MEXIKO, v1, n9, 5 agosto de 2009

MEXIKO, v1, n9, 5 agosto de 2009
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Expansión y aceleración del universo
2009 kosmos 1 (9) 2
Pláticas Populares sobre Astronomía, Astrofísica y Cosmología
en 2009, Año Internacional de la Astronomía.
david bahena, PhD
La cosmología permite explicar el origen y estructura del universo a gran escala Actualmente, se acepta como
mejor al modelo del Big Bang con base en las evidencias de la expansión del universo, la radiación de fondo de
microondas y la nucleosíntesis de los elementos ligeros. En la historia cósmica se consideran varias,
principalmente, la radiación, la materia y la energía oscura. La edad actual del universo se estima en 13,700
millones de años y, la mayor parte, constituido de materia y de energía oscuras, no se ve. Hoy el universo está en
expansión y en aceleración.
Prólogo
El Big Bang es una teoría para explicar al universo
en su conjunto existiendo tres líneas de
argumentación aceptadas para probarla.
1- las observaciones, particularmente del
Telescopio Espacial Hubble (HST), de que las
galaxias distantes se han movido más rápido
consistentes con la expansión del universo.
2- la observación y medición de la radiación
de fondo de microondas (CBR) que explicaría el
origen y evolución del universo.
3- la creación y emergencia de las partículas
elementales durante los primeros minutos, que
pueden ser predichas y explicadas por la física
cuántica y de altas energías, y cuya producción
teórica puede ser explicada por las observaciones de
los elementos ligeros, tales como, Hidrógeno (H),
Helio (He) y Litio (Li).
La base teórica de este modelo es la teoría
general de la relatividad general (TGR) de Albert
Einstein y los modelos de universo de Alexander
Friedmann.
Para estudiar al universo éste se puede
imaginarse como un “substratum” (susbtrato) o
entidad suave. Un observador en reposo respecto a
este substrato se llama “observador fundamental”.
Si el substrato está en movimiento se dice que los
observadores fundamentales están “co-moviéndose”
con el sustrato. El esquema que tienen los
observadores fundamentales como función del
tiempo se llama modelo cosmológico.
Existe el llamado “principio cosmológico”,
de acuerdo al cual, el universo visto por los
observadores fundamentales es homogéneo e
isotrópico. La homogeneidad significa que todo
observador fundamental ve el mismo universo como
función del tiempo. La isotropía significa que todos
los observadores fundamentales miran el mismo
universo en cualquier dirección. El universo actual
es altamente inhomogéneo a pequeñas escalas pero,
a gran escala, puede considerarse homogéneo con
una aproximación razonable.
Una consecuencia de la homogeneidad es la
existencia de un “tiempo cósmico” universal. En
consecuencia, todos los observadores ven la misma
secuencia de eventos en el universo y, por medio de
éstos, pueden sincronizar sus relojes.
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1- Introducción
1.1Corrimiento al rojo y Ley de Hubble
Las mediciones del corrimiento al rojo son los
mejores indicadores de las distancias cósmicas para
determinar qué tan lejos están las estrellas y las
galaxias vistas a través de telescopios. Estas
distancias son cruciales para estimar la tasa de
expansión del universo. Hay una relación entre las
velocidades con que las galaxias se alejan conforme
se incrementan las distancias respecto a la Tierra y
las mediciones de las longitudes de onda de las
líneas espectrales de esas fuentes.
El corrimiento al rojo implica que la luz de
una determinada longitud de onda, tal como la
ultravioleta o azul, disminuye en frecuencia
(aumentando su longitudes de onda) hacia el rojo
conforme la velocidad de expansión de incrementa.
El fenómeno del corrimiento al rojo fue
propuesto por V.M Slipher en 1912 y, en 1924,
Edwin Hubble estableció la relación corrimiento al
rojo – velocidad – distancia. La Ley de Hubble es
una relación lineal entre la velocidad de recesión de
las galaxias y las distancias astronómicas cuya
pendiente (constante de proporcionalidad) se conoce
como constante de Hubble (H0). Esta ley es
fundamental para el modelo del Big Bang.
La constante H0, donde el subíndice se
refiere al valor del presente, está dada en unidades
de km/s/Mpc ó km/s/millones de años-luz, siendo
un megaparsec (MPc) igual a 3.26 millones de añosluz. Un valor estimado para H0 es 71.4 km/s/Mpc o
21.5 km/s/millón de años-luz.
La Ley de Hubble implica que los objetos
(tales como las galaxias) parecen viajar a
velocidades que se incrementan conforme su
distancia a partir del observador fundamental se
vuelve más grande. Así, la velocidad a la distancia
de 1 millón de años-luz es de 21.5 km/s, a 2
millones de años-luz sería de 43 km/s y, a 13 mil
millones de años-luz, el tiempo cuando se habrían
formado las galaxias, sería de 279,500 km/s, si bien,
este cálculo no es directo ya que la constante de
Hubble ha cambiado en el tiempo y la tasa de
expansión del universo no ha sido constante.
La observación de un objeto galáctico
recientemente observado es HERO (Hyper
Extremely Red Object) podría ser resultado del
corrimiento al rojo cosmológico. El objeto estaría a
10 mil millones de años-luz de la Tierra y su
velocidad sería cercana a la velocidad de la luz.
El corrimiento al rojo se estudia a partir de
los estados espectrales de la luz de las estrellas. Se
han determinado los espectros para diversas
galaxias conforme su distancia se incrementa
respecto de la Tierra. El valor del corrimiento al
rojo cosmológico (z) asociado a una fuente está
dado por la multiplicación de la constante de
Hubble (H0) por la distancia (r) a la estrella cuyo
corrimiento al rojo es medido, dividido por la
velocidad de la luz (c) para corrimientos al rojo
moderados, en el caso de velocidades cercanas a la
de la luz, la relación es modificada.
Otro mecanismo de este tipo es el
corrimiento al rojo gravitacional, debido a los
efectos de la gravedad sobre la radiación,
consecuencia de la teoría de la relatividad general,
observados en cuerpos supermasivos incluyendo
agujeros negros.
La mayoría de los corrimientos al rojo se
han medido para galaxias “normales” a distancias
de la Tierra aproximadamente de 7 mil millones de
años-luz. Los corrimientos al rojo más altos (z=5 –
6.5) se han encontrado para fuentes de radio a partir
de cuasares distantes.
1.2 Distancias estelares y galácticas
La medición del corrimiento al rojo se utiliza para
estimar el factor de escala (R) del universo y
calcular la constante de Hubble (H). Para ello,
deben determinarse las distancias a los objetos
estelares con cada corrimiento al rojo específico.
Existen varios métodos. Para el sistema solar, el
método de radar es el más preciso; para las estrellas
vecinas, el método de la paralaje; para las estrellas
de la Vía Láctea, el método de la candela estándard
de estrellas cuya luminosidad es conocida, o el
método de las estrellas variables Cefeidas; y, otros
métodos más elaborados para las galaxias más
distantes.
Las distancias cósmicas se usan para
relacionar los valores del corrimiento al rojo con las
velocidades recesionales. Cuando los corrimientos
al rojo empiezan a exceder el valor de z=1, las
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velocidades de los objetos empiezan a aproximarse
a velocidades relativistas, es decir, a fracciones
grandes de la velocidad de la luz.
El corrimiento al rojo se debe a la relativa
expansión del espacio más que a la aceleración de
las galaxias distantes. La determinación precisa de
la constante de Hubble es esencial para estimar la
edad precisa del universo.
1.3 La edad del universo
La constante de Hubble proporciona una manera
directa de estimar el tiempo t0, desde el Big Bang al
presente, tomando el valor inverso de la constante
Ho en unidades apropiadas. El satélite WMAP y
otros proyectos considera un valor para H0 de 71.4
km/s/Mpc, entonces, la edad estimada del universo
es de 13,700 millones de años.
Una consecuencia de este valor es que las
galaxias más distantes que han sido observadas
estarían cerca del borde observable del universo. La
constante de Hubble se ha determinado a partir de
mediciones cada vez más precisas de galaxias
observadas, de manera que, el horizonte del
universo observable podría variar. Esto, sin
embargo, implica un universo finito si éste continúa
expandiéndose.
Además, la edad de Hubble puede ser
modificada dependiendo si el universo es abierto,
cerrado o plano, influenciado por el tipo de espacio
involucrado. En ausencia de gravedad de tH es 1/H0.
La elección del valor para H0 tendrá influencia en
dos parámetros cosmológicos: el tamaño del
universo observable y la edad del universo.
Los factores que determinan la edad del
universo son la densidad de masa-energía y el
Factor de Escala, R. Estos especifican la tasa de
expansión que revela cuánto tiempo toma para que
las galaxias alcancen la distancia más lejana del
universo observable. El espacio observable se
define como el límite u horizonte de los objetos más
lejanos que han emitido radiación desde el inicio del
universo hasta la Tierra. Sin embargo, los primeros
objetos no han sido detectados aún, de manera que,
el universo observable actual es menor al universo
observable total.
La ley de Hubble especifica que los objetos
más distantes se alejan más rápidamente e
inversamente, los más cercanos a la Vía Láctea se
mueven más lentamente. En un universo en
expansión, las galaxias más distantes deben viajar a
velocidades mayores pero a las mismas tasas en
todas direcciones para preservar la uniformidad de
las relaciones espaciales durante estos movimientos
expansivos. Como regla general, mientras mayor es
el tiempo “hacia atrás” más pequeño fue el tamaño
del universo a tal tiempo y más caliente y densa es
la expansión temprana de materia y energía. “Mirar
hacia atrás” implica la idea que el espacio que uno
mira es más lejano, es decir, miramos eventos
asociados con los objetos cuando la luz fue emitida
por ellos, de manera que, un tiempo grande hacia
atrás significa una edad temprana.
Debido a que las mediciones de galaxias
distantes muestran corrimientos al rojo más que al
azul, esta evidencia del alejamiento (neto) es la
principal prueba del modelo de Big Bang en
expansión. Por ejemplo, z=1 representa una
distancia de mil millones de años-luz, galaxias con
z=1.2 corresponden a una edad de 8 mil millones de
años. Los cuasares distantes lejanos a 10-11 mil
millones de años-luz tienen z=3-4. Para varias
galaxias se han medido valores de z=5-6 y habría
una con un valor de z∼10 (con casi el 90 por ciento
de la velocidad de la luz); estos objetos se formaron
en los primeros mil millones de años del universo.
El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ha
detectado una galaxia con z=5.82 que es
inusualmente brillante y la causa que se ha inferido
es un cuasar.
La estructura de las galaxias puede ser
reconocida a distancias de 4 mil millones de añosluz. Hay evidencias de que a un valor de z=2.75 no
se forman bien las galaxias espirales, aquellas que
están más lejanas parecen ser elípticas o espirales.
Como estás galaxias son viejas, esto implica que las
galaxias espirales no se pueden desarrollar sino
posteriormente. Algunas de las galaxias espirales
tempranas tienen brazos, La Vía Láctea tiene tres
brazos principales.
