El origen del universo (Cosmología)

Nos resulta extraño imaginar la medida del tiempo en astronomía pues suele ser mucho

mayor que el de nuestra existencia. La evolución del universo se mide en miles de millones

de años; es decir decenas de millones de veces mayor que el lapso de existencia de un

humano que viviera un siglo.

La expansión del universo se inició hace 13 800 millones de años. La radiación fósil se

formó tan solo 380 000 años más tarde. El sistema solar se originó hace 4 500 millones de

años, la vida en la Tierra surgió hace 3 800 millones de años. En comparación, la historia

humana, es decir los registros escritos, lleva tan sólo 6 000 años. Las computadoras, los

satélites, la aviación comercial y la televisión han existido menos de cien años, es decir

decenas de millones de veces menos que la evolución cósmica.

Figura. El universo inició su expansión hace 13 800 millones de años. (Paleos)

La edad de la tierra es 3 veces menor que la edad de la expansión del universo.

Una manera de imaginar los tiempos es pensar en una cuerda de 13.7 metros de largo, más

o menos lo que mide el pasillo de una casa. En un extremo de la cuerda estaría la gran

explosión y en el otro el presente. Cada metro representa mil millones de años.

En el inicio, el extremo de la cuerda y a una distancia imperceptible estaría la formación

del hidrógeno y del helio, en un universo extremadamente caliente, denso y en expansión

acelerada. Puesto que este evento tan solo duró 1 minuto, ni siquiera con un microscopio

podríamos distinguir la diferencia entre la liberación de energía que dio origen al universo y

la formación del hidrógeno y el helio primordiales dibujados sobre la cuerda. A los cuatro

minutos cesó la formación de estos elementos.

El periodo de recombinación estaría a 0.4 mm del extremo desde donde se encuentra la

gran explosión. Fue cuando los núcleos atómicos capturaron a los electrones y la

temperatura del universo había descendido a 3 000ºC.

A dos terceras partes de la cuerda estaría la formación del sistema solar incluida la tierra y

80 cm más lejos colocaríamos la aparición de la vida en el planeta. El homo sapiens

sapiens, nuestra especie, cuya existencia estaría a una décima de milímetro de distancia al

final de la cuerda. ¿Y la civilización?¿y nuestra vida? pues estas llevan 6 000 y menos de

100 años. Así la civilización sería tanto como seis milésima de milímetro y nuestra vida 60

veces menor.

Figura. A lo largo de este texto describiremos algunos de los grandes eventos que

caracterizan la evolución del universo. (Pinterest)

La medición del tiempo

Todos estamos habituados al tiempo, sabemos que lo marcan los relojes y que siempre va

hacia el futuro, nuestra experiencia también nos muestra que no hay forma de regresar al

pasado. Nos resulta más sencillo sentir el paso del tiempo o medirlo con un reloj que decir

que es.

Figura. Si notamos desorden, es que antes hubo orden, estamos comparando el presente

con el pasado, pasó el tiempo. (Radio Tabaré)

La existencia del paso del tiempo hacia el futuro no es obvia a nivel microscópico.

Podemos distinguir sin dificultad si estamos viendo una película comercial de principio a

fin, o de fin a principio. Por ejemplo, si la mancha de mole del personaje principal

desparece de la corbata y se reintegra a la cazuela, sabríamos que la miramos al revés. Lo

que sucede es que el desorden del universo aumenta con el tiempo y midiéndolo podemos

conocer la dirección del tiempo, de pasado a presente y a futuro. Nuestro cuerpo es muy

ineficiente. Utiliza la energía ordenada y la convierte en desordenada. Si nos comemos una

cucharadita de azúcar funcionan nuestros músculos y cerebro a costa de trasformar sus

granos en desechos y en energía calorífica. Incluso en la vida diaria empleamos electricidad

para nuestro confort, una vez utilizada se convierte en calor, y ésta se degrada hasta tal

punto que ya no nos es útil. La manera de distinguir el paso del tiempo es el aumento neto

del desorden. Para que nuestro cuerpo sea un organismo ordenado desordenamos todo lo

demás. Al quemar madera, tirar la sopa, contaminar la atmósfera desordenamos a la

naturaleza.

Figura. A nivel subatómico no se nota el cambio entre el pasado y el futuro; por ejemplo

en las partículas de un gas en condiciones iguales. (Word Press)

Algo interesante es que si miramos una película de las moléculas de un gas no

distinguimos entre el pasado y el futuro. Vemos moléculas interaccionando unas con otras.

Es decir en el mundo microscópico no hay diferencia entre pasado y presente. Ya está todo

desordenado. Tampoco distinguimos entre pasado, presente y futuro en el mundo de los

átomos.

Los científicos se han preguntado porqué hay aumento de desorden en el universo, ya

debería estar completamente desordenado. Pues justamente la expansión cósmica permite

que haya espacio para que aumente el desorden y por lo tanto haya pasado, presente y

futuro.

La gravitación universal

La fuerza macroscópica que domina en el universo es la fuerza de gravedad, es la que hace

que un objeto caiga si lo soltamos; la responsable de su peso.

El primero en notar que la fuerza de gravedad no sólo existe en la tierra sino que actúa

entre todos los cuerpos del universo fue Newton. Él hizo ver que la fuerza de gravedad

depende de que tanta masa posean los cuerpos, por eso pesa más un tanque lleno de agua

que una mariposa. También mostró que la gravedad disminuye con la distancia. Así, no

somos engullidos por los hoyos negros de nuestra galaxia porque están muy alejados de

nosotros. Newton supuso que la fuerza de gravedad actúa de manera instantánea.

Otro gran pensador que reflexionó sobre la gravedad fue Einstein. El supuso que la fuerza

de gravedad viaja a la velocidad de la luz por medio de “ondas gravitacionales”. Por

ejemplo, cuando se fusionan dos hoyos negros para crear uno con mayor masa, además de

un estallido de radiación se producen ondas gravitacionales que hacen oscilar los satélites

que orbitan la tierra. Si lanza una pelota varias veces en varias direcciones y con distinta

velocidad notará que tiene una trayectoria curva. Einstein sugirió que la pelota sigue la

curvatura del espacio tiempo, que cada vez que se lance seguirá un camino curvo porque la

tierra por su masa modifica el espacio que la rodea.

Figura. Cuando colisionan dos hoyos negros entre sí se producen ondas gravitacionales,

estas llegan a la Tierra y la deforman ¡muy poco! Midiendo estas deformaciones podemos

conocer las propiedades de las ondas gravitacionales y las de los objetos que las

generaron. (Science News)

La explicación que dio Newton a la gravitación es útil para nuestra vida cotidiana, la de

Einstein es fundamental cuando queremos conocer al universo en su conjunto y para sitios

donde la atracción de la gravedad es tan alta que modifica la trayectoria de la luz, como

sucede en la vecindad de las estrellas.

Si dibujamos un triángulo en una hoja de papel y colocamos la figura de una galaxia en

cada vértice, la suma de los ángulos del triángulo será de 180º. Si dibujamos un triángulo

sobre la superficie de una esfera la suma de sus ángulos será mayor a 180º y si hacemos lo

mismo sobre una superficie semejante a un valle la suma será menor a 180º. Los

observadores en las galaxias verían que la luz de las otras dos les llegan en línea recta, en

cambio los de las galaxias en la superficie de una esfera o la del valle verían que la luz viaja

en una curva. Es decir que los fotones siguen la curvatura del espacio.

Figura. Los objetos masivos deforman la estructura del espacio y del tiempo. Así si un has

de luz pasa cerca del Sol se dobla. Así en lugar de observar un objeto dónde está (A) nos

da la impresión que está en otro sitio (B) pues estamos habituados a que la luz viaje en

línea recta. (Instituto Argentino de Radioastronomía)

Así cuando se observa una galaxia, es probable que no esté en la dirección donde se ve,

porque su luz se ha desviado y cambiado de dirección en su recorrido por el cosmos, debido

a la presencia de cuerpos masivos que están en el trayecto entre la galaxia y la tierra.

Figura. Las lentes gravitacionales producidas por la intensa gravedad de los hoyos negros

en los núcleos de algunas galaxias, cambian la dirección de la luz proveniente de galaxias

más distantes. (Obstinados navegantes)

Un efecto espectacular es el de las lentes gravitacionales. Cuando una galaxia se encuentra

detrás de otra donde hay un hoyo negro supermasivo y un halo de materia oscura, la luz de

la galaxia más distante se desvía al pasar por la vecindad de la galaxia más cercana

produciendo varias imágenes. Se tiene la certeza de que cada imagen observada en torno a

la galaxia cercana pertenece a la lejana porque tiene el mismo espectro, indicación clara de

que se trata del mismo objeto. El espectro de una galaxia formada por miles de millones de

estrellas gas y polvo es único, y éste nos permite descubrir la unicidad de cada

conglomerado estelar; es como el DNA, es distinto para cada especie.

Figura. Este anillo es una lente gravitacional. Su luz proviene de una galaxia distante que

sufrió una deflexión al pasar en la vecindad del hoyo negro supermasivo que está en el

centro de la galaxia elíptica; el objeto nebuloso de color naranja. (Hubble Space

Telescope)

La física de altas energías

La astronomía es el estudio de los astros por medio de la física que se ha desarrollado en la

tierra. Para el estudio de la materia en las condiciones similares a las que tuvo en el inicio

de la expansión del universo se emplea la física de altas energías, que explica la estructura

de la materia en momentos similares a los que tuvo el inicio del universo, del que

formamos parte.

Uno de los resultados más importantes se refiere a que la materia se puede transformar en

energía y viceversa. Es posible que el lector esté familiarizado con la ecuación E=mc2. La

E significa la energía, como la que producen las estrellas al convertir materia en energía.

Las estrellas transforman parte de su materia en energía en los núcleos, por medio de

reacciones termonucleares . La m es la masa que se transforma en energía.

La E también se aplica a la que hubo justo después de que se iniciara la expansión del

cosmos, vastísimas cantidades de energía, representa la materia que se formó después de

que la energía de la gran explosión se transformara en partículas subatómicas: electrones y

positrones, protones y antiprotones, que fueron capaces de reconvertirse en dos fotones. La

c2 es una constante, es decir un número fijo, que podemos suponer sea la unidad; en ese

caso la ecuación quedaría: E m, es decir la energía y la materia son intercambiables,

entre más energía más materia y viceversa. El símbolo significa proporcional. Entre más

energía esté disponible, se pueden generar partículas con mayor masa, y entre más materia

se transforme en energía esta será mayor. La c2 es la velocidad de la luz al cuadrado, un

número inmenso comparado con los de la vida diaria.

Los aceleradores de partículas transforman materia en energía y viceversa. Una manera de

lograrlo es acelerar un haz de protones a velocidades cercanas a la de la luz, que es la más

grande que existe y hacerlos colisionar de frente con otro haz que se mueve en dirección

contraria. La masa de los protones y su energía se transforman en nuevas partículas que nos

permiten entender la estructura de la materia.

Partículas elementales

Contrariamente a lo que se piensa la física procura explicarse de la manera más sencilla

posible la naturaleza; para comprender lo fundamental. Una vez que lo entiende va

complicando sus explicaciones para finalmente poder conocer y predecir el

comportamiento de la naturaleza.

Recuadro

Un ejemplo más terrenal de cómo funciona la ciencia es predecir en que sitios del planeta

aparecerán nuevos volcanes, en particular en la estructura geológica que atraviesa a México

llamada cordillera Neovolcánica.

Se elabora un modelo sobre el interior de la tierra: está estratificada, lo más denso está en el

núcleo, metales densos, después siguen las rocas cada vez más livianas, luego el agua y

finalmente la atmósfera. Posteriormente se descubren las placas tectónicas, es decir las

porciones de roca que flotan sobre el magma terrestre. Se encuentra que se desplazan

impulsadas por el magna caliente del interior. Las placas suelen separarse, deslizarse,

colisionar o sumergirse debajo de los continentes. Así, se separan Sudamérica de África, la

península de Baja California se desliza hacia el norte de México, la India colisiona contra

Asia formando los Himalaya, y la Placa de Cocos se sumerge debajo de México en

dirección oeste - este. Esta última placa se funde al sumergirse, puesto que el interior de la

tierra está a miles de grados centígrados. Como la placa está formada por rocas menos

densas que las de los continentes tiende a subir. En los sitios donde las rocas fundidas están

más cerca de la superficie y donde es más delgada la corteza continental, pueden surgir

nuevos volcanes y tener mayor actividad. En México varios volcanes activos y recientes se

encuentra en la cordillera Neovolcánica. Los geofísicos analizan los lugares donde exista

fragilidad en la corteza, sísmica reciente, o cuales volcanes emiten gases típicos del interior

terrestre o cuyas laderas se elevan; así se puede predecir donde habrá nuevo vulcanismo, o

que volcanes harán erupción y como será esta: expulsión de rocas, cenizas, lavas densas o

muy fluidas.

Cabe señalar que cuando las placas tectónicas se mueven abruptamente se producen

sismos, algunos liberan tanta energía que producen terremotos. Aunque la energía liberada

durante uno de esos episodios es enorme, todavía no contamos con la ciencia para predecir

con exactitud cuando habrá un sismo y de que magnitud será.

(Fin del recuadro)

Los físicos han elaborado un modelo estándar para las partículas elementales. Este incluye

sus interacciones, por ejemplo el electromagnetismo. Las partículas más conocidas son los

protones, neutrones y electrones. Para explicar la materia de la vida diaria el modelo se

basta con quarks, constituyentes de protones y neutrones, de leptones, los más conocidos

son el electrón y el neutrino. Estos últimos son un subproducto de las reacciones

termonucleares de las estrellas. Existen otras partículas muy importantes para la vida

cotidiana: los gluones son los responsables de mantener unidos a los núcleos atómicos, su

nombre viene de la palabra glue, pegamento en inglés. La otra fuente de interacción entre

las partículas son los fotones quienes transportan la energía. Esta relativa sencillez del

modelo físico ayuda a comprender como debe haber sido el universo recién formado, donde

la energía se transformaba en materia y esta en energía.

Los físicos han sugerido que el modelo de las partículas elementales se puede simplificar

aun más apelando a las cuerdas. Estas son partículas oscilantes, dependiendo de la

oscilación son quarks o leptones. Es como muchas grandes ideas, una teoría que no ha sido

comprobada. Por el momento no se han descubierto, pero de existir comprenderíamos

mejor a la naturaleza y de manera más sencilla. La física se construye reflexionando,

haciéndose preguntas sobre la naturaleza, efectuando experimentos y socializando los

descubrimientos para ser refutados o corroborados y elaborando nuevos modelos. Esto es

justo lo que lleva a comprender las etapas del universo observables.

Figura. Las fluctuaciones del vacío son aleatorias. Pueden liberar suficiente energía para

formar un universo. Cada uno con condiciones únicas.(Medium)

Introducción al estudio del universo

En esta sección narraremos el origen de la expansión y de la evolución del cosmos de

manera resumida, y más adelante entraremos en el detalle de algunos aspectos.

