CPIA / Tema VIII / Unidad VIII_III
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Cosmología CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 1 de 30. © Enrique Díez Alonso Universo en expansión Paradoja de Olbers Pensemos un momento; si nuestro Universo fuera infinito y en él las estrellas se distribuyeran uniformemente, en cualquier dirección de la bóveda celeste en la que miráramos se interpondría un astro luminoso, y por lo tanto el cielo habría de ser muy brillante, y no oscuro. Esta es la llamada Paradoja de Olbers, un problema planteado hace cientos de años. Un modo de resolver la paradoja es el siguiente; nuestro Universo puede ser o no infinito (¡en todo caso es extremadamente grande!), pero si fuera finito en el tiempo entonces habría determinados astros situados lo suficientemente lejos cuya luz aun no habría podido alcanzarnos, y por eso el cielo es negro... Por lo tanto nuestro Universo podría ser finito en el tiempo. Universo en expansión Ya vimos que fue Hubble quien determinó que las nebulosas espirales eran otras islas independientes de la Vía Láctea. Para ello estimó distancias a distintas galaxias estudiando variables cefeidas situadas en su interior. También vimos que ya se sabía que las líneas de los espectros de la mayoría de las nebulosas espirales se observaban con longitud de onda mayor que la que cabría esperar si la nebulosa espiral (la galaxia) estuviera en reposo con respecto nosotros (corrimiento al rojo, z). Esto implica que está aumentando la distancia entre la gran mayoría de las galaxias y nosotros. Cuanto mayor sea ese desplazamiento (el valor de z), a mayor velocidad nos separamos. (Si fuera lo contrario, que las líneas aparecieran desplazadas hacia menores longitudes de onda, hacia la zona azul del espectro, se deduciría un acercamiento). Pues bien, Hubble además de determinar distancias a las galaxias, también se dedicó a medir el valor del corrimiento al rojo que presentaban, y se encontró con que cuanto más lejos se situara una galaxia, mayor era el valor de su corrimiento al rojo z (y su velocidad de alejamiento). Este hecho es lo que se llama la Ley de Hubble. Si en lugar del corrimiento al rojo hacemos referencia a la velocidad de alejamiento, la relación se puede expresar matemáticamente del siguiente modo (relación velocidad - distancia): v = H0 x d CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 2 de 30. © Enrique Díez Alonso Donde v es la velocidad de alejamiento de la galaxia, d la distancia a la que está, y H0 la famosa Constante de Hubble. Si determináramos con exactitud la constante de Hubble, H0, sabríamos la distancia a la que se encuentra una galaxia sólo con medir su velocidad de alejamiento (deducida del corrimiento al rojo, z). Este método de determinación de distancias es mucho más sencillo que la búsqueda de cefeidas u otros métodos, pero implica determinar con exactitud la Constante de Hubble. Para quien sea de interés, el valor de z se calcula del siguiente modo: z = (Lobservada - L0) / L0 Siendo L0 el valor de la longitud de onda cuando la fuente emisora está en reposo. Pues bien, sabiendo z, se puede deducir la velocidad de alejamiento de una galaxia, v, mediante la expresión: v = c * ((z+1)2-1)/((z+1)2+1) donde c es la velocidad de la luz. Bien, casi todas las galaxias parecen alejarse de la Vía Láctea... ¿Ocupa entonces la Vía Láctea un lugar privilegiado en el Universo? Hubble señaló que esto no tiene porqué ser así. Si el Universo en conjunto estuviera en expansión el efecto que veríamos sería justo este, estuviéramos en la galaxia que estuviéramos. Todas las galaxias parecerían alejarse de nosotros, tanto más rápido cuanto más lejos se encontraran. Entonces, el corrimiento al rojo que observamos en las galaxias sería debido a la expansión del Universo, sería el denominado corrimiento al rojo cosmológico. Un símil que puede ayudarnos consiste en imaginar las galaxias como si fueran pasas incrustadas en el interior de un pan que se está haciendo en el horno. Si estuviéramos situados en una pasa del pan (vale cualquiera, desde todas veríamos lo mismo), observaríamos cómo al hincharse la masa esta arrastraría a todas las demás pasas haciendo que su distancia fuera cada vez mayor. Además, cuanto más lejos esté una pasa más rápido se aleja, pues hay más masa de por medio hinchándose. Por supuesto, en esta analogía las pasas serían las galaxias y la masa que se hincha y arrastra a las pasas (las galaxias) sería el espacio en expansión. Otra analogía útil podría ser imaginarnos a las galaxias como situadas sobre un globo que se esté hinchando (podéis ver una animación en Recursos de la Unidad VIII.III). Al hincharse (expansión del Universo), la separación entre todas las galaxias aumenta, tanto más rápido cuanto más alejadas estén. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 3 de 30. © Enrique Díez Alonso ¿Por qué entonces la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea están acercándose? pues porque es en los enormes espacios entre cúmulos de galaxias donde tiene lugar la expansión, ya que dentro de los cúmulos el efecto de la gravedad congela localmente la expansión. Dentro de los cúmulos de galaxias sí tienen relevancia los movimientos particulares de cada galaxia y pueden observarse galaxias acercándose entre si. Relatividad General y Big Bang La Relatividad General es la teoría que describe matemáticamente la dinámica de un Universo en expansión. De hecho, anteriormente a las observaciones realizadas por Hubble, Einstein había aplicado las ecuaciones de la Relatividad General al Universo (suponiendo que fuera homogéneo e isótropo, hipótesis que constituyen el llamado Principio Cosmológico), ¡y encontró unas soluciones que predecían un Universo en expansión o en contracción!. Pero entonces aun no existían evidencias de la expansión del Universo y se pensaba que este era estático. Entonces Einstein introdujo la llamada Constante Cosmológica como algo que contrarestaría la atracción causada por la gravedad, conciliando sus soluciones con un Universo estático, que era cómo él pensaba que había de ser (posteriormente Friedman, Robertson y Walker encontrarían soluciones generales para un Universo regido por el Principio Cosmológico). Esquema de la expansión del Universo, desde el Big Bang hasta nuestros días. Y de hecho, la relación que Hubble encontró experimentalmente, v = H0 x d, es una aproximación a la relación más compleja que se deriva teóricamente de la Relatividad General. Al quedar claro que el Universo no era estático Einstein eliminó la constante cosmológica de sus ecuaciones. Pero más adelante veremos cómo esta ha vuelto a la escena de la física en la época actual. Bien, parece que las galaxias se alejan entre si debido a la expansión. Es lógico pensar que echando la película hacia atrás encontraríamos a las CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 4 de 30. © Enrique Díez Alonso galaxias cada vez más próximas cuanto más joven fuera el Universo, y más, y más... hasta que llegáramos a un instante en el que nuestro Universo tuvo que estar infinitamente caliente y denso formando una especie de átomo primigenio que desencadenó todo lo que conocemos. Esta teoría recibe el nombre de Teoría del Big Bang (Gran Explosión) y es la más aceptada por los modelos que manejan los cosmólogos hoy en día. En los siguiente puntos describiremos el camino que (pensamos) ha recorrido nuestro Universo para llegar a su estado actual partiendo de ese átomo primordial. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 5 de 30. © Enrique Díez Alonso Una teoría del todo Estamos en un curso de Astronomía, y parece que cuando pensamos en nuestro Universo sólo tenemos en mente estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias... pero estas están formadas por átomos (que a su vez son una mezcla de partículas elementales), radiación... ¿A dónde queremos llegar? pues a que la descripción de nuestro Universo no ha de limitarse a explicar las estructuras macroscópicas, sino que también ha de integrar el mundo microscópico, y cómo este se combina para dar lugar al mundo macroscópico. Para que esta descripción de la historia del Universo (la cosmología, vamos...) integre lo microscópico y lo macroscópico, ha de explicar satisfactoriamente las distintas interacciones fundamentales que observamos en el Universo. Dicho de otro modo: lo mismo ha de explicar porqué la Tierra gira alrededor del Sol que la razón por la que se mantienen estables los núcleos atómicos. Vamos a repasar entonces cuáles son fundamentales presentes en la naturaleza: las fuerzas o interacciones • La fuerza más intensa, pero también la de menor alcance, es la fuerza nuclear fuerte. Es atractiva y actúa uniendo a unas partículas fundamentales llamadas quarks para formar partículas más complejas, como protones, neutrones (por ejemplo) y los propios núcleos atómicos. Los físicos entienden esta interacción como si los quarks estuvieran intercambiándose unas partículas llamadas gluones (glue significa pegamento, en inglés), y este intercambio fuera lo que los mantiene unidos. • La segunda fuerza más intensa es la electromagnética. Actúa a grandes distancias y hace que partículas que posean carga se atraigan o repelan. Si la interacción fuerte se explicaba como un intercambio de gluones, la electromagnética se explica como un intercambio de fotones. Por poner un ejemplo, es la responsable de que los átomos se unan para formar moléculas. • La tercera fuerza en intensidad es la nuclear débil. Es la responsable del decaimiento de las partículas (un ejemplo es la radiactividad). Su alcance es aun menor que el de la interacción fuerte y también se explica como un intercambio de otras partículas, los bosones. • La cuarta y última fuerza es la gravedad. Es una fuerza atractiva que actúa entre cuerpos con masa. A pesar de ser extremadamente más débil que las otras tres se torna la más importante a escala macroscópica. La gravedad es responsable de que los planetas giren alrededor de las estrellas o de que las galaxias se atraigan entre si. La Relatividad CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 6 de 30. © Enrique Díez Alonso General la describe como una perturbación sobre el espacio tiempo causada por los cuerpos que tienen masa, pero sólo describe sus efectos, no explica qué los produce... Según el modelo estándar (el que explica el resto de fuerzas como un intercambio de partículas), la gravedad se basa en el intercambio de gravitones, que aun no han sido detectados... Hoy en día sabemos que a una temperatura de 1015 grados (la que tendría el Universo cuando su edad era 10-12 s, es decir, 0'000000000001 s), la fuerza electromagnética y la nuclear débil se funden en una sola (llamada electrodébil). Visto al revés: la fuerza electrodébil presenta dos caras, la electromagnética y la nuclear débil, a temperaturas inferiores que 1015 grados. Bien, a temperaturas aun mayores (del orden de 1027 grados, alcanzadas cuando el Universo tenía tan sólo 10-35 s de vida), las teorías actuales (llamadas de Gran Unificación o GUT), predicen que la fuerza electrodébil estaría unificada con la nuclear fuerte. ¿Vemos ya a dónde queremos llegar?, ¿no cabría esperar que justo en el instante inicial del Universo las cuatro fuerzas estuvieran unidas en una sola interacción que se hubiera roto posteriormente? Pues en la búsqueda de una teoría (teoría unificada) que aúne todas las fuerzas en una sóla se dirigen gran parte de los esfuerzos de la física y la cosmología modernas. Las mayores dificultades se encuentran en unificar la gravedad con las otras tres; sería algo así como encontrar una teoría que unifique el mundo macroscópico con el microscópico, que explique el movimiento de los cúmulos de galaxias y el mundo subatómico como distintas facetas de una sola cosa. En nuestro planeta, ¿dónde podemos cotejar experimentalmente las predicciones que los modelos cosmológicos arrojan para los primeros instantes del Universo? Bien, esto se hace en los aceleradores de partículas, acelerando partículas elementales hasta que alcancen energías como las que tendrían en los primeros instantes del Universo, cuando era supercaliente. Haciendo chocar estas partículas aceleradas y estudiando esos choques, podemos hacernos una idea de cómo era nuestro Universo y comprobar las teorías cosmológicas. Ahora bien, las energías que se alcanzan en los aceleradores son muy inferiores a las energías que tenían las partículas en los instantes iniciales del Universo, de manera que nuestro conocimiento de esos primeros instantes es totalmente teórico y ha de tomarse con las debidas reservas. En nuestra época actual una teoría muy popular (y controvertida) que se atreve a explicar el mismísimo Big Bang y arroja otros resultados sorprendentes es la denominada Teoría M, evolución de las llamadas teorías de cuerdas. Estas explicaban la materia como diminutas cuerdas vibrantes en un espacio de diez dimensiones, de manera que originarían una partícula u otra según su estado de vibración. Pues bien, la Teoría M soluciona las dificultades que presentan las teorías de cuerdas añadiendo una dimensión más, de manera que nosotros sólo podemos apreciar CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 7 de 30. © Enrique Díez Alonso las tres dimensiones espaciales y una temporal, pero existe un conjunto de dimensiones a las que somos ajenos ya que sólo se manifiestan a escalas extremadamente pequeñas (incluso fuera de las posibilidades experimentales actuales). Pero aun