¿de Qué Está Hecho El Universo Materia Oscura y Energía Oscura

Tonatiuh Matos

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?

LA CIENCIA PARA TODOS 204

Materia oscura y energía oscura

La Ciencia para Todos Desde el nacimiento de la colección de divulgación científica del Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenido un ritmo siempre ascendente que ha superado las aspiraciones de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los científicos siempre han aportado material, con lo que han sumado a su trabajo la incursión en un campo nuevo: escribir de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles puedan ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formación científica. A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso adelante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la ciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la lengua española —y ahora también del portugués—, razón por la cual tomó el nombre de La Ciencia para Todos. Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través de la mar Océano, a la Península Ibérica, está en marcha un ejército integrado por un vasto número de investigadores, científicos y técnicos, que extienden sus actividades por todos los campos de la ciencia 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 sólo en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar una ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tradición humanista, crezca sin olvidar al hombre, que es, en última instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal es poner el pensamiento científico en manos de nuestros jóvenes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin desdeñar a ninguna otra, lleve la impronta de nuestros pueblos.

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?

Comité de Selección Dr. Dr. Dr. Dr. Dra. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dra. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr. Dr.

Antonio Alonso Francisco Bolívar Zapata Javier Bracho Juan Luis Cifuentes Rosalinda Contreras Jorge Flores Valdés Juan Ramón de la Fuente Leopoldo García-Colín Scherer Adolfo Guzmán Arenas Gonzalo Halffter Jaime Martuscelli Isaura Meza José Luis Morán Héctor Nava Jaimes Manuel Peimbert José Antonio de la Peña Ruy Pérez Tamayo Julio Rubio Oca José Sarukhán Guillermo Soberón Elías Trabulse

Coordinadora María del Carmen Farías R.

Tonatiuh Matos ¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO? Materia oscura y energía oscura

la

ciencia/204 para todos

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 Carretera Picacho-Ajusco, 227; 14738 México, D. F. www.fondodeculturaeconomica.com Empresa certificada ISO 9001:2008 Comentarios: [email protected] Tel. (55) 5227-4672 Fax (55) 5227-4694 La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que pertenecen también sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología. Se prohíbe la reproducción total o parcial de esta obra, sea cual fuere el medio. Todos los contenidos que se incluyen tales como características tipográficas y de diagramación, textos, gráficos, logotipos, iconos, imágenes, etc. son propiedad exclusiva del Fondo de Cultura Económica y están protegidos por las leyes mexicana e internacionales del copyright o derecho de autor.

ISBN 978-607-16-0363-0 (electrónica) 978-968-16-7448-9 (impresa) Hecho en México - Made in Mexico

A Mariana, Petra, Úrsula y Tiuh

INTRODUCCIÓN

Estamos viviendo momentos de rápido avance científico y tecnológico. Hace unos 30 años, los estudiantes de enseñanza media superior todavía aprendían a realizar operaciones matemáticas y resolver problemas mediante el uso de la regla de cálculo (seguramente, entre ellos, se encuentran muchos ingenieros de la actualidad). Los estudiantes de hace 20 años apenas conocieron la existencia de la regla de cálculo, y los estudiantes de hoy ven tales objetos como verdaderas piezas de museo. Para los de hace una generación, las pequeñas calculadoras de mano, que suman, restan y multiplican, fueron toda una sensación; mientras que para los más jóvenes son ya algo común, incluso pueden llevarla en su reloj de pulsera. Cuando nacieron los estudiantes de hoy, resolver problemas reales en computadoras caseras era un sueño. Sólo las enormes computadoras de grandes universidades o empresas lo lograban. Estas máquinas requerían presupuestos altísimos y áreas especiales, gigantes cuartos con aire acondicionado, en donde se colocaban cajones inmensos que contenían los implementos necesarios. Hoy, casi cualquier computadora personal, incluso una de mano, puede resolver complicados problemas reales. Estas computadoras pueden estar en cualquier cuarto pequeño y son accesibles para una gran masa de la población. En los países ricos, las computadoras son ya parte de cada hogar, como lo son el refrigerador, la televisión o la radio. Todo esto ha sido posible en menos de una generación; nos ha tocado vivirlo. Este avance en la tecnología es posible sólo gracias al avance acelerado de la ciencia. ¿Cómo imaginar una compu9

tadora con bulbos? (Los más jóvenes ni siquiera saben lo que es un 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 instrumentos de observación son cada vez más refinados y precisos. Hace apenas unos años, observar el Universo* era sólo un pasatiempo del que se podía obtener poca información. Lo más común era clasificar objetos celestes. En la actualidad, gracias a los satélites artificiales dedicados a la observación del cosmos, como el cobe (por su nombre en inglés: Cosmic Background Explorer), 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 en una verdadera ciencia: ya es posible obtener datos precisos para entender el Universo. La observación más exacta del Universo nos está dando muchas sorpresas. Una de las más fabulosas, hasta ahora, es haber descubierto que el Universo no está formado de la misma materia que las estrellas, los planetas o nosotros mismos. Más de 96% de la materia del cosmos es desconocida, algo que flota por doquier y no se deja ver, pero cuya fuerza gravitacional se siente con gran intensidad. Este descubrimiento es verdaderamente notable, ya que está cambiando nuestro 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 estamos hechos, así como la Tierra, el Sol, las estrellas, etc., es menos de 4% 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 descubrió que la Tierra no era el centro del Universo, sino que giraba en torno al Sol. Poco después los astrónomos descubrieron que el Sol no se hallaba en el centro del Universo, sino que nuestro sistema solar forma parte de una galaxia con miles de millones * El significado de todos los términos que se muestran en negritas a lo largo del texto, está contenido en el Glosario.

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de soles. No pasó mucho tiempo para que se dieran cuenta de que nuestra galaxia es una entre miles de millones de galaxias en el Universo. Ahora llegamos a la conclusión de que la materia de esas miles de millones de galaxias, cada una con miles de millones de estrellas, no es más que una insignificante porción del cosmos, casi nada en un mar gigantesco. Así de insignificantes aparecemos en el inmenso cosmos. Pero entonces, ¿de qué está hecho el Universo?, ¿de qué es el cosmos? En este libro se relatará la aventura de la búsqueda de una pequeña luz en este inmenso y oscuro misterio. La obra pretende ser un detonador de la curiosidad del lector, quien al final se percatará de que estas páginas le sembrarán más dudas de las que el mismo libro podría resolver. Éste es el objetivo del libro. Cada nueva puerta que se abre en el formidable edificio de la ciencia, conduce siempre a muchas otras, a muchas nuevas preguntas. En estos momentos se han abierto algunas puertas que nos han proporcionado algunas respuestas, pero, a la vez, nos han 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 la Luna, dominante, el astro más grande y más brillante, inspiradora 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 mueven en conjunto, como si estuvieran pegadas a la bóveda celeste. Si durante varias noches contemplamos el cielo, podremos notar que algunas estrellas se mueven de forma diferente, avanzan noche a noche, día con día, como si quisieran escapar de las que se encuentran dormidas. Estas estrellas son planetas, los cuales a veces avanzan y otras regresan. No hay filósofo o poeta que no se haya quedado atónito ante tanta belleza, que no se sienta aplastado ante tanta grandeza y, con seguridad, a menudo encuentre en esta imagen a su principal inspirador. Si contemplamos el cielo y sus estrellas en una 11

noche clara de invierno, no podremos impedir que de nosotros escape un suspiro de humildad. Sin embargo, ahora existen indicios de que todos estos astros, inspiradores de poetas y filósofos, son sólo una pequeña parte del cosmos, una minúscula parte de todo el Universo; el resto no se puede ver, pero está ahí y lo domina todo. Sobre esta parte que no se ve vamos a hablar en este libro. Los cosmólogos suelen llamar a esa parte invisible: materia oscura y energía oscura. Como veremos más adelante, éstas son las componentes mayoritarias, las sustancias verdaderas del Universo. En los últimos años, el desarrollo de la tecnología para la observación del Universo, las técnicas y aparatos de observación nuevos, han permitido un avance cualitativo en nuestro entendimiento del cosmos. Ejemplo de ello es el telescopio espacial Hubble (véase la lámina 1), satélite artificial que gira a 600 kilómetros alrededor de la Tierra y que transporta un telescopio de reflexión de 2.4 m de diámetro, gracias al cual nos ha sido posible ver una enorme cantidad de objetos celestes que ni siquiera imaginábamos. Este aparato ha tomado las fotografías más hermosas del cosmos y sus alrededores, las cuales podrían ser inspiración de artistas y que, en sí mismas, son verdaderas obras maestras. Visiten su página en http://www.stsci.edu. La conclusión de la existencia de la materia oscura ha necesitado mucha paciencia y mucho tiempo de observación de las galaxias y sus alrededores. Iniciemos nuestro breve relato de la historia que condujo a tal conclusión.

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I. El modelo del big bang caliente

A principios de la década de 1920, los astrónomos observaban astros luminosos que los telescopios de entonces no podían enfocar bien, se veían nebulosos, por lo que se les llamó nebulosas. Con esas herramientas, los astrónomos no eran capaces de identificar la naturaleza de estas nebulosas, eran un misterio. Mediante un trabajo largo y sistemático, Edwin Hubble descubrió que estas nebulosas eran en realidad concentraciones de miles de millones de estrellas. La diferencia sustancial es que Hubble utilizó un telescopio de 1.5 m de diámetro y luego otro de 2.5 m. Este telescopio era suficientemente grande y potente para distinguir entre la simple región nebulosa y borrosa y la estructura de miles de millones de estrellas que la contenían. A estas concentraciones se les conoce ahora como galaxias. Aún más inesperado, al estudiar los espectros provocados por la descomposición de la luz al pasarla por un prisma, Vesto Slipher descubrió también que estos espectros de luz estaban corridos hacia el rojo. En un principio Slipher observó sólo algunas galaxias con esta característica. Más tarde, sin embargo, Hubble observó que este corrimiento era sistemático en un vasto número de estas galaxias. Las sorpresas no terminaron ahí. Al obtener las distancias de estas galaxias con espectros corridos al rojo, también observó que había una relación entre el tamaño del co13

rrimiento y la distancia a la que se encontraba la galaxia de nosotros. 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 todos hemos tenido. Cuando escuchamos el sonido de una sirena, vemos que se acerca una ambulancia. Asimismo, conforme la ambulancia pasa frente a nosotros, el tono del sonido de la sirena se torna más agudo y luego, al alejarse, el sonido es más grave. A este fenómeno se le conoce como efecto Doppler, en honor al científico austriaco Cristian Doppler, quien dio una explicación a este fenómeno en el siglo xix. El fenómeno se explica de la siguiente manera. El sonido es una onda (de fluctuación de densidad de gas) que se propaga en el aire. Cuando el objeto se acerca hacia nosotros, estas ondas se compactan debido a la suma de velocidades de la ambulancia y de la onda misma. Por el contrario, si el objeto se aleja de nosotros, la onda se alarga. Esta modificación en la onda se manifiesta en nuestros oídos como un aumento o disminución en el tono 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 impresión 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 más rojo y un objeto que se acerca lo veremos más azul. Además, al saber qué tanto se corrió su espectro de luz respecto de su espectro original, podemos saber cuál es su velocidad con respecto a nosotros. Este efecto es perceptible sólo si la velocidad del objeto es alta, comparada con las velocidades a las que estamos acostumbrados. Para un avión de guerra, que viaja a 3 000 km por hora (esto es: 0.833 km por segundo), el corrimiento al rojo es de menos de tres millonésimos, no es posible percibirlo fácilmente. En cambio, las galaxias se alejan de nosotros a cientos o miles de kilómetros por segundo (¡por segundo!); ese corrimiento sí es perceptible (véase la figura 2). 14

Figura 1. El efecto Doppler. La ambulancia avanza a una velocidad determinada, las ondas sonoras de la sirena se comprimen en la dirección del movimiento de la ambulancia, mientras que se extienden en la dirección contraria. Esto provoca que un observador cuando está enfrente de la ambulancia escuche el sonido de la sirena un poco más agudo de lo que en realidad es; por el contrario, un observador detrás de la ambulancia la escucha en un tono más grave.

Figura 2. De la misma forma, el efecto Doppler se manifiesta en los rayos de luz, provocando que un objeto que se aleja de nosotros a gran velocidad se vea más rojo de lo que en realidad es, y otro que se acerca se vea más azul.

Pues bien, esto fue lo que Slipher y Hubble hicieron con los espectros observados de muchas galaxias. Hubble notó que entre más lejos de nosotros estuviera una galaxia, ésta presentaba proporcionalmente un espectro más corrido hacia el rojo, lo cual quiere decir que entre más alejada esté de nosotros una galaxia, más rápido se alejará de nosotros. El fenómeno lo observó Hubble en muchas galaxias (este fenómeno se observa incluso entre otras galaxias que no incluyen la nuestra). Si dos galaxias se encontraban a cierta distancia, se alejaban unas de otras a gran velocidad. Esto era terriblemente contradictorio con el sentido común. Imagínense lo que esto significa: la fuerza gravitacional es atractiva e inversamente proporcional al inverso de la distancia al cuadrado. Esto es, entre más masa tengan dos cuerpos, más se atraen (por ello, la Tierra atrae con más fuerza a los gorditos, porque pesan más), y entre más cerca estén dos cuerpos, éstos se atraen mucho más (la Tierra atrae a la Luna, y el Sol las atrae a ambas, pero la fuerza depende también de la enorme distancia a la que estemos del Sol). La fuerza gravitacional entre dos galaxias debe de ser intensa debido a la cantidad de estrellas que tiene cada galaxia, ya que las galaxias contienen unas 100 000 millones de estrellas como el Sol y, por lo tanto, implicaría que dos galaxias deberían de estar acercándose entre sí debido a la fuerza de gravitación atractiva. Pero Hubble descubrió que esto no es así, sino al contrario: se están alejando. ¡Y entre más lejos, más rápido! ¿Cómo puede ser posible? Mediante este esquema, al retroceder en el tiempo podemos entender que algún día las galaxias estuvieron más y más cerca entre ellas. Más y más cerca significa también que su materia se atraía con más y más fuerza, lo que haría que se juntaran más y más. Pero, ¿se están alejando? ¿Qué hace que se alejen unas de otras? La solución que presentaron Hubble y los científicos de aquella época a este problema fue que una gran explosión causó la expansión del Universo. Debe de haber sido una explosión tan enorme que causó que toda la materia del Universo saliera disparada en todas direcciones. Imaginen la naturaleza de la explosión para poder provocar que toda la materia del Universo se esté alejando. Se conocen cientos de miles de galaxias, cada 17

una con cientos de miles de soles, cada uno con decenas de planetas y miles de asteroides y cometas. Y en vez de acercarse unas a otras, se alejan. La gran explosión es la mejor explicación que se encontró a la expansión del Universo, aunque no fue la única. Muchas otras hipótesis se han ido descartando poco a poco. La teoría de la gran explosión también se conoce como la teoría del big bang (por su nombre en inglés). Pero ¿puede ser cierta? La teoría adquirió gran aceptación entre la comunidad científica 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 encontró precisamente que la teoría de Einstein de la relatividad general, predecía un momento de la creación del Universo, caracterizado por una densidad infinita de materia. Esto también provocaba una temperatura infinitamente grande en ese instante, posiblemente debido a una enorme explosión. La observación de Friedmann, sin embargo, podría sonar algo ridícula, ¿una gran explosión creando el Universo? Pero, como veremos más adelante, tenemos pruebas de que esto pudo ser posible. En los años cuarenta, el físico soviético George Gamow, quien había sido alumno de Alexander Friedmann, puntualizó que si el Universo había tenido una gran explosión de las proporciones que se alegaban en la teoría, entonces nosotros deberíamos ser capaces de detectar la radiación dejada por la explosión aun en estos momentos. Gamow encontró que la radiación de fondo del Universo debería ser de unos 5 ºK (grados Kelvin, algo como ⫺268 ºC). Al principio, su trabajo no tuvo las repercusiones que merecía, sino hasta que en 1965 dos ingenieros de radio, Arnold Penzias y Robert Wilson, observaron una radiación de microondas proveniente del exterior. Penzias y Wilson eran investigadores de los Laboratorios Bell Telephone, en Murray Hill, Nueva Jersey y trabajaban en un proyecto para diseñar aparatos de telecomunicación que no transmitieran señales en la región de frecuencias conocidas. Diseñaron una antena para trasmitir y detectar ondas de radio de muy baja frecuencia, cuando se en18

contraron con un pequeño problema. En todas estas frecuencias aparecía un ruido inexplicable que no dejaba libre las transmisiones. Pensaron en muchas razones, como excremento de ave, ruido de autos, etc., así que tomaron las medidas necesarias para eliminar el problema. Entonces decidieron capturar a todas las palomas que vivían en la antena y las llevaron a cientos de kilómetros de Nueva Jersey. Lo que no sabían, es que las palomas eran palomas mensajeras y, por tanto, regresaron. Entonces tomaron una medida extrema: las mataron, limpiaron el aparato de excremento de paloma profusamente y, sin embargo, el ruido persistía. Lo que más les llamaba la atención de este ruido es que era exactamente el mismo en cualquier dirección; no había una sola privilegiada; no importaba si dirigían la antena hacia el 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 era lo mismo. ¿Como era posible? James Peebles y Robert Dicke, astrofísicos del Centro de Estudios Avanzados de Princeton, llamaron la atención de Penzias y Wilson hacia el hecho de que ese ruido persistente podría ser la radiación proveniente de la gran explosión, predicha por Gamow años antes. ¿De qué otra manera podría explicarse entonces el origen del ruido detectado por la antena, proveniente de todos lados, durante todo el tiempo? Meses después de esta explicación del fenómeno, Penzias y Wilson obtuvieron el Premio Nobel por el descubrimiento de la radiación de fondo del Universo, fenómeno que se estudia exhaustivamente en nuestros días. Lo que Penzias y Wilson observaron fue un patrón de intensidades de la radiación muy característico del fenómeno que se conoce como radiación de cuerpo negro. Cuando un cuerpo se calienta, emite radiación electromagnética ininterrumpidamente. De hecho, por eso nos es posible ver las cosas: la luz es también radiación electromagnética a una frecuencia dada que el ojo puede detectar. La luz infrarroja es radiación electromagnética que el ojo ya no puede detectar, pero otros animales sí. Así, sucesivamente, las ondas de radio también son radiación electromagnética (debido a una antena oscilante y no a un cuerpo caliente) que emite en frecuencias que una radio puede detec19

tar. La diferencia entre una transmisión de radio o televisión y un cuerpo caliente es su espectro de frecuencias, es decir, de qué manera se da la intensidad de las señales con respecto a las frecuencias de radiación. Para una transmisión de radio, este espectro puede ser muy variado pero, para un cuerpo caliente, es muy característico, sigue una curva que sube y baja suavemente (véase la figura 3). Lo que Penzias y Wilson observaron fue un espectro de frecuencias, característico de un cuerpo negro a temperatura de 2.725 ºK (alrededor de ⫺270 ºC) proveniente del cosmos. Es decir, el Universo está inmerso en una nube de radiación, tal y como concluyó Gamow de la teoría de la gran explosión. Ahora, esta radiación de fondo se considera una de las pruebas observacionales más valiosas que dan indicios de la existencia de una gran explosión. Para estudiar más a fondo esta radiación y convencerse aún más de su existencia, en los años noventa, y después en el año 2002, se lanzaron dos satélites artificiales capaces de medir esta radiación con gran precisión. Este primer satélite fue el satélite cobe e hizo posible que se elaborara un mapa muy preciso de la radiación de fondo del Universo, midiendo fluctuaciones de hasta un millonésimo de grado centígrado de la radiación (véase la lámina 2). El segundo fue el satélite wmap (véase la lámina 3), y logró tomar la misma foto, pero con una resolución mucho mayor que la del cobe, proporcionando una serie de 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 explicación que no sea la de la existencia de una gran explosión que la provocó.

