Galaxia NGC 2613 (VLT Melipal +VIMOS) ESO

Transcripción

1 D ossier NUESTRO CONCEPTO DEL UNIVERSO Desde que se consideró al Sistema Solar como el universo, en el siglo XVI, hasta que se comprendió que éste está en regiones periféricas de una galaxia la Vía Láctea, pasaron 300 años. Y apenas unas cuantas décadas para entender que esta última tampoco es el universo, sino que éste está conformado por miles de millones de galaxias. Hoy sabemos que nuestro universo se expande aceleradamente desde que nació a partir de una explosión formidable. También, cuándo ocurrió eso: hace unos catorce mil millones de años. Alejandro Clocchiatti Departamento de Astronomía y Astrofísica, Facultad de Física Cómo es el universo? Cuál es nuestro lugar en él? Ha existido desde siempre? Comenzó? Cómo comenzó? Va a terminar? Cómo va a terminar? No sabemos cuándo fue que los seres humanos formulamos estas preguntas por primera vez. Sabemos, sí, que miles de años atrás se estaban articulando las primeras respuestas a las mismas interrogantes. Tampoco sabemos claramente por qué, pero incluso las respuestas más antiguas ya involucraban al cielo. Teniendo todo el paisaje del planeta para elegir, cuando nos planteamos estas grandes preguntas lo hicimos mirando al firmamento. Era tan sólo nuestro marco? Los observatorios astronómicos primitivos revelan que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme importancia, en especial para las culturas en la transición del megalítico al neolítico. Sea por la razón que sea, la astronomía quedó relacionada con la búsqueda de las grandes respuestas incluso antes de nacer como ciencia. Los observatorios astronómicos primitivos revelan que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme importancia. Sea por la razón que sea, la astronomía quedó relacionada con la búsqueda de las grandes respuestas incluso antes de nacer como ciencia. DEL SISTEMA SOLAR A LA GALAXIA La descripción correcta de nuestro Sistema Solar, y la historia de su paulatina construcción, seguramente son parte de la cultura general de quienes leen esta revista. Los hitos más reconocidos comienzan a fines de la Edad Media con el desafío de Nicolás Copérnico ( ) a la concepción geocéntrica a mediados del siglo XVI, siguen con las cuidadosas observaciones que Tycho Brahe ( ) hizo del movimiento de Marte desde el Uraniborg, su castilloobservatorio, y la durísima odisea conceptual de Johannes Kepler ( ) hasta que decide, en favor de las observaciones, dejar de lado las órbitas circulares y adoptar las elípticas. Las Leyes de Kepler, el trabajo de Galileo Galilei ( ) sobre la inercia de los cuerpos, y su propia potencia intelectual permitieron a Isaac Newton ( ) formular las leyes de la dinámica y de la gravitación universal. Éstas hicieron nacer a la física y dejaron establecido el Sistema Solar, observacional y teóricamente, ya en el siglo XVII. El salto del Sistema Solar a la Galaxia llevó del orden de 300 años. Aunque el reconocimiento del Sol como estrella es antiguo, costó mucho sacarlo del centro del universo observable. Los astrónomos lograron consolidar el concepto de nuestra galaxia como sistema estelar gigantesco con el Sistema Solar ubicado en regiones 34

2 Galaxia NGC 2613 (VLT Melipal +VIMOS) ESO El inventario y la escala de tamaño del universo comenzaron a quedar definidos en Éste está formado por miles de millones de galaxias, de las cuales la Vía Láctea es un ejemplo más, separadas por distancias típicas de decenas de millones de años luz. decididamente periféricas recién a principios del siglo XX. Era acaso la Vía Láctea el universo completo? Ésa era la visión para Sin embargo, había entre las estrellas una gran cantidad de objetos difusos cuya naturaleza no se conocía. Tenían una gran variedad de formas, colores y tamaños, y se los catalogaba bajo el nombre genérico de nebulosas. Qué eran estos objetos? Pertenecían a nuestra galaxia? A mediados del siglo XVIII, Thomas Wright ( ) e Immanuel Kant ( ) habían propuesto el concepto de universos islas, en el cual muchas de las nebulosas, en particular las de forma espiral, eran sistemas estelares enormes, como la Vía Láctea, pero muy lejanos. Fue recién a partir de 1924 que Edwin Hubble ( ) consiguió probar que esto era cierto. El inventario y la escala de tamaño del universo comenzaron a quedar definidos entonces. Éste está formado por miles de millones de galaxias, de las cuales la Vía Láctea es un ejemplo más, separadas por distancias típicas de decenas de millones de años luz. Cada galaxia normal contiene desde centenares de millones a miles de millones de estrellas, de las cuales nuestro Sol es sólo una. A esta enumeración de los componentes visibles del universo le hacía falta una descripción dinámica: de las fuerzas que actúan sobre ellos y de los movimientos que les provocan. Revista Universitaria Nº

