VI. EL UNIVERSO
EL OBJETIVO de este cap�tulo es presentar algunos conceptos b�sicos
de la tecnolog�a moderna, 22 ![[Nota 22]](../img/mcommnt.gif)
con
los cuales estaremos listos para abordar, en el siguiente cap�tulo, la historia
del Universo en sus primeros instantes, y su origen a partir de los campos cu�nticos.
ESTRELLAS, GALAXIAS Y C�MULOS DE GALAXIAS
Antes de iniciar nuestro r�pido viaje mental por el Universo definamos una unidad de medida. Para medir las distancias c�smicas utilizaremos el a�o luz. Esta es la distancia que recorre la luz en un a�o. Siendo la velocidad de la luz 300 000 kil�metros por segundo, un a�o luz equivale a unos 9 460 000 000 000 kil�metros.
A la velocidad de la luz es posible dar siete vueltas y media a la Tierra en solo un segundo, y llegar a la Luna en un segundo y fracci�n. Un rayo de luz emitido por el Sol tarda unos ocho minutos en llegar a la Tierra y aproximadamente una hora en llegar a Plut�n, el planeta m�s distante en el Sistema Solar. Pero para las distancias caracter�sticas del Universo, la luz es bastante lenta; la estrella Alfa Centauri una de las m�s cercanas a nosotros, se encuentra a la distancia de cuatro a�os luz, lo cual quiere decir que la luz emitida por esa estrella tarda cuatro a�os en llegar hasta nosotros (actualmente la estamos viendo como era hace cuatro a�os). Pero Alfa Centauri es nuestra vecina cercana...
Las estrellas se agrupan en galaxias, que son conjuntos de miles de millones de estrellas. Nuestro Sol es una estrella entre tantas otras y forma parte de una galaxia a la que llamamos V�a L�ctea. La distancia del Sol al centro de nuestra galaxia es de unos 30 000 a�os luz, y un rayo de luz tardar�a 100 000 a�os en recorrer la V�a L�ctea de un extremo al otro. Pero a�n estas son distancias m�nimas comparadas con la vastedad del Universo.
La galaxia de Andr�meda es la vecina de la V�a L�ctea y se encuentra a una distancia de 2 000 000 a�os luz. Nosotros la vemos hoy tal como era hace 2 000 000 a�os, cuando todav�a no hab�a hombres sobre la Tierra.
Tambi�n las galaxias tienden a formar grupos que los astr�nomos llaman c�mulos de galaxias: la V�a L�ctea, Andr�meda y algunas otras galaxias m�s est�n agrupadas en el llamado Grupo Local. El c�mulo de Virgo por ejemplo, se encuentra a 30 000 000 a�os luz.
Hasta hace algunos a�os los astr�nomos cre�an que los c�mulos de galaxias est�n distribuidos m�s o menos uniformemente por todo el Universo. Sin embargo, nuestra imagen del Universo ha cambiado progresivamente. Ahora sabemos que los c�mulos de galaxias tienden a agruparse en superc�mulos que llegan a medir unos 100 000 000 a�os luz. Pero lo m�s sorprendente es que, entre un superc�mulo y otro, existen enormes huecos de m�s de 200 000 000 a�os luz sin una sola galaxia visible. Muy recientemente se ha descubierto que la estructura del Universo a gran escala recuerda una esponja o una espuma jabonosa.
Los datos anteriores respecto, a las dimensiones del Universo eran totalmente desconocidos hasta principios del siglo XX. Si bien a partir del siglo XVII, los astr�nomos hab�an encontrado diversos m�todos para medir la distancia a las estrellas m�s cercanas, no ten�an ninguna idea de la extensi�n real del Universo. Lo que ahora identificamos como galaxias se ven, a trav�s de un telescopio sencillo, como peque�as manchas luminosas. A estas manchas los astr�nomos las llamaron nebulosas. Ya a fines del siglo XVIII el gran fil�sofo Immanuel Kant hab�a propuesto que algunas de esas nebulosas son conglomerados de millones de estrellas, semejantes a nuestra V�a L�ctea, y que si se ven extremadamente peque�as es debido a las enormes distancias a que se encuentran. Pero en la �poca de Kant esto no pasaba de ser una especulaci�n.