II. Historia térmica del Universo La temperatura de un gas no es otra cosa que la manifestación macroscópica de la energía cinética de las vibraciones de 20

Figura 3. Radiación de fondo el Universo. Observen cómo los puntos ajustan perfectamente a la predicción teórica de la radiación de un cuerpo negro con temperatura 2.725 ºK. Los puntos fueron captados por la antena de Penzias y Wilson.

las partículas que componen el gas. Es decir, en un gas caliente las partículas que componen el gas se mueven rápidamente, mientras que en un gas frío el movimiento es más lento. Como las partículas están en movimiento, éstas chocan entre sí; del número de choques y su violencia dependerá la temperatura del gas. Estos choques, o interacciones entre las partículas del gas, provocan que las partículas que chocan a veces se rompan en sus componentes. Si la temperatura es muy alta, la energía de estas partículas es muy grande y una mayor cantidad de partículas se desintegrará en sus componentes. Este proceso es muy conocido por los niños pequeños. Cuando un bebé sostiene una sonaja en la mano y siente curiosidad por la causa del sonido, decide romper la sonaja para averiguarlo. Si golpea la sonaja con suavidad, seguramente no la romperá y no averiguará nada; pero si lo hace con mucha energía (con mucha energía cinética), seguramente la sonaja se romperá y el niño podrá ver de qué está hecha. Para romper las semillitas de la sonaja, el niño necesitará golpear con mayor fuerza, tal vez lanzando la semilla contra la pared. Necesitará mucha más energía cinética de la que utilizó para romper la sonaja. Un proceso parecido ocurre con las partículas elementales. Para poder romper los componentes de las partículas se necesita “inyectar” energía a las partículas. Por ejemplo, para destruir un átomo en sus componentes, electrones y núcleo, se necesita calentar el átomo lo suficiente, lo cual equivale a la energía de amarre entre el electrón y el núcleo. Pero si queremos separar el núcleo en sus componentes, neutrones y protones, la energía necesaria será mucho mayor. Y qué decir si queremos descomponer los protones y los neutrones en sus componentes, los quarks, la energía necesaria para eso está más allá de la energía disponible en los aceleradores de partículas que están en funcionamiento. Poco después del big bang, la materia se encontraba en forma de un gas muy caliente. Esta gran explosión calentó toda la materia hasta temperaturas de millones de millones de grados. La temperatura de este gas era tan alta, el gas era tan caliente, que todas las partículas elementales estaban separadas en sus partes fundamentales. La energía cinética de las partículas del gas era 22

tan alta que no permitía que estas partículas se unieran para formar algún tipo de partícula compuesta. Pero, al mismo tiempo, la gran explosión causó que toda la materia saliera fluyendo en todas direcciones. Esto es lo que llamamos expansión. Un gas en expansión aumenta constantemente su volumen, y un gas que aumenta su volumen se enfría. Esta experiencia la hemos tenido todos. Cuando hace frío, tendemos a encoger el cuerpo para conservar el calor; y cuando hace mucho calor tratamos de expandirlo para enfriarlo, como por ejemplo, al extender los brazos. Lo mismo sucede en regiones frías y calientes de la Tierra. En regiones calientes, las casas se construyen con techos muy altos con el fin de que se conserven frescas. Por lo contrario, en regiones frías de la Tierra las casas tienden a tener techos bajos para que se conserven calientes. Entonces, la gran explosión elevó la materia existente a temperaturas descomunales, pero también causó su expansión, lo cual provocó su enfriamiento. La temperatura del Universo era tan alta que no permitía que las partículas que se encuentran en el núcleo de los átomos, los protones y los neutrones, se unieran para formar núcleos. Es más, la temperatura fue tan elevada que ni las partículas 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 Universo era en ese tiempo más alta que la de los aceleradores de partículas más grandes que hay en la Tierra. No sabemos, incluso, qué sucedió a temperaturas más elevadas que las temperaturas que provocaron la desintegración de los quarks, porque ésas ya no son alcanzables en los laboratorios de la actualidad. Sin embargo, estos laboratorios sí logran temperaturas que desintegran los núcleos atómicos y algo más, por lo tanto, podemos saber con cierta exactitud como se veía el Universo en esas épocas. Esta sopa primordial se fue enfriando conforme continuaba la expansión del Universo. En un principio, todas las partículas se movían a velocidades cercanas a la de la luz, incluso las más pesadas, lo que provocaba que las partículas no pudieran unirse con otras para formar compuestos. La sopa cósmica estaba hecha principalmente de las partículas elementales como quarks 23

libres, electrones libres, fotones, etc. Pero al enfriarse el Universo, los quarks lograron confinarse, es decir, juntarse entre sí, y se formaron entre otras partículas, los protones y los neutrones. El Universo siguió expandiéndose y, al enfriarse más, estos protones y neutrones se unieron para formar núcleos atómicos. Ahora sabemos que los núcleos atómicos que se formaron principalmente fueron los del hidrógeno (protones solos) y los del helio 4, dos protones con dos neutrones. Los núcleos atómicos de las demás sustancias se formaron principalmente en los núcleos de las estrellas. Se cocinaron sobre todo poco antes del estallido final de las estrellas. Es decir, la materia de la que estamos hechos todos nosotros y casi todo lo que tocamos fue cocinado en el centro de las estrellas. El hecho es que, conforme el Universo se iba enfriando, las partículas tendían a unirse para formar partículas más estables. Cuando el Universo fue suficientemente frío, su sustancia 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 electromagnética. En el origen del Universo, la energía de los fotones también era muy alta. Los fotones no tienen masa en reposo, pero tienen energía. Recordemos la famosa fórmula de Einstein sobre la transformación de energía en materia, E ⫽ mc 2. Esto es, una partícula material que contiene una masa m, tiene una energía 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 los fotones muy energéticos podemos hacer la operación contraria. A la energía de los fotones le podemos asociar una masa. Si esta masa es comparable con la masa de alguna partícula, el fotón podría ser capaz de modificar su trayectoria al chocar con la partícula. Esta acción es comparable al siguiente fenómeno. Supongamos que tenemos una pelota de béisbol. Si la lanzamos contra un automóvil, lo más seguro es que lo despostillemos, pero difícilmente lograríamos desviarlo de su camino. Sin embargo, si no lanzamos la pelota con la mano, sino con un cañón, tal vez logremos desviar el automóvil de su camino; depende de la can24

tidad de energía con la que logremos disparar al automóvil con el cañón. Esto sucedió constantemente en la época en que la temperatura era muy alta. Todas las partículas chocaron constantemente contra todas las partículas, interactuando todas las partículas con todas las demás. En particular, los fotones chocaron con todas las partículas existentes, alterando sus trayectorias y desviándolas constantemente. Conforme fue disminuyendo la temperatura del Universo, también disminuyó la temperatura de los fotones hasta que fueron capaces de sólo alterar la trayectoria de las partículas más ligeras, es decir, los electrones. Pero al bajar aún más la temperatura, la energía de los fotones ya no fue capaz de alterar nada, los fotones entonces ya no interactuaron directamente con la materia y viajaron libremente por el Universo. Este momento es conocido como la época de la recombinación, en la que los fotones empiezan a viajar libremente por el Universo. Antes de la recombinación, los fotones, o sea, la luz, estaba en constante interacción con la materia a través de los choques de la luz con la materia. Es decir, los fotones no seguían trayectorias libres, sus trayectorias eran alteradas constantemente por la materia. Pero en el momento en que la energía de los fotones baja lo suficiente como 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 de su última interacción con la materia. Si lográramos captar estos fotones, es decir, tomar una fotografía de estos fotones, con esta luz, podríamos ver el Universo como se veía en ese momento. Esta separación de la radiación electromagnética, es decir, de los fotones, de la interacción con la materia, sucedió unos 350 000 años después del big bang. Si lo comparamos con la edad del Universo, que es de 13 700 millones de años, 350 000 años son como las primeras horas de vida del Universo. Es como si a una persona que vivirá unos 80 años, le tomaran una foto a las 17 horas de nacido. Esta foto del Universo existe, y fue tomada con diferentes instrumentos. La primera foto la tomó el satélite artificial cobe, en 1992; la segunda la tomaron usando globos aerostáticos en el año 2000, y la tercera, la que tiene mayor resolución, fue 25

tomada por el satélite artificial wmap, en el año 2003 (véase la lámina 4). Más adelante veremos cómo se tomaron estas fotografías, pero la foto del Universo cuando tenía tan sólo unos 350 000 años de vida es unos de los logros más maravillosos del hombre en su búsqueda por entender el origen del Universo. Poco después de la recombinación, la temperatura del Universo descendió a un nivel en el cual los electrones fueron atrapados por los núcleos atómicos. Así nacieron los átomos, en este caso, los átomos de hidrógeno y helio, principalmente. Si el Universo 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 fueron creciendo con el tiempo, ayudadas por la fuerza gravitacional. Como veremos después, estas inhomogeneidades provocaron que 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 cósmicos nacieran y se desarrollaran (véase la lámina 5). Después de la recombinación y la formación de átomos, empezó la formación de galaxias debido a la fuerza gravitacional. Dentro de las galaxias viven enormes volúmenes de gas. Como la 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 la Tierra. Pero más que atraer a la Tierra, atrae al mar, provocando que suba la marea en las orillas. Este fenómeno es bien conocido por quienes viven en las orillas del mar. Cuando aparece la Luna, la marea sube, la Luna atrae al mar con su fuerza de gravedad. A estas fuerzas se les conoce como fuerzas de marea. De la misma forma como en el mar, la presencia de mucho gas en la galaxia provoca fuerzas de marea dentro de la galaxia y debido, entre otras circunstancias, a las fuerzas de marea de la galaxia, el gas se colapsa para formar estrellas. La formación de estrellas en las galaxias es muy común (véanse las láminas 6 y 7). 26

Las estrellas no son otra cosa que masas de gas en equilibrio gravitacional y térmico. En un proceso más o menos complicado, pero ya conocido, el gas empieza a colapsarse por su fuerza gravitacional, girando alrededor de un eje (véanse las láminas 8 y 9). Al colapsarse, el gas disminuye su volumen, lo que provoca un aumento de la temperatura del gas, sobre todo en el centro del colapso. Al aumentar suficientemente la presión del gas en el centro de la estrella, que es principalmente hidrógeno, a presiones y temperaturas muy altas el hidrógeno inicia una reacción de 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 en la explosión de una bomba de hidrógeno y es exotérmica, aumenta la temperatura del gas. Al mismo tiempo, el aumento de esta temperatura provoca a su vez un aumento en la presión del gas en dirección contraria al colapso gravitacional. Pero, entre más se 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, más aumentará la temperatura y mayor será la presión que compense el colapso, hasta llegar un momento en el que los dos procesos se equilibren. La formación de una estrella puede durar varios millones de años, pero después de este proceso las fuerzas dentro de la estrella se equilibran, lo cual da origen a una estrella estable. Y este equilibrio es tan estable que suele durar miles de millones de años. Claro, entre más grande sea una estrella más presionará su centro, más rápido se consumirá su hidrógeno y lo convertirá en helio. Así que una estrella gigante suele durar menos tiempo que una más pequeña. La nuestra, el Sol, es una estrella mediana que ha “quemado” hidrógeno durante 5 000 millones de años, y lo seguirá haciendo durante otros 5000 millones de años. Pero la cantidad de hidrógeno es finito, por lo que llega un momento en que se acaba. Cuando esto sucede, el gas vuelve a colapsarse y el centro vuelve a disminuir su tamaño, por lo tanto se calienta mucho más. Si la presión del gas aumenta de nuevo lo suficiente, es el helio el que se empieza a fusionar. Como es ob27

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 con otro hidrógeno, forman litio y berilio. La fusión del helio es más caliente y, por consiguiente, la presión en el centro de la estrella es mayor, lo cual compensa de nuevo el colapso gravitacional de la estrella, pero este combustible se termina más rápidamente que el de hidrógeno y la estrella vuelve a colapsarse un poco más; al aumentar su temperatura, es el litio el que se fusiona y establece un equilibrio, y así sucesivamente. Al final, se han producido prácticamente todos los elementos en el centro de la estrella en un proceso que puede durar varios miles de millones de años; la estrella acaba con todo su combustible, con todos los elementos que al fusionarse forman una reacción exotérmica, terminando con el hierro. Entonces ya no hay nada que detenga el colapso. El último de estos colapsos es muy violento, y depende fundamentalmente del tamaño de la estrella; el colapso final es acompañado de una gran explosión, iluminando con ella todo el firmamento; en ocasiones alumbra tanto como la galaxia misma. A estas explosiones se les conoce como supernovas y su tamaño depende fundamentalmente de la masa final de la estrella (véase la lámina 10). Después de esa gran explosión de supernova, 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 es menor que 1.4 masas solares, la estrella final será una enana blanca. A este límite de masa dado por 1.4 masas solares se le conoce como límite de Chandrasekhar, en honor al físico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo encontró en la década de 1930. Si el producto final de la explosión de supernova es mayor que el límite de Chandrasekhar, pero menor que algo más que dos masas solares, el producto final será una estrella de neutrones, llamada así porque es básicamente un sistema de neutrones puros (tal vez con una superficie de hierro). El campo magnético de estas estrellas es tan intenso que es capaz de lanzar señales electromagnéticas, ondas de radio fundamentalmente, a enormes distancias. Estas ondas de radio son captadas aquí en la Tierra en forma de pulsos, y es por ello que a estas estrellas 28

se les conoce también como pulsares (véase la lámina 11). Si la masa final de la estrella es mayor que 2.5 masas solares, el producto final será tal vez un hoyo negro, un objeto tan denso (ya que nada ha podido detener su colapso) que ni la luz es capaz de salir de él. En la actualidad hay buenos indicios de que en los centros de muchas galaxias (incluso en la nuestra, véase la lámina 12) existen hoyos negros supermasivos, es decir, hoyos negros con masas de millones de masas solares. Se ha reconocido que galaxias mayores tienen hoyos negros más masivos en sus centros que la galaxias de menor tamaño (véase la lámina 13). El punto más interesante es que, al llevarse a cabo la explosión de supernova, la mayor parte de esta estrella es lanzada al exterior, sólo el núcleo permanece en la estrella. Pero ésta ha transformado prácticamente todo su hidrógeno en elementos más pesados, en los elementos que ahora conocemos. Entonces, estos elementos cocinados en el centro de la estrella son lanzados al exterior para convertirse de nuevo en polvo interestelar, que después podrá ser captado por otra estrella en formación. Esto es seguramente lo que sucedió con nuestra estrella. El Sol es una estrella de la segunda generación, o tal vez de la tercera, formada en nuestra galaxia. El Sol captó los elementos remanentes de otra u otras estrellas que envejecieron antes, después de vivir su ciclo completo hasta transformarse en supernovas (véase la lámina 14). Los elementos captados por el Sol fueron también captados 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 estrellas en miles de millones de años, después de los cuales el Sol ha servido como foco de energía para que la Tierra y los demás planetas del sistema solar tengan condiciones para su desarrollo. En la Tierra, estas condiciones han dado lugar a un desarrollo orgánico muy intenso. Después de unos 4000 millones de años, estos elementos en condiciones propicias, han dado pie a un número enorme de especies animales y vegetales. Ahora sabemos que la formación de estos discos planetarios es muy común en el Universo, por lo que la existencia de planetas debe de ser algo típico, algo común en el cosmos (véase la lámina 15). Particularmente, 29

en nuestro sistema solar, este disco planetario ha dado lugar a una especie que ha adquirido conciencia de sí mismo, de su entorno y del Universo: el hombre. En otras palabras, estamos hechos de Universo, nuestra sustancia fue cocinada en miles de millones de años en los núcleos de las estrellas, somos materia del Universo que evolucionó en un planeta para ser conciente de su existencia y de la existencia del cosmos; somos los ojos, los oídos, el cerebro del Universo, es decir, somos la parte del Universo que pretende 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 estrellas el Universo pudo crear la conciencia, a un ser que sabe de su existencia y de la existencia del Universo; somos esa parte del Universo que se pregunta: ¿qué hago aquí?, ¿de dónde vengo?, ¿a dónde voy?, ¿para qué estoy aquí?, ¿para qué existo? Y que lucha incansablemente para dar una respuesta a estas preguntas (aunque esto no siempre sea totalmente posible).

III. Teoría general de la relatividad En síntesis, los científicos de la segunda mitad del siglo xx pensaban que su idea sobre lo que podría ser el Universo se aproximaba mucho a la realidad. Muchos creían que ya se conocían casi todos los puntos fundamentales sobre la evolución del Universo y que sólo hacia falta un trabajo sistemático para ajustar constantes y mejorar observaciones. A este modelo lo llamaron el modelo del big bang caliente o modelo estándar de la cosmología. Este fenómeno que hace que los sabios de la humanidad piensen que ya lo saben todo, sucede a los hombres regularmente. Otros dos ejemplos se dieron a fines de la edad media y a principios del siglo xx, hace 100 años. Hablaremos de estas dos aventuras. 30

Durante 1200 años, en el mundo cristiano prevaleció la idea de un Universo como lo había concebido Ptolomeo en la época de los griegos. Ptolomeo había supuesto que el Universo consistía de una serie de esferas concéntricas en las cuales la Tierra era el centro. Alrededor de la primera esfera giraba la Luna; alrededor de la segunda giraba el Sol en torno a la Tierra. En las siguientes cinco esferas giraban los cinco planetas conocidos en aquel entonces: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. Una estrella, la del norte, era la única que no giraba, y al final se encontraba la esfera donde estaban pegadas todas las estrellas, todas juntas inmutables girando en la misma esfera. Esta idea estaba, además, en concordancia con la cosmogonía cristiana: el hombre a imagen y semejanza de Dios, en el centro del Universo. Durante más de 1 200 años esta idea cambió poco. Los hombres se hacían muchas preguntas sobre el Universo, pero no ponían en duda este modelo (o no lo decían, pues si lo hacían corrían 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 dudas sobre el modelo de Ptolomeo. Copérnico observó que los planetas 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 de Ptolomeo. Poco tiempo después, Johanes Kepler, un joven inquieto que estudiaba en la universidad de Tübingen en Alemania, y que vivió en una época de efervescencia de ideas nuevas, se enteró por sus maestros de las ideas de Copérnico. En esos momentos, el padre Martin Lutero ponía en tela de juicio el poder de la iglesia católica que predominaba en toda Europa, y discutía nuevas ideas sobre la religión. Kepler, que para entonces ya era maestro de matemáticas en Praga, encontró que había la misma relación entre las órbitas de Júpiter y Saturno y la de un triangulo equilátero dibujado entre dos círculos concéntricos. Esto le hizo suponer que las órbitas de los planetas tenían alguna relación con las cinco figuras sólidas perfectas de la geometría euclidiana. Esta idea estaba en concordancia con la premisa de que si Dios era perfecto, entonces debería 31

Figura 4. Trayectoria que siguen los planetas en la bóveda celeste. Copérnico fue el primero en observar que este movimiento se puede explicar suponiendo que la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol.

utilizar figuras perfectas para establecer sus leyes de movimiento. Kepler pasó prácticamente toda su vida tratando de encontrar la relación de las órbitas con estos sólidos perfectos, pero nunca logró ajustar sus ideas a las observaciones. Sin embargo, en un día de inspiración, Kepler ensayó una elipse como posible trayectoria de los planetas alrededor del Sol. El ajuste fue perfecto. Kepler logró explicar las observaciones de Copérnico sobre las trayectorias de los planetas, utilizando un modelo en el que la Tierra ya no estaba en el centro del Universo, sino era el Sol el que estaba en el foco de la órbita de la Tierra. Al poco tiempo, Kepler enunció sus tres leyes del movimiento de los astros. La primera ley de Kepler es sobre la forma de la órbita de los astros: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol, donde el Sol está en uno de sus focos. La segunda es sobre el movimiento de estos astros: los planetas barren áreas iguales en tiempos iguales, lo cual implica que los planetas no siempre viajan a la misma velocidad. Y la tercera ley de Kepler habla sobre la distancia de estos astros del Sol: el cubo del periodo de la órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de su distancia del Sol (véase la figura 5). Estas tres leyes tan simples explican completamente el movimiento de los astros en el cosmos. Y ¿de qué nos sirve saber cómo se mueven los planetas en el cosmos? Lo importante de esta historia es que esta acción condujo al hombre al desarrollo moderno de la sociedad y de la tecnología. Kepler fue el primer hombre en anteponer sus observaciones sobre sus creencias. Luchó toda su vida para que su creencia en las figuras perfectas funcionara como modelo del cosmos, pero con esto demostró que la naturaleza no es lógica, no sigue patrones lógicos preestablecidos como las matemáticas, la naturaleza es sutil y siempre llena de sorpresas. Estas observaciones y estas leyes condujeron a una revolución total del pensamiento y de la ciencia, cuya cúspide fue el descubrimiento de las leyes de Newton; una teoría general que explicaba las observaciones del Universo; un concepto totalmente revolucionario basado en una teoría matemática que aparentemente podía explicar todo; unas cuantas fórmulas matemáticas que explican todo el Universo, todo lo que observamos. El predomi33

Figura 5. Las leyes de Kepler: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol. Los planetas barren áreas iguales en tiempos iguales. El cubo del periodo de la órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de sus distancias al Sol.

nio de esta teoría se mantuvo hasta fines del siglo xix, cuando la teoría de Newton, conjuntamente con la teoría electromagnética de Maxwell, eran la piedra angular del conocimiento humano sobre la naturaleza y el cosmos. De nuevo, la mayoría de los pensadores 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 revolución del pensamiento. En aquella época, un grupo de científicos investigaba fenómenos como el de la radiación de cuerpo negro (básicamente radiación electromagnética causada por un objeto caliente). En el laboratorio observaban que un cuerpo caliente puede emitir ondas electromagnéticas en forma de ondas de radio. Lo característico era que esta radiación sigue un patrón muy especial, como el que se ve en la figura 3. Los investigadores tenían la convicción de que el fenómeno debería explicarse usando la teoría electromagnética de Maxwell, pero eso no sucedió. Por un lado, las observaciones en la radiación de cuerpo negro no ajustaban con la teoría electromagnética y la teoría cinética. Por otro lado, la teoría electromagnética y la teoría mecánica de Newton presentaban ciertas inconsistencias teóricas. La primera llevó a Max Planck, en Alemania, a la formulación del concepto de energía cuantizada, es decir, energía que toma sólo valores discretos. En el momento de su formulación, el concepto pareció algo descabellado. Es como si hoy alguien les dijera a ustedes que para subir a un piso alto de un edificio sólo pueden hacerlo de un salto, no por las escaleras ni por el elevador, ya que los lugares intermedios no existen. Suena ridículo. Pero mediante una serie de experimentos Planck demostró que en el mundo microscópico así es. La energía y todas las cantidades físicas están cuantizadas, es decir, no pueden tomar valores continuos, sólo valores que son proporcionales a los números enteros. Ésta es la base de la teoría cuántica, que es el fundamento de la electrónica moderna. Los aparatos de telecomunicaciones, de televisión, etc., no podrían pensarse sin las bases de la mecánica cuántica, logro que provocó cambios muy radicales en nuestras vidas. ¿Imagínense el mundo sin televisión? 35

La segunda inconsistencia de la época, una inconsistencia más que menos teórica, llevó al joven alemán Albert Einstein a formular la teoría especial de la relatividad y luego la teoría general de la relatividad. Ya era conocido por varios físicos de la época que la teoría electromagnética y la teoría de Newton no siguen las mismas leyes de transformación. El joven Einstein apostó a favor de la teoría electromagnética de Maxwell y formuló una teoría mecánica compatible con la teoría de Maxwell, lo cual no desechaba la teoría de Newton, decir esto es como un suicidio. Con la teoría de Newton, los tecnólogos de la época habían podido diseñar las máquinas que trabajaron durante la Revolución Industrial. La nueva teoría de Einstein establecía un límite de validez a la teoría de Newton. Si los cuerpos se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, la teoría de Newton deja de tener validez. La teoría especial de la relatividad no gustó a muchos, quienes inmediatamente la rechazaron. Pero las observaciones vinieron después y comprobaron lo que la teoría predecía. Un logro realmente notable de un hombre. Einstein formuló la teoría especial de la relatividad en 1905, a los 26 años de edad. Ésta es la teoría dinámica de los objetos que se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Una de sus consecuencias es la famosa fórmula de Einstein: E ⫽ mc2. Aquí, E es la energía en reposo de un cuerpo, m su masa y c la velocidad de la luz. Esta fórmula es fundamental en todas las teorías modernas. La teoría contenía implícitamente las leyes dinámicas de las interacciones electromagnéticas, pero no una formulación equivalente para las interacciones gravitacionales. En 1909, con la ayuda de su amigo matemático Marcel Grossman, Einstein empezó a formular una teoría gravitacional consistente con su teoría especial, que estuvo lista en 1915. Pero, ¿en qué consiste la teoría general de la relatividad? ¿Hasta qué punto es ésta una revolución del pensamiento? Vamos a explicarlo. La teoría general de la relatividad se basa en las observaciones de Galileo Galilei sobre la caída libre de los cuerpos, experiencia que cualquiera de nosotros puede llevar a cabo en casa. Pregunte a un niño qué esperaría si dejara caer desde cierta altura, al mis36

mo tiempo, dos piedras una muy pesada y una mucho más ligera, ¿cuál cae primero? Seguramente el niño responderá: “la más pesada”. 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 contiene mayor 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 nos atrae con mayor fuerza. Esta fuerza siempre es en dirección al centro de la Tierra. Pero hay otra fuerza que tiene iguales repercusiones. Cuando vamos en un autobús urbano, que generalmente los conductores manejan como si transportaran vacas en vez de personas, nuestra tendencia dentro del vehículo es la de movernos de un lado a otro. Por ejemplo, si el autobús frena, nos lanzamos hacia delante; si el autobús acelera, nuestra tendencia es entonces irnos hacia atrás. Existe una fuerza que nos mueve dentro del autobús que no tiene nada que ver con la atracción gravitatoria de la Tierra, sino sólo con el movimiento del autobús. Esta fuerza se opone siempre a nuestro cambio de movimiento, va en sentido inverso a la dirección a la que nosotros cambiamos de movimiento. También notamos que a los niños les afecta menos, y que a las personas gorditas les afecta más. No es lo mismo empujar un automóvil pequeño que un trailer. Tratar de cambiar el estado de movimiento (empujar) del automóvil, es mucho más fácil que cambiar el estado de movimiento del trailer. (Intenten frenar un trailer en la carretera, no es fácil). A esta fuerza se le llama inercia, y es proporcional a la masa. Pero, obviamente la fuerza de inercia no tiene nada que ver con la fuerza de gravedad. La inercia se debe al movimiento, y la fuerza de gravedad a la carga gravitacional. La experiencia de Galileo consiste en que la piedra pesada y la piedra ligera caen siempre al mismo tiempo. Dice la leyenda que Galileo hizo este experimento en la torre de Pisa (véase la figura 6), valiéndose de su inclinación. Sin embargo, este resultado parece ilógico. Si la piedra es más pesada, la Tierra la atrae con mayor fuerza y por lo tanto debería caer más rápido. Pero la pie37