El universo es todo, tiempo, materia, espacio y energía. Sus dimensiones temporales y

espaciales son mucho más grandes que las que empleamos en nuestra vida cotidiana. Una

de sus propiedades es que está en evolución constante, no sólo cambia el propio cosmos

sino también los objetos que lo constituyen. El estudio del universo nos dice de donde

venimos, hacia donde vamos y dónde nos ubicamos.

Sabemos que el universo donde vivimos posee una expansión acelerada. Si medimos la

velocidad de expansión podemos estimar cuando estuvo compactado el espacio en el

momento donde inició la expansión actual. Esto no significa que no pudo haber universos

antes, otros después y otros en paralelo, es decir un multiverso compuesto de distintos

universos.

La expansión del universo es necesaria para su existencia ya que la fuerza de gravedad es

la que domina en el cosmos. Todos los objetos se atraen unos a otros. Si las galaxias no se

alejaran entre si, el cosmos correría el riesgo inminente de colapso, es decir se caería todo

sobre si mismo.

La expansión del universo observable se originó con una liberación de energía que se

transformó parcialmente en materia común, como protones y electrones. Conforme se

expandió se enfrió hasta que se formaron nubes dentro de las que nacieron estrellas. Estas

evolucionaron formando nuevos elementos químicos que arrojaron al espacio durante sus

muertes violentas. Las nuevas generaciones estelares reciclaron estos materiales hasta dar

origen a los sistemas planetarios y a la vida como de la que formamos parte.

Recuadro

Para sentir de manera intuitiva como un gas se enfría al expandirse soltemos vaho sobre la

palma de nuestra mano, se siente tibio. Ahora soplemos, se siente frío. Un gas al expandirse

se enfría; de manera equivalente, conforme nuestro universo se dilata baja de temperatura.

(Fin del recuadro)

Una de las maneras de representar al universo observable es mediante una gráfica. Si

colocamos en el eje horizontal el tiempo y en el vertical la temperatura; la gráfica

representará los distintos sucesos que aparecieron a lo largo de la historia del universo. El

primero fue transformar energía en materia, mucho después la aparición de grumos,

regiones de densidad más alta, más tarde la combinación de los átomos de estado ionizado a

neutro. Finalmente las galaxias se formaron con las primeras estrellas. Cabe notar que la

integración de sistemas planetarios tuvo que esperar hasta que las estrellas crearan y

expulsaran nuevos elementos químicos.

El modelo estándar es de una gran elegancia, como les gusta a los científicos; se trata de

una línea recta descendiente en una gráfica de temperatura contra tiempo.

Figura. Disminución de la temperatura del universo con el tiempo.

A continuación analizaremos las siguientes propiedades del cosmos que son la base para el

modelo estándar de la gran explosión:

a- El universo se expande de manera acelerada (su velocidad de expansión

aumenta con el tiempo). Se requiere de energía para mantener la expansión,

llamada energía oscura.

b- Existe la radiación de fondo que se origina en la época de combinación.

c- Los elementos químicos del universo tienen ciertas proporciones: en el medio

interestelar de la vecindad solar, por número 90% hidrógeno, 9.9% helio, 0.1%

de todos los demás elementos con mayor abundancia de oxígeno, carbono y

nitrógeno. Otra manera de medir la proporción de elementos es usar su masa,

esta crece conforme aumenta de masa el núcleo porque incluye además de

protones neutrones. Así, por masa las proporciones son en el medio interestelar

de la vecindad solar, 70% hidrógeno, 28% helio y 2% el resto de los elementos.

Además existe materia oscura que se ha descubierto por la atracción

gravitacional que ejerce sobre los cuerpos visibles, que no está formada por los

átomos constituidos por protones y neutrones (también llamada materia no

bariónica).

d- El universo es altamente homogéneo e isotrópico, esto significa que no

ocupamos un lugar especial en el cosmos y en cualquier dirección que

observemos descubrimos el mismo tipo de objetos.

e- El universo es plano. Es decir que la luz de las galaxias más remotas nos llega

en línea recta.

f- Existe energía oscura, responsable de la expansión aceleradas del cosmos.

Ideas antiguas sobre el universo

Todas las grandes culturas han buscado maneras para explicarse la existencia del cielo y de

la tierra. La realidad es que la respuesta a la pregunta ¿porqué hay? cualquier realidad,

objeto, idea no tiene respuesta. Los humanos han acudido a diversas deidades para

explicarse los fenómenos de la naturaleza o bien partido de la base que siempre han

existido.

Para el mundo maya, dos gemelos idénticos crearon el cosmos. La vía láctea era una

serpiente emplumada. Los mexicas consideraban que la tierra sólida era plana y rodeada de

agua, que esta se plegaba en el horizonte para formar el cielo que a su vez estaba divido en

nueve estratos donde vivían los muertos y los dioses. La lluvia se explicaba por la caída del

agua celeste.

La idea del universo que tuvieron los habitantes de Asia Menor hace tres milenios, era

que la tierra era plana y circular, como una tortilla. Que había algunas elevaciones como las

montañas y algunos valles. La tierra estaba sostenida por elefantes, que a su vez se posaban

sobre una tortuga, la cual estaba sostenida por una serpiente. Para explicar los temblores

sugerían un reacomodo de los elefantes.

Los mesopotámicos decidieron comprobar su idea. Se dieron cuenta que la sombra de un

objeto depende de su forma. Pensaron que la tierra debería proyectar una sombra y que para

verla había que observar los eclipses de luna. Estos se producen cuando la luna llena pasa

por la sombra terrestre. Lo que notaron fue que la sombra de nuestro planeta nunca asemeja

un elefante, ni una línea como sería la de un objeto plano visto de canto, sino que siempre

era un círculo. El único objeto que invariablemente proyecta una sombra circular es una

esfera. A partir de entonces supieron que la tierra es redonda.

Los pensadores de antaño tuvieron que modificar sus ideas; así se construye la ciencia,

paso a paso, rectificando en caso necesario. Los investigadores proponen modelos para

explicar a la naturaleza y revisan su pertinencia. Si se dan cuenta que el modelo no

funciona bien, lo modifican; si por el contrario funciona bien, se consolida. Saben que el

modelo no es la naturaleza pero es útil para explicarla. Un ejemplo tomado de la física sería

que los electrones tienen órbitas sobre capas bien definidas en torno del núcleo. Cuando los

electrones cambian de una órbita a otra absorben o emiten energía en cantidades muy bien

determinadas. Este modelo funciona muy bien para explicar los colores de la luz que

emiten ciertos gases incandescentes. Sin embargo sabemos que no es realista, porque las

órbitas de los electrones son más bien sitios donde podrían estar, no se puede conocer con

precisión dónde y con que velocidad se mueve un electrón. Sin embargo el modelo de capas

se usa porque permite predecir el tipo de emisión que producirá un átomo y nos es útil.

En general los modelos con demasiados ingredientes no gustan. Como ejemplo tenemos la

teoría sobre el origen de la luna. Esta se basa en las siguientes observaciones: la edad de la

luna es menor que la de la tierra y su composición química es semejante a la de Marte o a la

de la superficie terrestre. Así que el modelo de formación lunar indica que un cuerpo del

tamaño de Marte chocó contra nuestro mundo hace 3 800 millones de años. Este se

desintegró y gran parte de la materia salió disparada por el rebote para formar un disco de

fragmentos de tierra y meteorito en torno de la tierra. Este disco se aglutinó para dar origen

a nuestro satélite. Este modelo explica las observaciones, pero requiere de explicaciones en

demasía, lo cual no siempre es bien visto por los astrónomos.

Hoy podemos imaginar al universo en evolución con el poder de la mente. Sólo hasta hace

unos cuantos años hemos tenido información suficiente para estudiarlo. Antes había tan

solo especulaciones. Ahora tenemos una física consolidada con base en observaciones

espectaculares y precisas.

La velocidad de expansión

La información sobre la composición química de los astros proviene de estudiar los

espectros. Hay algo más que podemos conocer con la espectroscopía: la velocidad de

alejamiento o acercamiento de los objetos celestes.

Podemos obtener información sobre el movimiento de los astros a partir de los espectros y

empleando el efecto Doppler. Seguramente ha escuchado sobre el efecto Doppler del

sonido. Si un autobús en la carretera se acerca o se aleja, produce un ruido distinto, depende

de su velocidad. Cuando se acerca es ligeramente más agudo y cuando se aleja más grave.

Como intuirá el lector cuando una fuente sonora se acerca a nosotros se “comprimen“ las

ondas sonoras, en consiguiente tienen más energía y su longitud de onda es menor. Lo

contrario sucede cuando la fuente se aleja del observador. Así que las ondas comprimidas

son más pequeñas y más agudas y las alargadas más graves.

Recuadro

Como referencia de la vida cotidiana invitamos al lector a colocar un despertador de

timbre continuo encendido, dentro de una bolsa de asas largas. De lo que se trata es hacer

girar la bolsa sostenida con fuerza de las asas, a una velocidad considerable, sobre la cabeza

del experimentador. Esto permitirá escuchar con claridad el cambio de timbre, de grave a

agudo conforme el despertador cambia de dirección.

(Fin del recuadro)

Recordemos que en un espectro hay decenas de miles de líneas espectrales, cada una de un

color distinto, que no distinguimos a simple vista pero que se puede medir con gran

precisión por la longitud de onda o energía.

La luz de los astros se vuelve más roja si estos se alejan de nosotros y azul si se acercan.

Al medir que tanto se desplazan las líneas de los espectros estelares, respecto a la del

laboratorio terrestre que tomamos como fijo. Es más, no sólo se puede medir la velocidad

de acercamiento o alejamiento sino su rotación o expansión, pues hay secciones del cuerpo

que se acercan y otras que se alejan del observador.

El lector dirá que nunca ha observado a los corredores olímpicos más azules ni más rojos;

tendrá razón. Este efecto sólo se percibe cuando los objetos se desplazan a velocidades

mayores de decenas de kilómetros por segundo, siendo que los atletas más veloces del

mundo corren a diez metros por segundo. En cambio la tierra se traslada a una velocidad de

30 km/seg en torno al sol y este se mueve alrededor de la Galaxia a una velocidad de 250

km/seg.

El efecto Doppler de las galaxias es una medición fundamental para comprender el

modelo estándar de la gran explosión. Resulta que todos los cúmulos de galaxias se alejan

unos de otros y entre más distantes estén lo harán con mayor velocidad.

Figura. Imagen similar a la original de Hubble dónde se muestra que entre más alejadas

están las galaxias se desplazan a mayor velocidad. (Australian Telescope Facillity)

Para comprender la trascendencia de estas observaciones remontémonos a 1492 e

imaginemos que somos un marinero poco calificado de la Pinta, la Niña o la Santa María.

Tendríamos pánico de llegar a la orilla del mundo. Pensaríamos que podríamos caer por un

barranco arrastrados por las aguas de una cascada kilométrica, o toparnos con una pared, en

fin, las infinitas posibilidades que podrían existir al fin del mundo. En realidad el mundo no

tiene orilla, hoy sabemos que la superficie de la tierra es curva, es finita sin orilla. Tal vez

nuestro universo sea así, finito pero sin orilla.

En todo caso nos gusta imaginar un universo muy grande, de masa considerable,

observamos millones de galaxias a distancias inmensas. Si cada galaxia estuviera quieta en

su lugar sentiría la atracción gravitacional de sus vecinas y estas de las suyas, todas las

galaxias se atraerían y terminarían cayendo una sobre otra. Un universo con galaxias

quietas es inestable. El motivo es que la fuerza de gravedad domina en el universo. En un

universo estático cualquier perturbación rompería el equilibrio y una galaxia caería sobre

otra aumentando la gravedad local, y atraería a otra y una más, hasta que todos los millones

de cúmulos de galaxias cayeran sobre si mismos.

Para que exista nuestro universo y no se colapse – se caiga todo sobre si mismo - es

necesario que esté en expansión y esto es justamente lo que se observa.

Recuadro

Imaginemos lo que sucede si lanzamos una pelota hacia arriba, debido a la atracción de la

tierra llegará a cierta altura y volverá a caer. Si la lanzamos más fuerte llegará más alto pero

volverá a caer. Sin embargo si la lanzamos a más de 12 km/seg se alejará para siempre.

(Fin del recuadro)

Podríamos de manera muy simplista suponer que lo mismo ocurre con el universo. Dada

una densidad si la velocidad de alejamiento es lenta, el universo se irá frenando hasta que la

distancia entre los cúmulos de galaxias sea máxima y después se volverá a contraer. Si la

velocidad entre los cúmulos de galaxias es suficientemente elevada se alejarán para

siempre.

Es decir que el futuro del universo depende de dos factores, de la densidad de materia que

posea y de su velocidad de expansión. Con los datos que tenemos hoy en día parecería que

el universo se expandirá para siempre.

Ya que medimos la velocidad de expansión cósmica podemos extrapolar hacia el pasado y

calcular cuando fue se inició la expansión del universo, el resultado es de 13 700 millones

de años.

Cabe notar que es posible que nuestro cosmos pudo haber tenido varios episodios

anteriores al actual, donde el universo se expandió hasta cierto radio, y después se contrajo

y así sucesivamente. Pero en este episodio la aceleración que sufren los cúmulos de

galaxias es tan alta que de continuar así se alejarán por siempre.

No existe el centro de expansión del universo, se está expandiendo todo. Es como

preguntarse dónde está el centro de la superficie de una pompa de jabón o de un globo que

se están inflando. Todos los puntos de la superficie se alejan de todos los demás y ninguno

ocupa un sitio preponderante.

En realidad el universo se está acelerando y se desconoce la fuente de energía que produce

la aceleración; sin embargo tiene nombre, se llama energía oscura.

Puesto que vivimos en un universo en expansión, la distancia entre los cúmulos de

galaxias es mayor de lo que fue en el pasado. Al calcular la distancia a un astro muy alejado

se debe tomar en cuenta que el espacio recorrido ha aumentado desde que salió la

información de su superficie. Está más lejos ahora de lo que estuvo cuando la luz lo dejó.

Entre mayor sea la expansión del universo, mayor será el aumento de la distancia que

separa a los cúmulos de galaxias.

Recuadro

Albert Einstein se dio cuenta de que un universo con galaxias en reposo con relación a la

nuestra se colapsaría. Así que agregó a sus ecuaciones un término que llamó constante

cosmológica para indicar que existe una fuerza que actúa a grandes distancias y que se

opone a la gravitacional, esto fue en 1917. Cuando George Lemaître y Edwin Hubble

descubrieron el alejamiento de las galaxias a partir de 1927, Einstein pensó que ya no sería

necesario incluir su constante en la ecuación, que se había equivocado ¡Exclamó que había

sido el mayor error que había cometido en su vida! Sin embargo en 1999 cuando se

descubrió la aceleración del cosmos, los especialistas se dieron cuenta que la manera más

simple para explicarlo era con la constante cosmológica; desafortunadamente para entonces

Einstein ya había muerto.

