Las estructuras unidas no se expanden, casi por definición.
Ejemplos de estructuras unidas son nucleones, núcleos, átomos, moléculas, planetas, estrellas, sistemas solares, galaxias, grupos de galaxias, cúmulos de galaxias … y cualquier cosa intermedia.
Lo importante para determinar si la expansión cosmológica es relevante para algún objeto es una cuestión de escalas de tiempo. Alguna estructura (digamos un átomo) tiene una escala de tiempo con la que se equilibra si se altera desde ese equilibrio. Para los átomos, este tiempo es muy corto, digamos [matemáticas] 10 ^ {- 16} [/ matemáticas] segundos [1]. Para la Tierra misma, una escala de tiempo relevante es algo así como 90 minutos [2].
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Estas escalas de tiempo de equilibrio deben compararse con la escala de tiempo de expansión cosmológica, que es enorme , alrededor de [matemáticas] 10 ^ {17} [/ matemáticas] segundos, o [matemáticas] 10 ^ {10} [/ matemáticas] año [3 ]!
Dado que estas escalas de tiempo son muy diferentes, la expansión causada por la expansión cosmológica se relaja casi de inmediato . Es decir, la estructura ligada vuelve al tamaño que “quiere” ser tan rápido que la expansión sea irrelevante.
Una forma de pensar en esto es imaginar la expansión cosmológica como la adición de un “resorte” muy débil entre todo, donde la fuerza del resorte es proporcional a la distancia entre los objetos.
Por ejemplo, imagine tomar el sistema Tierra-Luna (sin cosmología) y agregarle un resorte. El efecto de esta primavera es tratar de acelerar los dos cuerpos lejos el uno del otro.
Si ignoras la gravedad entre la Tierra y la Luna, entonces esta primavera lograría acelerar los dos cuerpos uno del otro, agregando aproximadamente 3 cm de distancia en el primer año. Sin embargo, no puede ignorar la gravedad, porque la Tierra y la Luna están unidas gravitacionalmente entre sí. El efecto neto (puede calcular esto si lo desea) es desplazar la órbita de equilibrio de la Luna solo un poquito de la órbita sin expansión cosmológica.
El tamaño fraccional de este desplazamiento es aproximadamente proporcional a la relación de escalas de tiempo.
[1] Esto proviene de tomar una energía típica, digamos 10 eV, y convertirla en un tiempo [matemático] t \ sim \ hbar / E [/ matemático].
[2] El tiempo dinámico para un objeto gravitacionalmente ligado es [math] t_D \ sim 1 / \ sqrt {G \ rho} [/ math].
[3] Esto viene de [matemáticas] t \ sim H ^ {- 1} [/ matemáticas] donde H es el parámetro de Hubble, que medido hoy es aproximadamente [matemáticas] H \ aproximadamente 70 km / s / Mpc [/ matemáticas] . No es una coincidencia que esta escala de tiempo se aproxime a la edad del universo.