3 D ossier COLAPSADO, ESTÁTICO, EN EXPANSIÓN TAMAÑO DEL UNIVERSO / TAMAÑO ACTUAL densidad alta densidad crítica densidad baja densidad baja + aceleración EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE El futuro del universo: aunque todos los universos posibles que describen las ecuaciones parten con una expansión inicial por el impulso del Big Bang, su evolución puede seguir caminos diferentes dependiendo de la densidad promedio de la masa gravitatoria. Y es sólo esta descripción dinámica la que puede contestar las grandes preguntas esbozadas al principio. Sólo si conocemos los movimientos y las fuerzas podremos calcular cuál fue el estado previo y cuál será el estado por venir de nuestro universo. A diferencia de lo que sucedió con Kepler, cuyas leyes observacionales del movimiento planetario precedieron a la teoría de Newton que las explicó y les dio sentido, el marco teórico que permitía entender el universo como un todo ya existía cuando Hubble descubrió la escala del mismo. Este hecho, justamente, da lugar a una ironía en esta historia. En 1916 Albert Einstein ( ) hizo pública su teoría general de la relatividad. Para el año siguiente se había preocupado de construir modelos simplificados de un universo que se rigiera de acuerdo con la misma. Einstein encontró, con cierto asombro, que la solución a las ecuaciones relativistas del universo era dinámica, no estática. En particular, descubrió que el universo debía estar en estado de colapso general, con todos sus elementos acercándose entre sí. En un universo constituido por materia gravitante, la fuerza de gravedad de sus partes actúa atrayéndolas entre sí y acelerándolas hacia el colapso. Esto sucedía cuando universo todavía se asociaba con Vía Láctea, y los astrónomos le aseguraron al físico de origen alemán que nuestra galaxia no estaba en estado de colapso. Una revisión crítica de sus propias ecuaciones reveló a Einstein que podía introducir un término adicional, que hacía que la solución fuera estática, es decir que explicara que los componentes fundamentales del universo mantenían su posición relativa. Ese término constante equilibraba la atracción de la gravedad de la materia del universo sobre sí misma. Einstein lo llamó constante cosmológica, la que debía interpretarse como una propiedad fundamental del vacío y actuaba en sentido contrario a la gravedad, compensando la aceleración gravitatoria del universo sobre sí mismo. De esta manera se explicaba que el universo no estaba colapsando. Curiosamente, las ecuaciones relativistas permitían otras soluciones que Einstein mismo no descubrió. La exploración teórica de otros matemáticos y físicos de la época (especialmente Aleksander Friedman, ) las fue revelando. Todas las soluciones eran dinámicas, pero predecían universos posibles, tanto en colapso como los que Einstein había encontrado como en expansión. Para 1935, el mismo Edwin Hubble había descubierto que nuestro universo está en un estado de expansión general. Conocido este resultado, Einstein repudió a su constante cosmológica, diciendo que había sido «la peor metida de pata de su vida». 1 1 Es delicado encontrar una traducción apropiada para la reflexión de Einstein, a posteriori, sobre su constante cosmológica. El episodio se conoce por una cita de George Gamow en su libro de 1970 My World Line, de acuerdo con el cual Einstein se habría referido a ella como «the biggest blunder of my life». Creo que «metida de pata» es mejor traducción que «error,» o «equivocación,» las que, calificadas como las peores de su vida, tendrían incluso connotaciones trágicas. La posición de Einstein en este tema es representativa del pensamiento de la gran mayoría de los físicos teóricos: no es que la constante cosmológica esté mal, ya que las ecuaciones la permiten. Dado que es un parámetro poco estético para el paladar refinado del físico y que no había observaciones que revelaran su presencia, aparecía como una curiosidad matemática de las ecuaciones, físicamente innecesaria. 36