(Fin del recuadro)

Procesos de alta energía

El inicio de la expansión y subsecuente evolución del cosmos donde nos tocó vivir,

comenzó con una liberación de energía del vacío hace 13 700 millones de años. El evento

que le dio origen se llama gran explosión. El universo estaba a temperatura elevadísima

justo después de la gran explosión. Por dar un número cuando el universo tuvo un segundo

de vida su temperatura era de 15 000 000 000 ºC. Se puede frasear de otra manera, que su

densidad de energía era muy alta. El universo estaba repleto de rayos gamma, los más

energéticos de todos, capaces de transformarse en materia.

Instantes después de su liberación los rayos gamma se convirtieron en pares de materia y

antimateria, protones y antiprotones, o electrones y positrones. La antimateria tiene las

mismas características que su partícula de materia, con carga contraria, si entra en contacto

con ella se aniquila y vuelven a formar dos rayo gamma, que en principio se pueden

transformar en materia y su respectiva antimateria.

En los aceleradores de partículas es una práctica común poner en movimiento haces de

materia y de antimateria en direcciones distintas, cuando su velocidad es cercana a la de la

luz se hacen colisionar de frente para que se aniquilen; la energía resultante se puede

transforma en partículas distintas a la de la vida diaria con nombres como omega menos o

zeta. En los aceleradores de partículas se pueden generar partículas muy masivas

comparadas con los protones, a expensas de la energía de su movimiento sumada a la de la

aniquilación. Estas partículas masivas fueron comunes en el universo temprano debido a la

alta densidad de la energía que prevalecía.

Desde que se liberó la energía del universo se expandió. Esta expansión no sólo

disminuyó la densidad de la materia, sino que también influyó en la radiación

electromagnética. La fue estirando, aumentando su longitud de onda y en consecuencia

reduciendo su energía. Al disminuir su energía llegó un momento en que los rayos gamma

ya no fueron capaces de formar un par de materia y antimateria llegó un momento en que

su energía ya no fue suficiente para hacerlo. El resultado fue que por un lado quedó la

materia y por el otro la radiación. Los pares de materia y antimateria se aniquilaron, y por

alguna razón que queda por investigar, sobró un poco de materia. La radiación ya no

produjo más protones y neutrones. Por cada protón existen mil millones de fotones, de

partículas de radiación electromagnética. Por cada protón sobrante de materia sobre

antimateria, hubo mil millones de aniquilaciones de protones y de antiprotones.

Se han hecho estudios en aceleradores de aniquilaciones de muones, son una especie de

electrones de mayor masa. Los mesones B al desintegrarse producen un exceso de muones

sobre antimuones, como de un 1%. Una posible fuente de la falta de simetría, es decir que

el número de muones sea igual al de antimuones, se podría explicar con alguna nueva

propiedad de la gravedad en las demás dimensiones del cosmos de las que hablaremos más

adelante. Así, otro descubrimiento de la cosmología que ha dado nuevo impulso a la física

es que domine la materia sobre la antimateria en el cosmos.

La cantidad de hidrógeno y helio se fijaron durante los primeros minutos después del

inicio de la expansión; ya que sólo se generaron protones, electrones y neutrones mientras

los rayos gamma fueron suficientemente energéticos para formar pares de materia

antimateria. Más tarde llegó el momento en que la expansión hizo que los fotones perdieran

energía y ya no fueron capaces de transformarse en materia.

Los neutrones no viven más que unos cuantos minutos. Así que algunos se unieron a

protones para formar núcleos de helio. Los que no lo hicieron se desintegraron para formar

protones y electrones.

La cantidad de helio que existió al inicio de la expansión, dependió de la densidad del

universo y de la velocidad de expansión. Dado que el hidrógeno y el helio sobreviven hasta

nuestros días en algunas regiones del cosmos que no hubiesen sido contaminadas por los

productos de evolución estelar, si medimos su abundancia relativa podemos saber cuales

fueron las condiciones del universo temprano en lo que se refiere a densidad y velocidad de

expansión. Este es el motivo por el cual la abundancia química de los elementos es uno de

los pilares del modelo estándar de la gran explosión.

La oscuridad de la noche

Dedicaremos las siguientes secciones a mencionar algunas otras propiedades del cosmos .

Comenzaremos por lo que se conoce como el problema de la oscuridad de la noche.

Supongamos que nos encontramos en el interior de una milpa infinita y miremos hacia

cualquier lugar, por más pequeño que este sea, nos toparíamos con una planta de maíz. Si el

universo fuera infinito y estuviese poblado con infinitas estrellas, durante la noche hacia

cualquier lugar que volteásemos nuestra mirada se toparía con una estrella; el cielo estaría

cuajado de estrellas, sería brillante. Sin embargo el cielo es oscuro ¿por qué?

Si hubiese infinitas estrellas distribuidas al azar en la noche deberíamos ver el cielo

brillante. (J Dutton Education Institute)

La luz viaja a una velocidad que resulta muy lenta en comparación con las dimensiones del

cosmos. A pesar que desde nuestro punto de vista 300 mil kilómetros por segundo sea una

velocidad inimaginable, para las distancias intergalácticas es minúscula. La luz de cualquier

estrella que vemos en la noche tarda cientos de años en llegar a la Tierra y la de las galaxias

millones de años. El único presente que podemos observar es el de la Tierra. Toda la

información del resto del cosmos tarda tanto tiempo en llegar que siempre observamos a los

astros como fueron. Cuando observamos una galaxia, no es como la vemos, sus estrellas

evolucionaron, han cambiado de posición. No está donde la vemos, porque se desplazó,

donde la vemos es donde estaba en el momento en que emitió la luz. Esto se debe a la

velocidad finita de la luz. A que la luz tarda en llegar desde los astros hasta donde estamos.

Para visualizarlo mejor vamos a suponer que una sonda está por chocar con Plutón y nos

manda una señal de alarma. Esta viaja a la velocidad de la luz, que es de trescientos mil

kilómetros por segundo. Le toma 5 horas recorrer la distancia que nos separa. Para cuando

llegara la señal los integrantes de la agencia espacial mexicana tendrían pocas alternativas

de acción, por más rápido que tomaran algún tipo de decisión, esta tardaría otras 5 horas en

llegar a la sonda.

Siguiendo con un escenario imaginario supongamos que estamos en el parque de

Chapultepec mirando a las personas que se encuentran a distancias cada vez mayores y que

su luz tardará mucho tiempo en llegar hasta nosotros. Supongamos que vemos a personas

que están a un metro de distancia, a diez, a veinte, treinta, etc, si la luz del adolescente que

está a un metro de distancia tardara 15 años en llegar hasta sus ojos vería un bebé. Y si la

luz de una persona mayor que está a diez metros tardara 50 años en llegar vería a un joven.

Y si la luz de la siguiente tardara 100 años en llegar, vería a un revolucionario de 1910, y la

siguiente 200 años a un independentista, y una más cuya luz tomara 1 500 años en llegar

observaría a los habitantes del valle de México huyendo porque estaban haciendo erupción

simultánea el Xitle y el Popocatépetl. Si nuestra mirada se dirigiera a una persona todavía

más distante, cuya luz tardara 250 millones de años en llegar vería a una dinosaurio, y ella

vería al observador igual, ya que su luz también tomaría 250 millones de años en llegar

hasta donde se encuentra. Si nos vamos más lejos e imaginamos a una persona hace 3 500

millones veríamos una alga verde azul en los océanos primitivos. Y para terminar esta serie

de observaciones imaginarias. Si ahora tratásemos de mirar a la persona más lejana, cuya

luz tardara 13 700 mil millones de años en llegar, pues simplemente no la vería, pues esta

edad es superior al inicio de la expansión del universo.

La luz de las estrellas más distantes no ha tenido tiempo de llegar.(Science)

Cabe notar que la expansión del espacio tiempo puede ser mayor a la velocidad de la luz,

no es que podamos enviar señales a velocidades mayores que 300 000 km/seg. Así que en

el cosmos real existen señales que nunca recibiremos. La radiación fósil del universo nos

llega de sitios donde la expansión es de 99.9% de la velocidad de la luz en llegar a nosotros.

El problema de la oscuridad de la noche se debe a que la luz de los astros más distantes no

ha tenido tiempo de llegar a la tierra y por eso no los vemos, no es que no existan.

El que observemos necesariamente los astros como fueron en el pasado tiene varias

consecuencias. La primera es que podemos observar la evolución. Así como veríamos a las

personas del parque en épocas distintas, con los astros sucede lo mismo. Por ejemplo

podemos observar a una galaxia cercana con otras a distancias cada vez mayores y

notaremos que no son iguales. Esto se debe a que las galaxias se originaron como entidades

relativamente pequeñas y amorfas y se fueron agregando para constituir hermosas galaxias

espirales como la nuestra.

Otra consecuencia de ver los objetos como fueron - porque su luz tarda tiempo en llegar a

nosotros- es que hay un límite más allá del cual no tenemos información acerca del cosmos.

No podemos ver a los astros cuya luz tarda más de 13 700 millones de años en llegar.

Las galaxias cercanas son distintas que las lejanas porque han evolucionado. (Hubble

Space Telescope Institute)

Si además el universo se está expandiendo, habrá objetos cuya luz nos alcanzaría si sólo

tuviese que viajar la distancia que nos separaba en el instante en que emitió la radiación,

pero debido a la dilatación del espacio nunca nos alcanzará.

De hecho el universo es uniformemente brillante en microondas. En la época de la primera

recombinación, cuando los núcleos de hidrógeno y helio capturaron a sus electrones

emitieron radiación; esto sucedió cuando el universo tenía 380 000 años de existencia. Esta

luz pasó de ser de longitudes de ondas como la visible y otras a ser de microondas, debido a

que la expansión del universo también modifica la longitud de onda de la radiación.

Si nuestro universo fuera pequeño sólo tendríamos información de una pequeña sección, y

si fuera infinito sería mínima. Por supuesto que conforme transcurren miles de millones de

años vamos viendo un radio mayor del universo, pero nunca lo conoceremos todo.

Además el universo se expande de manera acelerada, los cúmulos de galaxias alcanzarán

una velocidad igual a la de la luz, así que nunca las veremos. Así que nuestro conocimiento

del cosmos nunca será completo.

En realidad físicamente las galaxias no se mueven, lo que sucede es que el espacio entre

ellas se dilata.

Cabe destacar que la velocidad de la luz, gracias a la cual recibimos información, es el

límite superior para la comunicación. Recordemos que la expansión cósmica puede ser

mayor al límite de recibir mensajes que restringe la luz.

Como en cualquier ciencia la astronomía comprueba día con día que entre más sabemos

tomamos conciencia de que nuestra ignorancia era mucho mayor de lo que creíamos.

Un espacio es el que puede existir, y otro es el que observamos. Existen cuerpos tan

distantes que su luz no ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros, por eso no los podemos

ver. No es que no estén allí, simplemente nacieron después de que la radiación de esa

región del cielo tuvo tiempo de llegar a nuestro telescopio.

La velocidad finita de la luz tiene dos consecuencias para la astronomía. Por un lado

siempre vemos a los objetos como fueron; entre más distantes estén observamos un pasado

más remoto. Así, analizando objetos similares a distintas distancias es el equivalente a ver

un mismo astro en tiempos diferentes; a lo largo de su evolución. Así una galaxia cercana

está bien estructurada, en cambio las galaxias distantes son amorfas y pequeñas, no

tuvieron tiempo de formar brazos espirales.

Evolución de una galaxia elíptica. (NASA/ESA)

Por otro lado, no podemos ver la orilla del universo porque su luz no ha tenido tiempo de

llegar hasta nosotros. Si nuestro universo fuera infinito sólo veríamos una sección

minúscula de 13 700 millones de años luz de radio, es decir el tiempo que ha tenido la luz

de viajar desde la gran explosión hacia los distintos sitios. Una fuente de luz emite

radiación en todas direcciones, así que diversos lugares del cosmos se percatan de su

existencia en tiempos diferentes.

El universo se está expandiendo de manera acelerada. Así que la luz de los astros más

distantes toma cada vez más tiempo en llegar a la Tierra. (NASA)

De acuerdo con Martin Rees el universo que contiene al universo observable es un uno seguido de un millón de ceros más grande que el que vemos; sería como tener un libro con un uno y las siguientes 400 página cuajadas de ceros. De acuerdo con los investigadores a cargo del satélite Planck el universo es un uno seguido de un billón de ceros, más grande que el universo observable. Es decir como tener el libro de Rees más un millón de libros de puros ceros. La radiación fósil del universo

En esta sección se describirá la radiación cósmica de fondo, también conocida como fósil.

Se mencionará cómo los fotones aumentaron de longitud de onda durante la expansión. Se

presentará la manera en que la radiación fósil se originó cuando los electrones se unieron

con los núcleos atómicos, y que su distribución es la de una planckiana casi perfecta.

Comentaremos porqué la radiación de fondo es uno de los pilares del modelo estándar de la

gran explosión. Y finalmente, la razón por la cual la radiación de fondo nos da claves sobre

el cosmos de hace 13 700 millones de años.

Durante los primeros 380 000 años de existencia, el universo fue opaco; gaseoso y opaco

como nos es el Sol. Y estando dentro, puesto que no fue transparente, nuestra visibilidad

sería minúscula. En este universo temprano, la radiación que sobró después de la formación

de los protones y neutrones siguió perdiendo energía, siguiendo a la expansión durante la

evolución cósmica.

Como vimos en el capítulo sobre radiación, los átomos absorben y emiten fotones.

Cuando la materia es densa y de alta temperatura, como sucede en el interior de las estrellas

los átomos están “ionizados”, es decir que los núcleos atómicos no están rodeados de

electrones.

Los átomos absorben radiación y cuando la vuelven a emitir la cambian de dirección, o

bien, en lugar de emitir un fotón pueden emitir dos, o más, siempre y cuando la suma de

energías sea igual a la de un solo fotón. Analizaremos este fenómeno en las estrellas. Los

fotones que se forman en el núcleo estelar no son los mismos que llegan a la superficie; la

radiación producida allí tarda millones de años en llegar a la superficie, debido al continuo

cambio de dirección y de energía. Una vez que llegan al sitio donde la densidad de materia

es baja, la superficie, donde la estrella se vuelve transparente, la radiación puede viajar en

línea recta. Es decir que los fotones que observamos de las estrellas son los que provienen

de su región más transparente, no los de la región central donde se genera la energía. La

energía que se genera en el centro del sol tarda como un millón de años en llegar a la

superficie. Si se desplazara en línea recta sin ser absorbida tardaría dos segundos en llegar a

la superficie.

La radiación del fondo del universo está sujeta a un proceso similar. Durante el universo

temprano, antes de los primeros 18 000 años, los fotones sufrían cambios de dirección y de

absorción y de reemisión continua, estaban “mezclados con la materia”. Pero debido a que

el universo se expande, los fotones se fueron alargando, ampliando su longitud de onda. Así

que llegó el momento en que un fotón que le arrancó un electrón a un núcleo de helio se

expandió y ya no fue capaz de arrancar otro electrón de su núcleo. Por lo tanto los núcleos

de helio comenzaron a atrapar fotones, se comenzaron a recombinar.

