EL LADO OBSCURO DEL UNIVERSO
Para comprender volvamos atrás a la historia mejor que hagas por lo menos
una cosa importante, Hubble hizo por lo menos dos, y esta es una de ellas). En
los anos ˜ veinte Hubble observó minuciosamente objetos
Celestes que se llamaban ”nébulas”. Hasta ese momento se
creía que las “nebulares” eran
“nubes” cósmicas cercanas, y uno tenía que evitarlas para
poder observar bien los cometas.
Pero Hubble se dio cuenta de que estas “nébulas” estaban
lejos y tenían velocidades: se
Alejaban con velocidades que crecían con su distancia de
manera lineal (velocidad de recesión
= constante × distancia). Hubble interpretó este hecho (hoy
conocido come la ley de
Hubble v = H0d donde v es la velocidad de recesión, H0 es la
constante de Hubble, y d
Es la distancia) como una evidencia de la expansión del
Universo. La única ´ manera según
Hubble de poder observar este efecto sin asumir que el
observador se encuentre en el centro
Del Universo. Hubble había entendido bien las enseñanzas ˜
de Copérnico (hoy lo llamamos
El principio Copernicano).
Esta fue una revolución por tres motivos:
• Estas “nébulas” estaban mucho más lejos de lo que se
pensaba. Al ser tan lejanas,
Eran entonces mucho más grandes: tan grandes como nuestra
galaxia. El Universo no
Estaba, como se pensaba entonces, compuesto solamente por
nuestra galaxia: nuestra
Galaxia era una “nébula” como muchas otras: cada una un
“universo isla” como nuestro
proprio “universo isla”.
• el universo no era inmutable y eterno: se estaba
expandiéndose. Entonces, en algún´
momento en el pasado todo el universo tenía que haber estado
concentrado en un
punto: había nacido.
• La Ley de Hubble nos dice que para medir distancias (que
son muy difíciles de medir
directamente) se pueden medir velocidades de alejamiento
(que son fáciles de medir).
Ahora se pueden medir distancias cosmológicas con relativa
facilidad, Esto claramente
es válido hasta donde esta verificada y correcta la ley de
Hubble, que por cierto es en
un trozo del universo bastante grande alrededor de nuestra
galaxia.
Si el universo ha estado expandiéndose desde su nacimiento
significa que en el pasado tenía
que haber sido denso y caliente. Una “bola de fuego
primigenia”.
Fred Hoyle (1915–2001), como chiste llamó a esto el “big
bang”, y el nombre vino para
quedarse.
Además, si el universo era denso y caliente cuando era muy
joven... tenía que emitir
radiación, de la misma manera que un trozo de hierro muy
caliente brilla.... Se podría ver
esta bola de fuego primigenia mirando bastante hacia lo
lejos
El fondo cósmico de micro-ondas
En el ano˜ 1965 dos ingenieros de los Bell Labs descubrieron
accidentalmente la radiación
del fondo cósmico de microondas (CMB); una radiación
uniforme en el cielo, el echo del
big-bang, la bola de fuego primigenia.
Hoy, hemos observado esta radiación con mucho mas detalle,
sabemos que fue emitida
380000 anos ˜ después del big bang y es muy uniforme pero
tiene pequeñas ˜ irregularidades,
de 1 parte en 100000. Estas pequeñas ˜ variaciones de
temperatura corresponden a pequeñas ˜
variaciones de densidad: son las semillas de las galaxias
que vemos hoy. Además estas
irregularidades nos dan información muy importante sobre el
contenido del universo. ¿Como
sucede? El universo entonces estaba hecho de un gas denso y
caliente, por tanto emitía
radiación. Es la radiación que vemos cuando miramos al CMB.
Es muy uniforme pero con
pequeñas ˜ “arrugas” de densidad y temperatura.
Arrugas en un gas son un poco como ondas sonoras.... Podemos
ver esta sinfonía cósmica.
Estas pequeñas ˜ fluctuaciones del origen de las galaxias.
Los cosmólogos intentan “escuchar”
esta música ´ y de ella entender como está hecho el
instrumento (el Universo).
Para entender como necesitamos tres claves más.
