Acelerando la expansión del universo

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Época de Planck Época de la gran unificación Época electrodébil Época quark Época de hadrones Época de lepton Época de fotones Nucleosíntesis del Big Bang Inflación Edad Oscura Era estelífera Antecedentes Radiación cósmica de fondo (CBR) Fondo de ondas gravitacionales (GWB) Fondo cósmico de microondas (CMB)  · Fondo de neutrinos cósmicos (CNB) Fondo infrarrojo cósmico (INB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión del universo Acelerando la expansión del universo Comoving y distancias adecuadas Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Cronología del futuro lejano Futuro de un universo en expansión Destino final del universo Muerte por calor del universo Gran rasgón Gran crujido Gran rebote Deterioro de vacío falso Pequeño rasgón Decaimiento de protones Agujero negro virtual
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Materia bariónica Materia exótica Materia degenerada Neutronio Materia QCD Materia extraña Materia negativa Energía Energía negativa Energía de punto cero Energía de vacío Radiación Radiación de fondo Energía oscura Quintaesencia Energía fantasma Materia oscura Materia oscura fría Materia oscura cálida Materia oscura mixta Materia oscura caliente Materia oscura clara Materia oscura que interactúa con uno mismo Materia oscura del campo escalar Radiación oscura Fluido oscuro Flujo oscuro Materia del espejo Estructura Forma del universo Reionización  · Formación de estructuras Formación de galaxias Multiverso Universo Universo observable Volumen del Hubble Estructura a gran escala Gran grupo de cuásares Filamento Galaxy Supercúmulo Cúmulo de galaxias Grupo de galaxias Grupo local Galaxia Halo de materia oscura Cúmulo de estrellas Sistema solar Sistema planetario Vacío
Experimentos Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Euclides Proyecto Illustris Observatorio Vera C. Rubin Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") UniversoMáquina Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Eddington Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Linde Mather Newton Penzias Frotar Schmidt Schwarzschild Smoot Starobinsky Steinhardt Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
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Lambda-CDM, expansión acelerada del universo. La línea de tiempo en este diagrama esquemático se extiende desde la era del Big Bang / inflación hace 13,7 Byr hasta el tiempo cosmológico actual.

Las observaciones muestran que la expansión del universo se está acelerando, de modo que la velocidad a la que una galaxia distante se aleja del observador aumenta continuamente con el tiempo. ^{[1] [2] [3]}

La expansión acelerada fue descubierta durante 1998, por dos proyectos independientes, el Proyecto de Cosmología de Supernova y el Equipo de Búsqueda de Supernova High-Z , que utilizaron supernovas distantes de tipo Ia para medir la aceleración. ^{[4] [5] [6]} La idea era que como las supernovas de tipo Ia tienen casi el mismo brillo intrínseco (una vela estándar ), y dado que los objetos que están más lejos parecen más tenues, podemos usar el brillo observado de estas supernovas para medir la distancia a ellos. La distancia se puede comparar con el corrimiento al rojo cosmológico de las supernovas , que mide cuánto se ha expandido el universo desde que ocurrió la supernova. ^[7]El resultado inesperado fue que los objetos del universo se están alejando unos de otros a un ritmo acelerado. Los cosmólogos en ese momento esperaban que la velocidad de recesión siempre se desacelerara, debido a la atracción gravitacional de la materia en el universo. Posteriormente, tres miembros de estos dos grupos recibieron premios Nobel por su descubrimiento. ^[8] Se ha encontrado evidencia confirmatoria en oscilaciones acústicas bariónicas y en análisis de agrupaciones de galaxias.

Se cree que la expansión acelerada del universo comenzó desde que el universo entró en su era dominada por la energía oscura hace aproximadamente 4 mil millones de años. ^{[9] [notas 1]} En el marco de la relatividad general , una expansión acelerada puede explicarse por un valor positivo de la constante cosmológica Λ , equivalente a la presencia de una energía de vacío positiva , denominada " energía oscura ". Si bien hay explicaciones alternativas posibles, la descripción suponiendo energía oscura (positivo Λ ) se utiliza en el modelo estándar actual de la cosmología , que también incluye la materia oscura fría(CDM) y se conoce como modelo Lambda-CDM .

