13050105edaduniverso

La edad del Universo, de acuerdo con la Teoría del Big Bang, es el tiempo transcurrido desde el Big Bang hasta el presente. El consenso de los científicos contemporáneos es sobre 13.600.000.000 años (trece mil seiscientos millones).

El modelo más prudente (y ampliamente aceptado) de la formación del Universo es el Big Bang, el cual no especula sobre qué puede haber existido "antes" (o incluso si esta pregunta adquiere sentido). Sin embargo hay alternativas. En algunos modelos cosmológicos (como la Teoría del Estado Estacionario o el Universo estático) donde no hay Big Bang y el Universo tiene edad infinita: sin embargo, los científicos contemporáneos consensuan que las pruebas observacionales irrefrenablemente apoyan la ocurrencia de un Big Bang. Hay también modelos cosmológicos (como el modelo cíclico) en el que el Universo ha existido siempre pero ha sufrido una serie repetida de Big Bangs y Big Crunchs. Si estos modelos son correctos, entonces la edad del Universo descrita en este artículo se puede tomar como el tiempo desde el último Big Bang.

Hay siempre una ambigüedad en la relatividad especial y la relatividad general definiendo de forma precisa que se entiende por tiempo entre dos eventos. En general, el tiempo propio medido por un reloj depende de su estado de movimiento. En la métrica FLRW generalmente se toma para describir el Universo, la medida preferida de tiempo es la coordenada del tiempo (t) que aparece en la métrica.

Esto es, el Universo tiene unos 13.700 millones de años, con una incertidumbre de 200 millones de años. Sin embargo, esta edad está basada en la suposición de que el modelo utilizado en el proyecto es correcto; otros métodos de estimación de la edad del Universo podrían dar edades diferentes.

Esta medida está realizada utilizando la localización del primer pico acústico en el espectro de potencia de la radiación de fondo de microondas para determinar el tamaño de la superficie desacople (tamaño del Universo en el momento de la recombinación). El tiempo de viaje de la luz a esta superficie (dependiendo de la geometría utilizada) produce una edad fiable para el Universo. Asumiendo la validez de los modelos utilizados para determinar esta edad, la precisión residual proporciona un margen de error cercano al 1%.

La edad del Universo puede determinarse midiendo la constante de Hubble actual y extrapolando hacia atrás en el tiempo con los valores observados de los parámetros de densidad (O). Antes del descubrimiento de la energía oscura, se creía que el Universo era dominante en materia y así O en este gráfico se corresponde con Ω_m. Nótese que la aceleración de la expansión del Universo fue la era más larga, mientras que el Big Crunch del Universo fue la edad más corta.

El problema de determinar la edad del Universo está más cerca del problema de determinar los valores de los parámetros cosmológicos. Hoy esto está ampliamente superado en el contexto del modelo ΛCDM, donde se asume que el Universo contiene materia normal (bariónica), materia oscura fría, radiación (protones y neutrinos) y una constante cosmológica. La contribución fraccional de cada densidad de energía actual del Universo viene dado por los parámetros de densidad Ω_m, Ω_r y Ω_Λ. El modelo completo ΛCDM está descrito por otros parámetros, pero para el propósito del cálculo de la edad del Universo, estos tres, junto con la constante de Hubble H₀ son los más importantes.

Si una de las medidas de estos parámetros fuera exacta, entonces la edad del Universo se podría determinar usando la ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona la tasa de cambio en el factor de escala a(t) con la materia total del Universo. Dando la vuelta a esta relación, podemos calcular el cambio en el tiempo por los cambios en el factor de escala y así calcular la edad total del Universo integrando esta fórmula. La edad t₀ está entonces dada por una expresión de la forma:

Dónde la función F() depende sólo de la contribución fraccional del contenido de la energía del Universo que viene de varios componentes. La primera observación que uno puede hacer de esta fórmula es que es el parámetro Hubble el que controla la edad del Universo, con una corrección procedente del contenido de materia y energía. Así se puede hacer una estimación aproximada de la edad del Universo como el inverso del parámetro de Hubble,

El valor del factor de corrección de la edad F es mostrado como función de dos parámetros cosmológicos: la densidad de materia fraccional actual Ω_m y la constante cosmológica de densidad Ω_Λ. Los valores más exactos de estos parámetos se muestran en la caja de la parte superior izquierda, la materia dominante del Universo se muestra con la estrella en la parte inferior derecha.