Figura 6. Galileo hizo el experimento de lanzar dos objetos de diferentes masas (dice la leyenda que desde la torre de Pisa) para ver cuál caía primero. El resultado fue que ambos objetos dejados caer simultáneamente siempre llegaron al mismo tiempo, no importando su masa.

dra más pesada también tiene mayor inercia, así que se opone con mayor intensidad al movimiento. Incluso, cuando le pregunté a mi hijo de 6 años cuál caía primero, contestó: “la más ligera, porque puede ir más rápido”. Cierto, pero lo que no tomó en cuenta es que la piedra ligera no es atraída por la Tierra con tanta fuerza como la más pesada. Lo sorprendente es que si aumentamos la masa inercial, también aumentamos la masa (carga) gravitacional. El hecho de que sin importar la masa las piedras siempre caen a la misma velocidad, implica que la masa gravitacional, la que atrae a la piedra contra la Tierra, aumenta en la misma proporción que la masa inicial, la que se opone al cambio de movimiento. Es decir, la masa inercial es igual a la masa gravitacional. Muy sorprendente ¿verdad? Bueno, ¿y eso qué es? Bien, significa que si yo voy en un elevador y de pronto sus cuerdas se rompen y desciende en caída libre, todo lo que vaya dentro del elevador caerá con la misma velocidad, incluso la cabina. Quienes vayamos en el elevador sentiremos que estamos flotando; todo lo que vaya dentro flotara en él, igual que en una nave espacial en medio del espacio infinito, donde no hay gravedad (véase la figura 7). Aquí está el punto. Einstein hizo el siguiente razonamiento: en un lugar donde no hay fuerzas los objetos que viajan a velocidad constante viajarán siempre en línea recta. Dos objetos que viajen paralelamente nunca chocarán; 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 inerciales en un planeta? Si retomamos la experiencia del elevador en caída libre, veremos que la gente dentro del elevador experimentará una sensación idéntica a la de los astronautas que viajan dentro de una nave en el espacio. Ambos verán que todo flota. Por ejemplo, si alguna de las personas en el elevador en caída libre empujara un objeto, el objeto se movería en la dirección en la que fue empujado a velocidad constante. El resultado es el mismo que en la nave espacial, que es un sistema inercial. Einstein llegó a la conclusión de que los sistemas en caída libre son los sistemas inerciales en los planetas, es decir, en los lugares 39

Figura 7. Una caja en caída libre, en un planeta como la Tierra donde actúa la fuerza gravitacional, con un hombre y una pelota ligera en su interior, tiene el mismo efecto que la caja en un lugar en medio del cosmos, sin ninguna fuerza que actúe sobre ella.

Figura 7bis. A la izquierda, dos objetos que caen libremente en una caja. Los objetos caen al centro del planeta, por lo que sus trayectorias se juntarán en su centro. A la derecha, dos objetos que se mueven en el espacio sin ninguna fuerza. Si no hay nada que los altere, sus trayectorias serán paralelas, nunca se juntarán.

en donde hay gravedad. Pero sí hay una diferencia. Supongamos que 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 el centro de la Tierra (véase el lado izquierdo de la figura 7bis). O sea, en este sistema las dos pelotitas que caen paralelamente sí se juntarán en el centro de la Tierra. Esto quiere decir que en un sistema con gravedad las paralelas sí pueden juntarse. Sin embargo, en un plano las paralelas nunca se juntan. Pero en una esfera sí puede haber paralelas que se junten, por ejemplo, dos líneas paralelas viajando de norte a sur se juntan en los polos (véase la figura 8). La conclusión de Einstein fue entonces brillante, concluyó que las paralelas en el sistema gravitacional se juntan porque el espacio-tiempo se curva. Pues bien, ésta es básicamente la teoría de Einstein: las interacciones gravitacionales curvan el espacio-tiempo. ¿Es esto realmente importante? Evidentemente sí, esta teoría cambia completamente nuestro concepto de interacción. Para Einstein no hay fuerzas, como en la teoría de Newton la interacción entre dos cuerpos se da por la modificación de la geometría del espacio-tiempo debido a la existencia de los cuerpos. Este concepto de interacción podría extenderse incluso a otras interacciones, como la electromagnética, la nuclear, etcétera. Muy bien, pero si la existencia de un cuerpo dobla, curva, modifica la geometría del espacio-tiempo, esto debería verse. Así es, ésta es una de las predicciones más extraordinarias de la teoría general de la relatividad. En 1919, el físico inglés Sir Arthur Eddington realizó una expedición al Atlántico sur, al occidente de África, donde se llevaba a cabo un eclipse total de Sol. Ahí Eddington observó las estrellas más cercanas a la corona solar en el momento del eclipse; seis meses después volvió a medir la posición de las mismas estrellas, ya sin la alteración gravitacional causada por nuestra estrella, cuando la Tierra estaba del otro lado de la órbita solar. Lo que observó fue que las estrellas aparentemente habían modificado su posición debido a la presencia del Sol, que equivale a que el Sol había modificado la trayectoria de la luz proveniente de estas estrellas, debido a que éste había curva42

Figura 8. En un espacio curvo, como el de una esfera, las paralelas sí pueden juntarse, como aquí se aprecia, en los polos de la esfera.

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 alrededor. Este resultado espectacular implica que las interacciones entre cuerpos se dan debido a la modificación que los cuerpos ejercen sobre la geometría del espacio-tiempo. Pero ¿y qué implicaciones tiene esta nueva teoría sobre nuestro modelo del Universo? ¡Mucha! El primero en hacerse esta pregunta fue el físico soviético Alexander Friedmann en la segunda década del siglo xx. Investigó las consecuencias de la teoría de Einstein sobre el modelo del Universo. Según el modelo derivado de la teoría de Newton, todas las estrellas se atraen entre sí debido a su fuerza gravitacional. En tal caso, es difícil imaginar por qué el Universo está en equilibrio, ¿por qué si todas las estrellas se atraen, no se colapsan? 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 encuentra del otro lado del Sol, ésta ejercerá una fuerza equivalente y de sentido contrario sobre el Sol, de tal forma que la fuerza neta sobre el Sol será casi cero (véase la figura 10). Así, podemos imaginar que para cada una de las estrellas que están alrededor del Sol, existe otra que la equilibra. Pero esto mismo 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 las que las equilibran, y así sucesivamente hasta el infinito. Entonces el Universo de Newton debía de haber sido infinito para poder estar en equilibrio. Si era infinito en el espacio, entonces debería serlo también en el tiempo. Aunque esto estaba en contradicción con la idea religiosa de un inicio del Universo: de la existencia de un momento de la Creación. Por otro lado, y en contradicción con las predicciones de la teoría de Newton, los físicos, Alexander Friedmann, en la Unión Soviética, y casi al mismo tiempo el abate Georges Lemaître, en Bélgica, llegaron a la conclusión de que, según la teoría de Einstein, el Universo debería tener un 44

Figura 9. El campo gravitacional del Sol dobla la trayectoria de los rayos de luz provenientes de una estrella, debido a que el campo gravitacional modifica la geometría del espacio-tiempo. Esto se manifiesta porque las estrellas que se ven cerca del Sol están en realidad un poco desviadas de su posición real.

Figura 10. Una estrella que tiene estrellas rodeándole en cada dirección compensa las fuerzas que cada una de ellas ejerce sobre la estrella central. Las flechas representan las fuerzas ejercidas por cada estrella que rodea a la estrella central. Esto permite tener estrellas en equilibrio entre sí, si hay un número infinito de estrellas en el Universo.

principio y debería estar en expansión. Sin embargo, Einstein buscaba desesperadamente que su teoría le diera un Universo estático e infinito, como decían los paradigmas de la época. Incluso, Einstein llegó al extremo de modificar las ecuaciones de su teoría, agregándoles una constante, que llamó la constante cosmológica, para poder llegar a la solución estática del Universo, algo que ni aun así logró. La constante cosmológica no sirvió para explicar un Universo estático e infinito; de hecho, como ya vimos, el Universo no es ni estático ni infinito (al menos el nuestro). En 1929 Einstein viajó a Estados Unidos a visitar a Edwin Hubble, quien había anunciado que había evidencias de que el Universo estaba expandiéndose. Después de convencerse de que las observaciones del Universo afirmaban su expansión, Einstein pronunció una frase que se hizo célebre: “La constante cosmológica 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 parecido. También en esto, Einstein tuvo razón. A partir de los descubrimientos de Hubble y la base teórica que la teoría de la relatividad general daba a las observaciones de la expansión del Universo, nuestro paradigma sobre el origen del cosmos cambió de nuevo. Ahora pensamos que el Universo tiene un origen y se expande, y que esta expansión fue causada por una gran explosión que lanzó toda la materia del Universo en 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 expandido más rápido antes en comparación a como lo hace ahora, ya que la fuerza de gravedad lo debería estar frenando. Sin embargo, de nuevo, la naturaleza es muy sutil y no es lógica. Lo que sucedió en los últimos 20 años del siglo xx y los primeros del siglo xxi lo demuestran. Como veremos más adelante, la sorpresa es que el Universo no se está frenando; por el contrario, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido. Este descubrimiento trae consigo, una vez más, un cambio revolucionario de nuestro paradigma del origen del cosmos. 47

IV. Inflación Antes de entrar en materia, vamos a discutir cuáles son los problemas que tiene el modelo cosmológico de Friedmann, o modelo estándar de la cosmología. El primer problema serio al que se enfrentó fue que, según el modelo, el Universo debería haber iniciado su vida en una gran explosión y continuar expandiéndose hasta nuestros días; la expansión debería ser suave y desacelerada. Sin embargo, una expansión así tiene el siguiente problema: imagínense dos regiones separadas por una distancia un instante después del origen del Universo; como el Universo está en expansión, la luz tendrá que viajar de una región a otra en contra de la expansión; es como si una hormiga tratara de llegar sobre un globo que está siendo inflado a un lugar donde se encuentra su comida. Entre más espacio recorre, más grande es la distancia. Depende de la velocidad a la que corra la hormiga y de la velocidad en que se infle el globo, que la hormiga 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 velocidad de la luz, aunque si el Universo estaba en su máxima velocidad de expansión en ese momento, encontraremos regiones que 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 estarán en contacto causal en este momento. El problema es que, debido a la expansión del Universo siempre habrá muchas regiones que tardarán mucho tiempo en entrar en contacto causal entre ellas. Por ejemplo, imaginemos una galaxia lejana; en estos momentos estamos recibiendo su luz, que viajó miles de millones de años antes de llegar a nosotros; imaginemos también las regiones de las que en este momento estamos recibiendo su primera luz, regiones de las que nuestra galaxia nunca antes había recibido luz. Más aún, estamos recibiendo la radiación de fondo del Universo desde los confines más lejanos del Universo (también del Polo Norte, del Polo Sur, etc.). El problema es que, 48

Figura 11. Una hormiga camina hacia su comida en un globo que es inflado constantemente. Al tiempo 1, la distancia que tiene que recorrer la hormiga es menor que el tiempo 2. Si el globo se sigue inflando, el globo sigue en expansión, y no es seguro que la hormiga consiga su objetivo.

en todo el Universo que observamos, tanto las galaxias como la radiación 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 espectro de fluctuaciones, etc., que la radiación de fondo que recibimos por el Polo Sur ¿Cómo es posible, si estas dos regiones tan distantes de nosotros, aún más distantes entre sí, que nunca estuvieron en contacto causal una con la otra, sepan de todas las características de la otra región? ¿Cómo sabe una región remota para nosotros, que otra región también remota para nosotros pero del lado opuesto, que cada una tiene la misma temperatura, la misma densidad, etc., si nosotros estamos a mitad del camino entre ellas? ¿Cómo se comunicaron entre sí? A este problema 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 desarrollo del 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 (véase la figura 12); sin importar cómo la dejemos caer, su movimiento será semejante en cada caso, la pelota rodará hacia abajo, pegando de vez en cuando contra las paredes del tobogán. Al momento de dejar caer la pelota se le llama condición inicial. Este fenómeno es muy diferente al de dejar caer la pelota sobre un tubo con la misma inclinación que el tobogán; será muy difícil que la pelota siga el tubo hasta el final. Deberemos colocar la pelota con mucho cuidado justo en el centro del tubo para lograr, 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, las condiciones iniciales deben ser extremadamente exactas para lograr que la pelota ruede sobre el tubo. En el caso del Universo, se esperaría que las condiciones iniciales no fueran tan extremas; que la formación de universos que puedan originar vida como la nuestra no sea tan especial; unas condiciones iniciales del Universo, algo como lo que ocurre con la pelota cayendo por el tobogán. 50

Figura 12. Para una pelota que cae por un tobogán, las condiciones iniciales, o sea, la forma en que la dejemos caer desde arriba, no influye mucho en su caída. La pelota siempre rueda por el tobogán. Pero para una pelota descendiendo sobre un tubo, las condiciones iniciales influirán mucho en su comportamiento de caída. Lograr que la pelota ruede sobre el tubo hasta abajo es sumamente difícil y requiere de condiciones iniciales muy precisas.

Sin importar demasiado cómo son las condiciones iniciales del Universo, siempre deberíamos obtener algo semejante. Pero en el modelo de Friedmann esto no es así. Por ejemplo, sabemos más o menos cuál es la densidad total de Universo, es prácticamente la densidad crítica del Universo, la cual aclararemos más adelante. Para identificar los contenidos de materia en el Universo, los cosmólogos acostumbran usar más que la densidad de alguna especie de materia, el cociente de esta densidad dividido entre la densidad crítica. Así, este cociente es prácticamente 1 para el Universo en total. Sin embargo, si queremos lograr que nuestro modelo tenga esta densidad actualmente, debemos iniciar 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, un cero, punto y 60 nueves. Algo extremo. Si no lo hacemos así, si por ejemplo en vez de poner 60 ceros sólo ponemos 10 o 20, el Universo resultante iniciará, se expandirá un poquito y se recolapsará. En este Universo no daría tiempo de que se formaran galaxias, que a su vez formaran estrellas y luego planetas que originen vida y gente que se pregunte cómo se originó el Universo. O al contrario, si en vez de 60 nueves, sólo ponemos 10 o 20, el Universo se expandirá tan violentamente que no permitirá la formación de galaxias, ni de nada. Es decir, para obtener un Universo que forme galaxias, estrellas, planetas, vida y después conciencia debemos poner unas condiciones iniciales en una situación 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 pregunten por qué es así el Universo. Sin embargo, se espera una respuesta más elocuente y que permita la formación de universos con estas características. Como una pelota que cae por el tobogán. Hay varios otros problemas del modelo de Friedmann, pero no son de trascendencia para nuestro objetivo, así que es suficiente con los aquí expuestos. A principios de los ochenta, Alan Guth propuso una solución a algunos de estos problemas. Ésta consistió en que el Universo tuvo una era donde se expandió a gran velocidad, de una manera extrema. A esta era se le llama era inflacionaria. Si hubo 52

una era así, entonces la región donde nos encontramos pudo haber estado en contacto causal muy al origen del Universo y después, debido a la era inflacionaria, la región creció enormemente hasta ser más grande que la región que ahora observamos (véase las figuras 13 y 14). Veamos por qué. Imaginemos una región pequeña, en donde las partículas separadas una distancia entre sí entran después de un corto tiempo en contacto causal. Según el modelo de Friedmann, esta región es tan pequeña que no alcanzará nunca el tamaño de la región causal que ahora vemos, o sea la región total que alcanzamos ver con nuestros telescopios. Sin embargo, si algo provocara que esta pequeña región, después de entrar en contacto causal con sí misma, creciera enormemente hasta alcanzar un tamaño que después, en su expansión normal al estilo del modelo de Friedmann, alcanza el tamaño de Universo causal que ahora vemos, se resolvería el problema del horizonte. Alan Guth propone que una era inflacionaria agigantó todas las regiones que ya estaban en contacto causal entre sí, hasta que lograron un tamaño que en una expansión normal, tipo modelo de Friedmann, les diera sus tamaños actuales. Esta solución tenía algunas pequeñas fallas que se han ido perfeccionando con el tiempo. Pero la idea ha perdurado, no sólo porque resuelve el problema del horizonte, sino porque también resuelve el problema de las condiciones iniciales, y algo más: la expansión acelerada da como resultado la creación de fluctuaciones primordiales, que después serán de suma importancia para la formación de estructura en el Universo. Expliquemos esto. Las observaciones que muestran que el Universo es homogéneo e isotrópico, permiten tres posibilidades. Los matemáticos han demostrado que los espacios geométricos que cumplen estas dos condiciones son la esfera, el plano y algo como una silla de montar. Si el Universo fuera como una esfera, se expandiría durante un tiempo y luego se recolapsaría. A este Universo se le llama Universo cerrado. Si el Universo fuera como una silla de montar, se expandiría por siempre, no tendría nunca la oportunidad de recolapsarse. El caso intermedio es el Universo plano, en el que el Universo se encuentra exactamente entre estas dos 53

Figura 13. Si sólo siguiéramos el modelo de Friedmann, la región que ha estado en contacto causal estaría contenida en la región que apreciamos ahora. Si así fuera, no podríamos explicar cómo las condiciones físicas de la región X son idéntica a las de la región Y.

Figura 14. Si existiera un periodo de expansión muy acelerada, es decir, de inflación, la región en contacto causal podría ser más grande que la región del Universo que ahora observamos. Esto resolvería el problema del horizonte.

Figura 15. Si el Universo se inflara, su superficie aparecería plana debido a que la curvatura se “borra” por la inflación.

posibilidades. En los últimos años se ha podido comprobar, mediante observaciones muy precisas de la densidad del Universo, que éste es prácticamente plano. Un periodo inflacionario provocaría que el Universo se volviera prácticamente plano. Es como si se inflara un globo, si está poco inflado, notarán que es como una pelota, que está curvado. Pero si el globo está demasiado inflado, como la Tierra, pensaríamos como los hombres antiguos: que la Tierra es plana. Al inflarse el Universo, los vestigios de su curvatura se “borran” y el Universo, al final de cuentas, aparece plano, lo cual explica por qué su cociente de densidad es 1, sin necesidad de imponer condiciones iniciales extremas, tal como lo vemos hoy. Es así como se resuelve el problema de las condiciones iniciales para la densidad del Universo, usando el modelo inflacionario. Además de lo anterior, el modelo inflacionario nos ofrece algo más, proveniente de la mecánica cuántica. La mecánica cuántica se basa en el principio de incertidumbre. Este principio dice que no es posible medir al mismo tiempo con toda la exactitud que se quiera dos cantidades conjugadas, como la posición y el momento, o la energía y el tiempo. Siempre habrá una incertidumbre en la medición. De tal forma que si en algún momento intentamos medir la posición de una partícula, podríamos hacerlo a costa de perder exactitud en la medición de su momento, es decir, de su velocidad. Más explícitamente, si medimos su posición, no podremos medir su velocidad con toda exactitud. Lo mismo pasa con la energía de las partículas: si medimos con mucha exactitud la energía de una partícula, perderemos información sobre el tiempo en el que la medición tuvo lugar. Este fenómeno debe ocurrir en todos los niveles de la naturaleza. Pero en los fenómenos cotidianos, los que solemos llamar clásicos, esta incertidumbre es imperceptible, sólo se puede percibir en fenómenos del mundo microscópico, como en átomos y partículas elementales, lo cual conduce a una física exótica a la que no estamos acostumbrados. Por ejemplo, si existe una incertidumbre en la energía de la partícula, por la fórmula de Einstein, E ⫽ mc 2, la masa m tendrá también una incertidumbre. Como el conjugado de la energía es el tiempo, esto implica que no podremos 57

medir la energía (la masa) de la partícula en un tiempo arbitrario. Por otro lado, en un tiempo muy pequeño es posible que se creen y, antes de un tiempo límite, se cancelen partículas, lo que implica que la aparición de partículas provenientes de la nada en este tiempo límite no viola ninguna ley física. Esto parecería muy extraño, pero el fenómeno ha sido medido ya muchas veces por diferentes métodos. El fenómeno se refleja también en el espacio vacío, ya que si no tuviera verdaderamente ningún tipo de materia, su energía sería cero. Pero la energía cero viola el principio de incertidumbre, por lo que el más extremo vacío contendrá partículas en su interior (véase la figura 16). Por principio de cuentas, tendrá las partículas que se crean y se destruyen en tiempos pequeñísimos. Este fenómeno de creación y aniquilación de partículas se conoce como fluctuaciones cuánticas y se da en todo sistema cuántico. Es un fenómeno bien conocido y medido. Este mismo fenómeno sucede a los campos. Los campos tienen también fluctuaciones cuánticas de energía, de momento, etcétera. Después del origen del Universo, las fluctuaciones cuánticas ocurren por todas partes. El punto interesante para nosotros es que un periodo inflacionario en el Universo también tiene la consecuencia de que estas fluctuaciones cuánticas crecen conjuntamente con el Universo. Así, fluctuaciones cuánticas que son imperceptibles para nosotros a nivel clásico, durante el periodo de inflación se agigantaron enormemente, provocando que el Universo homogéneo e isotrópico con el que iniciamos tenga un conjunto de inhomogeneidades después del periodo inflacionario que, como veremos más adelante, serán las semillas para la estructura del Universo que conocemos. En síntesis, el modelo inflacionario no sólo resuelve algunas de las inconsistencias que tiene el modelo de Friedmann, sino que también es un mecanismo para proveer al Universo de las semillas de su estructura. ¿Existió en realidad un periodo inflacionario en el Universo? Como hemos visto, el modelo de inflación predice que el espacio-tiempo, el cosmos, tiene una geometría plana. Las observaciones de los laboratorios Boomerang y Maxima (por sus nombres en inglés, respectivamente: Balloon Observations of Millimetric 58

Figura 16. En el vacío cuántico, todo el tiempo se crean espontáneamente partículas y antipartículas. Por el principio de incertidumbre, esta producción espontánea de partículas no viola ninguna ley física.