Primero: cuando el universo tenía 380 mil ano˜ s: nada podía
haberse desplazado más de
380 mil años luz, y tampoco la música ´ de la sinfonía
cósmica. Esto significa que hay una
escala fundamental y que le corresponde un armónico
fundamental y secundarios. Es como
soplar en un tubo: solo se puede producir una nota (fijada
por la longitud del tubo) y sus
armónicos.
Segundo: si esta escala se puede ver en el fondo cósmico de
microondas, como una regla
cósmica, se puede medir solo como un Angulo.
Tercero: Esto en parte ya lo sabían los pintores del
“Renacimiento” cuando descubrieron
la perspectiva. Si sabes cuánto mide una regla y la ves a
distintas distancias, puedes medir la
distancia midiendo el Angulo que subtiende la regla...
Entonces podemos medir la distancia
al CMB midiendo el ángulo de esta escala fundamental.
Afortunadamente podemos medir
todavía más. Para esto temenos que dar un paso atrás.
Einstein nos enseno˜ que la masa deforma el espacio tiempo,
un poco como cuando un
gordo (la masa) se sienta en un colchón: la superficie del
colchón (el espacio, si imaginamos
que el espacio tenga solo dos dimensiones como la superficie
del colchón se deforma. Newton
nos enseno˜ que era la masa la que generaba la gravedad,
pero claramente esto se puede
entender en el lenguaje de Einstein, y para nosotros en el
ejemplo del colchón: si había una
bolita sobre el colchón, cuando se sienta el gordo... la
bolita ”cae” sobre él. Einstein también
nos dijo E = mc2, masa y energía son la misma cosa..
entonces en lenguaje sencillo cualquier
La bola de fuego primigenia, el fondo cósmico de microondas
(CMB) visto por la
sonda WMAP. Los colores indican pequeñas ˜ variaciones de
temperatura y son las semillas
de las galaxias cosa (masa o energía) deforma el espacio
tiempo.... deforma su geometría. Einstein también
demostró que globalmente hay solamente tres opciones para la
geometría del espacio tiempo
a) universo plano: el equivalente en dos dimensiones sería
una superficie plana. b) universo
cerrado: equivalente a la superficie de una bola c) Universo
abierto como la superficie de
una silla de montar a caballo. Y es el contenido total (masa
y energía) del universo lo que
determina su geometría.
Pero volviendo a los ángulos de antes.... podemos medir le
geometría del Universo entre
nosotros y el CMB (que es todo el universo visible) midiendo
el ángulo de esta escala
fundamental!
El resultado es: el universo es plano. (alivio de muchos
estudiantes de cosmología; en
este caso las ecuaciones son mucho menos complicadas que en
los otros dos casos!).
Pero.... las lentes gravitacionales, y las medidas de vera
Rubín y las de Zwicky, y muchas
otras observaciones nos indican que... no hay bastante
materia para hacer el universo plano....
Alguien tiene que estar equivocado.
Además hay un problema molesto con la edad del Universo...
medidas de la constante
de Hubble (velocidad de expansión del Universo ) y las
medidas del contenido de materia
indican que el Universo tendría que ser más joven que
algunas de las cosas que contiene.
Esto es claramente un misterio!
Muchas estrellas nacen y crecen en pareja. En algunos casos
pasa que una miembro de la
pareja es una enana blanca que acumula materia que su pareja
pierde. Hay, no obstante, un
limite fundamental para la enana blanca, no puede llegar a
pesar más de 1.4 Masas solares.
Esta se llama la masa de Chandrasekhar (1910–1995): como en
los comics, solo un gramo
mas y la estrella explota. Tenemos una supernova. Cuando
explota, una supernova de este
tipo es casi tan luminosa como una entera galaxia así que se
puede ver desde muy muy lejos,
y, como la masa de Chanrdasekar es siempre la misma, la
luminosidad es siempre la misma.
Una bombilla estándar. Pero claro, si sabes la luminosidad
de la bombilla, puedes medir su
distancia midiendo cuan brillante parece.... Si después pues
también medir su velocidad
(que hemos visto, es muy fácil)..... puedes medir su
velocidad (de alejamiento) y su distancia.
Ahora no hay más que mirar al cielo, descubrir muchas
supernovas a distintas distancias,
medir sus velocidades y hacer un gráfico de la relación
distancia, velocidad: la historia de
la expansión del universo! Es un poco como extender la ley
de Hubble, pero ya a distancias
que cubren casi todo el universo visible.