La expansión del universo continuó y cuando el cosmos tuvo 100 000 años, el helio se

recombinó capturando su segundo electrón. Comenzaron a existir átomos neutros de helio.

Y todavía más tarde, a los 230 000 de años el hidrógeno comenzó a capturar su electrón,

este proceso terminó a los 380 000 años de vida del universo. En este momento el cosmos

se volvió transparente y permitió que sus fotones viajaran libremente.

Para ionizar un átomo se requiere energía. Entre mayor sea el número de protones de un

núcleo será más difícil arrancarle todos sus electrones, ya que la carga positiva de todos los

protones atrae a todos los electrones de carga negativa.

Para ionizar hidrógeno se requiere un fotón de al menos 13.6 electrón volts, en cambio

para ionizar el helio se necesitan 24.6 electrón volts y para que pierda el segundo al menos

54.4 electrón volts.

Este es el motivo por el cual el helio se volvió transparente a la radiación antes que el

hidrógeno, necesitaba de mayor energía para ionizarse, y, como los fotones la fueron

perdiendo conforme se expandió el universo dejaron de poder ionizar al helio y se volvió

neutro.

Regresando a la analogía de la superficie de una estrella, vemos la capa de la estrella que

es transparente a la radiación que emite. (Nuestro universo comenzó a volverse transparente

a los 18 000 K con la recombinación del helio, al cumplir 230 000 años de vida seguía

ionizando hidrógeno y a los 380 000 años ya fue transparente a su radiación.)

En resumen, nuestro universo fue transparente a su propia radiación a los 380 000 años a

partir del inicio de su expansión.

La medición detallada de este tiempo, tiene que ver con la velocidad de expansión del

universo y con la abundancia del helio. Por lo tanto tiene que coincidir con otras medidas

de expansión y de abundancia de helio, como los que se obtienen de los estudios de

abundancias químicas de las galaxias. En otras palabras, la astronomía utiliza varias

mediciones de distintos eventos que se comparan con otras a fin de obtener mayor certeza

en el conocimiento.

La radiación de fondo ha estado ligada a la expansión cósmica de tal suerte que los

fotones pasaron de medir nanómetros a metros, ya no son rayos gamma sino ondas de

radio. Lo que ahora observamos es radiación cuya distribución es la de una planckiana a

2.7º Kelvin.

Figura. Distribución de la radiación del fondo del universo. (Plank)

Figura de la distribución de la radiación de fondo. (WMAP)

Figura. Evolución del universo. La radiación de fondo se produjo cuando los protones

atraparon a sus electrones. (MEME)

Resumiendo, en el universo recién formado, conforme los fotones continuaban

aumentando de longitud de onda debido a la expansión cósmica, la temperatura seguía

disminuyendo. El hidrogeno y el helio, estaban ionizados, es decir que los núcleos estaban

separados de sus electrones. Fue en una época anterior a que hubiera galaxias, estrellas y

planetas. Después de 380 000 años de evolución cósmica llegó la época de recombinación,

los núcleos de los átomos de hidrógeno y helio capturaron electrones y liberaron energía, es

decir que los átomos fueron neutros, como los de la vida diaria a temperatura ambiente. El

universo se volvió transparente y la radiación que generó durante la recombinación atómica

fue la de un cuerpo negro con una temperatura de 3000 grados Kelvin.

En el capítulo de las estrellas, analizamos cómo el color depende de la temperatura,

vimos que un objeto incandescente emite mayor cantidad de radiación de cierto color. Pues

lo mismo sucede con la radiación del cosmos, pero en lugar de que una estrella de 3 000ºK

que se ve roja; ahora tenemos a todo el universo con radiación de 2.7 ºK, cuya máxima

emisión ya no está en la luz visible sino en las ondas de radio de baja frecuencia.

La temperatura del universo disminuye conforme este se dilata. Si se duplica la distancia

entre dos cúmulos de galaxias, la temperatura descenderá a la mitad. Así durante la época

de la recombinación, cuando el universo era más pequeño, su temperatura era mayor. Pasó

de 3 000ºK en la recombinación a casi 3ºK en el presente, la temperatura es mil veces

menor. El universo duplicó diez veces su tamaño. Y cuando el universo tenía un segundo

de iniciada la expansión la temperatura fue de 1.5 x 1010 ºK y a los cuatro minutos tan solo

fue de 800 millones de grados. Cuando el cosmos duplique su tamaño la temperatura de la

radiación fósil descenderá a 1.37 ºK.

Figura. Distribución filamentaria de la materia en el universo, conocida como la telaraña

cósmica. (Physics Org.)

Cuando decimos que se expande el universo nos referimos a que el espacio se dilata. Si se

trata de objetos la expansión logra que se separen entre sí. En cambio se pensamos en

radiación, esta aumenta su longitud de onda. Así la radiación que tenía longitud de onda de

1 micra durante el periodo de recombinación, ahora la tiene una longitud de un milímetro.

El motivo por el cual la radiación de fondo es un pilar del modelo estándar de la gran

explosión es doble. El primero es su existencia.

El otro motivo es su homogeneidad e isotropía. Es decir que la radiación de fondo es igual

en cualquier lugar del cosmos donde apuntemos nuestras antenas de radio. Quiere decir que

hubo un evento único que la formó. Si la radiación de fondo fuera producto de las estrellas

variaría en su vecindad y no es el caso, es el mismo cuerpo negro perfecto en todas

direcciones.

La radiación de fondo, combinada con la expansión cósmica indica que el universo tuvo

un inicio caliente y se fue enfriando conforme evolucionó. Cabe mencionar que la

existencia de helio también indica que el universo tuvo que tener un inicio de alta

temperatura, con suficientes fotones de rayos gamma para formar protones y neutrones.

La radiación de fondo nos permite calcular el tiempo de evolución cósmica, medir la

isotropía del cosmos y las pequeñas diferencias en densidad que dieron posteriormente

origen a los cúmulos de galaxias y a la estructura filamentaria.

Cabe mencionar que la radiación fósil surgió después de 380 000 años de evolución

cósmica y que no tenemos manera, mediante el estudio de los fotones, de analizar épocas

más tempranas; ya que el cosmos era opaco y los fotones eran absorbidos y reemitidos en

todas dirección sin dejar rastro de su pasado.

Sin embargo hay partículas para las cuales el universo no era opaco, los neutrinos. Estos

interactúan de manera insignificante con la materia. Sin embargo con grandes esfuerzos se

han construido laboratorios para capturarlos. Ahora ya se pueden analizar los que vienen

desde el centro del sol, cuyo interior es opaco para los fotones, también los de las

explosiones de supernovas. Esperamos que dentro de poco se podrán capturar los del los

primeros instantes de formación de materia en el universo y de allí se podrán inferir algunas

de sus propiedades.

En conclusión, cuando ocurrió la primera combinación de protones con sus respectivos

electrones, la temperatura del cosmos era de 3 000ºK. Lo cual corresponde a una plankiana

de color rojo, más o menos como el color de la estrella Betelguese. Debido a que el

universo se está expandiendo la capa del universo donde se origina la radiación de fondo se

aleja a 99.9 % de la velocidad de la luz, por eso nos llega de energía mucho más baja,

correspondiente a una temperatura de 2.7º K.

Estructura de la radiación fósil

Como vimos en la sección anterior la radiación de fondo es una planckiana casi perfecta.

Observaciones recientes muestran que posee pequeñísimas fluctuaciones de temperatura.

Esto significa que el máximo de la curva de la emisión de fondo varía muy ligeramente

entre sitios distintos de la bóveda celeste. Estas minúsculas diferencias nos arrojan

información sobre las variaciones en densidad que dieron origen a los cúmulos de galaxias

y a la estructura filamentaria del universo.

Es esta sección comentaremos cómo las pequeñas diferencias de temperatura de la

planckiana, entre una dirección de la bóveda celeste y otra se convirtieron las semillas que

dieron origen a la formación de galaxias.

Las fluctuaciones de temperatura son de millonésimas de grado Kelvin. Estas provienen

del universo temprano cuando tenía 380 000 años de edad. El universo no fue

perfectamente homogéneo. En los sitios donde la densidad de materia fue mayor se

propició la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias; las cuales formaron

estructuras filamentarias. Donde la densidad fue menor, se formaron los huecos carentes de

galaxias.

Figura. Las galaxias se formaron dónde la materia oscura atrajo a la materia visible.

(UCR University of California Berkeley)

La densidad de materia en el universo Aunque la radiación fósil se descubrió con un radio telescopio los datos modernos se han tomado con satélites. Como vimos en la sección de radiación, no se tiene un detector universal para todas las frecuencias y en particular la zona de microondas de la radiación de fondo no llega a la superficie terrestre porque nuestra atmósfera no es totalmente trasparente. Los satélites se llaman COBE, WMAP y el más reciente Planck. La astronomía nos remite a nuestros orígenes y las naciones están interesadas en invertir grandes sumas de dinero para conocer la evolución del universo.

Figura. El satélite WMAP analizó la radiación de fondo del universo. (WMAP) Estos satélites han medido la radiación fósil en un rango amplio de longitudes de onda apuntándolos a sitios muy cercanos de la bóveda celeste. El propósito es medir las pequeñísimas variaciones en la planckiana, sobre toda la bóveda celeste. Una vez en tierra los datos se procesan de varias maneras. Una es hacer un mapa de todo el cielo donde se grafican en distintos colores las variaciones minúsculas de temperatura de un sitio a otro. Además se grafica la variación en la densidad de materia inferida de comparar las curvas en distintas regiones. Una medida de la cantidad de materia es la densidad. Por ejemplo un litro de aire pesa menos que un litro de atole, la densidad del aire es menor que la del atole. Dado que en física y por consiguiente en astronomía existe una equivalencia entre la materia y la energía: E = m c2, también se puede hablar de densidad de energía. En los estudios de la radiación fósil se han analizado la densidad de materia y energía en la época de la recombinación, cuando se produjo la radiación fósil. Se ha descubierto que el universo está compuesto por densidad de materia común, hidrógeno y helio, más la densidad de materia oscura, más la densidad de energía oscura.

Figura. La mayor parte del universo está compuesto por energía oscura. Le sigue la materia oscura y en un porcentaje menor la materia bariónica. Sólo el 0.001% es radiación. (Research Gate) La cantidad de helio medida a través de su densidad es igual a la que se mide en el medio interestelar en sitios donde ha habido poca evolución estelar, es decir sitios donde el helio medido corresponde al que se formó durante el inicio de la expansión del universo y cuya determinación ha estado a cargo del grupo de uno de los autores, Manuel Peimbert. Esta es una prueba más de las formas en que la ciencia se auto corrige. Se mide la cantidad de helio de dos maneras distintas, en nubes que están en el proceso de formar estrellas por primera vez y por medio de la radiación que produjo el helio al atrapa por primera vez sus electrones. Dado que estas determinaciones coinciden, se tiene confianza en los resultados. La cantidad de helio que se formó durante el inicio de la expansión del universo depende de la densidad de energía, de la velocidad de expansión y de unas partículas subatómicas llamadas neutrinos. Es decir la medición del helio pone restricciones a los modelos del universo basados en la física estándar, cuando tuvo menos de cuatro minutos de iniciada la expansión. Cabe recordar que las estrellas generan los principales elementos pesados de los que está compuesta la vida, carbono, nitrógeno y oxígeno a partir del helio. Todo parece indicar que vivimos en un universo plano, donde la curvatura del espacio tiempo a grandes distancias es imperceptible. Esto se logra con una densidad de energía que está formada por: – recordemos que existe una equivalencia entre materia y energía - 5% de elementos químicos de materia común, 23% de materia oscura y 72% de energía oscura, que es precisamente lo que indica el análisis de la radiación de fondo.

Sobre la materia oscura I

Otra característica singular del universo es la presencia de materia oscura. Esta tiene la

propiedad de no emitir, ni absorber, ni reflejar fotones, que son la herramienta por

excelencia para observar a los astros. Cuando decimos fotones nos referimos a la radiación

electromagnética en su totalidad que incluye rayos gamma, luz ultravioleta, visible e

infrarroja, además de ondas de radio.

Todos los elementos de la tabla periódica están compuestos por protones, neutrones,

electrones. De manera general se utiliza la palabra materia bariónica para nombrar a estas

partículas. En cambio la materia oscura no está compuesta por bariones.

La materia oscura se descubrió porque ejerce atracción gravitacional sobre la materia

visible. Una galaxia se mantiene unida gracias a la suma de la gravedad de todo lo que la

constituye, materia visible y materia oscura.

Así como en el caso del sistema solar, los planetas no se caen al sol por estar girando, la

materia en movimiento de una galaxia no cae hacia su centro. Existen galaxias que giran en

torno de objetos invisibles formados por materia oscura y un poco de materia común.

Figura. Un hoyo negro se puede descubrir aun cuando no emita radiación si existen discos

que giran en torno suyo debido a su enorme atracción, que incluso pueden formar

poderosos jets. (CNN)

Recuadro sobre leyes de Kepler

Para mostrar la forma en que se trasladan los astros el lector puede construirse el siguiente

dispositivo. Necesitará un tubo de unos 10 cm de largo, como el de las toallas de cocina

desechables o un tubo de PVC (policloruro de vinilo, que se usa en tubería) de 3 cm de

diámetro y 10 cm de largo. Un cordón de dos metros de largo y cuatro caramelos envueltos.

En un extremo del cordón amarrará los cuatro dulces. Hará pasar el otro extremo por el

tubo. Ahora se dirigirá a un sitio despejado. Ahí tomará el tubo con la mano derecha y

sujetará el extremo suelto del cordón con la otra. Sólo debe sujetar con la mano izquierda el

cordón del lado que no tiene los dulces y con la izquierda el tubo, de tal manera que el

cordón se mueva libre de ese lado. Hará girar los dulces suavemente y con el mayor radio

posible, es decir que circulen lo más lejos posible del tubo. La atracción del cordón simula

la fuerza de gravedad que es la que está balanceada por el giro de los dulces. Si ahora

jalamos el cordón con la mano izquierda, los dulces se acelerarán, se moverán más rápido.

Si dejamos correr la cuerda que tenemos sujeta con la mano izquierda, se desacelerarán.

En el caso del sistema solar, los planetas lejanos al sol se trasladan a menor velocidad que

los cercanos. La tierra se desplaza a 30 km/seg en cambio Neptuno a 5 km/seg. Los

planetas se mueven en órbitas ligeramente elípticas; cuando están cerca del sol se mueven a

mayor velocidad que cuando están lejos.

Al fenómeno de la manera en que giran los astros sujetos a una fuerza de gravedad se le

conoce como las leyes de Kepler.

(Fin del recuadro)

Recuadro de equilibrio entre gravedad y velocidad de giro

Para comprender la rotación de los astros en torno de otro objeto se puede efectuar el

siguiente experimento. Se requiere una bolsa de asas largas y un vaso con agua.