Antecedentes

Cronología de la naturaleza
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−13 - - −12 - - −11 - - −10 - - −9 - - −8 - - −7 - - −6 - - −5 - - −4 - - −3 - - −2 - - −1 - - 0 -	Reionización Era dominada por la materia Expansión acelerada Agua Vida unicelular Fotosíntesis Vida multicelular Vertebrados Edad Oscura	← Universo ( −13,80 ) ← Estrellas más tempranas ← Galaxia más temprana ← Primer cuásar / sbh ← Omega Centauri ← Galaxia de Andromeda ← Espirales de la Vía Láctea ← Alfa Centauri ← Tierra / Sistema Solar ← Vida más temprana ← Oxígeno más temprano ← Oxígeno atmosférico ← Reproducción sexual más temprana ← Animales / plantas más tempranos ← Explosión cámbrica ← Los primeros mamíferos ← Los primeros simios L i f e
(hace mil millones de años )

Más información: constante cosmológica , modelo Lambda-CDM , ley de Hubble , métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker y ecuaciones de Friedmann

En las décadas transcurridas desde la detección del fondo cósmico de microondas (CMB) en 1965, ^[10] el modelo del Big Bang se ha convertido en el modelo más aceptado para explicar la evolución de nuestro universo. La ecuación de Friedmann define cómo la energía del universo impulsa su expansión.

${\displaystyle H^{2}={\left({\frac {\dot {a}}{a}}\right)}^{2}={\frac {8{\pi }G}{3}}\rho -{\frac {{\kappa }c^{2}}{a^{2}}}}$

donde κ representa la curvatura del universo , a ( t ) es el factor de escala , ρ es la densidad de energía total del universo y H es el parámetro de Hubble . ^[11]

Definimos una densidad crítica

${\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8{\pi }G}}}$

y el parámetro de densidad

${\displaystyle \Omega ={\frac {\rho }{\rho _{c}}}}$

Luego podemos reescribir el parámetro de Hubble como

${\displaystyle H(a)=H_{0}{\sqrt {{\Omega _{k}a^{-2}+\Omega }_{m}a^{-3}+\Omega _{r}a^{-4}+\Omega _{\mathrm {DE} }a^{-3(1+w)}}}}$

donde los cuatro contribuyentes actualmente hipotetizados a la densidad de energía del universo son la curvatura , la materia , la radiación y la energía oscura . ^[12] Cada uno de los componentes disminuye con la expansión del universo (factor de escala creciente), excepto quizás el término de energía oscura. Son los valores de estos parámetros cosmológicos los que utilizan los físicos para determinar la aceleración del universo.

La ecuación de aceleración describe la evolución del factor de escala con el tiempo.

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4{\pi }G}{3}}\left(\rho +{\frac {3P}{c^{2}}}\right)}$

donde la presión P está definida por el modelo cosmológico elegido. (ver modelos explicativos a continuación)

En un momento, los físicos estaban tan seguros de la desaceleración de la expansión del universo que introdujeron el llamado parámetro de desaceleración q ₀ . ^{[13] [ página necesaria ]} Las observaciones actuales indican que este parámetro de desaceleración es negativo.

Relación con la inflación

Según la teoría de la inflación cósmica , el universo primitivo atravesó un período de expansión casi exponencial muy rápida. Si bien la escala de tiempo para este período de expansión fue mucho más corta que la de la expansión actual, este fue un período de expansión acelerada con algunas similitudes con la época actual.

Definición técnica

La definición de "aceleración de la expansión" es que la segunda derivada en el tiempo del factor de escala cósmica, , es positiva, lo que es equivalente a la parámetro de desaceleración , , siendo negativo. Sin embargo, tenga en cuenta que esto no implica que el parámetro de Hubble esté aumentando con el tiempo. Dado que el parámetro de Hubble se define como , de las definiciones se deduce que la derivada del parámetro de Hubble viene dada por${\displaystyle {\ddot {a}}}$${\displaystyle q}$${\displaystyle H(t)\equiv {\dot {a}}(t)/a(t)}$