En 1908 se inaugur� el observatorio astron�mico del Monte Wilson, en California, que contaba con el telescopio m�s grande del mundo en esa �poca. Uno de los primeros astr�nomos en utilizarlo fue Edwin Hubble, quien encontr� una manera confiable para medir la distancia a la nebulosa de Andr�meda. Existen ciertas estrellas, llamadas cefeidas, que var�an su brillo con un periodo muy regular que suele ser de unos cuantos d�as. Lo interesante es que existe una relaci�n directa entre el periodo de una cefeida y su brillo intr�nseco. Este hecho es muy importante porque si se conoce el brillo intr�nseco de una estrella (o de cualquier cuerpo luminoso) y se compara con su brillo aparente se puede determinar su distancia. La raz�n es que el brillo disminuye inversamente al cuadrado de la distancia: si un foco se coloca a una cierta distancia y otro, de la misma potencia, a una distancia doble, este segundo se ver� cuatro veces menos brillante; y si est� tres veces m�s lejos, se ver� nueve veces menos brillante, y as� sucesivamente.
Hubble logr� detectar estrellas cefeidas en la nebulosa de Andr�meda y de ah� dedujo sus distancias comparando el brillo aparente con el observado. Result� que esta galaxia se encuentra a 2 000 000 a�os luz, y que su verdadero tama�o es comparable a nuestra propia V�a L�ctea. La hip�tesis de Kant se hab�a confirmado plenamente.
Hubble tambi�n pudo medir, con diversas t�cnicas, la distancia a otras muchas galaxias, cada vez m�s lejanas. Pero, adem�s, estudi� la luz emitida por �stas y se encontr� con un hecho sorprendente. No s�lo se revelaba un Universo much�simo m�s vasto de lo que se hab�a sospechado hasta ahora mismo, adem�s, un Universo en plena expansi�n.
La luz del Sol est� constituida por una mezcla de todos los colores. Cuando un rayo solar pasa por un prisma se descompone en los colores del arco iris debido a que el cristal desv�a la trayectoria de los rayos luminosos, pero la desviaci�n es generalmente distinta para cada longitud de onda. Un examen m�s detallado revela que, sobrepuestas sobre los colores del arco iris, se encuentran una serie de rayas brillantes u oscuras a las que se les denomina l�neas espectrales. Estas l�neas se deben a que los �tomos a trav�s de los cuales pas� la luz absorben o emiten luz con una longitud de onda muy bien definida; a su vez, esta longitud de onda corresponde a una posici�n muy precisa en el arco iris.
Cada elemento qu�mico esta caracterizado por su espectro, que es el conjunto de l�neas espectrales que lo caracterizan y permiten determinar la composici�n del material que emiti� la luz. El descubrimiento de las l�neas espectrales en el siglo XIX fue crucial, pues el estudio de la luz emitida por cualquier objeto, terrestre o celeste, permiti� determinar de qu� elementos qu�micos esta constituido.
La longitud de onda de una l�nea espectral cambia si la fuente emisora de la luz est� en movimiento. Este fen�meno, conocido como efecto Doppler; ocurre tanto para una onda sonora como para una onda luminosa. En el caso del sonido se manifiesta, por ejemplo, con el sonido de la sirena de una ambulancia: cuando ésta se acerca, la sirena se oye m�s aguda y cuando se aleja el mismo sonido se escucha grave. Lo que sucede es que la longitud de una onda, tanto sonora como una luminosa, se acorta o se alarga seg�n si su emisor se acerca o se aleja (Figura 11).
Volviendo a las galaxias Hubble estudi� la luz que emiten las estrellas en las galaxia lejanas y descubri� que las l�neas espectrales est�n sistem�ticamente corridas hacia el lado rojo del espectro. De acuerdo con el efecto Doppler esto implica que todas las galaxias, se alejan de nosotros. Pero el descubrimiento m�s sorprendente fue que esa velocidad de recesi�n es directamente proporcional a la distancia de la galaxia. La implicaci�n de este fen�meno es que el Universo est� en expansi�n.
El hecho de que el Universo est� en expansi�n implica que, desde cualquier galaxia, se ve a las otras alej�ndose. Algunas veces se hace la analog�a con la superficie de un globo que se est� inflando. Si se pintan puntos sobre el globo la distancia entre cada punto aumenta, y la velocidad de separaci�n entre dos puntos es mayor cuanto mayor es la distancia entre ellos.
En el caso de las galaxias la velocidad de separaci�n aumenta en proporci�n en la distancia, lo cual se puede expresar con la sencilla f�rmula:
donde V es la velocidad de una galaxia, R su distancia y H la constante de Hubble.