Si se quiere hacer de manera más espectacular se requiere de una tabla como las que se

usan como base de regalos de bodas, de unos 30 x 40 cm. Deberemos practicarle cuatro

perforaciones con un clavo en las esquinas y hacer pasar cuatro cordones de un metro de

largo cada uno por las perforaciones, de tal suerte que queden dos puntas de cordón sueltas

de medio metro de largo en cada esquina de la tabla. Las anudaremos todas juntas encima

de la tabla.

Se irá a un sitio despejado. Se colocará un vaso con agua, dentro de la bolsa o sobre la

tabla. Se la hará girar de tal manera que el vaso esté de cabeza cuando la bolsa o la tabla

estén arriba de nuestra cabeza. Mientras gire ni el vaso ni el agua caerán. El motivo por el

cual no caen a pesar de que la gravedad de la tierra los atrae es su movimiento de giro. Los

listones simulan la fuerza de gravedad del cuerpo atractor.

La luna detecta la atracción gravitacional terrestre, pero no cae porque gira en torno de

nuestro mundo. Lo mismo sucede con los planetas, su movimiento de traslación compensa

la atracción gravitacional del sol. La fuerza de gravedad está equilibrada con la fuerza

centrífuga.

(Fin de recuadro)

En la primera mitad del siglo pasado Franz Zwicky descubrió que no toda la materia del

cosmos es visible. Analizó la velocidad de las galaxias del cúmulo de Coma y notó que era

tan grande que las galaxias se desprenderían del cúmulo a menos que hubiese materia

gravitacional invisible que las atrapara. No fue exitoso con su descubrimiento, aunque la

historia prueba que tenía razón. La materia oscura se delata por la atracción gravitacional

que ejerce sobre los cuerpos visibles.

Durante la segunda mitad del siglo pasado Vera Rubin descubrió la materia faltante en los

halos de las galaxias. Midió la velocidad nubes de gas que están a distintas distancias del

centro de las galaxias y más allá de las estrellas. Esperaba que a mayor distancia las nubes

se movieran más lentamente, como los planetas siguiendo las leyes de Kepler.

Pero lo que descubrió es que la velocidad de traslación de las nubes alrededor del centro de

la galaxia era constante. La velocidad no disminuía con la distancia. La Dra Rubin infirió

que más allá de las orillas visibles de las galaxias había materia. Como no la detectó, llegó

a la conclusión que no producía radiación electromagnética.

Figura. Curva de rotación de una galaxia observada roja, y la que se esperaría si sus

nubes y estrellas siguieran órbitas keplerianas, cuya velocidad disminuye con la distancia,

como los planetas del sistema solar, azul. (Inspire)

Para explicar la velocidad de rotación del gas que está más allá de la orilla visible de las

galaxias se requiere mucha más materia oscura que visible. Ahora se piensa que las

galaxias espirales como la nuestra están sumergidas en halos de materia oscura.

El descubrimiento de Vera Rubin desencadenó una gran cantidad de artículos que

utilizaban la materia oscura para explicar las observaciones. Por ejemplo, se puede medir la

velocidad de galaxias individuales dentro de los cúmulos. Si se suma la masa visible de las

galaxias, esta no es suficiente para mantener el cúmulo unido, las galaxias debían escapar

de los cúmulos. Sin embargo, estas agrupaciones permanecen unidas, incluso unas galaxias

se funden con otras. Esto significa que hay materia oscura que mantiene unidos a los

cúmulos.

Los cálculos muestran que la materia oscura es 5 veces más abundante que la que

interacciona con los fotones, la que está formada por neutrones, protones y electrones (los

elementos de la tabla periódica).

¿Qué es la materia oscura? No se sabe. Por cada astro que observamos, con los telescopios

más poderosos, hay 5 veces más materia que no observamos y no sabemos de que está

hecha. Se está estudiando su distribución. Lo que si sabemos es que no interactúa

electromagneticamente (como veremos más adelante al analizar la colisión de dos cúmulos

de galaxias). Este es uno de los problemas más importantes de la astrofísica actual. A la

búsqueda de las características de la materia oscura se han unido los físicos con sus

enormes aceleradores de partículas. Así Vera Rubin una mujer puso en la mesa de

discusión uno de los problemas más interesantes de la ciencia por desarrollar.

Reiterando, la materia oscura se detecta por medio de la fuerza de gravedad. Existen

objetos que giran en torno a otros que no vemos. Por ejemplo, existen grupos estelares que

se trasladan en torno galaxias que requerirán de mayor cantidad de materia que la que se ve.

Aunque no vemos a estos últimos sabemos que están allí porque obligan, por su atracción

gravitacional, a los grupos estelares a girar en torno de suyo.

Figura. Para explicar las órbitas de los cúmulos globulares se requiere más gravitación

que la que ejerce la materia visible, por lo tanto se evoca la presencia de materia oscura

en las galaxias. (Sky and Telescope)

Una manera de medir la presencia de materia oscura es utilizar las lentes gravitacionales. Si

se tiene una galaxia masiva relativamente cercana detrás de la cual hay otra, la luz de la

segunda se desviará al pasar junto a la primera antes de llegar a la tierra. Lo mismo sucede

con un cúmulo de galaxias; los fotones de una galaxia más distante sufrirán una desviación,

producida por la enorme cantidad de materia del cúmulo tanto bariónica, como de materia

oscura. Lo que se observa son múltiples imágenes de la galaxia más alejada, ligeramente

deformada en forma de arco. Se sabe que se trata del mismo objeto en cada imagen de la

lente porque cada una tiene el mismo espectro.

Figura. Una lente gravitacional se produce cuando se observa una galaxia lejana que está

detrás de otra con un hoyo negro súper masivo. (Telescopio Espacial)

Figura. Lente gravitacional de una galaxia lejana produce arcos azules que corresponden

a la luz de una galaxia que está detrás del par de galaxias anaranjadas. (Telescopio

Espacial Hubble)

Pasaremos a analizar lo que sucedió con el estudio de dos cúmulos de galaxias cercanos

que interaccionaron. En la Figura se muestran tres imágenes superpuestas. La primera

muestra las galaxias del cúmulo; son los objetos de color blancuzco. La segunda imagen de

color azul muestra la materia oscura, descubierta por el análisis de lentes gravitacionales, y

la tercera de color rosa es una imagen tomada con un satélite de rayos X. La interpretación

es la siguiente. Los dos cúmulos de galaxias colisionaron. Debido a que el espacio entre las

estrella que forman galaxias es tan amplio, no interactuaron. Lo mismo sucedió con la

materia oscura asociada a cada uno de los cúmulos. En cambio el gas si colisionó y quedó

entre ambos cúmulos.

Figura. Después de la colisión de dos cúmulos de galaxias, las estrellas se atravesaron,

junto con la materia oscura. En cambio el gas quedó entre los dos cúmulos y

probablemente forme nuevas estrellas. (NASA)

Esto demuestra cómo la materia oscura es capaz de atravesarse. Si esta estuviera

compuesta por elementos de la tabla periódica hubiese chocado, como el gas. La imagen

muestra como la materia oscura está formada por partículas desparramadas como el gas

pero que no interactúan electromagnéticamente, a diferencia de los átomos y las moléculas

de la materia bariónica que si interactúan entre si.

Sobre la materia oscura II

La ciencia se debe tomar a cucharadas porque se trata de conceptos que no necesariamente

nos son familiares. Habrá secciones de este libro, como la que sigue, donde será necesario

volver a leer lo mismo varias veces o en días consecutivos para comprenderlo a cabalidad.

Eso sucede con lo nuevo. Picasso o Van Gogh no gustaron en un principio, ahora un siglo

después su arte forma parte de nuestra vida cotidiana. La ciencia nueva debe mirarse varias

veces hasta hacerla nuestra, hasta que nos parezca natural.

Dado que nos detuvimos tanto en explicar la materia oscura con la determinación de que le

quedara claro al lector; aprovecharemos su disposición para volver a decir lo mismo pero

ahora con ecuaciones. Existe la creencia que estas son complicadas y sólo las comprenden

un puñado de personas. En realidad sí se pueden comprender y se usan porque son útiles y

nos facilitan la vida y nos permiten ver con claridad algunas características de las

naturaleza.

Invitamos al lector a seguir la explicación antes de pasar a la sección de la energía oscura,

con el deseo de que esta sección lo haga sentirse cómodo cuando se vuelva a topar con una

ecuación o un libro de física.

Describiremos cómo se expresan la gravedad y la fuerza centrífuga por medio de

ecuaciones. En general los científicos ya sabemos que queremos obtener, por eso

empleamos igualdades y despejamos elementos, para encontrar correlaciones. En este caso

la correlación entre la masa que atrae al cuerpo en órbita y su distancia y velocidad.

La fuerza de gravedad depende de la cantidad de materia que posea el cuerpo atractor:

puede ser la masa de la tierra que atrae a la luna, la del sol que atrae a los planetas o la

materia oscura que además de la bariónica mantiene unida a toda una galaxia.

Los objetos pesan más entre más materia tenga el objeto atractor. El peso de un objeto es

la fuerza de atracción y depende su masa. Así, si en la tierra pesamos 60 kg, en la Luna

pesaríamos 10, en la superficie del Sol 24 toneladas y en un hoyo negro tanto que nuestros

átomos se colapsarían para formar neutrones y pesaríamos lo mismo que toda la

humanidad. Nótese que la cantidad de materia del objeto atraído no cambia, lo que cambia

es la fuerza de atracción.

La fuerza de gravedad también depende del cuerpo que siente la fuerza, en el caso de la

tierra, un elefante experimenta mayor atracción que nosotros, y nuestros cuerpos más que

un colibrí. En ciencia lo anterior se frasea como: la fuerza de gravedad depende de la masa

del cuerpo atractor , M, multiplicado por la masa del cuerpo atraído, m. El símbolo para

denotar que depende de, o es proporcional a, es: . Es decir que a mayor masa mayor

atracción. Esto se escribiría de manera parcial como: Fg M m. Parcial porque falta más.

Pero esta ecuación nos dice que Fg la fuerza de gravedad es mayor entre mayor sea la masa

de cuerpo atractor y mayor sea la del cuerpo que siente la fuerza. Al igual que en la tierra

un elefante pesa más en el sol que un colibrí.

La otra característica fundamental de la fuerza de gravedad es que disminuye con la

distancia. Podemos estar tranquilos de que no seremos devorados por un hoyo negro, ya

que estando tan alejados no corremos ningún peligro inminente en caer sobre ninguno. Así

la fuerza de gravedad es proporcional a:

Fg M m / d2.

En la expresión anterior d la distancia que separa a los cuerpos. Si d es grande Fg será

pequeña. Casi no sentimos la fuerza de gravedad de otras estrellas, domina la del sol porque

está mucho más cerca. A esta ecuación le falta una constante, es decir un número más para

garantizar que de ambos lados las unidades sean de fuerza, se estila escribir como G. Pero

la hemos eliminado para simplificar la ecuación. Una constante siempre vale lo mismo,

independientemente del valor en este caso de las emes o las des. (Siempre es posible idear

un sistema de unidades donde la constante G sea igual a uno.)

En el caso que nos atañe ya tenemos una expresión para saber cual es la atracción

gravitacional de la materia oscura. Sabemos que depende de su masa, de la masa del cuerpo

que la siente y de que tan distantes están los cuerpos, el que la produce y el que la siente.

Pasemos a la fuerza de giro, la que mantiene en órbita al astro visible que se traslada en

torno a la materia oscura y nos indica su presencia aunque no la veamos. Es la fuerza

centrífuga.

Imaginemos que vamos en un coche y damos un curva. ¿De qué dependerá la sensación de

movimiento que sentimos? En primer lugar entre mayor sea la velocidad será mayor la

sensación. Lo mismo sucede con lo cerrado de la curva. Una curva abierta casi no se

percibe, en cambio una cuerva cerrada nos hace sentir que nos salimos del asiento. Es decir

que la fuerza centrífuga va a depender de la velocidad del objeto que gira y de la distancia a

la que se encuentre del objeto atractor: Fc v2 / d . Aquí Fc significa fuerza centrífuga, v2

la velocidad al cuadrado que siente el objeto que gira, y disminuye con la distancia d . Esta

fuerza también depende de la masa del objeto que gira. No es igual hacer que gire una bolsa

con algunas monedas, que un botellón de agua. Lo segundo es mucho más difícil. Así:

Fc m v2 / d . (Aquí también falta una constante que eliminamos para clarificar.)

Para que la luna permanezca en su órbita o la tierra en la suya, la fuerza que nos saca, la

centrífuga, tiene que ser igual a la que nos atrae, la que nos jala; la de gravedad igual a la

centrífuga:

Fg Fc .

En lugar de escribir las fuerza se puede poner su equivalente:

M m / d2 m v2 / d ,

Al eliminar las m equivale a:

M / d2 v2 / d,

y al eliminar una de las d‘s :

M / d v2 .

Estamos en busca de la materia oscura. Lo que nos interesa es encontrar cuanto vale M, así

que la despejamos:

M v2 d .

(Recordemos que falta una constante para que el lado derecho de la ecuación tenga

unidades de masa y que no la hemos puesto justo para poner en evidencia lo esencial.)

¿Qué nos dice la última ecuación? Nos dice que si quieremos calcular la masa de un cuerpo

celeste, basta con medir la velocidad de uno de los objetos que gravita en torno suyo y

elevarla al cuadrado y multiplicar el resultado por la distancia que los separa.

Esperamos que sienta la emoción de este descubrimiento, con conocer la velocidad de la

tierra en torno al sol, 30 km/seg y la distancia 150 000 000 km, podemos conocer la masa

del sol. Ahora si incluyendo la constante nos da 2x1033 gramos.

Así, si queremos conocer la masa de la tierra basta con calcular la distancia a la luna,

medir su velocidad, elevarla al cuadrado y multiplicarla por la distancia y tendré la cantidad

de materia de la tierra. Para la masa del sol se puede utilizar cualquiera de sus planetas. Y

para un hoyo negro o cualquier otro objeto invisible basta con medir la velocidad de giro de

un objeto circundante, calcular la distancia al centro de la órbita, hacer las multiplicaciones

correspondientes y se tendrá la masa del cuerpo atractor. Utilizando esta expresión se puede

estimar la masa de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias. Así, se puede estimar la

cantidad de materia oscura. Gracias a este método se sabe que es cinco veces más cuantiosa

que la materia visible.

En conclusión, la materia común puede producir luz, como una estrella, o absorberla,

como lo hace una nube de polvo interestelar. La materia oscura es insensible a cualquier

tipo de radiación. No la vemos, pero sabemos que está allí.

Para los puristas

Como mencionamos antes se desconoce que partículas constituyen la materia oscura. Sin

embargo los neutrinos por dar un ejemplo, que tienen velocidades cercanas a las de la luz,

no podrían ser parte fundamental puesto que no son capaces de cohesionarse para formar

las grandes estructuras. Así se habla de tres tipos de materia oscura. La caliente, que

incluye neutrinos, la fría cuya componente fundamental son partículas que permiten la

formación de grandes estructuras, mencionaremos que en investigación se analizan tres

clases de materia oscura: las caliente, tibia y fría. El tipo de materia depende de su

velocidad. Por ejemplo los neutrinos que van a una velocidad cercana a la de la luz

formarían parte de la materia oscura caliente. Tanto la materia caliente como la tibia

requieren de partículas exóticas: axiones, fotinos, etc para explicar cuestiones tan delicadas

como la formación de las galaxias ya que partículas veloces tenderían a borrar las grandes

estructuras cósmicas en lugar de ayudar a formarlas.

