Cosmologīıa

Cosmologı́a
Traducción de Priscilla Nowajewsky B.
[email protected]
21 de agosto de 2005
1
Índice
1. El cielo nocturno
3
2. Expansión del universo
2.0.1. ¿ Por qué la luz que nos llega de las galaxias lejanas es
rojiza? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.0.2. Principio Cosmológico . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
7
9
9
3. El Big Bang: el Tiempo y el Espacio
10
4. Radiación de Fondo Cósmico
11
5. La forma del universo: materia y energı́a
13
6. El universo parece estar lleno de energı́a oscura
17
7. Supernovas: el universo acelera
18
8. Evolución del universo: Materia y Energı́a oscura
21
9. El futuro de nuestro universo
23
10.Bibliografı́a
25
2
1 EL CIELO NOCTURNO
1.
3
El cielo nocturno
Una de las preguntas más básicas y profundas en cosmologı́a, podrı́a, a primera
vista, parecer tonta: ¿Por qué el cielo es oscuro en la noche?, esta pregunta,
que persiguió a Johannes Kepler (1610) durante mucho tiempo, atrajo la
atención publica a comienzos de los 1800s por el aficionado astrónomo alemán,
Heinrich Olbers.
Olbers y sus contemporáneos creı́an en un universo lleno de estrellas esparcidas
al azar en un espacio infinito. Isaac Newton pensó que ningún otro modelo
tendrı́a sentido. Las fuerzas gravitacionales entre cualquier número finito de
estrellas podrı́a causar un colapso entre ellas, por lo que el universo serı́a una
gota compacta.
Obviamente, eso no ha pasado. Newton concluyó que debı́amos vivir en medio
de una expansión infinita y estática, de estrellas. En su modelo, el universo es
infinitamente viejo y existirá por siempre sin mayores cambios en su estructura.
Sin embargo, Olbers notó que ese universo, estático e infinito, presentaba un
rompecabezas mayor.
Si el espacio continúa por siempre, con las estrellas esparcidas a través de él,
entonces, siempre deberı́amos ver una estrella, sin importar hacia donde
miremos. El cielo deberı́a ser tan brillante como una estrella promedio, incluso
en la noche, el cielo deberı́a brillar como la superficie del Sol. La Paradoja de
Olbers, nos dice que el cielo, actualmente, es oscuro.
1 EL CIELO NOCTURNO
Figura 1: Hubble Deep Field.
4
1 EL CIELO NOCTURNO
5
La Paradoja de Olbers sugiere que algo anda mal con el universo según
Newton. De acuerdo a la visión Newtoniana de la realidad, el espacio es como
un pedazo de papel plano gigante e inflexible (en la actualidad, el espacio es
tridimensional, pero es fácil imaginarlo como de dos dimensiones, de la misma
forma en la que un mapa representa la superficie de nuestro planeta).
Este universo Newtoniano, plano y rı́gido se va estrechando a medida que
avanzamos en él y es totalmente independiente de estrellas o galaxias. Lo
mismo es cierto para el tiempo en la forma de ver de Newton, ya que según él,
un reloj se moverı́a de lenta y monótonamente por siempre, sin acelerar ni
desacelerar. Más aún, en el espacio newtoniano, el tiempo y el espacio no están
relacionados.
Albert Einstein dio vuelta esta forma de ver del tiempo y el espacio. Su teorı́a
de la Relatividad Especial mostró que las mediciones, con reloj y regla,
dependen del movimiento del observador. Más aún, la Teorı́a General de la
relatividad de Einstein, nos dice, que la gravedad curva el espacio.
Como resultado, la materia que ocupa el universo, influye sobre todo el espacio
a través del universo.
Si representamos al universo con un pedazo de papel, este no serı́a
perfectamente plano ya que tendrı́a una pendiente donde sea que haya masa.
Debido a los efectos gravitacionales, un reloj correrı́a a diferentes tasas
dependiendo de si están o no, cerca de un objeto masivo.
