El “modelo estándar” de cosmología, visto como una especie de modelo más fácil de escribir que es consistente con los datos de observación, se llama “Lambda CDM”. El modelo, como la mayoría de los modelos matemáticos en física, tiene parámetros que deben determinarse a partir de la observación. Piense en parámetros como perillas en un tablero de control. Cambian lo que el modelo dice que sucedió en el pasado y que sucederá en el futuro.
Uno de estos parámetros es la densidad promedio del universo. En Lambda-CDM, si la densidad promedio del universo cae por debajo de un valor crítico, el universo se expande para siempre y tiene una curvatura negativa (universo “abierto”). Si cae por encima de este valor crítico, tiene una curvatura positiva y eventualmente “colapsará” (“universo cerrado”). Si la densidad promedio es exactamente igual a este valor crítico, el universo es plano y se expandirá para siempre.
El parámetro escalado generalmente se llama “omega”. El valor crítico en este caso es 1. Por el momento, las mejores restricciones de observación en omega son 1.002 +/- 0.005ish, por lo que si el universo no es plano a gran escala, es casi plano.
- Si el espacio se expande, ¿cómo es que las cosas no se separan mucho?
- Si pudieras pausar la expansión del universo y ver su borde, ¿cómo sería?
- Suponga que hay un número infinito de universos con leyes físicas distintas. ¿Se deduce de esto que existe la Tierra Media?
- ¿Nunca han cambiado todas las leyes de la física desde el Big Bang o cambiará en el futuro?
- Si el universo se está expandiendo, ¿desde qué punto se está expandiendo?
ASÍ: El escenario de universo cerrado siempre es “posible” ya que nunca podremos restringir perfectamente el parámetro necesario que determina si el universo está cerrado o abierto. Sin embargo, un universo plano es actualmente consistente con las observaciones. También es estéticamente agradable desde un punto de vista teórico: un universo plano tiene cero energía neta.