Extragalactic Radiation Geophysics y Millimetric Anisotropy eXperiment IMaging Array, respectivamente) en el año 2000 y del satélite artificial wmap en el año 2003, han demostrado que la densidad de masa del Universo es casi su densidad crítica, lo cual implica que el Universo tiene una geometría plana, y si no es así, se desvía muy poco de ella. Este resultado se considera como una evidencia muy sólida para la existencia de un periodo inflacionario. Es una predicción del modelo de inflación que dice que la geometría del Universo es prácticamente la geometría plana, y no debe estar muy alejada de ella. Además de que no conocemos otro mecanismo para resolver las inconsistencias del modelo de Friedmann, éste proporciona una solución elegante a la existencia de fluctuaciones primordiales. En el capítulo siguiente explicaremos el modelo de formación de estructura, es decir, cómo estas fluctuaciones primordiales después del periodo inflacionario lograron formar el Universo que conocemos.

V. Formación de estructura Uno de los logros fundamentales del modelo del big bang caliente fueron sus predicciones sobre la formación de estructura en el Universo; es decir, sus predicciones sobre la formación de galaxias, cúmulos de galaxias, supercúmulos de galaxias, etc., que son observados en el Universo. A fines de los años setenta, un grupo de científicos, entre los que destacan John Peebles en Estados Unidos y Yakov Zeldovich en la Unión Soviética, desarrollaron un modelo sobre la formación de estos colosos del Universo. Vamos a explicar en qué consiste este modelo. Como se sabe, debido a su masa la fuerza entre dos cuerpos es siempre de atracción. La idea fundamental de la formación de estructura consiste entonces en observar que si en algún momento y por alguna razón, como por ejemplo después de la época de inflación, existiera una “fluctuación” de materia en el 60

Universo, es decir, una zona de mayor densidad que la promedio, ésta actuaría como imán para atraer más y más materia de sus alrededores. Imagínense una porción del Universo con un gas distribuido casi homogéneamente; supongamos que en ese gas hay zonas con una densidad mayor que en otra zona vecina y que esta densidad es mayor a la densidad promedio del gas. A la zona que tiene una mayor densidad que la promedio se le conoce como la fluctuación. Debido a que en el gas hay zonas con mayor densidad que la promedio habrá, por consiguiente, zonas con densidad menor que la promedio. Como la masa del gas es atractiva, las zonas con mayor densidad, es decir, con mayor masa por volumen, atraerán con mayor fuerza la materia que se encuentra a su alrededor. Si hubiera otra fluctuación, digamos, menos densa en alguna parte de sus alrededores, la fluctuación más densa atraería más y más masa, ganando a su vecina menos densa, la que tiene menos masa por volumen (véase la figura 17). Sucede lo mismo en las clases sociales: los ricos ganan más y más dinero porque, con su dinero, hacen negocios con los que ganan más dinero. Y los pobres, que no tienen dinero, son cada vez más y más pobres. El dinero y la riqueza se concentran cada vez más en los que más tienen. Por lo tanto, en el caso del gas, el proceso descrito hace crecer de manera natural una fluctuación de materia en el gas original. Después de algún tiempo la materia se concentrará en las regiones en donde se encontraban las fluctuaciones más grandes, dejando a las regiones menos densas sin materia, creando regiones casi vacías. Ésta es la forma de transformar un gas más o menos homogéneo, pero en donde actúa la fuerza gravitacional en un gas con regiones totalmente densas y otras regiones casi vacías. También es la forma moderna de erigir imperios poderosos. La fuerza militar ya no es necesaria, sólo debe producirse lo que necesitan los demás y vendérselos al precio más alto para concentrar más la riqueza y poder invertir en la mejora y abaratamiento de los productos. En este esquema, una fluctuación sería un producto nuevo, algo que se descubriera en algún laboratorio científico y que los demás necesitaran. Claro, en la actualidad, para descubrir algo nuevo e interesante se necesita hacer una inver61

Figura 17. Si una fluctuación de la densidad media del Universo existe en algún momento; debido a su fuerza gravitacional, la fluctuación crecerá quitando materia de los alrededores.

sión inicial en la ciencia básica. Después de esto, es necesario hacer una nueva inversión para llevar al producto al proceso de producción. Estos dos puntos serían equivalentes a la fluctuación primordial. Como es un producto nuevo, que los demás no producen, traerá concentración del capital poco a poco, haciéndolo crecer más y más. Esta concentración de capital servirá entonces para invertir en más y más innovaciones tecnológicas y más ciencia básica. (Es tan simple y los políticos no lo entienden.) Un proceso semejante debió de haber sucedido con el gas primordial. Algún tiempo después del big bang, toda la materia del Universo se parecía a un gas como el que describimos arriba. Era un gas casi homogéneo, es decir, con densidades iguales en todas partes, pero contenía algunas fluctuaciones. Estas fluctuaciones primordiales son las que nos proporciona la época inflacionaria y que crecieron a lo largo de los años debido a su interacción gravitacional, formando las galaxias, los cúmulos de galaxias, etc., y crecieron más y más formando la estructura que ahora observamos en el Universo. Ésta es la idea básica de la formación de estructura. Sin embargo, no fue tan fácil hacer que este mecanismo funcionara para darnos una explicación de lo que vemos en el Universo. Veamos por qué. Como ya se mencionó, el Universo ha ido enfriándose poco a poco desde la gran explosión. Sin embargo, antes de la recombinación era muy difícil que las fluctuaciones existentes pudieran crecer. La razón es la siguiente. Antes de la recombinación, la energía de choque de la radiación con las partículas destruía todo intento de crecimiento de las fluctuaciones primordiales. La materia está formada por partículas de un espectro muy amplio de masas. Por ejemplo, los electrones tienen una masa que es 1 000 veces más ligera que la de los protones y los neutrones. A muy altas temperaturas, la radiación, es decir, los fotones del Universo, tenían la capacidad de interactuar con las partículas. La radiación se mueve a la velocidad de la luz. Las interacciones con la materia de estos fotones muy energéticos provocarán entonces una fuerza contraria al colapso de la materia, evitando que las fluctuaciones existentes crezcan. Como la materia está en interacción debido a los choques 63

de estas partículas con los fotones, esta interacción evitará que las partículas pesadas logren colapsarse. Los choques tan energéticos de fotones con la materia evitarán que las partículas materiales logren agruparse, actuando en contra de la fuerza gravitacional atractiva. Esto quiere decir que sólo las fluctuaciones que crecieron después del desacople de materia con radiación podrán crecer para formar la estructura que ahora observamos. Sin embargo, hay un tipo de fluctuaciones que logra sobrevivir y crecer incluso en la época antes de la recombinación. Las fluctuaciones que fueron muy grandes, tan grandes que dos regiones de la fluctuación no estuvieran en contacto causal, podrían crecer (véase la figura 18). ¿Qué significa esto? Cuando hablamos con una persona, la comunicación (o la interacción con la persona) se da a través de los sonidos que emitimos, tanto por la persona con la que platicamos como por nosotros mismos. El sonido viaja a una velocidad fija, más o menos a 280m/segundo. Entonces podemos hablar continuamente con la persona, pues la interacción entre nosotros se da a la velocidad del sonido. Podemos entablar una conversación larga e ininterrumpida, pero si la persona con la que hablamos estuviera a muchos metros de distancia, digamos a un kilómetro, debemos esperar a que llegue el sonido. A veces vemos cómo una persona que se encuentra muy lejos, a cientos de metros, mueve los labios, y tiempo después nos llega el sonido de las palabras. O, a la distancia, vemos la explosión de un cohete en una fiesta de pueblo y tiempo después nos llega el sonido; o vemos un relámpago y tiempo después escuchamos el trueno. Esto se debe a que el sonido tarda en llegar hasta nosotros. Lo mismo pasa con la luz, pero como su velocidad es de 300 000 km/segundo, la distancia para observar este tipo de fenómenos debe ser mucho mayor. Es por eso que la luz de las estrellas o galaxias lejanas nos llega mucho tiempo después de que salieron de su origen. A las estrellas o galaxias de las que ahora recibimos su luz, las vemos realmente como eran hace miles de años, o tal vez ya ni estén realmente donde las vemos, o ya desaparecieron. Es más, la luz de los astros que observamos ahora proviene del pasado; 64

Figura 18. Fluctuaciones pequeñas se comunican rápido entre sí, entrando en contacto causal desde muy temprano. En cambio, fluctuaciones grandes, como la que se aprecia abajo, tardan más tiempo en comunicarse entre sí; es decir, tardan más tiempo en entrar en contacto causal.

entre más lejos podamos ver, más posible será ver el Universo en el pasado. Es por eso que necesitamos telescopios cada vez más potentes, ya que con ellos podemos percibir la historia del Universo. ¿Y esto qué tiene que ver con las fluctuaciones gigantes? El punto es que, como nada viaja más rápido que la luz, tampoco la interacción que destruye la fluctuación viaja más rápido que esta velocidad. Por consiguiente, a una región dentro de la fluctuación que está a millones de kilómetros de otra región dentro de la misma fluctuación, le toma un tiempo para saber que la fluctuación está siendo destruida, tanto porque no le llegará instantáneamente ni la luz ni la fuerza de los choques entre partículas. Esto provoca que en fluctuaciones muy grandes, que ya estuvieran formadas, las interacciones que destruyen el crecimiento de la fluctuación tarden un tiempo en llegar, por lo que fluctuaciones muy grandes podrán seguir desarrollándose continuamente sin ser destruidas por la radiación, aun antes de la recombinación. Entonces la radiación no podrá destruir fluctuaciones que sean suficientemente grandes, tan grandes que su materia no se vea entre sí, es decir, que no esté en contacto causal. Por otro lado, la expansión del Universo también actúa en contra del crecimiento de las fluctuaciones. La expansión del Universo es una fuerza que trata de separar todos los objetos del Universo, en contra del crecimiento de las fluctuaciones. Este efecto es importante y tiene que tomarse en cuenta; es más, es de fundamental importancia para explicar la estructura observada del Universo. En síntesis, lo que tenemos es que las fluctuaciones crecieron sólo después del desacople de materia con radiación. Antes de la recombinación, sólo fluctuaciones muy grandes, en las que regiones diferentes de la fluctuación no pudieran estar en contacto causal, podrían crecer y desarrollarse. Cabe entonces preguntarnos si éste esquema es suficiente para poder explicar la estructura que vemos tal y como la vemos. La respuesta es ¡No! Es necesario cambiar nuestro paradigma de cuál es el contenido de materia del Universo para poder explicar la formación de estructura. Fue necesario postular dos nuevas formas 66

de materia, que hasta ahora nadie sabe qué ni cómo son, ni de dónde vienen. Pero, como veremos, su existencia se puede comprobar mediante varios métodos. Estas materias son las llamadas materia oscura y energía oscura. Pero, ¿qué fue lo que falló en el paradigma normal? Lo que falló fue que no existe una coincidencia entre lo que se ve y se mide y lo que se predice usando el modelo que acabamos de describir. Si tomamos ingenuamente un telescopio y contamos la cantidad de materia que vemos, es decir, si contamos cuántas estrellas hay en cada galaxia y después cuántas galaxias hay, etc., el resultado es que hay muy poca materia en el Universo. Por ejemplo, en una galaxia hay regularmente cientos de miles de millones de estrellas. Como las estrellas son muy masivas, se sabe que representan la masa mayor del sistema estelar, así que si contamos las estrellas y a cada estrella le asociamos una masa, si no tomamos en cuenta sus planetas, asteroides etc., por lo general no cometemos un gran error. En nuestro Sistema Solar, por ejemplo, el Sol tiene una masa que es 329 390 veces más grande que la masa de la Tierra. Comparar a la Tierra con el Sol es como comparar un kilo de harina (la Tierra) con un edificio de 329 toneladas (el Sol). Júpiter, el planeta más grande del sistema solar, tiene una masa que es sólo 318 veces más grande que la masa terrestre. Esto es, Júpiter tiene una masa que es más de 1 000 veces más pequeña que la masa del Sol. Comparar a Júpiter con el Sol, es lo mismo que comparar un kilo de harina con un auto de más de una tonelada. Es como si alguien nos preguntara el peso de un trailer y nosotros respondiéramos preguntándole: ¿lo quieres con o sin chofer? Para el peso del trailer, el peso del chofer no representa casi nada, tal vez lo de una llanta. Entonces, contamos todas las estrellas de la galaxia, les asociamos sus masas según su luminosidad y con eso sabremos más o menos bien cuál es la masa de la galaxia. Ahora buscamos en una región de un volumen determinado todas las galaxias que hay, contamos las estrellas de cada galaxia y les asignamos una masa, pero como ya conocemos la masa y el tamaño totales de la región, podemos conocer su densidad, es decir, el cociente de la masa entre el volumen. Lo que se 67

acostumbra es comparar esta densidad con alguna densidad conocida en cosmología. En este caso se usa la densidad crítica del Universo. La densidad crítica es muy importante en cosmología porque determina la densidad justa para la cual, si el Universo es más denso que esta densidad, el Universo va a expandirse durante un tiempo, pero llegará un momento en que la fuerza de atracción gravitacional de toda la materia del Universo lo obligue de nuevo a colapsarse. Si la densidad de masa del Universo es menor que la densidad crítica, entonces el Universo se expandirá por siempre. Por eso se le llama densidad crítica. Su valor es del orden de 10 átomos de hidrógeno por cada metro cúbico. Es aparentemente pequeña, ya que las dimensiones del Universo son enormes. Una galaxia como la nuestra mide aproximadamente 30 000 años luz; es decir, si viajamos a la velocidad de la luz, tardaríamos 30 000 años en recorrer la galaxia (algo así como desde el tiempo en que llegó el hombre primitivo a América hasta nuestro días). Eso es una gran distancia. Sólo para comparar, si viajamos de aquí al Sol a la velocidad de la luz, tardaríamos sólo 8 minutos. Si viajáramos de la ciudad de México a la ciudad de Morelia, que está a unos 300 km de distancia, a la velocidad de la luz podríamos ir unas 1 000 veces en un segundo. Pero recorrer la galaxia a la velocidad de la luz (si eso fuera posible) nos tomaría tanto tiempo como 15 veces el tiempo desde que nació Jesucristo hasta nuestros días. Ahora comparemos la densidad de la materia que vemos al contar las estrellas del firmamento, una por una, con todas sus galaxias, una por una, y las juntamos todas en una región. Tomamos el cociente de la masa total que vemos, entre el volumen en el que hicimos el conteo. El resultado es que esta densidad es del orden de 0.3% de la densidad crítica del Universo. Según esto, el espacio del cosmos está realmente casi vacío. Si ahora intentamos, con nuestro modelo teórico de formación de estructura, formar la estructura del Universo utilizando sólo la materia que observamos, no lograremos nada. Lo que los investigadores hicieron entonces fue agregar materia a sus modelos teóricos, la suficiente como para obtener la estructura que observamos. En la lámina 17 se aprecia una de las más precisas simulaciones 68

por computadora de formación del Universo. Estas simulaciones se asemejan mucho a los mapas galácticos. A esta materia que se agregó artificialmente a los modelos teóricos para que funcionaran se le llamó materia oscura, porque no se podía ver; es realmente invisible. Las preguntas que surgieron inmediatamente fueron si esta materia oscura realmente podía existir y si había algún indicio de que esta materia era real. La respuesta fue sorprendente: ¡Sí!

VI. Materia oscura Los últimos años han sido muy importantes para la cosmología, han ocurrido muchas cosas nuevas. En este capítulo resumiremos los hallazgos de los últimos años sobre la materia oscura y veremos cómo no es posible evitar la postulación de dos tipos de materia exóticos que puedan resolver el problema de la formación de estructura del Universo. Como ya se mencionó, es necesario postular algo diferente a la materia común que conocemos, que logre formar la estructura del Universo. Lo primero que podemos preguntarnos es si hay evidencias observacionales, si alguien realmente ha visto algo que se parezca a este tipo de materia. La respuesta es sí. Esta evidencia se vio primero, hace mucho tiempo, en cúmulos de galaxias y luego en galaxias, pero no se le prestó mucha atención. Las galaxias son objetos gravitacionales puros; es decir, en ellos sólo interviene la fuerza gravitacional y la inercia. A diferencia de otros objetos celestes, como las estrellas, en donde el equilibrio del objeto se logra combinando la fuerza gravitacional con las fuerzas nucleares, en la galaxia sólo interviene la fuerza gravitacional. Las estrellas, alrededor de 100 000 millones en una galaxia, forman un campo gravitacional que las atrae, pero al estar girando alrededor de sí mismas la fuerza centrífuga del movimiento en torno a la galaxia compensa con exactitud esta fuerza centrífuga. Así que las estrellas están en equilibrio estable, 69

girando alrededor de la galaxia (véase la figura 19). Así se ven las galaxias, y en cuanto a los astrónomos sólo era cuestión de tiempo analizar este fenómeno. Cuando se hizo, se provocó una tremenda sorpresa. En l932, el astrónomo holandés Jan H. Oort analizó el movimiento de estrellas de cierta cercanía al disco de nuestra galaxia. Estudió la influencia gravitacional del disco sobre estas estrellas y, en base a ello, determinó la masa del disco galáctico. Para su sorpresa, la masa calculada era dos veces la cantidad de materia visible en forma de estrellas y nebulosas. Ésta fue la primera evidencia de la presencia de materia oscura en las galaxias. Un año después, el físico y astrónomo suizo Fritz Zwicky, del Instituto de Tecnología de California, analizó las velocidades de ciertas galaxias en el cúmulo de Coma. Encontró que muchas galaxias se estaban moviendo a velocidades sumamente altas. Según estas velocidades, el cúmulo debería desintegrarse y todas las galaxias deberían salir disparadas debido a su fuerza centrífuga. Por otro lado, se tienen evidencias sólidas de que estos cúmulos son configuraciones estables, por lo que Zwicky concluyó que, para que ésta ejerciera una mayor fuerza gravitacional que compensara la fuerza centrífuga del movimiento de las galaxias alrededor del cúmulo, los cúmulos deben contener materia no luminosa aún no detectada, logrando así que esta materia los mantenga en equilibrio. Estas observaciones quedaron en el olvido hasta principios de la década de los setenta. En 1974 Jaan Einasto, Ants Kaasik y Enn Saar, del Observatorio W. Struve de Astrofísica, de Estonia, realizaron estudios sobre un grupo de galaxias espirales buscando la masa M como función del radio de las galaxias. Hicieron esto pensando que la discrepancia de masa en los cúmulos de galaxias se podría deber a que las masas de las galaxias estaban subestimadas. Concentraron su atención en un cuerpo que se movía en una órbita circular de radio R alrededor del centro de la galaxia, con una velocidad rotacional Vo. De nuevo, observando la dinámica de un cuerpo girando alrededor de la galaxia, calcularon la masa contenida hasta el radio R. Como las galaxias espirales contienen hidrógeno moviéndose en el plano de la galaxia 70

Figura 19. En las galaxias actúan sólo dos fuerzas: la fuerza gravitacional, causada por la masa de todas las estrellas de la galaxia, y la fuerza centrífuga, causada por la rotación de las estrellas alrededor de las galaxias.

en órbitas aproximadamente circulares, se valieron de ello para calcular la masa contenida hasta el radio R de la galaxia en regiones más alejadas del centro. Por otro lado, calcularon la distribución de masa Ms de la población estelar conocida, es decir, de la materia luminosa contenida en la galaxia hasta el radio R. Las distribuciones de masa obtenidas no coincidían con lo que ellos esperaban. La distribución de masa Ms se desviaba considerablemente de la distribución de masa M. Por ello, supusieron que las galaxias deberían de contener una población masiva aún no detectada, a la que llamaron halos. Los datos que tenían a su alcance les permitieron calcular la densidad central de la corona con gran exactitud. Sorpresivamente, la densidad central era la misma para todas las galaxias estudiadas. A fines de la década de 1970, Vera C. Rubin, W. Kent Ford, Jr. y Norbert Thonnard obtuvieron las curvas de rotación (velocidades de rotación de las estrellas alrededor de la galaxia) de 10 galaxias espirales de diferentes tipos, basados en la clasificación de Hubble. Vera Rubin y colaboradores observaron algo semejante en otras galaxias. Utilizando un telescopio, midieron la cantidad de estrellas que había en una galaxia. Si se cuentan las estrellas en la galaxia, puede obtenerse una estimación muy buena de cuánta materia hay en la galaxia. Como ya vimos, en un sistema estelar como el nuestro la masa de casi todo el sistema está concentrada en las estrellas. Si se sabe cuánta materia hay, puede conocerse la fuerza gravitacional que ejercen todas estas estrellas sobre sí mismas. Para que la galaxia esté en equilibrio con su rotación, es decir, que las estrellas giren durante mucho tiempo alrededor de la galaxia sin chocar o ser lanzadas al exterior, se debe cumplir que la fuerza gravitacional de todas estas estrellas sea igual que la fuerza centrífuga de su rotación. Por otro lado, para medir la velocidad a la que se mueven las estrellas, para saber su fuerza centrífuga, Vera Rubin utilizó el mismo método que utilizó Hubble para medir la velocidad con la que se alejan las galaxias unas de otras, es decir, el corrimiento al rojo debido a su velocidad con respecto a nosotros. Vera Rubin observó galaxias que estuvieran lo más de canto con respecto a nosotros, para poder observar las 72

estrellas que “entran” a la galaxia y las que “salen” de la galaxia (véase la figura 20). Usando el corrimiento al rojo del movimiento de las estrellas que “entran” y “salen” de la galaxia debido a su rotación (véase la figura 21), pudieron calcular con mucha precisión las velocidades tangenciales (velocidades de rotación) de las estrellas. Obviamente, las estrellas que entran en la galaxia tienen un corrimiento al rojo, y las que salen hacia nosotros se verán más azules. Si el corrimiento al azul se resta del corrimiento al rojo, lo que se obtiene es la velocidad de las estrellas alrededor de la galaxia. Más tarde, Vera Rubin comparó el resultado de las velocidades obtenidas según la fuerza gravitacional y el resultado observado con el corrimiento al rojo. Lo que encontró es que ambas observaciones tenían una marcada discrepancia entre sí (véase la figura 22). Para su sorpresa, las curvas de rotación eran aproximadamente planas; es decir, estrellas a muy diferentes distancias del centro de la galaxia giran con la misma velocidad circular, siendo que la distribución de materia luminosa indica que esta velocidad debe decaer rápidamente entre más alejada esté una estrella del centro de la galaxia. Esta “planicidad” resultó muy evidente en las curvas de rotación de un sinnúmero de galaxias, lo cual implica que un incremento en el radio conlleva a un crecimiento lineal en la masa. Sin embargo, todas las galaxias tienen materia luminosa con un comportamiento muy diferente: después de un cierto radio, un incremento en el radio implica un decrecimiento en la materia luminosa. Esta aproximada planicidad de las curvas de rotación llevó a los astrónomos a considerar que las galaxias contienen materia no luminosa no detectada y que trasciende los límites visibles de las galaxias, cuyos efectos gravitacionales causan la planicidad de las curvas de rotación. Además, observaron que para galaxias de la misma luminosidad la velocidad tangencial (también llamada velocidad circular, o curvas de rotación) decrece: es mayor en las galaxias más ovaladas y menor en las galaxias más extendidas. Así también, para galaxias del mismo tipo, pero de diferente luminosidad, la velocidad circular decrece con la intensidad luminosa. Éste ha sido quizás uno de los mejores, por no decir el mejor de los 73

Figura 20. Para un observador que ve la galaxia de canto, unas estrellas se ven como si “entraran” y otras como si “salieran” de la galaxia.