4 Un universo en expansión no necesitaba de la constante cosmológica en las ecuaciones de Einstein. Un impulso inicial fuerte garantizaba que, al menos por miles de millones de años, la inercia de la materia lo mantendría en expansión, sin riesgo de colapso. El desarrollo posterior de la física nuclear, la astrofísica estelar y el descubrimiento de la radiación de fondo cósmico permitieron, para mediados del siglo XX, consolidar la hipótesis de que el universo se había originado en una gran explosión: el Big Bang. Satisfaciendo las expectativas iniciales, y sirviendo de cuna y motivación para el desarrollo de la física y las matemáticas, la astronomía ayudó a construir, a lo largo de 350 años, las sucesivas respuestas a varias de las grandes preguntas. A mediados del siglo XX ya sabíamos de dónde veníamos. BALANCES CÓSMICOS Las soluciones de Friedman a las ecuaciones de Einstein explican la evolución del universo a partir del balance global de sus constituyentes fundamentales: durante casi todo el siglo XX, e ignorando la constante cosmológica, se consideró que éstos eran materia, radiación y curvatura del espacio. La radiación jugó un rol preponderante sólo durante los primeros milenios del universo, y luego cesó de influir en su dinámica. La curvatura es un efecto puramente relativista e hipotéticamente relevante, pero ha sido descartado por las observaciones más recientes. En consecuencia, los astrónomos entendíamos que la evolución dinámica global del universo tal como aparece hoy en día estaba regida por la materia y su fuerza de atracción gravitatoria. Con estos elementos, la historia del universo podía seguir tres caminos diferentes hacia el futuro, de acuerdo con la densidad promedio de materia gravitatoria en el mismo (ver figura). Todos los universos posibles que describen estas ecuaciones parten con una expansión inicial a causa del impulso dado por el Big Bang. 1. Si la masa gravitatoria total del universo es muy grande, es decir, si cuenta con una densidad promedio muy alta, hay una gran desaceleración gravitatoria y, luego de un período de expansión, el universo se frena y revierte su expansión en colapso. 2. Si la masa total del universo es pequeña, la desaceleración no llega a frenar la expansión y ésta sigue por siempre. 3. Hay un valor especial de la densidad promedio, llamada crítica por los especialistas, que Un oscuro misterio cuando hablamos cotidianamente de «materia» nos referimos a la substancia de la cual estamos hechos nosotros mismos y el mundo que nos rodea. Sabemos que esta clase de materia está formada por átomos. La *espectroscopía astronómica indica que estos átomos son los mismos que constituyen los otros planetas del sistema solar, el Sol, el resto de las estrellas que vemos en la Vía Láctea y en todas las galaxias. La materia que nos forma a nosotros y a las estrellas es materia que brilla: produce luz. Los astrónomos podemos hacer un inventario y calcular la masa total a partir de la luz emitida. Ésta es la masa luminosa. El cálculo de la masa gravitatoria, la cantidad de materia que hace falta para mantener unidas a las galaxias más grandes, o a los cúmulos de galaxias, indica que la masa que gravita es mucho mayor que la masa de la materia que brilla. Esta paradoja motivó la hipótesis de la materia oscura, la cual proporciona gravedad pero no entra en el inventario de masa luminosa, porque no la vemos. La física de partículas permite explicar el origen cósmico de una cantidad de materia normal tal como la que vemos brillar. Esto lleva a la interesante hipótesis de que la materia oscura no estaría formada por átomos como los que conocemos, sino basada en alguna partícula que todavía no hemos descubierto y que no interactúa con los átomos normales salvo gravitacionalmente. La naturaleza de esta materia oscura sigue siendo un misterio. implica un universo que justo frena su expansión (es decir, llega a velocidad cero) cuando alcanza un tamaño infinito, y, por lo tanto, no colapsará. Puesto que los astrofísicos tenemos fascinación con las simetrías, paradojas y situaciones de equilibrio especiales, este último era precisamente el modelo de universo preferido, en teoría, para el nuestro. El desafío era entonces medir la densidad promedio del universo para Revista Universitaria Nº