Figura 2: El espacio-tiempo se curva por efectos gravitatorios.
1 EL CIELO NOCTURNO
6
De acuerdo a la relatividad general, el universo deberı́a estar expandiéndose o
contrayéndose. En un desesperado movimiento para forzar a su teorı́a a predecir
un universo estático (ya que era lo que se creı́a en aquel entonces), Einstein le
añadió a sus ecuaciones un termino llamado constante cosmológica, denotado
por la letra griega Λ. La constante cosmológica intentó representar una presión
que balancearı́a la atracción gravitacional, por lo que el universo estarı́a estático
sin colapsar.
La constante cosmológica de Einstein es análoga a la presión del gas dentro de
una llanta de bicicleta. Esta presión balancea las fuerzas internas ejercidas por
la goma de la llanta, ası́ esta se mantiene del mismo tamaño.
En la actualidad, la constante cosmológica juega un rol muy importante, pero
distinto al que Einstein propuso.
En cambio, la primera pista acerca de que vivimos en un universo en expansión,
vino una década después, con las observaciones de Edwin Hubble, cuyos
descubrimientos dieron una solución a la Paradoja de Olbers.
2 EXPANSIÓN DEL UNIVERSO
2.
7
Expansión del universo
A Hubble se le acredita haber descubierto que nuestro universo está en
expansión. Él encontró una relación lineal simple entre las distancias a galaxias
remotas y los redshift (z) de las lı́neas espectrales a esas galaxias. Esta relación,
ahora llamada Ley de Hubble indica que a mayor distancia a la galaxia, mayor es
su z. Ası́ las galaxias más lejanas se están alejando de nosotros con velocidades
proporcionales a sus distancias. Especı́ficamente, la velocidad de recesión v de
la galaxia es relacionada a su distancia d de La Tierra, por la ecuación:
v = Ho d
(1)
Donde Ho es la constante de Hubble. Debido a que los cúmulos de galaxias se
están alejando cada vez más, los astrónomos dicen que el universo se
está expandiendo.
¿Qué significa actualmente que el universo se esté expandiendo?
De acuerdo a la relatividad general, el espacio no es rı́gido, es decir, la cantidad
de espacio entre lugares separados cambia con el tiempo.
Veamos la siguiente figura:
Este globo es una buena analogı́a, ya que a medida que inflamos el globo, su
superficie aumenta, si colocáramos monedas pegadas en la superficie del globo,
verı́amos como cada moneda se irı́a alejando de las otras. Ası́, podemos ver al
universo como el globo y las monedas; las galaxias. A medida que el globo se
expande, la cantidad de espacio entre las monedas aumenta, por lo tanto, la
expansión del universo es la expansión del espacio.
2 EXPANSIÓN DEL UNIVERSO
8
Es importante darse cuenta que la expansión del universo ocurre ante todo, en
el espacio que separa los cúmulos de galaxias. Las monedas del globo no
aumentaban su tamaño a medida que el globo se expandı́a, de esta misma
forma, las galaxias no aumentan su tamaño con la expansión.
Einstein y otros, han establecido que un objeto que se mantiene unido debido a
su propia gravedad, ası́ como una galaxia, está, siempre, contenida en un
”pedazo”de espacio que no se puede expandir. El campo gravitacional
producido por una galaxia produce una región no-expansible el cual es
indistinguible del espacio rı́gido postulado por Newton.
Esta expansión se ve de la misma forma si nos paramos en cualquier punto del
espacio, esto es, cumpliendo la Ley de Hubble, sin cambiar la constante.
Si el universo se está expandiendo? ¿Hay algo adentro que lo esté empujando?
Bueno, esta pregunta sólo resulta al tomarse la analogı́a del globo muy
literalmente? La superficie, en dos dimensiones, de nuestro globo se expande en
un espacio de tres dimensiones, en el aire que lo rodea. Pero el universo real es
tridimensional y se expande en tres dimensiones. No hay más allá que esto,
porque no existe ese más allá, ¿Qué hay más allá del universo? Es una pregunta
sin sentido, tanto como ¿Dónde, en La Tierra, está el Sur del Polo Sur?
