Comenzó con un estallido
El Universo está ahí, esperando que los descubras
Una visión ultra-profunda de las galaxias a miles de millones de años luz de distancia en el distante Universo. Crédito de la imagen: NASA, ESA, R. Windhorst, S. Cohen, and M. Mechtley (ASU), R. O’Connell (UVa), P. McCarthy (Carnegie Obs), N. Hathi (UC Riverside), R. Ryan (UC Davis), & H. Yan (tOSU)
Original de Ethan Siegel, MAR 24, 2017
Las opiniones son exclusivas del autor original.
Usted podría pensar que el Universo es infinito, y para ser honestos, este podría ser realmente infinito, pero hemos creído siempre que no lo es con seguridad. Gracias al Big Bang – el hecho de que el Universo tuvo un nacimiento, o que podemos solo regresar atrás una cantidad de tiempo determinada – y el hecho de que la velocidad de la luz es finita, estamos limitados en la cantidad de Universo que podemos observar. Para este momento del día de hoy, el Universo observable de 13,8 miles de millones de años, se extiende por 46,1 miles de millones de años luz en todas las direcciones desde donde estamos nosotros. Entonces, que tamaño tenía hace 13,8 miles de millones de años? Miremos al Uiverso y veamos que hallamos.
El cúmulo de galaxias de Hércules contiene una gran concentración de galaxias a muchos cientos de millones de años luz de distancia. Crédito de la imagen: ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: OmegaCen/Astro-WISE/Kapteyn Institute
Cuando observamos las distantes galaxias, tan lejos como nuestros telescopios puedan alcanzar, hay algunas cosas que son fáciles de medir, incluyendo:
Lo que es el corrimiento hacía el rojo, o que tanto la luz está corrida respecto al marco de inercial de referencia.
Que tan brillante parce ser, o que tanta luz puede ser medida de un objeto a una gran distancia.
Y que tan grande parece ser, o cuantos grados angulares ocupa en el firmamento.
Estos son muy importantes, debido a que si conocemos cual es la velocidad de la luz (una de las pocas cosas que conocemos exactamente), y así cuan intrínsecamente cada brillante o gran objeto que estamos viendo (los cuales pensamos que conocemos; mas en un segundo), entonces podemos usar esta información toda junta para saber que tan lejos esta cualquier objeto.
Las candelas estándar (L) y los patrones estándar (R) son dos técnicas diferentes que usan los astrónomos para medir la expansión del espacio en varias distancias/tiempos en el pasado. Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech
En realidad, podemos solo hacer un estimativo de cuan brillante es un objeto realmente, debido a que hay conjeturas que van con esto. Si usted ve una supernova apagándose en una galaxia distante, usted asume que usted sabe intrínsecamente el brillo de una supernova basada en las supernovas cercanas que usted ha visto, pero usted también asume que los ambientes en los cuales las supernovas se produjeron son similares, la supernova misma es similar, y que no hubo nada entre usted y la supernova que cambió la señal que usted ha recibido. Los astrónomos llaman estas tres clases de efectos evolución (si mas viejos/más distantes los objetos son intrínsecamente diferentes), ambiental (si las localizaciones de estos objetos difieren significativamente de donde usted piensa que ellos están) y extinción (si algo como el polvo bloquea la luz) afecta, en adición a efectos que quizás no sean conocidos y que están en juego.
La historia del Universo, tan lejos atrás en el tiempo podemos ver con una variedad de herramientas y telescopios, hasta la más profunda actual del SDSS. Crédito de la imagen: Sloan Digital Sky Survey
Pero si estamos en lo correcto en cuanto al brillo intrínseco (o el tamaño) de un objeto que vemos, entonces basados en una relación simple brillo/distancia, podemos determinar cuan lejos esos objetos se encuentran. Además mediante la medición del corrimiento al rojo, podemos aprender que tanto se ha expandido el Universo sobre el tiempo que ha viajado la luz hasta nosotros. Y así debido a que hay una relación entre materia-y-energía y el espacio-y-el tiempo – la cosa exacta que la Relatividad General de Einstein nos proporciona – podemos usar esta información para resolver las diferentes combinaciones
de todas las diferentes formas de materia-y-energía presentes en el Universo hoy.
Pero esto no es todo!
Nuestras mejores mediciones de las proporciones de la materia obscura, la materia normal y la energía obscura en el Universo de hoy. Crédito de la imagen: European Space Agency.