5 D ossier Supernovas: el final explosivo de una estrella las supernovas son estrellas que aparecen inesperadamente en el cielo y que son visibles por períodos de tiempo de entre semanas y años. En latín se denominaba a este fenómeno como stella nova.las observaciones recientes e interpretaciones teóricas basadas en la mecánica cuántica, física de partículas, complejas técnicas de cálculo numérico y miles de horas de supercomputadora, nos permiten entenderlas como estrellas que explotan. Las *estrellas nacen por condensación gravitatoria del gas libre que existe dentro de las galaxias y viven en equilibrio entre la atracción gravitatoria y la presión de gas calentado por reacciones termonucleares estables de fusión hasta que el combustible atómico se agota. Llegado este momento, las estrellas enfrentan episodios de inestabilidad. Éstos son más o menos severos dependiendo de la masa inicial con la que nacieron y detalles complejos de su historia evolutiva como la presencia de una compañera binaria cercana, con la que pueden haber intercambiado materia. Actualmente se conocen dos explicaciones para el origen de las supernovas. En la primera, que opera para estrellas muy masivas, los átomos del núcleo de la estrella se desintegran por calor extremo. El proceso, que desestabiliza mecánicamente a la estrella y libera una enorme cantidad de energía, produce una supernova como la que fue registrada por astrónomos chinos en 1054, y que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo. En la otra, una estrella enana blanca recibe materia de una compañera cercana. El incremento de masa termina por desencadenar una reacción nuclear de fusión descontrolada, que hace estallar la estrella. Este proceso produce las supernovas usadas en el estudio de la expansión del universo, como la 1994D que explotó en la galaxia Sombrero. Los restos de una explosión: la Nebulosa del Cangrejo está formada por los restos en expansión de la estrella que explotó en nuestra Vía Láctea en el año Los astrónomos chinos dejaron información detallada sobre la posición de la misma y esto permitió a los astrónomos modernos asociar ambos objetos. Nebulosa del Cangrejo en Tauro (VLT Kueyen + FORS2) ESO 38

6 National Aeronautics and Space Administration (NASA) / Space Telescope Science Institue (STScI) Una fusión descontrolada: El aumento de masa cedida por otra estrella termina con la explosión de la estrella, como ocurrió con la supernova 1994D en la galaxia vecina NGC 4594 (conocida como galaxia Sombrero). La supernova es el objeto brillante cerca de la esquina inferior izquierda. predecir cuál sería su futuro. El problema es que es muy difícil contabilizar toda la materia que existe, en particular porque una gran parte de ella es oscura e imposible de ver con telescopios (ver recuadro en la página 37). La misma expansión cósmica nos permite una forma más creativa de resolver este problema: si medimos la velocidad de expansión en diferentes épocas de la historia del universo, podremos medir también los cambios en la velocidad, es decir la desaceleración causada por la masa. Esta medida indirecta de la masa total de toda la materia, ya sea brillante u oscura nos permitiría predecir el futuro del universo a largo plazo. DISTANCIAS Y TIEMPO Cómo medir la velocidad de expansión en distintas épocas del universo, si nuestra historia es apenas un instante en comparación con su edad? La respuesta está en la luz, y en que pese a que su velocidad de propagación es enorme Hay un valor especial de la densidad promedio, llamada crítica por los especialistas, que implica un universo que justo frena su expansión (es decir, llega a velocidad cero) cuando alcanza un tamaño infinito, y, por lo tanto, no colapsará. (300 mil kilómetros por segundo), le lleva un tiempo largo cubrir distancias significativas del volumen del universo. Midiendo la velocidad de alejamiento de objetos relativamente cercanos, conocemos la velocidad de expansión del universo presente. Midiendo la de objetos muy distantes, conoceremos la velocidad de expansión del universo en el pasado. Comparando ambas, sabremos cómo cambió. Los distintos modelos de universo tienen distintas historias, de acuerdo con la densidad promedio de materia, y esta historia se Revista Universitaria Nº