Los corrimientos al rojo pueden ser
medidos a partir de fenómenos astronómicos
observables, tales como las galaxias o cuasares.
Pero hay estimaciones teóricas de los corrimientos
al rojo en la historia muy temprana del Big Bang,
antes de la era del Desacoplamiento, para los cuales
no son posibles las observaciones directas. Al
tiempo de Planck de 10-43 segundos, el corrimiento
al rojo calculado es de z=1032. Un minuto después,
al principio de la Era de Radiación, z∼109. En los
primeros 1-2 mil millones de años después del Big
Bang, z era de 30 a 6. El último es el valor más
lejano determinado por mediciones directas, esas
galaxias están casi 13,000 millones de años lejos.
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Este sistemático crecimiento de z hacia
atrás acompaña a la expansión del universo. El
agrandamiento del espacio lleva aun alargamiento
de la longitud de onda de la luz y, por lo tanto, en
un progresivo aumento de z. Los fotones que han
viajado largas distancias aparecen con una energía
decreciente, por tanto, con longitudes de onda
largas, es decir, se corren del azul al rojo. Como el
corrimiento al rojo depende de la velocidad del
objeto que se aleja, se sigue que, las velocidades
máximas de las galaxias se encuentran en los bordes
más externos del universo observable.
Si al inicio del Big Bang la materia estuvo
concentrada en un punto y fue dispersada después,
la materia en forma de galaxias que son las lejanas
desde el punto de vista observacional deben haber
estado viajando a velocidades más rápidas, es decir,
si la materia empezó de un mismo punto, la materia
ahora más lejana viaja a velocidades más altas.
1.4 Expansión del universo
El modelo Big Bang está relacionado con la
creación de espacio. El efecto Bang empieza de un
evento llamado “singularidad” y requiere que toda
la materia creada (fotones, átomos, partículas) se
muevan lejos en un universo continuamente en
expansión. Como resultado de esta expansión, las
galaxias se están alejando unas de otras con un
rango diverso de velocidades que dependen de sus
proximidades relativas y sus edades aparentes como
función de la distancia. La edad aparente de una
galaxia es el tiempo que tarda la luz en atravesar la
distancia total hasta la Tierra viajando a una
velocidad aproximada de 300 mil kilómetros por
segundo. De esta manera, podemos observar
galaxias distantes y hoy las vemos como eran antes,
cuando la luz fue emitida, ahora habrían cambiado y
las galaxias se estarían alejando, por lo que, la
distancia sería mayor.
Sin embargo, en los primeros momentos del
Big Bang, las galaxias habrían estado muy cercanas
entre sí incluyendo aquellas que se encuentran a la
distancia máxima observable desde la Tierra. Así, la
edad asignada a una galaxia depende de su distancia
y de la edad elegida para el principio del Big Bang.
Al comienzo de la expansión el universo
estaba dominado por radiación pero solo 300 mil
años después se desacoplaron la materia y la
radiación. Antes del desacoplamiento el universo
era opaco. De manera que, en la Tierra, solamente
podemos ver (y medir) la luz) posterior. Además,
las galaxias no se formaron de inmediato sino 1 - 2
mil millones de años después del Big Bang. Esto ha
sido confirmado por las observaciones, el
Telescopio Espacial Hubble ha detectado galaxias
localizadas a 10 – 13 mil millones de años-luz.
También es posible observar la explosión de
supernovas, algunas muy distantes, encontrar la
distancia de su explosión y, por tanto, el tiempo en
que ocurrió.
Pero, ¿qué tan lejos podemos mirar?
Mientras más miramos “hacia atrás” en el tiempo,
más antiguas son las galaxias. Sin embargo, al
observar al universo, no se puede afirmar que la Vía
Láctea sea el centro del universo porque no lo es ni
sabemos tampoco si existe algún centro, sea en un
modelo finito (con fronteras) o infinito (sin
fronteras) de universo. De hecho, los modelos de
universo en expansión no permiten la existencia de
ningún centro descubrible. Entonces, no podemos
decir dónde está el horizonte, es decir, la distancia
máxima que podríamos mirar.
En la Tierra, estamos sujetos al llamado
“Principio Cosmológico Copernicano”, el cual,
señala que, “no hay localización espacial preferida
en el universo”. Entonces, un observador en
cualquier galaxia mira la misma imagen del
universo con las galaxias moviéndose
aparentemente lejos conforme el universo se
expande. De allí que el “Principio Cosmológico
General” considera que el universo a gran escala
parece homogéneo e isotrópico.
De los grandes conceptos de la Teoría
General de la Relatividad se concluye que “el
espacio mismo es la entidad que está en expansión”
más que la materia contenida en el espacio.
Conforme uno mira hacia el frente de expansión
aparece nuevo espacio y la materia se organiza a
partir de los eventos producidos por el Big Bang. La
expansión del espacio es cuadridimensional (tres
dimensiones espaciales y una temporal) referida
como espacio-tiempo. A partir del Big Bang y
conforme pasa el tiempo, después de haber sido
activada la singularidad, las regiones agrandadas del
universo se volvieron visibles y pueden ser
observadas.
Si el espacio es la entidad de la expansión
quiere decir que no hay expansión de las galaxias.
Las galaxias y las estrellas no participan de la
expansión pero, en todo caso, sí de la contracción
como ocurre con el colapso en agujeros negros. Eso
se debe al efecto de gravedad “local” que
contrabalancea el agrandamiento del espacio y
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mantiene el equilibrio con el momento angular
magnético.
Para el universo cualquier punto sobre la
esfera celeste (esfera de Hubble) es equivalente a
cualquier otro pero la idea de un centro no tiene
significado. Ningún centro puede fijarse en ninguna
parte porque todos los puntos de la geometría de la
expansión tienen igual significado. No obstante, la
cuarta dimensión tiene un centro, el punto singular
cuando comenzó la expansión.
La expansión del universo se puede
visualizar por analogías. Un caso es considerar la
superficie de un globo que progresivamente se
agranda conforme es inflado. Esta es una buena
descripción de trabajo sobre el agrandamiento del
espacio (esférico) ignorando el interior del globo.
Una superficie esférica tiene la propiedad de ser
dimensionalmente finita sin bordes y se curva
continuamente sobre sí misma. La desventaja es que
solamente considera a la superficie. Otras
geometrías de universo, como la plana e
hiperbólica, también son posibles y llevan a
resultados diferentes. Otro esquema, considera
círculos, el sistema de coordenadas utilizado se
expande pero solamente cambia de escala.
Una función que describe los cambios en la
separación espacial (longitud de distancias en un
universo tridimensional), en un sistema en
expansión como función del tiempo, se llama Factor
de Escala Cósmica (R) relacionado con la tasa de
expansión, es decir, se trata de una propiedad
geométrica que permite una medida directa de la
expansión a un tiempo especificado. Al presente,
este factor se toma como 1 y los factores
precedentes son fracciones. Por ejemplo, un factor
de escala de 0.001, 400,000 años después del Big
Bang, indicaría que el universo sería de un tamaño
1/1000 respecto al presente o, un horizonte de
Hubble de 13,700 millones de años-luz. Usado de
esta manera, el factor de escala es una medición
directa de la expansión del universo a un tiempo
especificado.
En las dos décadas recientes el universo
observable está representado por las imágenes
bidimensionales del HST del “Campo Profundo de
Hubble” que muestra la región del espacio con las
galaxias más lejanas. Se estima que la mayoría
podría estar a 9 – 12 mil millones de años-luz. Los
objetos más lejanos aparecen muy tenues, con
corrimientos al rojo de 3 -4 y moviéndose más
rápido como predice el Big Bang.
El objeto más distante detectado por el HST
está a 7 mil millones de años-luz o, probablemente,
más. También se han encontrado galaxias cuya
distancia por corrimiento al rojo llegaría a 12 mil
millones de años. El cúmulo galáctico Abell 2218
está a una distancia de 2 mil millones de años-luz.
El cúmulo masivo produce un efecto de lente
gravitacional que hace visibles a un par de pequeñas
galaxias para las que se ha calculado un corrimiento
al rojo de z = 7.1, es decir, estarían a 13,400
millones de años-luz, lo que implicaría que
presumiblemente fueron formadas en los primeros
1,000 millones de años después del Big Bang.
Utilizando el telescopio Subaru, astrónomos
japoneses han detectado una galaxia brillante e
irregular muy distante, LAEJ1040-0130, atribuida a
explosiones de supernovas y/o cuasares, con una
edad cercana a los 14 mil millones de años. Esa
galaxia seguramente ya ha desaparecido.
Conforme las galaxias empezaron a
formarse y a evolucionar, produciendo entidades
cuyos movimientos pueden ser monitoreados,
continuaron produciendo movimientos de
expansión. Generalmente, todo el movimiento es en
la dirección de la expansión y, al mismo tiempo,
cada entidad se mueve lejos de sus vecinos, aunque
ocasionalmente, pueden cruzar sus trayectorias y
colisionar. Este movimiento multi-direccional
resulta de las interacciones gravitacionales que
perturban sus movimientos relativos.
La Relatividad General demanda algún
grado de curvatura para el espacio en expansión. La
distribución de materia determina la geometría del
espacio. Si el espacio se curva completamente sobre
sí mismo, el universo es cerrado; si se curva en otras
formas, es abierto.
Desde la Tierra, solamente podemos ver la
parte del universo (visible) en el cual la luz ha
tenido tiempo de llegar. Pero, la Relatividad
reconoce una continua expansión, eso significa que
el universo podría ser infinitamente grande y
crecería continuamente por siempre.
Como el tiempo, a partir del presente, se
mueve hacia adelante, veremos más allá del
presente horizonte, esto es, en los siguientes mil
millones de años el universo será mucho más
grande por la tasa de expansión que haya tenido
lugar en ese intervalo y las galaxias más distantes
estarán 1,000 millones de años-luz más lejos en
relación a sus posiciones actuales.
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El universo surgió de una singularidad y se expandió
Principales eras en la evolución del universo
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2- Teoría de la relatividad
2.1 Relatividad especial
En 1676, Ole Christensen midió la velocidad de la
luz al observar los eclipses de las lunas de Júpiter y
estimó su valor en 225,000 kilómetros por segundo.
Hacia 1865, James Clerk Maxwell propuso una
teoría apropiada para la luz al unificar la teoría
electromagnética. Las ecuaciones de Maxwell
predijeron la existencia de perturbaciones de tipo
ondulatorio en el campo electromagnético que
viajan con una velocidad finita fija coincidente con
la velocidad de la luz.
La teoría de Maxwell contradecía a la de
Newton, la que requería de un patrón absoluto en
reposo. Para conciliarlas se propuso la existencia
del “éter”, un medio en el cual se propagarían las
ondas luminosas.
