CPIA / Tema VIII / Unidad VIII_III

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Cosmología
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 1 de 30. © Enrique Díez Alonso
Universo en expansión
Paradoja de Olbers
Pensemos un momento; si nuestro Universo fuera infinito y en él las estrellas
se distribuyeran uniformemente, en cualquier dirección de la bóveda celeste
en la que miráramos se interpondría un astro luminoso, y por lo tanto el cielo
habría de ser muy brillante, y no oscuro. Esta es la llamada Paradoja de
Olbers, un problema planteado hace cientos de años.
Un modo de resolver la paradoja es el siguiente; nuestro Universo puede ser o
no infinito (¡en todo caso es extremadamente grande!), pero si fuera finito en
el tiempo entonces habría determinados astros situados lo suficientemente
lejos cuya luz aun no habría podido alcanzarnos, y por eso el cielo es negro...
Por lo tanto nuestro Universo podría ser finito en el tiempo.
Universo en expansión
Ya vimos que fue Hubble quien determinó que las nebulosas espirales eran
otras islas independientes de la Vía Láctea. Para ello estimó distancias a
distintas galaxias estudiando variables cefeidas situadas en su interior.
También vimos que ya se sabía que las líneas de los espectros de la mayoría
de las nebulosas espirales se observaban con longitud de onda mayor que la
que cabría esperar si la nebulosa espiral (la galaxia) estuviera en reposo con
respecto nosotros (corrimiento al rojo, z). Esto implica que está aumentando
la distancia entre la gran mayoría de las galaxias y nosotros. Cuanto mayor
sea ese desplazamiento (el valor de z), a mayor velocidad nos separamos.
(Si fuera lo contrario, que las líneas aparecieran desplazadas hacia menores
longitudes de onda, hacia la zona azul del espectro, se deduciría un
acercamiento).
Pues bien, Hubble además de determinar distancias a las galaxias, también se
dedicó a medir el valor del corrimiento al rojo que presentaban, y se encontró
con que cuanto más lejos se situara una galaxia, mayor era el valor de
su corrimiento al rojo z (y su velocidad de alejamiento). Este hecho es lo que
se llama la Ley de Hubble.
Si en lugar del corrimiento al rojo hacemos referencia a la velocidad de
alejamiento, la relación se puede expresar matemáticamente del siguiente
modo (relación velocidad - distancia):
v = H0 x d
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Donde v es la velocidad de alejamiento de la galaxia, d la distancia a la que
está, y H0 la famosa Constante de Hubble.
Si determináramos con exactitud la constante de Hubble, H0, sabríamos la
distancia a la que se encuentra una galaxia sólo con medir su velocidad de
alejamiento (deducida del corrimiento al rojo, z). Este método de
determinación de distancias es mucho más sencillo que la búsqueda de
cefeidas u otros métodos, pero implica determinar con exactitud la Constante
de Hubble.
Para quien sea de interés, el valor de z se calcula del siguiente modo:
z = (Lobservada - L0) / L0
Siendo L0 el valor de la longitud de onda cuando la fuente emisora está en
reposo.
Pues bien, sabiendo z, se puede deducir la velocidad de alejamiento de una
galaxia, v, mediante la expresión:
v = c * ((z+1)2-1)/((z+1)2+1)
donde c es la velocidad de la luz.
Bien, casi todas las galaxias parecen alejarse de la Vía Láctea... ¿Ocupa
entonces la Vía Láctea un lugar privilegiado en el Universo? Hubble señaló que
esto no tiene porqué ser así. Si el Universo en conjunto estuviera en
expansión el efecto que veríamos sería justo este, estuviéramos en la galaxia
que estuviéramos. Todas las galaxias parecerían alejarse de nosotros, tanto
más rápido cuanto más lejos se encontraran.
Entonces, el corrimiento al rojo que observamos en las galaxias sería debido a
la expansión del Universo, sería el denominado corrimiento al rojo
cosmológico.
Un símil que puede ayudarnos consiste en imaginar las galaxias como si fueran
pasas incrustadas en el interior de un pan que se está haciendo en el horno. Si
estuviéramos situados en una pasa del pan (vale cualquiera, desde todas
veríamos lo mismo), observaríamos cómo al hincharse la masa esta arrastraría
a todas las demás pasas haciendo que su distancia fuera cada vez mayor.
Además, cuanto más lejos esté una pasa más rápido se aleja, pues hay más
masa de por medio hinchándose. Por supuesto, en esta analogía las pasas
serían las galaxias y la masa que se hincha y arrastra a las pasas (las galaxias)
sería el espacio en expansión.
Otra analogía útil podría ser imaginarnos a las galaxias como situadas sobre un
globo que se esté hinchando (podéis ver una animación en Recursos de la
Unidad VIII.III). Al hincharse (expansión del Universo), la separación entre
todas las galaxias aumenta, tanto más rápido cuanto más alejadas estén.
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¿Por qué entonces la galaxia de Andrómeda y la Vía Láctea están
acercándose? pues porque es en los enormes espacios entre cúmulos de
galaxias donde tiene lugar la expansión, ya que dentro de los cúmulos el
efecto de la gravedad congela localmente la expansión. Dentro de los cúmulos
de galaxias sí tienen relevancia los movimientos particulares de cada galaxia y
pueden observarse galaxias acercándose entre si.
Relatividad General y Big Bang
La Relatividad General es la teoría que describe matemáticamente la
dinámica de un Universo en expansión. De hecho, anteriormente a las
observaciones realizadas por Hubble, Einstein había aplicado las ecuaciones
de la Relatividad General al Universo (suponiendo que fuera homogéneo e
isótropo, hipótesis que constituyen el llamado Principio Cosmológico), ¡y
encontró unas soluciones que predecían un Universo en expansión o en
contracción!. Pero entonces aun no existían evidencias de la expansión del
Universo y se pensaba que este era estático. Entonces Einstein introdujo la
llamada Constante Cosmológica como algo que contrarestaría la atracción
causada por la gravedad, conciliando sus soluciones con un Universo
estático, que era cómo él pensaba que había de ser (posteriormente
Friedman, Robertson y Walker encontrarían soluciones generales para un
Universo regido por el Principio Cosmológico).
Esquema de la expansión del Universo, desde el Big Bang hasta nuestros días.
Y de hecho, la relación que Hubble encontró experimentalmente, v = H0 x d,
es una aproximación a la relación más compleja que se deriva
teóricamente de la Relatividad General.
Al quedar claro que el Universo no era estático Einstein eliminó la constante
cosmológica de sus ecuaciones. Pero más adelante veremos cómo esta ha
vuelto a la escena de la física en la época actual.
