Universo en Expansión Liceo Carmela Carvajal

Transcripción

1 Universo en Expansión Liceo Carmela Carvajal En 1917 Albert Einstein propuso un modelo del Universo basado en su nueva teoría de la relatividad general. Consideraba el tiempo como una cuarta dimensión y demostró que la gravitación era equivalente a una curvatura espacio-tiempo tetradimensional resultante. Su teoría indicaba que el Universo no era estático, sino que debía expandirse o contraerse. La expansión del Universo todavía no había sido descubierta, por lo que Einstein planteó la existencia de una fuerza de repulsión entre las galaxias que compensaba la fuerza gravitatoria de atracción, una nueva fuerza «antigravitatoria», que, al contrario de las otras fuerzas, no provenía de ninguna fuente en particular, sino que estaba inserta en la estructura misma del espacio-tiempo. Él sostenía que el espacio-tiempo tenía una tendencia intrínseca a expandirse, y que ésta tendría un valor que equilibraría exactamente la atracción de toda la materia concentrada en el universo, con ello, entonces, sería posible la existencia de un universo estático y, de paso, evitaría el colapso que las propias ecuaciones de la relatividad general pronosticaban. Esto le llevó a introducir una `constante cosmológica' en sus ecuaciones; el resultado era un universo estático, tal como el suponía que debía ser. Sin embargo, desaprovechó la oportunidad de predecir la expansión del Universo, lo que Einstein calificaría como el mayor error de mi vida. Posteriormente con la evolución de las teorías cuánticas de campos la constante adquirió otro valor teórico, pues estas predicen una densidad de energía de vacío que se puede comportar, para todos los efectos, como una constante cosmológica eficiente. Basándose en sus estudios sobre la teoría de la relatividad de Einstein, el astrónomo holandés Willem de Setter demostro otra solucion a estas ecuaciones y desarrolló en 1917 modelos no estáticos del Universo. En 1922 el matemático ruso Alexander Friedmann encontró una serie de soluciones a las ecuaciones de Einstein, soluciones que demostraban que el universo estaba en movimiento, en expansion o en contracción. En 1929 estas soluciones fueron redescubiertas por George Lamaître.. El universo de De Sitter resolvió las ecuaciones relativistas de Einstein para un universo vacío, de modo que las fuerzas gravitatorias no eran importantes. La solución de Friedmann depende de la densidad de la materia en el Universo y es el modelo de universo generalmente aceptado. Lemaître también dio una solución a la ecuación de Einstein, pero es más conocido por haber introducido la idea del `núcleo primordial'. Afirmaba que las galaxias son fragmentos despedidos por la explosión de este núcleo, dando como resultado la expansión del Universo. Éste fue el comienzo de la teoría de la Gran Explosión sobre el origen del Universo. Posteriormente en Monte Wilson (California, Estados Unidos) Edwin Hubble enfocando el telescopio más avanzado de su época estudiaba las estrellas variables de la nebulosa Andrómeda y en 1925 demostró que ésta era, al igual que la nuestra, una galaxia. Desde hacía diez años, Vesto Slipher, astrónomo del observatorio Lowell de Estados Unidos, estudiaba el espectro de una serie de galaxias. Había encontrado que en la gran mayoría de los casos las líneas de absorción de luz estaban corridas hacia el rojo, producto del efecto Doppler, lo que indicaba velocidad de recesión (alejamiento) bastante altas. Hubble, trabajando junto con Milton Humason en Monte Wilson, midió las distancias en esas galaxias y algunas otras, y determinó nuevas velocidades radiales. En 1929, Hubble descubrió que todas las galaxias se alejan de la Vía Láctea, y que la velocidad con que lo hacen es mayor cuanto más lejanas se encuentran. La manera más sencilla de interpretar esta observación es aceptando que el universo se expande. Las distancias entre las galaxias van en aumento en proporción a las distancias mismas. Es decir que cada galaxia ve alejarse a las otras con una velocidad proporcional a su distancia, por lo tanto mientras más lejos se encuentren, más rápido se alejan. Desde cualquier Galaxia del universo se verá que las todas las otras se alejan. Hubble encontró que el Universo de galaxias se expandía con una velocidad dada por: V = H 0 * R 1