La energía oscura y la inflación

Como mencionamos antes vivimos en un universo en expansión. Se ha observado que los

cúmulos de galaxias se alejan unos de otros a una velocidad que va en aumento. Para

producir aceleración, es decir cambio de velocidad, en este caso aumentarla, se requiere de

una fuente de energía. En el caso del universo se desconoce cual es, pero debe ser de

alredor de el 72% de toda la energía que existe en el cosmos.

El descubrimiento de la materia y la energía oscuras son dos ejemplo de cómo unas

ciencias se nutren de las demás. Hemos mencionado cómo la astronomía moderna es en

parte la física aplicada al universo. Pues la detección de la materia y la energía oscuras son

problemas que la astrofísica le plantea a la física. Queremos saber que son, de dónde

provienen, cómo se generan, cómo están distribuidas, si pueden tener aplicaciones

prácticas, etc.

Antes de pasar a la etapa de la inflación del universo debemos recordar que la velocidad

de la luz es finita, 300 000 km/seg es decir le toma tiempo a la radiación recorrer el espacio

entre dos sitios, e intercambiar información.

La inflación se refiere a un periodo que aconteció después del inicio de la expansión del

universo pero antes, mucho antes, menos de un segundo, de su inició. La inflación ayuda a

explicar varias observaciones:

1- Que las galaxias de un sitio remoto sean similares a las de cualquier otro sitio

igualmente remoto.

2- Que la radiación fósil esté a la misma temperatura en todas las direcciones del

cielo.

3- Que el universo sea homogéneo.

4- Que vivamos en un universo plano.

En general sitios donde las condiciones físicas son iguales evolucionan de manera similar.

La manera de homogeneizar esos sitios es compartiendo información. Esta se propaga a la

velocidad de la luz, que es finita. Así los sitios donde el diámetro es menor que el tiempo

que le tarda a la luz recorrerlo pueden compartir las mismas condiciones físicas y ser

homogéneos, de lo contrario sería muy improbable.

Si medimos la velocidad de recesión de las galaxias muy remotas que están a la misma

distancia de nosotros y que son muy parecidas, resulta que suponiendo que la velocidad de

alejamiento ha sido constante, la materia que las forma nunca hubiese estado en contacto.

Si hubo un periodo de inflación, se puede explicar la similitud, es decir que hubo un

periodo remoto donde la velocidad de expansión fue muy superior a la observada y las

condiciones físicas se homogeneizaron.

La radiación fósil nos proporciona información sobre el universo cuando tenía

380 000 años de iniciada la expansión, es el sitio más remoto en el tiempo que podemos

observar, fue anterior a la formación de las estrellas. Resulta que tiene casi la misma

planckiana en todas direcciones, correspondiente a la misma temperatura. A la velocidad

actual de expansión, esa región de la bóveda celeste que está a la misma distancia de

nosotros, a 13 700 millones años luz, no tendría porque tener las mismas condiciones

físicas cuando se formó, a menos que estuviera más junta.

Vivimos en un universo plano. Para entenderlo basta pensar en una pelota inflable, entre

más aire tenga aumentará su radio y disminuirá su curvatura. Desde el punto de vista de un

conejo del desierto, la tierra es plana, porque su curvatura le resulta imperceptible.

Lo mismo sucede con el universo, su radio es tan inmenso que su curvatura es plana,

totalmente plana.

Como vimos en la sección de gravedad, ésta es una fuerza central, lo explica la esfericidad

de objetos celestes como los planetas y las estrellas. Son cuerpos donde los radios son lo

suficientemente pequeños como para que la masa que contienen atraiga a toda hacia centro.

Si aumenta el radio, la curvatura disminuye, hasta llegar a una curvatura cero o menor ¿Qué

tan esférico debería ser nuestro universo? Dependería de la densidad de materia. Resulta

que es plano, la densidad de materia no alcanza para que sea curvo.

Figura. Dado que el universo está en proceso de expansión acelerada es probable que se

expanda por siempre y cada vez está más diluido. (Nicholas M. Short)

Dado que vivimos sobre un espacio curvo, la tierra, podemos analizar lo que sucede en

nuestro planeta. Vamos a suponer que le queremos dar la vuelta al mundo por uno de sus

paralelos (las líneas paralelas al ecuador). Si realizamos el viaje por un paralelo que esté a

un metro de uno de los ejes polares, le daremos la vuelta al mundo recorriendo una

distancia de 6.3 metros. En cambio por un paralelo que pase por la ciudad de Mazatlán sería

de 36 732 km. Por cierto, el recorrido sobre la línea del ecuador sería de 40 075 km.

Los terrenos sembrados de pasto, cercanos al hoyo en el juego de golf tienen curvaturas,

planas, positivas y negativas. La pelota recorrerá estos tres tipo de superficies dándole

emoción al juego.

Ahora sí, vayamos a la inflación. En las primeras etapas de formación del universo, tenía

un radio tan pequeño que la información podía pasar de un lado a otro, pues su radio era

menor que el tiempo necesario para recorrerlo con un rayo de luz. Esto implicó que toda la

materia estuvo en contacto y sus características fueron homogéneas.

El término inflación se emplea para un periodo del universo muy temprano cuando la

expansión fue mucho más acelerada de la que se aprecia hoy en día. En fracciones

pequeñísimas de segundo (a los 10-35 segundos), ocurrió el periodo de inflación, donde las

distancias aumentaron por un factor de 1030 (un uno seguido de 30 ceros). Después de este

periodo de inflación la velocidad disminuyó y ahora el cosmos se acelera, pero nada

comparado con el periodo de inflación.

La consecuencia observable de esta época de inflación es que la temperatura de la

radiación fósil es igual en cualquier dirección de la bóveda celeste. Lo mismo ocurre con la

energía oscura, es homogénea, es decir la expansión es igual en sitios opuestos de la bóveda

celeste. Además la materia común tienen las mismas propiedades en todas direcciones de la

bóveda celeste. Comparte las mismas características de la naturaleza que hemos descubierto

en la tierra.

Por cierto, la cantidad de materia oscura encontrada, que proviene entre otras fuentes de

las observaciones de lentes gravitacionales en cúmulos de galaxias, parece indicar que

también es homogénea. Y de manera contundente el análisis de la radiación fósil nos indica

que la cantidad materia oscura y su distribución es la misma en todas direcciones.

En otras palabras, si la velocidad de expansión del universo hubiese sido siempre igual a

la presente, el universo no tendría porque ser homogéneo. No se podría explicar por qué la

radiación fósil es casi idéntica en todas direcciones, ni tampoco el motivo por el cual los

cúmulos de galaxias también son muy parecidos, si la materia que les dio origen nunca

compartió información.

Cuando el universo estaba recién formado, la densidad de la materia era mucho más

elevada que cualquiera que podamos generar en nuestros laboratorios. Conforme el

universo se expandió la densidad disminuyó, y lo seguirá haciendo mientras nuestro

universo continúe en expansión.

Las múltiples dimensiones cósmicas

Como señalamos Einstein propuso que los rayos de luz, formados de fotones, siguen la

trayectoria del espacio tiempo. Esto se debe a que los astros modifican su entorno y esta

alteración es mayor entre más grande sea su masa.

Si observamos una superficie plana, sobre una mesa sabemos que tiene dos dimensiones,

pero si la enrollamos como un popote y la observamos a gran distancia veríamos una línea,

diríamos que tiene una sola dimensión, pues la otra estaría plegada sobre si misma.. De

manera análoga el cosmos puede tener varias dimensiones más, que las tres espaciales y la

temporal, no percibimos las demás dimensiones porque están plegadas sobre sí mismas.

Cabe notar que no es sencillo hacer un esquema de las 11 dimensiones que algunos

pensadores sugieren que existen. Si cuando queremos hacer un planisferio del mundo

redondo no es posible; imaginemos la distorsión si tratásemos de “aplanar” 11 dimensiones

para hacer un esquema. En otras palabras, nuestro objeto de estudio, el Universo, es tan

extenso que todas nuestras herramientas nos quedan cortas.

Figura. El multiverso. (Smithsonian magazine)

En el inicio de la expansión de nuestro universo todas las dimensiones estaban plegadas

sobre si mismas. Conforme evolucionó se manifestaron tan sólo las tres dimensiones

espaciales y la temporal, que son las que percibimos; esto no significa que no pueda haber

otras dimensiones que no detectamos en nuestro universo.

Como ejemplo de las dimensiones múltiples comentaremos sobre un modelo de universo

de cinco dimensiones. Los astrofísicos Steinhardt y Turok propusieron que el multiverso

está formado por dos universos. La idea es que cada sección de universo tiene cuatro

dimensiones, tres espaciales y una temporal, y están conectados por medio de una quinta

dimensión. Estos universos se acercan y se alejan entre si. Cuando nuestro universo se

acerca al otro se expande, debido a la atracción gravitacional del vecino y cuando se aleja

se colapsa debido a su propia gravedad. Así los autores sugieren que no sólo el universo en

que vivimos oscila sino que existirá por siempre, repitiendo ciclos de expansión y

contracción.

Evolución química y el helio primordial

En esta sección analizaremos como se puede utilizar el helio para determinar la evolución

química del universo.

Como vimos en la sección de procesos de alta energía, muy poco después del inicio de la

expansión del universo la temperatura disminuyó a tal grado que ya no fue posible generar

reacciones termonucleares para formar elementos con más de tres protones en el núcleo; así

que sólo se formaron los elementos más livianos: hidrógeno, helio y trazas de litio. Estos

elementos tienen 1, 2, 3, 4, 6 y 7 protones y neutrones en el núcleo, si se toman en cuenta

sus isótopos; por ejemplo el hidrógeno puede tener además de su protón uno o dos

neutrones y el helio además de sus dos protones uno o dos neutrones. (Para todo fin

práctico la cantidad de litio fue insignificante respecto del hidrógeno y del helio, así que no

la consideraremos en lo que sigue.)

A partir del hidrógeno y del helio se formaron las nubes que dieron origen a las primeras

estrellas 300 millones de años después del inicio de la expansión. Las nubes y estrellas

empezaron a formar galaxias hace más de 13 000 millones de años. Al helio con que se

formaron los primeros astros se le conoce como el helio primordial. Los demás elementos

de la tabla periódica se formaron a partir del hidrógeno y el helio primordiales durante la

evolución de las estrellas.

Si se mide la cantidad de helio que existe en sitios de poca formación estelar que todavía no han sido contaminados por la evolución de las estrellas, se puede determinar la cantidad de helio que se formó durante el inició de la expansión cósmica. La cantidad de helio primordial depende de la densidad bariónica (protones y neutrones) del universo temprano, porque el helio está formado por dos protones y uno o dos neutrones. También depende de las leyes de la física que imperaban durante el inicio de la expansión. Las partículas presentes durante la nucleosíntesis primordial fueron: fotones, electrones,

positrones, protones, antiprotones, neutrones, antineutrinos, neutrinos y antineutrinos.

Cuando se formaron los bariones el número de protones y de neutrones fue el mismo. El

número de bariones, ha sido constante desde el primer minuto posterior a la gran explosión.

Conforme aumentó el tiempo los neutrones libres decayeron (en un protón, un electrón y un

antineutrino). Los que se incorporaron al helio se mantuvieron como tales. Reiterando, el

número de bariones sigue siendo igual, lo que ha cambiado es la proporción de protones y

neutrones.

Las reacciones nucleares más importantes para establecer las abundancias relativas de

hidrógeno, deuterio, helio tres y helio cuatro fueron las reacciones que transmutan

neutrones en protones y protones en neutrones y el decaimiento de los neutrones que como

mencionamos produce un protón, un electrón y un neutrino.

La cantidad de helio producido depende de la densidad del universo (la cantidad de

bariones). Si la densidad es alta, la cantidad de helio que se produce es mayor. Porque las

reacciones que producen helio disponen de más neutrones para incorporarlos al helio.

Puesto que todos los bariones que existen hoy en día son los mismos que se crearon

durante los primeros cuatro minutos de la expansión cósmica, la cantidad de helio

primordial nos indica cual fue la cantidad de bariones que existen en el universo.

El universo se formó con el 25% de helio y el 75% de hidrógeno por unidad de masa.

Estas fracciones primordiales indican que la densidad de bariones en el universo es de 5%

de la densidad que se requiere para tener un universo plano. Si la fracción de helio fuese

mayor, implicaría que la densidad bariónica del universo hubiese sido mayor. La densidad

bariónica determinada a partir del helio primordial está de acuerdo con la densidad

bariónica obtenida a partir de la radiación fósil. Nuevamente, un ejemplo más de cómo la

ciencia se construye utilizando varios métodos para encontrar el mismo resultado y así

probar su validez.

Cabe notar que la cantidad de helio predicha a partir de la radiación de fondo, supone que

es válida la relatividad general propuesta por Albert Einstein, así como que la constante

gravitacional no ha variado con el tiempo. Existen modelos que consideran que la

relatividad general no aplica en situaciones como la que imperaban en el universo temprano

y que la constante gravitacional en realidad es variable. Si la expansión del universo fuese

más rápida que la prevista por la relatividad general se produciría una mayor cantidad de

helio primordial y si fuese más lenta un valor menor. Por cierto, la abundancia de helio

depende también de familias de neutrinos que existieron en esa época.

Recuadro

La nucleosíntesis primordial es el nombre que se le da a las reacciones termonucleares que ocurrieron durante los primeros cuatro minutos a partir del inicio de la expansión del universo en que vivimos; es decir hace 13 800 años. Las abundancias resultantes fueron, en unidades de masa de 75% de hidrógeno y 25% de helio. A estas abundancias se les conoce como primordiales. (Fin del recuadro)

Ahora explicaremos cómo se determina el helio primordial.

El helio que existen en regiones cercanas al sol proviene de dos fuentes, el que se produjo

durante los primeros cuatro minutos a partir del inicio de la expansión del universo y el

producido por las estrellas durante su evolución. Cuando las estrellas de masa solar y

mayores dejan la secuencia principal arrojan al espacio parte del nuevo material que

formaron, incluido el helio. Resulta que en las galaxias pequeñas e irregulares hay menor

cantidad de helio que en la vecindad solar, quiere decir que en esas galaxias hubo escasa

formación estelar capaz de enriquecer el medio interestelar con helio producto de

reacciones termonucleares en el interior de las estrellas. Un sitio donde hay mayor cantidad

de helio indica que hubo varias generaciones de estrellas que lo enriquecieron con nuevos

elementos.

Ahora pasemos a la abundancia química de otro elemento, la del oxígeno. Durante el

inicio de la expansión cósmica no se produjo oxígeno; lo produjeron las estrellas. Así que al

medir oxígeno en el medio interestelar, se llega a la conclusión que si su abundancia es

mayor que el de la vecindad solar sabemos que hubo más enriquecimiento por estrellas. Si

hay un sitio donde no hay oxígeno, nos estará indicando que es prístino, allí no hay restos

de previas formaciones estelares.