Bien, parece que las galaxias se alejan entre si debido a la expansión. Es
lógico pensar que echando la película hacia atrás encontraríamos a las
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galaxias cada vez más próximas cuanto más joven fuera el Universo, y más, y
más... hasta que llegáramos a un instante en el que nuestro Universo tuvo que
estar infinitamente caliente y denso formando una especie de átomo
primigenio que desencadenó todo lo que conocemos. Esta teoría recibe el
nombre de Teoría del Big Bang (Gran Explosión) y es la más aceptada por los
modelos que manejan los cosmólogos hoy en día.
En los siguiente puntos describiremos el camino que (pensamos) ha recorrido
nuestro Universo para llegar a su estado actual partiendo de ese átomo
primordial.
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Una teoría del todo
Estamos en un curso de Astronomía, y parece que cuando pensamos en
nuestro Universo sólo tenemos en mente estrellas, galaxias, cúmulos de
galaxias... pero estas están formadas por átomos (que a su vez son una mezcla
de partículas elementales), radiación... ¿A dónde queremos llegar? pues a
que la descripción de nuestro Universo no ha de limitarse a explicar
las estructuras macroscópicas, sino que también ha de integrar el mundo
microscópico, y cómo este se combina para dar lugar al mundo macroscópico.
Para que esta descripción de la historia del Universo (la cosmología,
vamos...) integre lo microscópico y lo macroscópico, ha de explicar
satisfactoriamente las distintas interacciones fundamentales que observamos
en el Universo. Dicho de otro modo: lo mismo ha de explicar porqué la Tierra
gira alrededor del Sol que la razón por la que se mantienen estables los
núcleos atómicos.
Vamos a repasar entonces cuáles son
fundamentales presentes en la naturaleza:
las
fuerzas
o
interacciones
•
La fuerza más intensa, pero también la de menor alcance, es la fuerza
nuclear fuerte. Es atractiva y actúa uniendo a unas partículas
fundamentales llamadas quarks para formar partículas más complejas,
como protones, neutrones (por ejemplo) y los propios núcleos atómicos.
Los físicos entienden esta interacción como si los quarks estuvieran
intercambiándose unas partículas llamadas gluones (glue significa
pegamento, en inglés), y este intercambio fuera lo que los mantiene
unidos.
•
La segunda fuerza más intensa es la electromagnética. Actúa a grandes
distancias y hace que partículas que posean carga se atraigan o repelan. Si
la interacción fuerte se explicaba como un intercambio de gluones, la
electromagnética se explica como un intercambio de fotones. Por poner un
ejemplo, es la responsable de que los átomos se unan para formar
moléculas.
•
La tercera fuerza en intensidad es la nuclear débil. Es la responsable del
decaimiento de las partículas (un ejemplo es la radiactividad). Su alcance
es aun menor que el de la interacción fuerte y también se explica como un
intercambio de otras partículas, los bosones.
•
La cuarta y última fuerza es la gravedad. Es una fuerza atractiva que actúa
entre cuerpos con masa. A pesar de ser extremadamente más débil que las
otras tres se torna la más importante a escala macroscópica.
La gravedad es responsable de que los planetas giren alrededor de las
estrellas o de que las galaxias se atraigan entre si. La Relatividad
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General la describe como una perturbación sobre el espacio tiempo causada
por los cuerpos que tienen masa, pero sólo describe sus efectos, no explica
qué los produce... Según el modelo estándar (el que explica el resto de
fuerzas como un intercambio de partículas), la gravedad se basa en el
intercambio de gravitones, que aun no han sido detectados...
Hoy en día sabemos que a una temperatura de 1015 grados (la que tendría el
Universo cuando su edad era 10-12 s, es decir, 0'000000000001 s), la fuerza
electromagnética y la nuclear débil se funden en una sola (llamada
electrodébil). Visto al revés: la fuerza electrodébil presenta dos caras, la
electromagnética y la nuclear débil, a temperaturas inferiores que 1015
grados.
Bien, a temperaturas aun mayores (del orden de 1027 grados, alcanzadas
cuando el Universo tenía tan sólo 10-35 s de vida), las teorías actuales
(llamadas de Gran Unificación o GUT), predicen que la fuerza electrodébil
estaría unificada con la nuclear fuerte.
¿Vemos ya a dónde queremos llegar?, ¿no cabría esperar que justo en el
instante inicial del Universo las cuatro fuerzas estuvieran unidas en una sola
interacción que se hubiera roto posteriormente? Pues en la búsqueda de una
teoría (teoría unificada) que aúne todas las fuerzas en una sóla se
dirigen gran parte de los esfuerzos de la física y la cosmología modernas. Las
mayores dificultades se encuentran en unificar la gravedad con las otras tres;
sería algo así como encontrar una teoría que unifique el mundo macroscópico
con el microscópico, que explique el movimiento de los cúmulos de galaxias y
el mundo subatómico como distintas facetas de una sola cosa.
En nuestro planeta, ¿dónde podemos cotejar experimentalmente las
predicciones que los modelos cosmológicos arrojan para los primeros instantes
del Universo? Bien, esto se hace en los aceleradores de partículas, acelerando
partículas elementales hasta que alcancen energías como las que tendrían en
los primeros instantes del Universo, cuando era supercaliente. Haciendo
chocar estas partículas aceleradas y estudiando esos choques, podemos
hacernos una idea de cómo era nuestro Universo y comprobar las teorías
cosmológicas.
Ahora bien, las energías que se alcanzan en los aceleradores son muy
inferiores a las energías que tenían las partículas en los instantes iniciales del
Universo, de manera que nuestro conocimiento de esos primeros instantes es
totalmente teórico y ha de tomarse con las debidas reservas.
En nuestra época actual una teoría muy popular (y controvertida) que se
atreve
a
explicar
el
mismísimo
Big
Bang
y
arroja
otros
resultados sorprendentes es la denominada Teoría M, evolución de las
llamadas teorías de cuerdas. Estas explicaban la materia como diminutas
cuerdas vibrantes en un espacio de diez dimensiones, de manera que
originarían una partícula u otra según su estado de vibración. Pues bien, la
Teoría M soluciona las dificultades que presentan las teorías de cuerdas
añadiendo una dimensión más, de manera que nosotros sólo podemos apreciar
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las tres dimensiones espaciales y una temporal, pero existe un conjunto de
dimensiones a las que somos ajenos ya que sólo se manifiestan a escalas
extremadamente pequeñas (incluso fuera de las posibilidades experimentales
actuales).
