Universo

El problema de determinar la edad del Universo está más cerca del problema de determinar los valores de los parámetros cosmológicos. Hoy esto está ampliamente superado en el contexto del modelo ΛCDM,donde se asume que el Universo contiene materia normal (bariónica), materia oscura fría, radiación (protones y neutrinos) y una constante cosmológica. La contribucción fraccional de cada densidad deenergía actual del Universo viene dado por los parámetros de densidad \Omega_m, \Omega_r y \Omega_\Lambda. El modelo completo ΛCDM está descrito por otros parámetros, pero para el propósito delcálculo de la edad del Universo, estos tres, junto con la constante de Hubble H_0 son los más importantes.

Si una de las medidas de estos parámetros fuera exacta, entonces la edad del Universo se podríadeterminar usando la ecuación de Friedmann. Esta ecuación relaciona la tasa de cambio en el factor de escala a(t) con la materia total del Universo. Dando la vuelta a esta relación, podemos calcular elcambio en el tiempo por los cambios en el factor de escala y así calcular la edad total del Universo integrando esta fórmula. La edad t_0 está entonces dada por una expresión de la forma:

t_0= \frac{1}{H_0} F(\Omega_r,\Omega_m,\Omega_\Lambda,\dots)

Dónde la función F() depende sólo de la contribución fraccional del contenido de la energía del Universo que viene de varios componentes.La primera observación que uno puede hacer de esta fórmula es que es el parámetro Hubble el que controla la edad del Universo, con una corrección procedente del contenido de materia y energía. Así sepuede hacer una estimación aproximada de la edad del Universo como el inverso del parámetro de Hubble,

\frac{1}{H_0} = \left( \frac{H_0}{72\quad\text{km/(s}\cdot\text{Mpc)} } \right)^{-1}\times 13.6 \quad\text{Gyr}

El valor del factor de corrección de la edad F es mostrado como función de dos parámetros cosmológicos: la densidad de materia fraccional actual \Omega_m y la constante...