Figura 21. Al alejarse de nosotros, las estrellas que entran a la galaxia (ⴛ) llevan una velocidad mayor que la de las estrellas que salen de la galaxia (•). Esto permite calcular muy bien su corrimiento al rojo y, con esto, su velocidad.

Figura 22. Velocidades tangenciales en una galaxia. Los puntos son las velocidades observadas, utilizando su corrimiento al rojo. La curva teórica se obtiene de las observaciones de la materia luminosa (estrellas visibles) y calculando las velocidades que las estrellas deberían tener si sólo hubiera materia luminosa. La discrepancia es manifiesta en un sinnúmero de galaxias observadas hasta ahora. (Un kpc son 3 261 años luz de distancia.)

trabajos que dan gran evidencia de la presencia de materia oscura en el Universo. Después de los resultados de Vera Rubin y colaboradores, una enorme cantidad de trabajos han demostrado que las galaxias están hechas principalmente de materia oscura, es decir, de algún tipo de materia que no se ve, que no radia. En todos los casos estudiados, la curva de rotación obtenida fue aproximadamente plana, como las logradas para otras galaxias años antes. Obviamente, una de las galaxias más estudiadas es la nuestra. Como ya se mencionó, la primera evidencia de materia oscura procede de las investigaciones de Jan H. Oort sobre las influencias del disco galáctico en estrellas relativamente cercanas. Tiempo después de los trabajos de Oort, se determinaron las velocidades de rotación de nubes de monóxido de carbono a distancias cercanas a 16 kpc (aproximadamente 48 000 años luz) del centro de nuestra galaxia. Estas velocidades, junto con las velocidades de nubes de hidrógeno determinadas anteriormente, producen una curva de rotación que se incrementa ligeramente con el radio de rotación. Para distancias mayores, Carlos Frenk y Simon White entre otros, hicieron mediciones de las velocidades de cúmulos globulares de estrellas en el halo de nuestra galaxia a distancias de 30 a 60 kpc del centro galáctico. Sus trabajos muestran que la masa continúa incrementándose aproximadamente en forma lineal con la distancia media al centro, incluso para distancias mayores de 80 kpc. Jaan Einasto y colaboradores han realizado mediciones de la masa a estas distancias, utilizando combinadamente cúmulos globulares y galaxias satélites. Sus resultados indican que las velocidades orbitales permanecen en el rango de 220 a 250 km/segundo. En todos los casos el resultado ha sido el mismo, debería haber una cantidad enorme de materia no visible en las galaxias para que las galaxias se pudieran mantener en equilibrio. (Resultado semejante al de Zwicky, pero ahora visto en galaxias.) En la actualidad se han observado miles de galaxias que comprueban que la discrepancia es diferente en cada una de ellas, pero ésta existe normalmente. Asimismo, en cúmulos galácticos la discrepancia es semejante al que hay en las galaxias, pero más pronunciada. 77

Otra observación independiente de la materia oscura fue posible a través de otro fenómeno, que consiste en observar el gas que está alrededor de los cúmulos de galaxias. Este gas se llama gas intergaláctico. Observaciones en el gas intergaláctico de los cúmulos muestran el mismo resultado. Debido a la fuerza de gravedad entre galaxias, el gas que se encuentra entre las galaxias en los cúmulos, se calienta (véase la figura 23). Esto es porque el gas intergaláctico es atraído continuamente por las galaxias que lo rodean, lo cual crea una especie de fricción en el gas provocando su calentamiento. Este calentamiento es proporcional al monto total de la materia que se encuentra en el cúmulo. El resultado es que la temperatura del gas también muestra un déficit de materia respecto de la materia luminosa. Ambos resultados coinciden, dando como resultado que la contribución total de la materia contenida en los cúmulos galácticos sea de 35% la densidad crítica del Universo. En el ámbito cosmológico también tenemos evidencias muy sólidas de la existencia de la materia oscura. Dos de estas evidencias son las siguientes. La primera consiste en la observación de la radiación de fondo del Universo. En los últimos años, varios grupos de astrónomos han identificado con mucha precisión la forma del espectro de fluctuaciones de dicha radiación. Al espectro de fluctuaciones de la radiación de fondo se le llama espectro angular de potencias. Este espectro de radiación coincide con el espectro teórico sólo si al teórico se le agrega una gran cantidad de materia extra no luminosa, aun sin saber qué es realmente esta materia. Y, ¿qué es esto? Para entender qué es un espectro haremos una analogía. Cuando vamos al mar, es fascinante ver el movimiento de las olas y, si observamos bien, veremos que las olas no son de un solo tamaño. Es más, sobre una ola grande siempre vienen olas pequeñas. Desde muy alto, en avión por ejemplo, lo que veremos es que el mar es una superficie muy plana y muy homogénea. Pero si estamos en el mar, observamos todas estas olas de todos tamaños, unas sobre otras. Podríamos, por ejemplo, contar las olas grandes, las olas medianas y las olas chicas, y hacer una gráfica. En el eje inferior ponemos el tamaño de 78

Figura 23. El gas intergaláctico en los cúmulos de galaxias es sometido a fuerzas de marea, provocadas por las galaxias del cúmulo. Estas fuerzas provocan el calentamiento del gas. La temperatura adquirida por el gas es proporcional a la masa total del cúmulo.

la ola y en el eje superior, ponemos el número de olas de cada tamaño respectivo que encontramos. Éste sería el espectro de las olas en el mar. La segunda evidencia se deriva de las fluctuaciones de masa del Universo, y se le llama espectro de potencias de masa. En la época de la recombinación, las fluctuaciones más grandes que el tamaño del horizonte en ese momento no se vieron afectadas por ningún fenómeno externo debido a que en ese momento no se podía poner en contacto causal a toda la fluctuación. Sin embargo, las fluctuaciones que eran casi del tamaño del horizonte en ese momento, empezaron a sentir poco a poco las vibraciones debido a intercambios “sonoros” en la fluctuación. Esto estimula el tamaño de la fluctuación que está cerca del tamaño del horizonte. Pero para las fluctuaciones que son menores que el tamaño del horizonte en ese momento, el fenómeno de destrucción debido a la radiación hace que esas fluctuaciones decrezcan, por lo que se obtiene que las fluctuaciones que están cerca del tamaño del horizonte en el momento de la recombinación serán las de mayor tamaño. Se obtiene entonces un pico en el espectro de fluctuaciones. Este pico en el espectro angular depende única y fundamentalmente del contenido total de materia del Universo. Cuando se midió de manera independiente por los grupos Maxima y Boomerang a principios de 2000, el resultado fue que la densidad del Universo está muy cerca de ser la densidad crítica, es decir, el Universo es casi plano (véase la lámina 18). Pero, como veremos más adelante, los bariones, o sea, la materia hecha fundamentalmente de protones y neutrones, sólo pueden representar 5% de la densidad crítica del Universo y los cúmulos muestran un contenido de 35% de materia respecto de la densidad crítica del Universo. ¿Qué es el resto de la materia? Por si fuera poco, existe una observación independiente de las dos anteriores que nos da un resultado semejante. Ésta consiste en observar la curvatura de la luz que pasa cerca de una galaxia. Como ya vimos, según la teoría de la relatividad general de Einstein, la luz curva su trayectoria debido a la masa total del objeto cercano a su trayectoria. Lo que los astrónomos hacen es fijar80

se en cúmulos de galaxias lejanos y buscar alguna galaxia muy luminosa que esté detrás del cúmulo. La luz de la galaxia pasará por el cúmulo de galaxias y, debido a la gran masa del cúmulo, la trayectoria de la luz de la galaxia detrás del cúmulo se curvará, dándonos una idea de la masa del cúmulo, ya que la curvatura de la trayectoria de la luz es mayor entre mayor sea la masa del cúmulo. A este fenómeno se le llama lente gravitacional (véase la figura 24 y la lámina 16). Mediante estas observaciones en lentes gravitacionales, se ha llegado exactamente a la misma conclusión: la contribución de la materia contenida en cúmulos de galaxias a la materia del Universo es de 35% de la densidad crítica del Universo. Los resultados de estos trabajos, y de otros que no hemos mencionado, muestran que el Universo cuenta con grandes cantidades de materia que los potentes telescopios con los que contamos en la actualidad aún no han detectado. Por sus efectos gravitacionales, podemos saber que esta enorme cantidad de materia está presente, o debería estarlo, a menos que las leyes que conocemos de la naturaleza sean incorrectas, algo que realmente suena ilógico si ponemos como prueba la gran cantidad de fenómenos que estas teorías describen exitosamente. Si aceptamos las evidencias de la presencia de la materia oscura en el Universo, faltaría saber lo más importante: ¿De qué está hecha la materia oscura? Como veremos más adelante, la respuesta no es fácil, es más, nadie la conoce aún.

VII. Materia oscura fría, caliente, tibia… La existencia de materia oscura, como ya se mencionó, está fuertemente establecida por las observaciones en todos los niveles en el Universo. Entonces, a fin de descifrar el contenido de la materia, el trabajo se ha separado en dos partes. Por un lado, astrónomos y astrofísicos se han limitado a buscar las carac81

Figura 24. Formación de un lente gravitacional debido a un cúmulo de galaxias. La galaxia fuente desprende rayos de luz que son curvados por la presencia del cúmulo. Debido a esto, el observador ve varias imágenes de la galaxia fuente. La forma y el número de imágenes dependen de la masa del cúmulo.

terísticas que la materia oscura debe tener y, por el otro, los físicos de partículas se han dedicado a desarrollar modelos más allá del modelo estándar (de Steven Weimberg y Abdus Salam), para encontrar partículas que pudieran tener las características necesarias para ser un buen candidato de materia oscura. Para tal fin, utilizaremos los resultados expuestos en el capítulo anterior. Antes que nada, la materia oscura debe interactuar muy débilmente con el resto de la materia para que explique por qué no podemos verla en la actualidad; es más, en algún momento la materia oscura dejó de interactuar con el resto de la materia, por eso no la vemos. Se acostumbra separar a la materia oscura en dos, en materia oscura fría y en materia oscura caliente. Se llama materia oscura fría a la materia que al dejar de interactuar con el resto de la materia, su energía cinética ya no es muy alta, las velocidades de vibración de sus partículas ya no son cercanas a la velocidad de la luz y, por tanto, su contribución cinética a la masa ya no es significativa. A esta hipótesis se le conoce también como cdm (por su nombre en inglés: Cold Dark Matter). Por otro lado, se llama materia oscura caliente a la materia que, al dejar de interactuar con el resto de la materia, su temperatura es tal que el movimiento cinético de sus partículas es comparable con la velocidad de la luz, lo cual implica que la contribución de su movimiento cinético es comparable con su masa en reposo. Se espera que ambos tipos de materia sean muy poco interactuantes con el resto de la materia para que las fluctuaciones se desarrollen desde el Universo temprano. Para medir con más precisión el desarrollo de las fluctuaciones, se acostumbra definir el contraste de densidad. El contraste de densidad es el cociente del tamaño de la fluctuación entre la densidad promedio del Universo, que depende del tiempo. Aquí vale la pena hacer una pausa para explicar con más detalle el concepto de contraste de densidad. Para ello, haremos una analogía. En el mercado cambiario se tienen fluctuaciones diarias de la cotización de las monedas. Por ejemplo, un día el dólar puede estar a 1 000 liras italianas, pero un día después la cotización puede ser 1010 liras, y al día siguiente a 990, etc. (la lira ya no existe, pero supongamos que sí por un momento). Esto 83

quiere decir que hubo una fluctuación de la cotización de 20 liras en dos días. Sin embargo, el contraste de densidad de la lira fue de 20/1000 ⫽ 0.02. De la misma forma, las cotizaciones del dólar en pesos podrían ser, por ejemplo, un día a 10.30, al día siguiente a 10.20, y un día después a 10.40, las fluctuaciones del valor del dólar en pesos son de 0.20 centavos, cien veces menores que las fluctuaciones del dólar en liras. Sin embargo, el contraste de densidad del peso es de 0.20/10.30 ⫽ 0.019, muy parecido al del contraste de densidad de la lira. Es por eso que el contraste de densidad es una medida más adecuada para medir las fluctuaciones de algo. Así, para la época de la recombinación, el contraste de densidad de las fluctuaciones ya habrá logrado un tamaño adecuado para poder formar estructura. La primera hipótesis que vamos a analizar es que la materia oscura es fría y no interactuante. Realmente, la materia hecha de protones y neutrones (los electrones casi no contribuyen a la masa, pues pesan 1 000 veces menos que un protón), es decir la materia bariónica, podría ser materia oscura fría. Sin embargo, se mostró lo inapropiado de la hipótesis. Veamos por qué. Para poder comparar los modelos teóricos con las observaciones de los astrónomos se llevaron a cabo simulaciones numéricas; es decir, se coloca un sistema de muchos cuerpos interactuando con la fuerza gravitacional y se hace evolucionar en una enorme computadora. Esto es, en una supercomputadora se introduce la información de las interacciones gravitacionales entre la materia y, usando un simulador de n-cuerpos, se corre el programa y se ve cómo se desarrolla el sistema. Después de algunos meses, la simulación se ve como en la lámina 17. El resultado se compara con los censos de galaxias que se han realizado durante decenas de años y se ve si ambos se parecen. Cuando se hicieron las primeras simulaciones con esta materia, colocando su densidad igual que la densidad crítica, se encontró que este sistema formaba demasiada estructura, muchos más cúmulos de galaxias, galaxias, etc., de como se ve en el Universo. No fue sino hasta que se colocó algo como 30% de la densidad crítica del Universo de esta materia, que coincidió más o menos con la formación de estructura que se observa. Sin embargo, algo 84

falló. Cuando se utilizó 30% de la materia crítica como materia oscura, el resultado fue que sí se formaba la estructura observada a grandes tamaños, pero entonces la pequeña estructura no coincidía con la observada (véase la figura 25). Podía ajustarse un parámetro para obtener la cantidad de estructura observada en tamaños pequeños, pero entonces la estructura a gran escala fallaba. Había que hacer algo. Los astrónomos optaron por dos caminos. El primero consistió en ajustar la estructura a escalas grandes y suponer que la materia oscura no era tan fría, sino tibia. Esto se logró combinando un poco de materia oscura fría con un poco de materia oscura caliente, llamada hdm (por su nombre en inglés: Hot Dark Matter). Esto permitió formar menor estructura a escalas pequeñas, lo cual ya coincidía más con la estructura observada a todas las escalas. Pensaron que el problema estaba resuelto (véase la figura 25). Sin embargo, de nuevo algo falló. Resulta que la materia oscura tibia no permite la formación de galaxias sino hasta muy tarde. Pero los telescopios muestran galaxias bien formadas hace ya muchísimo tiempo, más allá de lo predicho por la hipótesis de la materia oscura tibia (véase la lámina 19). Entonces, la materia oscura no podría tener materia oscura caliente, debería ser sólo fría. Pero ¿cómo lograr que la materia oscura fría no forme tanta estructura a escalas pequeñas? El segundo camino por recorrer fue suponer que algo impedía la formación de demasiada estructura a pequeña escala. La idea fue la siguiente. Sabemos que el Universo está en expansión y que la expansión es un inhibidor de la formación de estructura. Sin embargo, la expansión no basta para inhibir lo suficiente a la estructura a pequeña escala para obtener la estructura observada. Pero si el Universo se estuviera expandiendo, cada vez más rápido, entonces sí podría ser suficiente. Esto se logra suponiendo que antes el Universo se estuviera expandiendo más lentamente que como lo hace hoy. Es decir, que el Universo se expandiera aceleradamente. De nuevo, imagínense toda la materia del Universo, toda ella tiene una fuerza gravitacional atractiva. Lo que el sentido común nos dice, es que si 85

Figura 25. Espectro de potencias de masa para tres modelos del Universo: materia oscura fría (cdm), materia oscura fría con constante cosmológica (⌳ cdm o Lambda cdm) y materia oscura tibia (hdm + cdm).

hubo una gran explosión que lanzó toda la materia en todas las direcciones, esta materia, debido a su fuerza gravitacional, se está frenando poco a poco. Pero ahora viene alguien y nos dice que no, que la velocidad de expansión es cada vez mayor. Lo que nos está diciendo esta persona es algo extraño, veamos por qué. Ya sabemos que las fuerzas eléctricas tienen dos cargas: positiva y negativa. Las fuerzas magnéticas también tienen dos cargas: Polo Norte y Polo Sur. Pero en las cargas gravitacionales, las masas, sólo se atraen. ¿Cómo puede ser que las galaxias se estén alejando cada vez más rápido?, ¿quién las está empujando? Ésta es una hipótesis que a primera vista parece absurda, ya que lo que hay que suponer es que existe algún tipo de materia extraña que acelera la expansión del Universo, es decir, algún tipo de materia antigravitacional. Por otro lado, esta materia extraña sería un elemento ideal para resolver el problema de la formación de estructura. Si el Universo se expande aceleradamente, esto impide la formación de estructura y ajusta muy bien los cálculos hechos con el esquema que proponemos y las observaciones en el Universo. Para darle un nombre, se suele llamar a esta materia desconocida energía oscura. Esto implica que ya tenemos dos tipos de materia desconocida, la materia oscura, que es atractiva y causante de la estructura a gran escala del Universo. Y ahora la energía oscura, que es repulsiva con la materia y la causante de una aparente expansión acelerada del Universo. Notemos que ambas materias desconocidas son eso, materia. El nombre de “energía oscura”, es sólo un nombre. En la actualidad, el más popular de estos modelos del Universo es el llamado Lambda Cold Dark Matter (Lambdacdm, o ⌳-cdm), que consiste en un modelo de materia oscura fría más una constante cosmológica, la constante que Einstein decía era el peor error de su vida. Durante los años noventa se llevaron a cabo detalladas investigaciones analíticas y numéricas para poder justificar, aunque de un modo fenomenológico, esta hipótesis. Se ha mostrado que la presencia de materia oscura fría en el Universo temprano influiría en la forma y estructura de muchos tipos de galaxias. Más explícitamente, Julio Navarro y Carlos Frenk, así como Simon 87

White, han mostrado numéricamente que las agrupaciones en las grandes escalas en un Universo dominado por materia oscura fría, en un 25%, más el ingrediente de la constante cosmológica en un 70%, combina bien con muchas de las características observadas actualmente en esas escalas. Desde el punto de vista teórico, la combinación de materia oscura fría con una constante cosmológica como energía oscura ha tenido un gran éxito cuando se le compara con los censos de galaxias y cúmulos de galaxias que se tienen. Casi todas las observaciones y pruebas a las que se ha confrontado el modelo de Lambda cdm, han sido pasadas con éxito. Asimismo, la hipótesis de la materia oscura fría ha forjado un fuerte vínculo entre la física de partículas y la cosmología, debido a que los cosmólogos buscan alguna forma de materia oscura fría, mientras los físicos de altas energías proponen independientemente la posible existencia de nuevas y exóticas partículas dentro del marco de varias teorías unificadoras. Ahora bien, la teoría suena muy bonita, pero ¿realmente existe esta materia repulsiva en el Universo con estas propiedades? Y más aún, si existe algo así tan extraño, ¿sería suficiente como para ajustar los modelos teóricos a las observaciones? De nuevo, nos enfrentaríamos a una nueva sorpresa.

