de años, con una incertidumbre del 1%? La clave para esto es que conociendo
la composición de la materia y la densidad de energía en el universo, podemos usar la
Relatividad General de Einstein para calcular la rapidez con que el universo se ha
expandido en el pasado. Con esa información, podemos retroceder el reloj y determinar
cuando el Universo tenía quot;ceroquot; de tamaño, según Einstein. El tiempo entre entonces y
ahora es la edad del universo. Hay una advertencia a tener en cuenta que afecta a la
certeza de la determinación de la edad: suponemos que el universo es plano, lo que está
bien apoyado por WMAP y otros datos. Si nos relajamos este supuesto en el rango
permitido, la incertidumbre aumenta a un poco más del 2%. Sin embargo, los teóricos
que conoce desde hace mucho tiempo cerca de un universo plano es muy difícil de
producir, mientras que la inflación se prevé, naturalmente, un universo plano.
La expansión WMAP mide por la edad es mayor que los más antiguos cúmulos
globulares, por lo que el Big Bang teoría ha pasado una prueba importante con datos
independientes del tipo recogidos por WMAP. Si la edad de expansión medida por
WMAP ha sido menor que el cúmulos globulares más antiguos, entonces no habría
habido algo fundamentalmente equivocado, ya sea acerca de la teoría del Big Bang o la
teoría de la evolución estelar. De cualquier manera, los astrónomos se han necesitado a
repensar muchas de sus preciadas ideas. Sin embargo, nuestra estimación actual de edad
encaja muy bien con lo que sabemos de otros tipos de mediciones.
14

15. 4.4. El Universo ¿es infinito?
La forma del universo está determinada por una lucha entre el impulso de la expansión
y la atracción de la gravedad. La tasa de expansión se expresa por la constante de
Hubble, H o, mientras que la fuerza de gravedad depende de la densidad y la presión de
la materia en el universo. Si la presión de la cuestión es bajo, como es el caso de la
mayoría de las formas de la materia que conocemos, entonces el destino del universo
está regido por la densidad. Si la densidad del universo es menor que la quot;densidad
críticaquot;, que es proporcional al cuadrado de la constante de Hubble, entonces el universo
se expandirá para siempre. Si la densidad del universo es mayor que la quot;densidad
críticaquot;, entonces la gravedad y eventualmente ganar el universo se colapsará sobre sí
mismo, el llamado quot;Big Crunchquot;. Sin embargo, los resultados de la misión WMAP y las
observaciones de supernovas distantes han sugerido que la expansión del universo es en
realidad lo que implica la aceleración de la existencia de una forma de materia con una
fuerte presión negativa, como la constante cosmológica. Esta extraña forma de materia
es a veces denominada quot;energía oscuraquot;. Si la energía oscura, de hecho, desempeña un
papel importante en la evolución del universo y, a continuación, con toda probabilidad,
el universo seguirá expandiéndose por siempre.
4.4.1. La geometría del Universo
La densidad del universo también determina su geometría. Si la densidad del universo
es superior a la densidad crítica, entonces la geometría del espacio es cerrada y curvada
positivamente como la superficie de una esfera. Esto implica que en un principio
caminos paralelos fotones convergen lentamente, a la larga cruz, y volver a su punto de
partida (si el universo dura el tiempo suficiente). Si la densidad del universo es inferior
a la densidad crítica, entonces la geometría del espacio es abierta, curvada
negativamente como la superficie de un sillín. Si la densidad del universo exactamente
igual a la densidad crítica, entonces la geometría del universo es plana como una hoja de
15