Esto fue exactamente lo que hicieron en 1998 dos grupos
distintos de astrónomos y
descubrieron que.... el universo se está acelerando!
Esto fue una sorpresa más grande que descubrir objetos más
viejos del Universo mismo...
Por supuesto la gravedad es una fuerza atractiva. Aunque el
universo haya empezado por la
gran explosión (big-bang) expandiéndose, la gravedad tendría
que frenar esta expansión.
Einstein tenía razón
también cuando estaba equivocado
Afortunadamente Einstein ya tenía la respuesta. Antes que
Hubble descubriese la expansión
del Universo, Einstein se preguntó que decía la teoría de la
relatividad general sobre el
universo entero y concluyo que la gravedad tendría que
agrupar la materia. Como el universo
no ha re colapsado todavía en sí mismo.... y nadie había
visto que se expandiese, Einstein
añadí´ ˜ o un término constante a sus ecuaciones que
estabilizaran el universo. Esta constante
es la “constante cosmológica” y su interpretación en las
ecuaciones de Einstein es energía
asociada con el espacio vacío. Cuando Hubble descubrió la
expansión del Universo Einstein
declaro la constante cosmológica “el peor error de mi vida”.
Pero el genio de Aladino ya
estaba fuera de la lámpara. Cuando se descubrió que el
Universo se estaba acelerando, la
constante cosmológica ofreció una explicación óptima.
Esta explicación además arreglaba todo los problemas de
antes: la constante cosmológica
es energía asociada con el espacio vacío. El universo puede
ser plano sin que tenga toda la
materia necesaria: la energía del vacío ( o energía oscura)
compensa. Y al tener constante
cosmológica que lo acelera, los cálculos de su edad lo hacen
más viejo que los objetos que
contiene.
Más problemas de los
que resuelve?
Ahora las medidas del CMB, de las galaxias, de los cum´ unos
y de las supernovas están todas
de acuerdo, como se ha demostrado espectacularmente por
ejemplo en el 2003 con , que
indica que el pastel cósmico está dividido como en la figura
....: 4% química, 23% materia
oscura y 73% energía oscura.
Esto sin embargo nos deja en la siguiente situación:
nosotros y toda la química somos
una parte muy pequeña˜ de todo el universo. Por lo menos
para la materia oscura hay teorías
fundamentales que predicen su existencia y sus propiedades.
Seguramente que veremos
avances importantes que llegaran muy pronto. Pero casi el
80% del universo no es ni siquiera
materia.
Sabemos que esta nueva componente está distribuida
uniformemente y no “cae” en galaxias
o cúmulos. Sabemos que afecta al universo solamente en
escalas muy muy grandes, comparable
con el tamaño˜ del Universo mismo. Sabemos también que tiene
densidad constante
o casi, entonces que no se diluye con la expansión ( si es
energía asociada con el vacío esto
tiene sentido, el vacío es vacío y no se diluye...) Es
invisible: sus efectos se ven solo en
la expansión y geometría del Universo. El problema más gordo
es que los físicos teóricos
que estudian el vacío nos dicen que la constante cosmológica
debería ser 160 órdenes de
magnitud (1 con 160 ceros detrás!) más grande de lo que
observamos.
CONCLUSIÓN :
En otras palabras, no tenemos ninguna idea de lo que es, hay
teorías y especulaciones
pero nada más. Claramente tenemos ante nosotros un problema
muy complicado. Científica-
cosa de distintas áreas están empezando a trabajar juntos
(teóricos, experimentales, físicos,
astrónomos etc..) Tenemos que estar seguros que lo que
llamamos energía oscura es el mismo
bicho (muestra las mismas propiedades) cuando lo observamos
de distintas maneras. Por
esto hay un enorme esfuerzo observacional de todo la
comunidad astrofísica, astronómica y
cosmológica para hacer observaciones que puedan aclarar la
naturaleza de la energía oscura.
Otra vez mas volvemos a nuestro “leitmotiv”. La energía
oscura indica que hay nueva física
más allá de la teoría de la relatividad general de Einstein
y el modelo estándar de física de
partículas. Cualquier resultado impacta no solamente la
cosmología sino también nuestro
conocimiento de la estructura fundamental del
espacio-tiempo.
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