VIII. Energía oscura La sorpresa llegó a fines de los años noventa. Como ya vimos, cuando el combustible de una estrella se acaba, la estrella termina su vida en una gran explosión, llamada explosión de supernova. Dependiendo de las condiciones de los alrededores, del tamaño de la estrella final, etc., la luminosidad final de la explosión es muy diferente y muy variable. También hemos visto que si la masa final de la estrella no supera el límite de Chandrasekhar, la estrella acaba en un estado llamado enana blanca. Pero si el núcleo final de la estrella supera este límite, la estrella 88

termina como pulsar o estrella de neutrones. Sin embargo, en el cosmos abundan las estrellas binarias, es decir, los sistemas estelares con dos estrellas, una que gira alrededor de la otra. Es más, estos sistemas son más comunes que las estrellas solitarias, como el Sol. En ocasiones puede ocurrir que en un sistema binario, una de las estrellas termine su combustible antes que su compañera. También suele pasar, que el núcleo de la estrella que terminó su combustible primero no supere el límite de Chandrasekhar y termine como una enana blanca. Estos sistemas se conocen en el Universo, son sistemas binarios de una estrella normal y una enana blanca, dando vueltas una con otra (véase la lámina 21). Cuando esto pasa, la estrella compacta, la enana blanca, tiene un campo gravitacional muy intenso y comienza a tragarse a su compañera. Parte de la materia de la estrella va pasando a la enana blanca poco a poco. Si esto continúa, llega un momento en que la enana blanca crece su masa hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar, lo cual provoca que la enana blanca se desestabilice y se colapse de nuevo, convirtiéndose ahora en un pulsar. Sólo que ahora sabemos que se colapsará justamente con la masa que da el límite de Chandrasekhar, 1.4 masas solares. Si conocemos la masa de la estrella que se colapsa, sabremos con qué luminosidad lo hace. A este tipo de supernovas, en donde se conoce bien la luminosidad de su colapso, se le llama supernovas del tipo Ia o snIa (sn es la abreviatura de Súper Nova) (véase la lámina 22). Esto es muy apropiado porque, si se conoce la luminosidad del colapso de esta estrella, podremos saber su distancia. Seamos más claros. Cuando vemos una luz en una noche sin Luna, es muy difícil determinar la distancia a la que se encuentra la luz si no sabemos de qué tipo de foco se trata. Si la luz viene de una lámpara sorda (o de mano) y está muy cerca de nosotros, podríamos confundirla con un faro de puerto que está a mucha distancia. Claro que si nos dicen que se trata de un faro de puerto, podríamos decir que la luz es muy lejana. Es más, si tuviéramos los instrumentos adecuados para medir luminosidad y si supiéramos de antemano la luminosidad del foco de faro, podríamos saber con cierta exactitud la distancia a la que está el faro (véase la figura 26). 89

Esto se puede hacer también con las estrellas. Por lo general, no sabemos si una estrella es grande o pequeña a menos que sepamos su distancia. Si en el firmamento, por ejemplo, vemos en ocasiones estrellas pequeñas, se debe a que están muy lejos y en otras ocasiones a que están cerca, pero son realmente pequeñas. A fines de los noventa, dos grupos independientes, uno dirigido por Saul Perlmutter, en California, y el otro por Brian Schmidt, en Australia, encontraron algo sorprendente. Lo que observaron fue lo siguiente. En noches de Luna nueva (para que el cielo estuviera más despejado y oscuro), con un telescopio especial con apertura muy grande, observaban una región amplia del Universo y la fotografiaban. Al día siguiente tomaban otra fotografía del mismo lugar y, con una computadora, detectaban todos los cambios, por pequeños que fueran, comparándola con la fotografía del día anterior (véase la lámina 20). La mayoría de los cambios eran fenómenos triviales, ya conocidos. Sin embargo, en ocasiones detectaban la explosión de una supernova. En el caso de que se tratara de una supernova normal no hacían nada, pero cuando era una supernova del tipo Ia, la seguían diariamente con el telescopio espacial Hubble. La luminosidad provocada por la explosión de las supernovas se mantiene durante varios días y se va graficando diariamente. Al final de su observación, los astrónomos conocían bien la luminosidad de esta explosión detectada en la Tierra y con ello su distancia de nosotros. Por otro lado, como tenían los datos de su luz, conocían bien el corrimiento al rojo de la supernova, mediante lo cual sabían bien el corrimiento al rojo de la galaxia a la que pertenecía la supernova y por tanto la velocidad con la que se aleja de la Vía Láctea, así como su distancia de nosotros. Estos dos ingredientes son suficientes para comprobar la ley de Hubble, d ⫽ H0 z. El resultado fue que la ley de Hubble y la expansión frenada lentamente de las galaxias no se daban. Por el contrario, estos dos grupos encontraron independientemente que entre más lejos estuvieran las galaxias, la velocidad de expansión era menor, contrariamente a lo que debería 90

Figura 26. En una noche oscura sin Luna, una persona no puede distinguir si una luz proviene de una lámpara sorda cercana o de un faro de puerto muy lejano que no gira, a menos que se le explique la intensidad del foco de la fuente.

esperarse; es decir, el Universo se expande cada vez más rápido. Eso no fue todo, estas observaciones en snIa no sólo aportaron evidencias muy sólidas de una expansión acelerada del Universo, sino también del tamaño que justo se necesitaba para que las simulaciones numéricas coincidieran con la estructura observada a todos los niveles del Universo. El círculo se cerró y ahora todo parece coincidir, el modelo de cdm con constante cosmológica, el llamado modelo Lambda cdm, parece entonces ajustarse a las observaciones que se tienen del Universo. Observaciones más recientes del satélite wmap, en el año 2003, han dado ya cotas para la existencia de todas estas materias raras con mucha precisión. El resultado que hoy se tiene es que 23% de la materia del Universo es materia oscura. Setenta y tres por ciento de la materia del Universo es energía oscura, y sólo 4% de la materia puede ser materia bariónica (véase la lámina 23). También se llegó a la conclusión de que la materia total del Universo tiene prácticamente la densidad crítica. Así que no sabemos si el Universo se expandirá por siempre o algún día se recolapsará. Con seguridad, el lector se preguntará ¿cómo puede el Universo recolapsar algún día si la energía oscura es 73% de la materia del Universo y es repulsiva? ¿Acaso esto no implica que el Universo debe expandirse por siempre? La respuesta es que esta energía oscura, que es realmente otro tipo de materia, también contribuye a la masa total del Universo y, por lo tanto, a evitar su expansión, por lo que esta materia (la energía oscura) también contribuye a que el Universo se frene lentamente, sólo por el hecho de ser materia. Bueno, ya tenemos un modelo que resuelve nuestros problemas teóricos sobre el Universo. Sin embargo, de nuevo surge la pregunta fundamental, ¿qué es esta materia rara en el Universo que actúa repulsivamente contra el resto de la materia? No tenemos una respuesta. En la actualidad hay varias hipótesis sobre la naturaleza de la energía oscura. La primera y más aceptada consiste en suponer que existe una constante cosmológica que provoca justamente este efecto en el Universo. Como ya se mencionó varias veces, Einstein dijo que la intro92

ducción de la constante cosmológica a sus ecuaciones había sido el peor error de su vida. Y ahora parece ser que realmente no fue un error, sino un acierto. Sin embargo, a pesar de ser la hipótesis más sencilla, no está libre de problemas. Como en el caso de la cosmología estándar, uno de los principales problemas de la constante cosmológica son las condiciones iniciales. Igual que en el caso de la cosmología estándar, para poder obtener un Universo con el valor requerido para la constante cosmológica es necesario poner condiciones iniciales para algunas cantidades del modelo cosmológico que van con un 1, seguido de 128 ceros. De otra forma, el valor de la constante cosmológica sería hoy muy diferente. Por si fuera poco, todas las teorías de las partículas elementales de la actualidad predicen que la constante cosmológica debería ser cero o enorme. Pero el valor de la constante no es ni cero ni es enorme, sino pequeño. Por lo que la constante está en franca contradicción con todas estas teorías. Un problema menor, pero que para muchos es importante, es el de la “coincidencia”. Durante el inicio de la historia del Universo, la constante cosmológica no tuvo nada que ver con el desarrollo del cosmos. Lo que desconcierta un poco es que la constante cosmológica empieza a ser importante, a contar en el Universo, a partir de la formación de las galaxias y que ahora tiene el valor justo para ser del mismo orden de magnitud que la contribución de la materia. No se sabe por qué la constante cosmológica tiene justo este valor, ni si ésta es sólo una coincidencia. Para resolver estos problemas, R. Caldwell, Raul Dave y Paul Steinhard, basados en una idea de Bharat Ratra y James Peebles, propusieron que la constante cosmológica no fuera constante, sino que variara un poco. Para lograrlo, se propuso que la energía oscura fuera de naturaleza escalar. A este campo escalar también se le conoce como quintaesencia. La nueva propuesta reduce la gravedad de los problemas que provoca la constante cosmológica, pero es un hecho que no los resuelve y prácticamente se queda con ellos. Así es que, hasta hoy, no hay solución al problema de la naturaleza de la energía oscura. 93

IX. ¿Qué es la materia oscura? Lo que desconcertó enormemente a los astrónomos no es que en el Universo no se vea tanta materia. De hecho esto no debería ser un problema, ya que los planetas, los asteroides, los cometas, etc., no son astros que radien, son oscuros. Pero, observaciones con telescopios ópticos y con radiotelescopios, que pueden detectar la presencia de polvo frío en las galaxias, mostraron que la densidad de materia luminosa, es decir, la materia que se ve con todos estos telescopios, no es mayor que 1% de la densidad crítica. Como explicamos en el capítulo anterior, este resultado está muy por debajo de las cotas obtenidas de la materia observada debido a las fuerzas gravitacionales. Aun así, el resto de la materia que no se ve podrían ser objetos masivos como polvo frío, planetas gigantes en gran cantidad, muchos hoyos negros, neutrinos masivos, etc. Puede ser cualquier cosa. No debería haber nada de qué preocuparse. Pero la naturaleza es sutil y llena de sorpresas. Como veremos, el resultado es que no fue posible sostener a estos objetos como hipótesis de materia oscura y, por lo tanto, siguieron las sorpresas. ¿Qué hipótesis hay sobre la naturaleza de la materia oscura? Vamos a hablar sobre algunas. Tal vez la idea más radical para explicar las curvas de rotación fue la expuesta por Joel E. Tohline, e independientemente por M. Milgrom y J. Bekenstein. Ellos propusieron que, para grandes distancias, la teoría de la gravitación de Newton debería modificarse: en vez de tener una fuerza que decrece con el cuadrado de la distancia, debería haber una fuerza que decreciera con otro exponente. Esta hipótesis mostró fallas que hicieron que no fuese considerada factible. El resto de las ideas están basadas en el siguiente razonamiento. Para las galaxias espirales, el modelo teórico con menos disturbios para explicar el comportamiento de las curvas de rotación acepta que cada galaxia espiral esté contenida en un halo esférico de materia que se extiende más allá de los límites visibles del disco galáctico. Una de las primeras ideas que se propusieron en esta dirección fue la más simple: que los halos eran de origen 94

bariónico. Estos objetos podrían ser hoyos negros, estrellas de neutrones, enanas blancas enfriadas y resquebrajadas, enanas color café (o marrón), estrellas de masa escasa para encender en combustión, planetas grandes y pequeños e incluso asteroides. A estos objetos se les conoce como macho (por su nombre en inglés: Massive Compact Halo Objects). Pero, ¿pueden los halos estar hechos de bariones? Esta hipótesis fue una de las más estudiadas durante las décadas de 1980 y 1990. Sin embargo, a pesar de muchos esfuerzos y la importante inversión económica, la hipótesis no rindió los frutos deseados. La hipótesis de la materia oscura bariónica fue una de las primeras en ser analizadas; se la investigó desde principios de los ochenta. Se hicieron estudios sobre halos masivos de origen bariónico de diferentes características, pero llegaron a la conclusión de que los halos masivos no estaban hechos de materia bariónica. De acuerdo con esos trabajos, y otros que se hicieron en los últimos años, podemos asegurar que los halos no están hechos de bariones. Aun así, esta hipótesis ha sido investigada por varios proyectos observacionales destinados a explorar el Universo en busca de materia de origen bariónico, basados en un método de lentes gravitacionales denominado microlenticulación. Este método consiste en lo siguiente. Como ya sabemos, la luz es desviada por los objetos masivos al pasar cerca de ellos. La idea fundamental de la microlenticulación consiste en enfocar un telescopio en un punto luminoso (por ejemplo, un cúmulo de estrellas en nuestra galaxia), suficientemente alejado del punto donde nos encontramos y esperar a que pasen objetos masivos entre los dos puntos (véase la figura 27). Se sabe que en la galaxia hay 10 veces más materia oscura que materia luminosa. Si aguardamos un buen rato, ya que la distancia entre nosotros y el punto luminoso es muy grande, se esperaría que después de un tiempo pasaran objetos masivos entre los dos puntos. Como la luz se curva debido a la interferencia del cuerpo masivo, lo que veremos es una alteración de la luz proveniente del punto luminoso. Así, aunque el objeto masivo sea oscuro, la distorsión de la luz debida a la fuerza gravitacional del objeto se detectará. Se hicieron muchos experimentos tra95

Figura 27. La luz proveniente de un cúmulo de estrellas es curvada debido al paso de un objeto oscuro. El observador verá una alteración de la luz proveniente del cúmulo. Este proceso se llama microlenticulación.

tando de ver este fenómeno. Entre ellos podemos mencionar los proyectos: macho, eros, ogle, duo, moa y otros, destinados a observar cierta parte del cielo y buscar la presencia de materia bariónica no luminosa. Tal y como se esperaba, se detectaron algunos eventos, pero nunca en la cantidad suficiente como para contribuir significativamente a la materia oscura. Es decir, aunque se han encontrado indicios de algunos macho, de materia bariónica no luminosa, éstos no son suficientes como para considerar que puedan ocupar un lugar relevante dentro de los candidatos a materia oscura. Hoy se sabe que la materia bariónica no luminosa contribuye tanto como la materia luminosa visible, pero no más. Si somos optimistas, podemos tomar los límites obtenidos de observaciones en la formación de la materia primordial. Durante la formación de los elementos primordiales, como ya vimos, en los primeros momentos del Universo sólo pudieron formarse fundamentalmente 75% de hidrógeno, y 25% de helio 4 (véase la figura 28). Pero en esa época también se formó un poco de deuterio, un isótopo del hidrógeno cuyo núcleo está formado por un protón y un neutrón. El deuterio es más inestable que el hidrógeno o el helio 4, así que la producción de hidrógeno o helio 4 es naturalmente preferente. La formación del deuterio dependió fuertemente de la cantidad de protones que había en el momento de la formación de elementos en el Universo (a este momento se le llama big bang nucleosíntesis o nucleosíntesis primordial). El deuterio se destruye formando helio 4; es decir, partículas con núcleos formados por dos protones y dos neutrones. Pero, para formar helio 4 debe haber suficiente cantidad de protones que lo desintegren. Entre más protones haya, menos deuterio habrá, ya que si hay muchos protones el deuterio se combinará con ellos para formar un elemento más estable, en este caso el helio 4. El deuterio no se puede sintetizar de ninguna forma en la naturaleza, por lo que todo el deuterio que existe entre las galaxias y las estrellas se formó durante la nucleosíntesis primordial, es decir, después del big bang. Esto implica que la presencia de deuterio entre las estrellas, o entre las galaxias, es un indicador de la cantidad de protones (bariones) en el 97

Figura 28. Núcleos atómicos. Después del big bang, el Universo contenía tan sólo 75% de hidrógeno, 25% de helio 4 y partes minúsculas de deuterio y otros elementos.

origen del Universo. Entre más deuterio se encuentre, menos protones deben de haber habido para que éste no se mezclara con el deuterio. Pero se encontró mucho deuterio entre las galaxias, más del esperado. Las observaciones muestran que la contribución de la densidad de masa de los protones, debe ser a lo sumo de 5% de la densidad crítica del Universo, o no hay forma de explicar la presencia de tanto deuterio observado. Una proporción mayor de protones en el Universo implicaría menor cantidad de deuterio en el Universo. Este resultado no estaría de acuerdo con las observaciones en cúmulos galácticos, donde se ve que la materia ahí contenida es de al menos 35% de la densidad crítica del Universo. La presencia de deuterio en el Universo y la presencia de la materia observada en galaxias y cúmulos galácticos no se pude explicar a menos que exista algún tipo de materia que no intervenga en la destrucción del deuterio, pero que sí contribuya gravitacionalmente a la formación de estructura. De nuevo, debe de haber algún tipo de materia extraña que tiene todas estas propiedades. O sea, la materia oscura no puede interactuar con la materia a partir de estas épocas, pero sí debe tener suficiente fuerza gravitacional para determinar la estructura del Universo. Los candidatos que parecían perfectos para resolver el problema de la materia oscura son los neutrinos. Los neutrinos son partículas que interactúan muy débilmente con la materia ordinaria y esto los hace difíciles de detectar. Fueron propuestos originalmente para resolver problemas relacionados con la conservación de la energía y el momento angular en los decaimientos nucleares. A la fecha se han detectado tres clases de neutrinos: el neutrino del electrón, el neutrino del muón y el neutrino del tauón. En un principio se creyó que éstos no tenían masa, pero experimentos recientes parecen indicar lo contrario, colocando al neutrino del tauón como el que podría tener mayor masa, haciéndolo así el más viable para ser el que actúe como materia oscura. Como candidatos a materia oscura los neutrinos tienen dos ventajas sobre los demás. Primero, se conoce su existencia, la cual ha sido confirmada experimentalmente. Segundo, los cálculos que han descrito exitosamente la nucleosíntesis primordial 99

Figura 29. En un Universo con muchos protones y neutrones, el deuterio se combina con los protones y tiende rápidamente a formar un núcleo más estable, como el helio 4 (arriba). En cambio, en presencia de pocos protones y neutrones, el deuterio sobrevive (abajo).

sugieren también que los neutrinos podrían ser abundantes en el Universo actual. No obstante, los neutrinos son esencialmente muy ligeros, por lo que deben considerarse como materia oscura caliente. Algunos trabajos teóricos han mostrados que un Universo dominado por neutrinos no es compatible con el Universo observado actualmente. La primera evidencia teórica surgió en l979 de las investigaciones (basadas en el principio de exclusión de Pauli) de Scott D. Tremaine y James E. Gunn, quienes observaron que los neutrinos son demasiado ligeros como para ser la materia oscura en escalas mucho más pequeñas que las galaxias. Pero la existencia de materia oscura en tales escalas ha sido demostrada convincentemente por las observaciones hechas en galaxias enanas esferoidales. Este trabajo no excluye la posibilidad de que los neutrinos puedan actuar como materia oscura en escalas mucho mayores. Sin embargo, existen trabajos teóricos que describen la evolución del Universo temprano en los que se ha demostrado que en grandes escalas (cúmulos y supercúmulos de galaxias) un Universo dominado por neutrinos no alcanzaría la estructura que actualmente se observa. En un Universo dominado por neutrinos las primeras estructuras en formarse serían del tamaño de los cúmulos y supercúmulos, pues los neutrinos por ser muy ligeros viajarían a velocidades cercanas a la de la luz, llegando a condensarse en grandes escalas. Por otro lado, un grupo de científicos han desarrollado modelos numéricos investigando detalladamente la evolución gravitacional en un Universo dominado por neutrinos. Encontraron serios problemas cuando trataron de recrear la estructura actualmente observada, ya que, en esencia, notaron que en un Universo dominado por neutrinos, la fragmentación de los cúmulos en galaxias y la formación de galaxias deben de haber ocurrido recientemente. Pero equiparan las edades estimadas para ciertas galaxias con la edad del Universo, lo cual hace imposible el modelo de un Universo dominado por neutrinos. Finalmente, varios experimentos en los que destacan los llevados a cabo en el laboratorio japonés Super-Kamiokande, han podido medir aproximadamente la masa del neutrino del tauón, el mejor candidato para ser la materia oscura. Se encontró que 101

esta masa no excede de unos cuantos eV’s (electrón volts), la cual es demasiado pequeña para poder contribuir sustancialmente a la masa faltante. En conclusión, los neutrinos sí son una parte de la materia oscura, pero su contribución a esta materia es pequeña y, esencialmente, contribuyen a la formación de estructura a muy grandes escalas. Los neutrinos fueron el último candidato que se podría tomar de las partículas conocidas o, al menos, detectadas o predichas por alguna teoría aceptada por los físicos. Esto quiere decir que la materia oscura es decididamente de alguna naturaleza exótica. Para poder resolver el enigma de la materia oscura, hay que hacer nueva física, hay que proponer nuevas teorías. Lo que está pasando en estos momentos equivale a lo que pasó en la época de Newton. Una serie de observaciones que no coinciden con nuestros esquemas tiene que ser resuelta por la imaginación, por la creación de otro esquema, otro paradigma, para poder resolver el enigma que se observa. De aquí en adelante, entraremos en zona desconocida. Las propuestas que vienen a continuación son todas especulativas. Se trata de partículas predichas por algún modelo o teoría que no tienen todavía un sustento observacional total, pero que pueden tener algún sustento teórico. Aun así, casi todas tienen algún problema. Entre los candidatos más atractivos para materia oscura fría se encontraban las partículas llamadas axiones, y cuya existencia aún no ha sido confirmada. Los axiones surgen del marco teórico desarrollado para explicar la relación especial que une, en la teoría de las interacciones fuertes entre quarks, las dos formas de simetría conocidas como conjugación de carga y conjugación de paridad. Explicaremos esto muy brevemente y sin entrar en muchos detalles. Una interacción se dice simétrica bajo conjugación de cargas, si fuese observada igual cambiando todas las partículas por sus respectivas antipartículas, o sea, por partículas idénticas pero de carga eléctrica contraria. Una interacción es simétrica bajo paridad si se observa igual cuando ésta es reflejada en un espejo. En l977 Roberto D. Peccei y Helen R. Quinn, de la Univer102

sidad de Stanford, sugirieron un camino para explicar por qué se obedece la combinación de simetrías. Su solución consistió en introducir una nueva forma de simetría. Esta nueva relación entre las formas de diferentes fuerzas fundamentales sólo se manifiesta a altas energías, rompiéndose a bajas energías. Más tarde, Frank Wilczeck, de la Universidad de California, en Santa Bárbara, y Steven Weinberg, de la Universidad de Texas, en Austin, demostraron que la ruptura de la simetría Peccei-Quinn indica en realidad la existencia de una nueva partícula. Esta partícula es el axión. Uno de los resultados más sorprendentes es que la existencia del axión depende de la ruptura de la simetría. El axión fue el candidato favorito para ser la materia oscura para la comunidad de físicos de partículas. Sin embargo, en 1992 E. Seidel y W. Suen demostraron que objetos hechos de axiones debían colapsar formando objetos muy compactos de masas pequeñas, comparadas con las de un asteroide y muy pequeños en tamaño. El problema es que si estos objetos tienen las masas comparadas con asteroides, para que ellos sean la materia oscura, debería haber decenas de miles por todas partes. En particular, debería haber decenas de miles alrededor del Sol que deberían ser detectables con métodos de microlenticulación. Pero claramente esto no se ve. Éste es uno de los problemas principales al considerar al axión como materia oscura, y es por eso que esta hipótesis ha quedado muy relegada. Otro candidato no es del todo una partícula, es una estructura llamada cuerda cósmica. Las cuerdas cósmicas son defectos topológicos que podrían haber surgido en el rompimiento de la simetría en el Universo temprano. Podrían tomar la forma de grandes tubos cuya densidad de energía sería enorme y constante. Muchos trabajos han mostrado que las cuerdas cósmicas podrían estar estructuradas de tal forma que su densidad de energía sería menos de la necesaria para cerrar el Universo. Sin embargo, en un Universo dominado por materia oscura fría y conteniendo cuerdas cósmicas, el mecanismo de formación de galaxias sería muy diferente de los mecanismos de los modelos estándar de materia oscura fría. Este nuevo mecanismo tendría la ventaja de que agrupa la estructura del Universo de 103

