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Tonatiuh Matos
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO
EL UNIVERSO
ateria oscura y energía oscura
L A
C I E N C I A
P A R A T O D O S
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La Cienciapara Todos
Desde el nacimiento de la colección de divulgación científicadel
Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenidoun ritmo
siempre ascendente que ha superado las aspiracionesde las personas
e instituciones que la hicieron posible. Loscientíficos siempre han
aportado material, con lo que hansumado a su trabajo la incursión
en un campo nuevo: escribir
de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles
puedanser entendidos por los estudiantes y los lectores sin
formacióncientífica.
A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso
ade-lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de
laciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la
lenguaespañola —y ahora también del portugués—, razón por la
cualtomó el nombre de La Ciencia para Todos.
Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través de la mar Océa-no, a
la Península Ibérica, está en marcha un ejército integradopor un
vasto número de investigadores, científicos y técnicos,que
extienden sus actividades por todos los campos de la cien-cia
moderna, disciplina que se encuentra en plena revolución
y que continuamente va cambiando nuestra forma de pensar
y observar cuanto nos rodea.
La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sóloen
extensión sino en profundidad. Es necesario pensar unaciencia en
nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra-dición humanista,
crezca sin olvidar al hombre, que es, en últi-ma instancia, su fin.
Y, en consecuencia, su propósito principales poner el pensamiento
científico en manos de nuestros jóve-nes, quienes, al llegar su
turno, crearán una ciencia que, sin des-deñar a ninguna otra, lleve
la impronta de nuestros pueblos.
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¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?
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Comité de Selección
Dr. Antonio AlonsoDr. Francisco Bolívar ZapataDr. Javier
BrachoDr. Juan Luis Cifuentes
Dra. Rosalinda ContrerasDr. Jorge Flores ValdésDr. Juan Ramón de
la FuenteDr. Leopoldo García-Colín SchererDr. Adolfo Guzmán
ArenasDr. Gonzalo HalffterDr. Jaime Martuscelli
Dra. Isaura MezaDr. José Luis MoránDr. Héctor Nava JaimesDr.
Manuel Peimbert Dr. José Antonio de la PeñaDr. Ruy Pérez
TamayoDr. Julio Rubio Oca
Dr. José SarukhánDr. Guillermo SoberónDr. Elías Trabulse
Coordinadora
María del Carmen Farías R.
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Primera edición, 2004
Primera edición electrónica, 2010
Matos, Tonatiuh
¿De qué está hecho el Universo? Materia oscura y energía oscura
/ Tonatiuh
Matos — México : FCE, SEP, CONACYT, 2004
127 p. ; 21 × 14 cm — (Colec. La Ciencia para Todos ; 204)
ISBN 978-968-16-7448-9
1. Astronomía 2. Universo 3. Divulgación científica I. Ser. II.
t.
LC QB44 Dewey 508.2 C569 V.204
Distribución mundial
D. R. © 2004, Fondo de Cultura Económica
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pertenecen también sus derechos. Se publica con los auspicios de
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A Mariana,Petra,
Úrsula y Tiuh
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INTRODUCCIÓN
Estamos viviendo momentos de rápido avance científico
y tecnológico. Hace unos 30 años, los estudiantes de
enseñanzamedia superior todavía aprendían a realizar operaciones
matemá-ticas y resolver problemas mediante el uso de la regla de
cálculo(seguramente, entre ellos, se encuentran muchos ingenieros
dela actualidad). Los estudiantes de hace 20 años apenas
cono-cieron la existencia de la regla de cálculo, y los estudiantes
de
hoy ven tales objetos como verdaderas piezas de museo. Para
losde hace una generación, las pequeñas calculadoras de mano,
quesuman, restan y multiplican, fueron toda una sensación;
mien-tras que para los más jóvenes son ya algo común, incluso
puedenllevarla en su reloj de pulsera. Cuando nacieron los
estudian-tes de hoy, resolver problemas reales en computadoras
caseras eraun sueño. Sólo las enormes computadoras de grandes
universida-
des o empresas lo lograban. Estas máquinas requerían
presupues-tos altísimos y áreas especiales, gigantes cuartos con
aire acondi-cionado, en donde se colocaban cajones inmensos que
conteníanlos implementos necesarios. Hoy, casi cualquier
computadorapersonal, incluso una de mano, puede resolver
complicados pro-blemas reales. Estas computadoras pueden estar en
cualquiercuarto pequeño y son accesibles para una gran masa de la
po-blación. En los países ricos, las computadoras son ya parte
decada hogar, como lo son el refrigerador, la televisión o la
radio.Todo esto ha sido posible en menos de una generación; nos
hatocado vivirlo. Este avance en la tecnología es posible sólo
graciasal avance acelerado de la ciencia. ¿Cómo imaginar una
compu-
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tadora con bulbos? (Los más jóvenes ni siquiera saben lo que
esun bulbo.) O ¿cómo imaginar una televisión con caja de madera?Sin
los plásticos y materiales modernos, muchos objetos son
impensables en la actualidad.Este mismo avance se manifiesta en
la ciencia. Los instru-
mentos de observación son cada vez más refinados y precisos.Hace
apenas unos años, observar el Universo* era sólo un pasa-tiempo del
que se podía obtener poca información. Lo máscomún era clasificar
objetos celestes. En la actualidad, gracias alos satélites
artificiales dedicados a la observación del cosmos,
como elcobe
(por su nombre en inglés: Cosmic BackgroundExplorer), el
telescopio espacial Hubble, el Chandra o el wmap(por su nombre en
inglés: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), la observación
del Universo se está transformando enuna verdadera ciencia: ya es
posible obtener datos precisospara entender el Universo. La
observación más exacta del Uni-
verso nos está dando muchas sorpresas. Una de las más
fabulo-sas, hasta ahora, es haber descubierto que el Universo no
está
formado de la misma materia que las estrellas, los planetas
onosotros mismos. Más de 96% de la materia del cosmos es
des-conocida, algo que flota por doquier y no se deja ver, pero
cuyafuerza gravitacional se siente con gran intensidad. Este
descu-brimiento es verdaderamente notable, ya que está
cambiandonuestro paradigma del cosmos de una manera
radical. Ya no es
válida la idea romántica de que estamos hechos de la
misma
materia que el cosmos. La materia de la que nosotros
estamoshechos, así como la Tierra, el Sol, las estrellas, etc., es
menos de4% de la materia del Universo (es como si en un auto grande
que
va por una avenida sólo viéramos al chofer, pero no el
auto).Imaginemos las consecuencias. En el siglo xvi, Copérnico
descu-brió que la Tierra no era el centro del Universo, sino que
girabaen torno al Sol. Poco después los astrónomos descubrieron
queel Sol no se hallaba en el centro del Universo, sino que
nuestrosistema solar forma parte de una galaxia con miles de
millones
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* El significado de todos los términos que se muestran en
negritas a lo largodel texto, está contenido en el Glosario.
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de soles. No pasó mucho tiempo para que se dieran cuenta deque
nuestra galaxia es una entre miles de millones de galaxiasen el
Universo. Ahora llegamos a la conclusión de que la materia
de esas miles de millones de galaxias, cada una con miles de
mi-llones de estrellas, no es más que una insignificante porción
delcosmos, casi nada en un mar gigantesco. Así de
insignificantesaparecemos en el inmenso cosmos. Pero entonces, ¿de
qué estáhecho el Universo?, ¿de qué es el cosmos?
En este libro se relatará la aventura de la búsqueda de una
pe-queña luz en este inmenso y oscuro misterio. La obra
pretende
ser un detonador de la curiosidad del lector, quien al final
sepercatará de que estas páginas le sembrarán más dudas de lasque
el mismo libro podría resolver. Éste es el objetivo del libro.Cada
nueva puerta que se abre en el formidable edificio de laciencia,
conduce siempre a muchas otras, a muchas nuevas pre-guntas. En
estos momentos se han abierto algunas puertas quenos han
proporcionado algunas respuestas, pero, a la vez, noshan abierto
muchas preguntas más. Así es la ciencia, el lector de
este libro se quedará con las preguntas en la mente, para que
tal vez algún día algún lector curioso encuentre alguna
respuesta.Entonces el libro habrá cumplido con su misión.
Si en una noche clara de invierno contemplamos el cielo
y sus estrellas, observaremos la grandeza del cosmos. Veremos
laLuna, dominante, el astro más grande y más brillante,
inspira-dora de historias y leyendas nocturnas, compañera
silenciosa y
eterna. También veremos estrellas titilantes, soles muy
lejanos,tal vez en sistemas completos como el nuestro, que se
muevenen conjunto, como si estuvieran pegadas a la bóveda celeste.
Sidurante varias noches contemplamos el cielo, podremos notarque
algunas estrellas se mueven de forma diferente, avanzannoche a
noche, día con día, como si quisieran escapar de lasque se
encuentran dormidas. Estas estrellas son planetas, los cua-les a
veces avanzan y otras regresan.
No hay filósofo o poeta que no se haya quedado atónito antetanta
belleza, que no se sienta aplastado ante tanta grandeza y,con
seguridad, a menudo encuentre en esta imagen a su prin-cipal
inspirador. Si contemplamos el cielo y sus estrellas en una
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noche clara de invierno, no podremos impedir que de
nosotrosescape un suspiro de humildad.
Sin embargo, ahora existen indicios de que todos estos
astros,
inspiradores de poetas y filósofos, son sólo una pequeña
partedel cosmos, una minúscula parte de todo el Universo; el
restono se puede ver, pero está ahí y lo domina todo. Sobre esta
parteque no se ve vamos a hablar en este libro. Los cosmólogos
sue-len llamar a esa parte invisible: materia oscura y
energía oscura .Como veremos más adelante, éstas son las
componentes mayori-tarias, las sustancias verdaderas del
Universo.
