El Universo observable es, en cosmología , la parte visible de nuestro Universo. Se trata, por tanto, de una bola cuyo límite se sitúa en el horizonte cosmológico y de la que la Tierra constituye el centro. Por lo tanto, es una noción relativa, y otros observadores ubicados en otras partes del Universo no tendrán la misma bola observable (pero su radio será el mismo).
Debido a que nuestro Universo tiene una edad finita de 13,8 mil millones de años, la luz de los objetos celestes ubicados más allá del horizonte no ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros y, por lo tanto, estos objetos siguen siendo invisibles; sin embargo, el Universo observable por naturaleza se hace más grande con el tiempo: el radio del Universo visible es, por lo tanto, un segundo luz más grande cada segundo o, lo que es lo mismo, un año luz más grande cada año, y aún más teniendo en cuenta la expansión del Universo .
Los objetos más distantes del Universo observable son también los que se pueden observar en su estado más primordial, más cercano al Big Bang , porque son aquellos cuya luz tardó más en llegar al observador. También se perciben con un corrimiento al rojo tanto mayor cuanto más lejos están.
El Universo observable se define como todo lo que es observable y medible, y siendo la velocidad de la luz la velocidad límite , cualquier cosa que esté más allá del horizonte cosmológico no se puede observar ni puede influir en lo que se puede observar. El principio cosmológico , así designado después de Edward A. Milne (1896-1950), establece que el Universo observable es, a gran escala, homogéneo e isotrópico . Siendo el Universo globalmente idéntico en todas las direcciones, los rayos de luz que provienen de todas las direcciones a priori viajan la misma distancia al mismo tiempo. El universo observable en un momento dado es, por tanto, una bola cuyo centro es el observador y cuyo radio es la distancia recorrida por una señal luminosa durante el tiempo de existencia del universo en ese momento.
En la práctica, el universo observable se ha reducido durante mucho tiempo al universo visible a simple vista . Ahora está limitado por la superficie de la última difusión que puede definirse, como una primera aproximación, como la región del espacio desde la que se emitió, aproximadamente 380.000 años después del Big Bang, la radiación electromagnética observada hoy. Hui, el fondo difuso cosmológico . Su anisotropía fue mapeada por COBE , WMAP y luego Planck . El fondo cosmológico de los neutrinos , predicho ya en 1953 por Ralph Alpher , James Follin y Robert Herman , no se ha detectado. En cuanto al trasfondo cosmológico de las ondas gravitacionales , su detección por la colaboración BICEP2 , anunció el17 de marzo de 2014, está impugnado. Por otro lado, algunas regiones del universo observable no son visibles. Estas son las regiones más allá del horizonte de agujeros negros astrofísicos como los agujeros negros estelares , resultado del colapso gravitacional de estrellas masivas, o agujeros negros supermasivos , ubicados en el centro de las galaxias .
Lo que podemos observar y medir del Universo es una imagen del Universo, no el Universo real tal como existe en el momento en que se observa. Esta imagen es significativamente diferente a la real, debido a que la luz se propaga a una velocidad finita, y además en un Universo en expansión , lo que se acompaña de ciertos efectos:
Como una bola de radio finito, el universo observable ocupa un volumen finito en el tiempo y el espacio. Su finitud resulta del hecho de que el Universo tiene una edad finita y la luz viaja a través del vacío a una velocidad finita . Este volumen representa solo una fracción del Universo en su conjunto, que es potencialmente infinito si su curvatura es cero o negativa. Las mediciones del fondo difuso cósmico muestran que la curvatura espacial del Universo es muy baja o nula y sugieren que el Universo observable solo representa el 2% del Universo como máximo.
El radio del universo observable aumenta continuamente, debido al hecho combinado de la expansión del Universo y la velocidad de la luz. Pero las distancias a los objetos también aumentan debido a la expansión. La tasa de aumento del radio del horizonte cosmológico es
Con la distancia desde el horizonte cosmológico (o horizonte de partículas , por lo tanto ) al tiempo de mirar hacia el pasado definido por el corrimiento al rojo , la constante de Hubble en este mismo tiempo y la velocidad de la luz . La fórmula es función y no dada las dificultades para conocer el tiempo para mirar hacia el pasado en función de .
Siendo la velocidad de recesión de los objetos ubicados en el horizonte cosmológico, deducimos de esta fórmula que cada segundo de tiempo que pasa nos hace descubrir una nueva profundidad de espacio de 300.000 kilómetros más allá de los objetos que se alejan de los más rápidamente, y nuevos objetos son por lo tanto, entrar constantemente en el universo observable para no dejarlo nunca más. Hoy, los objetos más distantes se alejan a una velocidad y el radio del universo observable de , y al final de los tiempos los objetos más distantes se alejarán a una velocidad que tiende al infinito, pero el rayo del universo observable lo hará. siempre los supere con rapidez .
Destino del universo |
Cambio rojo |
Es hora de mirar al pasado |
Densidad del material |
Densidad energética |
Radio del universo observable |
Tasa de aumento de radio |
---|---|---|---|---|---|---|
Origen del Universo |
0 | 1 | 0 | 0 | ||
tiempo ahora |
0 | 0,278 | 0,722 | |||
Fin de los tiempos |
-1 | 0 | 1 |
Sería científicamente inconsistente ignorar la parte no observable del Universo con el pretexto de que no podemos verla. Es toda la fuerza de los modelos teóricos poder aprehender el Universo como un todo mientras solo podemos ver una parte de él. De hecho, por un lado, la posición del observador en el Universo no tiene ninguna consecuencia particular sobre la observación. El principio copernicano , así designado en honor a Nicolás Copérnico (1473-1543) y según el cual la Tierra no ocupa una posición privilegiada en el Sistema Solar , fue confirmado y extendido al Sol , ya en 1609 , por Johannes Kepler ( 1571-1630), luego generalizado, desde 1697 , por Isaac Newton (1643-1727). El resultado es el principio de mediocridad , así designado en honor a Alexander Vilenkin , según el cual no existe un punto de observación privilegiado en el universo observable. Por otro lado, el principio cosmológico , así designado siguiendo a Edward A. Milne (1896-1950), quien afirma que el Universo observable es, a gran escala, homogéneo e isotrópico , asegura que las partes no observadas del Universo son, en el mismo tiempo cósmico , probablemente similar al universo observado.
