Idade do Universo

miniatura|Imaxe do Universo na súa infancia obtida con datos do WMAP. As diferenzas de cor indican as flutuacións da temperatura, que corresponden ás sementes que darían lugar ás galaxias.
En cosmoloxía física, a **idade do Universo** é o tempo que vai desde o big-bang ata agora. As medicións actuais da idade do Universo dan un valor de aproximadamente trece mil oitocentos millóns de anos, concretamente 13&nbsp;799&nbsp;±21 millóns de anos segundo o modelo de concordancia Lambda-CDM. A incerteza indicada de 21 millóns de anos obtívose polo acordo de varios proxectos de investigación científica, como as medidas da radiación de fondo de microondas feitas polo satélite Planck, a Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson e outras sondas. As medidas da radiación de fondo cósmica dan un tempo de arrefriamento do universo desde o Big Bang, e as medidas da velocidade de expansión do Universo poden utilizarse para calcular a súa idade aproximada ao extrapolalas cara a atrás no tempo.

## Explicación 
O modelo de concordancia Lambda-CDM describe a evolución do Universo a partir dun estado primordial quente moi uniforme ata o seu estado actual nun lapso de tempo duns 13,8 miles de millóns de anos de tempo cosmolóxico. Este modelo compréndese ben teoricamente e está fortemente apoiado por observacións astronómicas recentes de gran precisión como as da WMAP. En contraste, as teorías sobre a orixe do estado primordial seguen sendo aínda bastante especulativas. Se extrapolamos o modelo Lambda-CDM cara a atrás desde o estado máis antigo ben coñecido, rapidamente (nunha pequena fracción de segundo) alcanza unha singularidade chamada "singularidade do big-bang". Esta singularidade non se entende que teña significado físico no sentido habitual, pero é conveniente para citar os tempo medidos "desde o Big Bang" aínda que non se corresponda cun tempo fisicamente medible. Por exemplo, "10−6 segundos despois do Big Bang" é unha era ben definida na evolución do Universo. Se nos referimos á mesma era como "hai 13,8 miles de millóns de anos menos 10−6 segundos", a precisión do significado perderíase porque o minúsculo intervalo de tempo final está saturado pola incerteza do primeiro.

Aínda que o Universo podería en teoría ter unha historia máis longa, a Unión Astronómica Internacional usa actualmente o termo "idade do Universo" co significado de duración da expansión Lambda-CDM, ou de xeito equivalente o tempo que pasou desde o Big Bang no Universo observable actual.

## Límites observacionais 
Como o Universo debe ser polo menos tan vello como a cousa máis antiga que haxa nel, hai varias observacións que poñen un límite inferior á idade do Universo; entre estas están a temperatura das estrelas ananas brancas máis frías, que arrefrían gradualmente co tempo, e os puntos de saída da secuencia principal máis débiles das estrelas da secuencia principal nos cúmulos (as estrelas de menor masa pasan unha gran cantidade de tempo na secuencia principal, polo que as estrelas de menor masa que evolucionaron saíndo da secuencia principal establecen unha idade mínima).

## Parámetros cosmolóxicos 
[miniatura|400px|A idade do Universo pode ser determinada medindo hoxe a [contante de Hubble e extrapolando cara atrás no tempo co valor observado dos parámetros de densidade (Ω). Antes do descubrimento da enerxía escura, críase que o Universo estaba dominado pola materia e así a Ω neste gráfico correspóndese con Ω*m*. Nótese que o Universo en aceleración ten a maior idade, mentres que o Universo no Big Crunch ten a menor idade.]]
[miniatura|400px|O valor do factor de corrección da idade, *F*, móstrase como unha función de dous [cosmoloxía|parámetros cosmolóxicos: a densidade de materia fraccionaria actual Ω*m* e a densidade da constante cosmolóxica Ω*Λ*.  Os valores mellor axustados destes parámetros móstranse no cadro da parte superior esquerda; o Universo dominado na materia móstrase pola estrela na parte inferior dereita.]]
O problema de determinar a idade do Universo está estreitamente ligado ao problema de determinar os valores dos parámetros cosmolóxicos. Hoxe isto realízase fundamentalmente no contexto do modelo ΛCDM, onde se asume que o Universo contén a materia (bariónica) normal, materia escura fría, radiación (incluíndo tanto fotóns coma neutrinos), e unha constante cosmolóxica.  A contribución fraccionaria de cada un á densidade de enerxía actual do Universo 
vén dada polos parámetros de densidade Ω*m*, Ω*r* e ΩΛ. O modelo ΛCDM completo descríbese por outros varios parámetros, pero para o propósito de computar a súa idade, estes tres, xunto co parámetro de Hubble H_0, son os máis importantes.