Pero aun va más lejos; sugiere que todo el contenido del Universo forma
parte de un ente denominado membrana. Ahora bien, pueden existir
otras membranas de distintos tipos, cada una de las cuales correspondería a
un Universo paralelo fuera de nuestro alcance. Las partículas portadores de la
gravedad, los gravitones, podrían moverse libremente entre ellas, mientras
que las partículas portadoras de las otras tres fuerzas no. Eso explicaría la
aparente debilidad de la gravedad en comparación con las otras fuerzas
fundamentales.
El conjunto de todos esos Universos paralelos se conoce como
Multiverso. Además podría ocurrir que las membranas colisionaran entre si. ¿Y
qué podría resultar de una de esas colisiones?, pues ni más ni menos que un
Big Bang.
Ahora, dicho lo anterior, especulado todo lo especulable y sabiendo las
limitaciones de nuestro conocimiento, es momento de recorrer las principales
etapas o épocas por las que ha pasado nuestro Universo de acuerdo con los
modelos cosmológicos actuales, desde su instante inicial hasta nuestros días.
En total son doce, y se distinguen en base en la situación temporal
de diferentes eventos notables que marcaron la historia del Universo.
Las nueve primeras etapas comprenden la primera era o era de la radiación,
mientras que las tres restantes comprenden la segunda era o era de la
materia.
En su primera era (de la radiación), nuestro Universo fue una especie de sopa
de partículas y radiación caracterizada por una temperatura y densidad
altísimas (aunque decrecientes con su expansión). Los cosmólogos se
apoyan en la teoría cuántica (útil a escala microscópica) para describir estas
etapas en las que reinaron condiciones de altas densidades y temperaturas.
Las
etapas
que
comprenden
la
segunda
era
(de
la
materia) están caracterizadas por un enfriamiento y disminución de la
densidad. La herramienta que los cosmólogos usan para describir esta segunda
era es la Relatividad General (aplicable a escalas macroscópicas).
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Cronología del Universo
Edad 0 segundos: Gran Explosión
La historia del Universo arranca con esta etapa, en la que situamos la Gran
Explosión. En este instante podríamos imaginar nuestro Universo como una
singularidad, en la que no son aplicables las leyes de la física. Por supuesto,
de nuestro conocimiento actual del Universo no podemos deducir cómo era
antes de ese instante.
Entre 0 y 10-43 segundos de edad: Época de Planck
Según la mecánica cuántica 10-43 segundos es la unidad de tiempo más
pequeña que puede medirse. Por lo tanto marca el límite temporal en el que
podemos indagar sobre nuestro Universo.
En esta etapa, llamada Tiempo de Planck, posiblemente la gravedad se
separara del resto de fuerzas, que justo en el instante inicial podrían haber
estado unificadas. El Universo sería un plasma denso de fotones junto con
partículas y antipartículas elementales.
Edad 10-35 segundos: Fin de la Gran Unificación
La expansión cosmológica de ese átomo primigenio hizo que la temperatura
descendiera por debajo de 1027 grados y ocurriera el llamado fin de la Gran
Unificación, es decir, la separación entre la fuerza fuerte y la unión de
la electromagnética y la nuclear débil, que aun permanecerían juntas como la
fuerza electrodébil.
A partir de los 10-35 segundos de edad nuestro Universo estaría regido por tres
interacciones: la gravitatoria, la nuclear fuerte y la electrodébil.
Además los modelos predicen un ligero exceso de la materia sobre la
antimateria, lo que explica porqué nuestro Universo actual está formado por
materia ordinaria (volveremos sobre esto en breve).
Edad entre 10-34 s y 10-32 s: Etapa inflaccionaria
En esta etapa hubo una transición de fase y un recalentamiento que
provocaron que la distancia entre objetos estacionarios aumentara en un
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factor de 1026, de ahí que reciba el nombre de etapa inflaccionaria. Este
fenómeno habría homogeneizado la totalidad del Universo.
Edad 10-12 s: Fin de la Unificación Electrodébil
A esta edad el Universo tendría una temperatura de unos 1015 grados, a la que
se separan las interacciones electromagnética y débil (a mayor temperatura,
recordémoslo, estaban fundidas en una sola fuerza llamada electrodébil). Por
lo tanto esta etapa marca el fin de la unificación electrodébil; las cuatro
fuerzas fundamentales ya estarían separadas como las conocemos hoy en día.
Edad 10-4 s: Formación de Protones y Neutrones
Hasta que nuestro Universo tuvo una diezmilésima de segundo de edad, los
fotones (radiación) eran tan energéticos que daban lugar a partículas y
antipartículas pesadas. Esto finalizó a los 10-4 segundos de edad, ya que al
enfriarse el Universo por debajo de 1012 grados los fotones dejaron de ser lo
suficientemente energéticos como para originar partículas tan pesadas.
Entonces los protones (núcleos de Hidrógeno) y los neutrones se
aniquilaron con sus correspondientes antipartículas (antiprotones y
antineutrones), sobreviviendo sólo el ligero exceso de materia (protones y
neutrones) antes mencionado. Por eso nuestro Universo está formado por
materia, y no por antimateria.
Entre 1 y 3 segundos de edad: Formación de electrones
El Universo sigue enfriándose y su temperatura ronda los 1010 grados, de
manera que la radiación va siendo menos energética. Pero siguen creándose
partículas y antipartículas menos masivas, como electrones y positrones, que
se aniquilaban inmediatamente. Como antes, sólo sobrevivió el pequeño
exceso de materia (electrones) sobre su antimateria (positrones).
En este momento la principal contribución a la energía del Universo tiene
lugar por parte de los fotones (no por parte de la materia), cuyo bombardeo
constante impide que las partículas formen estructuras más complejas. Esta
época es conocida como Era de la Radiación; la radiación dominaba sobre la
materia.
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Entre 100 segundos y 15 minutos de edad: Nucleosíntesis primordial
A esta edad la temperatura había descendido a 109 grados. Las partículas
tenían la energía suficiente para colisionar y fusionarse en elementos más
pesados, pero la radiación (los fotones) ya no era tan energética como para
destruir esos elementos que se formaban. Comienza entonces la
nucleosíntesis primordial (el término primordial diferencia los elementos
creados en esta etapa de los sintetizados en el interior de las
estrellas millones de años más tarde).
Algunas etapas de la vida del Universo. Longitudinalmente se indica la dimensión temporal,
mientras que su tamaño es la superficie del cilindro en cada instante. © Imagen NASA.