En 1887, Albert Michelson y Edward
Morley propusieron un experimento para comparar
la velocidad de la luz medida en la dirección del
movimiento de la Tierra a través del éter, es decir,
cuando nos movemos hacia la fuente, con la
velocidad de la luz perpendicular a dicho
movimiento, o sea, cuando nos alejamos de la
fuente. El resultado fue la comprobación de la que
la velocidad de la luz era la misma en ambas
direcciones, de manera que, la presencia del éter no
podía ser medida.
En 1905, Albert Einstein escribió un
artículo indicando que la misma idea del éter
resultaba innecesaria si se abandonaba, también, la
idea de un tiempo absoluto. En su teoría de la
relatividad especial, Einstein postuló que las leyes
de la física deben ser las mismas para todos los
observadores que se muevan libremente
cualesquiera sea su velocidad. También postuló que,
cualquier observador en movimiento libre debe
medir el mismo valor para la velocidad de la luz,
cualesquiera sea la velocidad con se acerque o aleje
de la fuente.
Una de las consecuencias de esta teoría
implica cambiar el concepto del tiempo, el cual deja
de ser absoluto para ser relativo, es decir, cada
observador en movimiento tiene su propia medida
del tiempo. Pero, además, el tiempo no está
separado del espacio ni es independiente de éste
sino que está unificado en el concepto espaciotiempo.
En general, la posición de un objeto en el
espacio se puede describir por tres números o
coordenadas, que representan el largo, el ancho y el
espesor. En el espacio-tiempo de la relatividad,
cualquier evento que ocurra en un punto del espacio
y en un instante dado, se representa por cuatro
números o coordenadas, sin que exista diferencia
entre coordenadas espaciales o temporales. El
tiempo es la cuarta dimensión.
Otra consecuencia es la equivalencia entre
materia y energía. Esto significa que el aumento en
la energía de un cuerpo, debido a su movimiento,
incrementa su masa haciendo más difícil
incrementar su velocidad. A medida que un objeto
se aproxima a la velocidad de la luz, su masa
aumenta más rápidamente, y se necesita mayor
energía para seguir acelerándolo.
Según la teoría de la relatividad un objeto
nunca puede alcanzar la velocidad de la luz porque
si así fuera su masa se haría infinita y se necesitaría
una cantidad infinita de energía para alcanzar tal
velocidad. Por ello, Einstein postuló que la
velocidad de la luz es un límite y una constante de
la naturaleza.
Esta teoría explica que la velocidad de la
luz es la misma para todos los observadores y
ocurre a velocidades próximas a 300,000 kilómetros
por segundo, es decir, la propia velocidad de la luz.
La relatividad se contrapone con la teoría de
Newton sobre la gravedad. Para Newton, en cada
instante, los cuerpos se mueven entre sí con una
fuerza que depende de la distancia que los separa y
las interacciones se propagan de manera infinita. En
el caso de la relatividad, esas interacciones ocurren
a velocidades finitas.
Un ejemplo ilustrativo es suponer que el Sol
desapareciera súbitamente. De acuerdo a Newton, la
Tierra dejaría inmediatamente de sentir la atracción
del Sol y saldría de su órbita, el efecto gravitatorio
de la desaparición del Sol llegaría a la Tierra con
velocidad infinita. De acuerdo a la relatividad
especial, la Tierra no quedaría a oscuras hasta ocho
minutos después, esto, es el tiempo en que tardaría
la luz del Sol en llegar a la Tierra.
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2.2 Relatividad general
En 1915, Einstein formuló la Teoría General de la
Relatividad basada en la idea de que la gravedad no
es una fuerza como las demás, sino una
consecuencia de que el espacio-tiempo no es plano
sino curvo o deformado por la distribución de masa
y energía que contiene.
El camino más corto (o más largo) entre dos
puntos dados se llama geodésica. En plano es
espacio bidimensional cuyas geodésicas son líneas
rectas. La superficie de una esfera es un espacio
curvo bidimensional cuyas geodésicas son los
círculos máximos.
En la relatividad general, los cuerpos siguen
siempre geodésicas en el espacio-tiempo
cuadridimensional. En ausencia de materia, tales
geodésicas corresponden a líneas rectas en el
espacio tridimensional. Pero, en presencia de
materia, el espacio-tiempo de cuatro dimensiones
queda distorsionado, haciendo que los cuerpos en el
espacio de tres dimensiones se curven.
La masa del Sol deforma el espacio-tiempo
cuadridimensional, de manera que, la Tierra siga
una trayectoria curva pareciendo que se mueve en
una órbita aproximadamente circular en el espacio
tridimensional.
Los rayos de luz también siguen geodésicas
de espacio-tiempo. El hecho de que el espacio sea
curvado significa que la luz ya no parece viajar en
línea recta; la relatividad predice que los campos
gravitatorios deben curvar la trayectoria de la luz.
Este efecto se puede observar durante un eclipse de
Sol y así ocurrió en 1919 y en observaciones
posteriores.
La relatividad general también postula que
el tiempo se hace más lento en la proximidad de
cuerpos con una gran masa. Esto se basa en el
llamado “Principio de Equivalencia”, el cual,
establece que las leyes de la física son las mismas
para todos los observadores que NO se mueven
libremente. Este principio se puede enunciar de la
siguiente manera: “en regiones suficientemente
pequeñas del espacio, es imposible afirmar si
estamos en reposo en un campo gravitacional o
uniformemente acelerados en el espacio vacío”. El
principio implica la equivalencia entre la masa
inercial y la masa gravitacional.
Así como la relatividad especial afirma que
el tiempo transcurre a un ritmo diferente para
observadores en movimiento relativo, la relatividad
general indica que el tiempo transcurre de manera
diferente para observadores en campos
gravitacionales diferentes. Es decir, el tiempo
transcurre más lentamente donde la gravedad es más
intensa. Esto puso fin a la idea de un tiempo
absoluto.
La predicción fue comprobada en 1962
utilizando relojes muy precisos situados uno en la
cumbre y otro en la base de una torre. De acuerdo a
la relatividad general no existe un tiempo absoluto
único sino que cada persona tiene su propia medida
individual del tiempo, que depende de dónde se
halla y cómo se mueve.
Con la teoría de la relatividad, el espacio y
el tiempo se volvieron magnitudes dinámicas:
cuando un cuerpo se mueve o una fuerza actúa,
afectan a la curvatura del espacio y el tiempo; a su
vez, la estructura del espacio-tiempo afecta la
manera en que los cuerpos se mueven y actúan las
fuerzas. El espacio y el tiempo afectan y son
afectados por todo lo que ocurre en el universo. No
es posible hablar de acontecimientos en el universo
sin las nociones de espacio y tiempo; de acuerdo a
la relatividad general, carece de sentido hablar de
espacio y tiempo fuera de los límites del universo.
Con la teoría general de la relatividad la
idea de un universo inmutable que podría existir
desde siempre y para siempre, fue sustituida por el
concepto de un universo dinámico en expansión que
parece haber empezado en un tiempo finito y que
podría terminar en otro tiempo también finito,
dependiendo del modelo de universo considerado.
2.3 Cosmología relativista
El descubrimiento de la expansión del universo es
una de las grandes revoluciones del siglo XX.
Anteriormente, se pensaba en la idea de un universo
estático. El propio Einstein, en 1915, estaba
convencido de eso y modificó su teoría para hacer
posible a tal universo estático.
Para ello, introdujo en sus ecuaciones un
factor llamado “constante cosmológica”, el cual,
tiene el efecto de una fuerza “antigravitacional” que
no procedería de ninguna fuente sino que estaría
imbuida en el espacio-tiempo que tendría una
tendencia innata a expandirse. Ajustando el valor de
la constante se podía variar la intensidad de esa
tendencia y ajustarla de manera que anulara la
atracción de toda la materia en el universo de modo
que éste fuera estático. Posteriormente descartó a tal
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constante, aunque ahora se piensa que acertó al
introducirla.
Pero la teoría de Einstein, lejos de predecir
un universo estático, predijo un universo en
expansión. Alexander Friedmann lo explicó con
base en dos hipótesis simples: una, que el universo
tiene un aspecto idéntico cualquiera que sea la
dirección en que lo observamos y, dos, que lo
mismo es cierto si observamos al universo desde
cualquier otro punto.
En 1922, Friedmann resolvió las ecuaciones
de Einstein y predijo a un universo en expansión,
años antes de que lo descubriera Hubble.
El universo parece ser aproximadamente
igual en todas direcciones siempre y cuando sea
considerado a gran escala. En 1965, Arno Penzias y
Robert Wilson descubrieron a la radiación de fondo
proveniente de todas direcciones del espacio, lo cual
ha traído importantes consecuencias para el
entendimiento del universo.
En el modelo de universo de Friedmann,
cada galaxia se está separando de las demás. La
velocidad con que dos galaxias se separan es
proporcional a la distancia entre ellas, es decir, el
corrimiento hacia el rojo de una galaxia debería ser
proporcional a su distancia respecto de la Tierra,
como lo sugirió después Hubble.
Friedmann dedujo un solo modelo de
universo pero en realidad hay tres tipos de
soluciones de las ecuaciones de Einstein, es decir,
tres tipos de modelos con tres diferentes
comportamientos del universo. Estos modelos
pueden obtenerse utilizando la métrica de (Howard)
Robertson – (Arthur) Walker (1935).
En el primer tipo de solución, el descubierto
por Friedmann, el universo se expande con
suficiente lentitud para que la atracción
gravitacional entre las galaxias vaya frenando la
expansión hasta detenerla, tras lo cual, las galaxias
se aproximan unas a otras y el universo se contrae.
En la segunda solución, el universo se expande tan
rápidamente que la atracción gravitacional no lo
frena nunca aunque si reduce su ritmo de expansión.
En el tercer tipo, el universo se expande con un
ritmo tal que le impide volver a colapsar. La
velocidad con que se separan las galaxias disminuye
progresivamente pero nunca llega a cero.
En el primer modelo se caracteriza porque
el espacio del universo no es infinito pero tampoco
tiene ningún límite. La gravedad es tan intensa que
el espacio se curva sobre sí mismo como una esfera.
En el segundo modelo, el espacio también está
curvado pero de manera diferente, es una solución
hiperbólica que tiene forma de silla de montar. El
tercer modelo corresponde a un universo con
geometría plana a gran escala, aún cuando el
espacio sigue siendo curvo en la proximidad de
objetos masivos.
En 1948, George Gamow propuso un
esquema de una etapa primordial muy caliente del
universo. En un artículo publicado por Gamow,
Ralph Alpher y Hans Bethe, se hizo la predicción de
que la radiación (en forma de fotones) de las etapas
primitivas muy calientes del universo aún debería
estar a nuestro alrededor pero con una temperatura
reducida a unos cuantos grados sobre el cero
absoluto. Esta radiación es la descubierta por
Penzias y Wilson.
Gamow y colaboradores también hicieron
predicciones sobre las proporciones en que
existirían varios elementos ligeros en el universo
primitivo, cuyos cálculos han sido repetidos con
más precisión y confirmados por las observaciones,
especialmente la abundancia cosmológica del helio.