Para obtener un número más exacto, se tiene que calcular el factor de corrección F(). En general tiene que hacerse numéricamente y el resultado para un rango de parámetros cosmológicos se muestra en la figura. Para los valores WMAP (Ω_m, Ω_Λ) = (0.266, 0.732), mostrados en la caja de la parte superior izquierda de la figura, este factor de corrección es muy próximo a uno: F = 0.996. Para un Universo plano sin constante cosmológica, mostrado con la estrella en la esquina inferior derecha, F = 2 / 3 es mucho menor y así en Universo es más joven para un valor fijo del parámetro de Hubble. Para hacer esta figura, Ω_r es considerada como constante (rudamente equivalente a mantener la temperatura del fondo de radiación de fondo de microondas constante) y el parámetro de densidad de curvatura está fijado por el valor de los otros tres.

El WMAP fue el instrumento utilizado para establecer una edad exacta del Universo, aunque otras medidas tienen que ser tomadas en cuenta para obtener el número exacto. Las medidas del fondo de radiación de microondas son muy buenas para acotar la materia contenida Ω_m y el parámetro de curvatura Ω_k. No es tan sensible a Ω_Λ directamente, parcialmente porque la constante cosmológica sólo llega a ser importante en pequeños corrimientos al rojo. Las determinaciones más exactas del parámetro Hubble H₀ vienen de las supernovas de tipo SNIa. Combinando estas medidas conducen a un valor generalmente aceptado para la edad del Universo citado arriba.

La constante cosmológica hace que el Universo "anciano" para valores fijos de otros parámetros. Esto es significativo, ya que la constante cosmológica está aceptada generalmente, el modelo del Big Bang tendría dificultades explicando el por qué de los cúmulos globulares en la Vía Láctea parece estar lejos de la edad del Universo calculada del parámetro Hubble y un Universo de sólo materia. Introduciendo la constante cosmológica permite al Universo ser más viejo que estos cúmulos, así como explicar otras características que el modelo cosmológico de solo materia no puede.

Algunos estudios recientes de gran controversia demuestran que el ciclo CNO es dos veces más lento de lo que previamente se creía, llegando a la conclusión de que el Universo podría ser mil millones de años más viejo (unos 15.000 millones de años) que las estimaciones anteriores.

El cálculo de la edad del Universo es sólo exacto si las suposiciones de los modelos utilizados son también exactas. Estas se conocen como suposiciones fuertes y esencialmente implica deshacer los errores potenciales en otras partes del modelo para obtener la exactitud de los datos observacionales actuales directamente en resultados concluidos. Aunque este no es un procedimiento totalmente válido en ciertos contextos, debería notarse que la advertencia, "basado en el hecho de asumir el modelo subyacente utilizado es correcto", entonces la edad dada es aproximada al error especificado (ya que este error representa el error del instrumental utilizado para formar la entrada de datos sin formato del modelo).

La edad del Universo basada en el "mejor ajuste" a los datos WMAP es "sólo" 13.4±0.3 Gyr (el número ligeramente superior de 13.7 incluye algunos otros datos mezclados). Este número representa la primera medida "directa" exacta de la edad del Universo (otros métodos típicamente involucran la ley de Hubble y la edad de las estrellas más viejas en los cúmulos globulares, etc). Es posible utilizar métodos diferentes para determinar el mismo parámetro (en este caso, la edad del Universo) y llegar a respuestas diferentes sin solapamiento en los "errores". Para abordar el problema de la mejor manera posible, es común mostrar dos conjuntos de incertidumbres: una relacionada con las medidas actuales y la otra con los errores sistemáticos del modelo que se está usando.

Un componente importante para el análisis de datos utilizado para determinar la edad del Universo (p.ej desde el WMAP) es por tanto es utilizar un análisis bayesiano, que normalizaba el resultado basado en suposiciones (p.ej. modelo). Esto cuantifica cualquier incertidumbre en la precisión de una medida debido al modelo utilizado.

La edad de los elementos químicos puede ser estimada utilizando las propiedades de la desintegración radiactiva. Las edades mejor definidas que se pueden determinar por este método son las transcurridas desde la solidificación de una muestra de roca. Cuando una roca se solidifica, los elementos químicos frecuentemente se separan en diferentes tipos de fragmentos cristalinos. Por ejemplo, el sodio y el calcio son elementos bastante comunes, pero su comportamiento químico es bastante diferente, por lo que uno los encuentra en diferentes granos de una roca.

El rubidio y el estroncio son elementos más pesados que se comportan químicamente del mismo modo que el sodio y el calcio. El Rb-87 se desintegra produciendo Sr-87 con una vida media de 47 mil millones de años. Y existe otro isótopo del estroncio, Sr-86 que no se produce en la desintegración del rubidio. El isótopo Sr-87 es llamado radiogénico porque puede ser producido por desintegración radiactiva, mientras que el Sr-86 sería no-radiogénico. El Sr-86 se usa para determinar la fracción de Sr-87 producida por desintegración radiactiva. Esto se consigue representando la fracción Sr-87/Sr-86 frente a la fracción Rb-87/Sr-86.

Cuando una roca se forma por primera vez, los diferentes granos que cristalizan tienen un amplio rango de proporciones Rb-87/Sr-86, mientras que la proporción Sr-87/Sr-86 es la misma en todos porque los procesos de diferenciación químicos no diferencian entre isótopos del mismo elemento. Después de que la roca se ha mantenido sólida por muchos miles de millones de años, una fracción de Rb-87 se desintegrará en Sr-87. Entonces, la proporción Sr-87/Sr-86 será mayor en granos con una proporción mayor Rb-87/Sr-86. Si hacemos un ajuste lineal de diferentes medidas obtenidas de diferentes minerales de la roca de la siguiente manera

siendo x el número de vidas medias durante las que la roca se ha mantenido sólida.

Cuando este método se aplica a rocas de la superficie terrestre, las más viejas datan de unos 3.8 mil millones de años atrás. Aplicado a meteoritos se obtienen valores tan altos como 4.56 mil millones de años. Esto determina perfectamente la edad del Sistema Solar

Cuando se aplica a un sistema en evolución como el gas presente en la Vía Láctea, la precisión del método no es tan buena. Uno de los problemas es que no hay separación en granos con diferente cristalización, por lo que deben usarse los valores absolutos de las proporciones de isótopos en lugar de la pendiente del ajuste lineal. Esto hace que sea necesario conocer la cantidad exacta de cada isótopo que estaba originalmente presente, por lo que se necesita un modelo preciso de la producción de elementos. Un par de isótopos que ha sido usado es el Resnio y el Osmio: en particular, el Re-187 se desintegra en Os-187 con una vida media de 40 mil millones de años. Parece ser que un 15% del Re-187 se ha desintegrado, lo que nos lleva a una edad de 8 a 11 mil millones de años. Pero ésta es sólo la edad media de formación de la materia que forma el Sistema Solar, y ningún Resnio u Osmio se ha producido por al menos 4.56 mil millones de años. Por eso necesitamos un modelo de cuándo fueron producidos los elementos. Si todos los elementos fueron producidos muy pronto después del Big Bang, entonces la edad del universo debería rondar los t₀= 8-11 mil millones de años. Pero si los elementos son producidos continuamente a una tasa constante, entonces la edad media de la materia del Sistema Solar es

Un artículo muy interesante de Cowan et al. (1997, ApJ, 480, 246 ó Cowan et al. 1998) discute la abundancia de Torio en una estrella vieja del halo. Normalmente no es posible medir las abundancias de isótopos radiactivos en otras estrellas porque las líneas espectrales son demasiado débiles. Pero en la estrella CS 22892-052, pueden verse las líneas del Torio debido a que las del hierro son muy débiles. La fracción Th/Eu en esta estrella es 0.219, comparado con el 0.369 que se mide en el Sistema Solar hoy en día. El Torio se desintegra con una vida media de 14.05 Gyr, por lo que el Sistema Solar se formó con una fracción Th/Eu = 2^4.6/14.05 × 0.369 = 0.463. Si la estrella CS 22892-052 se formó con la misma fracción Th/Eu, la edad estimada de la estrella es de 15.2±3.5 Gyr. En realidad, la estrella debería se ligeramente más vieja debido a que alguna cantidad de Torio que podría haber formado parte del Sistema Solar se desintegró antes de que el Sol se formara, y esta corrección dependerá de la historia de nucleosíntesis en la Vía Láctea. Sin embargo, ésta es una medida interesante porque es independiente de métodos basados en la evolución de la Secuencia Principal.

Mientras las estrellas convierten hidrógeno en helio en sus núcleos, éstas caen en una misma banda en el diagrama H-R: la Secuencia Principal. Puesto que la luminosidad de una estrella varía con su masa M como M³ ó M⁴, la vida de una estrella en la secuencia principal varía como t = const×M/L = k×L^-0.7. Así, si uno mide la luminosidad de las estrellas más luminosas de la secuencia principal, uno consigue un límite superior para la edad del cúmulo:

Éste es un límite superior porque la ausencia de estrellas más brillantes que las observadas (L_max) podría deberse a que ninguna estrella se ha formado en el rango apropiado de masas. Pero en cúmulos con miles de estrellas, tal salto en la función de masa es bastante improbable, y una buena estimación de la edad estará dada por la relación anterior. Chaboyer, Demarque, Kernan and Krauss (1996, Science, 271, 957) han aplicado esta técnica a cúmulos globulares y han encontrado que la edad del Universo es mayor que 12.07 Gyr con un 95% de confianza. Estos investigadores dicen que la edad es proporcional a uno entre la luminosidad de las estrellas RR Lyrae que son usadas para determinar la distancia al cúmulo globular. Chaboyer (1997) da una mejor estimación de 14.6±1.3 Gyr para la edad de los cúmulos globulares. Pero recientemente, los resultados de Hipparcos muestran que los cúmulos globulares están más lejos de lo que previamente se pensaba, por lo que sus estrellas son más luminosas. Gratton et al. calculan edades entre 11 y 13 Gyr, y Chaboyer et al. deducen 11.5±1.7 Gyr para la edad media de los cúmulos globulares más viejos

Una enana blanca es un objeto estelar que es tan pesado como el Sol pero que tiene un radio como el de la Tierra. La densidad media de una enana blanca es un millón de veces mayor que la del agua. Estas estrellas moribundas se forman en el centro de las gigantes rojas, pero no son visibles hasta que la envoltura de la gigante es expulsada al espacio. Cuando esto ocurre, la radiación ultravioleta que proviene del núcleo estelar ioniza el gas circundante y produce una nebulosa planetaria. La envoltura de la estrella continúa alejándose del núcleo central hasta que se hace invisible, abandonando el núcleo residual caliente que se conoce como enana blanca. Las enanas blancas brillan sólo de su calor residual. Las enanas blancas más viejas serán también más frías y así brillarán de forma más débil. Observando por tanto enanas blancas poco brillantes, se puede estimar el periodo por el que la estrella se ha estado enfriando. Oswalt, Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382, 692) han utilizado este método para estimar la edad del disco de la Vía Láctea en 9.5+1.1-0.8 Gyr. La edad del Universo es al menos 2 Gyr mayor que este valor, unos 11.5 Gyr.

Es importante observar que aunque los intervalos de error son considerables, es bastante impresionante que métodos tan diferentes sean consistentes entre sí, situando la edad del universo entre los 10 y los 18.7 Gyr.

Método	valor (eones)	referencia
Abundancia de uranio en la estrella de baja metalicidad CS 31082001	>12.5±3	Cayrel et al. 2001
Abundancia de Torio en la estrella del halo CS 22892-052	> 15±4	Cowan et al. (1997, ApJ, 480, 246) Cowan et al. 1998
Cúmulos globulares	>12±1 >11.5±1.7 13.5±1.5 12.6 ^+3.4_-2.2	Gratton et al.1997 Chaboyer et al.1997 Krauss & Chaboyer 2001 Krauss, L.M., and Chaboyer, B, 2003, Science, 299, 65
edad de las enanas blancas más viejas	>9.5^+1.1_-0.8 >12-13	Oswalt, Smith, Wood and Hintzen (1996, Nature, 382, 692) Hansen 2002
Combinación de medidas de la proporción ²³⁸U:²³²Th en el Sistema Solar y en estrellas viejas y de baja metalicidad	14.5^+2.8_-2.2	Dauphas (2005, Nature, 435, 1203)
Análisis estadístico de las medidas disponibles	12.7⁺³_-2 13 ± 3 13.4^+1.4_-1.0 13.7± 0.2	Krauss, L.M. 2001 Lahav 2001 Ferreras, Melchiorri & Silk 2001 Spergel et al. 2003 (WMAP)

Conclusión: todavía las medidas directas de la edad del universo son suficientemente imprecisas, pero no deja de sorprender la compatibilidad general con la estimación dinámica de alta precisión de WMAP (Spergel et al. 2003). Quizás el valor de mayor confianza viene a ser la estimación de la edad de los cúmulos globulares por diversos métodos incluyendo funciones de luminosidad, enfriamiento de enanas blancas (Hansen et al. 2002) y binarias eclipsantes (Chaboyer, B., and Krauss, L.M., 2002, ApJ, 567, L45) implican una convergencia en edades del orden de 11-13 eones, lo que dejaría al menos 1 eón para la formación de la galaxia, lo que es compatible con resultados recientes.