acuerdo a como lo muestran las observaciones. Sin embargo, la existencia de estas cuerdas cósmicas está en contradicción con la teoría de la inflación, que en principio elimina todos los defectos topológicos, en particular las cuerdas cósmicas. Peor aún, las cuerdas cósmicas deberían formar fuertes lentes gravitacionales. De ser la materia oscura, debería haber muchos de estos lentes gravitacionales por todas partes, y tampoco se ven, y es la razón por la que esta hipótesis ha sido prácticamente abandonada, como todas las hipótesis que tienen que ver con defectos topológicos. La materia oscura fría es entonces una partícula que interactúa muy poco con el resto de la materia, y es pesada. A estas partículas se les suele llamar wimp (por su nombre en inglés: Weak Interacting Massive Particles). Los candidatos más populares para la materia oscura fría, a principios de este milenio, provienen del marco teórico conocido como supersimetría. El modelo estándar supersimétrico consiste en agregar a cada partícula del modelo estándar de partículas una partícula compañera, llamada compañera supersimétrica. Si la partícula es un bosón, su partícula supersimétrica es un fermión. ¿Qué es esto? Todas las partículas existentes se pueden clasificar como bosones o fermiones. Los bosones son básicamente partículas que pueden convivir todas juntas en el mismo estado. En cambio, los fermiones son muy egoístas. Ellos conviven con otras partículas sólo si cada una de ellas está en un estado diferente. Los protones, los neutrones y los electrones son todos fermiones. Los fotones (la luz o portadores de la interacción electromagnética) y los gravitones (algo como las partículas de interacción gravitacional) son bosones. En la teoría supersimétrica hay siempre un compañero supersimétrico. Para el fotón, su compañero supersimétrico sería un fermión llamado fotino. Para el gravitón, su compañero supersimétrico sería el gravitino, etc. Tales partículas no han sido observadas aún en el laboratorio. Los más prominentes candidatos a materia oscura dentro de las parejas supersimétricas, son las del fotón, o sea, el fotino, y la del gravitón, o sea el gravitino. Cálculos hechos por M. Krauss y otros, muestran que los fotinos tendrían un rango de masa de una a 50 veces la del pro104

tón y podrían ser muy abundantes, incluso podrían cerrar el Universo. El problema con los wimp es el siguiente. Estas partículas se comportan juntas como si fueran polvo. Simulaciones numéricas muy precisas han demostrado que partículas con esta propiedad se colapsan para formar objetos como galaxias. Esto está muy bien, sin embargo, estos objetos teóricos tienen un centro extremadamente denso. Estrictamente hablando, su centro tiene densidad infinita. El problema es que observaciones, realizadas también por Vera Rubin y colaboradores, muestran una discrepancia total con el modelo de cdm o wimp. Lo que hicieron estos científicos para demostrar esto fue tomar galaxias de muy baja luminosidad, llamadas galaxias lsb (por su nombre en inglés: Low Surface Brightness), las cuales no tienen muchas estrellas. Es por ello que estas galaxias están dominadas completamente por su materia oscura. Entonces, el movimiento de las pocas estrellas en la galaxia sigue las trayectorias determinadas sólo por la materia oscura de la galaxia. Es una manera muy efectiva de determinar el contenido y distribución de la materia oscura en estas galaxias. Lo que vieron Vera Rubin y colaboradores es que los centros de las galaxias tienen densidades casi constantes en total discrepancia con el modelo de cdm (véase la figura 30). En estos momentos se sigue una discusión muy interesante de si cdm es o no la solución del problema. Los defensores del modelo de cdm argumentan que es cosa de tiempo que se encuentre cuál es la física en el centro de las galaxias. Los escépticos argumentan que la hipótesis es incorrecta. Para ellos, es preciso buscar un candidato que tenga todas las características de cdm a escalas cosmológicas, pero que colapse con un perfil de densidad suave, casi constante. Primero, no se han encontrado aún estos wimp, incluso con aceleradores en el rango de energía en donde deberían estar, y luego porque son muy altas las densidades predichas por estas partículas en el centro de las galaxias. Lo que es un hecho es que el modelo de cdm tiene un poder predictivo espectacular. Salvo en el centro de las galaxias, el modelo de cdm predice el comportamiento del Universo muy 105

Figura 30. Perfil de densidades predicho por el modelo de cdm y el observado en galaxias lsb. Observen la total discrepancia de los dos perfiles en el centro de la galaxia, la cual se observa en muchas galaxias.

adecuadamente. El modelo de Lambda cdm ajusta una serie de observaciones muy grande: el espectro de potencias angulares, el espectro de potencias de masa, la densidad total del Universo, las observaciones de las supernovas del tipo Ia, la cantidad de materia observada en cúmulos de galaxias, la cantidad de materia observada en galaxias, la estructura de los halos de las galaxias, las curvas de rotación observadas en galaxias, etc. Como ven, es un modelo muy exitoso, el cual explica muchas de las observaciones del Universo realizadas en los últimos años. Cualquier modelo alternativo debería al menos explicar las observaciones que explica el modelo de Lambda cdm. La materia oscura fría podría resolver el problema de la materia oscura si se lograse encontrar una partícula que interactúe débilmente con la materia bariónica, cuya masa y velocidad le permitan condensarse a escalas menores, pero con densidades centrales suaves. Por otro lado, las partículas propuestas provienen de teorías de unificación y sus características las hacen difíciles de detectar, por lo que no se ha comprobado aún la existencia de ninguna de ellas. Quizás el más reciente candidato para ser materia oscura sea el campo escalar, una partícula que aparece en todos los modelos y teorías modernas de unificación (Kaluza-Klein, supergravedad, supercuerdas, etc.), por eso esta propuesta podría ser interesante. En un trabajo realizado por un grupo de mexicanos se pone de manifiesto que el campo escalar puede realmente jugar el papel de materia oscura en escalas cosmológicas. También se ha propuesto este modelo para la materia oscura en los halos de galaxias espirales, donde los centros predichos por este modelo son condensados de campo escalar, también llamados condensados de Bose-Einstein, y sus perfiles de densidad son casi constantes. Estos resultados son del todo alentadores, pues se extrae que la presencia del campo escalar influye gravitacionalmente en la galaxia, causando que la velocidad orbital de los cuerpos dentro de esa región permanezca constante, explicando así la planicidad de las curvas de rotación obtenidas años antes en diferentes trabajos astronómicos. En estos trabajos también se ha demostrado que el campo escalar puede ser la materia oscura en estructuras mayores tales como los cúmulos y supercúmulos 107

de galaxias. De ser así, estaríamos hablando de que este campo ocuparía el lugar de la materia oscura en el Universo y, asimismo, daría un fuerte respaldo a las teorías de unificación que proponen su existencia. Sin embargo, también aquí, no se ha detectado ninguna partícula que tenga las propiedades de un campo escalar con las características requeridas. Otro candidato que se ha ido gestando últimamente en la comunidad científica es uno muy especulativo, pero muy elegante. Por eso vale la pena hablar de él. Desde hace algunos años, un grupo de investigadores propuso un modelo del Universo en donde el cosmos es un espacio al menos 5 dimensional compuesto por membranas 3 dimensionales. A estas membranas se les llama también branas. Nosotros vivimos en una brana y podría existir al menos otra brana en el Universo (véase la figura 31). En la brana donde vivimos nosotros tienen lugar todos los fenómenos que conocemos. La otra brana está desconectada de la nuestra y sólo interactúa con nosotros a través de la fuerza gravitacional, que actúa en todo el espacio-tiempo 5 dimensional. Con este modelo, por ejemplo, Lisa Randal y Raman Sundrum lograron dar una explicación de por qué existen cantidades fundamentales que son enormes comparadas con otras que son muy pequeñas. Este modelo ha causado gran entusiasmo porque tiene un candidato muy natural para producir inflación. El modelo también tiene una respuesta para el problema de la materia y la energía oscuras. De una forma natural, podríamos argumentar que la materia y la energía oscura se encuentran en la otra brana. Es por ello que no podemos ver su presencia, pero sí podemos sentirlos debido a su interacción gravitacional. Respuesta muy geométrica y elegante.

X. Preguntas abiertas A lo largo de este trabajo hemos visto por qué la presencia de materia oscura en el Universo es totalmente aceptada por 108

Figura 31. En un espacio multidimensional, por ejemplo 5 dimensional, nuestro Universo estaría “viviendo” en una membrana (brana) de 3 dimensiones y la materia y tal vez la energía oscura estarían “viviendo” en la otra brana. Ambos universos brana interactúan únicamente debido a la fuerza gravitacional, por eso no podemos “ver” la materia oscura, sólo la podemos sentir debido a la fuerza gravitacional que ejerce sobre nuestro Universo.

los cosmólogos de la actualidad, ya que su existencia está respaldada por las observaciones hechas durante los últimos 60 años. El comportamiento de las estructuras que conforman el cosmos se presenta de manera a veces extraña; en particular, el comportamiento de la materia luminosa contenida en ellas no podría ser explicado sólo por efectos gravitacionales. Si aceptamos que las perturbaciones apreciadas en galaxias y cúmulos de galaxias son debidas puramente a efectos gravitacionales, cabría esperar que éstos fueran causados por la presencia de enormes cantidades de materia no luminosa que no hemos sido capaces de detectar. Ésta es la materia oscura, la cual debe cumplir características como no ser de origen bariónico e interactuar débilmente con el resto de la materia. Debe estar agrupada de tal forma que cause que las curvas de rotación de las galaxias sean aproximadamente planas después de cierto límite y permanecer así hasta una distancia aún desconocida, puesto que hasta donde se ha medido las curvas de rotación continúan comportándose prácticamente igual. Los modelos planteados para resolver el problema de la materia oscura no han sido capaces de explicar los efectos gravitacionales que ésta causa, sin encontrar dificultades con otras teorías bien establecidas o con las simples simulaciones computacionales que, basadas en ellos, intentan reconstruir las estructuras actuales. El problema de la materia oscura ha crecido tanto que los cosmólogos tienen que recurrir a la física de partículas para buscar candidatos para la materia oscura. Sin embargo, la física de partículas proporciona candidatos puramente teóricos y cuya existencia es en principio difícil de comprobar debido a la naturaleza misma de la materia oscura. No obstante, el modelo que en la actualidad tiene mayor aceptación es el de Lambda cdm, el cual ha mostrado un enorme poder de predicción y, a nivel cosmológico, ha demostrado coincidir con prácticamente todas las observaciones realizadas hasta hoy. Esto coloca al modelo de Lambda cdm como un candidato muy viable para resolver el problema de la materia y de la energía oscuras en el Universo. No obstante, el modelo no tiene la partícula que puede ser la materia oscura; no tiene aún el candidato que resuelva el proble110

ma de la naturaleza misma de la materia oscura. El modelo de Lambda cdm no está libre de problemas. De aquí en adelante resumiremos los problemas que tiene el modelo de Lambda cdm. Como ya vimos, una de las dificultades por resolver en el modelo de Lambda cdm es la constante cosmológica. Este problema tiene varias vertientes. La primera es el del ajuste fino del valor de la constante. Los modelos de partículas existentes predicen una constante cosmológica o muy grande (unos 128 órdenes de magnitud mayor que lo observado), o cero. Ambos valores son un desastre para el modelo de Lambda cdm. No hay alternativa ni explicación de por qué la constante tiene el valor que tiene. Además, según este modelo cosmológico, es necesario ajustar la energía inicial de tal forma que el valor de la constante quede unos 128 órdenes de magnitud de diferencia de las otras energías. Esto provoca que, para obtener el valor de la constante cosmológica que ahora medimos, hay que poner unas condiciones iniciales extremas, con números que tienen un uno, varias decenas de ceros después del punto y luego algún otro número. Estas condiciones tan extremas para las condiciones iniciales dan poca credibilidad al modelo, al menos a este nivel. La otra vertiente de este problema de la constante cosmológica es su valor, el cual es un valor cuya contribución a la energía total del Universo es del mismo orden del que tiene el de la materia. Esta coincidencia es muy sospechosa y a muchos nos gustaría tener una explicación del porqué de esta coincidencia tan espectacular. Un modelo alternativo al modelo de la constante cosmológica, es una constante cosmológica variable (no constante), introducida por P. J. E. Puebles y que también suele conocerse en la literatura como quintaesencia. La quintaesencia no resuelve los problemas de la constante cosmológica, sólo los disminuye. Por otro lado, los físicos de partículas se han abocado a diseñar modelos que pudieran contener alguna partícula con las condiciones necesarias para ser materia oscura. En la actualidad, el modelo mínimo supersimétrico contiene varias partículas con características muy semejantes a las requeridas por el modelo de Lambda cdm. Todos los wimp se comportan con la 111

estadística de partículas de polvo. Sin embargo, estas partículas han presentado dos problemas muy serios. El primero es que los colapsos de estas partículas predicen un número 10 veces mayor de galaxias enanas en los cúmulos de galaxias que los observados. Una solución a este problema, es proponer que no todos los halos de materia oscura que se colapsan forman una galaxia, sobre todo los halos pequeños. Eso podría ser pero, en tal caso, debería ser posible observar 10 veces más halos oscuros sin materia luminosa formada con estrellas que los observados como galaxias enanas. Estas observaciones se están realizando mediante técnicas de microlenticulación para observar estos halos sin galaxia. Los primeros resultados afirmaban haber visto estos halos, tal y como se esperaba. Pero en la actualidad existe una enorme discusión de si esto que se vio es realmente cierto o no, y si esto resuelve realmente el problema. Habrá que esperar los resultados. El otro problema, aún más serio, es que los centros de las galaxias, según el modelo de Lambda cdm, presentan un perfil de densidades de materia oscura demasiado denso para coincidir con el observado. Las últimas observaciones de los centros galácticos de galaxias lsb hechos por Vera Rubin y colaboradores, parecen indicar que el modelo de Lambda cdm no puede ajustar bien con los centros de las galaxias, ya que las galaxias muestran centros con perfiles de densidad muy suaves, casi constantes o incluso, a veces, constantes. Si estas observaciones se confirman, nos encontraremos entonces ante un modelo excelente en el ámbito cosmológico, pero que falla en la predicción de la forma del centro de las galaxias. Para este problema existen dos alternativas. La primera es suponer que la materia oscura es fría, pero autointeractuante, por lo tanto ya no puede ser wimp. Esta alternativa resuelve el problema de los centros de las galaxias, pero falla al predecir el número de galaxias enanas en cúmulos. Aun así, esta alternativa no ha sido descartada, pues se puede combinar con la hipótesis de que no todos los halos de materia oscura forman galaxias. La otra alternativa consiste en suponer que la naturaleza de la materia oscura es la de un campo escalar con algún po112

tencial de campo escalar autointeractuante. En este caso, el campo escalar se comporta exactamente como materia oscura fría hasta niveles galácticos, predice muy bien el número de galaxias enanas sin acudir a hipótesis adicionales y es diferente a cdm en el centro de las galaxias; ahí se comporta como un halo isotérmico que parece estar más de acuerdo con las observaciones hechas por Vera Rubin, como lo muestra una serie de artículos recientes. Es posible que el campo escalar entre a la disputa para ser la materia oscura del Universo, quizás tan difícil de detectar como los candidatos propuestos por la física de partículas, si no es que más. Basa su postulación en que todas las teorías de unificación proponen su existencia y que, de entrada, podría explicar la planicidad de las curvas de rotación de las galaxias espirales. Aun así, no deja de ser una nueva posibilidad y un nuevo camino para investigar dentro del amplio mundo de los modelos que intentan encontrar la materia oscura, pero que no dejan de ser eso, modelos, entre los cuales no se ha podido encontrar uno que explique los efectos gravitacionales de la materia no luminosa dentro de todas las escalas del cosmos. Encontrarlo, es la tarea de todo aquel que se apasione por conocer la naturaleza y le guste intentar hacer una mala caricatura de ella, pues es muy difícil que seamos capaces de explicarla exactamente. Aun así, esa mala caricatura nos servirá para explicarnos lo sencillo que el Universo puede ser dentro de su propia complejidad. En síntesis, el modelo de Lambda cdm es un modelo muy exitoso, que explica muy bien las observaciones del Universo en el ámbito cosmológico, pero que presenta algunos problemas en el ámbito galáctico. Ahora el reto es proponer un modelo del Universo que pueda explicarlo bien en su conjunto. Un reto que seguramente conducirá a la ciencia a nuevos horizontes, a nuevos conocimientos, a nueva física. Es claro que sólo con nuestro conocimiento actual de la naturaleza no se puede explicar el Universo en su conjunto, por ello éste es un reto para la física y el pensamiento de la actualidad. De cualquier forma, esta discusión aún no termina y se encuentra en su momento más emocionante. Han pasado 100 años después de los históricos artículos de Einstein que iniciaron la revolución 113

científica del siglo xx. Gracias a éstos y otros trabajos sabemos un poco más del Universo. Sin embargo, en este libro hemos visto cómo aún quedan preguntas fundamentales que responder, observaciones del cosmos que aclarar. No hay duda de que nos encontramos en un momento tan excitante y de cambios como hace 100 años. Con seguridad, estamos inmersos en una de esas revoluciones del pensamiento que tienen lugar sólo unas cuantas veces en la historia de la humanidad; que estamos viviendo una revolución del pensamiento como aquella que iniciaron estos genios hace 100 años. Gracias a estos curiosos de la ciencia, la humanidad ha cambiado mucho, y ahora vivimos la revolución científico-tecnológica, una revolución de la sociedad tan o más profunda que la Revolución Industrial del siglo xviii, y todo por saciar una curiosidad muy simple: ¿por qué el cosmos es como es? Y por ahora más concretamente para responder a la pregunta ¿De qué está hecho el Universo? Participar en este reto es una aventura apasionante llena de angustias y de alegrías. Realmente vale la pena participar en una aventura como ésta.

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GLOSARIO

axión. Partícula hipotética surgida de la teoría de partículas, candidato a ser materia oscura. barión. Partícula que tiene interacción fuerte, nuclear. En el átomo estas partículas son los nucleones y tienen masas mucho mayores que los electrones, por lo que prácticamente toda la masa del átomo está concentrada en el núcleo, es decir, en los bariones. berilio. Cuarto elemento de la tabla periódica. bosón. Partícula con espín entero. Estas partículas tienen la característica de que les gusta vivir juntas y en el mismo estado. brana. Así llaman los físicos a las membranas en teoría de cuerdas. campo escalar. Bosón con espín cero. campo escalar autointeractuante. Campo escalar que interactúa consigo mismo. cdm. Cold Dark Matter: materia oscura fría. cobe. Cosmic Background Explorer. Satélite artificial que midió las fluctuaciones de la radiación de fondo del Universo a principios de la década de 1990. compañera supersimétrica. La compañera supersimétrica de un bosón es un fermión y la compañera supersimétrica de un fermión es un bosón. condensado de Bose-Einstein. Estado de la materia bosónica después de haber experimentado una transición de fase a temperaturas muy bajas. Cuando el vapor se transforma en pequeñas gotas de agua se dice que se condensa, sufre una transición de 115

la fase gaseosa a la fase líquida. En los condensados de BoseEinstien la situación es semejante. Recientemente estos condensados se han podido producir en el laboratorio. condiciones iniciales. Los datos al inicio de un proceso. conjugación de carga. Cambio de carga negativa a positiva, y viceversa. conjugación de paridad. Reflejo en un espejo de alguna cantidad física. constante cosmológica. Es una constante propuesta por Einstein para hacer que de sus ecuaciones se pudiera obtener un Universo estático, provocando con ésta un efecto gravitacional repulsivo. Hoy en día se usa para explicar la expansión acelerada del Universo. contraste de densidad. El cociente del tamaño de alguna fluctuación de la densidad divido entre la densidad media. corrimiento al rojo. Fenómeno que experimenta la luz al alejarse su fuente de un observador. Por ejemplo, al expandirse el Universo las galaxias que se alejan más rápido de la nuestra se verán más rojas. cosmos. Todo lo que existe. cuerda cósmica. Objeto cósmico hipotético en forma de hilo, cuya densidad es infinita. cuerpo negro. Caja con paredes que absorben y reflejen radiación electromagnética de manera muy eficiente. curvas de rotación. Gráfica de las velocidades tangenciales de un sistema de muchos cuerpos girando en torno a sí mismos. densidad crítica. Densidad límite entre un Universo que se recolapsa y otro que se expande para siempre. Si la densidad del Universo es mayor que la crítica, el Universo se expandirá hasta un máximo y luego se volverá a encoger hasta un punto. Si es menor, se expandirá por siempre. deuterio. Isótopo del hidrógeno que tiene un protón y un neutrón en el núcleo. efecto Doppler. Efecto que experimenta un observador al ver una fuente de ondas que se aleja o se acerca de él. El sonido de un avión se oye más agudo al acercarse a nosotros y más grave al alejarse. 116

enana blanca. Estrella sin más combustible atómico para seguir iluminando, menor que 1.4 masas solares. Las enanas blancas tienen una densidad gigantesca; son estrellas colapsadas que detienen su colapso debido al efecto del principio de incertidumbre entre sus electrones. energía cinética. Energía debida al movimiento. energía cuantizada. Efecto microscópico que se manifiesta en el ámbito atómico que impide que la energía de las partículas pueda tener cualquier valor, sólo valores que son múltiplos de una cantidad base, es decir, cuánticos. energía oscura. Tipo de materia desconocido que provoca que el Universo se esté expandiendo aceleradamente. Tipo de materia en el Universo que da un efecto gravitacional repulsivo. época de la recombinación. Época en la que el Universo dejó de estar dominado por la radiación y pasó a estarlo por la materia. equilibrio gravitacional. Equilibrio logrado con fuerzas gravitacionales e inerciales. equilibrio térmico. Equilibrio logrado a través de intercambio de temperatura. era inflacionaria. Época en la que el Universo se expandió muy aceleradamente. espacio-tiempo. Medio de cuatro dimensiones, incluido el tiempo, que según la teoría de la relatividad es necesario para determinar la posición de un fenómeno. espacio vacío. Lugar hipotético en donde no existe nada. Algo así no existe en el Universo; sin embargo, se suele asignar este nombre al espacio entre las galaxias. espectro angular de potencias. Power Spectrum. Es la gráfica que muestra el número de fluctuaciones de millonésimas de grado Kelvin en la radiación de fondo del Universo para cada tamaño de la fluctuación. espectro de frecuencias. Es la gráfica que muestra cómo varía la energía de algún sistema con respecto a la frecuencia. espectro de potencias de masa. Mass Power Spectrum. Es la gráfica que muestra el número de fluctuaciones de masa; es decir, el número de cúmulos, supercúmulos, galaxias, etc., en el Universo para cada tamaño de la fluctuación. 117