Existen galaxias enanas irregulares con una cantidad ínfima de oxígeno, es decir que la

formación estelar ha sido muy reducida en ese sitio. Nos dice que el helio que está allí vino

de la gran explosión, ya que no hubo formación estelar previa como indica la muy baja

abundancia de oxígeno.

En las galaxias espirales hay más oxígeno en las regiones centrales que en las orillas, la

abundancia decae a lo largo del radio de la galaxia. Este resultado es una clara indicación

que la formación estelar ha sido más poderosa en las regiones centrales y escasa en las

orillas. Podemos medir la cantidad de oxígeno a lo largo de una galaxia espiral. Esto no

sólo nos dirá cual ha sido la tasa de formación estelar a distintas distancias del centro, sino

que sabremos que al llegar a una abundancia ínfima de oxígeno, la abundancia de helio será

casi prístina. Extrapolando este valor hasta donde hubiese cero cantidad de oxígeno se

encuentra cual es la cantidad de helio con la cual se formó la galaxia en cuestión, es decir el

helio primordial.

Se ha observado con gran precisión un conjunto de galaxias en distintas regiones del

universo y a partir de ellas se ha determinado la abundancia primordial de helio, resultando

que es la misma en todas direcciones.

Figura. Es interesante constatar que la abundancia química de los elementos de la corteza

terrestre y de nuestro cuerpo difiere de la del universo, donde predominan el hidrógeno y

el helio. (Pinterest)

La formación de los elementos químicos de la tabla periódica

Si quieres saber de donde vienen los átomos de tu cuerpo y el de tus amores, sigue leyendo.

En esta sección mencionaremos los procesos que generan los nuevos elementos químicos.

Los procesos son:

1- Gran explosión

2- Reacciones termonucleares del hidrógeno

3- Reacciones termonucleares del helio

4- Reacciones termonucleares en estrellas gigantes azules

5- Reacciones termonucleares en estrellas que serán supernovas de tipo Ia

6- Fractura de núcleos pesados por rayos cósmicos y producción de elementos más

ligeros

7- Supernovas de tipo Ia

8- Captura de lenta de neutrones durante las vidas de las gigantes rojas

9- Captura de rápida de neutrones durante explosiones supernova de tipo II,

producción de elementos pesados cercanos al hierro y de mayor masa.

Cuando se inició la expansión del universo, hace trece mil setecientos millones de años el

cosmos estaba formado por protones, neutrones, electrones y neutrinos, y sus respectivas

antipartículas. Poco después sólo había dos tipos de átomos: el hidrógeno y el helio; estos

se formaron durante los primeros cuatro minutos contados a partir del inicio de la

expansión, ya que se dieron las condiciones de temperatura y densidad para que se

produjeran las reacciones nucleares del ciclo protón-protón. Después de los cuatro primeros

minutos, ya no hubo reacciones termonucleares debido a la disminución de la temperatura y

la densidad. El universo continuó su expansión, con una composición por masa de 75% de

hidrógeno y 25% de helio.

Cientos de millones de años después las estrellas nacieron a partir de la contracción de las

nubes de gas que contenían exclusivamente esos elementos. Ello significa que las primeras

generaciones estelares tan sólo contenían hidrógeno y helio, y que durante su evolución

crearon los demás elementos. Cabe notar que las primeras galaxias se formaron a partir de

la aglomeración de nubes que contenían la primera generación de estrellas. Cuando las

estrellas murieron arrojaron materia al espacio, parte de ella enriquecida con los elementos

químicos nuevos que ellas mismas sintetizaron, como el oxígeno y el carbono. (La

formación de nuevos elementos en los núcleos estelares se discutió en la sección de

evolución estelar.) Es decir que los procesos 2, 3, 4 y 5 ya fueron discutidos. Pasaremos a

los nuevos.

Los rayos cósmicos son átomos ionizados que viajan por el cosmos a grandes velocidades.

Lo más común es que protones impacten a partículas de medio interestelar como el carbono

y el oxígeno, los fracturen y produzcan átomos de berilio, boro y litio; elementos

relativamente ligeros.

Para comprender la formación de los elementos más masivos de la tabla periódica nos referiremos a un proceso llamado captura de neutrones. Si un átomo captura neutrones, por colisión con estas partículas, los integra a su núcleo. Algunos neutrones decaen en un protón que permanece en el núcleo y en un electrón, un neutrino y un

fotón, estos tres últimos escapan del núcleo. (Recordemos que la carga eléctrica sumada de un protón y un electrón es cero.) Fuera de un átomo el neutrón sólo vive unos 875 segundos. Cuando el número de protones en un núcleo atómico crece, se convierte en un elemento químico nuevo, por tener un número mayor de protones. Algunos de los neutrones que capturan los núcleos permanecen allí, formando isótopos del nuevo elemento. Así, el uranio tiene 92 protones en el núcleo pero su masa puede ser 235 o 238. Esto se debe a que ambos núcleos tienen el mismo número de protones, que le dan la característica de ser el elemento número 92 de la tabla periódica, y además tienen 143 o 146 neutrones que le dan la cualidad de ser isótopos distintos del mismo elemento, el uranio. Por cierto, el nombre uranio que le puso su descubridor Martin Klaproth, es en honor del planeta Urano, que se encontró poco antes. Las estrellas gigantes rojas que darán origen a las nebulosas planetarias, tienen masas menores a ocho masas solares. Están formadas por hidrógeno y helio primordiales y todos los elementos producidos por las generaciones anteriores de estrellas. Estos han ido enriqueciendo el medio interestelar donde se forman las nuevas generaciones. Las estrellas gigantes rojas, de menos de 8 masas solares, producen mediante reacciones nucleares sólo helio, carbono y nitrógeno. Un subproducto de estas reacciones son neutrones, que como vimos antes sólo viven unos 15 minutos. Los átomos pesados que existen dentro de las gigantes rojas provenientes de generaciones estelares previas, participan en la síntesis de nuevos elementos químicos de la tabla periódica mediante la captura lenta de neutrones; se producen por ejemplo estroncio, kriptón, zirconio y plomo. Las supernovas son fundamentales para producir los elementos más pesados que el nitrógeno. Hay de dos tipos, las supernovas de tipo Ia y las de tipo II. En las de tipo Ia sucede lo siguiente:

1- Una estrella enana blanca con masa similar a la del sol captura materia de una compañera.

2- Cuando la masa de la enana llega a 1.4 masas solares se colapsa, ya que las fuerzas electromagnéticas que la mantenían expandida no pueden contrarrestar la fuerza gravitacional. Se convierte en una estrella de neutrones, cuando toda la materia de la antigua estrella cae hacia el núcleo. Como parte del colapso se producen elementos como el hierro, el níquel y el cobalto. Después del colapso viene una explosión, que expulsa las capas externas a una velocidad de 3 000 km/seg enriquecida con nuevos elementos.

Figura. Elementos formados por distintos procesos a lo largo de la evolución del universo: La gran explosión, las supernovas (azul) las estrellas gigantes, las estrellas similares al sol y la captura de rayos cósmicos. A continuación se abordará la creación de los elementos químicos cuya masa es mayor que la del hierro. Será una explicación esquemática referida a las estrellas de más de ocho masas solares durante las explosiones de supernova. En las supernovas de tipo II ocurre lo que sigue:

1- Las reacciones termonucleares en los núcleos de las estrellas gigantes de más de ocho masas solares producen los elementos químicos con masa menor a la del hierro, además de generar energía. Son elementos como el neón, el azufre y el cloro.

2- Cuando estas estrellas inician las reacciones termonucleares que producen

elementos más pesados que el hierro, en lugar de generar energía, requieren de energía. Se debe a que la masa sumada de los elementos que se fusionan para generar el elemento más pesado es menor que la masa del elemento resultante. Por lo tanto se necesita energía para generar la masa faltante.

(E= mc2 .)

3- Cuando se forman elementos más pesados que el hierro se resta energía a las regiones centrales de la estrella y su temperatura disminuye súbitamente. En consecuencia, la presión, que es la que soporta el peso de las capas externas, baja y se produce un colapso gravitacional ¡en alrededor de un segundo!

4- El colapso libera 1052 ergs de energía.

5- El material del núcleo se comprime a unos cuantos km y alcanza una densidad

tan alta que los átomos se fragmentan en sus constituyentes: protones,

neutrones y electrones. Debido a la alta densidad del interior de la estrella los protones y electrones también se trasforman en neutrones. El resultado es que el la región central de la estrella está compuesta por puros neutrones.

6- Algunos neutrones se incorporan al núcleo de la estrella y otros salen

expulsados y son atrapados por los elementos cercanos al hierro, formando los elementos mas pesados que éste. Este proceso se llama captura rápida de neutrones. La captura debe ser rápida ya que los neutrones libres decaen en protones, electrones y neutrinos, en unos 875 segundos.

7- Parte del hierro producido se expulsa junto con las capas exteriores al núcleo.

Estas contienen los elementos producidos previamente por la estrella.

8- Este material expulsado durante la explosión, que como vimos contiene los elementos creados durante la evolución y explosión de la estrella avanza por el medio interestelar y se mezcla con él.

9- La velocidad con la cual es expulsado el material es de 10 000 km/seg ¡un

trigésimo de la velocidad de la luz!

10- Todo el uranio que existe en la Tierra se formó por el proceso de captura rápida de neutrones. El uranio no sólo sirve como combustible nuclear sino para determinar la edad de la tierra y de los meteoritos. Por lo tanto, es útil para los geofísicos y los astrónomos.

11- La parte luminosa de la energía liberada durante el colapso del núcleo de

supernova tarda como un año en salir. En el inicio es tan brillante como toda la luz generada por la galaxia de Andrómeda y rápidamente decae; transcurridos algunos meses su brillo es cien veces menor a la luminosidad de una galaxia típica.

12- El núcleo de la antigua estrella gigante que era de varios miles de kilómetros

de radio, se comprime a un radio de una decena de kilómetros, más menos del longitud de la línea verde del metro de la ciudad de México; es la que va de sur a norte del Distrito Federal.

13- La supernova consiste en un hoyo negro o una estrella de neutrones y una

envolvente expulsa durante la explosión. Esta envolvente que expulsó la supernova se disipa en decenas de miles de años mezclándose con el medio interestelar.

Todo lo anterior es una sobre simplificación. Existen elementos como el rubidio 85 y 87 que se originaron por la mezcla de procesos: de combustión de helio y captura de neutrones de manera lenta y rápida.

Figura. La nucleosístesis a lo largo de la vida del universo, desde la gran explosión hasta la creación de elementos más pesados con la intervención humana. La evolución química en acción

En la discusión que sigue, se mencionará cual fue la abundancia química de los elementos

de la tabla periódica en una galaxia que empieza a formar estrellas, la que tuvo el Sol

cuando se formó y la composición química actual de medio interestelar en nuestra galaxia

donde se están formando las estrellas nuevas dentro de nubes de gas y polvo. La

composición química de las nubes de formación estelar es el resultado del constante

enriquecimiento por átomos generados en las estrellas y que estas arrojan al medio

interestelar al final de su evolución. El motivo de este análisis será para apreciar la

evolución química del universo en acción.

Figura. Abundancia química de los elementos del universo en su conjunto comparados con

los de la Tierra. Recordemos que está perdió la mayor parte de sus elementos volátiles por

su cercanía al sol durante su formación. (University of Oregon)

Consideraremos cuatro procesos de formación de elementos:

a- Los primeros cuatro minutos que transcurrieron después de iniciada la

expansión del universo. Le llamaremos la nucleosísntesis primordial. b- Las estrellas que nacieron con masas menores a ocho masas solares y

que producen nebulosas planetarias: estrellas de masa baja.

c- Las estrellas, que nacieron con masas mayores a ocho masas solares y

que producen supernovas de tipo II: estrellas de masa alta.

d- Supernovas de tipo Ia. Se trata de sistemas binarios donde una estrella

transfiere masa a la otra. Llega un momento en que la estrella receptora

estalla como supernova de tipo Ia y genera una fracción de los átomos de

hierro y elementos cercanos a él, en la tabla periódica.

A continuación pasaremos a la discusión sobre el origen de los elementos emblemáticos

del universo.

La composición química de una galaxia donde la formación estelar ha sido casi nula

contiene principalmente:

1- Átomos de hidrógeno y de helio que se formaron durante la nucleosíntesis

primordial.

La composición química de la nube de gas y polvo dentro de la que se formó el Sol hace 4

500 millones de años, contenía:

1- Átomos de hidrógeno; el 100% se formaron durante la nucleosíntesis primordial.

2- Átomos de helio. El 92% de los átomos de helio se formaron durante la

nucleosíntesis primordial, el 4% tuvo su origen en las estrellas de masa baja y el 4%

restante en estrellas masivas.

3- El resto de los elementos. El 18% proviene de la evolución de estrellas de masa baja

y el 82% de estrellas masivas.

4- Una fracción de los átomos de hierro y elementos cercanos a él se forma a partir de

supernovas de tipo Ia.

Y finalmente la composición química del medio interestelar actual, cercano al sol:

1- Átomos de hidrógeno; el 100% se formaron durante la nucleosíntesis primordial.

2- Átomos de helio. El 87% se formaron durante la nucleosíntesis primordial, el 6.5%

tuvo su origen en estrellas de masa baja y el 6.5% en estrellas masivas.

3- El resto de los elementos. El 20% proviene de estrellas de masa baja y el 80% de

estrellas masivas.

4- Nuevamente, una fracción de los elementos cercanos al hierro se forma a partir de

supernovas de tipo Ia.

Es decir, que todos los protones se formaron durante la nucleosíntesis primordial. La

mayoría de los átomos de helio también se formó en esos cuatro minutos y una fracción

menor por estrellas de masa baja y alta. Todo los elementos como el carbono y aquellos

más pesados se formaron a partir de las estrellas de masa baja, alta y las supernovas de tipo

Ia.

Los astrónomos a veces utilizan las abundancias por número - es decir cuantos - y veces por

masa. La descripción anterior se basó en el número de átomos. Si nos quisiéramos referir a

la proporción de elementos químicos por unidad de masa para el medio interestelar de la

vecindad solar actual, sería: 70% de hidrógeno, 28% de helio y 2% del resto de los

elementos.

Figura. Abundancias químicas de los elementos del universo. Se trata de una escala

logarítmica. (Physics Stack Exchange)

Vale la pena mencionar que se puede estudiar la variación de la composición química de las

galaxias conforme transcurre el tiempo. La manera en que los elementos más pesados que

el hidrógeno que expulsan las estrellas se mezcla con el medio interestelar. Tanto las

observaciones como los modelos se utilizan en este estudio. A este campo de la astrofísica

moderna se le llama el de la evolución química de las galaxias.

La energía del universo

En esta sección discutiremos de donde salió la energía que creó al universo.

