El problema de l'horitzó

EL PROBLEMA DE L'HORITZÓ, o el problema de la causalitat.
Aquest és considerat un dels majors problemes o mals de cap de la Cosmologia, juntament amb el problema de la planitud de l'univers.

Microwave background

El problema és en realitat un problema d'homogeneïtat extrema, i la pregunta és com és possible que l'univers és tan homogeni com és?, i particularment com és possible que la radiació còsmica de fons pot ser tan homogènia i isòtropa?, sense recórrer a l'atzar. La suposició és que tots els punts de l'univers primordial van ser "sintonitzats " entre ells per mitjà de la radiació electromagnètica irradiada per les partícules en l'univers primitiu, abans d'arribar a ser transparent.

El problema es diu "de l'horitzó" en relació amb "l'horitzó observable". El punt és que per al nostre univers en el qual es mesura l'edat de poc menys de 14000 milions d'anys i podemo veure galàxies en totes les direccions a uns 13500 milions d'anys llum, així la distància entre dues d'aquestes galàxies en extrems oposats del nostre horitzó observable una respecte a l'altra serà 27000 anys-llum, fora de l'horitzó observable, és a dir, no és possible que es vegen entre elles doncs la llum trigaria més a arribar d'una a una altra que la vida de l'univers fins ara. Igual que la llum, tota radiació electromagnètica. Eixes galaxies no estarien relacionades causalment.

Aquest és un problema en funció del ritme d'expansió de l'univers, especialment en el model d'expansió inèrcial, o el model del Big Bang clàssic(cosmological model of Einstein –; De Sitter, amb expansió desaccelerada per la gravetat), per tant, es dedueix que en el passat, aquells punts no han estat connectats causalment i no té cap sentit que tinguen les mateixes característiques.

El model de"Inflació Còsmica” (o teoria inflacionària) proposat per Guth i Andrei Linde, tracta de resoldre el problema suposant que inicialment l'univers estava connectat "causalment", and that’;va ser quan les propietats de l'univers s'anivellaren i s'aparellaren (el temps de la gran unificació). Després va venir la ràpida "inflació" (als 10-36 segons després del big bang) o ràpida expansió de l'espai, amb un creixement exponencial en la taxa d'expansió, potser causada per una suposada pressió per suposades partícules de l'espai (inflatons) o per una anormalment alta constant cosmològica, per acontinuació disminuir el ritme d'expansió i gairebé "congelar" l'univers en una situació d'homogeneïtat que s'observa ara. La taxa d'expansió seria tan alta que els objectes s'allunyen tant i tan ràpid que deixarien el nostre "horitzó observable" després d'haver estat homogeneïtzat, i així, llavors en el pas del temps i tornar a entrar aquests objectes i regions de l'espai en el nostre univers observable, els veiem amb les mateixes característiques i mateixa radiació de fons .

Evolution of universe

Però en el model clàssic del Big Bang, l'expansió inicial seria a un ritme més lent, simplement inèrcial, pel que amb el temps i per tant l'univers observable expandinse, new portions of universe that would appear in front of our eyes shouldn’;de ser amb les mateixes característiques que les properes a nosaltres. Hi ha estimacions que suggereixen que la radiació "informativa" i equalititzadora harien de ser fins a 400 vegades la velocitat de la llum per aconseguir l'homogeneïtat actual (aquesta és una altra hipòtesi explicativa, la de la velocitat de la llum variable, més alta en temps antius, Bekenstein i Joao Mägueijo).

El model d'expansió exponencial com el inflacionari, ajuda a explicar la uniformitat del fons de microones, però hi ha altres models també generalment desatesos que ho permeten.

Un d'ells és el model d'expansió lineal, es a dir. en constant expansió, en el qual es pot trobar sempre un temps passat en el que dues galàxies estan prou a prop com per haver estat comunicades entre si en el temps entre el Big Bang i aquest moment.

D'altra banda, si considerem el cas d'un univers ni obert ni infinit, es a dir, en un univers tancat i finit, com el volum d'una hipersfera, sent de mida petita en els seus temps inicials, no hi hauria cap problema de connectivitat electromagnètica entre tots els punts i per tant no hi ha problemes de causalitat. L'univers seria uniforme perquè va tindre temps per transmetre i comunicar-se entre tots els punts perquè tots ells són molt a prop uns als altres en aquells moments inicials. Almenys si és el cas d'una expansió inicial de l'univers no és molt ràpida.

Un altre model cosmològic que resol el problema de l'horitzó és el del univers cíclic o oscilant [arXiv:Astro-ph/0612243v1], en el qual els Big Bang i Big Crunch es produeixen cíclicament. En aquest cas, si no vivim al primer Big Bang, l'anterior Big Crunch podia imprimir la consistència observada en tot l'univers actual.

[Via: Cosmologia en relatividad.org]

Deixi una contestació

L'adreça electrònica no es publicarà. Els camps marcats *