Nuestro Universo era una especie de reactor nuclear en el que se empezaron a
formar elementos ligeros, como núcleos de Deuterio (Hidrógeno pesado,
formado por un protón y un neutrón), núcleos de Tritio a partir de ese
Deuterio (el Tritio está formado por un protón y dos neutrones), núcleos de
3
Helio también a partir del Deuterio (dos protones y un neutrón forman 3Helio)
y núcleos de 4Helio (el 4Helio lo pueden formar el Tritio y el
3
Helio absorbiendo partículas adicionales).
También se pudieron formar elementos algo más pesados como Berilio, Litio o
Boro, pero no se sintetizaron elementos más pesados ya que habrían sido
inestables.
Por cierto, démonos cuenta de que sólo se formaban núcleos ya que las
continuas colisiones con los fotones impedían que los electrones se asociaran
a esos núcleos para formar átomos; si un electrón era capturado por un
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núcleo, inmediatamente un fotón colisionaba con él y lo arrancaba. Además
las continuas colisiones que experimentaba la radiación impedían que los
fotones viajaran libremente como lo hacen hoy en día. Los fotones eran
absorbidos y reemitidos continuamente, por eso aquel Universo era opaco a
los fotones, es decir, oscuro.
A los quince minutos de edad la temperatura disminuyó hasta los 108 grados.
Entonces las partículas ya no colisionaban con la suficiente energía para
fusionarse, comenzó a haber fuerzas de repulsión entre ellas y cesó la
nucleosíntesis primordial.
Recapitulando: el Universo era entonces una mezcolanza de fotones,
neutrinos, núcleos de elementos ligeros y electrones libres. Pues bien, en esta
nucleosíntesis primordial los elementos más abundantes fueron el Hidrógeno
(casi 75% de la masa total sintetizada), y Helio (25% de la masa sintetizada).
De hecho las abundancias de Helio primordial que observamos hoy en el
Universo concuerdan exitosamente con las predichas por el modelo, lo que
supone un gran espaldarazo a la teoría.
Edad 300.000 años
A esta edad el Universo se habría enfriado hasta 4.000 Kelvin. Entonces los
fotones ya no fueron lo suficientemente energéticos y permitieron que los
electrones se combinaran con los núcleos para formar átomos. Cesaron
las continuas absorciones y emisiones de fotones, el Universo se hizo
transparente a la radiación y esta pudo viajar libremente... ¡se hizo la luz!
Este balón de rugby es un mapa celeste del fondo de microondas realizado por COBE. Como
esta radiación se liberó cuando el Universo tenía unos 300.000 años de edad, podríamos verlo
como una imagen del Universo a la edad de 300.000 años.
Los diferentes colores se corresponden con mínimas variaciones (1 parte por 100.000) en la
temperatura del fondo de microondas (rojo indica más caliente). Estas anisotropías en la
temperatura pueden tener su origen en cómo estaba distribuida la materia al liberarse la
radiación. © Imagen NASA.
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Cabría esperar que el espectro de esta radiación liberada fuera como
el emitido por un cuerpo a una temperatura de 4.000 kelvin (bueno, en
realidad un cuerpo negro, pero no nos liemos más...). Hoy en día estos
fotones aun deberían surcar el Universo, pero el modelo predice que debido al
corrimiento al rojo cosmológico su espectro se debiera ajustar al emitido por
un cuerpo cuya temperatura fuera de 2'74 kelvin (y no 4.000, como lo fue
cuando se desacopló la radiación de la materia). Entonces de existir, tendría
que presentar un máximo en longitudes de onda correspondientes a las
microondas.
Pues bien, esta radiación de fondo de microondas predicha por la teoría fue
detectada experimentalmente por los físicos Penzias y Wilson en el año 1964,
y estudiada por el satélite COBE a principios de los noventa (posteriormente la
misión WMAP la estudiaría con mayor profundidad, arrojando resultados
espectaculares que veremos más adelante). Dicho fondo de microondas, resto
fósil de cuando nuestro Universo tenía una edad de 300.000 años, responde
perfectamente a lo predicho por la teoría, ajustándose al espectro emitido
por un cuerpo negro a una temperatura de 2'735 Kelvin. Impresionante, ¿no?
Edad 2 millones de años
La materia y la radiación se han desacoplado. Además la expansión del
Universo provoca un corrimiento al rojo de la radiación que hace que su
energía diminuya. Se invierten los papeles y comienza la era de la materia, en
la que la principal contribución a la energía del Universo proviene de la
materia. Empiezan a formarse grandes estructuras: estrellas, galaxias,
cúmulos de galaxias... La materia domina sobre la radiación.
El modo en el que empezaron a formarse estas estructuras presenta serios
problemas. Por ejemplo, la radiación que se desacopló a una edad de 300.000
años (fondo de microondas) es tremendamente homogénea miremos hacia
donde miremos. Esto indica que también la materia se distribuía muy
homogéneamente cuando se desacopló la radiación, lo que por otra parte es
normal ya que la propia radiación impediría que se formaran concentraciones
de materia.
Bien, ¿entonces cómo pudieron formarse las primeras macroestructuras a
partir de un Universo tan homogéneo? Necesariamente tuvo que haber ligeras
fluctuaciones en su densidad en épocas tempranas, algo así como grumos que
serían las semillas de las primeras estructuras.
Experimentalmente se han encontrado pequeñas inhomogeneidades (del orden
de 1/100.000) en la radiación de fondo de microondas que apuntan a que en
el Universo joven hubo fluctuaciones de densidad muy ligeras. Aun así habrían
sido tan pequeñas que no acaban con los problemas teóricos que plantean el
origen de las grandes estructuras.
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Se especula entonces con que en estas épocas tempranas pudo haber materia
oscura exótica no interactuante con la radiación y que por lo tanto sí pudiera
haberse concentrado. La materia ordinaria podría haberse agrupado en torno
a estos grumos de materia oscura, dando lugar a los gérmenes de las
macroestructuras. Se especula con dos tipos de materia oscura exótica:
•
Materia oscura caliente: se trataría de partículas relativistas (se llaman
relativistas las que viajan a velocidades próximas a la de la luz), siendo
los neutrinos los principales candidatos. De haber sido así, primero habrían
surgido grandes nubes (protocúmulos de galaxias) que posteriormente y
por fragmentación habrían originado las galaxias.
•
Materia oscura fría: se trataría de de partículas elementales masivas, no
relativistas y de naturaleza desconocida. En este otro marco primero
surgirían las nubes de gas, luego las estrellas, las protogalaxias, y por
último los cúmulos y supercúmulos de galaxias. Las observaciones parecen
indicar que las grandes estructuras surgieron de esta manera (de abajo a
arriba), más que del anterior (que sería de arriba a abajo), lo que
fortalece la hipótesis de la materia oscura fría.
