VI. EL UNIVERSO
EL OBJETIVO de este capítulo es presentar algunos conceptos básicos
de la tecnología moderna, 22 ![[Nota 22]](../img/mcommnt.gif)
con
los cuales estaremos listos para abordar, en el siguiente capítulo, la historia
del Universo en sus primeros instantes, y su origen a partir de los campos cuánticos.
ESTRELLAS, GALAXIAS Y CÚMULOS DE GALAXIAS
Antes de iniciar nuestro rápido viaje mental por el Universo definamos una unidad de medida. Para medir las distancias cósmicas utilizaremos el año luz. Esta es la distancia que recorre la luz en un año. Siendo la velocidad de la luz 300 000 kilómetros por segundo, un año luz equivale a unos 9 460 000 000 000 kilómetros.
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 fracción. Un rayo de luz emitido por el Sol tarda unos ocho minutos en llegar a la Tierra y aproximadamente una hora en llegar a Plutón, el planeta más distante en el Sistema Solar. Pero para las distancias características del Universo, la luz es bastante lenta; la estrella Alfa Centauri una de las más cercanas a nosotros, se encuentra a la distancia de cuatro años luz, lo cual quiere decir que la luz emitida por esa estrella tarda cuatro años en llegar hasta nosotros (actualmente la estamos viendo como era hace cuatro años). 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 Vía Láctea. La distancia del Sol al centro de nuestra galaxia es de unos 30 000 años luz, y un rayo de luz tardaría 100 000 años en recorrer la Vía Láctea de un extremo al otro. Pero aún estas son distancias mínimas comparadas con la vastedad del Universo.
La galaxia de Andrómeda es la vecina de la Vía Láctea y se encuentra a una distancia de 2 000 000 años luz. Nosotros la vemos hoy tal como era hace 2 000 000 años, cuando todavía no había hombres sobre la Tierra.
También las galaxias tienden a formar grupos que los astrónomos llaman cúmulos de galaxias: la Vía Láctea, Andrómeda y algunas otras galaxias más están agrupadas en el llamado Grupo Local. El cúmulo de Virgo por ejemplo, se encuentra a 30 000 000 años luz.
Hasta hace algunos años los astrónomos creían que los cúmulos de galaxias están distribuidos más o menos uniformemente por todo el Universo. Sin embargo, nuestra imagen del Universo ha cambiado progresivamente. Ahora sabemos que los cúmulos de galaxias tienden a agruparse en supercúmulos que llegan a medir unos 100 000 000 años luz. Pero lo más sorprendente es que, entre un supercúmulo y otro, existen enormes huecos de más de 200 000 000 años 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 astrónomos habían encontrado diversos métodos para medir la distancia a las estrellas más cercanas, no tenían ninguna idea de la extensión real del Universo. Lo que ahora identificamos como galaxias se ven, a través de un telescopio sencillo, como pequeñas manchas luminosas. A estas manchas los astrónomos las llamaron nebulosas. Ya a fines del siglo XVIII el gran filósofo Immanuel Kant había propuesto que algunas de esas nebulosas son conglomerados de millones de estrellas, semejantes a nuestra Vía Láctea, y que si se ven extremadamente pequeñas es debido a las enormes distancias a que se encuentran. Pero en la época de Kant esto no pasaba de ser una especulación.
En 1908 se inauguró el observatorio astronómico del Monte Wilson, en California, que contaba con el telescopio más grande del mundo en esa época. Uno de los primeros astrónomos en utilizarlo fue Edwin Hubble, quien encontró una manera confiable para medir la distancia a la nebulosa de Andrómeda. Existen ciertas estrellas, llamadas cefeidas, que varían su brillo con un periodo muy regular que suele ser de unos cuantos días. Lo interesante es que existe una relación directa entre el periodo de una cefeida y su brillo intrínseco. Este hecho es muy importante porque si se conoce el brillo intrínseco de una estrella (o de cualquier cuerpo luminoso) y se compara con su brillo aparente se puede determinar su distancia. La razón 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 verá cuatro veces menos brillante; y si está tres veces más lejos, se verá nueve veces menos brillante, y así sucesivamente.
Hubble logró detectar estrellas cefeidas en la nebulosa de Andrómeda y de ahí dedujo sus distancias comparando el brillo aparente con el observado. Resultó que esta galaxia se encuentra a 2 000 000 años luz, y que su verdadero tamaño es comparable a nuestra propia Vía Láctea. La hipótesis de Kant se había confirmado plenamente.
Hubble también pudo medir, con diversas técnicas, la distancia a otras muchas galaxias, cada vez más lejanas. Pero, además, estudió la luz emitida por éstas y se encontró con un hecho sorprendente. No sólo se revelaba un Universo muchísimo más vasto de lo que se había sospechado hasta ahora mismo, además, un Universo en plena expansión.
La luz del Sol está 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 desvía la trayectoria de los rayos luminosos, pero la desviación es generalmente distinta para cada longitud de onda. Un examen más 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 líneas espectrales. Estas líneas se deben a que los átomos a través de los cuales pasó la luz absorben o emiten luz con una longitud de onda muy bien definida; a su vez, esta longitud de onda corresponde a una posición muy precisa en el arco iris.