7 D ossier TAMAÑO DEL UNIVERSO / TAMAÑO ACTUAL pasado densidad alta densidad crítica densidad baja densidad baja + aceleración hoy futuro EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE Comparar y buscar la mejor explicación: Los distintos modelos de universo tienen distintas historias, de acuerdo con la densidad promedio de materia, y esta historia se revela tanto hacia el futuro como hacia el pasado. Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido, y velocidades de expansión, que indican tamaño del universo, podremos comparar observaciones con modelos teóricos y ver cuál de ellos es el que proporciona un mejor acuerdo. revela tanto hacia el futuro como hacia el pasado (ver figura). Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido, y velocidades de expansión, que indican el tamaño del universo, podremos comparar observaciones con modelos teóricos y ver cuál de ellos es el que proporciona un mejor acuerdo. Disponiendo de buenos telescopios e instrumentos, para los astrónomos es fácil medir velocidades. Medir grandes distancias, sin embargo, es terriblemente difícil. Décadas de experimentación, combinación acertada de ingenio, tecnología y coordinación, permitió a un par de grupos en el mundo (en uno de los cuales, liderado por el chileno Mario Hamuy, participaron astrónomos de Tololo y la Universidad de Chile) calibrar la energía de las explosiones de *supernovas o SNe (ver recuadro en las páginas 38 y 39) y así usarlas como fuentes estándar de luz para medir distancias. El universo tiene unos catorce mil millones de años de edad y las supernovas son tan brillantes que, usando telescopios moderadamente grandes, se las puede detectar rutinariamente hasta una distancia de unos siete mil millones de años luz (esto significa que la luz de esta estrella ha viajado siete mil millones de años, la mitad de la edad del universo, antes de llegar a nosotros). Ésa es una distancia considerable que permite medir el cambio en la velocidad de expansión de manera segura. Confiables como son para medir distancias, las supernovas son completamente impredecibles en casi cualquier otro sentido. Pueden aparecer en cualquier galaxia en cualquier momento y perduran con un brillo accesible a los telescopios por unas pocas semanas. Descubrir, observar y analizar supernovas distantes es una tarea que requiere de un equipo de astrónomos con alto grado de coordinación, algo que el desarrollo de la web hizo posible recién a mediados de los 90 (ver artículo de Luis Felipe Barrientos en este dossier). Contando con telescopios, computadoras y coordinación, el High Z Supernova Search comenzó su proyecto de medir la desaceleración de la expansión cósmica en Basados en las observaciones conocidas y en nuestros propios prejuicios teóricos, esperábamos encontrar que nuestro universo tenía una densidad promedio crítica, y, por lo tanto, una desaceleración también crítica. UNA SORPRESA DE FIN DE SIGLO Para 1998 los resultados acumulados indicaban que algo no andaba de acuerdo con nuestras expectativas. Para un universo desacelerado uno esperaba que, dada una cierta velocidad de expansión, las supernovas estuvieran a una cierta distancia. Para un universo sin ninguna desaceleración (uno sin materia que se atraiga a sí misma gravitacionalmente), la expectativa era que para esta misma velocidad las supernovas estuvieran a una distancia algo mayor. Lo que las observaciones revelaban era que las supernovas aparecían más lejos de lo esperado incluso para un universo vacío, es decir, más lejos que lo que requería una desaceleración nula. La consecuencia ineludible en el marco teórico aceptado (la teoría de la relatividad) es que algo tiene que haber empujado a las supernovas distantes para que estén ahora más lejanas. Hay algo que ha estado haciendo fuerza y acelerando la marcha expansiva del universo. 40