16. papel. Por lo tanto, existe un vínculo directo entre la geometría del universo y su
destino.
La versión más simple de la inflación teoría, una extensión del Big Bang teoría predice
que la densidad del Universo está muy cerca de la densidad crítica, y que la geometría
del universo es plano, como una hoja de papel. TQue es el resultado confirmado por el
WMAP ciencia.
4.4.2. Las mediciones de WMAP
El WMAP puede medir la nave espacial básica parámetros del Big Bang incluida la
teoría de la geometría del universo. Si el universo se abre, el más brillante fluctuaciones
de fondo de microondas (o quot;manchasquot;) serían de alrededor de medio grado de ancho. If
the universe were flat, the spots would be about 1 degree across. Si el universo se plano,
los puntos sería de alrededor de 1 grado de ancho. Mientras que si el universo se
cerraron, los puntos más brillantes serían alrededor de 1,5 grados de ancho.
Mediciones recientes (c. 2001) por un número de base terrestre y experimentos basados
en globo, incluyendo MAT / Toco, Boomerang, Maxima, y DASI, han mostrado que los
puntos más brillantes son alrededor de 1 grado de ancho. Así, el universo era conocido
por ser plana, con cerca del 15% antes de la exactitud de los resultados de WMAP.
WMAP ha confirmado este resultado con muy alta exactitud y precisión. Ahora
sabemos que el universo es plano, con sólo un 2% de margen de error.
4.5. ¿Qué es una constante cosmológica?
Einstein propuso por primera vez la constante cosmológica (que no debe confundirse
con la constante de Hubble) lo general, simbolizado por la letra griega quot;lambdaquot; (Λ),
como un matemático para fijar la teoría de la relatividad general. En su forma más
simple, la relatividad general predice que la universo debe ampliar o contrato. Einstein
pensaba que el universo era estático, por lo que añade este nuevo plazo para detener la
expansión. Friedmann, un matemático ruso, se dieron cuenta de que se trataba de fijar
un inestable, como un lápiz de equilibrio en su punto, y propuso un modelo de universo
en expansión, que ahora se llama el Big Bang teoría. Cuando el estudio del Hubble de
galaxias cercanas mostraron que el universo fue hecho en la expansión, Einstein
lamentó la modificación de su elegante teoría y considera que el término constante
cosmológica como su quot;mayor errorquot;.
Muchos cosmólogos defender la reactivación de la constante cosmológica plazo teóricos
motivos. Teoría de campo moderna asocia este término con la densidad de energía del
vacío. Por esta densidad de energía comparable a otras formas de la materia en el
universo, se requeriría nueva física: la adición de un término constante cosmológica
tiene profundas implicaciones para la física de partículas y nuestra comprensión de las
fuerzas fundamentales de la naturaleza.
El principal atractivo de la constante cosmológica plazo es que se mejora
significativamente el acuerdo entre la teoría y la observación. El más espectacular
ejemplo de ello es el reciente esfuerzo para medir hasta qué punto la expansión del
universo ha cambiado en los últimos millones de años. Genéricamente, la fuerza
16

17. gravitatoria ejercida por la materia en el universo frena la expansión impartidas por el
Big Bang. Muy recientemente se ha convertido en práctica para los astrónomos observar
estrellas muy brillantes rara llamada supernova en un esfuerzo para medir hasta qué
punto la expansión universal se ha ralentizado en los últimos millones de años.
Sorprendentemente, los resultados de estas observaciones indican que la expansión
universal se está acelerando, o acelerar. Si bien estos resultados deben considerarse
preliminares, que plantean la posibilidad de que el universo contiene una extraña forma
de materia o energía que es, en efecto, gravitationally repulsivo. La constante
cosmológica es un ejemplo de este tipo de energía. Much work remains to elucidate this
mystery! Queda mucho trabajo para aclarar este misterio!
Hay una serie de otras observaciones que son indicativos de la necesidad de una
constante cosmológica. Por ejemplo, si la constante cosmológica hoy la mayor parte de
la densidad de energía del universo, y luego extrapolaron la edad del universo es mucho
más grande de lo que sería sin ese término, lo que ayuda a evitar el dilema de que la
edad extrapolada del universo es menos de algunas de las estrellas más antiguas que
observamos! . Una constante cosmológica plazo añadido al modelo estándar del Big
Bang teoría conduce a un modelo que parece ser consistente con lo observado en gran
escala de distribución de las galaxias y las agrupaciones, con las mediciones del WMAP
de las fluctuaciones de fondo de microondas cósmico, y con las propiedades observadas
de X - grupos de rayos.
4.5.1. WMAP y la constante cosmológica
Al caracterizar la estructura detallada de las fluctuaciones del fondo cósmico de
microondas, WMAP es capaz de determinar con precisión la base cosmológica
parámetros, incluyendo la constante cosmológica, que mejor que el 5%.
4.6. La comprensión de la evolución de la vida en el
Universo
4.6.1. ¿Cómo comenzó el universo y cómo evoluciona?
WMAP determinó que el universo es 13,7 millones de años. El universo empezó con
una inimaginablemente enorme densidad y temperatura. Esta inmensa energía
primordial fue el caldero de donde surgió toda la vida. Partículas elementales fueron
creados y destruidos por el acelerador de partículas final en los primeros momentos del
universo.
Había materia y había antimateria. Cuando se encontraron, se aniquilaron entre sí y
crean la luz. De alguna manera, parece que hubo una pequeña fracción de la materia
más que la antimateria, de modo que cuando la naturaleza tomó su curso, el universo se
quedó con algunos asuntos, no hay antimateria, y una enorme cantidad de luz. Hoy en
día, WMAP medidas que hay más de un mil millones de veces más luz que materia.
17