La constante de Hubble es de fundamental importancia en cosmolog�a, aunque es muy dif�cil de medir con precisi�n y s�lo se conoce su valor aproximado. Se ha estimado que es de unos 30 kil�metros por segundo por cada 1 000 000 de a�os luz de distancia, aunque algunos astr�nomos piensan que el valor correcto podr�a ser la mitad del mencionado.
La consecuencia m�s importante de que el Universo est� en expansi�n es que, alguna vez en el pasado, todo el espacio estaba concentrado pr�cticamente a una densidad infinita y todo el Universo era... �un punto! A partir de la velocidad de expansi�n medida es f�cil determinar que tal situaci�n ocurri� hace unos 15 o 20 000 000 000 de a�os aproximadamente. Si tal es el caso entonces el Universo tuvo un principio y "naci�" con una densidad de energ�a y una temperatura pr�cticamente infinitas. Esta es la teor�a de la Gran Explosi�n. El comportamiento del Universo de acuerdo con la teor�a de la Gran Explosi�n, el concepto de concentraci�n infinita en un punto, y lo que puede ser antes de ese instante crucial son los temas que veremos en el resto de este libro.
La relatividad general, que tuvimos oportunidad de conocer en el cap�tulo I, lleg� justo a tiempo para convertirse en el soporte te�rico de la cosmolog�a. Inicialmente, el mismo Einstein propuso un modelo cosmol�gico para resolver el viejo problema de si el Universo es finito o infinito. Einstein postul� que el espacio es, a gran escala, curvo como la superficie de una esfera. En ese sentido, nuestro Universo es finito pero sin fronteras, y es posible, en principio, dar la vuelta al Universo viajando siempre en l�nea recta.
De acuerdo con el modelo cosmol�gico original de Einstein el Universo era est�tico, es decir, sin movimiento. Sin embargo todas las estrellas y galaxias se atraen entre s� gravitacionalmente por lo que no es posible mantener inm�vil toda la materia en el universo. Para resolver este problema Einstein postul� que existe una especie de repulsi�n gravitacional a escala c�smica que mantiene en equilibrio al Universo; desde el punto de vista matem�tico tal repulsi�n ser�a la consecuencia de incluir un t�rmino adicional, la constante cosmol�gica, en las ecuaciones de la relatividad general. Empero, esto parec�a m�s un truco matem�tico que una propiedad f�sica real, y el mismo Einstein estaba insatisfecho de la modificaci�n introducida en su teor�a.
Pocos a�os despu�s el f�sico ruso Alexander A. Fridman estudi� las ecuaciones de la relatividad general, con y sin el t�rmino de la constante cosmol�gica, y encontr� soluciones que describen un Universo en expansi�n: la distancia entre dos galaxias aumenta con el tiempo y la velocidad de separaci�n es proporcional a la distancia entre las galaxias.
Al principio Einstein y sus colaboradores no le dieron importancia al trabajo de Fridman. Pero cuando Hubble anunci� en 1929 su descubrimiento de que el Universo est� en expansi�n, qued� manifiesto que los modelos de Fridman son los que describen adecuadamente el comportamiento a gran escala del Universo. El estudio de estos modelos fue retomado posteriormente por varios cosm�logos, entre los cuales destaca George Lemaître, quien fue uno de los fundadores de la teor�a de la Gran Explosi�n.
LA RADIACI�N DE FONDO Y EL FUEGO PRIMORDIAL
As�, si el Universo esta en expansi�n su densidad de materia debi� ser much�simo mayor en el pasado. En los a�os cuarenta Georges Gamow propuso que, adem�s de denso, el Universo tambi�n estaba extremadamente caliente en un principio. Esto permitir�a que se formaran los n�cleos at�micos de los elementos qu�micos por reacciones nucleares tal como sucede en una explosi�n nuclear, en la que el hidr�geno se transforma en helio. La hip�tesis de Gamow ofrec�a una explicaci�n del origen de los elementos qu�micos que existen en el Universo. Aunque tuvo que ser modificada posteriormente, la idea b�sica de que la temperatura primordial del Universo era alt�sima es ampliamente aceptada en la actualidad por los partidarios de la Gran Explosi�n. Por lo pronto se�alemos, para dar una idea de magnitudes implicadas, que la temperatura c�smica debi� ser de unos 1 000 000 000 de grados apenas un segundo despu�s de la Gran Explosi�n.