Cada elemento químico esta caracterizado por su espectro, que es el conjunto de líneas espectrales que lo caracterizan y permiten determinar la composición del material que emitió la luz. El descubrimiento de las líneas espectrales en el siglo XIX fue crucial, pues el estudio de la luz emitida por cualquier objeto, terrestre o celeste, permitió determinar de qué elementos químicos esta constituido.
La longitud de onda de una línea espectral cambia si la fuente emisora de la luz está en movimiento. Este fenómeno, 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 más 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 según si su emisor se acerca o se aleja (Figura 11).
Volviendo a las galaxias Hubble estudió la luz que emiten las estrellas en las galaxia lejanas y descubrió que las líneas espectrales están sistemáticamente 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 más sorprendente fue que esa velocidad de recesión es directamente proporcional a la distancia de la galaxia. La implicación de este fenómeno es que el Universo está en expansión.
El hecho de que el Universo esté en expansión implica que, desde cualquier galaxia, se ve a las otras alejándose. Algunas veces se hace la analogía con la superficie de un globo que se está inflando. Si se pintan puntos sobre el globo la distancia entre cada punto aumenta, y la velocidad de separación entre dos puntos es mayor cuanto mayor es la distancia entre ellos.
En el caso de las galaxias la velocidad de separación aumenta en proporción en la distancia, lo cual se puede expresar con la sencilla fórmula:
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 cosmología, aunque es muy difícil de medir con precisión y sólo se conoce su valor aproximado. Se ha estimado que es de unos 30 kilómetros por segundo por cada 1 000 000 de años luz de distancia, aunque algunos astrónomos piensan que el valor correcto podría ser la mitad del mencionado.
La consecuencia más importante de que el Universo esté en expansión es que, alguna vez en el pasado, todo el espacio estaba concentrado prácticamente a una densidad infinita y todo el Universo era... ¡un punto! A partir de la velocidad de expansión medida es fácil determinar que tal situación ocurrió hace unos 15 o 20 000 000 000 de años aproximadamente. Si tal es el caso entonces el Universo tuvo un principio y "nació" con una densidad de energía y una temperatura prácticamente infinitas. Esta es la teoría de la Gran Explosión. El comportamiento del Universo de acuerdo con la teoría de la Gran Explosión, el concepto de concentración 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 capítulo I, llegó justo a tiempo para convertirse en el soporte teórico de la cosmología. Inicialmente, el mismo Einstein propuso un modelo cosmológico para resolver el viejo problema de si el Universo es finito o infinito. Einstein postuló 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 línea recta.
De acuerdo con el modelo cosmológico original de Einstein el Universo era estático, es decir, sin movimiento. Sin embargo todas las estrellas y galaxias se atraen entre sí gravitacionalmente por lo que no es posible mantener inmóvil toda la materia en el universo. Para resolver este problema Einstein postuló que existe una especie de repulsión gravitacional a escala cósmica que mantiene en equilibrio al Universo; desde el punto de vista matemático tal repulsión sería la consecuencia de incluir un término adicional, la constante cosmológica, en las ecuaciones de la relatividad general. Empero, esto parecía más un truco matemático que una propiedad física real, y el mismo Einstein estaba insatisfecho de la modificación introducida en su teoría.
Pocos años después el físico ruso Alexander A. Fridman estudió las ecuaciones de la relatividad general, con y sin el término de la constante cosmológica, y encontró soluciones que describen un Universo en expansión: la distancia entre dos galaxias aumenta con el tiempo y la velocidad de separación 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 anunció en 1929 su descubrimiento de que el Universo está en expansión, quedó 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 cosmólogos, entre los cuales destaca George Lemaître, quien fue uno de los fundadores de la teoría de la Gran Explosión.
LA RADIACIÓN DE FONDO Y EL FUEGO PRIMORDIAL
Así, si el Universo esta en expansión su densidad de materia debió ser muchísimo mayor en el pasado. En los años cuarenta Georges Gamow propuso que, además de denso, el Universo también estaba extremadamente caliente en un principio. Esto permitiría que se formaran los núcleos atómicos de los elementos químicos por reacciones nucleares tal como sucede en una explosión nuclear, en la que el hidrógeno se transforma en helio. La hipótesis de Gamow ofrecía una explicación del origen de los elementos químicos que existen en el Universo. Aunque tuvo que ser modificada posteriormente, la idea básica de que la temperatura primordial del Universo era altísima es ampliamente aceptada en la actualidad por los partidarios de la Gran Explosión. Por lo pronto señalemos, para dar una idea de magnitudes implicadas, que la temperatura cósmica debió ser de unos 1 000 000 000 de grados apenas un segundo después de la Gran Explosión.