2 Esta velocidad aumentaba sistemáticamente con la distancia R a la galaxia. H 0 es la tasa de expansión de Hubble (H 0 = 50 km/s Mpc) Si imaginamos que retrocedemos en el tiempo descubriremos que las galaxias se hallaban más próximas entre sí que ahora. Cuanto más atrás en el tiempo, más cerca estarán unas de otras, de manera que es posible imaginar un instante en cual todas las galaxias se encontraban comprimidas en un volumen muy pequeño. Las ecuaciones de la teoría de la relatividad se han verificado experimentalmente con suficiente precisión para describir el comportamiento del universo y establecen que la compresión podría hacerse tan grande que el universo se convertiría en un punto sin dimensiones y en consecuencia de densidad infinita. La materia y la energía tal como las conocemos no existirían, y las nociones de espacio y tiempo no tendrían sentido. La idea de un universo confinado en un punto supera casi la imaginación humana; los científicos lo denominan singularidad, un acontecimiento absolutamente único. Correspondería al principio del universo, o al menos a un momento antes del cual no es posible obtener información que tenga sentido. De manera que la evidencia científica de un universo en expansión apunta a un universo con un principio. Albert Einstein Edwin Hubble EDAD DEL UNIVERSO La ley de expansión del universo, se denomina Ley de Hubble e implica que las distancias que separaban a las galaxias eran menores en el pasado. Suponiendo que el universo se ha expandido siempre a la actual velocidad, se puede calcular el tiempo que demoró en llegar a la presente situación. La mejor estimación lleva a concluir que el proceso demoró 20 mil millones de años. Como el universo contiene materia, y la materia está sometida a la gravedad (que representa una fuerza de atracción), ésta debe de haber ido frenando la expansión. Por lo que en el pasado la expansión debe haber sido más rápida. De acuerdo a esto, los 20 mil millones de años calculados corresponden a la edad máxima que podría tener el universo si no hubiese existido la retardación. Como la edad de la tierra es de unos 4 mil 600 millones de años y se estima que los cúmulos globulares de la vía Láctea existen desde hace unos 15 mil millones de años, se puede calcular que la edad del universo es mayor que 15 mil millones y menor que 20 mil millones de años. 2

3 EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado, esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer. Ambos podemos compararlo con un proyectil lanzado hacia arriba en la Tierra. Si va a una velocidad moderada, su movimiento vertical se irá frenando por acción de la gravedad hasta detenerse y luego caer nuevamente a la Tierra. Si su velocidad fuese mayor que 11,2 kilómetros por segundo (velocidad de escape de la Tierra), el proyectil disminuirá su velocidad, pero jamás llegará a detenerse totalmente y se alejará de la Tierra para siempre. Igualmente, sin duda la expansión del universo se esta frenando, por la acción gravitatoria del conjunto sobre sí mismo, pero la gran pregunta es: Será la actual velocidad de expansión mayor o menor que la velocidad de escape? O dicho de otra forma, Será suficiente la actual velocidad para expandir el universo para siempre? Esto demuestra la importancia de medir con la máxima precisión la velocidad con que se expande el universo. Su Capacidad de frenar la expansión depende de la cantidad de materia que contiene por unidad de volumen, es decir de la densidad del universo. Si no tuviese materia, la expansión no se frenaría en absoluto; si tuviese más materia que una cantidad crítica, a la larga la fuerza de gravedad dominaría a la energía cinética de las galaxias. Un universo con materia suficiente para frenar la expansión es un universo cerrado, es decir que su densidad es cercana al valor crítico. Esto es el espacio se cierra sobre sí mismo, de manera análoga a la Tierra, se trataría de un universo finito e ilimitado, curvo (esférico) a gran escala, pero plano (euclidiano) a escala local. Llegado un momento la expansión se detendrá y empezaría una fase de contracción, donde todo el universo se concentraría en un punto, tal vez para volver a explotar en un nuevo ciclo, este carácter cíclico de un universo cerrado se denomina universo oscilante. 3