En los últimos años, el desarrollo de la tecnología para la
ob-servación del Universo, las técnicas y aparatos de
observaciónnuevos, han permitido un avance cualitativo en nuestro
enten-dimiento del cosmos. Ejemplo de ello es el telescopio
espacialHubble (véase la lámina 1), satélite artificial que gira a
600 kiló-metros alrededor de la Tierra y que transporta un
telescopio dereflexión de 2.4 m de diámetro, gracias al cual nos ha
sidoposible ver una enorme cantidad de objetos celestes que ni
siquiera imaginábamos. Este aparato ha tomado las fotografíasmás
hermosas del cosmos y sus alrededores, las cuales podríanser
inspiración de artistas y que, en sí mismas, son verdaderasobras
maestras. Visiten su página en http://www.stsci.edu. Laconclusión
de la existencia de la materia oscura ha necesitadomucha paciencia
y mucho tiempo de observación de las gala-xias y sus alrededores.
Iniciemos nuestro breve relato de la histo-
ria que condujo a tal conclusión.
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http://www.stsci.edu/http://www.stsci.edu/http://www.stsci.edu/
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I. El modelodel big bang caliente
A principios de la década de 1920, los astrónomos
observa-ban astros luminosos que los telescopios de entonces no
podíanenfocar bien, se veían nebulosos, por lo que se les llamó
nebu-losas. Con esas herramientas, los astrónomos no eran capacesde
identificar la naturaleza de estas nebulosas, eran un
misterio.Mediante un trabajo largo y sistemático, Edwin Hubble
descu-brió que estas nebulosas eran en realidad concentraciones
demiles de millones de estrellas. La diferencia sustancial es
queHubble utilizó un telescopio de 1.5 m de diámetro y luego otrode
2.5 m. Este telescopio era suficientemente grande y potente
para distinguir entre la simple región nebulosa y borrosa y
laestructura de miles de millones de estrellas que la contenían. A
es-tas concentraciones se les conoce ahora como galaxias. Aún
másinesperado, al estudiar los espectros provocados por la
descom-posición de la luz al pasarla por un prisma, Vesto Slipher
des-cubrió también que estos espectros de luz estaban corridoshacia
el rojo. En un principio Slipher observó sólo algunas ga-laxias con
esta característica. Más tarde, sin embargo, Hubbleobservó que este
corrimiento era sistemático en un vasto núme-ro de estas galaxias.
Las sorpresas no terminaron ahí. Al obtenerlas distancias de estas
galaxias con espectros corridos al rojo,también observó que había
una relación entre el tamaño del co-
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rrimiento y la distancia a la que se encontraba la galaxia de
no-sotros. Hubble encontró que entre más lejos estaba una
galaxia,más roja se veía (su espectro luminoso mostraba un
corrimiento
hacia el rojo).¿Qué significa esto? Tratemos de explicarlo.
Recordemos una
experiencia que en este mundo moderno seguramente todoshemos
tenido. Cuando escuchamos el sonido de una sirena,
vemos que se acerca una ambulancia. Asimismo, conforme
laambulancia pasa frente a nosotros, el tono del sonido de la
sire-na se torna más agudo y luego, al alejarse, el sonido es más
grave.
A este fenómeno se le conoce como efecto Doppler, en
honoral científico austriaco Cristian Doppler, quien dio una
explica-ción a este fenómeno en el siglo xix.
El fenómeno se explica de la siguiente manera. El sonido esuna
onda (de fluctuación de densidad de gas) que se propagaen el aire.
Cuando el objeto se acerca hacia nosotros, estas ondasse compactan
debido a la suma de velocidades de la ambulancia
y de la onda misma. Por el contrario, si el objeto se
aleja de no-
sotros, la onda se alarga. Esta modificación en la onda se
mani-fiesta en nuestros oídos como un aumento o disminución en
eltono de la sirena (véase la figura 1). Al acercarse la
ambulancia,el tono de la sirena nos parece más agudo, al alejarse
nos da la im-presión de que el tono es más grave.
Como la luz es también una onda, enfrentará el mismo efecto,sólo
que la frecuencia en una onda de luz determina su color.
Entonces, un objeto que se aleja de nosotros lo veremos másrojo
y un objeto que se acerca lo veremos más azul. Además, alsaber qué
tanto se corrió su espectro de luz respecto de suespectro original,
podemos saber cuál es su velocidad con respec-to a nosotros. Este
efecto es perceptible sólo si la velocidad delobjeto es alta,
comparada con las velocidades a las que estamosacostumbrados. Para
un avión de guerra, que viaja a 3 000 kmpor hora (esto es: 0.833 km
por segundo), el corrimiento al rojoes de menos de tres
millonésimos, no es posible percibirlo fácil-mente. En cambio, las
galaxias se alejan de nosotros a cientoso miles de kilómetros por
segundo (¡por segundo!); ese corri-miento sí es perceptible (véase
la figura 2).
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Figura 1. El efecto Doppler. La ambulancia avanza a una
velocidad determinada, lasen la dirección del movimiento de la
ambulancia, mientras que se extienden en la observador cuando está
enfrente de la ambulancia escuche el sonido de la sirena un por el
contrario, un observador detrás de la ambulancia la escucha en un
tono más
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Figura 2. De la misma forma, el efecto Doppler se manifiesta en
los rayos de luz, pnosotros a gran velocidad se vea más rojo de lo
que en realidad es, y otro que se ace
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Pues bien, esto fue lo que Slipher y Hubble hicieron con
losespectros observados de muchas galaxias. Hubble notó que en-tre
más lejos de nosotros estuviera una galaxia, ésta presentaba
proporcionalmente un espectro más corrido hacia el rojo, lo
cualquiere decir que entre más alejada esté de nosotros una
gala-xia, más rápido se alejará de nosotros. El fenómeno lo
observóHubble en muchas galaxias (este fenómeno se observa
inclusoentre otras galaxias que no incluyen la nuestra). Si dos
galaxiasse encontraban a cierta distancia, se alejaban unas de
otras agran velocidad. Esto era terriblemente contradictorio con el
sen-
tido común. Imagínense lo que esto significa: la fuerza
gravita-cional es atractiva e inversamente proporcional al inverso
de ladistancia al cuadrado. Esto es, entre más masa tengan dos
cuer-pos, más se atraen (por ello, la Tierra atrae con más fuerza a
losgorditos, porque pesan más), y entre más cerca estén dos
cuer-pos, éstos se atraen mucho más (la Tierra atrae a la Luna, y
elSol las atrae a ambas, pero la fuerza depende también de laenorme
distancia a la que estemos del Sol). La fuerza gravita-
cional entre dos galaxias debe de ser intensa debido a la
cantidadde estrellas que tiene cada galaxia, ya que las galaxias
contienenunas 100 000 millones de estrellas como el Sol y, por lo
tanto, im-plicaría que dos galaxias deberían de estar acercándose
entre sí debido a la fuerza de gravitación atractiva. Pero
Hubble descu-brió que esto no es así, sino al contrario: se están
alejando. ¡Y en-tre más lejos, más rápido! ¿Cómo puede ser
posible?
Mediante este esquema, al retroceder en el tiempo
podemosentender que algún día las galaxias estuvieron más y más
cercaentre ellas. Más y más cerca significa también que su materia
seatraía con más y más fuerza, lo que haría que se juntaran más
y más. Pero, ¿se están alejando? ¿Qué hace que se alejen unas
deotras? La solución que presentaron Hubble y los científicosde
aquella época a este problema fue que una gran explosión cau-só la
expansión del Universo. Debe de haber sido una explosióntan enorme
que causó que toda la materia del Universo salieradisparada en
todas direcciones. Imaginen la naturaleza de la ex-plosión para
poder provocar que toda la materia del Universose esté alejando. Se
conocen cientos de miles de galaxias, cada
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una con cientos de miles de soles, cada uno con decenas de
pla-netas y miles de asteroides y cometas. Y en vez de
acercarseunas a otras, se alejan. La gran explosión es la mejor
explica-
ción que se encontró a la expansión del Universo, aunque nofue
la única. Muchas otras hipótesis se han ido descartandopoco a poco.
La teoría de la gran explosión también se conocecomo la teoría del
big bang (por su nombre en inglés). Pero ¿pue-de ser
cierta?
La teoría adquirió gran aceptación entre la comunidad
cien-tífica ya que, además, estaba de acuerdo con las
predicciones
de la teoría de la relatividad general de Einstein. En los
años veinte, el científico soviético Alexander Friedmann
encontróprecisamente que la teoría de Einstein de la relatividad
gene-ral, predecía un momento de la creación del Universo,
carac-terizado por una densidad infinita de materia. Esto
tambiénprovocaba una temperatura infinitamente grande en ese
ins-tante, posiblemente debido a una enorme explosión. La
ob-servación de Friedmann, sin embargo, podría sonar algo ri-
dícula, ¿una gran explosión creando el Universo? Pero,
como veremos más adelante, tenemos pruebas de que esto pudo
serposible.
En los años cuarenta, el físico soviético George Gamow,
quienhabía sido alumno de Alexander Friedmann, puntualizó que siel
Universo había tenido una gran explosión de las proporcio-nes que
se alegaban en la teoría, entonces nosotros deberíamos
ser capaces de detectar la radiación dejada por la explosión
aunen estos momentos. Gamow encontró que la radiación de fondodel
Universo debería ser de unos 5ºK (grados Kelvin, algo como268ºC).
Al principio, su trabajo no tuvo las repercusionesque merecía, sino
hasta que en 1965 dos ingenieros de radio,
Arnold Penzias y Robert Wilson, observaron una radiación
demicroondas proveniente del exterior. Penzias y Wilson eran
in-
vestigadores de los Laboratorios Bell Telephone, en Murray
Hill,Nueva Jersey y trabajaban en un proyecto para diseñar
aparatosde telecomunicación que no transmitieran señales en la
región defrecuencias conocidas. Diseñaron una antena para trasmitir
y detectar ondas de radio de muy baja frecuencia, cuando se
en-
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contraron con un pequeño problema. En todas estas
frecuenciasaparecía un ruido inexplicable que no dejaba libre las
transmi-siones. Pensaron en muchas razones, como excremento de
ave,
ruido de autos, etc., así que tomaron las medidas necesarias
paraeliminar el problema. Entonces decidieron capturar a todas
laspalomas que vivían en la antena y las llevaron a cientos de
kiló-metros de Nueva Jersey. Lo que no sabían, es que las
palomaseran palomas mensajeras y, por tanto, regresaron. Entonces
to-maron una medida extrema: las mataron, limpiaron el aparatode
excremento de paloma profusamente y, sin embargo, el ruido
persistía. Lo que más les llamaba la atención de este ruido es
queera exactamente el mismo en cualquier dirección; no habíauna
sola privilegiada; no importaba si dirigían la antena haciael este,
el oeste, el norte o el sur; ni si era de noche o de día;tampoco
importaba la fecha ni la estación del año. Siempre eralo mismo.