8 Volviendo, una vez más, sobre las ecuaciones que Einstein ponderaba a principios del siglo XX, encontramos que necesitamos introducir nuevamente en las mismas el término que él despreció al conocer la expansión del universo. Hace falta incluir la constante cosmológica no para explicar por qué nuestro universo no colapsa desde una situación de equilibrio estático, sino para entender el efecto antigravitacional que acelera la expansión original del Big Bang. Vivimos en un universo decididamente extraño. Qué es la constante cosmológica? A principios del siglo XX era apenas un término adicional en las ecuaciones dinámicas de la teoría de la relatividad para nuestro universo. Pero interpretaciones más modernas basadas en la mecánica cuántica permiten entenderla como la energía base del vacío. Se trata de la energía mínima que el espacio puede tener. Esta interpretación cualitativa no está exenta de controversia, en especial porque los físicos teóricos, a quienes los observadores vamos a golpear la puerta cada vez que tropezamos contra algo que no entendemos, no pueden explicar a partir de principios fundamentales por qué tiene el valor que las observaciones indican. Hay algo que está mal en nuestra teoría? Hay algo que podría estar mal con nuestra interpretación? Al margen de esto, las observaciones indican que hay una energía en el vacío, y que ésta implica una fuerza repulsiva. En los años transcurridos desde 1998, el resultado se ha ido confirmando por varios experimentos independientes. Hoy, resulta ineludible. Aunque no entendamos claramente su naturaleza de fondo, sabemos que nuestro universo está siendo acelerado. Tomando en cuenta que el conocimiento acabado de la naturaleza de la energía del vacío podría hacer variar las conclusiones, podemos aventurarnos a especular a partir de lo que ahora sabemos. Preguntémonos, entonces: cuáles son las consecuencias de esta observación para nosotros? Desde un punto de vista práctico, cotidiano, ninguna. Desde un punto de vista filosófico, son enormes ya que ahora podemos predecir cuál será el futuro del universo. Nuestra cotidianidad está referida al entorno cercano, constituido por nuestro planeta y el Sol. Éstos están ligados por su propia fuerza de gravitación y no participan de la expansión cósmica. Incluso la Vía Láctea está ligada a sí misma por su propia gravedad y no se expande junto con el resto del universo. Sin embargo, la expansión acelerada del Nuestra cotidianidad está referida al entorno cercano, constituido por nuestro planeta y el Sol. Éstos están ligados por su propia fuerza de gravitación y no participan de la expansión cósmica. Incluso la Vía Láctea está ligada a sí misma por su propia gravedad y no se expande junto con el resto del universo. universo implica varias cosas importantes. Primero, que no habrá un colapso cósmico. Vivimos en un universo que nació, fue joven (aún lo es en muchos aspectos) y llegará a ser viejo. La aceleración hará que los objetos muy distantes, que se alejan de nosotros con una velocidad proporcional a la distancia, finalmente lleguen a tener una velocidad respecto de nosotros mayor que la de la luz. 2 En este momento esos objetos dejarán de ser visibles. Como el universo se sigue acelerando, esto sucederá con objetos cada vez más cercanos, hasta que nuestro universo visible se restrinja solamente a los objetos que están gravitacionalmente ligados a la Vía Láctea, es decir, a nuestra propia vecindad cósmica. A partir de ese momento, lo intergaláctico se referirá solamente a las galaxias muy cercanas. Tan cercanas, que para ellas tenemos nombres propios como Nube Mayor de Magallanes, Andrómeda, o Cetus. Los millones de galaxias anónimas que hoy día tapizan el fondo de las imágenes astronómicas profundas habrán desaparecido, junto con la posibilidad de seguir estudiando las miles de supernovas que explotan diariamente entre nosotros y los confines del universo. Estamos comenzando a cerrar el círculo de cuestionamientos que iniciamos a fines del paleolítico, y quizás antes. Además de poder predecir los fenómenos astronómicos del Sistema Solar con una precisión exquisita, podemos ahora especular sobre bases cuantitativas (aunque todavía preliminares) acerca del futuro del universo a gran escala en el tiempo. Algunas de las grandes preguntas de la humanidad están comenzando a encontrar sus respuestas, y éstas, podría no ser casual, parecen venir en su misma categoría de tamaño. 2 Ésta es una velocidad relativa causada por la expansión cósmica, no una velocidad propia de las galaxias lejanas con relación al espacio. No hay contradicción física en que sea mayor que la velocidad de la luz. Revista Universitaria Nº