4 La otra alternativa cosmológica es un universo abierto, donde nunca se detendrá la expansión, donde la explosión inicial fue tan violenta que jamás la gravedad del universo la frenará. De acuerdo con la teoría de la relatividad, este universo es infinito, la materia en él se expande para siempre y su geometría en gran escala es también curva, pero no como la superficie de una esfera, sino como la de una silla de montar, es decir hiperbólico, que en una dirección se hace cóncava y en la dirección perpendicular se hace convexa. De esta geometría se dice que tiene curvatura negativa: en ella un par de rayos de luz inicialmente paralelos, luego se van separando. En el caso de un universo cerrado, su curvatura es positiva, y allí un par de rayos paralelos terminan por cortarse (al igual que los meridianos de dos puntos en el ecuador terrestre, que son paralelos localmente, pero que se cortan en los polos). Entre los tipos fundamentales de Universo que acabamos de describir, hay un caso intermedio, un universo que no es ni abierto ni cerrado, un universo donde la velocidad de expansión actual no es ni mayor ni menor, sino igual a la velocidad de escape, un universo crítico, donde su geometría no tiene curvatura ni negativa ni positiva; posee curvatura nula. Esto es, su geometría es plana, euclidiana localmente y a gran escala. En este caso, el universo frenaría la expansión, pero le tomaría un tiempo infinito caberlo, y todos los puntos, todas las galaxias, se detendrían, pero separados por una distancia infinita entre sí. ES EL UNIVERSO ABIERTO, CERRADO O CRÍTICO? Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente. Como la luz de las galaxias más alejadas ha estado viajando cientos de miles de años, el Universo se observa como aparecía en el pasado lejano. Al utilizar nuevos detectores infrarrojos conocidos como series de gran formato, los astrónomos del Observatorio Mauna Kea, en Hawaii, han registrado cientos de galaxias, las más mortecinas jamás observadas, la mayoría de ellas agrupadas a una distancia de años luz. Una anomalía en esta visión del Universo de hace años es que, más que una mezcla de tipos galácticos, predomina un tipo: una clase de galaxias pequeñas y compactas que contienen muchas menos estrellas que la Vía Láctea u otras de su clase. Las jóvenes galaxias espirales y elípticas que se observan en la actualidad se pueden haber formado por la fusión de fragmentos galácticos de masa baja, relativamente tarde en la historia del Universo, mucho después de la Gran Explosión, y pueden representar cada uno de los estadios en la evolución del Universo. Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar a la Gran Explosión. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinitud de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no es la gravedad sino los fenómenos del plasma, la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo. 4

5 Principio Cosmológico y Universo Estacionario Este principio afirma que el Universo, en promedio, se ve igual desde cualquier punto. Es motivado por el argumento de Copérnico sobre que la Tierra no está en una posición central, preferida. Si el Universo es localmente isotrópico, visto desde cualquier punto, es por lo tanto también uniforme. Así que el principio cosmológico afirma que el universo es aproximadamente isotrópico y homogéneo, visto por cualquier observador estático. Esto permite la posibilidad de muy diversos estados pasados y futuros para el Universo. Una versión más fuerte, el "Principio Cosmológico Perfecto", va más allá: El Universo parece el mismo desde todo punto y desde todos los tiempos. En otras palabras, no pudo haber evolución: El Universo debe siempre estar en el mismo estado, al menos en un promedio sobre tiempos largos. La teoría del universo estacionario En 1948, los astrónomos británicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle presentaron un modelo completamente distinto de universo, conocido como la teoría del universo estacionario. Consideraban insatisfactoria, desde el punto de vista filosófico, la idea de un repentino comienzo del Universo. Su modelo se derivaba de una extensión del principio cosmológico, que sostiene teorías anteriores como el modelo de Friedmann. En su forma previa, más restringida, el principio afirmaba que el Universo parece el mismo en su conjunto, en un momento determinado desde cualquier posición. El `principio cosmológico 5

6 perfecto' de Bondi, Gold y Hoyle añade el postulado de que el Universo parece el mismo siempre. Plantean que la disminución de la densidad del Universo provocada por su expansión se compensa con la creación continua de materia, que se condensa en galaxias que ocupan el lugar de las galaxias que se han separado de la Vía Láctea y así se mantiene la apariencia actual del Universo (es la teoría de creación continua). La teoría del universo estacionario, al menos en esta forma, no la aceptan la mayoría de los cosmólogos, en especial después del descubrimiento aparentemente incompatible de la radiación de fondo de microondas en El descubrimiento de quásares también aportó pruebas que contradicen la teoría del universo estacionario. Los quásares son sistemas extragalácticos muy pequeños pero muy luminosos que solamente se encuentran a grandes distancias. Su luz ha tardado en llegar a la Tierra varios cientos de miles de años. Por lo tanto, los quásares son objetos del pasado remoto, lo que indica que hace unos pocos de cientos de miles de años la constitución del Universo fue muy distinta de lo que es hoy en día. Galaxia De Andrómeda 6

7 7