¿Como era posible?
James Peebles y Robert Dicke, astrofísicos del Centro de
Estu-dios Avanzados de Princeton, llamaron la atención de Penzias
y
Wilson hacia el hecho de que ese ruido persistente podría
ser laradiación proveniente de la gran explosión, predicha por
Ga-mow años antes. ¿De qué otra manera podría explicarse entoncesel
origen del ruido detectado por la antena, proveniente de
todoslados, durante todo el tiempo? Meses después de esta
explica-ción del fenómeno, Penzias y Wilson obtuvieron el Premio
Nobelpor el descubrimiento de la radiación de fondo del Universo,
fe-
nómeno que se estudia exhaustivamente en nuestros días.Lo que
Penzias y Wilson observaron fue un patrón de intensi-dades de la
radiación muy característico del fenómeno que seconoce como
radiación de cuerpo negro. Cuando un cuerpose calienta, emite
radiación electromagnética ininterrumpida-mente. De hecho, por
eso nos es posible ver las cosas: la luz estambién radiación
electromagnética a una frecuencia dada queel ojo puede detectar. La
luz infrarroja es radiación electromag-nética que el ojo ya no
puede detectar, pero otros animales sí.
Así, sucesivamente, las ondas de radio también son
radiación elec-tromagnética (debido a una antena oscilante y no a
un cuerpocaliente) que emite en frecuencias que una radio puede
detec-
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tar. La diferencia entre una transmisión de radio o televisión
y un cuerpo caliente es su espectro de frecuencias, es decir,
dequé manera se da la intensidad de las señales con respecto a
las
frecuencias de radiación. Para una transmisión de radio,
esteespectro puede ser muy variado pero, para un cuerpo caliente,
esmuy característico, sigue una curva que sube y baja
suavemente(véase la figura 3). Lo que Penzias y Wilson observaron
fue unespectro de frecuencias, característico de un cuerpo negro
atemperatura de 2.725ºK (alrededor de 270ºC) provenientedel cosmos.
Es decir, el Universo está inmerso en una nube de ra-
diación, tal y como concluyó Gamow de la teoría de la gran
ex-plosión. Ahora, esta radiación de fondo se considera una de
laspruebas observacionales más valiosas que dan indicios de la
exis-tencia de una gran explosión.
Para estudiar más a fondo esta radiación y convencerse aúnmás de
su existencia, en los años noventa, y después en el año2002, se
lanzaron dos satélites artificiales capaces de medir estaradiación
con gran precisión. Este primer satélite fue el satéli-
te cobe e hizo posible que se elaborara un mapa muy precisode la
radiación de fondo del Universo, midiendo fluctuacionesde hasta un
millonésimo de grado centígrado de la radiación(véase la lámina 2).
El segundo fue el satélite wmap (véase lalámina 3), y logró tomar
la misma foto, pero con una resolu-ción mucho mayor que la del
cobe, proporcionando una seriede datos que han sido fundamentales
para el entendimiento
del origen y composición del cosmos. Esta radiación de
fondo, ya estudiada de manera muy profunda, no tiene otra
explica-ción que no sea la de la existencia de una gran explosión
quela provocó.
II. Historia térmica del Universo
La temperatura de un gas no es otra cosa que la manifesta-ción
macroscópica de la energía cinética de las vibraciones de
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Figura 3. Radiación de fondo el Universo. Observen cómo los
puntos ajustan perradiación de un cuerpo negro con temperatura
2.725ºK. Los puntos fueron captad
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las partículas que componen el gas. Es decir, en un gas caliente
laspartículas que componen el gas se mueven rápidamente, mien-tras
que en un gas frío el movimiento es más lento. Como las
partículas están en movimiento, éstas chocan entre sí; del
núme-ro de choques y su violencia dependerá la temperatura del
gas.Estos choques, o interacciones entre las partículas del gas,
pro-
vocan que las partículas que chocan a veces se rompan en
suscomponentes. Si la temperatura es muy alta, la energía de
estaspartículas es muy grande y una mayor cantidad de partículas
sedesintegrará en sus componentes. Este proceso es muy conocido
por los niños pequeños. Cuando un bebé sostiene una sonajaen la
mano y siente curiosidad por la causa del sonido, decideromper la
sonaja para averiguarlo. Si golpea la sonaja con sua-
vidad, seguramente no la romperá y no averiguará nada;
perosi lo hace con mucha energía (con mucha energía cinética),
se-guramente la sonaja se romperá y el niño podrá ver de qué
estáhecha. Para romper las semillitas de la sonaja, el niño
necesitarágolpear con mayor fuerza, tal vez lanzando la semilla
contra la
pared. Necesitará mucha más energía cinética de la que
utilizópara romper la sonaja. Un proceso parecido ocurre con las
par-tículas elementales. Para poder romper los componentes de
laspartículas se necesita “inyectar” energía a las partículas.
Porejemplo, para destruir un átomo en sus componentes, electro-nes
y núcleo, se necesita calentar el átomo lo suficiente, lo
cualequivale a la energía de amarre entre el electrón y el
núcleo.
Pero si queremos separar el núcleo en sus componentes,
neutro-nes y protones, la energía necesaria será mucho mayor. Y
quédecir si queremos descomponer los protones y los neutronesen sus
componentes, los quarks, la energía necesaria para esoestá más allá
de la energía disponible en los aceleradores departículas que están
en funcionamiento.
Poco después del big bang, la materia se encontraba en formade
un gas muy caliente. Esta gran explosión calentó toda la mate-ria
hasta temperaturas de millones de millones de grados. Latemperatura
de este gas era tan alta, el gas era tan caliente, quetodas las
partículas elementales estaban separadas en sus
partesfundamentales. La energía cinética de las partículas del gas
era
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tan alta que no permitía que estas partículas se unieran
paraformar algún tipo de partícula compuesta.
Pero, al mismo tiempo, la gran explosión causó que toda la
ma-
teria saliera fluyendo en todas direcciones. Esto es lo que
llama-mos expansión. Un gas en expansión aumenta constantementesu
volumen, y un gas que aumenta su volumen se enfría. Esta
ex-periencia la hemos tenido todos. Cuando hace frío, tendemos
aencoger el cuerpo para conservar el calor; y cuando hace
muchocalor tratamos de expandirlo para enfriarlo, como por
ejem-plo, al extender los brazos. Lo mismo sucede en regiones frías
y
calientes de la Tierra. En regiones calientes, las casas se
constru- yen con techos muy altos con el fin de que se
conserven frescas.Por lo contrario, en regiones frías de la Tierra
las casas tiendena tener techos bajos para que se conserven
calientes. Entonces,la gran explosión elevó la materia existente a
temperaturas des-comunales, pero también causó su expansión, lo
cual provocósu enfriamiento. La temperatura del Universo era tan
alta queno permitía que las partículas que se encuentran en el
núcleo
de los átomos, los protones y los neutrones, se unieran para
for-mar núcleos. Es más, la temperatura fue tan elevada que ni
laspartículas de las que están hechos lo protones y los
neutrones,los quarks, se pudieran unir para formar protones y
neutrones y todas las partículas ahora conocidas. La
temperatura del Uni-
verso era en ese tiempo más alta que la de los
aceleradores departículas más grandes que hay en la Tierra. No
sabemos, in-
cluso, qué sucedió a temperaturas más elevadas que las
tempe-raturas que provocaron la desintegración de los quarks,
porqueésas ya no son alcanzables en los laboratorios de la
actualidad.Sin embargo, estos laboratorios sí logran temperaturas
que des-integran los núcleos atómicos y algo más, por lo tanto,
pode-mos saber con cierta exactitud como se veía el Universo en
esasépocas. Esta sopa primordial se fue enfriando conforme
continua-ba la expansión del Universo. En un principio, todas las
partícu-las se movían a velocidades cercanas a la de la luz,
incluso las máspesadas, lo que provocaba que las partículas no
pudieran unirsecon otras para formar compuestos. La sopa cósmica
estaba he-cha principalmente de las partículas elementales como
quarks
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libres, electrones libres, fotones, etc. Pero al enfriarse el
Univer-so, los quarks lograron confinarse, es decir, juntarse entre
sí, y seformaron entre otras partículas, los protones y los
neutrones.
El Universo siguió expandiéndose y, al enfriarse más, estos
pro-tones y neutrones se unieron para formar núcleos atómicos.
Ahora sabemos que los núcleos atómicos que se formaron
prin-cipalmente fueron los del hidrógeno (protones solos) y los
delhelio 4, dos protones con dos neutrones. Los núcleos atómicos
delas demás sustancias se formaron principalmente en los núcleosde
las estrellas. Se cocinaron sobre todo poco antes del estallido
final de las estrellas. Es decir, la materia de la que estamos
he-chos todos nosotros y casi todo lo que tocamos fue cocinado en
elcentro de las estrellas. El hecho es que, conforme el Universo
seiba enfriando, las partículas tendían a unirse para formar
partícu-las más estables. Cuando el Universo fue suficientemente
frío, susustancia era principalmente una sopa de núcleos de
hidrógeno
y de helio 4, de fotones, de electrones libres,
etcétera.Los otros dos actores que tomaron parte importante en
esta
sopa primordial, fueron los electrones y los fotones, es decir,
la“luz”. La luz está hecha de paquetes cuánticos de energía
elec-tromagnética. En el origen del Universo, la energía de los
fotonestambién era muy alta. Los fotones no tienen masa en
reposo,pero tienen energía. Recordemos la famosa fórmula de
Einsteinsobre la transformación de energía en
materia, Emc 2. Esto es,una partícula material que
contiene una masa m , tiene una ener-
gía en sí igual a la masa por la velocidad de la luz c al
cuadrado.Esta energía es enorme si se logra liberar. Pero en el
caso de losfotones muy energéticos podemos hacer la operación
contraria.