Si usted sabe de que está hecho su Universo el cual es:
Usted puede usar esta información para extrapolar hacía atrás en el tiempo hasta cualquier punto en el pasado del Universo, y así hallar ambos las diferentes mezclas de densidad de energía cuando retrocedemos sí también cuan grande era en cualquier punto de su desarrollo. Debido a cuan ilustrativos ellos se presentan los presentaré en escala logarítmica para que los vea.
La importancia relativa de los diferentes componentes de la energía del Universo en varios periodos de tiempo del pasado. Crédito de la imagen: E. Siegel
Como puede ver, la energía obscura puede ser importante hoy, pero esto esto es de un muy reciente desarrollo. Para la mayoría de los primeros 9 mil millones de años de la historia de la materia del Universo. Pero para los primeros pocos miles de años, la radiación (en forma de fotones y neutrinos) fueron incluso más importantes que la materia!
Yo traigo a colación esto, debido a que estos diferentes componentes, radiación, materia, y energía obscura, todas afectaron la expansión del Universo diferencialmente. Incluso aun cuando sabemos que el Universo tiene 46,1 miles de millones de años luz en cualquier dirección hoy, necesitamos saber la combinación exacta de que tenemos en cada época en el pasado para calcular que tan grande era en un momento dado. Aquí esta como el lucia.
El tamaño del Universo (eje-y, en años luz) contra la edad del Universo (eje-x, en años) en las escalas logarítmicas. Algunos tamaños y tiempos peldaños son marcados, como se considera apropiado. Crédito de la imagen: E. Siegel
He aquí uno hitos divertidos, que nos llevan tiempo atrás y que usted podría apreciar:
El diámetro de la Vía Láctea es de 100.000 años luz el Universo observables tuvo este radio, cuando tenía 3 años de edad aproximadamente.
Cuando el Universo tenía un año de edad, era más caliente y denso que lo que es ahora. Esto significa que la temperatura era de más de 2 millones Kelvin.
Cuando el Universo tenía un segundo de edad, este era demasiado caliente para formar núcleos estables; protones y neutrones estaban en el mar de plasma caliente. También, todo el Universo observable podría tener un radio que en la órbita del Sol de hoy, podríamos rodear las siete sistemas estelares más cercanos, con la más distante siendo Ross 154.
Una vez que el radio del Universo fue el radio de la Tierra y el Sol, el cual sucedió cuando el Universo era de una billonésima (10^-12) de segundo. La expansión del Universo en ese momento era 10 ^29 veces la que es hoy.
Si queremos regresar en el tiempo más allá, a propósito, cuando la inflación primigenia, llegó a finalizar dando nacimiento al Big Bang. Queremos extrapolar nuestro Universo de regreso a la singularidad, pero la inflación se hace necesaria para que disperse la materia completamente lejos. Por el contrario, esta es reemplazada con un periodo de expansión exponencial de longitud indeterminada en el pasado, y esta llega a terminar dando nacimiento a un estado caliente, denso, y expansivo que identificamos como el nacimiento del Universo que conocemos. Estamos conectados a esa pequeña fracción de segundo de la inflación, de alguna manera entre 10^-30 y 10^-35 segundos valiosa. Cualquiera que sea el tiempo que tome, la inflación termina y el Big Bang comienza, allí es donde necesitamos conocer el tamaño del Universo.
La evolución del Universo tal y como la conocemos y que tomó 13,8 miles de millones de años, donde está implícito un desarrollo desde un estado mucho más pequeño, más calientes y más denso. Crédito de la imagen: NASA.
Otra vez, este es el Universo observable; el verdadero “tamaño del Universo” es seguramente mucho más grande que lo que podemos ver, pero del que no conocemos mucho. Nuestros mejores limites, provienen del SDSS (Sloan Digital Sky Survey){i} y del satélite Planck, que nos dicen que el Universo se curva sobre sí mismo y se cierra, la parte que podemos ver es indistinguible del “no curvado” que es al menos 250 veces el tamaño del radio de la parte observable.
Realmente, este podría parecer infinito en extensión, y cualquier cosa que el Universo haya sido en los primeros estadios de inflación estos son desconocidos para nosotros, con una parte de la última fracción de un segundo siendo limpiada de lo que podemos observar por la naturaleza de la inflación misma. Pero estamos hablando del Universo observable, y no sabemos donde solo somos capaces de acceder a algun lugar entre 10^-30 y 10^-35 segundos de la inflación antes de que el Big Bang sucediera, entonces conocemos que el Universo observable esta entre 17 centímetros (para la versión de1 10^-35) y 168 metros (para la versión de1 10^-30) en tamaño en el comienzo de un estado lo más caliente y denso que llamamos Big Bang.