Se temos medidas precisas destes parámetros, entón a idade do Universo pode determinarse usando a ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona a velocidade de cambio no factor escala *a*(*t*) con respecto ao contido de materia do Universo. Transformando esta relación, podemos calcular o cambio no tempo por cambio no factor escala e así calcular a idade total do Universo integrando esta fórmula. A idade *t*0 vén dada entón por unha expresión da forma
:t_0 = \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots) 
onde H_0 é o parámetro de Hubble e a función *F* depende só da contribución fracionaria do contido da enerxía do Universo que procede de varios compoñentes. A primeira observación que se pode facer a partir desta fórmula é que o parámetro de Hubble é o que controla a idade do Universo, cunha corrección debida ao contido de enerxía e materia. Así unha estimación aproximada da idade do Universo procede do tempo de Hubble, o inverso do parámetro de Hubble. Cun valor para H_0 duns 68&nbsp; km/s/Mpc, o tempo de Hubble estímase en 1/H_0 = 14,4 miles de millóns de anos.

Para obter unha cifra máis precisa, debe computarse o factor de corrección *F*. En xeral isto debe facerse numericamente, e na figura móstranse os resultados para un rango de valores de parámetros cosmolóxicos. Para os valores de Planck (Ω*m*, Ω*Λ*) = (0,3086, 0,6914), mostrados no cadro da esquina superior esquerda da figura, este factor de corrección é duns *F* = 0,956. Para un Universo plano sen ningunha constante cosmolóxica, mostrado para a estrela da esquina inferior dereita, *F* = 2/3 é moito menor e así o Universo é máis xove para un valor fixo do parámetro de Hubble. Para facer estra figura, mantense constante Ω*r* (aproximadamente equivalente a manter constante a temperatura do CMB) e o parámetro de densidade de curvatura queda fixado polo valor dos outros tres.

Ademais do satélite Planck, a Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP, *Wilkinson Microwave Anisotropy Probe*) foi outro instrumento utilizado para establecer a idade precisa do Universo, aínda que deben realizarse outras medidas para aumentar a precisión da cifra. As medicións CMB son moi boas para restrinxir o contido de materia Ω*m* e o parámetro de curvatura Ω*k*. Non é directamente sensible ao ΩΛ, A introdución da constante cosmolóxica permite que o Universo sexa máis antigo que ditos cúmulos, e tamén explica outras características que o modelo do universo de só materia non podía explicar.

## WMAP 
O proxecto da NASA Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP, *Microwave Anisotropy Probe*) de nove anos de duración estimou en 2012 que a idade do Universo era (13,772&nbsp;±0,059)·109 anos, é dicir, 13&nbsp;772 millóns de anos, cunha incerteza de máis menos 59 millóns de anos.

Esta medición faise usando a localización dos primeiros picos acústicos do espectro de potencias do fondo de microondas para determinar o tamaño da superficie de desacoplado (tamaño do Universo no tempo da recombinación). O tempo de viaxe da luz a esta superficie (dependendo da xeometría usada) dá unha idade fiable do Universo. Asumindo a validez dos modelos usados para determinar esta idade, a precisión residual dá unha marxe de erro de case o 1%.

## Planck 
En 2015, o Planck Collaboration estimou que a idade do Universo era de (13,813&nbsp;±0,038)·109 anos, lixeiramente maior que a estimada polo WMAP pero dentro das incertezas da cifra derivada dos datos da WMAP. Combinando os datos da Planck con datos externos, a mellor estimación combinada da idade do Universo é (13,799&nbsp;±0,021)×109 anos.

## Historia 
No século XVIII empezou a formularse o concepto de que a idade da Terra era de millóns ou miles de millóns de anos. Porén, a maioría dos científicos ao longo do século XIX e nas primeiras décadas do XX asumían que o Universo era un estado estable e eterno, no que podía haber estrelas que ían e viñan pero non cambios que ocorresen na grande escala coñecida do tempo.

As primeiras teorías científicas que indicaban que a idade do Universo podería ser finita foron os estudos de termodinámica, formalizados a mediados do século XIX. O concepto de entropía determina que se o universo (ou calquera outro sistema pechado) era infinitamente vello, entón todo o que estaba dentro del estaría á mesma temperatura, e así non habería estrelas nin vida. Daquela non se presentou ningunha explicación científica a esta contradición.

En 1915 Albert Einstein publicou a teoría da relatividade xeral e en 1917 construíu o primeiro modelo cosmolóxico baseado na súa teoría. Para que seguise sendo consistente cun estado estable do Universo, Einstein engadiu ás súas ecuacións unha constante cosmolóxica, como se chamaría despois. Porén, xa en 1922, tamén utilizando a teoría de  Einstein, Alexander Friedmann e independentemente cinco anos despois Georges Lemaître, mostraron que o Universo non podía ser estático e debía estar en expansión ou en contracción. Ademais, Arthur Eddington probou que o modelo de Einstein dun Universo estático era inestable.

A primeira observación directa que indicaba que o Universo tiña unha idade finita procedía das observacións das 'velocidades de recesión', principalmente feitas por Vesto Slipher, combinadas coas distancias ás 'nebulosas' (galaxias) feitas por Edwin Hubble nun traballo publicado en 1929. A inicios do século XX, Hubble e outros distinguiron estrelas individuais dentro de certas nebulosas, determinando así que eran en realidade galaxias, similares, pero exteriores, á nosa galaxia a Vía Láctea. Ademais, estas galaxias eran moi grandes e moi distantes. Os espectros captados desas galaxias distantes mostraban un desprazamento ao vermello nas súas liñas espectrais presumiblemente causado polo efecto Doppler, indicando así que estas galaxias se estaban a separar da Terra. Ademais, canto máis lonxe estaban esas galaxias (o débiles que vían desde aquí) maior era o seu desprazamento ao vermello, e máis rapidamente se separaban de nós. Esta foi a primeira evidencia directa de que o Universo non é estático senón que está en expansión. A primeira estimación da idade do Universo procede do cálculo do momento en que todos os obxectos do Universo deberon de empezar a acelerar desde un mesmo punto. O valor inicial de Hubble para a idade do Universo era moi baixa, xa que se consideraba que as galaxias estaban moito máis próximas do que as posteriores observacións demostraron que estaban.

A primeira medida precisa razoable da velocidade de expansión do Universo, un valor numérico que agora se coñece como constante de Hubble, fíxoa por primeira vez en 1958 o astrónomo Allan Sandage. O valor que el mediu para a constante de Hubble era moi próximo ao rango de valores que se acepta xeralizadamente hoxe.

Porén, Sandage, igual que Einstein, non cría nos seus propios resultados na época en que os descubriu. O seu valor para a idade do Universo era demasiado curto para reconciliarse cos 25 mil millóns de anos estimados nesa época para as estrelas máis vellas coñecidas. Sandage e outros astrónomos repetiron estas medidas moitas veces, intentando reducir a constante de Hubble e así incrementouse a idade resultante para o Universo. Sandage mesmo propuxo novas teorías cosmogónicas para explicar esta discrepancia. Este asunto resolveuse finalmente con melloras nos modelos teóricos usados para estimar as idades das estrelas. En 2013, utilizando os últimos modelos de evolución estelar, a idade estimada da estrela máis vella coñecida era 14,46&nbsp;±0,8 miles de millóns de anos.

O descubrimento da radiación de fondo de microondas cósmica anunciado en 1965 puxo definitivamente fin á incerteza científica que quedaba sobre o Universo en expansión. As sondas lanzadas recentemente ao espazo como WMAP, lanzada en 2001, e Planck, lanzada en 2009, obtiveron datos que determinan a constante de Hubble e unha idade do Universo independente das distancias das galaxias, eliminando a maior fonte de erro.

## Notas 
## Véxase tamén 
### Outros artigos 
* Idade da Terra
* Principio antrópico
* Cosmoloxía
* Dark Ages Radio Explorer (DARE)
* Campo profundo do Hubble
* Universo observable
* Desprazamento ao vermello

### Ligazóns externas 
*Tutorial de Cosmoloxía de Ned Wright
*
*Aanimacións de parámetros cosmolóxicos de Wayne Hu
*
*SEDS page on "Globular Star Clusters"
*Douglas Scott "Independent Age Estimates"
*KryssTal "The Scale of the Universe" Espazo e tempo escalados para principiantes.
*iCosmos: Calculadora cosmolóxica (con xeración de gráficos)
*O Universo en expansión (American Institute of Physics)