A la energía de los fotones le podemos asociar una masa.
Si estamasa es comparable con la masa de alguna partícula, el
fotónpodría ser capaz de modificar su trayectoria al chocar con la
par-tícula. Esta acción es comparable al siguiente fenómeno.
Supon-gamos que tenemos una pelota de béisbol. Si la lanzamos
con-tra un automóvil, lo más seguro es que lo despostillemos,
perodifícilmente lograríamos desviarlo de su camino. Sin embargo,si
no lanzamos la pelota con la mano, sino con un cañón, tal
vezlogremos desviar el automóvil de su camino; depende de la
can-
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8/18/2019 ¿de Qué Está Hecho El Universo Materia Oscura y
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tidad de energía con la que logremos disparar al automóvil conel
cañón.
Esto sucedió constantemente en la época en que la temperatu-
ra era muy alta. Todas las partículas chocaron
constantementecontra todas las partículas, interactuando todas las
partículas contodas las demás. En particular, los fotones chocaron
con todas laspartículas existentes, alterando sus trayectorias y
desviándo-las constantemente. Conforme fue disminuyendo la
temperaturadel Universo, también disminuyó la temperatura de los
fotoneshasta que fueron capaces de sólo alterar la trayectoria de
las par-
tículas más ligeras, es decir, los electrones. Pero al bajar aún
másla temperatura, la energía de los fotones ya no fue capaz de
alte-rar nada, los fotones entonces ya no interactuaron
directamentecon la materia y viajaron libremente por el Universo.
Este mo-mento es conocido como la época de la recombinación, en la
quelos fotones empiezan a viajar libremente por el Universo.
Antesde la recombinación, los fotones, o sea, la luz, estaba en
constan-te interacción con la materia a través de los choques de la
luz con
la materia. Es decir, los fotones no seguían trayectorias
libres, sustrayectorias eran alteradas constantemente por la
materia. Peroen el momento en que la energía de los fotones baja lo
suficientecomo para ya no poder interactuar con la materia, estos
fotones,esta luz, puede propagarse en trayectorias libres, sin ser
alterada.Lo importante es que estos fotones viajarán con la
información desu última interacción con la materia. Si lográramos
captar estos
fotones, es decir, tomar una fotografía de estos fotones, con
estaluz, podríamos ver el Universo como se veía en ese momento.Esta
separación de la radiación electromagnética, es decir, de
losfotones, de la interacción con la materia, sucedió unos
350000años después del big bang. Si lo comparamos con la edad
delUniverso, que es de 13700 millones de años, 350000 años soncomo
las primeras horas de vida del Universo. Es como si a unapersona
que vivirá unos 80 años, le tomaran una foto a las 17 ho-ras de
nacido. Esta foto del Universo existe, y fue tomada con dife-rentes
instrumentos. La primera foto la tomó el satélite artificialcobe,
en 1992; la segunda la tomaron usando globos aerostáticosen el año
2000, y la tercera, la que tiene mayor resolución, fue
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tomada por el satélite artificial wmap, en el año 2003 (véase
lalámina 4). Más adelante veremos cómo se tomaron estas
fo-tografías, pero la foto del Universo cuando tenía tan sólo
unos
350000 años de vida es unos de los logros más maravillosos
delhombre en su búsqueda por entender el origen del Universo.
Poco después de la recombinación, la temperatura del
Uni- verso descendió a un nivel en el cual los electrones
fueron atra-pados por los núcleos atómicos. Así nacieron los
átomos, en estecaso, los átomos de hidrógeno y helio,
principalmente. Si el Uni-
verso hubiera sido completamente homogéneo, después de
este
momento ya no habría pasado nada. Pero, afortunadamente,el
Universo no era completamente homogéneo. Desde muy temprano,
existió una serie de inhomogeneidades que fueroncreciendo con el
tiempo, ayudadas por la fuerza gravitacional.Como veremos después,
estas inhomogeneidades provocaronque partes del gas se colapsaran y
formaron objetos densos,con características muy peculiares.
Dependiendo de sus tamaños,estos objetos son los cúmulos de
galaxias y las galaxias mismas. El
colapso gravitacional fue lo que logró que estos objetos
cósmicosnacieran y se desarrollaran (véase la lámina 5).
Después de la recombinación y la formación de átomos, em-pezó la
formación de galaxias debido a la fuerza gravitacional.Dentro de
las galaxias viven enormes volúmenes de gas. Comola galaxia es un
sistema donde habita una gran cantidad de gas,este gas empezó a ser
atraído constantemente debido a su fuerza
gravitacional. Es semejante a lo que pasa en la Tierra y la
Luna.Cuando la Luna aparece por el horizonte, ésta atrae un poco a
laTierra. Pero más que atraer a la Tierra, atrae al mar,
provocandoque suba la marea en las orillas. Este fenómeno es bien
conoci-do por quienes viven en las orillas del mar. Cuando aparece
laLuna, la marea sube, la Luna atrae al mar con su fuerza de
grave-dad. A estas fuerzas se les conoce como fuerzas de
marea . De lamisma forma como en el mar, la presencia de mucho
gas en la ga-laxia provoca fuerzas de marea dentro de la galaxia y
debido,entre otras circunstancias, a las fuerzas de marea de la
galaxia, elgas se colapsa para formar estrellas. La formación de
estrellas enlas galaxias es muy común (véanse las láminas 6 y
7).
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Las estrellas no son otra cosa que masas de gas en
equilibriogravitacional y térmico. En un proceso más o menos
complicado,pero ya conocido, el gas empieza a colapsarse por su
fuerza gra-
vitacional, girando alrededor de un eje (véanse las
láminas 8 y 9). Al colapsarse, el gas disminuye su volumen, lo
que provoca unaumento de la temperatura del gas, sobre todo en el
centro delcolapso. Al aumentar suficientemente la presión del gas
en elcentro de la estrella, que es principalmente hidrógeno, a
pre-siones y temperaturas muy altas el hidrógeno inicia una
reacciónde fusión nuclear; a grandes rasgos, los núcleos de
hidrógeno,
o protones, se unen para formar dos protones unidos, es
decir,helio. Esta reacción nuclear es la misma que se lleva a cabo
enla explosión de una bomba de hidrógeno y es exotérmica, aumen-ta
la temperatura del gas. Al mismo tiempo, el aumento de
estatemperatura provoca a su vez un aumento en la presión del gasen
dirección contraria al colapso gravitacional. Pero, entre másse
colapse el gas, más aumenta la temperatura del centro y mayor
es la intensidad de las reacciones termonucleares. Por lo
tanto, entre mayores sean las reacciones termonucleares,
másaumentará la temperatura y mayor será la presión que compen-se
el colapso, hasta llegar un momento en el que los dos pro-cesos se
equilibren. La formación de una estrella puede durar
varios millones de años, pero después de este proceso las
fuerzasdentro de la estrella se equilibran, lo cual da origen a una
estre-lla estable. Y este equilibrio es tan estable que suele durar
miles
de millones de años. Claro, entre más grande sea una estrellamás
presionará su centro, más rápido se consumirá su hidrógeno y
lo convertirá en helio. Así que una estrella gigante suele
durarmenos tiempo que una más pequeña. La nuestra, el Sol, es
unaestrella mediana que ha “quemado” hidrógeno durante 5
000millones de años, y lo seguirá haciendo durante otros 5000
millo-nes de años.
Pero la cantidad de hidrógeno es finito, por lo que llega un
mo-mento en que se acaba. Cuando esto sucede, el gas vuelve a
colap-sarse y el centro vuelve a disminuir su tamaño, por lo tanto
secalienta mucho más. Si la presión del gas aumenta de nuevo
losuficiente, es el helio el que se empieza a fusionar. Como es
ob-
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8/18/2019 ¿de Qué Está Hecho El Universo Materia Oscura y
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vio, ahora el centro de la estrella es básicamente un gas
de helio y un poco de hidrógeno y éstos, al fusionarse con
otro helio o conotro hidrógeno, forman litio y berilio. La
fusión del helio es más
caliente y, por consiguiente, la presión en el centro de la
estrellaes mayor, lo cual compensa de nuevo el colapso
gravitacional dela estrella, pero este combustible se termina más
rápidamenteque el de hidrógeno y la estrella vuelve a colapsarse un
pocomás; al aumentar su temperatura, es el litio el que se fusiona
y establece un equilibrio, y así sucesivamente. Al final, se
hanproducido prácticamente todos los elementos en el centro de
la
estrella en un proceso que puede durar varios miles de
millonesde años; la estrella acaba con todo su combustible, con
todoslos elementos que al fusionarse forman una reacción
exotérmica,terminando con el hierro. Entonces ya no hay nada que
detengael colapso. El último de estos colapsos es muy violento, y
depen-de fundamentalmente del tamaño de la estrella; el colapso
finales acompañado de una gran explosión, iluminando con ellatodo
el firmamento; en ocasiones alumbra tanto como la gala-
xia misma. A estas explosiones se les conoce como
supernovas y su tamaño depende fundamentalmente de la
masa final de la es-trella (véase la lámina 10). Después de esa
gran explosión desupernova, la estrella se convierte en algún tipo
de estrella muy compacta y opaca, según la masa final después
de la explosión.
A saber, si la masa final de la estrella después de la
explosión esmenor que 1.4 masas solares, la estrella final será una
enana
blanca . A este límite de masa dado por 1.4 masas solares
se leconoce como límite de Chandrasekhar, en honor al físico
hindúSubrahmanyan Chandrasekhar, quien lo encontró en la décadade
1930. Si el producto final de la explosión de supernova es ma-
yor que el límite de Chandrasekhar, pero menor que algo
másque dos masas solares, el producto final será una estrella de
neu-trones, llamada así porque es básicamente un sistema de
neutro-nes puros (tal vez con una superficie de hierro). El campo
mag-nético de estas estrellas es tan intenso que es capaz de
lanzarseñales electromagnéticas, ondas de radio fundamentalmente,a
enormes distancias. Estas ondas de radio son captadas aquí enla
Tierra en forma de pulsos, y es por ello que a estas estrellas
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se les conoce también como pulsares (véase la lámina 11).