Mencionaremos que es tan abundante que no sólo dio origen al cosmos sino podría haber

formado otros universos en el de pasado, el presente e incluso el futuro. Así mismo

mencionaremos porqué pueden existir universos paralelos tan distintos. No tenemos

información completa para saber si nuestras hipótesis son correctas; la ciencia que hace

referencia a la energía del universo está inacabada y su divulgación no necesariamente es

correcta, sólo es un esbozo sumamente burdo.

Figura. En el vacío continuamente se generan pares de materia y de antimateria.

La pregunta obligada es saber de donde salió la energía que dio origen al universo. Es

necesario explicar de donde vinieron la energía para convertirse en materia tanto visible

como oscura y la energía oscura que es necesaria para explicar la aceleración del universo.

La respuesta surge de que el universo está compuesto de energía positiva y negativa. La

energía positiva es materia ( E =mc2 ) y la negativa es el potencial gravitacional. Estas dos

energías positiva y negativa se cancelan más o menos bien. Así para formar otros universos

se requiere de relativamente poca energía. Y en consecuencia nuestro universo no tiene

porqué ser único.

Ahora surge otra pregunta fundamental ¿porqué es nuestro universo como es y no de otra

manera? Pues de casualidad; puede haber otros universos distintos al nuestro. Por ejemplo,

otros universos con las mismas leyes de la física pero con distintos valores para las

constantes que intervienen en ellas, como la velocidad de la luz y la de gravitación. O de

plano, otros universos con distintas leyes de la física.

Figura. Efecto Casimir; se muestra cómo dos espejos se mueven dentro de una cámara al

vacío, debido a la energía que contiene. (Wikipedia)

Para imaginarnos la situación basta con inflar un globo sin amarrarlo, y después soltarlo. Su

trayectoria será impredecible. Esta es la física de este siglo, la de lo impredecible, la física

del caos. Una pequeña variación en el grueso del látex del globo, la temperatura del aire

dentro y fuera del globo, un pequeño cambio de presión hacen que la trayectoria del globo

sea impredecible.

La física del caos es la de la diversidad. Es la que hace que haya tal diversidad biológica y

la que garantiza que seamos únicos, capaces de crear ideas que a nadie se les hayan

ocurrido antes. Así que las leyes que controlan a nuestro universo fueron aleatorias,

pequeñas diferencias en el cambio de fase del vacío hubiesen creado universos

completamente distintos.

El surgimiento de otros universos se conoce como los universos paralelos (chicos, grandes,

jóvenes, viejos, etc.). Al conjunto de universos se le llama multiverso.

La existencia de la energía del vacío y de su condición caótica refuerza la idea de que no

somos nada especial. Galileo descubrió que la Tierra no está en el centro del sistema solar,

astrónomos posteriores descubrieron que el Sol es uno de cien mil millones que giran en

torno al centro de nuestra galaxia. Más tarde nos dimos cuenta que nuestra galaxia forma

parte de grupo local, una subsección del cúmulo de Virgo. Ahora sabemos que nuestro

universo no tiene porque ser único.

Así como los descubrimientos de Galileo nos llevaron a pensar que no hay un sitio

privilegiado en el espacio- principio cosmológico - la idea de un multiverso en el que no

existiese un lugar ni un tiempo privilegiados nos llevaría a pensar que este multiverso

cumpliría con el principio cosmológico perfecto.

El estado estacionario

Se han buscado explicaciones sobre el universo observable que cumplan con el principio

cosmológico prefecto. En 1948 Bondi, Gold y Hoyle propusieron el modelo de la creación

continua de materia; modelo que cumple con el principio cosmológico perfecto.

Antes de comentar el estado estacionario señalaremos que el ámbito de la ciencia es el

estudio de la naturaleza y el de la religión es el del espíritu. Son distintos. Dada la gran

cantidad de personas religiosas, vale la pena resaltar, que a raíz de la revisión del juicio de

Galileo, el Vaticano declaró que respeta a los científicos y éstos a su vez señalaron que

respetan las creencias religiosas de las personas. Existen científicos creyentes, agnósticos y

ateos.

Como mencionamos desde un principio el modelo estándar de la gran explosión no es el

único que pretende explicar el origen y la evolución del universo. Desde que se originó

tuvo detractores. El motivo es que el Vaticano expresó su beneplácito; los ministros de la

curia consideraron que el evento mismo era algo así como dios ordenando hágase la luz; la

prueba de que él creó el universo. La ciencia no acude a ninguna deidad para explicarse la

naturaleza. Probablemente este fue uno de los ingredientes que ha llevado a los científicos a

proponer nuevas ideas, entre otras la teoría del estado estacionario.

La teoría del estado estacionario argumenta que el universo siempre ha sido igual.

Cualquier observador en cualquier sitio y en cualquier tiempo siempre observará lo mismo.

Nosotros no somos nada especial, el universo se mostraría igual para otros seres vivientes,

en otros mundos.

Dado que la expansión del universo se ha medido, el modelo del estado estacionario

propone que continuamente surge materia del vacío; a una taza tal que garantiza la

constancia de la densidad espacial y temporal. La cantidad de materia necesaria es tan

pequeña que no la podríamos detectar aun con nuestros instrumentos más poderosos. Es

suficiente con que se produzca de la nada un átomo de hidrógeno en cada centímetro cúbico

cada diez mil billones de años.

Lo atractivo de la teoría de la creación continua de materia, además de ser consistente con

la expansión del universo es que cumple con el principio cosmológico perfecto. Implica no

sólo que el universo es homogéneo en el espacio sino también en el tiempo, ya que su

duración es infinita; es decir que es igual en cualquier momento. En esta teoría las partes

del cosmos evolucionan pero el universo en su conjunto no. Cabe recordar que en el

modelo estándar de la gran explosión el universo en su conjunto evoluciona, que es lo que

se observa.

Lo que es más difícil de argumentar en el modelo del estado estacionario es la proporción

de elementos químicos y la radiación de fondo. La teoría del estado estacionario no puede

explicar porque las galaxias inician su existencia con un 25% de helio y un 75% de

hidrógeno por masa. Tampoco tiene un argumento para explicar porqué nos llega radiación

fósil, a la misma temperatura de distintas regiones de la bóveda celeste.

En la época en que se discutía cual de los dos modelos era válido el del estado

estacionario o el de la gran explosión – entre 1948 y 1965 - no se había descubierto la

radiación fósil. Los que estaban a favor del estado estacionario argumentaban que el

universo siempre había sido frío, como ahora, en cambio los partidarios de la gran

explosión proponían que en el pasado había sido caliente y que se enfrió debido a la

expansión. Así cuando se descubrió la radiación fósil, que implica un pasado con un

universo caliente, el estado estacionario perdió adeptos.

El universo antrópico

A lo largo de la historia siempre ha estado presente la idea de que el universo existe gracias

a los humanos que podemos estudiarlo, que el universo es como es, porque nos pertenece

para que no sólo podamos vivir, sino para descubrir sus misterios. Su nombre es el universo

antrópico. Los científicos que lo proponen argumentan, con toda razón, que cualquier

modificación en sus condiciones físicas, por más insignificante que fuera no hubiese

propiciado que existiese la vida en la Tierra, que hubiese evolucionado hasta llegar a una

sociedad capaz de estudiar al universo en su conjunto.

Por ejemplo, esta idea que pone en el centro de acción a la humanidad, argumenta que si

durante el inicio de la expansión del universo hubiese habido simetría en el sentido de que

toda la antimateria se hubiese aniquilado con la materia, no habría átomos y por

consiguiente objetos. Otro ejemplo, tiene que ver con la velocidad de expansión del

universo; si fuese mucho más alta no habría habido posibilidad de que la materia formara

estrellas y por consiguiente no existirían elementos químicos como el carbono y el oxígeno,

consecuencia de la evolución estelar, necesarios para formar nuestro organismo. Así como

estos dos ejemplos hay muchos más.

Los astrónomos que favorecen el universo antrópico, incluso argumentan que nuestra

época es ideal para escudriñar al cosmos, ya que de continuar su expansión, llegará el

momento en que sólo podremos conocer los objetos más cercanos a nosotros. Más tarde

nuestro universo estará tan expandido que su luz no nos llegará y solo podremos conocer

las estrellas de la inmensa galaxia elíptica en la que habitaremos. Quienes apoyan el

universo antrópico argumentan que las leyes de la física están perfectamente sintonizadas

para que existamos. Es más, se argumenta que el universo es tal, que vivimos en una era

tecnológica que nos permite estudiarlo y no sólo especular sobre su naturaleza.

A raíz de las ideas sobre el multiverso, el universo antrópico ha perdido importancia. Ya

que la posible diversidad de universos existentes podría dar pie a que hubiese una multitud

de universos deshabitados. Además algunos podrían albergar otras formas de seres

inteligentes que pudiesen estudiar sus respectivos universos al margen de que nosotros

podamos o no estudiar el nuestro.

Si existiera un número infinito de universos, existen todas las posibilidades imaginables.

Todas las posibles leyes de la física, dimensiones, partículas, interacciones, velocidad de

expansión, tiempos, etc.

El futuro del cosmos

¡Y cuando despertó el universo todavía estaba allí!

Nos gusta tener certidumbres, predecir el futuro. En astronomía esto es posible porque

como toda ciencia, está formada por un conjunto amplio de conocimientos que permite

predecir el futuro, bajo ciertas hipótesis cuya validez siempre estará a prueba.

¿Cuál será el futuro: de la Tierra, del Sol de la Galaxia y del universo?

Se trabaja intensamente en estos cuatro campos. Una de las conclusiones particulares se

refiere al calentamiento de la atmósfera terrestre y sus consecuencias. La ciencia ha

concluido que existe la posibilidad que el futuro de la humanidad y de la atmósfera

terrestre, dependan más de la contaminación producida por el hombre que del

calentamiento gradual del Sol debido a su evolución.

Recuadro (el último)

Un ejemplo común es saber que los aviones vuelan porque el viento sopla a mayor

velocidad sobre sus alas que debajo de ellas, ya que están curvas en la parte superior,

haciendo que el viento recorra una distancia mayor. Para comprobarlo puede sostener con

el índice, el extremo corto de una tira de papel de unos 4 cm de ancho por 15 de largo. El

papel debe estar colocado entre la parte inferior de los labios y el índice, de tal manera que

caiga frente al mentón, como si fuera una lengua que sale debajo de la boca. Si el lector

sopla, notará que la hoja se eleva. Se debe a que el aire se mueve más rápido encima de la

hoja y produce un vacío que la atrae. Este mismo efecto logra que los aviones puedan volar.

(Fin del recuadro)

Figura. Movimiento del aire en torno del ala de un avión. El aire debe recorrer una

distancia mayor en la parte superior que en la inferior. (Yashim Dauji)

Predicciones astronómicas son saber que el sol y la gran mayoría de las estrellas, no se

apagarán mañana. Los astrónomos han calculado las edades de las estrellas y sus resultados

muestran que están distribuidas entre un millón y miles de millones de años. Así también se

ha calculado que dentro de tres mil millones de años la galaxia de Andrómeda se unirá con

nuestra galaxia y se convertirán en una gigantesca galaxia elíptica. Incluso se sabe que de

continuar la expansión cuando el universo tenga una edad mil veces mayor a la que tiene

ahora cesará la formación estelar. Ya no habrá gas disponible para el nacimiento de nuevas

estrellas y el cosmos se oscurecerá.

En el caso de predecir el futuro del universo a muy largo plazo existen varios escenarios

posibles. Uno es que el universo se expandirá por siempre, otro que se contraerá y podría

ser oscilante.

Imaginemos el escenario de un universo que siempre estará en expansión, llegará un

momento en que no veremos más que el contenido de nuestra galaxia, el resto del universo

se habrá separado tanto, que la luz de los objetos no podrá surcar las inmensas distancias

intergalácticas. Cabe señalar que se ignora cual será el futuro de la energía que mantiene en

expansión acelerada al universo que vemos ahora, la energía oscura. Mucho después de

que se hayan apagado todas las estrellas hay quienes argumentan que los protones no

vivirán por siempre y estos se desintegrarán. Conforme se sucedan los trillones de años los

hoyos negros se evaporarán. Nuestro universo será inmenso, cada vez más frío poblado de

ondas de radio de muy poca energía.

El segundo escenario sugiere que el universo podría no expandirse por siempre; si la

expansión acelerada que observamos cambia y se convierte en contracción. El universo se

compactaría y podría haber un rebote y tendríamos un universo oscilante: un universo al

que se suceden episodios de contracción y dilatación, algunos con o sin periodos de

inflación.

Por supuesto que podrían existir otros universos paralelos, a los que no tenemos acceso,

que algunos tal vez oscilarían, formarían estrellas, incluso albergarían alguna otra forma de

existencia. Estos podrían generarse en tiempos y espacios distintos a los del universo

observable.

El multiverso

El inició de la expansión de la gran explosión del universo donde habitamos marca el

momento a partir del cual tenemos información para conocer lo que sucedió, es decir a

partir de ese instante tenemos información sobre el cosmos. La posibilidad de acceso al

conocimiento de tiempos previos todavía no es concluyente.

Por fortuna lo que si tenemos son las herramientas físicas para tratar de saber que pudo

haber existido antes de ese instante.

En la actualidad se piensa que pudo haber multitud de eventos antes de la gran explosión y

que nuestro universo no es el único que existe. Hay teorías que predicen un mínimo de dos

universos y otras un número infinito. Cada uno con su espacio tiempo propios. Cada

universo se formó con su gran explosión respectiva; a sus integrantes se les conoce como

universos paralelos, porque por el momento no tenemos acceso a ellos.

Para comprenderlo debemos remitirnos al vació de donde pudiesen haber surgido esta

multitud de universos paralelos. Recordemos que el vacío contiene energía. Puede estar

desordenada, pero es mucha y está fluctuando. De vez en cuando estas fluctuaciones son lo

suficientemente importantes como para liberar energía y dar origen a un nuevo universo.

Una manera de darnos cuenta del paso del tiempo es el aumento del desorden. Nuestro

cuerpo es ordenado, para lograrlo desordena todo lo que lo rodea. Por ejemplo para poder

leer este libro tuvimos que comer, vestirnos, sentarnos sobre un sillón, encender la luz,

todos esos procesos aumentaron el desorden de nuestro entorno. Cuando una fluctuación

del vacío genera un universo paralelo su expansión podría dar pie a que aumente el

desorden, es decir que exista el tiempo como lo conocemos.

El Dr. Linde es uno de los principales proponentes del multiverso; retoma las ideas del

estado estacionario proponiendo que antes de nuestro universo, surgido de la gran

explosión, pudo haber otros, habrá otros más adelante y existen otros que cohabitan con el

nuestro. Nuestro universo es uno y multiverso es el conjunto de los universos del pasado,

presente y futuro que aparecerán, se expandirán o se contraerán. Se especula que cada

universo del multiverso tendrá propiedades distintas: condiciones iniciales, constantes,

leyes de la física y número de dimensiones. Podríamos hablar de un modelo de creación

continua de universos sin principio ni fin.

Figura. El multiverso. (Science)