El cono de luz de un observador fundamental
2009 kosmos 1 (9) 11
3- Mecánica cuántica
A diferencia de Aristóteles, quien creía que la
materia era continua, Demócrito sostenía que la
materia era discreta y estaba formada por átomos de
diversos tipos.
Pero los átomos no han existido siempre ni
son indivisibles. Los átomos están constituidos por
electrones, protones y neutrones. A su vez, los
protones y neutrones están formados por quarks.
Además, para cada tipo de partículas existen sus
correspondientes antipartículas.
La energía luminosa, por su parte, está
formada por partículas sin masa, los fotones.
Además, existen los neutrinos que interaccionan
muy débilmente con la materia.
Hoy se conoce que el átomo tiene una
estructura, y el núcleo atómico, también. A su vez,
los constituyentes del núcleo (protones y neutrones)
está formado por tres tipos de quarks. De manera
que, los ladrillos básicos del universo serían los
quarks (seis “sabores”) y los leptones (electrón,
muón y tauón, y sus correspondientes neutrinos).
De acuerdo al modelo estándard de las
partículas elementales, habría cuatro fuerzas de la
naturaleza, a saber, la electromagnética, la nuclear
débil, la nuclear fuerte y la gravedad. (ver “Atomo
cuántico”, en kosmos 9 (6), 1-16, 3 de junio de
2009).
Actualmente, la teoría de la relatividad
general y la teoría cuántica permiten explicar el
origen, estructura y evolución del universo. De esta
manera, las partículas elementales y la cosmología
se interrelacionan ligando al microcosmos con el
macrocosmos y viceversa.
Estructura del átomo formado de un núcleo y electrones.
El núcleo está formado de protones y neutros
y éstos de quarks
2009 kosmos 1 (9) 12
4- Origen del universo
4.1 Singularidad
En el modelo cosmológico de Friedmann, la cuarta
dimensión (el tiempo) al igual que el espacio tienen
una extensión finita, de manera que, el tiempo
tendrá un final como tuvo un principio.
Las soluciones a las ecuaciones de Einstein
tienen la característica de que, en algún instante del
pasado, la distancia entre las galaxias debió ser
nula. Todo el universo estaba concentrado en un
solo punto, “como una esfera de radio cero”,
llamada “singularidad”. En aquel instante, la
densidad del universo y la curvatura del espaciotiempo debieron ser infinitas.
A ese instante se el denomina Big Bang o
“gran explosión primordial”, si bien, la
denominación de “explosión” no es precisa. Para
entender esta época hace falta una teoría cuántica de
la gravedad o, tal vez, de la teoría de las
supercuerdas que unifiquen a todas las fuerzas de la
naturaleza.
4.2 Era de Planck
Si el universo tuvo un tamaño nulo su temperatura
pudo haber sido infinita. En el momento de la “gran
explosión” el universo debió estar infinitamente
caliente y, medida que se expandía, la temperatura
de la radiación iba decreciendo.
A esta época el universo era un plasma de
partículas relativistas: quarks, leptones, bosones de
norma, bosones de Higgs. En esos momentos,
habrían ocurrido transiciones de fase con
rompimiento espontáneo de simetría (SSB), siendo
de dos tipos, las transiciones de fase de gran
unificación y las electrodébiles. Durante éstas, los
bosones y las partículas adquirieron masa a través
del mecanismo de Higgs cuando la simetría del
universo se rompe.
A temperaturas tan elevadas, las partículas
se moverían tan rápidamente que podrían escapar de
cualquier atracción mutua debida a las fuerzas
nucleares o electromagnéticas. Pero, a medida que
se fuera enfriando, las partículas empezarían a
atraerse y agruparse.
La era de Planck habría ocurrido a los 10-45
segundos después de la “gran explosión” y el
universo tenía las dimensiones de la escala de
Planck, esto es, 10-50 cm. A este momento, todas las
fuerzas de la naturaleza estaban unificadas. Es la
Era Cuántica dominada por los quarks y los
leptones. Después, la fuerza de la gravedad sería la
primera en separarse de las demás.
En el universo temprano, la radiación tuvo
un rol crucial. La Era de la Radiación se considera
formada por las Eras Leptónica y Hadrónica y va
desde el tiempo de Planck hasta 300,000 años
después del Big Bang, cuando la radiación se
desacopla de la materia y empieza el dominio de
ésta, el universos vuelve transparente y luego
comenzaron a formarse las primeras estructuras de
materia a gran escala, incluyendo a las estrellas y
las galaxias.
4.3. Era inflacionaria
Sin embargo, el esquema del Big Bang caliente
presenta algunos problemas. En los primeros
momentos no hubo tiempo suficiente para que
hubiera fluido calor de una región a otra del
universo. Esto significa que el estado inicial del
universo debió haber tenido exactamente la misma
temperatura en todos los puntos para explicar que el
fondo de radiación de microondas presente
actualmente la misma temperatura en todas las
direcciones de observación. También, el valor del
ritmo de expansión inicial debió de ser muy preciso
para que su valor actual sea próximo al crítico
necesario para evitar el colapso.
En 1981, Alan Guth sugirió que el universo
primitivo podría haber atravesado un período de
expansión muy rápida a los 10-35 segundos después
de la “gran explosión”. Esta expansión se conoce
como “inflación” y significa que, en una cierta
época, el universo se expandió a un ritmo elevado.
Según Guth, en solo una pequeña fracción de
segundo, el radio del universo creció
exponencialmente, en una cantidad de 10 elevado a
la 28ª. potencia o más. Cualquier irregularidad que
hubiera habido en el universo habría quedado
suavizada. Así, la inflación explicaría que el actual
estado suave y uniforme del universo podría
proceder de la evolución de muchos estados
posibles iniciales no homogéneos diferentes.
2009 kosmos 1 (9) 13
A este momento, la fuerza nuclear fuerte y
la electródébil estarían unificadas. Luego, en esta
Era de inflación o de las teorías de gran unificación
(GUT), la fuerza nuclear fuerte se separa de las
otras fuerzas, para existir antisimetría de materia y
antimateria.
De acuerdo a la teoría de Guth, la transición
de fase asociada con el rompimiento de la fuerza de
gran unificación podría llevar al universo (o a una
parte) a un estado de “falso vacío”, en el cual, el
vacío tuvo asociada una colosal densidad de
materia-energía. La densidad-energía del vacío
actúa como una gran fuerza cósmica de repulsión y
el universo habría entrado en una expansión
exponencial que infló al universo en un breve
instante de tiempo.
El período inflacionario termina cuando la
densidad-energía del vacío se transforma en materia
y radiación continuando la expansión del universo.
La cosmología de inflación permite resolver
el problema del “horizonte” de la cosmología
estándard, porque regiones del universo vistas en
direcciones opuestas en el cielo a través del fondo
de microondas, aunque no estuvieran en
comunicación actualmente podrían haberlo estado
antes de la inflación. Esta, también resuelve el
problema de la “planitud”. Al tiempo muy temprano
se considera que el universo fue cercanamente plano
para haber evolucionado al universo actual, esto es,
la fase inflacionaria lleva al universo a ese estado
muy plano requerido.
Se han propuesto diversas versiones de la
inflación, incluyendo una inflación modificada y
una “inflación caótica”. La característica común es
el período exponencial de la expansión durante el
universo muy temprano. Sin embargo, no existe
evidencia de que tal fase haya ocurrido.
Fluctuaciones cuánticas en el universo muy temprano
2009 kosmos 1 (9) 14
5- Estructura del universo
5.1 Universo temprano
Al tiempo t∼10-12 s, con una temperatura de T∼1015
grados Kelvin (K), la fuerza electromagnética y la
débil estban unificadas en la fuerza electrodébil.
Después, ocurrió una transición de fase y terminó la
unificación. A esta época existían los quarks, los
leptones y sus antipartículas.
A los t∼10-6 s y temperatura de T∼1013 K se
produciría una transición de quarks a hadrones
(partículas que experimentan la fuerza nuclear
fuerte: bariones y mesones, y gluones) asociada con
el rompimiento de simetría y el confinamiento de
color, formando bariones (protones y neutrones) y
mesones (quark-antiquark). Es decir, los quarks y
antiquarks se aniquilan para formar protones y
neutrones.
La temperatura crítica de los hadrones sería
de T>1012 K y a esta fase del universo se conoce
como la Era de los Hadrones. Estos podrían haber
estado en forma de una gran variedad de partículas
en equilibrio térmico, incluyendo fotones, leptones
y posiblemente mesones y nucleones (es decir,
protones y neutrones) y sus antipartículas.
De acuerdo a la teoría de interacciones
fuertes los hadrones podrían haberse separado en
quarks libres.
Al tiempo t∼10-4 s y temperatura T∼1012 K
se aniquilaron los muones; los neutrinos muónicos y
sus antineutrinos se desacoplaron. Al aniquilarse los
muones se produjeron electrones, positrones y los
neutrinos electrónico y muónico. Esta es la época
Leptónica.
Al tiempo t>0.01 s y temperatura T<1011 K,
la diferencia de masas entre protones y neutrones se
desplazó, a través de procesos de interacción débil,
hacia más protones que neutrones: un neutrón (n) y
un neutrino electrónico (νe) produjeron a un protón
(p) y un electrón (e-); un neutrón y un positrón
dieron lugar a un protón y un antineutrino
electrónico ν e ; y, el neutrón decayó en un protón,
un electrón y un antineutrino electrónico.
Procesos de interacción débil
n + νe ↔ p + en + e+ ↔ p + ν e
n ↔ p + e- + ν e
5.2 Historia térmica del universo
a) El primer segundo
Se considera que el universo ha evolucionado a
través de una sucesión de estados térmicos.
A t∼1 segundo después de la “gran
explosión” el universo se habría expandido
suficientemente para que su temperatura cayera por
debajo de una temperatura de T∼10,000 millones de
grados, casi mil veces más la temperatura del centro
del Sol. La fuerza nuclear fuerte se separó de la
fuerza electromagnética y de la fuerza nuclear débil.
Termina la inflación y el universo consiste de
materia caliente formada por quarks y electrones.
En esta época, al tiempo t∼4 segundos y una
temperatura de T∼5,000 millones de grados, el
universo habría contenido básicamente fotones,
electrones y neutrinos, y sus antipartículas, junto
con algunos protones y neutrones. Al chocar, estas
partículas energéticas habrían producido diferentes
pares de partícula-antipartícula. Por ejemplo, al
chocar, los fotones pueden producir un electrón y su
antipartícula, el positrón. Algunas de las nuevas
partículas chocarían con sus antipartículas
aniquilándose y emitiendo radiación.
2009 kosmos 1 (9) 15
A medida que el universo seguía
expandiéndose y la temperatura bajaba, el ritmo de
colisiones con energía suficiente para crear pares
electrón-positrón se hizo inferior al ritmo con que
los pares iban siendo destruidos por aniquilación. Al
final, los electrones y positrones se habrían
aniquilado entre sí para producir más fotones,
quedando relativamente pocos electrones.