18. 4.6.2. El Carbono y el oxígeno no se crearon en el Big Bang
WMAP determinó que alrededor del 4,6% de la masa y la energía del universo está
contenida en los átomos (protones y neutrones). Toda la vida está hecha de una parte de
este 4,6%.
Los únicos elementos químicos creados al inicio de nuestro universo son el hidrógeno,
helio y litio, los tres átomos más ligeros en la tabla periódica. Estos elementos se
formaron en el universo como un gas caliente. Es posible imaginar un universo donde
los elementos más pesados que el litio nunca se forma y desarrollar la vida nunca. Pero
eso no es lo que sucedió en nuestro universo.
Estamos hechos de bebida y agua (H 2 O). Oxígeno que respiramos. De carbono y el
oxígeno no fueron creados en el Big Bang, sino mucho más tarde en las estrellas. Todo
el carbono y oxígeno en todos los seres vivos se realizan en reactores de fusión nuclear
que llamamos estrellas. Las primeras son estrellas masivas y de corta duración. Que
consumen su hidrógeno, helio y litio y producen elementos más pesados. Cuando estas
estrellas mueren con una explosión que se propaguen los elementos de la vida, el
carbono y oxígeno, todo el universo. Condensan nuevas estrellas y planetas nueva
forma de estos elementos más pesados. La etapa se fija para toda la vida para comenzar.
Entendimiento cuándo y cómo se producen estos acontecimientos ofrecen una ventana a
otra sobre la evolución de la vida en nuestro universo.
WMAP determinó que las primeras estrellas en el universo sólo surgieron unos 400
millones de años después del Big Bang. ¿Pero lo que hizo las estrellas?
4.6.3. Cosas que van chichón en la noche.
Las fluctuaciones cuánticas son el carácter aleatorio de la materia del estado de
existencia o inexistencia. En estas increíblemente pequeñas escalas
subatómicas, el estado de la realidad es fugaz, cambiando de nanosegundo a
nanosegundo.
18

