BB Tema4

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BB Tema4

  1. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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. 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

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