va más lejos; sugiere que todo el contenido del Universo forma parte de un ente denominado membrana. Ahora bien, pueden existir otras membranas de distintos tipos, cada una de las cuales correspondería a un Universo paralelo fuera de nuestro alcance. Las partículas portadores de la gravedad, los gravitones, podrían moverse libremente entre ellas, mientras que las partículas portadoras de las otras tres fuerzas no. Eso explicaría la aparente debilidad de la gravedad en comparación con las otras fuerzas fundamentales. El conjunto de todos esos Universos paralelos se conoce como Multiverso. Además podría ocurrir que las membranas colisionaran entre si. ¿Y qué podría resultar de una de esas colisiones?, pues ni más ni menos que un Big Bang. Ahora, dicho lo anterior, especulado todo lo especulable y sabiendo las limitaciones de nuestro conocimiento, es momento de recorrer las principales etapas o épocas por las que ha pasado nuestro Universo de acuerdo con los modelos cosmológicos actuales, desde su instante inicial hasta nuestros días. En total son doce, y se distinguen en base en la situación temporal de diferentes eventos notables que marcaron la historia del Universo. Las nueve primeras etapas comprenden la primera era o era de la radiación, mientras que las tres restantes comprenden la segunda era o era de la materia. En su primera era (de la radiación), nuestro Universo fue una especie de sopa de partículas y radiación caracterizada por una temperatura y densidad altísimas (aunque decrecientes con su expansión). Los cosmólogos se apoyan en la teoría cuántica (útil a escala microscópica) para describir estas etapas en las que reinaron condiciones de altas densidades y temperaturas. Las etapas que comprenden la segunda era (de la materia) están caracterizadas por un enfriamiento y disminución de la densidad. La herramienta que los cosmólogos usan para describir esta segunda era es la Relatividad General (aplicable a escalas macroscópicas). CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 8 de 30. © Enrique Díez Alonso Cronología del Universo Edad 0 segundos: Gran Explosión La historia del Universo arranca con esta etapa, en la que situamos la Gran Explosión. En este instante podríamos imaginar nuestro Universo como una singularidad, en la que no son aplicables las leyes de la física. Por supuesto, de nuestro conocimiento actual del Universo no podemos deducir cómo era antes de ese instante. Entre 0 y 10-43 segundos de edad: Época de Planck Según la mecánica cuántica 10-43 segundos es la unidad de tiempo más pequeña que puede medirse. Por lo tanto marca el límite temporal en el que podemos indagar sobre nuestro Universo. En esta etapa, llamada Tiempo de Planck, posiblemente la gravedad se separara del resto de fuerzas, que justo en el instante inicial podrían haber estado unificadas. El Universo sería un plasma denso de fotones junto con partículas y antipartículas elementales. Edad 10-35 segundos: Fin de la Gran Unificación La expansión cosmológica de ese átomo primigenio hizo que la temperatura descendiera por debajo de 1027 grados y ocurriera el llamado fin de la Gran Unificación, es decir, la separación entre la fuerza fuerte y la unión de la electromagnética y la nuclear débil, que aun permanecerían juntas como la fuerza electrodébil. A partir de los 10-35 segundos de edad nuestro Universo estaría regido por tres interacciones: la gravitatoria, la nuclear fuerte y la electrodébil. Además los modelos predicen un ligero exceso de la materia sobre la antimateria, lo que explica porqué nuestro Universo actual está formado por materia ordinaria (volveremos sobre esto en breve). Edad entre 10-34 s y 10-32 s: Etapa inflaccionaria En esta etapa hubo una transición de fase y un recalentamiento que provocaron que la distancia entre objetos estacionarios aumentara en un CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 9 de 30. © Enrique Díez Alonso factor de 1026, de ahí que reciba el nombre de etapa inflaccionaria. Este fenómeno habría homogeneizado la totalidad del Universo. Edad 10-12 s: Fin de la Unificación Electrodébil A esta edad el Universo tendría una temperatura de unos 1015 grados, a la que se separan las interacciones electromagnética y débil (a mayor temperatura, recordémoslo, estaban fundidas en una sola fuerza llamada electrodébil). Por lo tanto esta etapa marca el fin de la unificación electrodébil; las cuatro fuerzas fundamentales ya estarían separadas como las conocemos hoy en día. Edad 10-4 s: Formación de Protones y Neutrones Hasta que nuestro Universo tuvo una diezmilésima de segundo de edad, los fotones (radiación) eran tan energéticos que daban lugar a partículas y antipartículas pesadas. Esto finalizó a los 10-4 segundos de edad, ya que al enfriarse el Universo por debajo de 1012 grados los fotones dejaron de ser lo suficientemente energéticos como para originar partículas tan pesadas. Entonces los protones (núcleos de Hidrógeno) y los neutrones se aniquilaron con sus correspondientes antipartículas (antiprotones y antineutrones), sobreviviendo sólo el ligero exceso de materia (protones y neutrones) antes mencionado. Por eso nuestro Universo está formado por materia, y no por antimateria. Entre 1 y 3 segundos de edad: Formación de electrones El Universo sigue enfriándose y su temperatura ronda los 1010 grados, de manera que la radiación va siendo menos energética. Pero siguen creándose partículas y antipartículas menos masivas, como electrones y positrones, que se aniquilaban inmediatamente. Como antes, sólo sobrevivió el pequeño exceso de materia (electrones) sobre su antimateria (positrones). En este momento la principal contribución a la energía del Universo tiene lugar por parte de los fotones (no por parte de la materia), cuyo bombardeo constante impide que las partículas formen estructuras más complejas. Esta época es conocida como Era de la Radiación; la radiación dominaba sobre la materia. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 10 de 30. © Enrique Díez Alonso Entre 100 segundos y 15 minutos de edad: Nucleosíntesis primordial A esta edad la temperatura había descendido a 109 grados. Las partículas tenían la energía suficiente para colisionar y fusionarse en elementos más pesados, pero la radiación (los fotones) ya no era tan energética como para destruir esos elementos que se formaban. Comienza entonces la nucleosíntesis primordial (el término primordial diferencia los elementos creados en esta etapa de los sintetizados en el interior de las estrellas millones de años más tarde). Algunas etapas de la vida del Universo. Longitudinalmente se indica la dimensión temporal, mientras que su tamaño es la superficie del cilindro en cada instante. © Imagen NASA. Nuestro Universo era una especie de reactor nuclear en el que se empezaron a formar elementos ligeros, como núcleos de Deuterio (Hidrógeno pesado, formado por un protón y un neutrón), núcleos de Tritio a partir de ese Deuterio (el Tritio está formado por un protón y dos neutrones), núcleos de 3 Helio también a partir del Deuterio (dos protones y un neutrón forman 3Helio) y núcleos de 4Helio (el 4Helio lo pueden formar el Tritio y el 3 Helio absorbiendo partículas adicionales). También se pudieron formar elementos algo más pesados como Berilio, Litio o Boro, pero no se sintetizaron elementos más pesados ya que habrían sido inestables. Por cierto, démonos cuenta de que sólo se formaban núcleos ya que las continuas colisiones con los fotones impedían que los electrones se asociaran a esos núcleos para formar átomos; si un electrón era capturado por un CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 11 de 30. © Enrique Díez Alonso núcleo, inmediatamente un fotón colisionaba con él y lo arrancaba. Además las continuas colisiones que experimentaba la radiación impedían que los fotones viajaran libremente como lo hacen hoy en día. Los fotones eran absorbidos y reemitidos continuamente, por eso aquel Universo era opaco a los fotones, es decir, oscuro. A los quince minutos de edad la temperatura disminuyó hasta los 108 grados. Entonces las partículas ya no colisionaban con la suficiente energía para fusionarse, comenzó a haber fuerzas de repulsión entre ellas y cesó la nucleosíntesis primordial. Recapitulando: el Universo era entonces una mezcolanza de fotones, neutrinos, núcleos de elementos ligeros y electrones libres. Pues bien, en esta nucleosíntesis primordial los elementos más abundantes fueron el Hidrógeno (casi 75% de la masa total sintetizada), y Helio (25% de la masa sintetizada). De hecho las abundancias de Helio primordial que observamos hoy en el Universo concuerdan exitosamente con las predichas por el modelo, lo que supone un gran espaldarazo a la teoría. Edad 300.000 años A esta edad el Universo se habría enfriado hasta 4.000 Kelvin. Entonces los fotones ya no fueron lo suficientemente energéticos y permitieron que los electrones se combinaran con los núcleos para formar átomos. Cesaron las continuas absorciones y emisiones de fotones, el Universo se hizo transparente a la radiación y esta pudo viajar libremente... ¡se hizo la luz! Este balón de rugby es un mapa celeste del fondo de microondas realizado por COBE. Como esta radiación se liberó cuando el Universo tenía unos 300.000 años de edad, podríamos verlo como una imagen del Universo a la edad de 300.000 años. Los diferentes colores se corresponden con mínimas variaciones (1 parte por 100.000) en la temperatura del fondo de microondas (rojo indica más caliente). Estas anisotropías en la temperatura pueden tener su origen en cómo estaba distribuida la materia al liberarse la radiación. © Imagen NASA. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 12 de 30. © Enrique Díez Alonso Cabría esperar que el espectro de esta radiación liberada fuera como el emitido por un cuerpo a una temperatura de 4.000 kelvin (bueno, en realidad un cuerpo negro, pero no nos liemos más...). Hoy en día estos fotones aun deberían surcar el Universo, pero el modelo predice que debido al corrimiento al rojo cosmológico su espectro se debiera ajustar al emitido por un cuerpo cuya temperatura fuera de 2'74 kelvin (y no 4.000, como lo fue cuando se desacopló la radiación de la materia). Entonces de existir, tendría que presentar un máximo en longitudes de onda correspondientes a las microondas. Pues bien, esta radiación de fondo de microondas predicha por la teoría fue detectada experimentalmente por los físicos Penzias y Wilson en el año 1964, y estudiada por el satélite COBE a principios de los noventa (posteriormente la misión WMAP la estudiaría con mayor profundidad, arrojando resultados espectaculares que veremos más adelante). Dicho fondo de microondas, resto fósil de cuando nuestro Universo tenía una edad de 300.000 años, responde perfectamente a lo predicho por la teoría, ajustándose al espectro emitido por un cuerpo negro a una temperatura de 2'735 Kelvin. Impresionante, ¿no? Edad 2 millones de años La materia y la radiación se han desacoplado. Además la expansión del Universo provoca un corrimiento al rojo de la radiación que hace que su energía diminuya. Se invierten los papeles y comienza la era de la materia, en la que la principal contribución a la energía del Universo proviene de la materia. Empiezan a formarse grandes estructuras: estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias... La materia domina sobre la radiación. El modo en el que empezaron a formarse estas estructuras presenta serios problemas. Por ejemplo, la radiación que se desacopló a una edad de 300.000 años (fondo de microondas) es tremendamente homogénea miremos hacia donde miremos. Esto indica que también la materia se distribuía muy homogéneamente cuando se desacopló la radiación, lo que por otra parte es normal ya que la propia radiación impediría que se formaran concentraciones de materia. Bien, ¿entonces cómo pudieron formarse las primeras macroestructuras a partir de un Universo tan homogéneo? Necesariamente tuvo que haber ligeras fluctuaciones en su densidad en épocas tempranas, algo así como grumos que serían las semillas de las primeras estructuras. Experimentalmente se han encontrado pequeñas inhomogeneidades (del orden de 1/100.000) en la radiación de fondo de microondas que apuntan a que en el Universo joven hubo fluctuaciones de densidad muy ligeras. Aun así habrían sido tan pequeñas que no acaban con los problemas teóricos que plantean el origen de las grandes estructuras. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 13 de 30. © Enrique Díez Alonso Se especula entonces con que en estas épocas tempranas pudo haber materia oscura exótica no interactuante con la radiación y que por lo tanto sí pudiera haberse concentrado. La materia ordinaria podría haberse agrupado en torno a estos grumos de materia oscura, dando lugar a los gérmenes de las macroestructuras. Se especula con dos tipos de materia oscura exótica: • Materia oscura caliente: se trataría de partículas relativistas (se llaman relativistas las que viajan a velocidades próximas a la de la luz), siendo los neutrinos los principales candidatos. De haber sido así, primero habrían surgido grandes nubes (protocúmulos de galaxias) que posteriormente y por fragmentación habrían originado las galaxias. • Materia oscura fría: se trataría de de partículas elementales masivas, no relativistas y de naturaleza desconocida. En este otro marco primero surgirían las nubes de gas, luego las estrellas, las protogalaxias, y por último los cúmulos y supercúmulos de galaxias. Las observaciones parecen indicar que las grandes estructuras surgieron de esta manera (de abajo a arriba), más que del anterior (que sería de arriba a abajo), lo que fortalece la hipótesis de la materia oscura fría. Edad entre 400 y 800 millones de años A esta época pertenecen las galaxias más jóvenes conocidas, observadas por el Telescopio Espacial Hubble en el llamado Hubble Ultra Deep Field (Campo Ultra Profundo del Hubble). La imagen corresponde a una región de la constelación austral de Fornax, de un tamaño equivalente a la centésima de la Luna Llena. En ella aparecen galaxias de hasta magnitud 30 para lo que hubo que emplear un tiempo de exposición de once días. Imagen de Campo Ultra Profundo del Telescopio Espacial Hubble. © Imagen NASA. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 14 de 30. © Enrique Díez Alonso Edad 9.000 millones de años: Formación del Sistema Solar A esta edad el Universo estaría poblado por galaxias, con estrellas, planetas, etc. Más o menos asistiríamos al nacimiento del Sol y del Sistema Solar. Edad 13.700 millones de años: Actualidad Y aquí estamos nosotros. Si comprimiéramos toda la historia del Universo en un día, la aparición de los primeros homínidos sobre la Tierra y su posterior desarrollo habría tenido lugar en los últimos 30 segundos. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 15 de 30. © Enrique Díez Alonso Distintos tipos de Universo Mencionamos antes que las soluciones de Friedman - Robertson - Walker para las ecuaciones de la Relatividad General aplicadas a todo el Universo lo describen en estado dinámico. Las observaciones lo corroboran e indican que se encuentra en expansión. Ahora bien, esta expansión no es independiente de su contenido en materia y energía; hay tres posibilidades: 1. Que el contenido en materia y energía sea el justo para que la gravedad equilibre la expansión, alcanzando un estado de estático. Sería un Universo Plano. 2. Que el contenido en materia y energía sea tal que la gravedad pueda contrarrestar la expansión, vencerla e iniciar una contracción, que finalizaría en un Gran Colapso. Sería un Universo Cerrado. 3. Una tercera posibilidad es que el contenido en materia y energía sea incapaz de detener la expansión, de manera que nuestro Universo se expandiría para siempre. Sería un Universo Abierto. Después del siguiente cuadro analizaremos cada una de las tres posibilidades. Parámetros cosmológicos En este cuadro exponemos algunos parámetros cosmológicos de interés. Aparecen dos formulitas por las que no hemos de preocuparnos si nos causan cierto repelús... Denotaremos como r la densidad real del Universo y como rcrit la llamada densidad crítica. Su cociente, r/rcrit, es el Parámetro de densidad, de manera que: • • • Si r > rcrit (densidad real mayor que la crítica) el Universo será cerrado (caso 1). Equivale a decir que el parámetro de densidad es >1. Si r = rcrit el Universo será plano (caso 2). El parámetro de densidad = 1. Si r < rcrit (densidad real menor que la crítica) el Universo será abierto (caso 3). Parámetro de densidad < 1. Para quien interese, la densidad crítica viene dada por la expresión: rcrit=(3 x H)/(8 x Pi x G) siendo H la constante de Hubble (que es una medida del ritmo de expansión del Universo) y G la Constante universal de gravitación. Denotaremos por q al parámetro de deceleración. Es una medida de cómo la gravedad frena la expansión del Universo. Llamaremos K a la curvatura del Universo; su valor es 1 para un Universo CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 16 de 30. © Enrique Díez Alonso cerrado, 0 para un Universo plano y -1 para un Universo abierto. Por último, R es el factor de escala o expansión. Se puede entender como una medida de la separación entre los cúmulos de galaxias del Universo. Estos parámetros se relacionan del siguiente modo: (2 x q) - 1 = (r/rcrit) - 1 = (K x c2) / (H2 x R2) Donde de nuevo H es la constante de Hubble y c2 indica el cuadrado de la velocidad de la luz. En la siguiente tabla tenéis los valores de los parámetros que tendría cada tipo de Universo: Parámetro de densidad Curvatura Parámetro de deceleración Universo Cerrado Universo Plano Universo Abierto r/rcrit > 1 r/rcrit = 1 r/rcrit < 1 K=1 K=0 K = -1 0 < q < 0'5 q = 0'5 q > 0'5 Universo Plano En este caso el contenido de materia y energía del Universo sería justo el necesario para que la gravedad equilibrase la expansión, de manera que esta fuera frenándose hasta detenerse y alcanzar un Universo estacionario. Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Plano. © Imagen EDA. Las dos figuras anteriores esquematizan el comportamiento de un Universo plano. A la izquierda se muestra como el ritmo de expansión habría sido infinito justo en la Gran Explosión. Desde entonces el Universo se estaría CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 17 de 30. © Enrique Díez Alonso expandiendo, pero cada vez más lentamente ya que el ritmo disminuye con la edad del Universo. Al llegar al instante t el ritmo de expansión sería cero y se alcanzaría un estado estacionario. En la figura de la derecha se ve cómo el tamaño del Universo (Factor de escala) va creciendo con el tiempo, pero cada vez más lentamente. Al llegar al instante t el Universo se detendría, alcanzándose el tamaño máximo, que sería estacionario. Bien, otro detalle: el contenido en materia y energía del Universo deforma el espacio tiempo; altera las propiedades geométricas del espacio. Veamos qué quiere decir esto con un ejemplo. En un Universo plano la suma de los tres ángulos de un triángulo que uniera cúmulos de galaxias sería igual a 180º. © Imagen NASA. A escala humana estamos acostumbrados a la geometría euclidiana. Esto quiere decir que el mundo que nos rodea es plano, y que por ejemplo la suma de los ángulos de un triángulo dará siempre un resultado de 180º. Pero como decimos, este resultado que nos parece tan natural no tiene porqué darse a grandes escalas. Imaginemos un triángulo cosmológico cuyos vértices estuvieran en tres cúmulos de galaxias distintos (podríamos trazarlo con rayos de luz, aunque tendríamos el inconveniente de que transcurrirían decenas de millones de años hasta que finalizara la obra...). Pues bien, la suma de los tres ángulos podría ser menor, igual o mayor que 180º, dependiendo del contenido de materia y energía del Universo. En el caso de un Universo en el que la densidad fuera justo igual a la densidad crítica, la geometría sería precisamente la euclidiana, por eso el Universo sería plano (y la curvatura nula, K=0). En este caso, la suma de los tres ángulos del triángulo cosmológico del ejemplo sí sería igual a 180º. Si habitáramos un Universo plano que ya se hubiera detenido, las galaxias más próximas presentarían un corrimiento al rojo z = 0, ya que la luz procedente de ellas emitida tras la detención ya habría tenido tiempo de alcanzarnos. Por el contrario, las galaxias más alejadas aun las veríamos como eran en un pasado remoto, cuando el Universo aun no se hubiera detenido, por eso CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 18 de 30. © Enrique Díez Alonso presentarían un corrimiento al rojo z > 0 (la luz que emitieron tras la detención aun no habría tenido tiempo de alcanzarnos). Universo Cerrado En este caso la densidad del Universo sería superior a la densidad crítica. Dicho de otro modo, el contenido en materia y energía sería capaz de frenar la expansión, detenerla e iniciar una marcha atrás en la que todas las galaxias se acercarían cada vez más rápido hasta llegar a un Gran Colapso. Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Cerrado. © Imagen EDA. De nuevo en las dos figuras superiores se representa el comportamiento del Ritmo de expansión y del Factor de escala con el tiempo para un Universo cerrado. A la izquierda vemos cómo el ritmo de expansión tendría un valor infinito en el instante inicial. En la primera mitad de la vida del Universo el ritmo de expansión sería positivo pero cada vez menor, es decir, el Universo se expandiría pero cada vez más lentamente. Al llegar al instante t la gravedad habría contrarestado la expansión, y de ahí en adelante el ritmo se tornaría negativo (contracción en lugar de expansión) y su valor sería cada vez mayor (se contraería cada vez más rápido). A la derecha vemos cómo el factor de escala (tamaño del Universo) crecería cada vez más lentamente hasta alcanzar un tamaño máximo y detenerse en el instante t, cuando la gravedad contrarresta la expansión e invierte los términos. De ahí en adelante el tamaño disminuiría hasta llegar a un Gran Colapso. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 19 de 30. © Enrique Díez Alonso La geometría de un Universo cerrado no es euclídea. En este caso la suma de los ángulos de un triángulo que uniera cúmulos de galaxias superaría los 180º (la curvatura sería positiva, K = 1). Geometría de un cerrado. © Imagen NASA. Podemos captarlo intuitivamente reduciendo nuestra existencia de tres a dos dimensiones espaciales e imaginando un Universo cerrado como si fuera la superficie de una esfera, que es curvada. De hecho la suma de los ángulos de un triángulo pintado sobre una esfera es Universo superior a 180º. Siguiendo con la analogía de la superficie de una esfera (pero sin olvidarnos de que un Universo cerrado tendría tres dimensiones y no dos), es fácil ver que un ingenio lo suficientemente rápido ¡podría cruzarlo por completo y aparecer justo por detrás del punto de partida! También es fácil ver con esta analogía que un Universo cerrado sería finito (la nave lo cruza por completo) e ilimitado (¿o acaso se encontró con algún borde o frontera la nave?). En un Universo así existiría el equivalente a unas antípodas, pero en tres dimensiones. Justo cuando el Universo alcanzara su máximo tamaño nos alcanzaría la luz proveniente de las antípodas, que además serían visibles en puntos opuestos ya que su luz nos habría alcanzado tras atravesar regiones distintas del Universo (sería como si a Europa nos llegara una información de Australia que haya cruzado el continente Americano y otra, la misma en definitiva, que haya cruzado Asia). Según avanzara la contracción empezaríamos a ver en direcciones opuestas imágenes múltiples de objetos no situados en las antípodas; en la imagen más próxima, que se correspondería con el camino más corto, el objeto aparecería en un estado más evolucionado, y en la imagen más lejana, que se correspondería con el camino más largo, el objeto aparecería en un estado mucho más joven. Por otra parte, en un Universo cerrado que ya hubiera comenzado la contracción las galaxias más cercanas presentaría un corrimiento al rojo < 0 (acercamiento), mientras que las más alejadas aun presentarían un corrimiento al rojo > 0. Esto sería así ya que la luz que nos llegaría en ese momento de las más alejadas habría partido mucho tiempo atrás, cuando aun no hubiera dado comienzo la contracción. Universo Abierto En este tercer caso el contenido en materia y energía del Universo sería insuficiente para que la gravedad fuera capaz de detener la expansión. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 20 de 30. © Enrique Díez Alonso En las figuras podemos ver cómo el Ritmo de expansión sería infinito justo en el instante de la Gran Explosión, y cómo de ahí en adelante disminuiría debido a que la gravedad frena la expansión. En todo caso la gravedad nunca vence y se alcanza un valor constante del ritmo de expansión (no se hace nulo, como en el caso plano). Por otro lado el tamaño del Universo (Factor de escala), crecerá infinitamente al ser el ritmo de expansión siempre mayor que cero. Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Abierto. © Imagen EDA. ¿Cómo sería la geometría de un Universo abierto?, pues en este caso si de nuevo dibujáramos un triángulo cosmológico que uniera cúmulos de galaxias, la suma de sus tres ángulos sería inferior a 180º (la curvatura es negativa, K = -1). Igual que antes establecimos un paralelismo entre un Universo cerrado y la superficie de una esfera, podemos establecer otro entre un Universo abierto y la superficie de una silla de montar o la de una patatita Geometría de un Universo abierto. © Imagen NASA. pringles (aunque recordemos que esto es útil para imaginárnoslo intuitivamente ya que el Universo cuenta con una dimensión espacial más). Si sobre estas superficies pintamos un triángulo, la suma de sus tres ángulos es inferior a 180º. Si nuestro Universo fuera abierto y ya hubiéramos alcanzado la época a partir de la cual el ritmo de expansión es constante, veríamos cómo las galaxias más cercanas se alejarían a velocidad constante, mientras que las más lejanas parecerían hacerlo más rápido, tanto más cuanto más lejos miráramos (el argumento es el mismo que el expuesto para los casos plano y cerrado). CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 21 de 30. © Enrique Díez Alonso Otro detalle: aunque la Relatividad General predice que los Universos de tipo abierto y plano serían infinitos espacial y temporalmente, existe el llamado horizonte de partícula, más allá del cual no podemos obtener información. Dicho de otro modo, se trataría de una distancia hasta la que podemos observar galaxias ya que la luz de las situadas más lejos aun no ha podido alcanzarnos dadas las dimensiones y edad del Universo. Este horizonte de partícula determina un Universo observable para nosotros, que formaría parte de un Universo real mucho mayor. La información más lejana (o primitiva) que nos llega corresponde a la radiación de fondo de microondas, liberada cuando nuestro Universo tenía una edad de unos 379.000 años. Esta radiación que observamos ahora fue liberada por partes del universo en las que podrían haberse formado galaxias que en la actualidad estarían a unos 46.000 millones de años luz de distancia. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 22 de 30. © Enrique Díez Alonso ¿Qué pensamos actualmente sobre nuestro Universo? Esta claro que trazar triángulos de luz entre cúmulos de galaxias está fuera de nuestras posibilidades. ¿Entonces cómo podríamos averiguar a cuál de los tres anteriores modelos responde nuestro Universo? Un método podría ser el conteo de objetos de un tipo (cuásares, por ejemplo) que se encuentren más cerca que una distancia determinada (llamémosla R). Suponiendo que se distribuyeran homogéneamente el conteo nos daría una idea del volumen total que ocupan. Si ese volumen arrojado por el conteo coincidiera con (4/3) x pi x R3, es decir, el volumen de una esfera en una geometría plana, entonces el Universo sería plano. Si el volumen que arrojara el conteo fuera superior a (4/3) x pi x R3, entonces el Universo sería abierto, y si fuera inferior sería cerrado. Composición del Universo en la actualidad y hace 13.700 millones de años. © Imagen NASA. Así a priori parece un método sencillo, ¿no?, pero tiene sus inconvenientes. Por ejemplo no es asumible que la densidad de cuásares sea homogénea ya que estos eran más abundantes en el pasado, es decir, a distancias lejanas. Esto se podría subsanar haciendo correcciones evolutivas, pero tampoco se conoce a ciencia cierta cómo es su evolución... En definitiva, que los resultados obtenidos de este modo no se decantan por una geometría u otra. Hoy en día gracias a la misión WMAP (del inglés Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, algo así como Sonda Wilkinson para la Anisotropía de Microondas), sucesora de COBE y dedicada a estudiar anisotropías en el fondo de microondas, sabemos que la geometría del Universo está muy próxima a ser plana (WMAP también ha determinado con precisión la composición y edad del Universo, el valor de la constante de Hubble...). Entonces necesariamente su densidad ha de ser casi igual a la densidad crítica. Pero hay un problema: la materia ordinaria (visible) y la materia oscura (que sabemos ha de estar ahí) suman un 4 % y un 20 % respectivamente del contenido total necesario para que la densidad del Universo iguale a la densidad crítica. ¿Y el 75 % restante?, ¿bajo qué forma se puede esconder?. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 23 de 30. © Enrique Díez Alonso Un resultado inesperado puede ayudar a embocar el enigma anterior, aunque no lo resuelve, claro... se obtiene del estudio de supernovas de tipo Ia en galaxias distantes con el fin de determinar distancias extragalácticas. Esta tipología de supernovas se diferencia fácilmente analizando su curva de luz. Además su luminosidad (brillo intrínseco) se conoce con exactitud y es tan alta que pueden detectarse a miles de millones de años luz; ¡durante unas semanas La estrella brillante (abajo izquierda) es una rivalizan en brillo con toda una supernova de tipo Ia: SN 1994D. Tuvo lugar en la galaxia de la imagen, NGC 4526, situada a 55 galaxia!. Todo esto hace que las supernovas de tipo millones de años luz. © Imagen NASA. Ia sean buenas candelas estándar: útiles para determinar distancias extragalácticas de un modo similar al explicado cuando hablamos de las variables cefeidas. Pues bien, el estudio de estas supernovas indica que el Universo se expande aceleradamente, cuando lo lógico sería que lo hiciera deceleradamente ya que aunque la gravedad no fuera capaz de anular la expansión sí ocasionaría que fuera cada vez más lenta. Para explicar esa expansión acelerada los cosmólogos apelan a una energía oscura: energía presente en el vacío. ¿Cómo puede ser esto?; El concepto de vacío que se obtiene al quitar toda la materia y la energía de un espacio determinado es distinto a la nada. Ese vacío tiene su energía (con distintos valores posibles), que es de carácter repulsivo. Esta energía de vacío (oscura) presente en todo el Universo actuaría ejerciendo una fuerza repulsiva que ocasionaría la aceleración en la expansión. También explicaría dónde está ese 75 % del contenido del Universo necesario para explicar la geometría plana deducida de las observaciones de WMAP (masa y energía son equivalentes). Se ha bautizado como Constante Cosmológica a la energía oscura del Universo en caso de que esta fuera constante. Esto es así ya que su efecto sería similar al descrito por la constante introducida por Einstein para que sus ecuaciones se conciliaran con un Universo estático. Otro tipo de energía del vacío que no fuera constante sino que su densidad variara en el espacio y el tiempo es conocida por los cosmólogos como quintaesencia. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 24 de 30. © Enrique Díez Alonso Mapa de la radiación de fondo de microondas, trazado por WMAP. Las diferencias de color indican variaciones de temperatura de 0.0002 grados kelvin. © Imagen NASA. Notemos que nuestro Universo no encaja en ninguno de los tres modelos que discutimos en el punto anterior, pero esto es debido a que en ellos no se contempla que una propia parte del Universo pudiera tener naturaleza repulsiva, como parece ser que ocurre... En nuestro Universo el vacío tendría una energía muy baja, pero podrían existir otros tipos de vacío (falso vacío) con densidades de energía muy altas. De hecho el falso vacío es inestable y podría decaer hacia un vacío de menor energía mediante un fenómeno como el Big Bang. De este modo obtendríamos una explicación para el propio origen del Universo. La misión Planck (ESA) también estudiará las anisotropías de la radiación de fondo de microondas. En Recursos de la Unidad VIII.III tenéis una animación que muestra cómo surgen los diagramas tipo "balón de rugby". CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 25 de 30. © Enrique Díez Alonso Futuro del Universo Hemos visto cómo creemos que evolucionó el Universo desde sus instantes iniciales hasta la actualidad. Ahora bien, ¿qué ocurrirá en el futuro?. El pensamiento más aceptado entre los cosmólogos sobre el futuro del Universo contempla las siguientes fases: Hasta una edad de 1014 años: Era de las estrellas A la edad actual de nuestro Universo, unos 13.700 millones de años (13,7 x 109 años), nos encontramos en la era de las estrellas. Recibe este nombre ya que estas son los objetos dominantes. A la edad de 1014 años se habrán dejado de crear estrellas al agotarse la materia prima de la que se forman. Sólo sobrevivirán las más enanas, que como ya sabemos también son las más longevas. Entre los 1014 años y los 1037 años: Era de la