Capitulo_01 - Revista Mexicana de Física

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 instrumentos especializados, como telescopios, aceleradores de partículas
cargadas, láseres, microscopios de varios tipos y muchos más.
1
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
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
3
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.
Figura 2: Variable Cefeida en M-100
4
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 intrínseco de una estrella y de establecer la distancia a la que se encuentra.
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.
1
5
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?
Más aún
6
¿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
300 Km/s.3 Esta era la velocidad más grande jamás medida para algún objeto celeste.
3
Slipher, V. M. “La velocidad radial de la nebulosa de Andrómeda”. Lowell Observatory Bulletin No.
58, vol. II, pp.56-57. 1913.
7
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 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.
8
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 antigua que la historia. Nunca resulta satisfecha, y
nunca podrá ser suprimida.”
1.6. Recesión Galáctica
9
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?
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.
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.
4
10
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
v
,
r
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
6
1
.
s
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
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.
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
12
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
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
13
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 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?
14
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 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.
15
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 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
16
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.
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.
7
Dicke, R.H., Peebles, P.J.E., Roll, P.G., Wilkinson, D.T. Astrophysical Journal, vol. 142, pp. 414-419. 1965.
8
Penzias, A., Wilson, R. Astrophysical Journal, vol. 142, pp. 419-420. 1965.
17
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 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
9
Wagoner, R.V. Astrophysical Journal, vol. 179, pp. 343-360. 1973.
18
p  n  d 
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  denota la radiación que se emite junto con la producción de los
núcleos.
p  d 3He  
Finalmente, del
3
He 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.
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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.
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.
10
Peimbert, Manuel. “Evolución química del Universo” en Temas selectos de astrofísica. UNAM, México, 1984. pp. 307-331.
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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 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.”
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