El tamaño del Universo era del tamaño de un balón de fútbol con el que juega un niño Irakí y un soldado del cuerpo hospitalario de los US Marines. Crédito de la imagen: Gunnery Sgt. Chago Zapata
La respuesta más pequeña concebible – 17 centímetros – es cercana al tamaño de un balón de fútbol! El Universo no pudo haber sido más pequeño que esto, por la restricción que tenemos del Fondo Cósmico de Microondas (CMB Cosmic Microwave Background-- la más pequeña de las fluctuaciones -- ) que determina esto. Y así es muy probable que el Universo hubiera sido sustancialmente más grande que esto, pero nunca lo sabremos, por que todo lo que podemos observar es el limite más pequeño del tamaño actual del Universo.
Así que tan grande fue el Universo cuando nació? Si los mejores modelos de la inflación están correctos, entre el tamaño de una cabeza humana y el de un edificio que cubre una cuadra de una ciudad. Solo dele el tiempo -- de 13,8 miles de millones de años en nuestro caso-- y usted obtendrá el Universo que vemos hoy.
-------------
{i} Sloan Digital Sky Survey o SDSS es un proyecto de investigación del espacio mediante imágenes en el espectro visible y de corrimiento al rojo, realizada en un telescopio específico de ángulo amplio y de 2,5 metros situado en el observatorio Apache Point de Nuevo México y comenzada en 2000.
El nombre ha sido tomado de la fundación Alfred P. Sloan, y pretende cartografiar una cuarta parte del cielo visible, obtener observaciones acerca de 100 millones de objetos y el espectro de un millón de objetos.
El Universo está ahí, esperando que los descubras
Una visión ultra-profunda de las galaxias a miles de millones de años luz de distancia en el distante Universo. Crédito de la imagen: NASA, ESA, R. Windhorst, S. Cohen, and M. Mechtley (ASU), R. O’Connell (UVa), P. McCarthy (Carnegie Obs), N. Hathi (UC Riverside), R. Ryan (UC Davis), & H. Yan (tOSU)
Original de Ethan Siegel, MAR 24, 2017
Las opiniones son exclusivas del autor original.
Usted podría pensar que el Universo es infinito, y para ser honestos, este podría ser realmente infinito, pero hemos creído siempre que no lo es con seguridad. Gracias al Big Bang – el hecho de que el Universo tuvo un nacimiento, o que podemos solo regresar atrás una cantidad de tiempo determinada – y el hecho de que la velocidad de la luz es finita, estamos limitados en la cantidad de Universo que podemos observar. Para este momento del día de hoy, el Universo observable de 13,8 miles de millones de años, se extiende por 46,1 miles de millones de años luz en todas las direcciones desde donde estamos nosotros. Entonces, que tamaño tenía hace 13,8 miles de millones de años? Miremos al Uiverso y veamos que hallamos.
El cúmulo de galaxias de Hércules contiene una gran concentración de galaxias a muchos cientos de millones de años luz de distancia. Crédito de la imagen: ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: OmegaCen/Astro-WISE/Kapteyn Institute
Cuando observamos las distantes galaxias, tan lejos como nuestros telescopios puedan alcanzar, hay algunas cosas que son fáciles de medir, incluyendo:
Lo que es el corrimiento hacía el rojo, o que tanto la luz está corrida respecto al marco de inercial de referencia.
Que tan brillante parce ser, o que tanta luz puede ser medida de un objeto a una gran distancia.
Y que tan grande parece ser, o cuantos grados angulares ocupa en el firmamento.
Estos son muy importantes, debido a que si conocemos cual es la velocidad de la luz (una de las pocas cosas que conocemos exactamente), y así cuan intrínsecamente cada brillante o gran objeto que estamos viendo (los cuales pensamos que conocemos; mas en un segundo), entonces podemos usar esta información toda junta para saber que tan lejos esta cualquier objeto.
