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PRINCIPIOS COSMOLÓGICOS

La ciencia que estudia la estructura del universo es la cosmología. Los físicos, matemáticos y astrónomos que se dedican a interpretar todos los fenómenos observados y explican su origen y evolución son los cosmólogos.

Para analizar las propiedades del universo en su conjunto se realizan esquemas hipotéticos de cómo sería el universo bajo ciertas condiciones llamadas modelos cosmológicos; si esos modelos son válidos podrán identificarse a través de los datos observacionales.

Los modelos cosmológicos tienen en común el siguiente postulado: el universo debe verse de la misma manera, para un observador en cualquier lugar en que se encuentre lo que se define como "principio cosmológico". Se establece así la homogeneidad del espacio. Otro postulado, más ambicioso, dice que el universo debe parecer igual a todo observador, en cualquier punto y en cualquier época, se lo conoce como "principio cosmológico perfecto".

Es la teoría del estado estacionario del universo que se desarrolló a partir de estos postulados y dice lo siguiente: el universo debe verse idéntico desde cualquier lugar y no debe experimentar cambios en el tiempo.

Como hemos mencionado el corrimiento al rojo de las galaxias verifica que el universo se expande y, por lo tanto, aumenta de tamaño; ahora bien, si la teoría del estado estacionario es válida no podría explicar dicha expansión. Si se considera que la expansión se desarrolló a lo largo de un tiempo infinitamente largo, la materia del universo habría llegado a diluirse hasta el punto de que no quedaran galaxias para observar, a menos que se hayan ido formándose continuamente otras nuevas.

Por otra parte, la materia que compone un universo en estado estacionario, debe formarse a una velocidad elevada, suficiente para que se mantuviese una densidad de materia más o menos constante; esto implica que un observador de un universo en estado estacionario detectaría en cualquier instante y lugar, un mismo número promedio de galaxias viejas y jóvenes.

Este universo exige entonces la continua creación de materia (y/o de energía); en esas condiciones el ritmo de creación de materia debería ser tan alto como para ser detectado y hasta hoy, sin embargo, no se ha logrado ninguna evidencia al respecto. Esto hace dudar sobre un estado estacionario para el universo.

Si en lugar de ambos postulados, sólo se cumple el primero (principio cosmológico), el universo sería "finito" (se ve igual en cualquier sitio, pero no en cualquier tiempo). Como está en expansión, las distancias cambian de modo continuo: a medida que se expande, los astros se separan unos de otros. En otras palabras: las dimensiones del universo varían con el tiempo; y esto implica que un modelo de universo que contemple únicamente el principio cosmológico es el de un universo en evolución. Por otro lado, al expandirse, el volumen del universo aumenta paulatinamente y por lo tanto la densidad decrece con el tiempo como fenómeno responsable de esa expansión.

Con el transcurso del tiempo, al aumentar la distancia entre los astros, la atracción gravitatoria mutua habría disminuido, reduciéndose entonces la velocidad de expansión. En otras palabras, la expansión del universo podría no haber sido siempre igual: al comienzo debió ser más rápida que la que se observa hoy.

De esta manera, es muy probable que se estuviera produciendo una desaceleración (frenado). Para determinar cómo y cuánto se frena naturalmente la expansión del universo, es necesario contar con información de cómo varían las dimensiones del universo respecto de las distancias.

El valor de la desaceleración del universo (parámetro de frenado, q) depende de dos números: la constante de Hubble y la densidad de materia en el espacio. Según sea el valor de q se explica la forma de este modelo de universo evolutivo. Pueden darse las siguientes situaciones: a) un universo cerrado: el universo detiene su expansión en el futuro, para contraerse hasta volver a acumular toda la materia en un único punto; b) un universo abierto: continuará en expansión indefinidamente; y c) un universo plano (situación intermedia entre cerrado y abierto).

Un camino para definir qué tipo de universo habitamos (situación a, b o c) es a través de la medición de la densidad de materia del universo: será plano (c) si la densidad es menor que cierto valor límite, si es mayor entonces será curvo como una esfera (a); si en cambio la densidad es menor que el valor correspondiente a (c) también es curvo, pero abierto y semejante a una silla de montar (b). Las observaciones aún no son concluyentes: muestran un valor de la densidad de materia cercano al límite. Y justamente allí aparece uno de los problemas actuales de la Cosmología: la posible existencia de materia oscura (materia no observable).