Si lamasa final de la estrella es mayor que 2.5 masas solares, el
pro-ducto final será tal vez un hoyo negro, un objeto tan denso
(ya
que nada ha podido detener su colapso) que ni la luz es capazde
salir de él. En la actualidad hay buenos indicios de que enlos
centros de muchas galaxias (incluso en la nuestra, véase lalámina
12) existen hoyos negros supermasivos, es decir, hoyosnegros con
masas de millones de masas solares. Se ha reconocidoque galaxias
mayores tienen hoyos negros más masivos en sus cen-tros que la
galaxias de menor tamaño (véase la lámina 13).
El punto más interesante es que, al llevarse a cabo la
explosiónde supernova, la mayor parte de esta estrella es lanzada
al exte-rior, sólo el núcleo permanece en la estrella. Pero ésta ha
trans-formado prácticamente todo su hidrógeno en elementos
máspesados, en los elementos que ahora conocemos. Entonces,
estoselementos cocinados en el centro de la estrella son lanzados
alexterior para convertirse de nuevo en polvo interestelar, que
des-pués podrá ser captado por otra estrella en formación. Esto
es
seguramente lo que sucedió con nuestra estrella. El Sol es
unaestrella de la segunda generación, o tal vez de la tercera,
forma-da en nuestra galaxia. El Sol captó los elementos remanentes
deotra u otras estrellas que envejecieron antes, después de vivir
suciclo completo hasta transformarse en supernovas (véase la
lámi-na 14). Los elementos captados por el Sol fueron también
capta-dos por sus planetas, como la Tierra, elementos que han
servido
para iniciar el proceso de la vida en nuestro planeta. Es
decir,estamos hechos de elementos cocinados en el centro de las
estre-llas en miles de millones de años, después de los cuales el
Sol haservido como foco de energía para que la Tierra y los demás
pla-netas del sistema solar tengan condiciones para su desarrollo.
Enla Tierra, estas condiciones han dado lugar a un desarrollo
orgá-nico muy intenso. Después de unos 4000 millones de años,
estoselementos en condiciones propicias, han dado pie a un
númeroenorme de especies animales y vegetales. Ahora sabemos que
laformación de estos discos planetarios es muy común en el Uni-
verso, por lo que la existencia de planetas debe de ser
algo típico,algo común en el cosmos (véase la lámina 15).
Particularmente,
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en nuestro sistema solar, este disco planetario ha dado lugar
auna especie que ha adquirido conciencia de sí mismo, de suentorno
y del Universo: el hombre. En otras palabras, estamos
hechos de Universo, nuestra sustancia fue cocinada en miles
demillones de años en los núcleos de las estrellas, somos materia
delUniverso que evolucionó en un planeta para ser conciente de
suexistencia y de la existencia del cosmos; somos los ojos, los
oídos,el cerebro del Universo, es decir, somos la parte del
Universo quepretende conocerse a sí mismo.
Debido al colapso gravitacional la vida existe en la Tierra.
Más
aún, debido a la formación de las galaxias y luego de las
estrellasel Universo pudo crear la conciencia, a un ser que sabe de
su exis-tencia y de la existencia del Universo; somos esa parte del
Uni-
verso que se pregunta: ¿qué hago aquí?, ¿de dónde vengo?,
¿adónde voy?, ¿para qué estoy aquí?, ¿para qué existo? Y quelucha
incansablemente para dar una respuesta a estas pregun-tas (aunque
esto no siempre sea totalmente posible).
III. Teoría generalde la relatividad
En síntesis, los científicos de la segunda mitad del siglo xx
pen-
saban que su idea sobre lo que podría ser el Universo se
aproxi-maba mucho a la realidad. Muchos creían que ya se
conocíancasi todos los puntos fundamentales sobre la evolución
delUniverso y que sólo hacia falta un trabajo sistemático para
ajus-tar constantes y mejorar observaciones. A este modelo lo
llama-ron el modelo del big bang caliente o modelo estándar de
la cosmología .
Este fenómeno que hace que los sabios de la humanidad pien-sen
que ya lo saben todo, sucede a los hombres regularmente.Otros dos
ejemplos se dieron a fines de la edad media y a prin-cipios del
siglo xx, hace 100 años. Hablaremos de estas dosaventuras.
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Durante 1200 años, en el mundo cristiano prevaleció la idea deun
Universo como lo había concebido Ptolomeo en la épocade los
griegos. Ptolomeo había supuesto que el Universo con-
sistía de una serie de esferas concéntricas en las cuales la
Tierraera el centro. Alrededor de la primera esfera giraba la
Luna;alrededor de la segunda giraba el Sol en torno a la Tierra. En
lassiguientes cinco esferas giraban los cinco planetas conocidosen
aquel entonces: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.Una
estrella, la del norte, era la única que no giraba, y al finalse
encontraba la esfera donde estaban pegadas todas las estre-
llas, todas juntas inmutables girando en la misma esfera.
Estaidea estaba, además, en concordancia con la cosmogonía
cristia-na: el hombre a imagen y semejanza de Dios, en el centro
del Uni-
verso. Durante más de 1 200 años esta idea cambió poco.
Loshombres se hacían muchas preguntas sobre el Universo, perono
ponían en duda este modelo (o no lo decían, pues si lo
hacíancorrían el peligro de que la inquisición los quemara
vivos).
En la antigua Polonia del siglo xvi, fueron las
observaciones
de Nicolás Copérnico las que provocaron las primeras dudassobre
el modelo de Ptolomeo. Copérnico observó que los plane-tas no
seguían trayectorias circulares sino que, en ocasiones,algunos, en
su trayectoria, daban marcha atrás (véase la figura 4).Por lo
tanto, su experiencia no concordaba con el modelo dePtolomeo. Poco
tiempo después, Johanes Kepler, un joven in-quieto que estudiaba en
la universidad de Tübingen en Alema-
nia, y que vivió en una época de efervescencia de ideas
nuevas,se enteró por sus maestros de las ideas de Copérnico. En
esosmomentos, el padre Martin Lutero ponía en tela de juicio el
po-der de la iglesia católica que predominaba en toda Europa,
y discutía nuevas ideas sobre la religión. Kepler, que para
enton-ces ya era maestro de matemáticas en Praga, encontró quehabía
la misma relación entre las órbitas de Júpiter y Saturno y la
de un triangulo equilátero dibujado entre dos círculos
con-céntricos. Esto le hizo suponer que las órbitas de los
planetastenían alguna relación con las cinco figuras sólidas
perfectasde la geometría euclidiana. Esta idea estaba en
concordanciacon la premisa de que si Dios era perfecto, entonces
debería
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Figura 4. Trayectoria que siguen los planetas en la bóveda
celeste. Copérnico fue elto se puede explicar suponiendo que la
Tierra y los planetas giran alrededor del So
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utilizar figuras perfectas para establecer sus leyes de
movimiento.Kepler pasó prácticamente toda su vida tratando de
encontrar larelación de las órbitas con estos sólidos perfectos,
pero nunca
logró ajustar sus ideas a las observaciones. Sin embargo, en
undía de inspiración, Kepler ensayó una elipse como posible
tra-
yectoria de los planetas alrededor del Sol. El ajuste fue
perfecto.Kepler logró explicar las observaciones de Copérnico sobre
lastrayectorias de los planetas, utilizando un modelo en el que
laTierra ya no estaba en el centro del Universo, sino era el Sol
elque estaba en el foco de la órbita de la Tierra. Al poco
tiempo,
Kepler enunció sus tres leyes del movimiento de los astros.
Laprimera ley de Kepler es sobre la forma de la órbita de
losastros: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del
Sol,donde el Sol está en uno de sus focos. La segunda es sobre
elmovimiento de estos astros: los planetas barren áreas iguales
entiempos iguales, lo cual implica que los planetas no siempre
viajan a la misma velocidad. Y la tercera ley de Kepler
habla so-bre la distancia de estos astros del Sol: el cubo del
periodo de la
órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de su
distan-cia del Sol (véase la figura 5). Estas tres leyes tan
simples explicancompletamente el movimiento de los astros en el
cosmos.
Y ¿de qué nos sirve saber cómo se mueven los planetas en
elcosmos? Lo importante de esta historia es que esta acción
con-dujo al hombre al desarrollo moderno de la sociedad y de
latecnología. Kepler fue el primer hombre en anteponer sus ob-
servaciones sobre sus creencias. Luchó toda su vida para que
sucreencia en las figuras perfectas funcionara como modelo
delcosmos, pero con esto demostró que la naturaleza no es lógica,no
sigue patrones lógicos preestablecidos como las matemáti-cas, la
naturaleza es sutil y siempre llena de sorpresas.
Estasobservaciones y estas leyes condujeron a una revolución
totaldel pensamiento y de la ciencia, cuya cúspide fue el
descubri-miento de las leyes de Newton; una teoría general que
explicabalas observaciones del Universo; un concepto totalmente
revolu-cionario basado en una teoría matemática que
aparentementepodía explicar todo; unas cuantas fórmulas matemáticas
queexplican todo el Universo, todo lo que observamos. El
predomi-
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Figura 5. Las leyes de Kepler: los planetas siguen órbitas
elípticas alrededor del Stiempos iguales. El cubo del periodo de la
órbita de los planetas es proporcional al
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nio de esta teoría se mantuvo hasta fines del siglo xix, cuando
lateoría de Newton, conjuntamente con la teoría
electromagnéti-ca de Maxwell, eran la piedra angular del
conocimiento humano
sobre la naturaleza y el cosmos. De nuevo, la mayoría de los
pen-sadores de la época opinaba que la ciencia estaba terminada,que
sólo faltaban unos cuantos detalles para poder acabarla.Pero no fue
así.