Las candelas estándar (L) y los patrones estándar (R) son dos técnicas diferentes que usan los astrónomos para medir la expansión del espacio en varias distancias/tiempos en el pasado. Crédito de la imagen: NASA/JPL-Caltech
En realidad, podemos solo hacer un estimativo de cuan brillante es un objeto realmente, debido a que hay conjeturas que van con esto. Si usted ve una supernova apagándose en una galaxia distante, usted asume que usted sabe intrínsecamente el brillo de una supernova basada en las supernovas cercanas que usted ha visto, pero usted también asume que los ambientes en los cuales las supernovas se produjeron son similares, la supernova misma es similar, y que no hubo nada entre usted y la supernova que cambió la señal que usted ha recibido. Los astrónomos llaman estas tres clases de efectos evolución (si mas viejos/más distantes los objetos son intrínsecamente diferentes), ambiental (si las localizaciones de estos objetos difieren significativamente de donde usted piensa que ellos están) y extinción (si algo como el polvo bloquea la luz) afecta, en adición a efectos que quizás no sean conocidos y que están en juego.
La historia del Universo, tan lejos atrás en el tiempo podemos ver con una variedad de herramientas y telescopios, hasta la más profunda actual del SDSS. Crédito de la imagen: Sloan Digital Sky Survey
Pero si estamos en lo correcto en cuanto al brillo intrínseco (o el tamaño) de un objeto que vemos, entonces basados en una relación simple brillo/distancia, podemos determinar cuan lejos esos objetos se encuentran. Además mediante la medición del corrimiento al rojo, podemos aprender que tanto se ha expandido el Universo sobre el tiempo que ha viajado la luz hasta nosotros. Y así debido a que hay una relación entre materia-y-energía y el espacio-y-el tiempo – la cosa exacta que la Relatividad General de Einstein nos proporciona – podemos usar esta información para resolver las diferentes combinaciones
de todas las diferentes formas de materia-y-energía presentes en el Universo hoy.
Pero esto no es todo!
Nuestras mejores mediciones de las proporciones de la materia obscura, la materia normal y la energía obscura en el Universo de hoy. Crédito de la imagen: European Space Agency.
Si usted sabe de que está hecho su Universo el cual es:
- 0,01%— Radiación (fotones)
- 0,1%— Neutrinos (masivos, pero ~ 1 millón de veces más ligeros que los electrones.
- 4,9%— Materia normal, incluyendo planetas, estrellas, galaxias, gas, polvo, plasma, y agujeros negros.
- 27%— Materia obscura, un tipo de materia que interactúa gravitatoriamente pero es diferente de todas las partículas del Modelo Estándar.
- 68%— Energía obscura, la cual causa la expansión del Universo se acelere.
Usted puede usar esta información para extrapolar hacía atrás en el tiempo hasta cualquier punto en el pasado del Universo, y así hallar ambos las diferentes mezclas de densidad de energía cuando retrocedemos sí también cuan grande era en cualquier punto de su desarrollo. Debido a cuan ilustrativos ellos se presentan los presentaré en escala logarítmica para que los vea.
La importancia relativa de los diferentes componentes de la energía del Universo en varios periodos de tiempo del pasado. Crédito de la imagen: E. Siegel
Como puede ver, la energía obscura puede ser importante hoy, pero esto esto es de un muy reciente desarrollo. Para la mayoría de los primeros 9 mil millones de años de la historia de la materia del Universo. Pero para los primeros pocos miles de años, la radiación (en forma de fotones y neutrinos) fueron incluso más importantes que la materia!
Yo traigo a colación esto, debido a que estos diferentes componentes, radiación, materia, y energía obscura, todas afectaron la expansión del Universo diferencialmente. Incluso aun cuando sabemos que el Universo tiene 46,1 miles de millones de años luz en cualquier dirección hoy, necesitamos saber la combinación exacta de que tenemos en cada época en el pasado para calcular que tan grande era en un momento dado. Aquí esta como el lucia.
El tamaño del Universo (eje-y, en años luz) contra la edad del Universo (eje-x, en años) en las escalas logarítmicas. Algunos tamaños y tiempos peldaños son marcados, como se considera apropiado. Crédito de la imagen: E. Siegel
He aquí uno hitos divertidos, que nos llevan tiempo atrás y que usted podría apreciar:
El diámetro de la Vía Láctea es de 100.000 años luz el Universo observables tuvo este radio, cuando tenía 3 años de edad aproximadamente.
Cuando el Universo tenía un año de edad, era más caliente y denso que lo que es ahora. Esto significa que la temperatura era de más de 2 millones Kelvin.