Si esa materia realmente existe, la densidad sería mayor y también aumentaría el valor de q, modificando sensiblemente la idea sobre el tipo de universo en el que nos hallamos.

Por otra parte algunas observaciones recientes sugieren que habría una aceleración del universo, en lugar de una desaceleración.

TEORÍAS Y MODELOS COSMOLÓGICOS.

Una breve historia

En 1916 Albert Einstein introducía la Teoría General de la Relatividad (TGR). La TGR era un marco teórico idóneo para el nacimiento de los primeros modelos cosmológicos. Alexander Friedmann y Georges Édouard Lemaître estudiaron de forma independiente las primeras soluciones cosmológicas de un universo en expansión. Casi simultáneamente Edwin Hubble establecía la naturaleza extragaláctica de las nebulosas y presentaba la primera evidencia de la expansión del universo. La suma de buenas ideas teóricas (la TGR) y buena tecnología (grandes telescopios como Mont Wilson) dieron comienzo a la cosmología moderna.

A finales de los treinta y principios de los cuarenta, coincidiendo con la "nueva tecnología" de la bomba atómica,  George Gamow introducía el modelo del Big Bang Caliente, con los primeros cálculos de nucleosíntesis primigenia.
En los cincuenta se introducía el modelo de Estado Estacionario. La puesta en servicio de Monte Palomar y el descubrimiento de los cuásares, así como la posibilidad de nuevos inventarios de radiofuentes, imprimieron la primera puñalada al modelo de Estado Estacionario.

El descubrimiento accidental del fondo cósmico de microondas sería sin duda el certificado de defunción del modelo de Estado Estacionario y el comienzo del estudio observacional del universo primitivo.

Durante los setenta empezaron a proliferar nueva ideas en la física de partículas que nos llevarían hasta el modelo estándar de la física de partículas: un popurrí de nuevas ideas teóricas en las que unos constituyentes fundamentales (quarks+leptones) interaccionaban mediante tres fuerzas (electromagnética, nuclear débil y nuclear fuerte), a través del intercambio de bosones gauge. Estas partículas adquirían masa por un mecanismo de rotura espontánea de la simetría conocido como mecanismo de Higgs. Dos de las interacciones (electromagnetismo y nuclear débil) pudieron unificarse en un escenario común conocido como teoría electro-débil.

Steve Weinberg  –uno de los creadores de la teoría electro-débil– estableció  en 1972 lo que hoy conocemos como modelo estándar del Big Bang Caliente, haciendo una descripción memorable de "Los tres primeros minutos del universo". Por supuesto, los cálculos de aquel entonces eran fiables hasta una diezmilésima de segundo después del Big Bang.

A partir de ese punto, durante los setenta y ochenta la cosmología permaneció en un estado que podemos denominar guiado por la teoría, donde si bien ciertamente nacieron nuevas ideas inspiradas por los modelos de Gran Unificación, como inflación, materia oscura no bariónica, cambios de fase en el universo primitivo, bariogénesis o defectos topológicos, no se tenía ninguna manera de someter a pruebas observacionales todo ese cúmulo de ideas.
La idea de un universo que había pasado en algún momento de su historia pasada por un instante de expansión exponencial acelerada y cuyo principal componente era materia oscura no bariónica sobrevivió al paso del tiempo.
Pero fue de nuevo la tecnología de los noventa la que marcó la diferencia: cámaras CCD, grandes telescopios terrestres, el telescopio espacial Hubble, grandes ordenadores y radiotelescopios más sensibles. Las evidencias observacionales acumuladas durante esa década, junto con la confianza de unas teorías marco experimentalmente constrastadas hasta precisiones increíbles como son la TGR y el Modelo Estándar de la física de partículas, dejaron establecido fuera de toda duda razonable la idea de que vivimos en un universo en expansión que evoluciona a partir de un estado de alta densidad y temperatura que denominamos Big Bang (Gran Explosión).

En los últimos años una nueva cosmología se está fraguando que puede extender nuestro conocimiento hasta unos 10^-32 segundos después del Big Bang, una época en la que las mayores estructuras del universo consistían en fluctuaciones cuánticas subatómicas.

