LA TEORÍA DEL BIG BANG

08.08

















El método más usual que se usa en cosmología para saber en qué momento de la historia del universo se ha producido un acontecimiento, consiste en medir el tiempo transcurrido desde que se produjo la emisión de un fotón que marca dicho suceso. Esta medición t depende del modelo visualizado por un solo parámetro q0, la desaceleración. A través de este parámetro (ecuación [21]), se sostienen las otras características del modelo.

Tomemos como ejemplo un modelo de geometría plana (k = 0) y de constante cosmológica nula (modelo llamado de Einstein-De Sitter). En este caso, W = 1 q0 = 1/2. Utilizando la fórmula de Mattig y la ecuación 16, tenemos que:

[23]

tH0 = (2/3 [1 - (+z)-3/2

En que para z « 1, se tiene tH0 = z, mientras que para z » 1 se tiene tH0 = 2/3.

La ecuación [23], implica que los fotones que hayan viajado durante un intervalo de tiempo de (2/3) H0-1, y que, por consiguiente, provengan de una distancia de (2/3) H0-1, tendrían energía nula. Esto es para k = 0 y L = 0, que corresponde al límite del universo observable tanto en el tiempo como en el espacio. En cuanto a H0 = 50 y 100 km/s/Mpc, que corresponde a distancias de 7 y 13 mil millones de años respectivamente. La primera, se excluye dada la edad estimada para las estrellas.

Viajes de la luz
Tiempo tomado por los fotones, en función del parámetro z en unidades de la inversa de la constante de Hubble y para diferentes valores del parámetro de desaceleración, dejando nula la constante cosmológica.

Por otra parte, los tiempos que se calculan se prolongan si la densidad es inferior a la que es considerada crítica, pero permanecen inferiores a H0-1, ya que ello corresponde al límite superior de un universo de constante cosmológica L nula. Por otro lado, si L se considera positiva, los tiempos transcurridos se incrementan. El gráfico insertado arriba, da el tiempo del trayecto de los fotones, en función del parámetro z para L = 0 y diferentes valores para q de desaceleración.







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