Cuando el Universo tenía un segundo de edad, este era demasiado caliente para formar núcleos estables; protones y neutrones estaban en el mar de plasma caliente. También, todo el Universo observable podría tener un radio que en la órbita del Sol de hoy, podríamos rodear las siete sistemas estelares más cercanos, con la más distante siendo Ross 154.
Una vez que el radio del Universo fue el radio de la Tierra y el Sol, el cual sucedió cuando el Universo era de una billonésima (10^-12) de segundo. La expansión del Universo en ese momento era 10 ^29 veces la que es hoy.
Si queremos regresar en el tiempo más allá, a propósito, cuando la inflación primigenia, llegó a finalizar dando nacimiento al Big Bang. Queremos extrapolar nuestro Universo de regreso a la singularidad, pero la inflación se hace necesaria para que disperse la materia completamente lejos. Por el contrario, esta es reemplazada con un periodo de expansión exponencial de longitud indeterminada en el pasado, y esta llega a terminar dando nacimiento a un estado caliente, denso, y expansivo que identificamos como el nacimiento del Universo que conocemos. Estamos conectados a esa pequeña fracción de segundo de la inflación, de alguna manera entre 10^-30 y 10^-35 segundos valiosa. Cualquiera que sea el tiempo que tome, la inflación termina y el Big Bang comienza, allí es donde necesitamos conocer el tamaño del Universo.
La evolución del Universo tal y como la conocemos y que tomó 13,8 miles de millones de años, donde está implícito un desarrollo desde un estado mucho más pequeño, más calientes y más denso. Crédito de la imagen: NASA.
Otra vez, este es el Universo observable; el verdadero “tamaño del Universo” es seguramente mucho más grande que lo que podemos ver, pero del que no conocemos mucho. Nuestros mejores limites, provienen del SDSS (Sloan Digital Sky Survey){i} y del satélite Planck, que nos dicen que el Universo se curva sobre sí mismo y se cierra, la parte que podemos ver es indistinguible del “no curvado” que es al menos 250 veces el tamaño del radio de la parte observable.
Realmente, este podría parecer infinito en extensión, y cualquier cosa que el Universo haya sido en los primeros estadios de inflación estos son desconocidos para nosotros, con una parte de la última fracción de un segundo siendo limpiada de lo que podemos observar por la naturaleza de la inflación misma. Pero estamos hablando del Universo observable, y no sabemos donde solo somos capaces de acceder a algun lugar entre 10^-30 y 10^-35 segundos de la inflación antes de que el Big Bang sucediera, entonces conocemos que el Universo observable esta entre 17 centímetros (para la versión de1 10^-35) y 168 metros (para la versión de1 10^-30) en tamaño en el comienzo de un estado lo más caliente y denso que llamamos Big Bang.
El tamaño del Universo era del tamaño de un balón de fútbol con el que juega un niño Irakí y un soldado del cuerpo hospitalario de los US Marines. Crédito de la imagen: Gunnery Sgt. Chago Zapata
La respuesta más pequeña concebible – 17 centímetros – es cercana al tamaño de un balón de fútbol! El Universo no pudo haber sido más pequeño que esto, por la restricción que tenemos del Fondo Cósmico de Microondas (CMB Cosmic Microwave Background-- la más pequeña de las fluctuaciones -- ) que determina esto. Y así es muy probable que el Universo hubiera sido sustancialmente más grande que esto, pero nunca lo sabremos, por que todo lo que podemos observar es el limite más pequeño del tamaño actual del Universo.
Así que tan grande fue el Universo cuando nació? Si los mejores modelos de la inflación están correctos, entre el tamaño de una cabeza humana y el de un edificio que cubre una cuadra de una ciudad. Solo dele el tiempo -- de 13,8 miles de millones de años en nuestro caso-- y usted obtendrá el Universo que vemos hoy.
-------------
{i} Sloan Digital Sky Survey o SDSS es un proyecto de investigación del espacio mediante imágenes en el espectro visible y de corrimiento al rojo, realizada en un telescopio específico de ángulo amplio y de 2,5 metros situado en el observatorio Apache Point de Nuevo México y comenzada en 2000.
El nombre ha sido tomado de la fundación Alfred P. Sloan, y pretende cartografiar una cuarta parte del cielo visible, obtener observaciones acerca de 100 millones de objetos y el espectro de un millón de objetos.