TEORÍAS COSMOLÓGICAS

Las teorías modernas acerca del origen, estructura actual y evolución del universo se fundamentan en los dos grandes pilares de la física del siglo XX, la teoría de la Relatividad de Einstein y la teoría Cuántica desarrollada por Einstein, Bohr, Heisenberg y otros.

La gravitación y la geometría del espacio-tiempo.

La Teoría General de la Relatividad descansa en dos hechos empíricos elevados a la categoría de principios básicos. El primero es el principio de relatividad, según el cual un observador no puede distinguir si se encuentra en reposo o en movimiento rectilíneo y uniforme. El segundo es el principio de equivalencia, según el cual ningún observador puede distinguir entre la gravedad y la aceleración a nivel local. Este último principio está basado en la equivalencia de las masas inercial y gravitatoria de un cuerpo, que hace que todos los cuerpos caigan con la misma aceleración en un campo gravitatorio.

La teoría General de la Relatividad establece que la presencia de masa origina una distorsión espaciotemporal, comúnmente llamada curvatura del espacio-tiempo. Así, la geometría euclidiana debe abandonarse, pues la luz no seguiría siempre un camino recto entre dos puntos, sino aquella trayectoria de mínima longitud en el espacio-tiempo curvado. La curvatura del espacio tiene consecuencias extrañas, tales como que la suma de los ángulos de un triángulo es mayor que 180º, o el cociente entre el perímetro de una circunferencia y su diámetro es mayor que p .

En esta teoría, el modelo de universo de Einstein es cerrado en el espacio-tiempo, con un radio R. Los fotones se propagan en línea recta localmente, pero cuando han recorrido una distancia 2pR se encuentran en el lugar de partida, y han "circunvalado" el Universo. Al ser la curvatura del Universo muy grande, estos efectos en la geometría sólo pueden ser percibidos a escala cosmológica.

La teoría de Einstein ha sido ampliamente comprobada experimentalmente en ciertos sistemas astrofísicos como el pulsar binario, las lentes gravitacionales y los agujeros negros.

Modelo cosmológico de Einstein.

Al construir su modelo de Universo en 1917, Einstein se basó en tres suposiciones principales. En primer lugar, que el Universo es homogéneo e isótropo a gran escala, lo que se conoce como el Principio cosmológico, y es una extensión del principio copernicano a todo el Cosmos. En segundo lugar supuso que el Universo tiene una geometría espacial cerrada. El volumen total de un espacio tridimensional con curvatura positiva y uniforme es finito, pero no posee limites o fronteras. Por último, supuso que el Universo como un todo es estático, que sus propiedades a gran escala no varían con el tiempo. Esta suposición la hizo antes del descubrimiento de la expansión del Universo, y fue introducida para evitar la existencia de una "Creación" o instante inicial del Cosmos.

Einstein se percató de que sus ecuaciones de la relatividad general no tenían soluciones con sentido en su modelo de Universo. Para obtener una solución, debía añadir ad hoc un término adicional a sus ecuaciones, la denominada constante cosmológica, que puede ser interpretada en términos prerrelativistas como una especie de fuerza gravitatoria repulsiva, que contrarresta la atracción gravitatoria de la materia y evita el colapso de un Universo cerrado sobre sí mismo. La inclusión de este término en un contexto más general significa, sin embargo, que el espacio-tiempo no sería plano en ausencia total de materia-energía.

Al conocerse la expansión general del Universo se abandonó el modelo con constante cosmológica, a la que Einstein calificó como "el error más grande de mi vida". Irónicamente, recientes desarrollos en física de partículas sugieren que en los primeros momentos del Universo bien pudo haber un valor no nulo de la constante cosmológica, y que este valor está conectado con la naturaleza del vacío.

Modelos cosmológicos de Friedmann.

Los modelos de Friedmann adoptan el Principio cosmológico al igual que el de Einstein. Sin embargo, rechazan la suposición de la independencia del estado del Universo con el tiempo. Friedmann encontró en 1922 soluciones a las ecuaciones de Einstein que dependen del tiempo, y por lo tanto estos modelos predicen un Universo en evolución. Estos modelos evolucionarios corresponden a las teorías de Gran explosión o big bang.