Los neutrinos y antineutrinos, que
interaccionan débilmente entre sí y con otras
partículas, no se habrían aniquilado con tanta
rapidez y podrían observarse en la actualidad.
b) Nucleosíntesis primordial
no tendrían suficiente energía para vencer la
atracción de la fuerza nuclear fuerte y empezarían a
combinarse para producir núcleos de Deuterio
(hidrógeno pesado) que contienen un protón y un
neutrón. A continuación, dichos núcleos se habrían
combinado para formar núcleos de Helio, que
contiene dos protones y dos neutrones, y pequeñas
cantidades de otros elementos más pesados, como el
Litio y el Berilio.
La síntesis del Helio-4 involucra varias
reacciones iniciadas por un protón (p) y un neutrón
(m) para producir un núcleo de Deuterio (D) y
radiación gamma (γ), mediante otras reacciones se
formaría el Helio-3 (3He) y posteriormente el Helio4 (4He).
Entre t∼1 - 100 segundos después, la temperatura
del universo habría descendido a T∼1,000 millones
de grados. A esta temperatura, protones y neutrones
Síntesis del Helio
n + p ↔ 2H + γ
2
H + 2H ↔ 3He + n
3
3
He + n ↔3He + p
He + 2H ↔ 4He + n
El paso crucial es la formación del Deuterio
el cual es destruido cuando la temperatura cae a
T∼109 K. La ausencia de números estables con
número atómico de A=5 – 8 significa que tuvo lugar
muy poca producción de elementos más pesados
que el Helio.
La predicción teórica de las abundancias de
elementos ligeros es consistente con las
observaciones. La abundancia cosmológica
observada de Helio se estima en una fracción en
masa de 0.235, lo cual, constituye uno de los
mayores éxitos de la teoría del Big Bang. La
nucleosíntesis primordial explica la abundancia
cosmológica de Helio, difícil de hacerlo de otra
manera.
De esta manera, en el modelo de la gran
explosión caliente, aproximadamente el 23 por
ciento de los protones y neutrones habrían pasado a
formar núcleos de Helio, junto con una pequeña
cantidad de Deuterio y Litio. Los neutrones
restantes habrían decaído en protones que son
núcleos de Hidrógeno ordinario. Unas horas
después, la producción de Helio y otros elementos
ligeros se habría detenido.
5.3 Recombinación/Desacoplamiento
Durante los siguientes cientos de miles de años el
universo continuó expandiéndose. Cuando la
temperatura cayó a unos pocos miles de grados, y
los electrones y los núcleos ya no tenían suficiente
energía para superar su atracción electromagnética
mutua, empezaron a combinarse para formar
átomos.
En el universo temprano, cuando la
temperatura era muy alta, los fotones podían tener
bastante energía para mantener completamente
ionizado al Hidrógeno y al Helio. La temperatura
para ionizar el átomo de hidrógeno es de 13.6
electrón-volts (eV) equivalentes a 50,000 K. Pero,
los fotones pueden producir la ionización del
Hidrógeno a temperaturas más bajas.
2009 kosmos 1 (9) 16
Al tiempo t∼350,000 años y una
temperatura de T=3,000 K, ésta era muy baja para
mantener ionizado al hidrógeno. Los protones y los
neutrones se combinaron para formar átomos
neutros de hidrógeno. La materia se volvió
transparente a la radiación y, ambas, se
desacoplaron. Antes de ésta época los fotones
viajaron solamente distancias cortas antes de ser
dispersados por electrones libres. Después del
desacoplamiento, los fotones viajaron libremente a
través del universo.
5.4 Radiación cósmica de fondo
A los 3,790 años después del Big Bang, la radiación
de fondo de microondas se había originado en una
superficie esférica llamada “última superficie de
dispersión” cuyos fotones visibles han llegado hasta
el día de hoy. Esta sería la luz más antigua que
podemos observar en la Tierra. El satélite WMAP
ha llegado a observar esta radiación 400 millones de
años después de la “gran explosión”.
Desde todas direcciones recibimos un flujo
uniforme de radiación cósmica de microondas de
fondo. Este campo de radiación térmica se originó
por el Big Bang. Debido a la expansión del
universo, la temperatura de esta radiación ha
disminuido en el tiempo K. Esta radiación fue
descubierta por A. Penzias y R. Wilson en 1965. En
1992, el satélite COBE detectó pequeñas
anisotropías en las microondas proporcionando
evidencia de pequeñas fluctuaciones de densidad en
el universo temprano que serían las semillas para la
formación de estructura cósmica. Estas anisotropías
fueron confirmadas en 2003 por el WMAP.
El descubrimiento de la radiación cósmica
de fondo (CBR) es otra de las pruebas que apoyan a
la teoría del Big Bang. El espectro de esta radiación
corresponde a una fuente de cuerpo negro cuya
temperatura es de 2.73 K. En 1948, George Gamow
y colaboradores fueron los primeros en predecir tal
radiación, misma que estimaron en 5 grados Kelvin.
Ahora, la CBR puede ser considerada como un
estado de equilibrio entre nucleones, fotones y
electrones presentes en el universo cuando éste se
había enfriado a casi 10 millones de grados
aproximadamente 6 meses después del Big Bang.
La evidencia de lo que hubo entre la Era de
la Radiación y la Era del Desacoplamiento se ha
perdido debido a que la opacidad llevó al
entrampamiento de fotones durante los siguientes
350 mil años. A tal tiempo, cuando la temperatura
había caído a T∼3,000 K, casi todos los electrones y
protones se combinaron como átomos de Hidrógeno
que dispersaron a los fotones, de manera que, la luz
y otras radiaciones emergieron 1 millón de años
después del Big Bang.
Cuando el universo se volvió transparente,
la radiación de fondo se hizo detectable
desplegando altas temperaturas en el todavía
universo temprano. Del Desacoplamiento al
presente, la CBR ha experimentado un corrimiento
al rojo de z ∼ 1200. Este corrimiento al rojo
relativista se considera el causante de la baja
temperatura que se registra actualmente.
La radiación de fotones del universo se ha
medido como una manifestación de la presente CBR
inherente a la radiación original, mucho más
caliente y de longitudes de onda más cortas en el
infrarrojo, liberadas por el Big Bang. La CBR se
considera como el residuo de los fotones que fueron
producidos y liberados durante las interacciones de
las partículas desde el primer minuto del universo.
Esto podría ilustrarse como un “estallido” de
radiación o como un “resplandor” del Big Bang.
Esta radiación parece ser muy uniforme e
isotrópica. La mayoría de los fotones encontrados
en el presente universo parecen contenidos en el
fondo de radiación. Sin embargo, a pesar de un
enorme número representan una pequeñísima masa
contenida en las galaxias. El valor presente de la
temperatura de la CBR es consistente con un
modelo que requiere radiación muy energética de
alta temperatura que constituyó al universo muy
temprano liberada poco después del Big Bang para
enfriarse drásticamente después.
El satélite COBE fue lanzado al espacio en
1987 para entender la CBR. En los primeros
intentos, Smooth y otros mapearon una radiación de
fondo aparentemente uniforme en el cielo utilizando
globos y aviones arriba de la atmósfera sugiriendo
uniformidad de la radiación. El COBE verificó el
alto grado de uniformidad del actual fondo en todas
direcciones y confirmó que la expansión general es
uniforme también en todas direcciones.
Las observaciones del COBE permitieron
construir una curva que reproducía a la clásica al
espectro de radiación de cuerpo negro. El mejor
ajuste indicaba una temperatura de 2.726 K.
El COBE permitió el mapeo de la radiación
en las etapas tempranas del universo,
específicamente en la Era de la Radiación (300-500
mil años después del Big Bang, cuando el plasma en
el universo en expansión se había enfriado
2009 kosmos 1 (9) 17
suficientemente para volverse transparente a los
fotones) a una precisión tal que mostraba
variaciones en la temperatura y la densidad durante
los primeros mil millones de años del universo. El
COBE probó que la radiación residual surgida del
Big Bang era suave con ligeras fluctuaciones
produciendo un mapa de la distribución de la CBR
Esas pequeñas diferencias fueron vitales
para permitir a la materia separarse de la
uniformidad inicial en regiones ligeramente más
frías y condiciones más densas donde las
protogalaxias podrían empezarse a formar.
Eventualmente, en el universo temprano estas
fluctuaciones de semillas promovieron
agrupamientos de partículas localizadas que se
volvieron centros gravitacionales cuya atracción
creciente de materia llevó a la formación de
estructura a diversas escalas, como las galaxias.
En 2001, fue lanzado el satélite WMA,
cuyos resultados acerca de la historia del universo
temprano se consideran los más importantes de los
últimos 50 años. La alta resolución del WMAP para
medir pequeñas variaciones de temperatura es
superior a la del COBE. La distribución de las
pequeñas pero importantes variaciones de la
temperatura del cuerpo negro en las mediciones del
WMAP describen las condiciones en los primeros
500 mil años después del Big Bang.
Interpretando los datos del WMAP se ha
llegado a algunas conclusiones. Tal es la edad del
universo estimada en 13,700 millones de años. Este
valor es diferente al estimado por el COBE y otros
estudios y se basa en una mejor estimación de la
constante de Hubble. Otra conclusión es la
confirmación del evento de Inflación ocurrido una
fracción de segundo después del Big Bang.
El WMAP también ha permitido una mejor
estimación de la cantidad detectable de materia
Ordinaria en el universo y valores para la materia y
energía que no permite un reconocimiento y
medición directa. De acuerdo a los nuevos
parámetros cosmológicos, el 4% es de materia
ordinaria, 23% es materia oscura y 73% es energía
oscura. Solamente una pequeña fracción de la
materia ordinaria es luminosa en forma de estrellas
y galaxias.
El tiempo cuando el universo se volvió
transparente se estima en ∼380,000 años después
del Big Bang. Evidencias indirectas el WMAP
sugieren que las estrellas masivas habrían empezado
a formarse muy temprano, tal vez, en el intervalo de
200 a 300 millones de años después del Big Bang.
Los diez parámetros cosmológicos más
importantes determinados por el WMAP son los
indicados en la tabla de abajo.
Los datos desplegados por el WMAP, del
Fondo de Radiación Infrarrojo (CBI) y otros
mapeos sostienen el modelo que predice una
dramática inflación en los momentos iniciales y
proporcionan una prueba positiva de tal concepto.
Esto apunta a la noción de un universo plano que se
expande.
El alto grado de anisotropía, en pequeña y
grande escala angular, de la radiación de fondo de
microondas tiene profundas consecuencias para el
esquema del universo.
Las fluctuaciones de densidad solamente se
pueden discutir cuando están enteramente en el
horizonte. En la transición de la Era dominada por
Radiación a la dominada por Materia, las
fluctuaciones en la escala de masas de las galaxias y
cúmulos surgen en el horizonte durante la primera.