${\displaystyle {\frac {dH}{dt}}=-H^{2}(1+q)}$

por lo que el parámetro de Hubble disminuye con el tiempo a menos que . Prefiero las observaciones , lo que implica que es positivo pero es negativo. Esencialmente, esto implica que la velocidad de recesión cósmica de cualquier galaxia en particular aumenta con el tiempo, pero su relación velocidad / distancia sigue disminuyendo; así, diferentes galaxias que se expanden a través de una esfera de radio fijo cruzan la esfera más lentamente en momentos posteriores.${\displaystyle q<-1}$${\displaystyle q\approx -0.55}$${\displaystyle {\ddot {a}}}$${\displaystyle dH/dt}$

Se ve desde arriba que el caso de "aceleración / deceleración cero" corresponde a es una función lineal de , , , y .${\displaystyle a(t)}$${\displaystyle t}$${\displaystyle q=0}$${\displaystyle {\dot {a}}=const}$${\displaystyle H(t)=1/t}$

Evidencia de aceleración

Para conocer la tasa de expansión del universo, observamos la relación magnitud -desplazamiento al rojo de los objetos astronómicos utilizando velas estándar , o su relación distancia-desplazamiento al rojo utilizando reglas estándar . También podemos observar el crecimiento de la estructura a gran escala y encontrar que los valores observados de los parámetros cosmológicos se describen mejor mediante modelos que incluyen una expansión acelerada.

Observación de supernova

Impresión artística de una supernova de Tipo Ia, revelada por observaciones de espectropolarimetría

En 1998, la primera evidencia de aceleración provino de la observación de supernovas de Tipo Ia , que son enanas blancas en explosión que han excedido su límite de estabilidad . Debido a que todos tienen masas similares, su luminosidad intrínseca es estandarizable. Se utilizan imágenes repetidas de áreas seleccionadas del cielo para descubrir las supernovas, luego las observaciones de seguimiento dan su brillo máximo, que se convierte en una cantidad conocida como distancia de luminosidad (consulte las medidas de distancia en cosmología para obtener más detalles). ^[14] Las líneas espectrales de su luz se pueden usar para determinar su corrimiento al rojo .

Para supernovas con un corrimiento al rojo menor que alrededor de 0.1, o un tiempo de viaje de la luz menor al 10 por ciento de la edad del universo, esto da una relación distancia-corrimiento al rojo casi lineal debido a la ley de Hubble . A distancias mayores, dado que la tasa de expansión del universo ha cambiado con el tiempo, la relación distancia-desplazamiento al rojo se desvía de la linealidad, y esta desviación depende de cómo la tasa de expansión ha cambiado con el tiempo. El cálculo completo requiere la integración por computadora de la ecuación de Friedmann, pero se puede dar una derivación simple de la siguiente manera: el desplazamiento al rojo z da directamente el factor de escala cósmico en el momento en que explotó la supernova.

${\displaystyle a(t)={\frac {1}{1+z}}}$

Entonces, una supernova con un corrimiento al rojo medido z = 0.5 implica que el universo fue1/1 + 0,5 = 2/3de su tamaño actual cuando la supernova explotó. En el caso de la expansión acelerada, es positivo, por lo tanto, fue menor en el pasado que en la actualidad. Por lo tanto, un universo en aceleración tardó más tiempo en expandirse de 2/3 a 1 veces su tamaño actual, en comparación con un universo sin aceleración con constante y el mismo valor actual de la constante de Hubble. Esto da como resultado un mayor tiempo de viaje de la luz, una mayor distancia y supernovas más débiles, lo que corresponde a las observaciones reales. Adam Riess y col. encontraron que "las distancias del alto corrimiento al rojo SNe Ia eran, en promedio, de un 10% a un 15% más lejos de lo esperado en un universo de baja densidad de masa Ω _M = 0,2 sin una constante cosmológica". ^[15]${\displaystyle {\ddot {a}}}$${\displaystyle {\dot {a}}}$${\displaystyle {\dot {a}}}$ Esto significa que las distancias medidas de alto corrimiento al rojo eran demasiado grandes, en comparación con las cercanas, para un universo en desaceleración. ^[dieciséis]