degeneración En esta época, junto con las enanas marrones, los objetos dominantes serán los restos de las antiguas estrellas: estrellas de neutrones, agujeros negros y sobre todo enanas blancas. Las galaxias (y los cúmulos de galaxias en conjunto) tenderán a que gran parte de su masa forme agujeros negros compactos, y que otra gran parte sea expulsada fuera de la galaxia. Los sistemas planetarios, aun orbitando en torno a las estrellas degeneradas, desaparecerán por colisiones y emisión de radiación gravitatoria. En torno a los 1019 años de edad las galaxias finalizarán su evolución dinámica. Los objetos degenerados como enanas blancas, tenderán a capturar la materia oscura (en el caso de que esté compuesta por WIMPs), calentarse ligeramente y emitir muy débilmente en el infrarrojo. Igualmente los WIMPs se aniquilarán entre sí, convirtiéndose en radiación. Las teorías actuales predicen que los protones no son partículas completamente estables sino que acabarán por desintegrarse (aunque el fenómeno nunca ha sido observado experimentalmente). Este fenómeno puede haber ocurrido a todos los protones cuando el Universo alcance la edad de 1037años, así que para entonces habrán desaparecido todas las enanas blancas, planetas... igualmente algo parecido les sucederá a los neutrones y a las estrellas de neutrones. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 26 de 30. © Enrique Díez Alonso Entre los 1037 y los 10100 años de edad: Era de los agujeros negros En esta era el Universo estará poblado únicamente por radiación y agujeros negros. Ni siquiera estos últimos son inmutables ya que se irán evaporando poco a poco mediante un proceso de emisión de radiación (radiación Hawking). A los 10100 años se habrán evaporado por completo los agujeros negros más masivos. Desde los 10100 años de edad: Era oscura Llegados a este punto el Universo se habrá convertido en un lugar increíblemente frío, habitado por electrones, positrones, neutrinos, radiación... y abocado a una expansión descontrolada que provocará un enorme desplazamiento al rojo de la radiación. Habrá comenzado la muerte térmica del Universo. Big Rip (Gran Desgarro) Esta teoría propone un futuro distinto para nuestro Universo. Para ello haría falta una forma particular de energía oscura tal que su densidad de energía aumentara con el tiempo. Entonces aumentaría el ritmo de alejamiento hasta que todas las formas de materia, desde las galaxias hasta los átomos, acabarían por desgarrarse y separarse completamente entre sí. Entonces el destino final del Universo sería una nueva singularidad en la que la densidad de energía y el ritmo de expansión tenderían a infinito. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 27 de 30. © Enrique Díez Alonso Anexo: partículas constituyentes de la materia En la siguiente tabla se resumen las principales partículas constituyentes de la materia: © Imagen EDA. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 28 de 30. © Enrique Díez Alonso Ideas fundamentales La ley de Hubble refleja un hecho experimental predicho por la Relatividad General: cuanto más distante esté una galaxia mayor es su velocidad de alejamiento (v = H0 x d, con H0 la Constante de Hubble). Hubble señaló que la Vía Láctea no tiene porqué ocupar un lugar privilegiado en el Universo, y que si este estuviera en expansión se vería este efecto desde todas las galaxias. Una teoría cosmológica no sólo ha de explicar el origen y evolución de macroestructuras como galaxias, cúmulos de galaxias, su interacción gravitatoria... sino que también ha de hacerlo con las microestructuras como partículas, átomos y las fuerzas fundamentales que actúan a nivel microscópico... Los esfuerzos de la física y la cosmología modernas se dirigen hacia una teoría unificada que aúne las cuatro interacciones fundamentales como distintas partes de una sola. La cronología del Universo se divide en dos eras: la de la radiación y la de la materia. En sus primeros instantes de vida se desacoplaron las cuatro interacciones fundamentales, tuvo lugar una gran expansión (inflacción), se formaron protones, neutrones, electrones y luego los primeros átomos ligeros (nucleosíntesis primordial). A los 300.000 años de edad la radiación pudo viajar libremente sin ser absorbida, radiación que hoy en día podemos observar en la forma de la radiación de fondo de microondas. Finalizaría entonces la era de la radiación y comenzaría la era de la materia. En la era de la materia se formaron las macroestructuras (galaxias, estrellas, planetas...). Pensamos que los gérmenes fueron grumos de materia oscura exótica en torno a los que comenzó a aglutinarse la materia ordinaria. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 29 de 30. © Enrique Díez Alonso La evolución y geometría del Universo dependen de su contenido en materia y energía. En principio hay tres posibilidades: Si su densidad fuera igual a la densidad crítica, el Universo alcanzaría un estado estático y su geometría sería plana (los ángulos de un triángulo cosmológico sumarían 180º). Si su densidad fuera superior a la crítica, la gravedad acabaría por frenar la expansión, deteniéndola por completa e invirtiendo el proceso (Gran Colapso). Sería un Universo cerrado (los ángulos de un triángulo cosmológico sumarían más de 180º). Si su densidad fuera inferior a la crítica la gravedad frenaría la expansión, pero nunca la detendría. El Universo sería abierto (los ángulos de un triángulo cosmológico sumarían menos de 180º). Actualmente las observaciones apuntan que: • • • La geometría del Universo es plana. La materia ordinaria supone el 4'6 % y la materia oscura el 23'3 % del contenido del Universo necesario para que su densidad fuera igual a la densidad crítica (la densidad del Universo ha de igualar a la crítica si su geometría es plana). Contra todo pronóstico, el Universo se expande aceleradamente. Por estas razones se postula la existencia de una energía oscura que supondría el contenido faltante de nuestro Universo (72'1 %) para explicar la geometría plana observada. Además su naturaleza sería repulsiva lo que aceleraría la expansión. Presumiblemente nuestro Universo atravesará las siguientes etapas futuras: • • • De las estrellas (la actual, que se prolongará hasta una edad de 1014 años). De la degeneración, dominada por los restos de las estrellas de la época anterior, principalmente enanas blancas. Concluirá a los 1037 años a causa de la desintegración de protones y neutrones. De los agujeros negros, dominada por radiación y agujeros negros. Finalizará hacia los 10100 años, cuando se hayan evaporado los agujeros negros más masivos. Era oscura, la última y más larga etapa del Universo. CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 30 de 30. © Enrique Díez Alonso