Las fluctuaciones bariónicas permanecen
congeladas en su amplitud inicial hasta la Era de la
Recombinación debido a que la materia y la
radiación estarían bloqueadas. En esta fase, las
fluctuaciones de materia no-bariónica crecen
establemente.
La Era de la Recombinación, a zrec ∼ 1,000
marca el momento en que la materia bariónica
empieza a evolucionar independientemente de la
radiación. Se iniciaría así la Era dominada por la
Materia.
Satélite WMAP
2009 kosmos 1 (9) 18
Parámetros cosmológicos del WMAP
NUMERO
NOMBRE
SIGNIFICADO
Velocidad actual del universo en
expansión
VALOR
71 km/s/Mpc
H0
Constante de Hubble
Ω0
Parámetro cosmológico
de densidad
Densidad actual de la masa-energía
1.02
dividida por la cantidad requerida
para un espacio plano
Ωb
Parámetro de densidad
de bariones
Densidad actual de bariones
Ωm
Parámetro de densidad
de materia
Densidad actual de materia
ΩΛ
Parámetro de densidad
de energía oscura
Densidad actual de energía oscura
Tiempo desde el Big
Bang
Edad de la expansión del universo
13.7 mil
millones de
años
tdec
Edad del universo al
desacoplamiento
Edad del universo cuando se formó
la CBR
379 mil años
tdec
Corrimiento al rojo de la Cantidad del universo que había
crecido desde que la CBR se había
radiación de fondo de
formado
microondas
1,089
Edad del universo a la
reoinización
180 millones
de años
t0
tr
zr
Probable edad del universo cuando
las primeras estrellas empezaron a
brillar
Corrimiento al rojo de la Probable corrimiento al rojo de la
reionización
radiación de las primeras estrellas
0.044
0.27
0.73
20
Fuente: Spergel D.N., Verde L., Peiris H.V. et al. 2003, ApJS 148, 175.
Radiación de fondo de microondas y sus anisotropías detectadas por el COBE y el WMAP,
y mapeo completo del cielo por el WMAP
2009 kosmos 1 (9) 19
6- Evolución cósmica
6.1 Era oscura
A este momento, una región donde la materia tiene
una densidad ligeramente más alta que el promedio
se expandirá con más lentitud y empezará a
separarse de la materia de alrededor. Si el exceso de
densidad inicial es bastante grande, se iniciará un
proceso de fragmentación que eventualmente se
detendrá por su propia gravedad y colapsará para
formar una galaxia o cúmulo de galaxias
dependiendo de la masa del/los fragmento/s.
Se piensa que están presentes las
perturbaciones de materia no-bariónica que han
evolucionado significativamente durante la Era de
la Recombinación. A ésta, los bariones empezarán a
caer en los pozos de potencial definidos por las
perturbaciones no-bariónicas. Las fluctuaciones de
densidad bariónica rápidamente capturarán en
amplitud a las fluctuaciones no-bariónicas y los dos
tipos de perturbaciones de materia evolucionarán
juntas. La evolución detallada del espectro de
fluctuaciones de densidad depende de los
parámetros de densidad cosmológica y de la
naturaleza de la materia oscura.
Las fluctuaciones de densidad presentes en
la época de la Recombinación pueden formar
galaxias de acuerdo al criterio de Jeans en la escala
de tiempo para la contracción gravitacional. La
masa crítica de Jeans podría colapsar directamente
en agujeros negros o fragmentar formando estrellas
y galaxias.
Esto podría ser el origen de los cúmulos
globulares o a una generación transitoria de estrellas
masivas que produjeron radiación y elementos
pesados. Esta es una manera de explicar la presencia
de metales en las estrellas más viejas de la Galaxia.
Si hubo una generación pre-galáctica de
objetos radiantes éstos podrían haber tenido el
efecto de reionizar al restante gas, época llamada de
Reionización. Las observaciones de cuasares de alto
corrimiento al rojo(z = 3 -5) demuestran que el
medio intergaláctico fue altamente ionizado en esta
época. Se estima que la reionización no fue
completa sino hasta z∼6. Sin embargo, los
resultados del WMAP sugieren que la reionización
empezó a z∼17.
La era entre la recombinación (z ∼ 1,100) y
la reionización se conoce a menudo como la Era
Oscura. La reionización probablemente fue afectada
por una primera generación de estrellas y, también,
cuasares.
6.2 Primeras estrellas
Al tiempo t∼1011 s (32,000 años) y una temperatura
de T∼100,000 K, la densidad de materia se vuelve
igual a la de radiación. Es la Era de Igualdad de
Materia y Radiación.
Al tiempo t∼1012 s (320 mil años) después
del Big Bang y una temperatura de T∼10,000 K el
universo entra en una era dominada por la materia y
empieza la formación de estructuras.
Se considera que las primeras estructuras de
galaxias y estrellas se formaron 380 mil años
después del Big Bang en halos de materia oscura.
Algunas de las ideas recientes acerca de la
formación de las primeras estrellas y galaxias son
apoyadas por las observaciones del WMAP. Estas
estrellas se habrían empezado a brillar 180 millones
de años después del Big Bang. Recientes
simulaciones numéricas sugieren que las primeras
estrellas fueron muy masivas, con masas típicas
mayores de 100 veces la masa del Sol. Las primeras
galaxias empezaron a formarse 300 millones de
años después.
Al tiempo t∼1,000 millones de años, y
temperaturas de T∼10 K se formarían las galaxias.
A los 9 mil millones de años, y similares
temperaturas, se formó el sistema solar.
El Telescopio Espacial Webb (WST)
planeado para 2010 se enfocará en las primeras
estrellas y galaxias.
6.3 Formación de galaxias y cúmulos
Existen varias teorías acerca de la formación de
galaxias y cúmulos consistentes con el alto grado de
isotropía de la radiación de fondo de microondas.
Esta isotropía elimina la posibilidad de que la
formación haya sido solamente a partir de materia
bariónica. El escenario más exitoso que ajusta a las
fluctuaciones del fondo de microondas y las
2009 kosmos 1 (9) 20
estadísticas de acumulación de galaxias a gran
escala es el modelo de Materia Oscura Fría con
constante cosmológica diferente de cero.
Una vez que los fragmentos protogalácticos
empiezan a separarse del gas que los rodea su
destino depende de que tan eficiente es la tasa de
formación de estrellas durante la fase de colapso. Si
todo el gas ha formado estrellas antes de que el
fragmento colapse se formaría una galaxia elíptica.
De otra manera, se forma un disco de gas soportado
por una fuerza centrífuga y rodeado por un
componente elipsoidal extendido, es decir, una
galaxia espiral.
Se han construido modelos detallados para
la luminosidad y distribución de color, curvas de
rotación y abundancias de metales para diferentes
tipos de galaxias. También se ha estimado la tasa
global de formación de estrellas en galaxias como
función de la época cosmológica. La tasa se
incrementa establemente hacia z∼1 y probablemente
declina para z>2.
El descubrimiento de que los cúmulos ricos
de galaxias son potentes emisores de rayos-X
debido al gas intergaláctico tiene importantes
implicaciones para la evolución de las galaxias. Se
ha demostrado que el gas habría sido procesado en
el interior estelar. Para llevar este gas procesado
fuera de las galaxias se han propuesto varios
mecanismos, entre otros, los vientos de supernovas
o la interacción de marea entre dos galaxias
colisionantes.
El universo se expandirá indefinidamente o
se contraerá dependiendo de si la densidad
promedio de la materia es mayor o menor que el
valor crítico. Para encontrar la densidad de materia
en las galaxias primero, se determina la masa
promedio de la galaxia y, después, se multiplica por
el número promedio de galaxias por unidad de
volumen, determinado por el conteo de galaxias.
Los métodos dependen del tipo de galaxia.
En el caso de las galaxias espirales, la
mayor parte del material en el disco se está
moviendo en una órbita aproximadamente circular
en un balance entre la fuerza centrífuga y la
gravedad. La curva de rotación se determina
observando el corrimiento Doppler en la línea del
hidrógeno de 21 cm. Sin embargo, en la galaxia
M31 la curva de rotación apunta a la existencia de
un halo de material no luminoso rodeando a la
galaxia visible que contiene al 90 por ciento de la
masa total de la galaxia. Algo similar ocurre con la
Vía Láctea.
La teoría señala que un disco galáctico
podría ser inestable a la formación de una barra a
menos que un halo masivo rodee al disco. No se
conoce que forma toma la masa en este halo, la
materia oscura fría no-bariónica es la explicación
más probable.
Observando la relación de la masaluminosidad de las galaxias de diferentes tipos, p.e.,
sistemas binarios, se puede estimar la masa de las
galaxias individuales. La contribución relativa de
las galaxias de diferentes masas a la densidad
promedio del universo indica que la mayor parte de
la masa está en forma de galaxias con masas entre
1010 y 1012 masas solares.
6.4 Materia oscura
No obstante las evidencias para un universo plano,
la discusión continúa. El factor clave es la densidad
de materia del universo. Existe una cantidad de
masa “faltante” en forma de materia oscura, no
luminosa, es decir, que no produce radiación
electromagnética detectable. Teóricamente, la
materia oscura interactúa con la materia bariónica
(ordinaria) aunque parte de la materia oscura
también es bariónica.
La materia oscura es difícil de detectar y,
por tanto, de cuantificar. Como la contribución de
materia luminosa en forma de estrellas a la densidad
promedio del universo es muy pequeña y la materia
bariónica contribuye 4.4 por ciento, debe haber
materia oscura no bariónica en el universo.
Una parte de la materia oscura estaría
asociada a las galaxias jugando un papel en el
desarrollo y estabilidad galáctica. Las galaxias
contienen insuficiente masa para proporcionar la
intensidad gravitacional que las mantenga juntas; la
materia oscura proporcionaría la fuerza
gravitacional necesaria para ello.
En principio, la materia oscura bariónica
podría estar en la forma de estrellas de neutrones,
enanas negras, enanas cafés, planetas (“Júpiters”) o
agujeros negros.
El mejor candidato que contribuye con el 90
por ciento de la densidad de bariones es el gas
intergaláctico en forma de hidrógeno atómico,
hidrógeno ionizado o hidrógeno molecular. Se
considera que el volumen de bariones oscuros está
en la forma de gas ionizado con temperatura de
T∼105 – 106. El gas tiene una forma nubosa, con una
estructura filamentaria y ha sido enriquecido con
2009 kosmos 1 (9) 21
elementos pesados producidos o eyectados en las
estrellas y galaxias.
Hay también evidencia dinámica de halos
oscuros rodeando a todas las galaxias. Algunas
estrellas de baja masa han sido detectadas en el halo
de la Vía Láctea mediante efectos de microlentes
pero es improbable que contribuyan con más del 20
por ciento a la masa del halo.