El inicio del siglo xx fue el escenario de otra fabulosa
revolu-ción del pensamiento. En aquella época, un grupo de
científicosinvestigaba fenómenos como el de la radiación de cuerpo
negro
(básicamente radiación electromagnética causada por un
objetocaliente). En el laboratorio observaban que un cuerpo
calientepuede emitir ondas electromagnéticas en forma de ondas de
ra-dio. Lo característico era que esta radiación sigue un patrón
muy especial, como el que se ve en la figura 3. Los
investigadores te-nían la convicción de que el fenómeno debería
explicarse usandola teoría electromagnética de Maxwell, pero eso no
sucedió. Porun lado, las observaciones en la radiación de cuerpo
negro no ajus-
taban con la teoría electromagnética y la teoría cinética .
Por otrolado, la teoría electromagnética y la teoría mecánica de
Newtonpresentaban ciertas inconsistencias teóricas. La primera
llevó aMax Planck, en Alemania, a la formulación del concepto de
ener-gía cuantizada , es decir, energía que toma sólo valores
discretos.
En el momento de su formulación, el concepto pareció
algodescabellado. Es como si hoy alguien les dijera a ustedes
que
para subir a un piso alto de un edificio sólo pueden hacerlo
deun salto, no por las escaleras ni por el elevador, ya que los
luga-res intermedios no existen. Suena ridículo. Pero mediante
unaserie de experimentos Planck demostró que en el mundo
micros-cópico así es. La energía y todas las cantidades físicas
están cuan-tizadas, es decir, no pueden tomar valores continuos,
sólo valoresque son proporcionales a los números enteros. Ésta es
la base dela teoría cuántica , que es el fundamento de la
electrónica mo-derna. Los aparatos de telecomunicaciones, de
televisión, etc., nopodrían pensarse sin las bases de la mecánica
cuántica , logroque provocó cambios muy radicales en nuestras
vidas. ¿Imagínen-se el mundo sin televisión?
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La segunda inconsistencia de la época, una inconsistenciamás que
menos teórica, llevó al joven alemán Albert Einstein aformular la
teoría especial de la relatividad y luego la teoría ge-
neral de la relatividad. Ya era conocido por varios físicos de
laépoca que la teoría electromagnética y la teoría de Newton
nosiguen las mismas leyes de transformación. El joven
Einsteinapostó a favor de la teoría electromagnética de Maxwell y
formu-ló una teoría mecánica compatible con la teoría de Maxwell,
locual no desechaba la teoría de Newton, decir esto es como
unsuicidio. Con la teoría de Newton, los tecnólogos de la época
habían podido diseñar las máquinas que trabajaron durante
laRevolución Industrial. La nueva teoría de Einstein establecía
unlímite de validez a la teoría de Newton. Si los cuerpos se
mue-
ven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, la
teoría deNewton deja de tener validez. La teoría especial de la
relativi-dad no gustó a muchos, quienes inmediatamente la
rechaza-ron. Pero las observaciones vinieron después y comprobaron
loque la teoría predecía. Un logro realmente notable de un hom-
bre. Einstein formuló la teoría especial de la relatividad en
1905,a los 26 años de edad. Ésta es la teoría dinámica de los
objetosque se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la
luz.Una de sus consecuencias es la famosa fórmula de
Einstein: E mc 2 . Aquí, E es
la energía en reposo de un cuerpo, m sumasa y c la
velocidad de la luz. Esta fórmula es fundamental entodas las
teorías modernas. La teoría contenía implícitamente
las leyes dinámicas de las interacciones electromagnéticas,
perono una formulación equivalente para las interacciones
gravitacio-nales. En 1909, con la ayuda de su amigo matemático
MarcelGrossman, Einstein empezó a formular una teoría
gravitacio-nal consistente con su teoría especial, que estuvo lista
en 1915.Pero, ¿en qué consiste la teoría general de la relatividad?
¿Hastaqué punto es ésta una revolución del pensamiento? Vamos
aexplicarlo.
La teoría general de la relatividad se basa en las
observacionesde Galileo Galilei sobre la caída libre de los
cuerpos, experienciaque cualquiera de nosotros puede llevar a cabo
en casa. Preguntea un niño qué esperaría si dejara caer desde
cierta altura, al mis-
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mo tiempo, dos piedras una muy pesada y una mucho más
ligera,¿cuál cae primero? Seguramente el niño responderá: “la
máspesada”. Puede parecer cierto, si es más pesada la Tierra la
atrae
con mayor fuerza, por lo tanto va más rápido. Sin embargo,
hay algo más. Si la piedra es más pesada, al mismo tiempo
contienemayor inercia . Vamos a ser más explícitos. En la
naturaleza hay dos fuerzas que tienen que ver con la masa.
Según nuestra masa,es nuestro peso. A mayor masa (la cual es la
carga gravitacional,es decir, la medida con la que la Tierra nos
atrae), la Tierra nosatrae con mayor fuerza. Esta fuerza siempre es
en dirección al
centro de la Tierra. Pero hay otra fuerza que tiene iguales
re-percusiones. Cuando vamos en un autobús urbano, que
general-mente los conductores manejan como si transportaran vacas
en
vez de personas, nuestra tendencia dentro del vehículo es
la demovernos de un lado a otro. Por ejemplo, si el autobús
frena,nos lanzamos hacia delante; si el autobús acelera, nuestra
ten-dencia es entonces irnos hacia atrás. Existe una fuerza que
nosmueve dentro del autobús que no tiene nada que ver con la
atracción gravitatoria de la Tierra, sino sólo con el
movimientodel autobús. Esta fuerza se opone siempre a nuestro
cambio demovimiento, va en sentido inverso a la dirección a la que
noso-tros cambiamos de movimiento. También notamos que a losniños
les afecta menos, y que a las personas gorditas les afectamás. No
es lo mismo empujar un automóvil pequeño que un trai-ler. Tratar de
cambiar el estado de movimiento (empujar) del
automóvil, es mucho más fácil que cambiar el estado de
movi-miento del trailer. (Intenten frenar un trailer en la
carretera,no es fácil). A esta fuerza se le llama inercia, y es
proporcionala la masa. Pero, obviamente la fuerza de inercia no
tiene nadaque ver con la fuerza de gravedad. La inercia se debe al
movi-miento, y la fuerza de gravedad a la carga gravitacional.
La experiencia de Galileo consiste en que la piedra pesada y
lapiedra ligera caen siempre al mismo tiempo. Dice la leyenda
queGalileo hizo este experimento en la torre de Pisa (véase la
figu-ra 6), valiéndose de su inclinación. Sin embargo, este
resultadoparece ilógico. Si la piedra es más pesada, la Tierra la
atrae conmayor fuerza y por lo tanto debería caer más rápido. Pero
la pie-
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Figura 6. Galileo hizo el experimento de lanzar dos objetos de
diferentes masas (dpara ver cuál caía primero. El resultado fue que
ambos objetos dejados caer simutiempo, no importando su masa.
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dra más pesada también tiene mayor inercia, así que se oponecon
mayor intensidad al movimiento. Incluso, cuando le pre-gunté a mi
hijo de 6 años cuál caía primero, contestó: “la más
ligera, porque puede ir más rápido”. Cierto, pero lo que no
tomóen cuenta es que la piedra ligera no es atraída por la Tierra
contanta fuerza como la más pesada. Lo sorprendente es que
siaumentamos la masa inercial, también aumentamos la masa (car-ga)
gravitacional. El hecho de que sin importar la masa las
piedrassiempre caen a la misma velocidad, implica que la masa
gravita-cional, la que atrae a la piedra contra la Tierra, aumenta
en la mis-
ma proporción que la masa inicial, la que se opone al cambio
demovimiento. Es decir, la masa inercial es igual a la masa
gravita-cional. Muy sorprendente ¿verdad? Bueno, ¿y eso qué es?
Bien, significa que si yo voy en un elevador y de pronto
suscuerdas se rompen y desciende en caída libre, todo lo que
vayadentro del elevador caerá con la misma velocidad, incluso la
ca-bina. Quienes vayamos en el elevador sentiremos que
estamosflotando; todo lo que vaya dentro flotara en él, igual que
en una
nave espacial en medio del espacio infinito, donde no hay
gra- vedad (véase la figura 7). Aquí está el punto. Einstein
hizo elsiguiente razonamiento: en un lugar donde no hay fuerzas
losobjetos que viajan a velocidad constante viajarán siempre
enlínea recta. Dos objetos que viajen paralelamente nunca
choca-rán; es decir, si no hay fuerzas las paralelas nunca se
juntarán(véase el lado derecho de la figura 7bis). A un objeto que
viaja
a una velocidad constante los físicos lo conocen como
sistema inercial. Einstein se preguntó: ¿cuáles son los
sistemas inercialesen un planeta? Si retomamos la experiencia del
elevador en caídalibre, veremos que la gente dentro del elevador
experimentaráuna sensación idéntica a la de los astronautas que
viajan den-tro de una nave en el espacio. Ambos verán que todo
flota.
Por ejemplo, si alguna de las personas en el elevador en
caídalibre empujara un objeto, el objeto se movería en la
direcciónen la que fue empujado a velocidad constante. El resultado
esel mismo que en la nave espacial, que es un sistema
inercial.Einstein llegó a la conclusión de que los sistemas en
caída libreson los sistemas inerciales en los planetas, es decir,
en los lugares
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Figura 7. Una caja en caída libre, en un planeta como la Tierra
donde actúa la fupelota ligera en su interior, tiene el mismo
efecto que la caja en un lugar en medio sobre ella.
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Figura 7bis. A la izquierda, dos objetos que caen libremente en
una caja. Los objetostrayectorias se juntarán en su centro. A la
derecha, dos objetos que se mueven en el eque los altere, sus
trayectorias serán paralelas, nunca se juntarán.