Oscilaciones acústicas bariónicas

Artículo principal: oscilaciones acústicas bariónicas

En el universo temprano, antes de que tuvieran lugar la recombinación y el desacoplamiento , los fotones y la materia existían en un plasma primordial . Los puntos de mayor densidad en el plasma fotón-bariónico se contraerían, siendo comprimidos por la gravedad hasta que la presión se volviera demasiado grande y se expandieran nuevamente. ^{[13] [ página necesaria ]} Esta contracción y expansión crearon vibraciones en el plasma análogas a las ondas sonoras . Dado que la materia oscura solo interactúa gravitacionalmente, se mantuvo en el centro de la onda de sonido, el origen de la sobredensidad original. Cuando se produjo el desacoplamiento, aproximadamente 380.000 años después del Big Bang,^{[17] Los} fotones se separaron de la materia y pudieron fluir libremente a través del universo, creando el fondo cósmico de microondas tal como lo conocemos. Esto dejó capas de materia bariónica en un radio fijo de las sobredensidades de materia oscura, una distancia conocida como horizonte sonoro. A medida que pasó el tiempo y el universo se expandió, fue en estas anisotropías de densidad de materia donde comenzaron a formarse las galaxias. Entonces, al observar las distancias a las que tienden a agruparse las galaxias con diferentes corrimientos al rojo, es posible determinar una distancia de diámetro angular estándary usarla para comparar las distancias predichas por diferentes modelos cosmológicos.

Se han encontrado picos en la función de correlación (la probabilidad de que dos galaxias estén a cierta distancia) a 100 h ⁻¹ Mpc , ^[12] (donde h es la constante adimensional de Hubble ), lo que indica que este es el tamaño del horizonte sonoro. hoy, y comparando esto con el horizonte de sonido en el momento del desacoplamiento (usando el CMB), podemos confirmar la expansión acelerada del universo. ^[18]

Cúmulos de galaxias

La medición de las funciones de masa de los cúmulos de galaxias , que describen la densidad numérica de los cúmulos por encima de una masa umbral, también proporciona evidencia de la energía oscura ^{[ se necesita más explicación ]} . ^[19] Al comparar estas funciones de masa en corrimientos al rojo altos y bajos con las predichas por diferentes modelos cosmológicos, se obtienen valores para w y Ω _m que confirman una densidad de materia baja y una cantidad de energía oscura distinta de cero. ^[dieciséis]

Edad del universo

Ver también: Edad del universo

Dado un modelo cosmológico con ciertos valores de los parámetros de densidad cosmológica, es posible integrar las ecuaciones de Friedmann y derivar la edad del universo.

${\displaystyle t_{0}=\int _{0}^{1}{\frac {da}{\dot {a}}}}$

Al comparar esto con los valores medidos reales de los parámetros cosmológicos, podemos confirmar la validez de un modelo que se está acelerando ahora y que tuvo una expansión más lenta en el pasado. ^[dieciséis]

Ondas gravitacionales como sirenas estándar

Los recientes descubrimientos de ondas gravitacionales a través de LIGO y VIRGO ^{[20] [21] [22]} no solo confirmaron las predicciones de Einstein sino que también abrieron una nueva ventana al universo. Estas ondas gravitacionales pueden funcionar como una especie de sirenas estándar para medir la tasa de expansión del universo. Abbot y col. 2017 midió el valor constante de Hubble en aproximadamente 70 kilómetros por segundo por megaparsec. ^[20] Las amplitudes de la deformación 'h' dependen de las masas de los objetos que causan ondas, las distancias desde el punto de observación y las frecuencias de detección de ondas gravitacionales. Las medidas de distancia asociadas dependen de parámetros cosmológicos como la constante de Hubble para objetos cercanos ^[20]y dependerá de otros parámetros cosmológicos como la densidad de energía oscura, densidad de materia, etc. para fuentes distantes. ^{[23] [22]}

Modelos explicativos

La expansión del Universo se acelera. El tiempo fluye de abajo hacia arriba

Energía oscura

Artículo principal: Energía oscura

La propiedad más importante de la energía oscura es que tiene presión negativa (acción repulsiva) que se distribuye de forma relativamente homogénea en el espacio.