Los escenarios de formación galáctica
requieren de la existencia de perturbaciones
primordiales de densidad de materia oscura nobariónica. Es probable que el halo de la Vía Láctea
sea primariamente no-bariónico, probablemente en
alguna forma de materia oscura fría.
Entre los candidatos de materia oscura nobariónica están los neutrinos, especialmente,
masivos. Los neutrinos y antineutrinos se
desacoplaron de la materia en la época temprana del
universo. La densidad esperada de energía es el 70
por ciento de los fotones, es decir, despreciable
comparada con la materia de la época actual. Pero el
flujo de neutrinos es indetectable con las técnicas
presentes. Sin embargo, los neutrinos podrían hacer
una contribución dominante a la materia del
universo si tuvieran una masa diferente de cero. En
varios experimentos se han detectado las
oscilaciones de los neutrinos lo que podría implicar
que tienen masa, aunque las estimaciones actuales
sugieren que la densidad de masa total en forma de
neutrinos es solamente de 0.001.
Otros candidatos son las Partículas Masivas
Débilmente Interactuantes (WIMPs) o los Objetos
Masivamente Compactos de Halo (MACHOs), tales
como, los neutrinos. Una fracción significativa de la
materia oscura podría estar en forma de materia
oscura fría (CDM) probablemente en forma de
WIMPs que no interactúan con la fuerza
electromagnética o con la fuerza nuclear fuerte.
Las teorías que tratan de unificar las fuerzas
de la naturaleza durante las fases tempranas del
universo sugieren nuevas partículas capaces de
suministrar una cantidad significativa de materia en
el universo. De especial interés son aquellas que se
mueven lentamente al tiempo cuando se
desacoplaron de la radiación (“materia oscura fría”),
p.e., axiones o neutralinos. Este último es el más
ligero de las partículas predichas por la
supersimetría, la cual, es una promisoria extensión
del modelo estándard de las partículas elementales.
Una prueba de la existencia de la materia
oscura es el efecto de lentes gravitacionales, el cual
desvía la luz cuando pasa cerca de una galaxia
masiva. Usando estas técnicas el tamaño de la
distribución de materia oscura concentrada
alrededor de las galaxias se ha estimado como un
arreglo esférico de casi 5 veces el radio de cada
galaxia examinada.
Entre los esfuerzos recientes está comparar
el tamaño de una galaxia vista en luz visible y el
tamaño de la materia oscura asociada vista en rayosX. Es el caso de las galaxias en el cúmulo de Virgo,
en el grupo de galaxias NGC 2300.
Una variante consiste en estudiar la forma
de las galaxias que tienen características explicables
por la presencia de materia oscura. Es el caso de
MGC 720, a una distancia de 800 millones de añosluz, que vista en luz visible tiene forma elíptica
aplanada y vista en rayos-X muestra un halo que
rodea a la galaxia con materia distribuida
esféricamente.
Otro caso es el cúmulo Abel 2029, a 1,000
millones de años-luz, que en rayos-X muestra una
masa central radiante (supergalaxia elíptica) y un
resplandor masivo de gas caliente que podría
interpretarse como materia oscura. El HST ha
observado a 4,500 millones de años-luz al cúmulo
CL0024 con un resplandor uniforme cuya
naturaleza no ha sido identificada. Imágenes
similares se detectaron en 2005 en dos cúmulos
galácticos en HH47 (constelación de Vega) y en
NGC 1404 (Cúmulo galáctico Formax). Una
imagen de materia oscura ha sido vista por el HST y
el observatorio de rayos X Chandra en
MAGSJOO25 (dos galaxias colisionando).
La materia oscura parece esencial para la
formación de estrellas y galaxias, ya que, existe
insuficiente materia ordinaria para organizar y
mantener a las galaxias. En la época actual la
radiación gravitacional podría ser la forma
dominante de materia aunque no ha sido probado.
6.5 Ondas gravitacionales
Uno de los objetivos futuros del WMAP consiste en
medir las fluctuaciones extremadamente pequeñas
de las fluctuaciones de temperatura que podrían
confirmar o apoyar la existencia de ondas
gravitacionales. Estas fueron postuladas por
Einstein como consecuencia de la teoría general de
la relatividad.
Las ondas gravitacionales representan
perturbaciones que se mueven en campos
gravitacionales generados por diversas interacciones
de materia/energía, tales como, las colisiones de
2009 kosmos 1 (9) 22
agujeros negros o estrellas de neutrones. Los
“gravitones” serían análogos a las ondas
electromagnéticas, como los fotones, excepto que
las ondas gravitacionales pueden moverse
insignificantemente a través de la materia.
Como el gravitón, las ondas gravitacionales
no han sido detectadas pero su comportamiento e
influencia en el universo puede simularse
computacionalmente. Como las ondas
gravitacionales se mueven a través del espacio,
hacen que la geometría del espacio oscile.
La teoría sostiene que las ondas
gravitacionales deben haber sido creadas durante la
época de la inflación. Estas ondas participaron de la
extrema expansión durante los primeros momentos
y como resultado sus longitudes de onda fueron
agrandadas. Las ondas gravitacionales inflacionarias
tuvieron un papel clave en las ligeras variaciones en
la distribución de materia y energía durante la Era
de la Radiación que terminó en la Era del
Desacoplamiento, a cuyo tiempo, los fotones no
fueron grandemente dispersados; este período es el
más temprano al cual podría detectarse la CBR.
El WMAP espera determinar más
exactamente las fluctuaciones de temperatura en el
campo que corresponde a las perturbaciones
impuestas por las ondas gravitacionales. El satélite
Planck, a ser lanzado próximamente, tendrá
instrumentos que pueden medir pequeñas
diferencias de temperatura.
6.6 Energía oscura
La Energía Oscura tiene la propiedad de
contrarrestar el efecto de la gravedad que alenta o
desacelera la expansión del universo. La energía
oscura entonces produce una fuerza de aceleración
que explica las recientes observaciones de un
universo que se expande aceleradamente.
Se estima que, después de la inflación,
durante los primeros momentos del Big Bang,
cuando el universo era pequeño y la densidad
materia/energía era alta la intensa fuerza
gravitacional llevó a la atracción que causó una
desaceleración neta en la expansión. Pero, a finales
de los 90s, se postuló que conforme el universo
continuó agrandándose y su densidad redujo el
efecto gravitacional en alguna etapa de la evolución
cósmica, el universo empezó a acelerarse, de
manera que, las galaxias alejándose empezaron a
moverse más rápido. Esto apuntaría a una fuerza
repulsiva probablemente en la forma de energía
oscura análoga a la constante cosmológica de
Einstein que gradualmente domina las tasas de
expansión.
La energía oscura es una forma de energía
que tiene tres propiedades: 1- parece estar uniforme
y suavemente distribuida en el universo, 2- en
contraste a la fuerza de atracción de la gravedad,
actúa como una presión negativa sobre toda la
materia en el universo produciendo una fuerza
repulsiva (gravedad repulsiva), 3- a pesar de su
relativa debilidad, su fuerza se incrementa en
proporción al tamaño incrementado del universo. Al
presente, su efecto neto ha sido que la tasa de
expansión del universo se acelere.
La energía oscura es difícil de detectar y su
naturaleza se desconoce. La primera evidencia se ha
encontrado en la determinación de los corrimientos
al rojo de ciertas supernovas. El análisis de varios
eventos de supernovas tipo Ia, a una distancia entre
4 y 9 mil millones de años-luz, implican tasas de
expansión muy rápidas. Las supernovas aparecen
más tenues que lo que predice la teoría implicando
que se han movido más lejos que lo esperado en el
tiempo involucrado, lo cual podría ser explicado por
un incremento en las velocidades de expansión en
algún momento.
Una constante de energía oscura, que se
comporta como la constante cosmológica de
Einstein, se ajusta bien a la aparente aceleración. De
esta manera, ni el Big Rip (la dispersión de
materiales del universo conforme se enfría) ni el
Big Crunch (desaceleración y colapso del universo)
son probables, sino que, el universo continuará
expandiéndose en el futuro.
La energía oscura no es bien entendida aún
y podría modificarse o descartarse. Sin embargo, se
puede inferir que: 1- parece ser la más fundamental
de los componentes físicos del universo, 2- podría
convertirse en materia oscura bajo condiciones
apropiadas, 3- no hay una relación clara de la
materia ordinaria con la materia/energía oscura pero
después del Big Bang, los bariones y otras formas
de materia ordinaria existen coincidentemente con
la materia/energía oscura del universo. 4- la
naturaleza de la energía oscura se desconoce y
podría estar relacionada con la energía del vacío, la
inflación, la presión negativa o una combinación de
éstas. 5- la energía oscura parece jugar un papel
crucial en la formación de galaxias afectando su
evolución y dispersión.
2009 kosmos 1 (9) 23
Primeras estrellas del universo
Presencia de materia oscura en el cúmulo de galaxias CL0024
2009 kosmos 1 (9) 24
7- Futuro del universo
7.1 Modelos de universo y espaciotiempo
La radiación cósmica de fondo, las observaciones
de Hubble, la teoría general de la relatividad de
Einstein, los conceptos de una singularidad
primordial de Lemaitre, el modelo inflacionario de
Guth y las contribuciones de muchos más han
establecido los conceptos fundamentales que
apoyan y explican el modelo del Big Bang.
Posteriores descubrimientos probablemente llevarán
a refinamientos pero las premisas fundamentales y
parámetros predichos por el modelo general parecen
estar sostenidos sólidamente.
No obstante, es difícil indicar cuál es el
modelo que describe al universo y más difícil
señalar su futuro. El análisis básico depende de dos
factores: el ritmo de expansión actual del universo y
su densidad media actual. Cuanto mayor sea el
ritmo de expansión, mayor será la fuerza
gravitacional para detenerlo y, por tanto, mayor será
la densidad necesaria de la materia.
Si la densidad supera un cierto valor crítico,
determinado por el ritmo de la expansión, la
atracción gravitacional de la materia contenida en el
universo logrará detener su expansión y hará que
vuelva a colapsar. Si la densidad media es menor al
valor crítico, no habrá suficiente fuerza para detener
la expansión y el universo se seguirá expandiendo
para siempre. Ahora, si la densidad media del
universo ex exactamente igual al valor crítico, la
expansión se irá frenado paulatinamente, cada vez
con mayor lentitud, hacia un tamaño estacionario
aunque sin llegar a lograrlo.
El ritmo actual de expansión del universo se
puede determinar midiendo, mediante el efecto
Doppler, las velocidades con que se están alejando
las galaxias. Pero las distancias a las galaxias no se
conocen bien porque no podemos medirlas
directamente. Hawking considera que el universo se
está expandiendo con una tasa de entre el cinco y el
diez por ciento cada mil millones de años. La
incertidumbre sobre la densidad media actual del
universo ha sido grande. Al sumar la masa de todas
las estrellas en las galaxias se encontró que la masa
total era apenas la centésima parte del valor
necesario para detener la expansión del universo.