Además, los modelos de Friedmann consideran tanto Universos con curvatura positiva (Universos Cerrados o convexos) como Universos con curvatura positiva (universos abiertos o cóncavos).

En las soluciones de las ecuaciones de Einstein para los modelos de Friedmann aparece el radio de curvatura del Universo como una función del tiempo R(t). Si el Universo está en expansión R(t) aumenta, lo que implica que la distancia entre dos puntos fijos en el espacio aumenta con el tiempo, y la velocidad de alejamiento es proporcional a la distancia que los separa. Ocurre lo contrario si el Universo se contrae, esto es, si R(t) disminuye.

De esta forma, Friedmann predijo teóricamente la ley de expansión del Universo que Hubble encontró experimentalmente unos años después. En efecto, las observaciones espectroscópicas de la luz de las galaxias muy lejanas indican un desplazamiento Doppler hacia el rojo de las líneas de absorción, lo que indica que las galaxias se alejan de nosotros.

Se ha encontrado que la velocidad de recesión es independiente de la dirección (isótropa) y proporcional a la distancia que nos separa de ellas; esto constituye la ley de Hubble de la expansión del Universo. Según la interpretación de Einstein, las galaxias no se mueven en absoluto, es el propio espacio entre ellas el que aumenta al expandirse el Universo.

Debe hacerse notar que en los modelos de Friedmann hay curvatura tanto en el eje espacio como en el eje tiempo, a diferencia del modelo de Einstein.

En el modelo de Friedmann cerrado (véase la figura), en cada instante de tiempo t, el eje espacial forma un lazo cerrado de radio R(t), el radio del Universo. El volumen de este Universo y el número total de galaxias son ambos finitos. En estos modelos la evolución del Universo es la siguiente: el radio R(t) es cero en el instante inicial t = 0, se expande hasta alcanzar un valor máximo en el instante t = t_m (la parte media del diagrama), y seguidamente se contrae hasta el valor R = 0 en el instante t = 2t_m. Así pues, en este modelo el tiempo tiene tanto un principio como un final. El valor del tiempo t_m depende de la cantidad de masa encerrada en el Universo, es menor cuanto mayor se la cantidad total de masa-energía en el Universo. El instante inicial corresponde a la Gran Explosión, donde la densidad de materia era infinita debido a que el tamaño del Universo era nulo. La singularidad final, cuando el Universo se contrae de nuevo hasta un tamaño nulo, se denomina "Big Crunch" o Gran implosión.

El modelo de Friedmann abierto difiere del modelo cerrado tanto en la estructura espacial como en la evolución temporal. En un Universo abierto el volumen total de espacio y el número total de galaxias es infinito. La geometría tridimensional en este modelo es la correspondiente a una curvatura negativa: la suma de los ángulos de un triángulo es menor de 180º , la razón entre la circunferencia y el diámetro es mayor que p , etc. La historia temporal de un Universo abierto comienza también con una singularidad de densidad infinita (R(t) = 0), pero su expansión continua indefinidamente, y la densidad de masa-energía disminuye continuamente hasta hacerse virtualmente nula. En este modelo el tiempo tiene un principio pero no un final.

Modelo cosmológico de Einstein-de Sitter

En 1932 Einstein y de Sitter propusieron que la constante cosmológica debe tomar valor cero, y construyeron un modelo cosmológico homogéneo e isótropo que representa el caso intermedio entre los modelos abierto y cerrado de Friedmann. Einstein y de Sitter supusieron que la curvatura espacial del Universo no es ni positiva ni negativa, sino nula.

La geometría espacial de este modelo es por lo tanto la geometría plana de Euclides; sin embargo el espacio-tiempo en su conjunto no es plano: hay curvatura en la dirección temporal. El tiempo comienza también en una Gran Explosión y las galaxias se alejan continuamente entre sí, sin embargo la velocidad de recesión (constante de Hubble) disminuye asintóticamente a cero a medida que el tiempo avanza.

Debido a que la geometría del espacio y las propiedades de la evolución del Universo están unívocamente definidas en el modelo de Einstein-de Sitter, mucha gente lo considera el modelo más apropiado para describir el Universo real.

Durante los últimos años de la década de los 70 surgió un firme soporte teórico para esta idea a partir de los estudios en física de partículas. Además, las observaciones experimentales sobre la densidad media del Universo apoyan esta concepción, aunque las evidencias aún no son concluyentes.

Universos ligados y no ligados. Densidad crítica.

Una manera de ver la evolución cosmológica del Universo es examinar si se encuentra gravitatoriamente ligado o no ligado. Los modelos en los cuales las galaxias inicialmente se separan pero después terminan juntándose por efecto de su atracción gravitatoria, representan Universos ligados, y los modelos abiertos donde las galaxias continúan separándose para siempre representan Universos no ligados; el modelo de Einstein-de Sitter en el que las galaxias se separan para siempre pero van frenándose eternamente representa el caso crítico.

La ventaja de esta visión alternativa es que centra la atención en magnitudes físicas locales, con las cuales se puede emplear la teoría newtoniana, mucho más sencilla. Desde este punto de vista, está claro que el factor determinante del destino de las galaxias es la densidad media de masa-energía presente en el Universo, pues tanto la teoría de Einstein como la de Newton dan el mismo valor para la densidad crítica, la que separa los casos de Universos gravitatoriamente ligados y de los no ligados. Estimando la constante de Hubble en 20 km por segundo por millón de años luz, se obtiene un valor aproximado de la densidad crítica equivalente a cinco átomos de hidrógeno por metro cúbico de espacio cósmico. Si la densidad cósmica media fuera mayor que el valor crítico, entonces el Universo estaría ligado (cerrado) y, aunque actualmente esté expandiéndose, terminaría en un colapso de proporciones inimaginables. Si la densidad real fuera menor que la crítica, entonces el Universo no estaría ligado gravitatoriamente, y continuaría expandiéndose indefinidamente.

La masa en las galaxias observadas directamente, cuando es promediada sobre distancias cósmicas, se estima en sólo unas fracciones de la cantidad necesaria para cerrar el universo. El campo de radiación (que es en su mayor parte radiación de fondo de microondas) contribuye notablemente al total de masa-energía. Si esto fuera todo, el Universo sería no ligado y abierto. Sin embargo, la materia oscura, cuya existencia se deduce mediante su efecto dinámico, multiplica la cantidad de masa-energía conocida por un factor entre 1 y 10, de forma que el promedio total de densidad se estima entre un 20 y un 40% de la densidad crítica. Algunos investigadores creen que con nuevas observaciones y estimaciones más afinadas se puede elevar eventualmente esta cifra al 100% de la densidad crítica.

La edad del Universo.

Un método indirecto para averiguar si el Universo es o no ligado consiste en estimar su edad. Dado que la deceleración producida por la gravitación hace suponer que la expansión fue más rápida en el pasado y será más lenta en el futuro, entonces la edad del Universo debe ser menor que la edad correspondiente a una expansión libre, es decir, 15.000 millones de años. Cuanto mayor sea la influencia de la gravedad tanto menor será la edad real comparada con la edad de libre expansión. Puede demostrarse que un Universo de Einstein-De Sitter dominado por la materia-energía tendría una edad actual 2/3 de la edad de libre expansión, es decir 10.000 millones de años. Por lo tanto, el Universo actual, que ha estado dominado por la materia-energía durante largo tiempo, es cerrado si puede demostrarse que su edad real es inferior a esta cifra, y abierto en caso contrario.

Las estimaciones de las edades de los cúmulos globulares de estrellas y de los elementos radiactivos, que deben ser al menos tan viejos como el propio Universo, dan un rango de valores compatibles con la edad crítica de 10.000 millones de años.

Las estimaciones formales de las edades de los cúmulos globulares, sin embargo, son demasiado altas para ser compatibles con el valor crítico, y algunos investigadores han inferido de ello que, o bien el Universo no es ligado o la constante cosmológica no es nula. Estas conclusiones pueden ser prematuras, pues estas estimaciones presentan un error nada desdeñable.

Comprobaciones experimentales globales.