${\displaystyle P=wc^{2}\rho }$

donde c es la velocidad de la luz y ρ es la densidad de energía. Diferentes teorías de la energía oscura sugieren diferentes valores de w , con w <-1/3para la aceleración cósmica (esto conduce a un valor positivo de ä en la ecuación de aceleración anterior).

La explicación más simple para la energía oscura es que es una constante cosmológica o energía del vacío ; en este caso w = −1 . Esto conduce al modelo Lambda-CDM , que generalmente se conoce como el Modelo Estándar de Cosmología desde 2003 hasta el presente, ya que es el modelo más simple que está de acuerdo con una variedad de observaciones recientes. Riess y col. encontraron que sus resultados de observaciones de supernovas favorecieron la expansión de modelos con constante cosmológica positiva ( Ω _λ > 0 ) y una expansión acelerada actual ( q ₀ <0 ). ^[15]

Energía fantasma

Artículo principal: Energía fantasma

Las observaciones actuales permiten la posibilidad de un modelo cosmológico que contenga un componente de energía oscura con la ecuación de estado w <-1 . Esta densidad de energía fantasma se volvería infinita en un tiempo finito, causando una repulsión gravitacional tan grande que el universo perdería toda estructura y terminaría en un Big Rip . ^[24] Por ejemplo, para w = -3/2y H ₀  = 70 km · s ⁻¹ · Mpc ⁻¹ , el tiempo que queda antes de que el universo termine en este Big Rip es de 22 mil millones de años. ^[25]

Teorías alternativas

Ver también: Energía oscura § Teorías de la energía oscura

Hay muchas explicaciones alternativas para la aceleración del universo. Algunos ejemplos son la quintaesencia , una forma propuesta de energía oscura con una ecuación de estado no constante, cuya densidad disminuye con el tiempo. Una cosmología de masa negativa no asume que la densidad de masa del universo sea positiva (como se hace en las observaciones de supernovas) y, en cambio, encuentra una constante cosmológica negativa. La navaja de Occam también sugiere que esta es la "hipótesis más parsimoniosa". ^{[26] [27]} El fluido oscuro es una explicación alternativa para la expansión acelerada que intenta unir la materia oscura y la energía oscura en un solo marco. ^[28]Alternativamente, algunos autores han argumentado que la expansión acelerada del universo podría deberse a una interacción gravitacional repulsiva de la antimateria ^{[29] [30] [31]} o una desviación de las leyes gravitacionales de la relatividad general, como la gravedad masiva , lo que significa que los propios gravitones tienen masa. ^[32] La medición de la velocidad de la gravedad con el evento de ondas gravitacionales GW170817 descartó muchas teorías gravitatorias modificadas como explicación alternativa a la energía oscura. ^{[33] [34] [35]}

Otro tipo de modelo, la conjetura de retroacción, ^{[36] [37]} fue propuesta por el cosmólogo Syksy Räsänen: ^[38] la tasa de expansión no es homogénea, pero estamos en una región donde la expansión es más rápida que el fondo. Las falta de homogeneidad en el universo temprano provocan la formación de paredes y burbujas, donde el interior de una burbuja tiene menos materia que en promedio. Según la relatividad general, el espacio es menos curvo que en las paredes y, por lo tanto, parece tener más volumen y una mayor tasa de expansión. En las regiones más densas, la expansión se frena por una mayor atracción gravitacional. Por lo tanto, el colapso hacia adentro de las regiones más densas se parece a una expansión acelerada de las burbujas, lo que nos lleva a concluir que el universo está experimentando una expansión acelerada.^[39] El beneficio es que no requiere ninguna física nueva, como la energía oscura. Räsänen no considera que el modelo sea probable, pero sin ninguna falsificación, debe seguir siendo una posibilidad. Requeriría fluctuaciones de densidad bastante grandes (20%) para funcionar. ^[38]