De acuerdo con la teor�a de la Gran Explosi�n la temperatura c�smica baj� a cerca de 5 000� K cuando la edad del Universo era de unos 500 000 a�os. Esta temperatura es cr�tica porque el hidr�geno, que es el elemento qu�mico principal en el Universo, forma �tomos s�lo por debajo de tal temperatura. Por arriba de los 5 000� K los �tomos chocan entre s� tan violentamente que los electrones se desprenden de los n�cleos at�micos y, como resultado de este proceso, el gas queda formado por n�cleos y electrones libres; en esa situaci�n se tiene lo que se llama un gas ionizado. El hecho fundamental es que la luz interact�a levemente con los �tomos, pero muy intensamente con los electrones libres. En consecuencia, una nube de hidr�geno no ionizado es tan transparente a la luz como el aire pero, por lo contrario, si est� ionizado presenta el mismo aspecto que el fuego: brillante pero no transparente.
En resumen, en el principio era el fuego primordial. Ese fuego se apag� cuando la temperatura del Universo baj� a unos 5 000� K, y a partir de ese momento el espacio c�smico se volvi� transparente. En el momento en que el hidr�geno dej� de estar ionizado la luz se volvi� libre por primera vez y empez� a recorrer todo el Universo pr�cticamente sin obst�culos. Esa luz emitida por el fuego primordial y liberada 500 000 a�os despu�s de la Gran Explosi�n es la que vemos actualmente como la radiaci�n de fondo, proveniente de todas las regiones del firmamento.
El mismo Gamow calcul� que la temperatura actual del Universo ser�a de unos cuantos grados sobre el cero absoluto, lo cual deber�a de observarse en la actualidad en forma de una radiaci�n de microondas proveniente homog�neamente de todas las regiones del Universo.
En 1965 los radioastr�nomos A. A. Penzias y R. W. Wilson descubrieron una d�bil
se�al de radio 23,
en una longitud de onda correspondiente a las microondas, que ten�a todas las
caracter�sticas predichas por Gamow. A partir de sus observaciones, Penzias
y Wilson dedujeron que la temperatura actual del Universo es de unos 3� K.
La existencia de la radiaci�n de fondo fue reconfirmada de manera espectacular en 1992 por medio de un sat�lite artificial llamado COBE; (Cosmic Background Explorer). El sat�lite permiti� medir con enorme precisi�n la forma del espectro de la radiaci�n —que es esencialmente una medida del n�mero de fotones con cada longitud de onda— y el resultado concuerda plenamente con lo que se esperar�a de ser correcta la teor�a de la Gran Explosi�n. M�s a�n se ha podido fijar la temperatura del Universo en 2.73 grados Kelvin. Lo m�s sorprendente de esta radiaci�n es su extrema homogeneidad en todas las direcciones en el cielo. En el pr�ximo cap�tulo veremos con m�s detalle c�mo se origin� esta radiaci�n as� como sus importantes implicaciones.
El Universo presenta, a gran escala, un aspecto homog�neo que no depende de la posici�n o la direcci�n en que se mira. Esta propiedad es a�n m�s manifiesta para la radiaci�n de fondo. Los estudios m�s recientes de hechos con sat�lites artificiales revelan que esta radiaci�n es absolutamente homog�nea en todas las direcciones observadas con una precisi�n de hasta una parte en 10 000. Por debajo de ese nivel de homogeneidad se han detectado peque�as variaciones que podr�an corresponder a galaxias en proceso de formaci�n durante la �poca del fuego primordial (hablaremos m�s de este tema en los siguientes cap�tulos).
Si el Universo est� en expansi�n es natural presentarse: �se expander� para siempre o se detendr� en alg�n momento? Esto depende esencialmente de la densidad de materia en el Universo. Todos los cuerpos se atraen entre s� por medio de la fuerza de gravedad; a gran escala esto implica que la expansi�n del Universo se enfrena poco a poco debido a que las galaxias se atraen entre s�. �Es esa atracci�n suficiente para frenar totalmente el Universo? De acuerdo con los c�lculos basados en la teor�a de la relatividad el Universo detendr� por completo su expansi�n y empezar� a colapsarse sobre s� mismo si la densidad actual de materia excede de un cierto valor cr�tico; en caso contrario la velocidad de expansi�n ir� disminuyendo gradualmente con el tiempo, pero sin llegar jam�s a anularse.