Pero existe una gran cantidad de materia
que no es visible directamente cuya presencia se
infiere de los efectos gravitacionales sobre las
órbitas de las estrellas. Sumada toda la materia
oscura se obtiene una décima parte de la densidad
de materia necesaria para detener la expansión.
Tal vez podría haber otra forma de materia
distribuida uniformemente por el universo aún no
detectada y que pueda elevar aún más la densidad
media del universo. Aún así, parece que existe
menos materia de la necesaria para detener la
expansión. De manera que, el universo
correspondería al segundo modelo de Friedmann.
En los últimos años se han estudiado las
anisotropías de la radiación de fondo. El tamaño de
éstas se considera un indicador de la geometría a
gran escala del universo. Los resultados parecen
indicar que el universo es plano.
Como no parece haber suficiente materia
normal y materia oscura se ha postulado la
existencia de una tercera sustancia, no detectada por
ahora, para explicar al universo: la energía oscura.
Otras observaciones indican que la
expansión del universo no se está frenando sino
acelerando. Ninguno de los modelos de Friedmann
contempla esto. La fuerza capaz de acelerar la
expansión no se conoce y pudiera estar relacionada
con la constante cosmológica de Einstein.
Mirando hacia el futuro parece que el
universo se seguirá expandiendo a un ritmo cada
vez mayor y el tiempo seguirá transcurriendo
indefinidamente.
7.2 Línea del tiempo
Los modos de comportamiento del universo en el
tiempo se pueden clasificar de varias maneras: 1- a
partir de la física newtoniana y de la relativista, 2comenzando con o sin Big Bang, es decir expansión
vs. estado estable, 3- con Big Bang, cuya expansión
es controlada por el modelo estándard de las
partículas elementales y/o influenciado por la
constante cosmológica.
En la conclusión aceptada generalmente del
modelo de Big Bang para la expansión del origen y
evolución del universo el espacio inicial muy
pequeño desarrollado en el primer minuto se ha
2009 kosmos 1 (9) 25
gran escala, el universo es homogéneo e isotrópico,
es decir, tiene esencialmente la misma distribución
promedio de materia y energía en todas direcciones.
La edad del universo varía dependiendo del modelo
de universo considerado.
Los modelos abiertos también deben ser
consistentes con la Segunda Ley de la
Termodinámica que establece, desde el punto de
vista cosmológico, que la entropía (medida del
desorden de un sistema) debe incrementarse en el
tiempo hacia un valor máximo (desorden total). La
singularidad inicial habría tenido un mínimo de
entropía que se incrementó rápidamente en los
primeros instantes del Big Bang.
Los principales modelos cosmológicos
pueden considerarse en dos grupos: Con o sin Big
Bang. Otra distinción considera modelos con o sin
constante cosmológica. Los modelos de Friedmann
no involucran a esta constante. Los tres modelos
estándard incluyen un parámetro de desaceleración.
agrandado debido a la expansión. Sin embargo, la
naturaleza precisa de esta expansión que no es bien
conocida y depende del modelo específico. Esto
está relacionado con la cantidad de materia/energía
disponible para controlar la expansión. Las
geometrías propuestas para el universo en
expansión son hiperbólicas, esféricas o planas. La
duración de la expansión va de lo finito a lo infinito.
Los términos “abierto”, “cerrado” o “plano”
restringen la curvatura del espacio y la curvatura de
la expansión.
La forma del tipo de universo depende del
cambio de la constante de Hubble (y el
correspondiente corrimiento al rojo) con el tiempo.
La teoría de la relatividad ha sido vital en los
modelos de universo. La expansión de éste, en
términos del cambio en el factor de escala R, se
resume en las soluciones de Friedmann pero los
diversos modelos de expansión llevan a diferentes
resultados. Todos los modelos de universo se basan
en el Principio Cosmológico el cual establece que, a
Modelos cosmológicos de universo
MODELO
GEOMETRIA (k)
Λ
q
DESTINO
de Sitter
Plano (0)
>0
-1
No Big Bang; expansión exponencial,
vacío
Steady
State
Plano (0)
>0
-1
No Big Bang; expansión uniforme
Einstein
Esférico (+1)
Ωc
0
Estático; H = 0; la gravedad
balanceada por una fuerza repulsiva;
puede ser inestable
Lemaitre
Esférico (+1)
>Λc
<0
Se expande; revolotea; se expande
Negativo Λ
Cualquiera
<0
>0
Big Crunch
Cerrado
Esférico (+1)
0
>½
Big Crunch
Einstein-de
Plano (0)
Sitter
0
½
Abierto
0
Hiperbólico (-1)
Se expande por siempre; densidad a un
valor crítico
0<q<½ Se expande por siempre
Fuente: Hawley J.F., Holcomb K.A. 1998, S&T 96(2) 80.
En esta tabla, el término q es el parámetro
de desaceleración, el cual, denota el cambio en el
tiempo de la constante de Hubble y el Factor de
Escala R; un valor positivo indica aceleración, un
valor negativo implica desaceleración. Lambda (Λ)
es la constante cosmológica introducida por
Einstein en las ecuaciones de campo de la
relatividad general a efecto de proveer alguna
restricción (contra efecto) a la gravedad y evitar un
inevitable colapso del universo. Si Λ es +
(repulsiva) neutraliza a la gravedad, si Λ es –
(atractiva), entonces, debe ser equivalente a la
energía del vacío asociada con partículas en el nivel
cuántico.
Los universos de estado estacionario, que
acepta la expansión pero no un principio; el de De
2009 kosmos 1 (9) 26
Sitter, vacío y sin Big Bang; y, el de Einstein,
estático con geometría esférica, son no-estándard y
no están apoyados por evidencias observacionales.
La naturaleza y forma del universo depende
de la densidad de masa-energía. El parámetro
crucial es la densidad crítica. Esta es la densidad de
materia/energía necesaria para un espacio-tiempo
plano. Un universo plano es uno que se expande a
una “tasa balanceada” que permite evitar un
eventual colapso.
La densidad total Ω es un parámetro
fundamental, igual a la relación de la actual
densidad a la densidad crítica, que representa una
medida de la curvatura del universo. Los valores
actuales son Ωtot=1.02, siendo la densidad de
materia oscura Ω=0.73, la de materia oscura
Ω=0.23, la de materia atómica Ω=0.044, la de
fotones Ωph=5×10-5 y la de neutrinos Ω=3.4×10-5.
Se estima que si toda la materia atómica,
galáctica e intergaláctica, está distribuida
uniformemente a través del espacio, su densidad
promedio sería de menos de 6 átomos por metro
cúbico. Este espacio casi vacío contendrá
principalmente hidrógeno. La distribución de
densidad intergaláctica probablemente varía en
regiones concentradas de materia.
Hay tres formas generales de densidad
disponibles para la configuración y expansión del
universo: un universo esférico sin fronteras con
curvatura positiva, uno hiperbólico con curvatura
negativa en forma de silla de montar y un universo
sin curvatura o plano.
En el espacio-tiempo los modelos en
expansión pueden representarse: como estable, con
desaceleración y con aceleración. Si el universo es
abierto o plano se expandirá indefinidamente pero a
diferentes tasas de expansión dependiendo de los
parámetros asociados con cada modelo. El modelo
cerrado o negativo predice una expansión finita
seguida de una eventual contracción retornando en
algún tiempo a un estado de singularidad.
De los modelos estándard de Big Bang
caliente, el universo abierto de Friedmann-Lemaitre
predice que la expansión continuará por siempre a
una tasa esencialmente constante en un espacio
infinito y no ligado basado en la geometría
hiperbólica. Las evidencias sugieren un modelo de
universo plano, de manera que, el modelo de
Einstein-de Sitter se aproximaría a la realidad.
7.3 Universos múltiples
De la teoría cuántica y otras consideraciones se
estima que puede haber un gran número de
universos llamados paralelos ninguno de los cuales
puede ser conocido ya que están más allá de los
límites del horizonte cósmico. La mayoría de tales
“universos de burbujas” nunca están en contacto
pero si dos interaccionan pueden experimentar
tremendos efectos de energía. Cada universo forma
una burbuja que se expande, muchas burbujas se
forman a diferentes tiempos y crecen hasta
disiparse.
El concepto de “multiuniversos” implica
que teóricamente a la cosmología cuántica permite
la posibilidad de muchos universos. El Big Bang
podría haberse originado a partir de un momento de
inestabilidad de una partícula virtual. Tales
partículas podrían haber sido ubicuas en el
hiperespacio, de manera, que múltiples Big Bangs
son plausibles. El modelo de inflación caótica, en
principio, lleva a múltiples universos.
Una variante es el “universo cíclico” según
el cual el universo se expande y luego se contrae, en
un proceso que se repite.
Tratando de explicar el momento del Big
Bang, pero considerando un tiempo eterno sin
principio ni final, se ha propuesto la Teoría de
Cuerdas. La idea esencial consiste en la existencia
de varias formas de materia compuestas de cuerdas
con frecuencias apropiadas.
En esta teoría, la materia existe para todos
los tiempos a través de un vacío infinito definiendo
al cosmos. La materia no está uniformemente
dispersa, de manera que, periódicamente se acumula
en concentraciones discretas que formarían agujeros
negros de varios tamaños. Un agujero negro
mientras se expande espacialmente también
incrementa su densidad hacia el centro hasta
alcanzar un umbral que resulta en un “rebote”
equivalente a una explosión análoga al Big Bang,
situación que se repite muchas veces en un cosmos
infinito.
Después de esto el Big Bang sigue una
expansión decreciente. Sin embargo, el modelo no
considera la aceleración del universo, recientemente
descubierta. Las cuerdas también están relacionadas
con el concepto de la teoría de “branas”.
Se piensa que la teoría de cuerdas puede ser
exitosa si provee conocimiento para integrar la
gravedad con la teoría cuántica. Las cuerdas
implican 6 dimensiones adicionales a las cuatro y se
2009 kosmos 1 (9) 27
expresa como una “variedad de seis dimensiones”.
La geometría tiende a ajustar la energía del vacío a
un mínimo y las fluctuaciones del vacío podrían
formar uno o varios universos.
Epílogo
El conocimiento acerca del universo se ha
incrementado en las últimas dos décadas. La
aceleración del universo es, tal vez, el
descubrimiento más importante después de haberse
descubierto la expansión del mismo. Las recientes
observaciones espaciales y de satélite han
contribuido a explicar la teoría del Big Bang. Sin
embargo, nuestras nociones siguen siendo
aproximadas. Las teorías en desarrollo podrían
explicar mejor los aspectos ahora incompletos.
Por ahora, en el universo observable,
solamente en la Tierra se escucha el “murmullo de
un suspiro”. La vida, forma de existencia de la
materia/energía altamente organizada, también
podría existir en otras partes del cosmos pero no aún
no tenemos evidencias.
Referencias
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Geometrías posibles del universo en expansión. Las observaciones del WMAP
indican que el universo es plano
2009 kosmos 1 (9) 28
CENTRO TOLUQUEÑO DE ESCRITORES
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