Una última posibilidad es que la energía oscura sea una ilusión causada por algún sesgo en las mediciones. Por ejemplo, si estamos ubicados en una región del espacio más vacía que el promedio, la tasa de expansión cósmica observada podría confundirse con una variación en el tiempo o aceleración. ^{[40] [41] [42] [43]} Un enfoque diferente utiliza una extensión cosmológica del principio de equivalencia para mostrar cómo el espacio podría parecer expandirse más rápidamente en los vacíos que rodean nuestro cúmulo local. Si bien son débiles, estos efectos considerados acumulativamente durante miles de millones de años podrían volverse significativos, creando la ilusión de aceleración cósmica y haciendo que parezca que vivimos en una burbuja de Hubble . ^{[44] [45] [46]}Sin embargo, otras posibilidades son que la expansión acelerada del universo es una ilusión causada por el movimiento relativo de nosotros al resto del universo, ^{[47] [48]} o que el tamaño de muestra de supernova utilizado no era lo suficientemente grande. ^{[49] [50]}

Teorías de las consecuencias para el universo

Ver también: Futuro de un universo en expansión

A medida que el universo se expande, la densidad de la radiación y la materia oscura ordinaria disminuye más rápidamente que la densidad de la energía oscura (ver ecuación de estado ) y, finalmente, la energía oscura domina. Específicamente, cuando la escala del universo se duplica, la densidad de la materia se reduce en un factor de 8, pero la densidad de la energía oscura casi no cambia (es exactamente constante si la energía oscura es la constante cosmológica ). ^{[13] [ página necesaria ]}

En modelos donde la energía oscura es la constante cosmológica, el universo se expandirá exponencialmente con el tiempo en el futuro lejano, acercándose cada vez más a un universo de De Sitter . Esto eventualmente conducirá a la desaparición de toda la evidencia del Big Bang, ya que el fondo cósmico de microondas se desplaza al rojo a intensidades más bajas y longitudes de onda más largas. Con el tiempo, su frecuencia será lo suficientemente baja como para que sea absorbida por el medio interestelar y, por lo tanto, sea detectada por cualquier observador dentro de la galaxia. Esto ocurrirá cuando el universo tenga menos de 50 veces su edad actual, lo que conducirá al final de la cosmología tal como la conocemos cuando el universo distante se oscurezca. ^[51]

Un universo en constante expansión con una constante cosmológica distinta de cero tiene una densidad de masa que disminuye con el tiempo. En tal escenario, la comprensión actual es que toda la materia se ionizará y desintegrará en partículas estables aisladas, como electrones y neutrinos , con todas las estructuras complejas disipándose. ^[52] Este escenario se conoce como " muerte térmica del universo ".

Las alternativas para el destino final del universo incluyen el Big Rip mencionado anteriormente, un Big Bounce , Big Freeze o Big Crunch .

Ver también

• Constante cosmológica
• Métrica de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker
• Equipo de búsqueda de supernova High-Z
• Modelo Lambda-CDM
• Lista de múltiples descubrimientos
• Expansión del universo
• Factor de escala (cosmología)
• Proyecto de cosmología de supernova

Notas

1. ^[9] Frieman, Turner y Huterer (2008) p. 6: "El Universo ha pasado por tres eras distintas: dominada por la radiación, z ≳ 3000 ; dominada por la materia, 3000 ≳ z ≳ 0,5 ; y dominada por la energía oscura, z ≲ 0,5 . La evolución del factor de escala está controlada por la forma de energía dominante: a ( t ) ∝ t ^2/3 (1 + w ) (para w constante). Durante la era dominada por la radiación, a ( t ) ∝ t ^1/2 ; durante la era dominada por la materia, un ( t) ∝ t ^2/3 ; y para la era dominada por la energía oscura, asumiendo w = -1 , asintóticamente a ( t ) ∝ exp ( Ht ) . "
   p. 44:" Tomados en conjunto, todos los datos actuales proporcionan una fuerte evidencia de la existencia de energía oscura; restringen la fracción de densidad crítica aportada por la energía oscura, 0,76 ± 0,02, y el parámetro de ecuación de estado, w  ≈ −1 ± 0,1 (stat) ± 0,1 (sys), asumiendo que w es constante. Esto implica que el Universo comenzó a acelerarse con el corrimiento al rojo z ∼  0.4 y la edad t ∼ 10 Gyr. Estos resultados son sólidos (los datos de cualquier método se pueden eliminar sin comprometer las limitaciones) y no se debilitan sustancialmente al eliminar el supuesto de planitud espacial ".

Referencias

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