Debido a que ni las comprobaciones locales de densidad media ni la medición de la edad de los objetos celestes más antiguos conocidos han probado su capacidad para determinar claramente si el Universo es abierto o cerrado, se debe investigar la geometría real del espacio a muy gran escala para discernir entre uno u otro caso. Llevar a cabo experimentos de medidas métricas a gran escala mediante sondas espaciales es totalmente inviable. Afortunadamente existen sondas naturales asequibles con las cuales explorar los confines más alejados del espacio y del tiempo, que son los fotones procedentes de las galaxias más lejanas. Para usar estas sondas de forma efectiva como diagnóstico es importante conocer las propiedades intrínsecas de las fuentes emisoras, y examinar los objetos cuyo espectro presente el mayor desplazamiento al rojo posible, de forma que uno va más lejos en el espacio y más atrás en el tiempo. El problema es que los astrónomos únicamente conocen bien las galaxias más cercanas, es decir, las más contemporáneas. La suposición de que las galaxias más lejanas (y más antiguas) son similares a las de ahora se hace más sospechosa a medida que se observan objetos más lejanos, debido a que crece la importancia de los efectos evolutivos. La dificultad de separar los efectos evolutivos de los puramente cosmológicos permanece como el más grande obstáculo en esta línea de investigación

El fin del Universo.

En ausencia de conclusiones observacionales definitivas sólo se puede especular con el posible fin del Universo. Si el Universo es no ligado, la expansión cosmológica continuará, las galaxias y estrellas consumirán su combustible y, debido a la inestabilidad radiactiva inherente a la materia, toda masa quedará deshecha en sus partículas fundamentales y el universo será un mar oscuro y casi vacío de partículas fundamentales y radiación. Si el Universo es ligado, el contenido de masa-energía del Universo volverá a juntarse de nuevo en un tiempo futuro. El fondo de radiación cósmica se desplazará hacia el azul, elevando la temperatura de la materia y la energía hasta niveles inconcebibles, y quizá mezclándose en una singularidad de densidad infinita. Debido al desarrollo de estructuras en épocas previas, el gran colapso probablemente no ocurriría en un sólo punto, tal como sucedió en el Gran estallido al principio del tiempo. La discusión sobre ciclos recursivos de colapsos y explosiones primigenios queda en el campo de la especulación.

La nueva cosmología

    El nuevo escenario al que están apuntando todas las evidencias observacionales de la actualidad consistiría en:

• Universo plano de densidad crítica en expansión acelerada
• Inflación: expansión exponencial en el universo primitivo
• Inhomogeneidades producidas por fluctuaciones cuánticas amplificadas durante inflación.
• Composición: 2/3-3/4 de energía oscura y 1/4-1/3 de materia oscura
• Composición material:0,5% estrellas, 3-5% bariones (materia normal), 0,3% neutrinos, 25-33% materia fria no bariónica
• Edad del universo: 13-15 mil millones de años
• Temperatura actual del fondo cósmico de microondas: 2.725±0.001 K
• Constante de Hubble: 71±4 km/s/Mpc

Resultados recientes

• Universo plano. Parametro de densidad W₀ = 1.02±0.02 que implica un radio de curvatura al menos unas 50 veces mayor que el radio de Hubble
• Acuerdo extraordinario entre las medidas de densidad bariónica deducida de los cálculos de nucleosíntes primigenia a partir de  las abudancias medidas de deuterio (W_B h²= 0.020±0.002) y deducida a partir de las observaciones del fondo cósmico de microondas (W_Bh² = 0.0224±0.0009). [h = H₀/100]
• Acuerdo aceptable entre la densidad de materia deducida a partir del fondo cósmico de microondas (W_m= 0.29±0.07) y a partir del estudio de los cúmulos de galaxias (W_m= 0.3±0.1).
• Acuerdo extraordinario entre la edad del universo deducida a partir de la edad de los cúmulos globulares (13.5±2 gigaaños), la edad dinámica deducida a partir de las medidas del fondo cósmico de microondas (13.4±0.3), la edad usando enanas blancas (12.7±0.7)
• El espectro de inhomogeneidades en la distribución galáctica, es decir, la contribución de cada escala angular a la variaciónes de densidad* , obtenidas de los surveys de más de 100,000 galaxias SDSS y 2dFGRS , compatibles con la existencia de una componente de materia formadas por partículas de baja velocidad y de interacción más débil que la electromagnética (Materia Oscura Fría).
• El experimento Super-Kamiokande sugiere que los neutrinos oscilan entre las diferentes especies. Esto sólo puede ocurrir si estos tienen masa. El límite inferior de esta masa es tal que la suma de las tres especies tiene que ser mayor que 0,1 eV. Curiosamente, el límite a la cantidad de neutrinos que permiten los modelos de formación galáctica para obtener distribuciones compatibles con lo observado es menor que unos 5 eV. Y aún más curioso e importante es que este hecho soluciona al mismo tiempo el famoso problema de los neutrinos solares. La mala noticia (¡siempre hay malas noticias!) es que en principio habría que modificar el Modelo Estándar de la física de partículas para contar con estos "nuevos neutrinos masivos".
• El escenario inflacionario ha pasado su primer test. Dos de sus predicciones principales: un Universo plano e inhomogeneidades promordiales con un espectro de igual potencia en todas las escalas están bien contrastadas.
• La contribución de la energía oscura por tanto debería ser según lo anterior 0.67±0.08 (en unidades de la densidad crítica). Los resultados del estudio de supernovas de tipo Ia llevan a la conclusión, que si esta energía es debida a la constante cosmológica, su contribución debería ser 0.8±0.16. ¡Los intervalos son perfectamente compatibles!.