2 EXPANSIÓN DEL UNIVERSO
2.0.1.
9
¿ Por qué la luz que nos llega de las galaxias lejanas es rojiza?
La continua expansión del espacio, explica por qué la luz, desde galaxias
lejanas, es rojiza. Imagina un fotón viniendo hacia nosotros desde una galaxia
distante. A medida que el fotón viaja por el espacio, el espacio se va
expandiendo, por lo tanto, la longitud de onda del fotón, se va estrechando, ası́,
cuando llega a nuestros ojos, su longitud de onda se ve más larga que lo usual,
esto, es el redshift (z). Entonces, los fotones de galaxias distantes tienen z
mayores que los de galaxias cercanas, tal como lo dice la Ley de Hubble.
Un redshift causado por la expansión del universo es llamado Redshift
cosmológico, esto no es lo mismo que el Efecto Doppler ya que este es causado
por los objetos que están en movimiento a través del espacio.
Si se conoce el z de un objeto distante, como un quasar, se puede calcular su
velocidad de recesión v. Luego, usando la Ley de Hubble, se puede determinar
la distancia d al objeto, si es que se conoce el valor de Ho . La distancia en años
luz nos cuenta del tiempo ”mirando hacia atrás”, esto es, que tan lejos en el
pasado estamos mirando cuando vemos ese objeto, por ejemplo, si un quasar
esta a un billón de años luz, la luz desde ese quasar, se demoró un billón de
años en llegar hasta nosotros, por lo tanto, estamos viendo lo que salió del
quasar hace un billón de años.
Desafortunadamente, el valor de Ho tiene una incerteza 1 cercano al 10 %,
además, como el universo no se expande siempre al mismo ritmo, el valor de Ho
fue diferente en el pasado, lo que significa que no es constante en el tiempo.
2.0.2.
Principio Cosmológico
Cuando Einstein comenzó aplicó su Teorı́a General de la Relatividad,
asumió que a grandes distancias, el universo es Homogéneo, es decir, que cada
región es igual a otras.
Además, el universo es Isotrópico, es decir, que se ve igual sin importar la
dirección en la que se mire.
En otras palabras, si nos paramos en cualquier punto del espacio veremos lo
mismo en cualquier dirección. Asumir que el universo es homogéneo e
isotrópico constituye el Principio Cosmológico, esto da un significado preciso a
la idea de que no ocupamos un lugar especial en el espacio.
1
error
3 EL BIG BANG: EL TIEMPO Y EL ESPACIO
3.
10
El Big Bang: el Tiempo y el Espacio
En el pasado, la materia en el universo debió estar muy junta y por lo tanto, la
luz que recibimos desde las galaxias, prácticamente no trae energı́a, esto se
debe a que la expansión del universo disminuye el brillo de las galaxias más
lejanas, ayudando a crear un cielo oscuro en la noche.
El concepto de Big Bang, para el origen del universo, es una consecuencia
directa de tener un universo que se expande. Si pudiéramos imaginar el universo
muy lejos en el pasado y llegáramos a unos 14 billones de años atrás, verı́amos
que la densidad a través del universo es infinita, de hecho, el universo entero
serı́a como el centro de un agujero negro.
Comparando el Big Bang con el centro de un agujero negro podemos ayudarnos
a apreciar ciertos aspectos de la creación del universo. En un agujero negro, la
materia en su centro está contenida en una densidad infinita. En este lugar,
llamado singularidad, la curvatura del espacio-tiempo es infinita y la distinción
entre estos (espacio y tiempo) se hace más difı́cil.
Sin el tiempo y el espacio, el pasado, presente y futuro pierden significado, por
esta razón, el mejor nombre para el Big Bang es el de singularidad cósmica.
Las frases .antes del Big Bang.o ”en el Big bang”no tienen sentido, por que el
tiempo no existı́a hasta después de este momento.
Un tiempo muy corto, después del Big Bang, el espacio y el tiempo se
empezaron a comportar como pensamos en la actualidad. Este corto intervalo
de tiempo se llama Tiempo de Planck .
4 RADIACIÓN DE FONDO CÓSMICO
4.
11
Radiación de Fondo Cósmico
Quizás la más conclusiva, y ciertamente entre las más cuidadosamente
examinadas, piezas de evidencia del Big Bang, es la existencia de un fondo de
radiación isotrópica que çubre”todo el Universo, conocida como ”Fondo
Cósmico de Microondas”(CMB).
Figura 3: Radiación de Fondo Cósmico.
En 1964, dos jóvenes radioastrónomos, Arno Penzias y Robert Wilson, casi
accidentalmente descubrieron el CMB usando una pequeña, y bien calibrada
antena de bocina.
Pronto determinaron que la radiación era difusa, emanaba uniformemente de
todas las direcciones del cielo, y que tenı́a una temperatura de
aproximadamente 3 grados Kelvin.
Inicialmente, los dos jóvenes cientı́ficos carecı́an de una explicación satisfactoria
4 RADIACIÓN DE FONDO CÓSMICO
12
para sus observaciones, y consideraron la posibilidad de que el CMB pudiera
deberse a algún ruido sistemático no determinado.
Sin embargo, pronto llegó a su atención, a través de Robert Dicke y Jim
Peebles de Princeton, que esta radiación de fondo habı́a de hecho sido predicha
años antes (en 1948) por George Gamow, Ralph Alpher, y Robert Herman,
como una reliquia de la evolución del Universo primitivo.
Si el Universo habı́a una vez sido caliente y denso, los fotones y bariones
habrı́an formado un plasma.
A medida que el Universo se expandió y enfrió, llegó un momento en el que la
radiación (fotones) se desacopló de la materia (bariones).
La radiación se enfrió, y está ahora a 2,73 Kelvin.
El hecho de que el espectro de la radiación es casi exactamente el de un çuerpo
negro”implica que no pudo haber tenido su origen a través de ningún medio
prosaico. Esto llevó a la muerte de la teorı́a del ”Estado Estacionario”(Bondi,
Gold, Hoyle, 1994).
Ulteriores investigaciones, incluyendo las más recientes del satélite COBE
(Smoot et al.), confirmaron la virtual isotropı́a del CMB hasta más de una
parte en diez mil.
Dada esta calificación, confirmada en regiones limitadas por medio de
observaciones de pequeña escala angular, cualquier intento de interpretar el
CMB como debido a fenómenos astrofı́sicos actuales (p. ej. estrellas, radio
galaxias, etc.) está desacreditada. Por lo tanto, la única explicación satisfactoria
para la existencia del CMB está en la fı́sica del Universo primitivo.
Aún cuando se predice que el CMB sea muy regular, la falta de caracterı́sticas
no puede ser perfecta. En algún nivel uno espera ver irregularidades, o
anisotropı́as, en la temperatura de la radiación. Estas fluctuaciones de
temperatura son las huellas de los procesos y caracterı́sticas del Universo
primitivo.
Usualmente, las caracterı́sticas del Universo y el CMB son interpretadas en el
contexto de un modelo cosmológico - El Big Bang - que se deriva de Principios
Cosmológicos generales y observaciones.
5 LA FORMA DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA
5.
13
La forma del universo: materia y energı́a
La ecuación de Einstein E = mc2 dice que la materia o la energı́a producen
gravedad. Ası́ la materia y la energı́a difundida a través del espacio deberı́an dar
una curvatura global. El grado de curvatura depende del promedio de la
densidad de masa combinada, esta cantidad que llamamos ρ0 es la suma del
promedio de densidad de materia, radiación y cualquier otra forma de energı́a.
Tratemos de entender la curvatura.
Si tenemos dos haz de luz paralelos cruzando sin obstáculos el universo, cuya
curvatura queremos conocer, entonces hay tres posibilidades:
Podemos encontrar que nuestros dos rayos de luz permanecen
perfectamente paralelos, aún después de haber atravesado billones de
años luz. En este caso, el espacio no serı́a curvo y serı́a plano.
También podemos encontrar que los dos rayos van gradualmente
convergiendo, en este caso, el universo ya no serı́a plano. La geometrı́a
tridimensional del universo podrı́a ser análoga a la geometrı́a
bidimensional de la superficie de una esfera. Ası́ dirı́amos que el espacio
es esférico y que tiene curvatura positiva. Este universo es llamado
cerrado ya que si se viaja en lı́nea recta a través de él, eventualmente se
llegará al punto de partida.
Finalmente si vemos que los rayos de luz divergen gradualmente, el
universo podrı́a estar curvado, pero de manera opuesta al modelo
esférico, ası́ dirı́amos que el universo tiene curvatura negativa.
Los matemáticos dicen que las superficies como una silla de montar son
hiperbólicas y en este caso las lı́neas divergen, por lo tanto, podemos decir
que este universo serı́a hiperbólico, a este tipo de universo se le llama
abierto por que si viajas en lı́nea recta, jamás vuelves a tu punto inicial.
5 LA FORMA DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA
14
Figura 4: Modelos de Universo.
Nótese que de acuerdo con el principio cosmológico, ninguno de esos modelos
tiene un lı́mite o un centro.
Muchos astrónomos prefieren caracterizar el promedio de la densidad de masa
del universo en términos del parámetro de densidad Ω0 , esta es la razón entre el
promedio de la densidad de masa combinada y la densidad critica ρc 2 , es decir:
Ω0 =
ρ0
ρc
(2)
Un universo vacı́o tiene Ω0 = 0, luego un universo que se
expandirá eternamente tendrá una valor de Ω0 entre 0 y 1, un universo plano
tiene Ω0 = 1, esto corresponde a un universo que puede detener su expansión
sin re-colapsar y un universo cerrado tiene Ω0 mayor que 1, esto dice que la
gravedad gana y el universo re-colapsa (Big Crunch).
2
Si ρ0 es mayor a ρc , se tiene un universo esférico, si ρ0 es menor que ρc ; es cerrado, si
ρ0 =ρc el universo es plano.
5 LA FORMA DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA
15
Figura 5: Expansión del universo.
Podemos ver la curvatura del universo con la Radiación de Fondo cósmico
(CMB).
Si el CMB fura realmente isotropico, nos llegarı́an las mismas cantidades de
radiación de cualquier parte del cielo y serı́a imposible saber si rayos
individuales de luz han sido inclinados. Sin embargo, ahı́ existen ”puntos
calientes”debido a las variaciones de densidad en el universo temprano. El
tamaño aparente de estos puntos depende de la curvatura del universo. Si el
universo fuera cerrado, la inclinación de los rayos de luz desde un ”punto
caliente”harı́a que el punto se viera más grande; si fuera abierto, los puntos se
verı́an más pequeños. Sólo en un universo plano la luz viajarı́a a través de lı́neas
rectas, ası́ que los puntos se verı́an según su tamaño original.
5 LA FORMA DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA
Con los experimentos de BOOMERANG y MAXIMA se encontró que la
curvatura del espacio debe ser cercana a cero y el universo debe ser plano, o
cercano a serlo.
Figura 6: Ası́ se verı́a el CMB dependiendo de la forma del universo.
16
6 EL UNIVERSO PARECE ESTAR LLENO DE ENERGÍA OSCURA
6.
17
El universo parece estar lleno de energı́a oscura
Lo plano del universo posee un dilema mayor.
Se sabe que el promedio de la densidad de materia en el universo, ρm , tiene un
valor entre los 2 - 4 x 10−27 [kg/m3 ]. Esto es cercano a 0.2 o 0.4 de la
densidad critica ρc . Podemos expresar esto en términos del parámetro de
densidad de materia , Ωm , igual a la razón de ρm y ρc , es decir:
Ωm =
ρm
ρc
(3)
Si toda la materia y toda la radiación estuvieran en el universo, ρ0 serı́a igual a
ρm , además de una pequeña contribución de la radiación, pero su valor es
despreciable. Con esto Ω0 y Ωm serı́an iguales, si el rango estuviera entre 0.2 y
0.4 y el universo serı́a abierto. Pero las variaciones en la temperatura del CMB
muestran que el universo es plano. Estas variaciones también muestran que el
parámetro de densidad Ω0 , el cual incluye todos los efectos de los tipos de
materia y energı́a que existen, es igual a 1. En otras palabras, radiación y
materia, incluyendo materia oscura, juntas constituyen el 20 % o 40 % de la
densidad total del universo.
La fuente de densidad perdida debe ser alguna forma de energı́a que no se
puede detectar por sus efectos gravitacionales (técnica usada para detectar
materia oscura). Además, tampoco emite radiación detectable. Ası́, nos
referimos a esta misteriosa energı́a como Energı́a Oscura.
El concepto de energı́a oscura es actualmente debido a Einstein. Cuando
propuso la existencia de una constante cosmológica, estaba sugiriendo que el
universo estaba lleno de una forma de energı́a que hacia que el universo se
expandiera. Al contrario de la gravedad, la cual tiende a atraer los objetos, la
energı́a asociada a la constante cosmológica, serı́a una especie de
“antigravedad”.
7 SUPERNOVAS: EL UNIVERSO ACELERA
7.
18
Supernovas: el universo acelera
Hemos visto que el universo se expande. Pero ¿La tasa de expansión permanece
igual? Debido a que existe materia en el universo y debido a que la gravedad
tiende a juntar pedazos de materia, podrı́amos esperar que la expansión
disminuyera con el tiempo. Si existe una constante cosmológica, estarı́a
asociada a la energı́a oscura que ejerce una presión hacia afuera que provoca
una aceleración en la expansión.
Veamos nuestro universo y supongamos que la tasa de expansión pueda
cambiar con el tiempo. Si observamos galaxias remotas, estamos viendo como
eran en el pasado. Si la expansión del universo en el pasado fue más lenta o
más rápida que ahora, la pendiente en un grafico de distancia versus velocidad
de recesión serı́a diferente para dichas galaxias. Si la expansión fuera más lenta,
la pendiente serı́a más inclinada hacia arriba para las galaxias lejanas; si la
expansión fuera más rápida, la pendiente serı́a menos inclinada que la anterior.
En ambos casos habrı́a una desviación de la lı́nea recta de La ley de Hubble.
Al ver un la relación entre la distancia y la velocidad de recesión para las
galaxias (a no más de 600 Mpc o 2 billones de años luz), los puntos aparecen a
lo largo de una lı́nea recta, sugiriendo que la tasa de expansión cosmológica no
ha cambiado, es decir, que la expansión del universo a sido relativamente
constante desde hace 2 billones de años.
Ahora supongamos que estamos midiendo el redshift y la distancia a galaxias
que están a muchos billones de años luz de La Tierra. A la luz de esas galaxias
les ha tomado billones de años llegar hasta nuestro telescopio, ası́ que nuestras
mediciones revelaran cuan rápido se expandió nuestro universo hace billones de
años. Para hacer esto, necesitamos una técnica que nos permita encontrar las
distancias a esas galaxias remotas. Una forma de hacerlo es identificando
Supernovas de Tipo Ia en dichas galaxias. Estas supernovas son los objetos más
luminosos en el universo y pueden detectarse aun a distancias muy grandes. El
brillo máximo de una supernova indica la distancia a través de la ley del
cuadrado inverso y el redshift del espectro de la supernova muestra su
velocidad de recesión.
Una alta magnitud aparente corresponde a una supernova poco brillante, lo que
indica que está muy distante. Un redshift mayor implica mayor velocidad de
recesión.
7 SUPERNOVAS: EL UNIVERSO ACELERA
19
Figura 7: Datos de Supernovas distantes.
Los datos obtenidos muestran que el universo es plano, con una constante
cosmológica. En este modelo la constante cosmológica ha influido en la
aceleración de la expansión, por lo tanto, la expansión fue más lenta en el
pasado. Los datos muestran que una supernova de cierto brillo (y cierta
distancia) tiene redshift menor (y menor velocidad de recesión) si fuera el caso
de una tasa de expansión constante.
Los datos de supernovas proveen evidencia convincente acerca de la existencia
de energı́a oscura.
7 SUPERNOVAS: EL UNIVERSO ACELERA
20
Figura 8: Las diversas densidades en las distintas etapas del universo.
Este modelo es uno en el cual el universo está cubierto con una curiosa energı́a
oscura debido a la constante cosmológica. A diferencia de la materia o la
radiación, cuyas densidades promedio decrecen a medida que el universo se
expande, el promedio de la densidad promedio de esta energı́a oscura
permanece constante a través de la historia del universo. La energı́a oscura fue
relativamente poco importante sobre la mayor parte de la historia temprana del
universo. Hoy, en cambio, la densidad de la energı́a oscura es mayor que la
materia, en otras palabras, vivimos en un universo dominado por la energı́a
oscura.
Existen otras explicaciones para la energı́a oscura, además de la constante
cosmológica. Muchos fı́sicos han propuesto un tipo de energı́a oscura cuya
densidad decrece lentamente a medida que el universo se expande. Otros han
propuesto que la energı́a oscura está concentrada (actualmente) en una red de
estructuras llamadas cuerdas cósmicas. Futuras observaciones, incluyendo las
que se harán desde La Tierra con medidas de alta precisión acerca de la
radiación de fondo cósmico y las supernovas tipo Ia podrán ayudar a resolver la
naturaleza de la energı́a oscura, además de ayudar a encontrar un valor para la
constante de Hubble.
8 EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA OSCURA
8.
21
Evolución del universo: Materia y Energı́a oscura
Sabemos que las densidades de materia y de energı́a oscura en el universo
determinan si la expansión cosmológica está aumentando, disminuyendo o
manteniéndose a la misma tasa. Estas densidades también determinan que
pasará con el universo en los años venideros.
La futura evolución del universo depende de como la tasa de expansión
cosmológica cambia con el tiempo. Los astrónomos describen esto como el
parámetro de desaceleración denotado por q0 . Cuando su valor es 0, no existe
un cambio en la tasa de expansión. Esto es posible si el universo es
completamente vacı́o, o sea que no haya gravedad para disminuir la expansión y
que no haya energı́a oscura para acelerarla, la siguiente figura nos dice que si
q0 = 0 el universo se expande por siempre a una tasa constante. En este caso el
universo tendrı́a exactamente H10 años.
Cuando q0 = 1/2 se tiene un Universo acotado marginalmente, en este caso la
tasa de expansión decrece, pero nunca para, es decir el universo se expande a
una tasa constante.
Para valores de q0 menores a 1/2 se tiene un Universo no acotado que continúa
expandiéndose por siempre. Si el valor de q0 va entre 0 y 1/2 la tasa de
expansión decrece pero nunca llega a cero, aún en mucho tiempo. Si q0 es
menor que cero, existe una ”desaceleración negativa la tasa de expansión
aumenta.
En un universo acotado los pedazos de materia ejercen tal atracción
gravitacional entre ellos que desaceleran la expansión y eventualmente llega a
ser estacionario. El universo se contrae hacia adentro, ası́ los redshift de las
galaxias lejanas cambian a blueshift, como galaxias que se están aproximando.
Esta contracción cosmológica termina en una singularidad llamada Big Crunch.