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en donde hay gravedad. Pero sí hay una diferencia. Supongamosque
ponemos dos pelotitas, una en cada extremo del elevador,como ambas
caen hacia el centro de la Tierra veremos que las
pelotitas se acercan lentamente, porque ambas viajan hacia
elcentro de la Tierra (véase el lado izquierdo de la figura 7bis).O
sea, en este sistema las dos pelotitas que caen paralelamentesí se
juntarán en el centro de la Tierra. Esto quiere decir que enun
sistema con gravedad las paralelas sí pueden juntarse. Sinembargo,
en un plano las paralelas nunca se juntan. Pero en unaesfera sí
puede haber paralelas que se junten, por ejemplo, dos lí-
neas paralelas viajando de norte a sur se juntan en los polos
(véa-se la figura 8). La conclusión de Einstein fue entonces
brillante,concluyó que las paralelas en el sistema gravitacional se
juntanporque el espacio-tiempo se curva. Pues bien, ésta es
básica-mente la teoría de Einstein: las interacciones
gravitacionales cur-
van el espacio-tiempo. ¿Es esto realmente importante?
Evidente-mente sí, esta teoría cambia completamente nuestro
conceptode interacción. Para Einstein no hay fuerzas, como en la
teoría de
Newton la interacción entre dos cuerpos se da por la
modifica-ción de la geometría del espacio-tiempo debido a la
existenciade los cuerpos.
Este concepto de interacción podría extenderse incluso a
otrasinteracciones, como la electromagnética, la nuclear,
etcétera.
Muy bien, pero si la existencia de un cuerpo dobla, curva,
modi-fica la geometría del espacio-tiempo, esto debería verse. Así
es,
ésta es una de las predicciones más extraordinarias de la
teoríageneral de la relatividad. En 1919, el físico inglés Sir
Arthur Ed-dington realizó una expedición al Atlántico sur, al
occidente de
África, donde se llevaba a cabo un eclipse total de Sol.
Ahí Edding-ton observó las estrellas más cercanas a la corona solar
en el mo-mento del eclipse; seis meses después volvió a medir la
posiciónde las mismas estrellas, ya sin la alteración gravitacional
causadapor nuestra estrella, cuando la Tierra estaba del otro lado
de laórbita solar. Lo que observó fue que las estrellas
aparentementehabían modificado su posición debido a la presencia
del Sol,que equivale a que el Sol había modificado la trayectoria
de laluz proveniente de estas estrellas, debido a que éste había
curva-
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Figura 8. En un espacio curvo, como el de una esfera, las
paralelas sí pueden juntarla esfera.
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do su espacio alrededor (véase la figura 9 y la lámina 16). Es
más,la modificación coincidió muy bien con la predicha por
Einstein.
Así que, Einstein tenía razón, la interacción
gravitacional se da
por la modificación de la geometría del espacio-tiempo
alrede-dor. Este resultado espectacular implica que las
interaccionesentre cuerpos se dan debido a la modificación que los
cuerposejercen sobre la geometría del espacio-tiempo. Pero ¿y qué
im-plicaciones tiene esta nueva teoría sobre nuestro modelo
delUniverso? ¡Mucha!
El primero en hacerse esta pregunta fue el físico soviético
Alexander Friedmann en la segunda década del siglo xx.
Investi-gó las consecuencias de la teoría de Einstein sobre el
modelo delUniverso. Según el modelo derivado de la teoría de
Newton, to-das las estrellas se atraen entre sí debido a su fuerza
gravitacio-nal. En tal caso, es difícil imaginar por qué el
Universo está enequilibrio, ¿por qué si todas las estrellas se
atraen, no se colap-san? La solución a este problema se da de la
siguiente manera.Imaginemos una estrella, por ejemplo el Sol,
rodeada por más
estrellas. Si para cada estrella existe otra estrella que se
encuen-tra del otro lado del Sol, ésta ejercerá una fuerza
equivalente y de sentido contrario sobre el Sol, de tal forma
que la fuerzaneta sobre el Sol será casi cero (véase la figura
10).
Así, podemos imaginar que para cada una de las estrellas
queestán alrededor del Sol, existe otra que la equilibra. Pero
estomismo debe de suceder a su vez a cada una de estas estrellas
que
rodean al Sol, debe de haber estrellas que también las
equilibren. Y a las que rodean a estas estrellas también debe
de haber lasque las equilibran, y así sucesivamente hasta el
infinito. Entoncesel Universo de Newton debía de haber sido
infinito para poderestar en equilibrio. Si era infinito en el
espacio, entonces deberíaserlo también en el tiempo. Aunque esto
estaba en contradiccióncon la idea religiosa de un inicio del
Universo: de la existencia deun momento de la Creación. Por otro
lado, y en contradiccióncon las predicciones de la teoría de
Newton, los físicos, Alexan-der Friedmann, en la Unión Soviética, y
casi al mismo tiempoel abate Georges Lemaître, en Bélgica, llegaron
a la conclusiónde que, según la teoría de Einstein, el Universo
debería tener un
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Figura 9. El campo gravitacional del Sol dobla la trayectoria de
los rayos de luz procampo gravitacional modifica la geometría del
espacio-tiempo. Esto se manifiesta poestán en realidad un poco
desviadas de su posición real.
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Figura 10. Una estrella que tiene estrellas rodeándole en cada
dirección compenssobre la estrella central. Las flechas representan
las fuerzas ejercidas por cada estpermite tener estrellas en
equilibrio entre sí, si hay un número infinito de estrellas
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principio y debería estar en expansión. Sin embargo,
Einsteinbuscaba desesperadamente que su teoría le diera un
Universoestático e infinito, como decían los paradigmas de la
época. In-
cluso, Einstein llegó al extremo de modificar las ecuaciones
desu teoría, agregándoles una constante, que llamó la
constantecosmológica , para poder llegar a la solución
estática del Uni-
verso, algo que ni aun así logró. La constante cosmológica
no sir- vió para explicar un Universo estático e infinito; de
hecho, como ya vimos, el Universo no es ni estático ni
infinito (al menos elnuestro). En 1929 Einstein viajó a Estados
Unidos a visitar a
Edwin Hubble, quien había anunciado que había evidencias deque
el Universo estaba expandiéndose. Después de convencersede que las
observaciones del Universo afirmaban su expansión,Einstein
pronunció una frase que se hizo célebre: “La constantecosmológica
es el peor error de mi vida”. Sin embargo, como
veremos más adelante, nuevas observaciones indican que es
muy probable que exista esta constante cosmológica o algo muy
pare-cido. También en esto, Einstein tuvo razón.
A partir de los descubrimientos de Hubble y la base
teóricaque la teoría de la relatividad general daba a las
observaciones dela expansión del Universo, nuestro paradigma sobre
el origendel cosmos cambió de nuevo. Ahora pensamos que el
Universotiene un origen y se expande, y que esta expansión fue
causadapor una gran explosión que lanzó toda la materia del
Universoen todas direcciones. Sin embargo, como la fuerza de
gravedad es
atractiva, se esperaría que el Universo se estuviera
desacelerando.Es decir, se esperaría que el Universo se hubiese
expandidomás rápido antes en comparación a como lo hace ahora, ya
quela fuerza de gravedad lo debería estar frenando.
Sin embargo, de nuevo, la naturaleza es muy sutil y no es
lógi-ca. Lo que sucedió en los últimos 20 años del siglo xx y
los pri-meros del siglo xxi lo demuestran. Como veremos más
adelante,la sorpresa es que el Universo no se está frenando; por el
contra-rio, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido.
Estedescubrimiento trae consigo, una vez más, un cambio
revolu-cionario de nuestro paradigma del origen del cosmos.
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IV. Inflación
Antes de entrar en materia, vamos a discutir cuáles son
losproblemas que tiene el modelo cosmológico de Friedmann, omodelo
estándar de la cosmología. El primer problema serio alque se
enfrentó fue que, según el modelo, el Universo deberíahaber
iniciado su vida en una gran explosión y continuar ex-pandiéndose
hasta nuestros días; la expansión debería ser suave
y desacelerada. Sin embargo, una expansión así tiene el
siguien-
te problema: imagínense dos regiones separadas por una
distan-cia un instante después del origen del Universo; como el
Uni- verso está en expansión, la luz tendrá que viajar de una
regióna otra en contra de la expansión; es como si una hormiga
tra-tara de llegar sobre un globo que está siendo inflado a un
lugardonde se encuentra su comida. Entre más espacio recorre,
másgrande es la distancia. Depende de la velocidad a la que corrala
hormiga y de la velocidad en que se infle el globo, que la hor-
miga alcance algún día su comida (véase la figura 11).Pero no
sólo la luz, sino también la interacción gravitacional y
todo tipo de interacciones entre las partículas viajan a la
veloci-dad de la luz, aunque si el Universo estaba en su máxima
velo-cidad de expansión en ese momento, encontraremos regionesque
no tendrán tiempo de entrar en contacto a través de la luz,
y, por consiguiente, tampoco a través de ninguna
interacción
entre partículas. Es decir, habrá regiones del Universo que no
es-tarán en contacto causal en este momento. El problema es
que,debido a la expansión del Universo siempre habrá muchasregiones
que tardarán mucho tiempo en entrar en contactocausal entre ellas.
Por ejemplo, imaginemos una galaxia lejana;en estos momentos
estamos recibiendo su luz, que viajó miles demillones de años antes
de llegar a nosotros; imaginemos tambiénlas regiones de las que en
este momento estamos recibiendo suprimera luz, regiones de las que
nuestra galaxia nunca anteshabía recibido luz. Más aún, estamos
recibiendo la radiación defondo del Universo desde los confines más
lejanos del Universo(también del Polo Norte, del Polo Sur, etc.).
El problema es que,
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Figura 11. Una hormiga camina hacia su comida en un globo que es
inflado consttiene que recorrer la hormiga es menor que el tiempo
2. Si el globo se sigue inflanseguro que la hormiga consiga su
objetivo.