Incertidumbres observacionales

• El intervalo de error del parámetro de densidad total de materia y energía es perfectamente compatible con un universo plano, pero en realidad el valor observacional favorece ligeramente un universo cerrado aparentemente incompatible con la mayoría de escenarios inflacionarios.
• La tan traída y llevada constante de Hubble podría todavía dar alguna sorpresa. Es suficientemente sospechoso como para seguir investigando que métodos independientes de la escala de distancias marcada por las cefeidas y por la distancia a la Gran Nube de Magallanes tiendan a dar valores bajos de la constante de Hubble, del orden de 60, incluso sin descartar valores tan bajos como 50.
• La aceleración del universo viene de la utilización de supernovas de tipo Ia como candelas estándar. Hay que decir que realmente nadie está seguro que en todos los casos la fuente de luminosidad de la supernova sea la deflagración de una enana blanca con una masa de 1,4 masas solares. Mecanismos alternativos podrían implicar enanas blancas con masas menores o la fusión de dos enanas blancas. Los estudios de supernovas han encontrado una correlación entre la luminosidad máxima y a la anchura de la curva de luz. Pero los resultados podrían ser engañosos a desplazamientos al rojo elevados, aunque el excelente trabajo observacional de los dos grupos de supernovas parece haber controlado todas las posibles fuentes de errores sistemáticos.
• Los datos del fondo cósmico de microondas no son sensibles a la densidad de materia, sino a la combinación s₈ W_m^0.5 donde s₈ es la varianza de las fluctuaciones de densidad dentro de una esfera de 8 h^-1Mpc de radio (h = H₀/100). Estos parámetros sólo pueden determinarse a partir las cuentas de cúmulos a desplazamiento al rojo elevado. Existen dos tendencias en las observaciones. Una de baja masa y alta varianza (s₈ ~ 0.96, W_m~ 0.12) y otra de masa elevada y baja varianza (s₈ ~ 0.66, W_m~ 0.35). El mejor ajuste de los datos del fondo cósmico de microndas están en algún lugar intermedio (s₈ ~ 0.9, W_m~ 0.28) aparentemente compatible (s₈ ~ 0.95 para W_m~ 0.25)  con la determinación de Bahcall & Bode a partir del estudio de cúmulos masivos en el rango z = 0.5-0.8.
• El mejor ajuste de los datos de WMAP corresponden a un índice espectral n que varía ligeramente con la escala. De hecho, aunque tal modelo resuelve las discrepancias observadas con el modelo estándar (n = 1 y constante) a pequeñas escalas, permanece una intrigante discrepancia a grandes escalas (cuadrupolo y octopolo) que podrían ser consecuencia de la inexistente comprensión de la naturaleza de la energía oscura o también podría ser indicativo de un universo finito.
• Parece ser que todavía es posible construir modelos tipo de Einstein-de Sitter con una constante de Hubble del orden de 45-50 que ajusten tan bien las observaciones como el mejor de los modelos con constante cosmológica (Blanchard et al. 2003).

    Actualizado el 26/11/2009          Eres el visitante número                ¡En serio! Eres el número