De acuerdo con los c�lculos basados en la teor�a de Einstein el valor preciso de esta densidad cr�tica, correspondiente a la actualidad, est� dada por la cantidad 3H2/8pG, donde H es la constante de Hubble y G la constante de la gravitaci�n de Newton, y equivale a unos 10-29 gramos por cent�metro c�bico —algo as� como 10 �tomos de hidr�geno por metro c�bico.
La densidad cr�tica que hemos mencionado parece extremadamente baja (much�simo menos de la que se obtiene en la mejor c�mara de vac�o en Tierra), pero no hay que olvidar que estamos hablando de una densidad promedio y que el vac�o casi absoluto domina el Universo, siendo las concentraciones de materia como las estrellas y los planetas puntos pr�cticamente insignificantes. Los astr�nomos han calculado que la materia visible en el Universo, es decir, aquella que se encuentra en las estrellas y las nubes de gas brillante —la �nica que se puede observar directamente— contribuye con menos de la cent�sima parte de la densidad cr�tica. Esto implica que si la mayor parte de la materia del Universo es la visible entonces la expansi�n c�smica proseguir� eternamente. Pero bien podr�a ser que el Universo est� lleno de alguna materia opaca que sencillamente no sea visible. De hecho, se tienen evidencias indirectas de que la masa de las galaxias es mucho mayor que lo inferido �nicamente en las estrellas brillantes que las componen.
La naturaleza de esa masa invisible, si realmente existe, es uno de los problemas m�s importantes de la cosmolog�a moderna.
LA COMPOSICI�N QU�MICA DEL UNIVERSO
El elemento qu�mico m�s abundante en el Universo es el hidr�geno, que constituye la mayor parte de la materia, seguido por el helio. Esta afirmaci�n parece sorprendente a primera vista porque en la Tierra existe una gran variedad de elementos qu�micos. Pero nuestro planeta es muy poco representativo de lo que se encuentra en el Universo.
En la Tierra se encuentran much�simos otros elementos qu�micos, aparte del hidr�geno y helio (el primero se halla mezclado con ox�geno en las mol�culas de agua, mientras que el segundo es, un gas muy escaso). Los dem�s elementos qu�micos terrestres, como el carbono, el hierro, el ox�geno, etc. deben tener un origen posterior al nacimiento de las primeras estrellas.
En la antig�edad los alquimistas trataban de cambiar un elemento en otro en sus hornos y alambiques. So�aban con fabricar oro a partir del plomo y otros metales m�s comunes. Ahora sabemos que �ste sue�o alquimista es realizable en principio pero no en un modesto laboratorio terrestre. Para transmutar un elemento qu�mico en otro se necesitan temperaturas de miles de millones de grados.
Temperaturas de esa magnitud se dan en los centros de las estrellas. El Sol, por ejemplo brilla porque se producen enormes cantidades de energ�a en su centro al transformarse el hidr�geno en helio tal como lo hace una bomba de hidr�geno. De hecho, todas las estrellas son gigantescas bombas at�micas que funcionan continuamente durante millones o miles de millones de a�os (como dato tranquilizador, nuestro Sol tiene combustible para brillar unos 5 000 000 000 de a�os m�s). Cuando se agota el hidr�geno en el centro de una estrella �sta empieza a consumir otros elementos qu�micos: el helio se transforma en carbono, �ste en ox�geno, etc�tera.
Las estrellas mas masivas, que no son raras, son las que evolucionan m�s r�pido y, finalmente, acaban en una gigantesca explosi�n: una supernova. Cuando esto sucede la explosi�n desparrama la materia de la estrella por todo el espacio interestelar formando gigantescas nubes que contienen pr�cticamente todos los elementos qu�micos. De esas nubes se forman, posteriormente, las estrellas con sus planetas, y quiz�s con sus seres vivos que los habitan. Pr�cticamente todos los elementos qu�micos, con la excepci�n del hidr�geno y del helio, se originaron en las estrellas. Los �tomos de nuestros cuerpos provienen de los restos de estrellas que brillaron hace miles de millones de a�os.
Los astr�nomos han calculado que la composici�n qu�mica original del Universo era de aproximadamente 75% de hidr�geno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos qu�micos. Justamente la teor�a de la Gran Explosi�n predice que el helio primordial se form� en esa proporci�n a los tres minutos de existencia del Universo —a una temperatura de 1 000 000 de grados Kelvin. Esta predicci�n te�rica, que concuerda con los datos astron�micos es, junto con la radiaci�n de fondo, uno de los soportes m�s fuertes de la teor�a de la Gran Explosi�n.
