NeoFronteras

Little Rip

Área: Espacio,Física — jueves, 7 de julio de 2011

Proponen modelos cosmológicos a medio camino entre el Big Rip y los de constante cosmológica.

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Todo parecía sencillo. Una vez que se pudiera calcular la densidad de masa-energía del Universo se podía saber la futura evolución del mismo. A baja densidad el Universo se expandiría por siempre con una geometría hiperbólica. A alta densidad la expansión se frenaría y el Universo terminaría por colapsar. A una densidad límite entre las dos anteriores el Universo se expandiría cada vez más lentamente en una geometría completamente plana.
En los noventa, al observar supernovas de tipo Ia, se descubrió que las cosas no eran tan sencillas y que había una energía (a la que se llamó “oscura” por ser desconocida) que rellanaba todo el espacio y que estaba haciendo que el Universo acelerara su expansión. Se estima que un poco más del 70% del Universo está constituido por energía oscura.
Las medidas que se hicieron y se hacen sobre este tipo de estrellas no permiten de momento saber cómo fue la expansión hace mucho tiempo, por lo que deja margen de maniobra a la hora de especular sobre la naturaleza de la energía oscura y sus efectos.
Una posible solución es decir que la energía oscura es inherente al propio espacio-tiempo, así que según se expande el Universo y aumenta el espacio, la energía oscura aumenta al permanecer su densidad constante. Pero esto, tal cual, no está permitido tal cual por la Termodinámica, pues significaría una creación de energía de la nada. La solución es que la energía oscura tenga una presión negativa que sea inherente a la expansión (para los detalles de esto consultar el apéndice de este artículo).
La energía oscura se puede caracterizar entonces por la ecuación de estado wDE=pDEDE, en donde pDE y ρDE son la presión y densidad de energía oscura (Dark Energy) respectivamente.
Si la energía oscura fuera la famosa constante cosmológica de Einstein tendríamos que w=-1. Si es así el Universo se expandirá cada vez más rápido, las galaxias lejanas escaparán del horizonte observacional y en nuestro caso sólo quedará una galaxia local formada por la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda, que se ha denominado Lactómeda, suspendida en un inmenso espacio vacío.
En este caso la energía oscura es constante y, pese a que se crea espacio y que esto se hace cada vez más deprisa, la gravedad sigue ganando a nivel local si hay suficiente materia. No es un destino catastrófico.
Pero las observaciones no eliminan la posibilidad de que w sea menor que -1. Si es así entonces la densidad de energía oscura aumenta según aumenta el factor de escala a (el factor de escala nos da una idea la expansión relativa entre dos puntos) y tanto a como la densidad de energía oscura terminan siendo infinitas en un tiempo finito. Es lo que se denomina Big Rip o Gran Desgarrón. Este desgarrón destruye cualquier estado ligado (galaxias, sistemas solares, estrellas, planetas, átomos) y hasta las partículas elementales son destruidas en esa singularidad.
Incluso se ha sugerido que la vida finita del Universo en este modelo proporciona una explicación a la aparente coincidencia entre los valores actuales de la densidad de materia y densidad de energía oscura.
Este escenario de energía fantasma puede ser realmente tenebroso. Incluso para valores de sólo w=-1.5 el Big Rip puede llegar en sólo 22 Gy (Giga-años o miles de millones de años).
Pero hay más escenarios posibles. Si la densidad de energía oscura decrece en el tiempo entonces la aceleración del Universo puede incluso cesar si se alcanza w=-1/3. Este tipo de Universo sería más benigno para la posible vida que quede.
Aunque que w(a) se mantenga menor que -1 según el factor de escala (a) aumenta en el futuro es una condición necesaria para que se de una singularidad futura, no es suficiente. Si w se aproxima a -1 lo suficientemente rápido entonces es posible idear modelos en los que ρ aumenta más rápidamente que los modelos no singulares habituales y menos rápidamente que los modelos singulares, pero que den lugar, de todos modos, a la disolución de toda estructura ligada en algún momento del futuro.
Esto es precisamente lo que han analizado Paul H. Frampton y sus colaboradores en un estudio reciente. Han creado modelos que denominan Little Rip.
Así por ejemplo, en uno de sus modelos Little Rip se llega a la desintegración del sistema Sol-Tierra en 800 Gy (Giga-años) y en otro en sólo 146 Gy. Este tipo de modelos producen una desintegración tanto después como antes que los modelos Big Rip dependiendo de los valores exactos de cada modelo. Así por ejemplo, la disociación de sistema Sol-Tierra se da en 11000 Gy si w= -1.001 en una de sus ecuaciones.
En resumen, el los modelos Big Rip el factor de escala y la densidad divergen en una singularidad futura. En los modelos de constante cosmológica no se produce dicha divergencia ni se da la desintegración porque la densidad de energía oscura permanece constante.
Los modelos Little Rip “interpolan” entre esos dos casos y puede ser representado matemáticamente como una secuencia infinita en donde el Big Rip y el modelo de constante cosmológica son sus límites superior e inferior.
Físicamente, en estos modelos Little Rip ni el factor de escala ni la densidad llegan a infinito en tiempo finito, pero, sin embargo, tarde o temprano dan lugar a la desintegración de toda estructura en un tiempo finito.
Lo malo es que las actuales observaciones no nos pueden decir mucho acerca de en qué situación nos encontramos. Los valores actuales medidos para w no nos dicen mucho. Las medidas de supernova Ia fuerzan a los modelos Big Rip o Little Rip a entrar en un espacio de parámetros en los que son prácticamente indistinguibles de los modelos de constante cosmológica, incluso aunque en un futuro lejano puedan tener un comportamiento muy diferente.
Se ha llegado a proponer un modelo cíclico que requiere sólo una desintegración pero no una singularidad. Este tipo de modelo es posible dentro del marco de los modelos Little Rip en lugar de los de Big Rip y solventa algunos problemas de entropía y evita la formación de un agujero negro final que impida el rebote.
En definitiva, todavía no sabemos el fin último del Universo. Y la pregunta es si realmente lo podremos saber algún día.