Los objetos distantes del universo observable no aparecen como son, al mismo tiempo cósmico que el momento de la observación, sino como eran, en el momento de la emisión de su luz. Cuanto más distantes son los objetos, más se observan en un tiempo cósmico joven, y el objeto astronómico más distante que aparece hoy es el quásar ULAS J1120 + 0641 , que aparece como lo fue 700 millones de años después, el Big Bang. Sin embargo, cuando tenía las características observadas hoy, no era el objeto observable más distante de nosotros hoy, ni mucho menos.
La apreciación de la edad de los objetos observados en relación al Big Bang no es cosa fácil y constituye la búsqueda del tiempo de mirar hacia el pasado . Este tiempo no se observa directamente, y debe deducirse del desplazamiento hacia el rojo medido directamente con respecto al desplazamiento de las líneas espectrales del espectro electromagnético del objeto observado. La conversión de este cambio en tiempo cosmológico depende del modelo cosmológico utilizado , así como del valor de sus parámetros, que a menudo son poco conocidos.
Los objetos astronómicos observados con grandes corrimientos al rojo son, al mismo tiempo cósmico que la observación, cuanto más distantes cuanto mayor es su corrimiento al rojo. Es la distancia a la recepción de la luz, que es mayor que la velocidad de la luz multiplicada por la edad del objeto, dada la expansión del universo. No podemos saber cómo se ven estos objetos en este momento y a esta distancia.
Por otro lado, vemos estos objetos como estaban en el momento de la emisión de su luz, donde estaban a una distancia más cercana al observador, es la distancia a la emisión . La distancia a la emisión aumenta con el corrimiento al rojo para cambios pequeños, pasa por un valor máximo y luego disminuye para cambios grandes. En un universo modelado de acuerdo con una métrica FLRW , el corrimiento al rojo límite después del cual la distancia a la emisión disminuye es z = 5/4 = 1.25, lo que representa una distancia de aproximadamente 5 mil millones de años. En otras palabras, no podemos observar objetos que estuvieran a más de 5 mil millones de años luz de nosotros, cuando eran como aparecen hoy. El fondo difuso cósmica estar en un nivel muy alto corrimiento al rojo, la parte del espacio que genera estos fotones era particularmente cercano a nosotros en el momento de la emisión: unos 40 millones de años luz.
Se estima que la edad del Universo , en junio de 2014, es de aproximadamente 13,8 mil millones de años [13,798 (± 0,037) x 10 9 años]. La luz emitida por una estrella no puede haber viajado más de 13,8 mil millones de años. En consecuencia, la luz proveniente de los objetos más distantes que podamos detectar, en el límite de la parte observable de nuestro Universo, habrá tardado 13.800 millones de años en llegar hasta nosotros. Durante este tiempo, la luz habrá viajado 13,8 mil millones de años luz y, por lo tanto, este número fija convenientemente la distancia móvil de la parte observable de nuestro Universo.
Es otra cuestión de qué tan lejos geométricamente se encuentran actualmente los objetos de los que recibimos la luz, 13.800 millones de años después de que la emitieron. Para determinar esta distancia, es necesario adoptar un modelo del universo y conociendo la velocidad de expansión del espacio deducir la distancia desde la cual el objeto considerado se habrá alejado de la emisión de fotones . Según el modelo estándar de cosmología, la distancia actual desde el horizonte cosmológico es del orden de 46.500 millones de años luz. Se estima que el diámetro del Universo observable es de alrededor de 93 mil millones de años luz, o 8.8 × 10 23 km (8.8 × 10 26 m ), o 880,000 billones de kilómetros.
Por lo tanto, no podemos observar objetos ubicados en el horizonte cosmológico a su distancia actual. En teoría, solo podemos observar objetos hasta la distancia del fondo cósmico difuso , 380.000 años después del Big Bang , cuando el Universo se había enfriado lo suficiente como para permitir que los electrones se unieran a los núcleos atómicos , lo que provocó una detención del efecto Compton de los fotones ambientales, por lo que permitiendo que los fotones sobrevivan el tiempo suficiente para llegar a la Tierra . Sin embargo, sería (teóricamente) posible extraer información de antes de esa época, gracias a la detección de ondas gravitacionales o neutrinos "fósiles". Estos aún no se han detectado, y estamos tratando de resaltar las ondas gravitacionales del Big Bang, en particular mediante el experimento BICEP , pero que no ha dado resultados concluyentes.
Aquí hay tres formas de estimar en orden de magnitud el equivalente, en cantidad de materia, de la energía presente en la parte observable de nuestro Universo. Conducen a un número total de átomos del orden de 10 80 en cifras redondas.
Hasta la fecha (marzo de 2016), la galaxia más distante jamás observada sería GN-z11 en la constelación de la Osa Mayor , ubicada a 13.400 millones de años luz de distancia, probablemente formada solo 400 millones de años después del Big Bang.
Las otras galaxias más distantes observadas hasta la fecha serían: