Capítulo 1 Introducción De lo grande a lo pequeño En nuestro
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Capítulo 1 Introducción De lo grande a lo pequeño Figura 1: La Tierra vista desde la luna En nuestro Universo, por un lado se encuentra lo infinitamente gigantesco y lejano, como las galaxias y los quásares, así como los eventos que ocurrieron hace miles de millones de años. En el otro extremo, nos encontramos con lo infinitamente pequeño como los átomos, las partículas elementales, los quarks y los fenómenos subatómicos que ocurren en fracciones infinitesimales de segundo. Entre estos extremos de tamaño, nos encontramos nosotros, los seres humanos, cuya vida es muy corta si la comparamos con la edad del Universo y gigantesca con respecto a la vida media de algunas partículas elementales, sin embargo, lo más grandioso del ser humano es su ingenio y su capacidad para cuestionarse y tratar de comprender todo lo que nos rodea. Somos capaces de diseñar y construir sofisticados instrumentos que sirven para estudiar tanto lo muy grande como lo muy pequeño. El Universo que se expande segundo a segundo, y que incluye todo lo que existe, como las estrellas, las nebulosas, los quasares, los hoyos negros, y hasta el conjunto de todas las galaxias. Entre ellas la que habitamos; la Vía Láctea, a la cual pertenecen el Sol y los planetas que giran alrededor de él, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno, Plutón y desde luego la Tierra. En este planeta nos tocó vivir y es donde ocurren la mayoría de los fenómenos físicos que conocemos: los terremotos, los rayos, la lluvia, el viento, el calor, el frío, la nieve, las mareas y también los espectaculares impactos de meteoritos, los tsunamis y las erupciones volcánicas como las del Popocatepetl. Así que estamos rodeados de fenómenos físicos; algunos los podemos percibir con nuestros sentidos, mientras que para estudiar otros, necesitamos 1 instrumentos especializados, como telescopios, aceleradores de partículas cargadas, láseres, microscopios de varios tipos y muchos más. Así como no es fácil ver lo que ocurre en el Universo, tampoco es fácil ver lo que ocurre en dentro de nuestro cuerpo; para hacer un viaje hacia el interior de nosotros mismos, tendríamos que hacernos microscópicos; primero para atravesar nuestra piel, tenemos que hacernos cien mil veces más pequeños, entonces podríamos ver las células que la constituyen, si nos seguimos achicando, a la centésima parte del tamaño anterior, podemos ver las moléculas que forman estas células, y si nos hacemos aún cien veces más pequeños, podremos ver los átomos de estas moléculas. Los átomos que están dentro de ti, así como los átomos de todas las cosas que nos rodean, están en continuo movimiento y están formados por partículas llamadas electrones y núcleos. Además intercambian energía en cantidades bien definidas llamados quantos cuyo estudio dio origen a la mecánica cuántica. Los núcleos atómicos están compuestos de partículas aún más pequeñas, llamadas protones y neutrones. Sin embargo, los científicos que estudian las partículas elementales, han propuesto que existen otros componentes más pequeños; los llamados cuarks. Éstos, junto con los leptones, que son una clase de partículas a las que pertenece el electrón, constituyen lo verdaderamente elemental. Esto fue un breve viaje por el Universo, desde lo inmenso, aquello que nos queda a miles de millones de años luz de distancia, hasta llegar a lo más pequeño; las células y el mundo de las partículas elementales. La Cosmología es una especialidad de la física, que ha unido a los dos extremos de la escala. Los científicos que la estudian tratan de comprender el origen y la evolución del Universo con base en observables astronómicas, y como todas las áreas de la física, se apoya en los conocimientos que se han obtenido mediante muchos experimentos y observaciones realizados a través de la historia. El ser humano es así constructor y testigo único de tan maravillosa ciencia. 2 Alguna vez te has preguntado… ¿Cómo se formó el Universo? ¿De qué están hechas las cosas? 1. Desde la Gran Explosión 1.1. La Gran Teoría El Cosmos es: Todo lo que es, Todo lo que fue, Todo lo que será. El solo hecho de pensar en el Universo, sus galaxias y sus estrellas, hace que nuestros sentidos se agudicen. Pensar y hablar del Cosmos asemeja nuestro ingreso al más grande valle de misterios en donde la ciencia y la fantasía se confunden. Durante los últimos 100 años hemos visto el nacimiento y desarrollo de la más importante teoría surgida de la ciencia moderna: la expansión cósmica. Muchas leyendas se han desarrollado acerca de lo que vemos en el cielo noche tras noche. Así, han surgido las constelaciones; imágenes que cada cultura ha colocado en el cielo para expresar sus emociones, deseos y necesidades. El nombre de la Vía Láctea surge de la leyenda donde la diosa griega Hera deja una marca de leche en el cielo al descubrir a Hércules prendido de su seno, hijo bastardo de su esposo Zeus. Se dice que alguna vez todo el Universo estuvo concentrado en un solo punto, una especie de huevo primordial que, por alguna razón, estalló. Hoy, de aquella gran explosión, sólo vemos su proceso expansivo. Mayor alarde de imaginación es imposible. Estamos concibiendo a todo el Cosmos, con sus 3 estrellas, nebulosas y galaxias, como el gran protagonista de un evento, el más grande, el más espectacular. Sin embargo, si nos detenemos un momento a reflexionar, tal vez debiéramos preguntarnos: ¿Cómo podemos llegar a afirmar que el Universo, como un todo, se mueve de alguna forma? ¿Cómo establecemos que ese movimiento no es cualquiera, sino expansivo? Sólo cuando se pueda asegurar que conocemos la evidencia y la forma en que se interpreta, podremos asegurar que la Gran Explosión o Big Bang no es una especulación, sino un hecho. 1.2. Un Brillo Variable A comienzos del siglo XX, bajo la dirección de Edward C. Pickering (1846-1919) el observatorio del Harvard College, se ocupaba de detalladas observaciones estelares. Para realizar el tedioso trabajo de ver miles de fotografías, comparar brillos, hacer gráficas y cálculos, Pickering contrató a mujeres del lugar, dispuestas a trabajar por menos dinero, y en su opinión, temperamentalmente más aptas para aquel tipo de labor. A pesar de sus contribuciones, aquellas observadoras prácticamente no fueron reconocidas por la comunidad astronómica de su tiempo. Tal vez por eso resalta más la obra de una de ellas: Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) quien habría de establecer un método revolucionario para la medición de grandes distancias. Hija de un ministro congregacional, sorda, de modales reservados y notablemente brillante, Leavitt llegó a ser jefa del departamento especializado en medir el brillo estelar, a partir de las fotografías. Su trabajo se centró en las placas, obtenidas durante varios años por un telescopio de 60 cm. que el observatorio de Harvard tenía en las montañas del Perú, que mostraban un enjambre estelar muy conocido por los observadores del hemisferio sur: la Pequeña Nube de Magallanes. 4 Figura 2: Variable Cefeida en M-100 Leavitt se encontró con numerosos casos de estrellas cuyo brillo variaba periodicamente. En virtud de que la primera de estas curiosas luciérnagas fue la estrella Delta, en la constelación de Cefeo, se les conoce como estrellas variables cefeidas. Por razones aún no entendidas completamente, las cefeidas se expanden y contraen con regularidad; como consecuencia, brillan intensamente, luego se apagan, luego vuelven a brillar repitiendo el ciclo. El lapso de tiempo en que se repite este fenómeno, es decir, el período de una variable cefeida puede ser tan corto como un día o tan largo como varios meses. Sea cual sea el ritmo, por lo general, la periodicidad tiene una sorprendente precisión de hasta uno o dos minutos. Figura 3: Magnitud visual aparente vs tiempo Para 1908, Leavitt había compilado una lista de más de un millar de estas estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes.1 Dieciséis de ellas aparecían en suficientes fotografías como para poder determinar sus períodos. De su detallado estudio empezó a surgir una curiosa característica: Mientras más largo es su período, mayor es su brillo máximo. Esto se muestra con claridad en la figura 4. En 1912, cuando ya había ampliado su estudio a 25 cefeidas, publicó un artículo en el que mostraba que el brillo y el período están ligados matemáticamente. Más aún, que todas las cefeidas entran en una sola escala. Puesto que estas estrellas variables se hallan, probablemente, a casi la misma distancia de la Tierra, sus períodos están aparentemente asociados a su emisión real de luz.2 Figura 4: Luminosidad vs periodo El resultado fue impactante; Henrietta Leavitt había encontrado la manera de conocer el brillo 1 Leavitt, Henrietta S. “1777 variables en las nubes de Magallanes”. Annals of Harvard College Observatory, vol. 60, pp.87-108.3. 1908. 2 Leavitt, Henrietta S. y Pickering, Edward C. “Periodos de 25 estrellas variables en la pequeña Nube de Magallanes”. Harvard College Observatory Circular, vol. 173, pp.1-3. Marzo de 1912. 5 intrínseco de una estrella y de establecer la distancia a la que se encuentra. 1.3. Grandes Distancias Para conocer la distancia a la que se encuentra una fuente luminosa, se necesita conocer su brillo intrínseco. Por ejemplo: para conocer la distancia a la que se encuentra una lámpara que se sabe que es de 100W (brillo intrínseco), basta medir el brillo aparente y considerar que el brillo decae como el cuadrado del inverso de la distancia. Por otra parte Henrietta Leavitt encontró que existe una relación de proporcionalidad directa entre el periodo de oscilación de las cefeidas y su brillo intrínseco. Entonces, si se conoce la magnitud absoluta del brillo de una cefeida cercana y su distancia, puede inferirse la distancia a la que se encuentra una cefeida más lejana del mismo periodo. En esta misma época, en 1917, existía el debate sobre la estructura de las nebulosas espirales y no se lograban resultados convincentes. Sin embargo, los fotógrafos de estas nebulosas empezaron a notar la existencia de objetos cercanos a ellas que incrementaban notablemente su brillo. Se pensaba que esto se debía a que muchas estrellas sufrían una explosión. Este comportamiento se traduce en que estrellas con poco brillo, lo aumentan en forma súbita, dando la impresión de ser una estrella nueva. Esto dio origen a su nombre latino: nova. Figura 5 Parecería razonable que, accidentalmente, alguna nova pudiera estar ubicada en la línea de observación de una nebulosa espiral; pero, el que hubiera muchas, dio lugar a otro tipo de preguntas: ¿Es posible que estas novas formen parte de la espiral? 6 Más aún ¿Acaso aquellas nebulosas espirales que son invisibles aún para los más poderosos telescopios, son un conglomerado de estrellas? Este razonamiento resultó relevante. Si las nebulosas espirales son del mismo tipo que la Vía Láctea, el brillo promedio de las novas, decenas de miles de veces más débiles, indica que están cien veces más lejos. Algunos astrónomos empezaron a calcular las distancias basándose en esta hipótesis. Los resultados indicaban que las nebulosas espirales estaban mucho más alejadas que la frontera de la Vía Láctea, que también es espiral. Figura 6: Vía Láctea Para gente como Harlow Shapley (1885-1972) estas observaciones eran pruebas inequívocas de que las nebulosas espirales son galaxias independientes, Universos Isla. Sin embargo, cuando formuló su teoría de La Gran Galaxia, cambió de opinión. La Vía Láctea, tal como la imaginaba, era demasiado grande como para que todas las otras nebulosas espirales fueran comparables con ella. 1.4. Grandes Velocidades Desde 1912, en el observatorio Lowell de Flagstaff, Arizona, un espectroscopista hábil y paciente llamado Vesto Slipher (1875-1969) que había logrado acumular suficiente luz de una galaxia espiral de la constelación de Andrómeda, midió su desplazamiento Doppler (Ver anexo A.1.1.1.) y, usando los cálculos de Fizeau, determinó sus velocidades (Ver anexo A.1.1.2.). El resultado fue impactante: La nebulosa de Andrómeda se está acercando a la Tierra a una velocidad de 7 300 Km/s.3 Esta era la velocidad más grande jamás medida para algún objeto celeste. Figura 7: Nebulosa Espiral Para 1914, Slipher había determinado la velocidad, a lo largo de la línea de observación, de quince nebulosas espirales. Sorprendentemente, trece de ellas se alejan, algunas a casi 800 Km/s; más del doble que la velocidad de aproximación de Andrómeda. Para Heber Doust Curtis (1872-1942) descubridor de las novas, y otros astrónomos, ese era un poderoso argumento a favor de la teoría del Universo Isla. Las velocidades de las espirales son demasiado grandes para estar ligadas gravitacionalmente a la Vía Láctea. 1.5. ¡Es Variable! Cuando Edwin Hubble (1889-1953) estaba terminando el doctorado en la Universidad de Chicago en 1917, George E. Hale estaba preparándose para contratar al personal que habría de operar el telescopio de 2.5 m que se concluiría en Monte Wilson, en las montañas de San Gabriel en California. Así que lo invitó a incorporarse al proyecto. Sin embargo, en ese año Estados Unidos decidió participar en la Primera Guerra Mundial, por lo que declinó la oferta por alistarse en el ejército, enviándole un telegrama que decía: Lamento no poder aceptar su invitación. Marcho a la guerra. Figura 8: Nebulosa M-51 Figura 9: Nebulosa Espiral Cuando regresó, en 1919, la invitación seguía en pie y aceptó. Empezó clasificando nebulosas, entre ellas las nebulosas espirales. Hubble creía en la teoría del Universo Isla y esperaba que el enorme telescopio de 2.5 m de Monte Wilson le ayudara a validarla. Pero ni siquiera este poderoso instrumento podía capturar inequívocamente estrellas individuales en las fotografías de las 3 Slipher, V. M. “La velocidad radial de la nebulosa de Andrómeda”. Lowell Observatory Bulletin No. 58, vol. II, pp.56-57. 1913. 8 espirales. En algún momento creyó ver estrellas, pero sus colegas se mostraron escépticos ya que el ver estrellas no resolvía nada si no se podía determinar la distancia a las espirales. Figura 10: Nota original de Hubble Sin embargo, las fotografías de las espirales ya eran suficientemente nítidas como para mostrar los puntos de luz que Curtis había identificado como novas y Hubble centró su atención en ellas. Un día de 1923, cuando trabajaba con varias fotografías de la, hasta entonces considerada, nebulosa Andrómeda, reexaminó un punto de luz al que había marcado con N para identificarla como nova. Revisó placas anteriores y encontró que el cambio de brillo era periódico. Eufórico, tachó la N y escribió ¡variable! La nova se comportaba exactamente como una variable cefeida. Finalmente, Hubble tenía una forma de determinar la distancia a la nebulosa de Andrómeda. La cefeida en la espiral era muy débil, mucho más que las que Shapley había descubierto en los cúmulos globulares. Usando la calibración de Shapley, Hubble obtuvo que la nebulosa de Andrómeda M-31 en los catálogos, estaba a 900 mil años luz de distancia, mucho más allá de la Vía Láctea. La conclusión entonces fue contundente: Andrómeda es una galaxia independiente, completamente desarrollada. Hubble no se apresuró a enviar su artículo porque la relación del período con la luminosidad todavía era muy controvertida como indicador de distancias. En uno de sus últimos trabajos escribió: “Con el incremento de las distancias nuestro conocimiento se desvanece, y se desvanece rápidamente hasta que en el último e impreciso horizonte buscamos, entre fantasmales errores de observaciones, puntos de referencia que apenas son más sustanciales. La búsqueda continuará. El ansia es más 9 antigua que la historia. Nunca resulta satisfecha, y nunca podrá ser suprimida.” 1.6. Recesión Galáctica Siguiendo los pasos de Slipher y Hubble, el astrónomo estadounidense, Milton Lasell Humason (1891-1972) retomó el trabajo sobre las velocidades radiales de las galaxias. Con sumo cuidado, comenzó a tomar fotografías que requerían días enteros de exposición para registrar los espectros de galaxias cada vez más tenues. Entre las galaxias más débiles descubrió velocidades mucho mayores que las estudiadas anteriormente. En 1928, Humason midió la velocidad radial de la galaxia NGC 7619, obteniendo 3800 Km/s.4 Hacia 1936 estaba midiendo velocidades de 40 mil Km/s, más de un octavo de la velocidad de la luz. Y siempre se alejaban de nuestro planeta.5 Figura 11: Corrimiento hacia el rojo Figura 12 Corrimiento hacia el rojo de diferentes galaxias Las velocidades que se estaban reportando eran tan grandes que los astrónomos empezaron a poner en tela de juicio la interpretación Doppler del corrimiento al rojo de la luz observada. Un corrimiento hacia el rojo, ¿implica necesariamente que la fuente se está alejando? ó ¿existe alguna explicación alternativa que evite tener que aceptar velocidades tan grandes? ¿Tal vez la luz de las galaxias lejanas se ven enrojecidas, en su larga travesía, por el polvo fino del espacio intergaláctico? 4 Humason, M. L. “¿Está el Universo expandiéndose?”. Astronomical Society of the Pacific Leaflets, Vol. 2, p.161. 1936. 5 Humason, M. L. “No. 531, La velocidad radial aparente de 100 nebulosas extragalácticas”. Contributions from the Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution of Washington, vol. 531, pp.1-13. 1936. 10 Hubo quien propuso que, por su interacción con el polvo, la luz pierde energía. Dicha pérdida se traduce en un alargamiento de la longitud de onda. El espectro se habrá enrojecido. Así, el corrimiento al rojo, no se debería a gigantescas velocidades de recesión de las galaxias, sino a que estamos recibiendo su luz alterada. Sin embargo, en algunas galaxias, la desviación medida puede ser hacia el azul; ¿Esto significa que la luz gana energía en su viaje? En resumen, la interpretación más aceptada del corrimiento al rojo, es que las galaxias se alejan de nosotros a velocidades gigantescas y algunas, muy pocas se acercan. A este fenómeno de alejamiento se le llama recesión galáctica. Hubble siguió trabajando, paralelamente a Humason y logró estimar la distancia a las galaxias; en 1929 usó los resultados de Slipher y Humason encontrando que la velocidad de recesión de las galaxias aumentaba proporcionalmente a la distancia que nos separaba de ellas.6 Una galaxia que se encuentra dos veces más alejada de nosotros, retrocede con el doble de la velocidad y si la distancia es el triple, así será la velocidad de alejamiento. Figura 13: Velocidad vs. distancia. A este comportamiento lo conocemos como Ley de Hubble (Ver Anexo A.1.1.3.). Graficando la velocidad de recesión v, contra la distancia r, obtenemos una recta. La pendiente la llamaremos H y es conocida como la constante de Hubble. Esto es H= 6 ∆v , ∆r Hubble, Edwin P. “Una relación entre la distancia y la velocidad radial entre nebulosas extragalácticas” Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America, Volume 15, Issue 3, pp. 168-173, marzo de 1929. 11 donde Δv=v-v0 y Δr=r-r0. Ya que la gráfica pasa por el origen podemos tomar los puntos iniciales v0 y r0 como cero. Así, la forma más común de la ley de Hubble es v = Hr , con H = 2.3 x10 −18 1 . s Figura 14. Las Galaxias alejándose. Por supuesto, lo más desconcertante de la Ley de Hubble se resumía en la pregunta: ¿De qué privilegio gozamos para que todas las galaxias se alejen de nosotros como si fuéramos el centro de su movimiento de expansión? 1.7. Se Ve lo Mismo Figura 15. Galaxias alineadas. Supongamos un conjunto de galaxias en una malla cuadrada de lado r. ¿Qué vería un observador situado en cualquiera de las galaxias? Por la Ley de Hubble v=Hr, 2v=H2r, ... entonces la galaxia de referencia, la 4 en la figura, tendrá v=0; la primera de la derecha lleva v, la segunda 2v, la tercera 3v, y así. Simétricamente, hacia el lado izquierdo la primera tiene –v. La segunda –2v, y así. El signo negativo es porque tienen diferente sentido. 12 Tomemos otra galaxia cualquiera como segundo punto de observación, digamos la 6. Para este segundo observador, su galaxia lleva una velocidad v2=0, mientras que para el primero era 2v=v1. De esta forma se cumple que v2 = v1 − 2v Haciendo la operación para cada galaxia, llegamos a que el segundo observador ve el mismo comportamiento en las velocidades que el primero, es decir se cumple la ley de Hubble pero ahora como si él fuera el centro. Podemos hacer lo mismo con cualquier otra galaxia y el resultado será el mismo. Entonces, desde cualquier punto del Universo se ve que las demás galaxias se alejan. La linealidad de la ley de Hubble implica que todo lugar del Universo es equivalente. 1.8. El Huevo Cósmico Supongamos ahora que miramos hacia el pasado, viendo la expansión del Universo, como una película que corre hacia atrás. Veremos que las galaxias se aproximan unas a otras con ciertas velocidades. El Cosmos estaría sometido a un proceso de contracción en que todas las galaxias llegarían a reunirse en un solo punto. Nos encontraríamos con el “origen del Universo”. Figura 16. Galaxias contrayéndose 13 En 1927, el astrónomo belga Georges Édouard Lemaître (1894-1966) sugirió que, en el tiempo cero, toda la materia y energía del Universo se hallaban efectivamente, comprimidas en una gigantesca masa cuyo diámetro no rebasaba unos cuantos años luz, a la que Lemaître llamó el huevo cósmico. La velocidad V, tal vez constante, con la que se mueve la galaxia debe ser V=Δd/Δt; siendo Δt el tiempo transcurrido desde el estallido. Despejando, tenemos Δt =Δd/V. En nuestro caso, Δd=r; y, por la ley de Hubble, V=Hr. Entonces ∆t = r . Hr Así que la edad del Universo es, justamente, el inverso de la constante de Hubble. ∆t = 1 . H El huevo cósmico era inestable y estalló en la más fantástica y espectacular explosión que es posible imaginar. Los fragmentos producidos por dicha explosión fueron violentamente despedidos en todas direcciones, convirtiéndose en las galaxias actualmente en recesión, según dramatizaba Lemaître. El modelo del huevo cósmico, su explosión y sus remanentes, parecía incluir los razonamientos de Einstein, Friedman y de Sitter, así como las observaciones de Slipher, Hubble y Humason. Aquello fascinaba al astrónomo ruso-americano George Gamow (1904-1968) quien, con su enorme talento divulgador, impulsaría fuertemente esta teoría. Durante una conferencia para la estación radiofónica BBC de Londres, el astrónomo inglés Fred 14 Hoyle (1915-2001) defensor de la teoría del Universo en Estado Estacionario, estableció que el Universo es estático, siempre igual, sin principio ni fin. Al referirse a las teorías expansivas, en forma burlona mencionó que se proponía una teoría “fantástica”, que se atrevía a afirmar que el Universo nació de una Gran Explosión. Figura 17. Representación de la Gran Explosión. Con el tiempo el tono despreciativo desapareció, igual que la idea del Universo estacionario, para convertir a la “Gran Explosión” en la teoría más popular del nacimiento del Cosmos. Pero las dudas sobre su realidad permanecieron, e incluso crecieron. ¿Realmente hubo una gran explosión? 1.9. La Radiación Fósil En 1960, los Laboratorios Bell construyeron una antena gigante en Holmdel, Nueva Jersey, como parte de un sistema pionero para la transmisión vía satélite llamado Eco. Este sistema colectaba y amplificaba las señales débiles de radio que rebotaban en grandes globos metálicos colocados en la alta atmósfera, enviando así señales a través de grandes distancias. Sin embargo, un par de años después se lanzó el satélite Telstar haciendo obsoleto este sistema. Figura 18 Mientras tanto, el alemán Arno Penzias (1933-) astrónomo especializado en ondas de radio, que se unió a los Laboratorios Bell en 1958, y Robert Wilson (1936-) se interesaron en el sistema Eco. Penzias había hecho su posdoctorado usando la técnica del efecto máser (amplificación de microondas por emisión estimulada de radiación) para amplificar y medir señales de radio provenientes del espacio intergaláctico. Wilson también había usado el máser para amplificar las señales de radio débiles provenientes de la Vía Láctea. Penzias y Wilson pensaron que la antena de Holmdel podría ser empleada como un gran telescopio 15 de radio y deseaban usarla para continuar sus observaciones, pero debían esperar a que terminara su uso comercial. El lanzamiento del Telstar en 1962 dio a ambos investigadores lo que deseaban: la liberación de la antena de Holmdel y su dedicación a la investigación básica. Figura 19. Radiotelescopio. Cuando comenzaron a usarla como un telescopio para radio (hoy decimos radiotelescopio), detectaron que había un ruido de fondo (como la estática en un radio). Esta molestia era una señal uniforme en la frecuencia de las microondas que parecía provenir de todas las direcciones. Llegaron a pensar que el ruido era generado por el propio telescopio. Verificaron todas las posibles fuentes de aquel ruido. Colocaron la antena en una dirección perpendicular a la Ciudad de Nueva York. Y ¡no!, no era la interferencia urbana. Tampoco era la radiación proveniente de nuestra galaxia. Figura 20 El ruido permaneció igual durante un año y no podía venir del sistema solar, ni de la prueba nuclear subterránea realizada en Nevada en el año de 1962, porque a un año habría mostrado una disminución. Finalmente, los radioastrónomos decidieron medir las características de la radiación de fondo, encontrando que se le podía asociar una temperatura de alrededor de 3 grados Kelvin. Enseguida, empezaron a buscar explicaciones teóricas. Figura 21. Frecuencia vs. flujo. Al mismo tiempo, Robert Dicke (1916-1997) había elaborado una teoría sobre la gran explosión, sugiriendo que el residuo de la explosión tomaba la forma de una radiación de fondo de baja temperatura. Dicke buscaba evidencia para esta teoría cuando Penzias y Wilson se comunicaron a 16 su laboratorio, él compartió sus ideas con los radioastrónomos y al conocer sus observaciones, comentaría a sus colaboradores: hemos sido como excavadores. Figura 22 Curiosamente, cuando Robert Wilson realizó sus estudios, se creía en la teoría del estado estacionario y por tanto se sentía incómodo con la explicación de que el ruido de radio que detectaba, surgiera de la gran explosión. Cuando, conjuntamente Penzias, Wilson y Dicke, publicaron sus trabajos, los investigadores de los Laboratorios Bell insistieron en que fueran “sólo los hechos", simplemente informar las observaciones registradas. Así que las contribuciones fueron escritas por separado, dos cartas publicadas juntas, una seguida de la otra. La de Dicke y sus colaboradores contenía la reflexión teórica: Si el Universo tuvo un origen singular, pudo haber sido extremadamente caliente en sus estadios tempranos. ¿Podría el Universo haberse llenado con una radiación de fondo a partir de este posible momento de alta energía? La temperatura de la radiación podría variar inversamente con el parámetro de expansión, es decir, el radio del Universo.7 En su artículo exponían escuetamente los detalles técnicos de su trabajo e informaban su resultado: Calculamos que la temperatura remanente en la antena es de 3.5±1.0 K (Kelvin) medida con 4080 MHz (megaciclos por segundo).8 Hoy en día se ha precisado este dato y se ha llegado a una temperatura de un poco menos de 3 K. 7 8 Dicke, R.H., Peebles, P.J.E., Roll, P.G., Wilkinson, D.T. Astrophysical Journal, vol. 142, pp. 414-419. 1965. Penzias, A., Wilson, R. Astrophysical Journal, vol. 142, pp. 419-420. 1965. 17 Es bastante irónico que muchos investigadores, tanto teóricos como experimentales, se habían encontrado antes con este fenómeno, pero nunca lo consideraron. En parte porque, como Steven Weinberg escribió, "en el decenio de 1950, se pensaba ampliamente que el estudio del Universo temprano no era del tipo de cosas a las que un científico respetable debía dedicar su tiempo." Todo cambió con el trabajo de Penzias, Wilson, y Dicke. Figura 23 La medida de la radiación cósmica de fondo (el ruido del telescopio de Holmdel, se dice ahora), combinada con el hallazgo anterior de Edwin Hubble sobre la recesión galáctica, le dio un gran impulso a la teoría de la Gran Explosión. Arno Penzias y Robert Wilson recibieron el Premio Nobel de física en 1978 por estos estudios. 1.10. Una Tercera Evidencia “…Ya van a dar las 5 de la tarde. Lo sé porque escucho a alguien que apaciblemente se acerca, por los andadores de la Facultad de Ciencias, silbando un conocido son, es Manuel Peimbert que pasa, frente a nuestro cubículo, a ver a sus alumnos.” Figura 24. Densidad vs. fracción de masa. La década de los 70’s se caracterizó por la aparición de cálculos sobre la evolución química que debió sufrir el Universo, si se hubiera dado un evento tan espectacular como la gran explosión. La síntesis nuclear propiciada por tan intenso proceso debía manifestarse con la aparición de elementos más complejos que el Hidrógeno. Entre otros, el astrónomo de la Universidad de 18 Cornell, Robert V. Wagoner9 había obtenido varias posibles combinaciones de elementos químicos, las cuales dependían de las condiciones que predominaron durante los primeros minutos de la gran explosión. Figura 25. Proporción de metales vs. proporción de Helio. A mediados de esta década, empezaron a llamar la atención los resultados de las observaciones, sobre las proporciones de elementos químicos, del astrónomo nacido en la ciudad de México, Manuel Peimbert Sierra (1941-). Él mostraba que las proporciones entre los elementos químicos, medidas en objetos celestes muy distantes son similares, como si provinieran de un mismo proceso que actuó por todas partes. Figura 26 p+n → d +γ Cuando la temperatura cósmica era del orden de 1010 K, las reacciones nucleares debían producir núcleos de deuterio d, a partir de neutrones n y protones p. Pero la temperatura era suficientemente alta para destruirlos enseguida, así que no era posible formar elementos más pesados. Al disminuir la temperatura del Universo, el deuterio se volvió estable y fue posible, a partir de reacciones nucleares de deuterio con protones, formar partículas de 3He (se lee como helio 3); es decir, un isótopo de helio con dos protones y un neutrón. En las fórmulas, la letra griega γ denota la radiación que se emite junto con la producción de los núcleos. p + d → 3 He + γ 9 Wagoner, R.V. Astrophysical Journal, vol. 179, pp. 343-360. 