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en todo el Universo que observamos, tanto las galaxias como la
ra-diación de fondo, tienen exactamente las mismas
características.Es decir, la radiación de fondo que recibimos por
el Polo Norte
tiene la misma temperatura, la misma densidad, el mismo
espec-tro de fluctuaciones, etc., que la radiación de fondo que
recibi-mos por el Polo Sur ¿Cómo es posible, si estas dos regiones
tandistantes de nosotros, aún más distantes entre sí, que
nuncaestuvieron en contacto causal una con la otra, sepan de
todaslas características de la otra región? ¿Cómo sabe una
regiónremota para nosotros, que otra región también remota para
nosotros pero del lado opuesto, que cada una tiene la misma
tem-peratura, la misma densidad, etc., si nosotros estamos a
mitaddel camino entre ellas? ¿Cómo se comunicaron entre sí? A
esteproblema se le conoce como el problema del horizonte.
Un problema más del modelo de Friedmann, igual de grave,es el de
las condiciones iniciales. En cada modelo, el desarrollodel
Universo depende de cómo era éste en sus inicios, es decir,de sus
condiciones iniciales. Es análogo al siguiente ejemplo.
Imaginemos que dejamos caer una pelota por un tobogán (véasela
figura 12); sin importar cómo la dejemos caer, su movimien-to será
semejante en cada caso, la pelota rodará hacia abajo,pegando de vez
en cuando contra las paredes del tobogán. Almomento de dejar caer
la pelota se le llama condición inicial.Este fenómeno es muy
diferente al de dejar caer la pelota sobreun tubo con la misma
inclinación que el tobogán; será muy
difícil que la pelota siga el tubo hasta el final. Deberemos
colocarla pelota con mucho cuidado justo en el centro del tubo para
lo-grar, aunque tal vez con dificultad, que descienda en línea
recta.
A veces la pelota caerá hacia la izquierda, otras a la
derecha, etc.,pero raramente llegará hasta el final del tubo. En
este caso, lascondiciones iniciales deben ser extremadamente
exactas para lo-grar que la pelota ruede sobre el tubo. En el caso
del Universo,se esperaría que las condiciones iniciales no fueran
tan extre-mas; que la formación de universos que puedan originar
vidacomo la nuestra no sea tan especial; unas condiciones
inicialesdel Universo, algo como lo que ocurre con la pelota
cayendo porel tobogán.
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Figura 12. Para una pelota que cae por un tobogán, las
condiciones iniciales, o searriba, no influye mucho en su caída. La
pelota siempre rueda por el tobogán. Perotubo, las condiciones
iniciales influirán mucho en su comportamiento de caída. Lograbajo
es sumamente difícil y requiere de condiciones iniciales muy
precisas.
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Sin importar demasiado cómo son las condiciones iniciales
delUniverso, siempre deberíamos obtener algo semejante. Pero enel
modelo de Friedmann esto no es así. Por ejemplo, sabemos
más o menos cuál es la densidad total de Universo, es
práctica-mente la densidad crítica del Universo, la cual
aclararemos másadelante. Para identificar los contenidos de materia
en el Univer-so, los cosmólogos acostumbran usar más que la
densidad dealguna especie de materia, el cociente de esta densidad
divididoentre la densidad crítica. Así, este cociente es
prácticamente 1para el Universo en total. Sin embargo, si queremos
lograr que
nuestro modelo tenga esta densidad actualmente, debemos ini-ciar
con un cociente de densidad que es 1.000…001, un uno,un punto, 60
ceros y al final un uno de nuevo. O, 0.999…9, uncero, punto y 60
nueves. Algo extremo. Si no lo hacemos así, sipor ejemplo en vez de
poner 60 ceros sólo ponemos 10 o 20, elUniverso resultante
iniciará, se expandirá un poquito y se reco-lapsará. En este
Universo no daría tiempo de que se formarangalaxias, que a su vez
formaran estrellas y luego planetas que
originen vida y gente que se pregunte cómo se originó el
Uni- verso. O al contrario, si en vez de 60 nueves, sólo
ponemos 10 o20, el Universo se expandirá tan violentamente que no
permitirála formación de galaxias, ni de nada. Es decir, para
obtener unUniverso que forme galaxias, estrellas, planetas, vida y
despuésconciencia debemos poner unas condiciones iniciales en una
si-tuación extrema. Claro que habrá quien argumente, pues así
es
el Universo, y si no tuviera esas condiciones iniciales
extremas,no daría lugar al Universo que conocemos ni a seres que se
pre-gunten por qué es así el Universo. Sin embargo, se espera
unarespuesta más elocuente y que permita la formación de
universoscon estas características. Como una pelota que cae por el
tobo-gán. Hay varios otros problemas del modelo de Friedmann,
perono son de trascendencia para nuestro objetivo, así que es
sufi-ciente con los aquí expuestos.
A principios de los ochenta, Alan Guth propuso una
solucióna algunos de estos problemas. Ésta consistió en que el
Universotuvo una era donde se expandió a gran velocidad, de una
ma-nera extrema. A esta era se le llama era inflacionaria . Si
hubo
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una era así, entonces la región donde nos encontramos pudohaber
estado en contacto causal muy al origen del Universo
y después, debido a la era inflacionaria, la región creció
enorme-
mente hasta ser más grande que la región que ahora
observamos(véase las figuras 13 y 14). Veamos por qué. Imaginemos
unaregión pequeña, en donde las partículas separadas una
distanciaentre sí entran después de un corto tiempo en contacto
causal.Según el modelo de Friedmann, esta región es tan pequeña
queno alcanzará nunca el tamaño de la región causal que ahora
ve-mos, o sea la región total que alcanzamos ver con nuestros
telescopios. Sin embargo, si algo provocara que esta
pequeñaregión, después de entrar en contacto causal con sí misma,
cre-ciera enormemente hasta alcanzar un tamaño que después, en
suexpansión normal al estilo del modelo de Friedmann, alcanzael
tamaño de Universo causal que ahora vemos, se resolvería elproblema
del horizonte.
Alan Guth propone que una era inflacionaria agigantó
todaslas regiones que ya estaban en contacto causal entre sí, hasta
que
lograron un tamaño que en una expansión normal, tipo modelode
Friedmann, les diera sus tamaños actuales. Esta solución
teníaalgunas pequeñas fallas que se han ido perfeccionando con
eltiempo. Pero la idea ha perdurado, no sólo porque resuelveel
problema del horizonte, sino porque también resuelve el pro-blema
de las condiciones iniciales, y algo más: la expansión acele-rada
da como resultado la creación de fluctuaciones primordia-
les, que después serán de suma importancia para la formaciónde
estructura en el Universo. Expliquemos esto.Las observaciones que
muestran que el Universo es homogé-
neo e isotrópico, permiten tres posibilidades. Los
matemáticoshan demostrado que los espacios geométricos que cumplen
es-tas dos condiciones son la esfera, el plano y algo como una
sillade montar. Si el Universo fuera como una esfera, se expandiría
du-rante un tiempo y luego se recolapsaría. A este Universo se
lellama Universo cerrado. Si el Universo fuera como una silla
demontar, se expandiría por siempre, no tendría nunca la
opor-tunidad de recolapsarse. El caso intermedio es el Universo
plano,en el que el Universo se encuentra exactamente entre estas
dos
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Figura 13. Si sólo siguiéramos el modelo de Friedmann, la región
que ha estado eregión que apreciamos ahora. Si así fuera, no
podríamos explicar cómo las condicilas de la región Y.
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Figura 14. Si existiera un periodo de expansión muy acelerada,
es decir, de inflaciómás grande que la región del Universo que
ahora observamos. Esto resolvería el pro
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Figura 15. Si el Universo se inflara, su superficie aparecería
plana debido a que la
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posibilidades. En los últimos años se ha podido comprobar,
me-diante observaciones muy precisas de la densidad del
Universo,que éste es prácticamente plano. Un periodo
inflacionario pro-
vocaría que el Universo se volviera prácticamente plano.
Escomo si se inflara un globo, si está poco inflado, notarán quees
como una pelota, que está curvado. Pero si el globo está de-masiado
inflado, como la Tierra, pensaríamos como los hom-bres antiguos:
que la Tierra es plana. Al inflarse el Universo, los
vestigios de su curvatura se “borran” y el Universo, al
final decuentas, aparece plano, lo cual explica por qué su
cociente
de densidad es 1, sin necesidad de imponer condiciones
inicialesextremas, tal como lo vemos hoy. Es así como se resuelve
elproblema de las condiciones iniciales para la densidad
delUniverso, usando el modelo inflacionario.
Además de lo anterior, el modelo inflacionario nos ofrece
algomás, proveniente de la mecánica cuántica. La mecánica cuánti-ca
se basa en el principio de incertidumbre. Este principio
diceque no es posible medir al mismo tiempo con toda la
exactitud
que se quiera dos cantidades conjugadas, como la posición y
elmomento, o la energía y el tiempo. Siempre habrá una
incerti-dumbre en la medición. De tal forma que si en algún
momentointentamos medir la posición de una partícula, podríamos
hacer-lo a costa de perder exactitud en la medición de su momento,
esdecir, de su velocidad. Más explícitamente, si medimos su
posi-ción, no podremos medir su velocidad con toda exactitud.
Lo
mismo pasa con la energía de las partículas: si medimos con
mu-cha exactitud la energía de una partícula, perderemos
informa-ción sobre el tiempo en el que la medición tuvo lugar. Este
fenó-meno debe ocurrir en todos los niveles de la naturaleza. Pero
enlos fenómenos cotidianos, los que solemos llamar clásicos,
estaincertidumbre es imperceptible, sólo se puede percibir en
fenó-menos del mundo microscópico, como en átomos y
partículaselementales, lo cual conduce a una física exótica a la
que no es-tamos acostumbrados. Por ejemplo, si existe una
incertidumbreen la energía de la partícula, por la fórmula de
Einstein, Emc 2 ,la masa m tendrá también una
incertidumbre. Como el conju-gado de la energía es el tiempo, esto
implica que no podremos
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medir la energía (la masa) de la partícula en un tiempo
arbitra-rio. Por otro lado, en un tiempo muy pequeño es posible que
secreen y, antes de un tiempo límite, se cancelen partículas, lo
que
implica que la aparición de partículas provenientes de la nadaen
este tiempo