Como no podemos revelar que pasó antes del Big Bang, tampoco podremos
saber que pasarı́a luego del Big Crunch.
¿Qué pasará en el futuro con nuestro universo? La respuesta depende de los
valores del parámetro de densidad de materia y el parámetro de densidad de
energı́a oscura.
2
8 EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO: MATERIA Y ENERGÍA OSCURA
22
Si existe una constante cosmológica, no tendrá una conexión simple entre la
geometrı́a del universo y su eventual destino. Por ejemplo, nuestro universo
parece ser plano o cercano a ello ( Ω0 = 1) y pareciera tener una constante
cosmológica ΩΛ = 0,7, con esto se obtiene que q0 = −0,55, debido a que q0 es
negativo hemos predicho que nuestro universo plano se extenderá por siempre
sin incrementar su tasa de expansión.
9 EL FUTURO DE NUESTRO UNIVERSO
9.
23
El futuro de nuestro universo
Aunque la materia ordinaria en el universo consiste, actualmente, de hidrógeno
y helio, estos gases se usaran en su totalidad para generar estrellas, por lo que
se extinguirán.
Las galaxias serán más débiles, cuando la última generación de estrellas muera.
Eventualmente, un trillón de años después del Big Bang, toda la materia en el
universo consistirá de estrellas muertas (enanas blancas, estrellas de neutrones
y agujeros negros) u objetos frı́os (planetas, meteoritos, naves espaciales
usadas, cohetes, etc.).
Aún lejos en el futuro, eventos extremadamente extraños se volverán
importantes, por ejemplo, la probabilidad de que dos estrellas choquen en algún
lugar de nuestra galaxia (o de otra) es extremadamente pequeña, de hecho, la
probabilidad de que dos estrellas pasen cerca una de otra, es casi infinitesimal,
pero al pasar los años, cuando existan muchas más estrellas de las que hay
ahora, esta probabilidad aumentará y los choques ocurrirán tarde o temprano.
Un encuentro cercano entre dos estrellas en una galaxia serı́a significativo ya
que una de las estrellas podrı́a, fácilmente, ejercer suficiente fuerza
gravitacional en la otra como para sacarla de la galaxia. Las estrellas que
queden caerı́an en una orbita de baja energı́a cerca al núcleo galáctico.
Eventualmente, debido a la emisión de radiación gravitacional, este remanente
de estrellas podrı́a formar un espiral alrededor del centro galáctico, conviviendo
con un enorme agujero negro. La masa de este agujero negro serı́a de 1011
masas solares y el tiempo necesario para que todo esto ocurra será de 1027
años. Ası́, cuando el universo sea un billón de billón de billón más viejo, las
galaxias serán enormes agujeros negros rodeados de estrellas muertas.
El movimiento orbital de las galaxias en los cúmulos también emite radiación
gravitacional. Como resultado de su pérdida de energı́a, galaxias espirales
enteras junto a otras convivirán en agujeros negros aún más grandes. Tomarı́a
1031 años para que estos colosales objetos se formen, cada uno de los cuales
podrı́a contener 1015 masas solares. Aún más allá en el futuro, la evaporación
de los agujeros negros hará que la materia dentro de los agujeros negros vuelva
al espacio. Los cálculos muestran que estos agujeros negros se evaporarı́an
luego de, aproximadamente, 1097 o 10106 años. Mientras que los agujeros
actuales se evaporarı́an dentro de 1067 .
9 EL FUTURO DE NUESTRO UNIVERSO
24
El profesor Stephen Hawking fue el primero en mostrar que las leyes de la
mecánica cuántica permitı́an la evaporación de agujeros negros. Hawking 3 ha
probado que durante los momentos finales de la evaporación, un agujero negro
es un Agujero Blanco que bombea, al azar, nueva materia e información dentro
del universo.
3
Para conocer más acerca
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de
este
gran
cientı́fico
visita
la
página
10 BIBLIOGRAFÍA
10.
25
Bibliografı́a
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