19. El motor para hacer estrellas (y las galaxias) llegó pronto y fue muy sutil. Antes de la
finalización de la primera fracción de segundo del universo, la subescala atómica
actividad, pequeña quot;fluctuaciones cuánticasquot;, condujo hacia el universo de estrellas y de
la vida. Con la repentina expansión del tamaño de una cabeza de alfiler del universo en
una fracción de segundo, las fluctuaciones cuánticas al azar inflado rápidamente desde
el pequeño mundo cuántico a un paisaje macroscópico de proporciones astronómicas.
¿Por qué creemos esto?. Debido a que la luz posterior de microondas del Big Bang tiene
una temperatura extraordinariamente uniforme a través del cielo. No ha habido tiempo
para las diferentes partes del universo a entrar en un equilibrio con los demás * * las
regiones menos había inflado exponencialmente a partir de un pequeño parche. La única
forma en que la isotropía (homogeneidad) se podría haber surgido si las diferentes
regiones se encuentran en equilibrio térmico entre sí a comienzos de la historia del
universo y, a continuación, rápidamente inflado aparte. WMAP ha verificado que otras
predicciones de la teoría de la inflación también parece ser cierto ..
Como el universo inflado, las diminutas fluctuaciones cuánticas crecieron para
convertirse en pequeña variación en la cantidad de materia de un lugar a otro. Una
pequeña cantidad es suficiente para su gravedad para hacer algo.. La gravedad es una de
las fuerzas de la naturaleza y controla la evolución de la estructura a gran escala del
universo. Sin gravedad no habría planetas o estrellas, sólo una fría llovizna fina de las
partículas. Sin las variaciones en la sopa de partículas iniciada por las fluctuaciones
cuánticas, la gravedad no podría comenzar a concentrar diminutas cantidades de
materia, incluso en cantidades más grandes de la materia. El resultado final de la fuerza
de la gravedad: las galaxias, estrellas y planetas. Las fluctuaciones, mapeados en detalle
por la misión WMAP, son las fábricas y las cunas de la vida.
4.6.4. La receta para la vida requiere de un delicado
equilibrio cósmico de ingredientes.
Las diferencias en los principios de la sopa de partículas del universo eran muy
pequeñas, los cambios a gran escala a fin de tomar tiempo para manifestarse. ¿Y si
nuestro universo sólo había durado un segundo o un año, o un millón de años? La edad
del universo está controlado por las normas básicas que rigen la materia, la energía, y el
tiempo. Necesitábamos casi 13,7 millones de años para evolucionar y llegar a reconocer
este hecho.
¿Cuánto tiempo dura el universo y la evolución de la misma depende de su energía total
y el contenido de materia. Un universo con mucho más materia que el nuestro sería
volver rápidamente colapso bajo su propia gravedad mucho antes de la vida podría ser.
Una muy larga vida universo podría no tener suficiente masa para formar cada vez a
estrellas. Además, el WMAP ha confirmado la existencia de una energía oscura que
actúa como un anti-gravedad, el universo de conducción a fin de acelerar su expansión.
La energía oscura ha dominado antes, el universo se han expandido con demasiada
rapidez para apoyar el desarrollo de la vida. Nuestro universo parece tener propiedades
Ricitos de oro: no demasiado y no demasiado poco la suficiente masa y la energía para
apoyar el desarrollo de la vida.
19

20. 4.6.7. ¿Hay otra vida inteligente en el universo?
No sabemos si existe o no otra vida inteligente en el universo. No hay ninguna razón, no
debería existir. Sabemos por nuestra propia existencia que el universo es propicio a la
vida. Pero hay muchos obstáculos que superar para la vida inteligente a la forma, y
muchas de las amenazas a su existencia una vez que se forma. Vida constantemente se
enfrenta a la perspectiva de la extinción. La vida requiere de energía, el agua y el
carbono, un desastre ecológico que elimina el agua, la condena a la vida. Otros desastres
amenazan el medio ambiente. En la Tierra hemos tenido grandes impactos de meteoritos
que se cree que han causado la extinción en masa. La dura radiación del espacio solo
está bloqueada por la atmósfera de la Tierra y el campo magnético. Medio ambiente de
inestabilidad causa edades de hielo. Un día, millones de años a partir de ahora, nuestro
Sol se queme. Otros, más pesados estrellas terminan su vida en las explosiones de
supernovas llamado; la explosión y la radiación procedente de una supernova cercana
podría destruir toda la vida en la Tierra.
La energía oscura se extienden inexorablemente el universo en un extremo frío gélido.
Dado que no sabemos qué es la energía oscura, esto podría estar equivocado, pero no
menos letales, dependiendo de cómo la naturaleza de la energía oscura cambios.
Muchas personas están participando en los esfuerzos para detectar vida en el universo.
Hay dos estrategias: buscamos, o nos encuentra. Quizás un término medio si se detectan
señales de vida en otras partes del universo. La búsqueda de inteligencia extraterrestre
(SETI) fue pionera en el programa busca la vida. WMAP es, en un pequeño camino, un
mini-SETI experimento, ya que constantemente explora los cielos a través de una
amplia gama de frecuencias de microondas. WMAP no fue optimizado para la búsqueda
de por vida. Otros esfuerzos son (han sido). Algún día, podremos saber con seguridad si
estamos solos en el universo. Entre tanto, la búsqueda continúa, como también tratar de
entender el universo y la forma en que puede ser propicio a la vida.
Mediante la detección y medición de la densidad de las fluctuaciones en el fondo de
microondas cósmico usando la misión espacial WMAP estamos aprendiendo acerca del
universo primitivo, y empezamos a entender los ingredientes básicos que hacen la vida
posible. En el futuro, nos gustaría mejorar esos esfuerzos con otras misiones, como la
tasa de inflación de Einstein de la NASA la sonda, que se esforzará para detectar
alteraciones de la gravedad de la era cuando el universo originalmente inflados. Esta
apasionada búsqueda del conocimiento es una característica de la vida humana.
4.7. ¿Cuál es el destino último del Universo?
Así como Robert Frost imaginado dos posibles destinos para la Tierra en su poema, los
cosmólogos preveen dos posibles destinos para el universo:
20