Edad entre 400 y 800 millones de años
A esta época pertenecen las galaxias más jóvenes conocidas, observadas por
el Telescopio Espacial Hubble en el llamado Hubble Ultra Deep Field (Campo
Ultra Profundo del Hubble). La imagen corresponde a una región de la
constelación austral de Fornax, de un tamaño equivalente a la centésima de
la Luna Llena. En ella aparecen galaxias de hasta magnitud 30 para lo que
hubo que emplear un tiempo de exposición de once días.
Imagen de Campo Ultra Profundo del Telescopio Espacial Hubble. © Imagen NASA.
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Edad 9.000 millones de años: Formación del Sistema Solar
A esta edad el Universo estaría poblado por galaxias, con estrellas, planetas,
etc. Más o menos asistiríamos al nacimiento del Sol y del Sistema Solar.
Edad 13.700 millones de años: Actualidad
Y aquí estamos nosotros. Si comprimiéramos toda la historia del Universo en
un día, la aparición de los primeros homínidos sobre la Tierra y su posterior
desarrollo habría tenido lugar en los últimos 30 segundos.
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Distintos tipos de Universo
Mencionamos antes que las soluciones de Friedman - Robertson - Walker para
las ecuaciones de la Relatividad General aplicadas a todo el Universo lo
describen en estado dinámico. Las observaciones lo corroboran e indican que
se encuentra en expansión. Ahora bien, esta expansión no es independiente
de su contenido en materia y energía; hay tres posibilidades:
1. Que el contenido en materia y energía sea el justo para que la gravedad
equilibre la expansión, alcanzando un estado de estático. Sería un
Universo Plano.
2. Que el contenido en materia y energía sea tal que la gravedad pueda
contrarrestar la expansión, vencerla e iniciar una contracción, que
finalizaría en un Gran Colapso. Sería un Universo Cerrado.
3. Una tercera posibilidad es que el contenido en materia y energía sea
incapaz de detener la expansión, de manera que nuestro Universo se
expandiría para siempre. Sería un Universo Abierto.
Después del siguiente cuadro analizaremos cada una de las tres posibilidades.
Parámetros cosmológicos
En este cuadro exponemos algunos parámetros cosmológicos de interés.
Aparecen dos formulitas por las que no hemos de preocuparnos si nos causan
cierto repelús...
Denotaremos como r la densidad real del Universo y como rcrit la llamada
densidad crítica. Su cociente, r/rcrit, es el Parámetro de densidad, de manera
que:
•
•
•
Si r > rcrit (densidad real mayor que la crítica) el Universo será cerrado
(caso 1). Equivale a decir que el parámetro de densidad es >1.
Si r = rcrit el Universo será plano (caso 2). El parámetro de densidad = 1.
Si r < rcrit (densidad real menor que la crítica) el Universo será abierto
(caso 3). Parámetro de densidad < 1.
Para quien interese, la densidad crítica viene dada por la expresión:
rcrit=(3 x H)/(8 x Pi x G)
siendo H la constante de Hubble (que es una medida del ritmo de expansión
del Universo) y G la Constante universal de gravitación.
Denotaremos por q al parámetro de deceleración. Es una medida de cómo la
gravedad frena la expansión del Universo.
Llamaremos K a la curvatura del Universo; su valor es 1 para un Universo
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cerrado, 0 para un Universo plano y -1 para un Universo abierto.
Por último, R es el factor de escala o expansión. Se puede entender como una
medida de la separación entre los cúmulos de galaxias del Universo.
Estos parámetros se relacionan del siguiente modo:
(2 x q) - 1 = (r/rcrit) - 1 = (K x c2) / (H2 x R2)
Donde de nuevo H es la constante de Hubble y c2 indica el cuadrado de la
velocidad de la luz.
En la siguiente tabla tenéis los valores de los parámetros que tendría cada
tipo de Universo:
Parámetro de
densidad
Curvatura
Parámetro de
deceleración
Universo
Cerrado
Universo Plano
Universo
Abierto
r/rcrit > 1
r/rcrit = 1
r/rcrit < 1
K=1
K=0
K = -1
0 < q < 0'5
q = 0'5
q > 0'5
Universo Plano
En este caso el contenido de materia y energía del Universo sería justo
el necesario para que la gravedad equilibrase la expansión, de manera que
esta fuera frenándose hasta detenerse y alcanzar un Universo estacionario.
Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Plano. © Imagen EDA.
Las dos figuras anteriores esquematizan el comportamiento de un Universo
plano. A la izquierda se muestra como el ritmo de expansión habría sido
infinito justo en la Gran Explosión. Desde entonces el Universo se estaría
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expandiendo, pero cada vez más lentamente ya que el ritmo disminuye con la
edad del Universo. Al llegar al instante t el ritmo de expansión sería cero
y se alcanzaría un estado estacionario.
En la figura de la derecha se ve cómo el tamaño del Universo (Factor de
escala) va creciendo con el tiempo, pero cada vez más lentamente. Al llegar
al instante t el Universo se detendría, alcanzándose el tamaño máximo, que
sería estacionario.
Bien, otro detalle: el contenido en materia y energía del Universo deforma el
espacio tiempo; altera las propiedades geométricas del espacio. Veamos qué
quiere decir esto con un ejemplo.
En un Universo plano la suma de los tres ángulos de un triángulo que uniera cúmulos de
galaxias sería igual a 180º. © Imagen NASA.
A escala humana estamos acostumbrados a la geometría euclidiana. Esto
quiere decir que el mundo que nos rodea es plano, y que por ejemplo la suma
de los ángulos de un triángulo dará siempre un resultado de 180º. Pero como
decimos, este resultado que nos parece tan natural no tiene porqué darse a
grandes escalas.
Imaginemos un triángulo cosmológico cuyos vértices estuvieran en tres
cúmulos de galaxias distintos (podríamos trazarlo con rayos de luz, aunque
tendríamos el inconveniente de que transcurrirían decenas de millones de
años hasta que finalizara la obra...). Pues bien, la suma de los tres
ángulos podría ser menor, igual o mayor que 180º, dependiendo del contenido
de materia y energía del Universo.
En el caso de un Universo en el que la densidad fuera justo igual a la densidad
crítica, la geometría sería precisamente la euclidiana, por eso el
Universo sería plano (y la curvatura nula, K=0). En este caso, la suma de los
tres ángulos del triángulo cosmológico del ejemplo sí sería igual a 180º.