estrella. Masa de gas en equilibrio gravitacional y térmico. estrella de neutrones. Estrella colapsada que detiene su colapso debido al efecto del principio de incertidumbre entre sus neutrones. Las estrellas de neutrones suelen tener campos magnéticos muy intensos y girar sobre su eje a enormes velocidades, provocando señales electromagnéticas que se propagan en todo el Universo en forma de pulsos. A estas estrellas también se les llama pulsares. estrellas binarias. Sistema de dos estrellas unidas por su fuerza gravitacional. eV. Electrón Volt. Es una medida atómica de la energía. Por ejemplo, un electrón tiene una energía en reposo de 511000 eV. fermión. Partícula con espín semientero, por ejemplo, 1/2, 2/3, etcétera. fluctuación primordial. Región en donde la densidad de materia es mayor que la densidad media del sistema. Se llama primordial porque es consecuencia de algún fenómeno en el origen del Universo. fluctuaciones cuánticas. Fluctuación de densidad debida a efectos cuánticos. fotino. Compañero supersimétrico del fotón, es un fermión. fotón. Quantum de luz. Unidad de energía electromagnética. fuerzas de marea. Fuerzas que causan la deformación de un cuerpo. Por ejemplo, la Luna causa fuerzas de marea sobre la Tierra, la deforma haciendo que el nivel del mar suba y baje constantemente (lo que llamamos marea). galaxia. Conjunto enorme de estrellas en equilibrio gravitacional. galaxias lsb. Low Surface Brightness. Galaxia de bajo brillo superficial. Son galaxias que casi no contienen materia luminosa y que, probablemente, están hechas exclusivamente de materia oscura. gravitino. Compañero supersimétrico del gravitón, es un fermión. gravitón. Quantum de gravedad. Unidad de energía gravitacional. halo. Región que rodea a un objeto, el halo galáctico rodea a la galaxia pero es invisible. 118

halo isotérmico. Halo esférico de materia isotérmica. Estos halos contienen un centro regular con perfil de densidad casi plano; fueron utilizados originalmente por Vera Rubin y colaboradores para explicar el comportamiento de las curvas de rotación de las galaxias. helio. Átomo con dos protones en su núcleo. helio 4. Átomo con dos protones y dos neutrones en su núcleo. hidrógeno. Átomo con un protón en su núcleo. hoyo negro. Cuerpo en el que la fuerza gravitatoria es tan intensa que no permite que nada, ni la luz, salga de él. Ia. Tipo de supernova con una luminosidad conocida. Su perfil de luminosidad es muy característico. inercia. Fenómeno que experimentan todos los cuerpos masivos y que se manifiesta como una oposición del cuerpo a cambiar su estado de movimiento. inhomogeneidad. Desperfecto en una región homogénea. isotérmico. Proceso que se lleva a cabo a temperatura constante. isotrópico. Cuerpo cuyas propiedades físicas son iguales en todas las direcciones. kpc. Kilopársec, es una medida de distancia galáctica. Un pársec son 3.26 años luz o 3 ⫻ 1013 km ⫽ 30 billones de kilómetros. Un kilopársec son 1 000 pársecs, o sea, 3 260 años luz. Lambda Cold Dark Matter. Modelo de Universo que propone a la materia oscura fría para formar la estructura a gran escala del Universo; es decir, las galaxias, los cúmulos de galaxias, etc., y a una constante cosmológica para que explique la expansión acelerada del Universo. lente gravitacional. Efecto causado en una fuente luminosa debido a un objeto con un campo gravitacional que se interpone entre la fuente y el observador. leyes dinámicas. Leyes físicas que determinan el movimiento de un cuerpo que está bajo la influencia de alguna fuerza. límite de Chandrasekhar. Es igual a 1.4 masas solares y es el límite que determina la forma final de una estrella que ha agotado su combustible nuclear. Si el remanente final es mayor que 1.4 masas solares, la estrella terminará como una es119

trella de neutrones. Si es menor, el objeto final será una enana blanca. litio. Tercer elemento de la tabla periódica. masa gravitacional. Análoga a la carga eléctrica, la carga gravitacional se suele llamar masa gravitacional. masa inicial. Intensidad de la inercia de un cuerpo; intensidad de la oposición que presenta un cuerpo a cambiar su estado de movimiento. materia bariónica. Materia contenida fundamentalmente en los núcleos de los átomos. Es, de hecho, la materia que básicamente determina el peso de un átomo. materia oscura. Tipo de materia desconocida que determina la estructura a gran escala del Universo; es decir, la materia oscura es el principal contribuyente para la formación de las galaxias, los cúmulos de galaxias, los supercúmulos de galaxias, etc. En la actualidad, esta materia no interactúa con la materia bariónica. materia oscura caliente. Materia oscura que, al desprenderse de su interacción con el resto de la materia, era tan caliente que se movía en esos momentos a velocidades cercanas a la de la luz. materia oscura fría. Materia oscura que, al desprenderse de su interacción con el resto de la materia, era suficientemente fría para moverse en esos momentos a velocidades lejanas a la de la luz. materia oscura tibia. Materia oscura intermedia entre materia oscura fría y materia oscura caliente. mecánica cuántica. Teoría microscópica del cosmos. microlenticulación. Efecto de lente gravitacional causado por un objeto pequeño. modelo de formación de estructura. Modelo que trata de explicar cómo se formaron las galaxias, los cúmulos de galaxias, los supercúmulos de galaxias, etcétera. modelo del big bang caliente. Modelo que trata de explicar el desarrollo del Universo, postulando la existencia de una gran explosión en su origen que causó una altísima temperatura en todo el Universo. 120

modelo estándar de la cosmología. Modelo del big bang caliente, más el modelo de inflación, más el modelo de lcdm. modelo estándar supersimétrico. Modelo estándar de partículas con supersimetría. modelo mínimo supersimétrico. Modelo estándar de partículas más simple con supersimetría naturaleza escalar. Partícula escalar, es decir, con espín cero. nebulosas. Galaxias. neutrino. Partícula neutra del modelo estándar que ayudó a explicar la radiactividad. Hay tres tipos de neutrinos, se les suele denominar como neutrino del electrón, neutrino del muón y neutrino del tauón. neutrón. Partícula nuclear sin carga, o sea, neutra. núcleo. Parte central del átomo, en donde se encuentran los neutrones y protones. nucleosíntesis. Modelo de partículas que explica cómo se formaron los núcleos de los átomos. nucleosíntesis primordial. Proceso después del origen del Universo por el cual se formaron los primeros elementos, fundamentalmente hidrogeno y helio 4. paquete cuántico. Paquete de energía cuantizado de partículas o energía. paradigma. Palabra utilizada para designar a un conjunto de ideas y teorías a fin de interpretar la realidad. periodo inflacionario. Periodo que se supone existió muy al inicio del origen del Universo, y que provocó que su tamaño creciera miles de millones de millones de veces en tan sólo miles de millonésimas de millonésimas de segundo. Es la mejor forma que se tiene hasta ahora para aclarar una serie de problemas de nuestro modelo cosmológico. principio de incertidumbre. Principio físico que rige la naturaleza del microcosmos, a partir del ámbito atómico y molecular. El principio dice que no es posible que un observador pueda medir u observar la posición y el momento de una partícula con precisión arbitraria. Siempre habrá una incertidumbre en la medición. problema del horizonte. Problema que se refiere al hecho que 121

predice la expansión del Universo sin inflación. Se refiere a que hay una inconsistencia entre la radiación de fondo del Universo observada y el modelo del big bang. protón. Partícula nuclear con carga eléctrica positiva. pulsar. Estrella de neutrones. quark. Partícula fundamental de la que están hechos los bariones, como las partículas que están en el núcleo atómico. quintaesencia. Tipo de materia hipotética que pretende resolver el problema de la energía oscura, alternativo a la constante cosmológica. radiación de cuerpo negro. Radiación electromagnética emitida por un cuerpo caliente, y que depende de la temperatura del cuerpo. radiación de fondo del Universo. La radiación de fotones que quedó libre después de que éstos dejaron de interactuar con el resto de la materia. radiación de microondas. Radiación electromagnética de longitud de onda muy pequeña. radiación electromagnética. Ondas electromagnéticas. simetría Peccei-Quinn. Simetría postulada por R. D. Peccei y H. R. Quinn para resolver una anomalía de la teoría nuclear. Esta simetría trae como consecuencia la existencia de una nueva partícula llamada axión. sistema inercial. Sistema de referencia libre de fuerzas externas. snIa. Supernova del tipo Ia. supermasivo. Que tienen un masa muy, muy grande. supernova. Explosión que experimenta una estrella al terminársele su combustible nuclear. Estas explosiones son tan enormes que a veces llegan a equiparar la luminosidad de una galaxia. supersimetría. Simetría que postula la existencia de un bosón para cada fermión y un fermión para cada bosón del modelo estándar. teoría cinética. Teoría que explica el comportamiento de los sistemas de muchos cuerpos, como las moléculas de un gas o el comportamiento de las moléculas de un líquido. teoría cuántica. Véase mecánica cuántica. teoría de la gran explosión. Teoría que postula que el Universo 122

se originó en una explosión enorme que provocó que toda la materia del Universo se alejara entre sí, es decir, que el Universo se expandiera. teoría de la inflación. Teoría que postula un periodo inflacionario. Pretende aclarar algunas anomalías de la teoría de la gran explosión, postulando que el Universo se expandió muy aceleradamente durante un instante de tiempo. teoría del big bang. Teoría del Universo que afirma que éste se inicio en una gran explosión, provocando que la materia se calentara a millones de millones de grados térmicos. teoría electromagnética. Teoría que explica el comportamiento de los cuerpos sujetos a interacciones electromagnéticas. Esta teoría fue formulada por James C. Maxwell en el siglo xix. teoría especial de la relatividad. Teoría elaborada por Albert Einstein que unificó los conceptos de la teoría electromagnética de Maxwell y la dinámica. Esta teoría se basa en dos principios: el primero dice que los observadores ven el mismo fenómeno desde todos los sistemas inerciales de referencia, y el segundo afirma que la velocidad de la luz es la misma medida desde cualquier sistema inercial. teoría general de la relatividad. Teoría elaborada por Albert Einstein que unificó los conceptos de la teoría especial de la relatividad con la teoría de la gravitación. Esta teoría se basa en el principio de equivalencia que afirma que la masa inercial y la masa gravitacional de dos cuerpos miden lo mismo. teoría mecánica de Newton. Teoría elaborada por Isaac Newton sobre el movimiento de los cuerpos, basada en las observaciones de Nicolás Copérnico y Johanes Kepler. teoría supersimétrica. Teoría que postula la existencia de la supersimetría en la naturaleza. teorías de unificación. Teorías que pretenden unificar las diferentes interacciones de la naturaleza, así como formular una sola teoría que explique todo el Universo. termonuclear. Fenómeno térmico provocado por una reacción nuclear, como la explosión de una bomba atómica. Universo. Todo lo que existe. 123

Universo causal. El trozo de Universo al que tenemos acceso a través de nuestras observaciones, el que podemos sentir o ver. Universo homogéneo. Universo que tiene una distribución uniforme de materia, que no tiene regiones con más materia que otras. Universo isotrópico. Universo que se ve igual desde cualquier lugar dentro de él. velocidad circular. Velocidad tangencial de las estrellas en una galaxia. velocidad rotacional. Velocidad tangencial de las estrellas en una galaxia. velocidad tangencial. Velocidad en la dirección de movimiento que experimenta un objeto al girar sobre un eje. Por ejemplo, la velocidad que experimenta el observador en un carrusel o en un volantín en la dirección que lleva al mirar de frente. wimp. Weak Interacting Particle. Partícula que interactúa débilmente. Estas partículas han sido postuladas como candidatas a ser materia oscura. wmap. Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. Satélite artificial que obtuvo mediciones precisas de las fluctuaciones de la radiación de fondo del Universo.

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BIBLIOGRAFÍA

(Existe una gran cantidad de libros que versan sobre los temas cosmológicos, pero muy pocos que tocan el tema de la materia y la energía oscura, sobre todo en español. Los libros en español que más recomiendo son los de la colección La Ciencia para Todos, del Fondo de Cultura Económica. Además de ser muy ilustradores y amenos, su precio es muy accesible.) 1. Los más relacionados con estos temas son: Bravo, Silvia, Encuentro con una estrella (1987), fce (La Ciencia para Todos núm. 38), México, 2001, 141 pp. Flores Valdés, Jorge, La gran ilusión III. Las ondas gravitacionales (1988), fce (La Ciencia para Todos núm. 41), México, 2003, 112 pp. Hacyan, Shahen, Del mundo cuántico al Universo en expansión (1992) fce (La Ciencia para Todos núm. 129), México, 2003, 108 pp. ———, El Descubrimiento del Universo (1986) fce (La Ciencia para Todos núm. 6), México, 2003, 160 pp. ———, Los hoyos negros y la curvatura del espacio-tiempo (2003), fce (La Ciencia para Todos núm. 50), México, 2003, 130 pp. Moreno Corral, Marco Arturo, La morada cósmica del hombre (1997), fce (La Ciencia para Todos núm. 155), México, 2003, 278 pp. Peimbert, Manuel (comp.), Fronteras del Universo (2000), fce (La Ciencia para Todos núm. 160), México, 2002, 179 pp. 125

Rodríguez, Luis Felipe, Un Universo en expansión (1986), fce (La Ciencia para Todos núm. 1), México, 2003, 110 pp. 2. Libros interesantes en español de otras editoriales: Poveda, Arcadio, y Herrera, Miguel Ángel, Materia Obscura en el Universo, Conacyt (equipo Sirius), México, 1991. Trefil, James S., El momento de la Creación, Salvat (Biblioteca científica), Barcelona, 1986. 3. Algunos libros en inglés muy recomendables son: Barrow, John D., The Book of Nothing, Pantheon, Nueva York, 2000. Rees, Martin, Our Cosmic Habitat, Princeton University Press, Princeton, 2001. Hawking, Stephen, The Universe in a Nutshell, Bantam, Nueva York, 2001. De éste ultimo existe una versión en español por Hawking, Stephen, El Universo en una Cáscara de Nuez, Crítica/ Planeta, Barcelona, 2002. Todos estos libros son para no especialistas y escritos en una forma amena y clara.

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ÍNDICE

Dedicatoria

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Introducción

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I. El modelo del big bang caliente II. Historia térmica del Universo

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III. Teoría general de la relatividad

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IV. Inflación

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V. Formación de estructura VI. Materia oscura VII. Materia oscura fría, caliente, tibia… VIII. Energía oscura IX. ¿Qué es la materia oscura? X. Preguntas abiertas

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Glosario

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Bibliografía

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Lámina 17. Resultado de una simulación numérica elaborada en el Gadget Supercomputing Consortium usando computadoras del Computing Centre de la Max-Planck Gesellschaft, Garching, Alemania. Más imágenes se encuentran en la página http://www.mpa-garching.mpg.de/gadget/ .

Lámina 18. Espectro Angular de Potencias obtenido por el satélite artificial wmap. Observen cómo se obtiene el máximo de la intensidad del espectro para un momento multipolar más o menos l ⫽ 200. El valor de l para el máximo de intensidad depende casi exclusivamente de la cantidad total de materia en el Universo. Éste es un indicio muy fuerte de que la densidad del Universo es casi la densidad crítica. La línea continua es la línea teórica y se obtuvo con el modelo Lambda cdm. (nasa/wmap Science Team.)

Lámina 19. Región del Universo donde pueden verse galaxias realmente muy lejanas. Las galaxias más rojas son las más lejanas, su color se debe básicamente a su corrimiento al rojo. Actualmente se han visto galaxias que están a más de 10 000 millones de años luz de la Tierra. Es decir, vemos su imagen de cómo se veían estas galaxias hace más de 10000 millones de años. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 20. Estrategia para identificar supernovas del tipo Ia. En una noche muy oscura, con un telescopio especial con apertura de 4 m, se observaba una región muy amplia del Universo con decenas de miles de galaxias, y se obtuvo una fotografía como la que aparece a la izquierda de la imagen. Al día siguiente se tomó otra fotografía del mismo lugar (derecha) y, con una computadora con procesador digital de imágenes, se detectaron todos los cambios por

pequeños que fuesen respecto de la fotografía del día anterior hasta encontrar una snIa. Al encontrarla, se siguió el objeto durante varios días con el telescopio espacial Hubble para graficar su espectro de luminosidad diaria, obteniéndose un diagrama como el de la imagen. (Imagen tomada del artículo de S. Perlmutter et al, publicado en Bull.Am.Astron.Soc. 29 (1997) 1351, o también en http://www.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/9812/9812473.pdf.)

Lámina 21. Sistema binario de una estrella compacta (punto rojo) con una estrella no compacta (bola azul). La estrella compacta tiene un campo gravitatorio tan enorme que se traga materialmente a la estrella normal. Ésta es la representación del sistema binario Centauros X-3. (Cortesía del doctor Dany Page, del IA-unam.)

Lámina 22. Dos supernovas del tipo Ia muy lejanas, junto a la galaxia que las contiene. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 23. Contenido de materia del Universo, según las observaciones del satélite artificial wmap. Como se aprecia, el Universo está hecho fundamentalmente de materia y de energía oscuras: 73% de energía oscura, 23% de materia oscura y tan sólo 4% de átomos (materia bariónica). (nasa/wmap Science Team.)

Lámina 1. El telescopio espacial Hubble, en órbita alrededor de la Tierra. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 2. El satélite artificial cobe (Cosmic Background Explorer), con el que se hizo por primera vez un mapa de la radiación de fondo del Universo en 1992. (Página electrónica de la nasa.)

Lámina 3. Satélite artificial wmap, que obtuvo un mapa de alta resolución de la radiación de fondo del Universo en 2003. (nasa/wmap Science Team.)

Lámina 4. Mapa de la radiación de fondo del Universo (arriba), obtenido por el satélite artificial wmap en 2003. Las regiones más rojas son más calientes, y las más azules son más frías. Las diferencias de temperatura mostradas aquí son de cienmilésimo de grado Kelvin. El mismo mapa (abajo), pero tomando en cuenta sólo diferencias de temperatura de hasta diezmilésimos de grado Kelvin. Nótese la fuerte isotropía y homogeneidad del Universo. (nasa/wmap Science Team.)

Lámina 5. Historia térmica del Universo. (nasa/wmap Science Team.)

Lámina 6. Nacimiento de estrellas en alguna galaxia. Este proceso es muy común en galaxias. Las partes luminosas son estrellas que están naciendo. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 7. Dos regiones con cantidades enormes de gas que, a su vez, contienen gran cantidad de estrellas que están naciendo en ellas. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 8. Nacimiento de dos estrellas. Por lo regular las estrellas forman sistemas binarios, cuya formación podemos observar aquí. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 9. Estrellas en formación. Antes de lograr el equilibrio, el gas de las estrellas entra en un proceso de formación que dura varios miles de años. En ese proceso, la estrella expulsa gas y recolapsa hasta lograr el equilibrio gravitotérmico. Las explosiones fueron descubiertas por el astrónomo mexicano Guillermo Haro y, en la actualidad, se conocen como “objetos Herbig-Haro”, también llamados objetos HH. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 10. Explosión de supernova captada en 1992. La explosión lanza al espacio gran cantidad de material de la estrella, mandando así los elementos cocinados en su centro y convirtiéndolos en polvo interestelar, que después podrá ser captado por otra estrella en formación. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 11. Campo magnético de una estrella de neutrones y sus emisiones. La estrella de neutrones emite pulsos debido a su campo magnético y a su intensa rotación sobre su eje. En la actualidad ya se conocen cientos de estas estrellas. (Cortesía del doctor Dany Page, del IA-unam.)

Lámina 12. Rayos X captados en la constelación de Sagitario, en donde se encuentra el centro de nuestra galaxia: la Vía Láctea. Rayos X de gran intensidad, como los aquí observados, son indicios muy fuertes de la existencia de un hoyo negro. El hoyo negro es tan denso que traga todo lo que pasa cerca de él. La materia que está entrando, llamada disco de acreción, lo hace a velocidades extraordinarias, causando una enorme fricción en el gas. El gas se calienta tanto que emite radiación en frecuencias muy altas en la región de rayos X. (Fotografía tomada de la página del Chandra X Ray Observatory, nasa/ cxc/sao.)

Lámina 13. Existen fuertes indicios de que los centros de muchas galaxias contienen hoyos negros supermasivos, cuya masa es proporcional al tamaño de la galaxia que los contiene. Aquí se comparan varias galaxias: en la columna del lado izquierdo se muestran algunas, cuyos nombres aparecen en la parte superior izquierda; en la columna de la derecha aparecen sus discos de acreción (de color rojo), en cuyo centro se encuentra el hoyo negro. A la derecha, las esferas dibujadas representan el tamaño del horizonte del hoyo negro correspondiente, que con seguridad causa el disco de acreción. El tamaño de la masa de cada hoyo negro se indica arriba de cada esfera. El horizonte más grande abarca más que toda la fotografía. La distancia marcada abajo muestra, en forma comparativa, el diámetro de la órbita de la Tierra. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 14. Estrella en formación con nebulosa planetaria. Las estrellas no logran captar todo el polvo circundante; parte de este polvo queda atrapado en el campo gravitatorio de la estrella. A su vez, el polvo se colapsa debido a su campo gravitacional, formando sistemas planetarios que giran alrededor de la estrella. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 15. Discos planetarios formándose alrededor de estrellas que, a su vez, están en formación. Estos discos planetarios han sido captados ya muchas veces por el telescopio Hubble, por lo que se infiere que la existencia de planetas como los del Sistema Solar es muy común en el Universo. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

Lámina 16. Formación de cuatro imágenes de una galaxia detrás del punto amarillo, debido a la formación de un lente gravitacional causado por otra galaxia, que en la imagen es el punto amarillo. Estas lentes gravitacionales se forman porque la luz que pasa cerca de un campo gravitacional no viaja en línea recta, sino que es curvada por la modificación que ejerce la presencia de la galaxia a la geometría del espacio-tiempo, como lo predice la teoría general de la relatividad de Einstein. (Página electrónica del Hubble Space Telescope.)

La rapidez del avance científico y tecnológico ha sido considerable en los últimos años. Actualmente, una computadora permite resolver aquello que, hace tiempo, hubiera exigido grandes estructuras y significado costos muy altos. Así, los instrumentos de observación científica se vuelven cada vez más refinados y precisos: gracias a los satélites artificiales, por ejemplo, la observación del Universo se ha convertido, día tras día, en una ciencia de la que es posible obtener datos cada vez más exactos que nos ayudan a entender nuestro entorno. Uno de los descubrimientos más asombrosos revela que más de 96% de la materia del cosmos es desconocida para el hombre. La materia de la que el ser humano está constituido, así como la de la Tierra, el Sol y las estrellas, representa únicamente 4% de la materia del Universo. Entonces ¿de qué está hecho el resto del cosmos? El presente libro pretende despertar la curiosidad del lector al hablar de algo invisible que, sin embargo, tiene un poder infalible sobre su medio: la materia oscura y la energía oscura, componentes mayoritarias y auténticas sustancias del Universo en el que habitamos. Tonatiuh Matos Chassin nació en la ciudad de México; obtuvo su doctorado en la Friedrich Schiller Universität-Jena, Alemania. Ha sido profesor en la Universidad Autónoma Metropolitana y en el Instituto de Física y Matemáticas de la Universidad Michoacana de San Nicolás de Hidalgo, así como profesor invitado en universidades austriacas. Actualmente es investigador del Centro de Investigación y de Estudios Avanzados del IPN.

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