1973. 19 Finalmente, del 3He y un núcleo de deuterio es posible producir un núcleo de 4He, que está formado por dos protones y dos neutrones. 3 He + d → 4 He + p Actualmente, la mayoría de los átomos de Helio del Universo observable son 4He. Después de formarse este isótopo, la temperatura y la densidad cósmicas disminuyeron lo suficiente, como para que ya no fuera posible constituir más elementos pesados. Después de los primeros cuatro minutos, probablemente la temperatura disminuyó hasta unos 800 millones de grados Kelvin, por lo que las reacciones nucleares se detuvieron. Desde ese momento, la composición química del Universo se mantuvo constante, constituida fundamentalmente por hidrógeno, helio, y pequeñas cantidades de deuterio y litio. En teoría, de acuerdo al proceso de la gran explosión, la composición química no volvería a modificarse sino hasta la formación de las galaxias y las estrellas, dos mil millones de años después. Manuel Peimbert y sus colaboradores, estudiando el espectro de emisión de las nebulosas, determinaron la composición química del medio interestelar. En nuestra galaxia y en otras en las que ha sido posible determinar con precisión su composición química, se ha encontrado que los seis elementos más abundantes son: hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno, oxígeno y neón. Las abundancias relativas de estos elementos en el medio interestelar se pueden obtener a partir de analizar el espectro de emisión de la radiación que emiten las remanentes de supernovas, las nebulosas planetarias y las regiones H II, llamadas así porque casi todo el gas está formado por hidrógeno ionizado. Podemos establecer la aportación de las estrellas al medio interestelar y restarla de la que medimos; así estaremos obteniendo la abundancia de los elementos que existían antes de formarse las galaxias. 20 Se pueden comparar las predicciones teóricas del modelo de la gran explosión, con las abundancias por unidad de masa de hidrógeno, deuterio, helio tres, helio cuatro, y litio siete. Según lo indicaban Peimbert y sus colaboradores: Se ha encontrado que todas las galaxias, con una buena determinación de abundancias, se formaron con aproximadamente el 25% de helio y el 75% de hidrógeno por unidad de masa, coincidiendo con los resultados de la teoría.10 Figura 27 Figura 28. Proporción de metales vs. proporción de Helio. A este 25% de helio lo conocemos como helio pregaláctico o primordial. Si se hubiera tratado de una explosión lenta, la temperatura permanecería alta por más tiempo, produciendo mayor abundancia de elementos pesados, particularmente helio. Una explosión rápida tendría una abundancia mucho menor de estos elementos. De esta forma, la abundancia nos indica el tipo de explosión y más aún, nos permite calcular la edad del Universo. Quizás la parte más impactante del trabajo del científico mexicano es que la abundancia del helio primordial por unidad de masa obtenida observacionalmente coincide con la predicha por la teoría estándar de la Gran Explosión y reproduce el valor de la constante de Hubble con este procedimiento insólito, confirmando los resultados surgidos de la recesión galáctica. Este trabajo, paciente y meticuloso, de casi cuatro décadas se ha convertido en uno de los pilares en 10 Peimbert, Manuel. “Evolución química del Universo” en Temas selectos de astrofísica. UNAM, México, 1984. pp. 307-331. 21 que descansan los modelos que asumen la existencia de la Gran Explosión para explicar la estructura actual del Universo observable. Más aun, Manuel Peimbert encontró, después de la recesión galáctica y la radiación fósil, una tercera evidencia a favor de la Gran Explosión. “Recuerdo una ocasión en que estábamos discutiendo un problema. Mi amigo Sergio estaba parado frente al pizarrón. Manuel se asomó para saludarnos, vio la guitarra que estaba sobre el archivero y, sin comentar nada, entró al cubículo, tomó la guitarra, se sentó sobre el escritorio con las piernas cruzadas, y empezó a cantar el son veracruzano La Bruja. Ahí estaba, entre nosotros, como cualquier estudiante, con su suéter sobre la espalda, quien era ya en aquel momento una figura mundial.” 22