Si habitáramos un Universo plano que ya se hubiera detenido, las galaxias más
próximas presentarían un corrimiento al rojo z = 0, ya que la luz procedente
de ellas emitida tras la detención ya habría tenido tiempo de alcanzarnos. Por
el contrario, las galaxias más alejadas aun las veríamos como eran en un
pasado remoto, cuando el Universo aun no se hubiera detenido, por eso
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presentarían un corrimiento al rojo z > 0 (la luz que emitieron tras la
detención aun no habría tenido tiempo de alcanzarnos).
Universo Cerrado
En este caso la densidad del Universo sería superior a la densidad crítica.
Dicho de otro modo, el contenido en materia y energía sería capaz de frenar
la expansión, detenerla e iniciar una marcha atrás en la que todas las galaxias
se acercarían cada vez más rápido hasta llegar a un Gran Colapso.
Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Cerrado. © Imagen EDA.
De nuevo en las dos figuras superiores se representa el comportamiento del
Ritmo de expansión y del Factor de escala con el tiempo para un Universo
cerrado.
A la izquierda vemos cómo el ritmo de expansión tendría un valor infinito en
el instante inicial. En la primera mitad de la vida del Universo el ritmo de
expansión sería positivo pero cada vez menor, es decir, el Universo se
expandiría pero cada vez más lentamente. Al llegar al instante t la gravedad
habría contrarestado la expansión, y de ahí en adelante el ritmo se tornaría
negativo (contracción en lugar de expansión) y su valor sería cada vez mayor
(se contraería cada vez más rápido).
A la derecha vemos cómo el factor de escala (tamaño del Universo) crecería
cada vez más lentamente hasta alcanzar un tamaño máximo y detenerse en el
instante t, cuando la gravedad contrarresta la expansión e invierte los
términos. De ahí en adelante el tamaño disminuiría hasta llegar a un Gran
Colapso.
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La geometría de un Universo cerrado no es
euclídea. En este caso la suma de los ángulos de
un
triángulo
que uniera
cúmulos de
galaxias superaría los 180º (la curvatura sería
positiva, K = 1).
Geometría
de
un
cerrado. © Imagen NASA.
Podemos captarlo intuitivamente reduciendo
nuestra existencia de tres a dos dimensiones
espaciales e imaginando un Universo cerrado
como si fuera la superficie de una esfera, que
es curvada. De hecho la suma de los ángulos de
un triángulo pintado sobre una esfera es
Universo
superior a 180º.
Siguiendo con la analogía de la superficie de una esfera (pero sin olvidarnos
de que un Universo cerrado tendría tres dimensiones y no dos), es fácil ver
que un ingenio lo suficientemente rápido ¡podría cruzarlo por completo y
aparecer justo por detrás del punto de partida! También es fácil ver con esta
analogía que un Universo cerrado sería finito (la nave lo cruza por completo) e
ilimitado (¿o acaso se encontró con algún borde o frontera la nave?).
En un Universo así existiría el equivalente a unas antípodas, pero en tres
dimensiones. Justo cuando el Universo alcanzara su máximo tamaño nos
alcanzaría la luz proveniente de las antípodas, que además serían visibles en
puntos opuestos ya que su luz nos habría alcanzado tras atravesar regiones
distintas del Universo (sería como si a Europa nos llegara una información de
Australia que haya cruzado el continente Americano y otra, la misma en
definitiva, que haya cruzado Asia). Según avanzara la contracción
empezaríamos a ver en direcciones opuestas imágenes múltiples de objetos no
situados en las antípodas; en la imagen más próxima, que se correspondería
con el camino más corto, el objeto aparecería en un estado más
evolucionado, y en la imagen más lejana, que se correspondería con el camino
más largo, el objeto aparecería en un estado mucho más joven.
Por otra parte, en un Universo cerrado que ya hubiera comenzado la
contracción las galaxias más cercanas presentaría un corrimiento al rojo < 0
(acercamiento), mientras que las más alejadas aun presentarían un
corrimiento al rojo > 0. Esto sería así ya que la luz que nos llegaría en ese
momento de las más alejadas habría partido mucho tiempo atrás, cuando aun
no hubiera dado comienzo la contracción.
Universo Abierto
En este tercer caso el contenido en materia y energía del Universo sería
insuficiente para que la gravedad fuera capaz de detener la expansión.
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En las figuras podemos ver cómo el Ritmo de expansión sería infinito justo en
el instante de la Gran Explosión, y cómo de ahí en adelante disminuiría debido
a que la gravedad frena la expansión. En todo caso la gravedad nunca vence y
se alcanza un valor constante del ritmo de expansión (no se hace nulo, como
en el caso plano). Por otro lado el tamaño del Universo (Factor de escala),
crecerá infinitamente al ser el ritmo de expansión siempre mayor que cero.
Ritmo de expansión y Factor de escala para un Universo Abierto. © Imagen EDA.
¿Cómo sería la geometría de un Universo abierto?, pues en este caso si de
nuevo dibujáramos un triángulo cosmológico que uniera cúmulos de galaxias,
la suma de sus tres ángulos sería inferior a 180º (la curvatura es negativa, K =
-1).
Igual
que
antes
establecimos
un
paralelismo entre un
Universo cerrado y la
superficie de una
esfera, podemos
establecer otro entre
un Universo abierto
y la superficie de una
silla de montar o la
de
una
patatita
Geometría de un Universo abierto. © Imagen NASA.
pringles
(aunque
recordemos que esto es útil para imaginárnoslo intuitivamente ya que el
Universo cuenta con una dimensión espacial más). Si sobre estas superficies
pintamos un triángulo, la suma de sus tres ángulos es inferior a 180º.
Si nuestro Universo fuera abierto y ya hubiéramos alcanzado la época a partir
de la cual el ritmo de expansión es constante, veríamos cómo las galaxias
más cercanas se alejarían a velocidad constante, mientras que las más lejanas
parecerían hacerlo más rápido, tanto más cuanto más lejos miráramos (el
argumento es el mismo que el expuesto para los casos plano y cerrado).
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Otro detalle: aunque la Relatividad General predice que los Universos de tipo
abierto y plano serían infinitos espacial y temporalmente, existe el llamado
horizonte de partícula, más allá del cual no podemos obtener información.
Dicho de otro modo, se trataría de una distancia hasta la que podemos
observar galaxias ya que la luz de las situadas más lejos aun no ha podido
alcanzarnos dadas las dimensiones y edad del Universo.
Este horizonte de partícula determina un Universo observable para
nosotros, que formaría parte de un Universo real mucho mayor. La
información más lejana (o primitiva) que nos llega corresponde a la radiación
de fondo de microondas, liberada cuando nuestro Universo tenía una edad de
unos
379.000
años.