21. Una expansión sinfín

” El quot;Big Crunchquot;

La evolución del universo está determinada por una lucha entre el impulso de la
expansión y el tirón (o empuje) de la gravedad. La tasa actual de expansión se mide por
la constante de Hubble, mientras que la fuerza de gravedad depende de la densidad y la
presión de la materia en el universo. Si la presión de la cuestión es bajo, como es el caso
de la mayoría de las formas de la materia que conocemos, entonces el destino del
universo está regido por la densidad.
Si la densidad del universo es inferior a la densidad crítica, entonces el universo se
expandirá para siempre, como el verde o azul en las curvas de la gráfica anterior.
Gravedad podría frenar el ritmo de expansión en el tiempo, pero para densidades por
debajo de la densidad crítica, no hay suficiente fuerza gravitatoria de la materia a la vez
detener o revertir la expansión hacia el exterior. Esto también es conocido como el quot;Big
Chillquot; o quot;Big Congelaciónquot; porque el universo se enfríe lentamente a medida que se
expande hasta que no está en condiciones de sostener toda la vida.
Si la densidad del universo es mayor que la densidad crítica, entonces eventualmente
ganar la gravedad y el universo se colapsará sobre sí mismo, el llamado quot;Big Crunchquot;,
al igual que el gráfico de la curva de color naranja. En este universo, no hay suficiente
masa en el universo para frenar la expansión de una parada, y luego, eventualmente
revertirla.
Observaciones recientes de supernovas lejanas sugieren que la expansión del universo
es en realidad o la aceleración de la aceleración, al igual que el gráfico de la curva roja,
que implica la existencia de una forma de materia con una fuerte presión negativa, como
la constante cosmológica. Esta extraña forma de materia es a veces denominada
quot;energía oscuraquot;. A diferencia de gravedad que trabaja para frenar la expansión hacia
abajo, la energía oscura funciona a la velocidad de la expansión. Si la energía oscura, de
21

22. hecho, desempeña un papel importante en la evolución del universo y, a continuación,
con toda probabilidad, el universo seguirá expandiéndose por siempre.
Hay un creciente consenso entre los cosmólogos que el total de la densidad de la
materia es igual a la densidad crítica, de manera que el universo es espacialmente plano.
Aproximadamente 3 / 10 de la presente es la forma de una baja presión, la mayoría de
los cuales se piensa que es quot;no-bariónicaquot; materia oscura, mientras que el restante 7 / 10
se piensa que es en forma de una presión negativa quot;oscuro energía quot;, al igual que la
constante cosmológica. Si esto es cierto, entonces la energía oscura es la principal
fuerza motriz de la suerte del universo y se expandirá para siempre exponencialmente.
4.7.1. Las mediciones de WMAP
El WMAP satélite medidas de base los parámetros del Big Bang incluida la teoría de la
suerte del universo. Los resultados sugieren la geometría del universo es plano y se
expandirá para siempre. Un estudio más detallado de la energía oscura con las futuras
misiones espaciales y experimentos que se necesita para comprender su naturaleza y su
efecto sobre la tasa de futuro expansión.
22