Copyleft: atribuir con enlace a http://neofronteras.com/?p=3549

Fuentes y referencias:
Artículo en ArXiv.
Estudio apoya la energía oscura.
Habrá Cosmología en Lactómeda.
Proponen detectar directamente la energía oscura.
Confirman energía oscura por otra vía.
Confirman existencia de la energía oscura.
¿Cómo detectar la energía oscura?
Otro modelo elimina la necesidad de energía oscura.
Estructura de queso y energía oscura.
Cúmulos galácticos y energía oscura
¿Y si la energía oscura no existe?
¿Es la energía oscura una ilusión?
Nuevo modelo elimina la necesidad de energía oscura
La energía oscura y la constante cosmológica.
Ilustración: Lynette Cook.

Salvo que se exprese lo contrario esta obra está bajo una licencia Creative Commons.
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3 Comentarios

  1. lluís:

    El artículo dice que esos modelos “little rip” solventan algunos problemas de entropía.¿algunos?.¿cuales?.Porque uno se hace la siguente reflexión-acaso errónea-:por un lado si la energía oscura(que a su vez y según la famosa ecuación de Einstein,tambien debe gravitar, por aquello de la equivalencia masa-energía,toda masa o toda energía gravita)implica una aceleración de la velocidad de expansión del universo, esto, al menos,en principio, parecería oponerse a la idea de entropía que aumenta incesantemente y “aspira” a alcanzar su máximo, con lo cual no podría proporcionar un trabajo como lo es el de acelerar la velocidad de expansión del universo.En resumen,¿cómo se hace para extender la idea de entropía a una expansión acelerada e infinita del Universo?.
    Saludos.

  2. NeoFronteras:

    Estimado LLuís:
    El Universo partió de un sistema altamente ordenado de baja entropía y desde entonces la entropía crece sin parar. Si hay algún tipo de rebote hay que diseñar un mecanismo para poner a cero la entropía. Si todos los estados ligados se destruyen es de suponer que la entropía se pone a cero y luego, si hay colapso, se produce un estado de baja entropía.

    Por otro lado, se pueden encontrar soluciones a las ecuaciones de Einstein en las que el espacio esté presentado por el factor de escala. No es más que una medida arbitraria de distancia que crece si hay expansión. Por eso podemos hacer Cosmología, da igual que consideremos el Universo visible, algo mayor o algo menor. Podemos usar un “radio de universo” arbitrario y ver como evoluciona en el tiempo.
    Cualquier tipo de energía gravita y la propia gravedad gravita. Las ecuaciones de Einstein están “retroalimentadas” y por eso son tan complicadas de resolver, salvo situaciones altamente simétricas.
    Ciertas soluciones, como el modelo de De Sitter de Universo, no contienen materia y sólo tienen constante cosmológica.
    Hay que considera a estos modelos Little Rip como con una especies de “constante” cosmológica que cambia en el tiempo (o según la expansión). Por eso lo de w(a), que significa que la ecuación de estado cambia con la expansión (que es función del factor de escala).
    Según como sea ese cambio, tendremos toda una familia de modelos en los que el Big Rip y el de constante cosmológica son sus extremos.

  3. Gerardo:

    es decir, ahora si puedo hacer mi prediccion apocaliptica para el 21 de Mayo del 800.000.002.011?

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