Esta radiación que observamos
ahora
fue
liberada por partes del universo en las que podrían haberse formado galaxias
que en la actualidad estarían a unos 46.000 millones de años luz de distancia.
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¿Qué pensamos actualmente sobre nuestro
Universo?
Esta claro que trazar triángulos de luz entre cúmulos de galaxias está fuera de
nuestras posibilidades. ¿Entonces cómo podríamos averiguar a cuál de los tres
anteriores modelos responde nuestro
Universo?
Un método podría ser el conteo de
objetos de un tipo (cuásares, por
ejemplo) que se encuentren más cerca
que
una distancia
determinada
(llamémosla R). Suponiendo que se
distribuyeran
homogéneamente el
conteo nos daría una idea del volumen
total que ocupan.
Si ese volumen arrojado por el conteo
coincidiera con (4/3) x pi x R3, es
decir, el volumen de una esfera en una
geometría plana, entonces el Universo
sería plano. Si el volumen que arrojara
el conteo fuera superior a (4/3) x pi x
R3, entonces el Universo sería abierto,
y si fuera inferior sería cerrado.
Composición del Universo en la actualidad y
hace 13.700 millones de años. © Imagen
NASA.
Así a priori parece un método sencillo, ¿no?, pero tiene sus inconvenientes.
Por ejemplo no es asumible que la densidad de cuásares sea homogénea ya
que estos eran más abundantes en el pasado, es decir, a distancias lejanas.
Esto se podría subsanar haciendo correcciones evolutivas, pero tampoco se
conoce a ciencia cierta cómo es su evolución... En definitiva, que los
resultados obtenidos de este modo no se decantan por una geometría u otra.
Hoy en día gracias a la misión WMAP (del inglés Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe, algo así como Sonda Wilkinson para la Anisotropía de
Microondas), sucesora de COBE y dedicada a estudiar anisotropías en el fondo
de microondas, sabemos que la geometría del Universo está muy próxima a
ser plana (WMAP también ha determinado con precisión la composición y edad
del Universo, el valor de la constante de Hubble...). Entonces
necesariamente su densidad ha de ser casi igual a la densidad crítica. Pero
hay un problema: la materia ordinaria (visible) y la materia oscura (que
sabemos ha de estar ahí) suman un 4 % y un 20 % respectivamente del
contenido total necesario para que la densidad del Universo iguale a la
densidad crítica. ¿Y el 75 % restante?, ¿bajo qué forma se puede esconder?.
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 23 de 30. © Enrique Díez Alonso
Un resultado inesperado puede
ayudar a embocar el enigma
anterior, aunque no lo resuelve,
claro... se obtiene del estudio
de supernovas de tipo Ia en
galaxias
distantes
con
el
fin de determinar
distancias
extragalácticas.
Esta tipología de supernovas se
diferencia
fácilmente
analizando su curva de luz.
Además su luminosidad (brillo
intrínseco) se
conoce
con
exactitud y es tan alta
que pueden detectarse a miles
de
millones
de
años
luz; ¡durante
unas semanas
La estrella brillante (abajo izquierda) es una rivalizan en brillo con toda una
supernova de tipo Ia: SN 1994D. Tuvo lugar en la
galaxia de la imagen, NGC 4526, situada a 55 galaxia!. Todo esto hace que las
supernovas
de
tipo
millones de años luz. © Imagen NASA.
Ia sean buenas
candelas
estándar: útiles para determinar distancias extragalácticas de un modo similar
al explicado cuando hablamos de las variables cefeidas.
Pues bien, el estudio de estas supernovas indica que el Universo se expande
aceleradamente, cuando lo lógico sería que lo hiciera deceleradamente ya
que aunque la gravedad no fuera capaz de anular la expansión sí ocasionaría
que fuera cada vez más lenta.
Para explicar esa expansión acelerada los cosmólogos apelan a una energía
oscura: energía presente en el vacío. ¿Cómo puede ser esto?; El concepto de
vacío que se obtiene al quitar toda la materia y la energía de un espacio
determinado es distinto a la nada. Ese vacío tiene su energía (con distintos
valores posibles), que es de carácter repulsivo.
Esta energía de vacío (oscura) presente en todo el Universo actuaría
ejerciendo una fuerza repulsiva que ocasionaría la aceleración en la
expansión. También explicaría dónde está ese 75 % del contenido del
Universo necesario para explicar la geometría plana deducida de las
observaciones de WMAP (masa y energía son equivalentes).
Se ha bautizado como Constante Cosmológica a la energía oscura del Universo
en caso de que esta fuera constante. Esto es así ya que su efecto sería similar
al descrito por la constante introducida por Einstein para que sus ecuaciones
se conciliaran con un Universo estático.
Otro tipo de energía del vacío que no fuera constante sino que su densidad
variara en el espacio y el tiempo es conocida por los cosmólogos como
quintaesencia.
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 24 de 30. © Enrique Díez Alonso
Mapa de la radiación de fondo de microondas, trazado por WMAP. Las diferencias de
color indican variaciones de temperatura de 0.0002 grados kelvin. © Imagen NASA.
Notemos que nuestro Universo no encaja en ninguno de los tres modelos que
discutimos en el punto anterior, pero esto es debido a que en ellos no se
contempla que una propia parte del Universo pudiera tener naturaleza
repulsiva, como parece ser que ocurre...
En nuestro Universo el vacío tendría una energía muy baja, pero podrían
existir otros tipos de vacío (falso vacío) con densidades de energía muy altas.
De hecho el falso vacío es inestable y podría decaer hacia un vacío de menor
energía mediante un fenómeno como el Big Bang. De este modo obtendríamos
una explicación para el propio origen del Universo.
La misión Planck (ESA) también estudiará las anisotropías de la radiación de
fondo de microondas. En Recursos de la Unidad VIII.III tenéis una animación
que muestra cómo surgen los diagramas tipo "balón de rugby".
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 25 de 30. © Enrique Díez Alonso
Futuro del Universo
Hemos visto cómo creemos que evolucionó el Universo desde sus instantes
iniciales hasta la actualidad. Ahora bien, ¿qué ocurrirá en el futuro?. El
pensamiento más aceptado entre los cosmólogos sobre el futuro del Universo
contempla las siguientes fases:
Hasta una edad de 1014 años: Era de las estrellas
A la edad actual de nuestro Universo, unos 13.700 millones de años (13,7 x 109
años), nos encontramos en la era de las estrellas. Recibe este nombre ya que
estas son los objetos dominantes. A la edad de 1014 años se habrán dejado de
crear estrellas al agotarse la materia prima de la que se
forman. Sólo sobrevivirán las más enanas, que como ya sabemos también son
las más longevas.
Entre los 1014 años y los 1037 años: Era de la degeneración
En esta época, junto con las enanas marrones, los objetos dominantes serán
los restos de las antiguas estrellas: estrellas de neutrones, agujeros negros y
sobre todo enanas blancas.
Las galaxias (y los cúmulos de galaxias en conjunto) tenderán a que gran parte
de su masa forme agujeros negros compactos, y que otra gran parte sea
expulsada fuera de la galaxia. Los sistemas planetarios, aun orbitando en
torno a las estrellas degeneradas, desaparecerán por colisiones y emisión de
radiación gravitatoria. En torno a los 1019 años de edad las galaxias finalizarán
su evolución dinámica.
Los objetos degenerados como enanas blancas, tenderán a capturar la materia
oscura (en el caso de que esté compuesta por WIMPs), calentarse
ligeramente y emitir muy débilmente en el infrarrojo. Igualmente los WIMPs
se aniquilarán entre sí, convirtiéndose en radiación.
Las teorías actuales predicen que los protones no son partículas
completamente estables sino que acabarán por desintegrarse (aunque el
fenómeno
nunca
ha
sido
observado
experimentalmente).
Este
fenómeno puede haber ocurrido a todos los protones cuando el Universo
alcance la edad de 1037años, así que para entonces habrán desaparecido todas
las enanas blancas, planetas... igualmente algo parecido les sucederá a los
neutrones y a las estrellas de neutrones.
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Entre los 1037 y los 10100 años de edad: Era de los agujeros negros
En esta era el Universo estará poblado únicamente por radiación y agujeros
negros. Ni siquiera estos últimos son inmutables ya que se irán evaporando
poco a poco mediante un proceso de emisión de radiación (radiación
Hawking). A los 10100 años se habrán evaporado por completo los agujeros
negros más masivos.
Desde los 10100 años de edad: Era oscura
Llegados a este punto el Universo se habrá convertido en un lugar
increíblemente frío, habitado por electrones, positrones, neutrinos,
radiación... y abocado a una expansión descontrolada que provocará un
enorme desplazamiento al rojo de la radiación. Habrá comenzado la muerte
térmica del Universo.
Big Rip (Gran Desgarro)
Esta teoría propone un futuro distinto para nuestro Universo. Para ello haría
falta una forma particular de energía oscura tal que su densidad de energía
aumentara con el tiempo. Entonces aumentaría el ritmo de alejamiento hasta
que todas las formas de materia, desde las galaxias hasta los átomos,
acabarían por desgarrarse y separarse completamente entre sí. Entonces el
destino final del Universo sería una nueva singularidad en la que la densidad
de energía y el ritmo de expansión tenderían a infinito.
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Anexo: partículas constituyentes de la materia
En la siguiente tabla se resumen las principales partículas constituyentes de la
materia:
© Imagen EDA.
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Ideas fundamentales
La ley de Hubble refleja un hecho experimental predicho por la Relatividad
General: cuanto más distante esté una galaxia mayor es su velocidad de
alejamiento (v = H0 x d, con H0 la Constante de Hubble). Hubble señaló que
la Vía Láctea no tiene porqué ocupar un lugar privilegiado en el Universo, y
que si este estuviera en expansión se vería este efecto desde todas las
galaxias.
Una teoría cosmológica no sólo ha de explicar el origen y evolución de
macroestructuras como galaxias, cúmulos de galaxias, su interacción
gravitatoria... sino que también ha de hacerlo con las microestructuras
como partículas, átomos y las fuerzas fundamentales que actúan a nivel
microscópico...
Los esfuerzos de la física y la cosmología modernas se dirigen hacia una
teoría unificada que aúne las cuatro interacciones fundamentales como
distintas partes de una sola.
La cronología del Universo se divide en dos eras: la de la radiación y la de la
materia.
En sus primeros instantes de vida se desacoplaron las cuatro interacciones
fundamentales, tuvo lugar una gran expansión (inflacción), se formaron
protones, neutrones, electrones y luego los primeros átomos ligeros
(nucleosíntesis primordial). A los 300.000 años de edad la radiación pudo
viajar libremente sin ser absorbida, radiación que hoy en día podemos
observar en la forma de la radiación de fondo de microondas. Finalizaría
entonces la era de la radiación y comenzaría la era de la materia.
En la era de la materia se formaron las macroestructuras (galaxias, estrellas,
planetas...). Pensamos que los gérmenes fueron grumos de materia oscura
exótica en torno a los que comenzó a aglutinarse la materia ordinaria.
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 29 de 30. © Enrique Díez Alonso
La evolución y geometría del Universo dependen de su contenido en materia
y energía. En principio hay tres posibilidades:
Si su densidad fuera igual a la densidad crítica, el Universo alcanzaría un
estado estático y su geometría sería plana (los ángulos de un triángulo
cosmológico sumarían 180º).
Si su densidad fuera superior a la crítica, la gravedad acabaría por frenar la
expansión, deteniéndola por completa e invirtiendo el proceso (Gran
Colapso). Sería un Universo cerrado (los ángulos de un triángulo
cosmológico sumarían más de 180º).
Si su densidad fuera inferior a la crítica la gravedad frenaría la expansión,
pero nunca la detendría. El Universo sería abierto (los ángulos de un
triángulo cosmológico sumarían menos de 180º).
Actualmente las observaciones apuntan que:
•
•
•
La geometría del Universo es plana.
La materia ordinaria supone el 4'6 % y la materia oscura el 23'3 % del
contenido del Universo necesario para que su densidad fuera igual a la
densidad crítica (la densidad del Universo ha de igualar a la crítica si su
geometría es plana).
Contra todo pronóstico, el Universo se expande aceleradamente.
Por estas razones se postula la existencia de una energía oscura que
supondría el contenido faltante de nuestro Universo (72'1 %) para explicar la
geometría plana observada. Además su naturaleza sería repulsiva lo
que aceleraría la expansión.
Presumiblemente nuestro Universo atravesará las siguientes etapas futuras:
•
•
•
De las estrellas (la actual, que se prolongará hasta una edad de 1014
años).
De la degeneración, dominada por los restos de las estrellas de la época
anterior, principalmente enanas blancas. Concluirá a los 1037 años a
causa de la desintegración de protones y neutrones.
De los agujeros negros, dominada por radiación y agujeros negros.
Finalizará hacia los 10100 años, cuando se hayan evaporado los agujeros
negros más masivos.
Era oscura, la última y más larga etapa del Universo.
CPIA / Tema VIII (Cielo profundo) / Cosmología. Página 30 de 30. © Enrique Díez Alonso
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