De acuerdo con la teoría de la Gran Explosión la temperatura cósmica bajó a cerca de 5 000º K cuando la edad del Universo era de unos 500 000 años. Esta temperatura es crítica porque el hidrógeno, que es el elemento químico principal en el Universo, forma átomos sólo por debajo de tal temperatura. Por arriba de los 5 000º K los átomos chocan entre sí tan violentamente que los electrones se desprenden de los núcleos atómicos y, como resultado de este proceso, el gas queda formado por núcleos y electrones libres; en esa situación se tiene lo que se llama un gas ionizado. El hecho fundamental es que la luz interactúa levemente con los átomos, pero muy intensamente con los electrones libres. En consecuencia, una nube de hidrógeno no ionizado es tan transparente a la luz como el aire pero, por lo contrario, si está ionizado presenta el mismo aspecto que el fuego: brillante pero no transparente.
En resumen, en el principio era el fuego primordial. Ese fuego se apagó cuando la temperatura del Universo bajó a unos 5 000º K, y a partir de ese momento el espacio cósmico se volvió transparente. En el momento en que el hidrógeno dejó de estar ionizado la luz se volvió libre por primera vez y empezó a recorrer todo el Universo prácticamente sin obstáculos. Esa luz emitida por el fuego primordial y liberada 500 000 años después de la Gran Explosión es la que vemos actualmente como la radiación de fondo, proveniente de todas las regiones del firmamento.
El mismo Gamow calculó que la temperatura actual del Universo sería de unos cuantos grados sobre el cero absoluto, lo cual debería de observarse en la actualidad en forma de una radiación de microondas proveniente homogéneamente de todas las regiones del Universo.
En 1965 los radioastrónomos A. A. Penzias y R. W. Wilson descubrieron una débil
señal de radio 23,
en una longitud de onda correspondiente a las microondas, que tenía todas las
características predichas por Gamow. A partir de sus observaciones, Penzias
y Wilson dedujeron que la temperatura actual del Universo es de unos 3º K.
La existencia de la radiación de fondo fue reconfirmada de manera espectacular en 1992 por medio de un satélite artificial llamado COBE; (Cosmic Background Explorer). El satélite permitió medir con enorme precisión la forma del espectro de la radiación —que es esencialmente una medida del número de fotones con cada longitud de onda— y el resultado concuerda plenamente con lo que se esperaría de ser correcta la teoría de la Gran Explosión. Más aún se ha podido fijar la temperatura del Universo en 2.73 grados Kelvin. Lo más sorprendente de esta radiación es su extrema homogeneidad en todas las direcciones en el cielo. En el próximo capítulo veremos con más detalle cómo se originó esta radiación así como sus importantes implicaciones.
El Universo presenta, a gran escala, un aspecto homogéneo que no depende de la posición o la dirección en que se mira. Esta propiedad es aún más manifiesta para la radiación de fondo. Los estudios más recientes de hechos con satélites artificiales revelan que esta radiación es absolutamente homogénea en todas las direcciones observadas con una precisión de hasta una parte en 10 000. Por debajo de ese nivel de homogeneidad se han detectado pequeñas variaciones que podrían corresponder a galaxias en proceso de formación durante la época del fuego primordial (hablaremos más de este tema en los siguientes capítulos).
Si el Universo está en expansión es natural presentarse: ¿se expanderá para siempre o se detendrá en algún momento? Esto depende esencialmente de la densidad de materia en el Universo. Todos los cuerpos se atraen entre sí por medio de la fuerza de gravedad; a gran escala esto implica que la expansión del Universo se enfrena poco a poco debido a que las galaxias se atraen entre sí. ¿Es esa atracción suficiente para frenar totalmente el Universo? De acuerdo con los cálculos basados en la teoría de la relatividad el Universo detendrá por completo su expansión y empezará a colapsarse sobre sí mismo si la densidad actual de materia excede de un cierto valor crítico; en caso contrario la velocidad de expansión irá disminuyendo gradualmente con el tiempo, pero sin llegar jamás a anularse.
De acuerdo con los cálculos basados en la teoría de Einstein el valor preciso de esta densidad crítica, correspondiente a la actualidad, está dada por la cantidad 3H2/8pG, donde H es la constante de Hubble y G la constante de la gravitación de Newton, y equivale a unos 10-29 gramos por centímetro cúbico —algo así como 10 átomos de hidrógeno por metro cúbico.
La densidad crítica que hemos mencionado parece extremadamente baja (muchísimo menos de la que se obtiene en la mejor cámara de vacío en Tierra), pero no hay que olvidar que estamos hablando de una densidad promedio y que el vacío casi absoluto domina el Universo, siendo las concentraciones de materia como las estrellas y los planetas puntos prácticamente insignificantes. Los astrónomos 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 única que se puede observar directamente— contribuye con menos de la centésima parte de la densidad crítica. Esto implica que si la mayor parte de la materia del Universo es la visible entonces la expansión cósmica proseguirá eternamente. Pero bien podría ser que el Universo esté 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 únicamente en las estrellas brillantes que las componen.
La naturaleza de esa masa invisible, si realmente existe, es uno de los problemas más importantes de la cosmología moderna.
LA COMPOSICIÓN QUÍMICA DEL UNIVERSO
El elemento químico más abundante en el Universo es el hidrógeno, que constituye la mayor parte de la materia, seguido por el helio. Esta afirmación parece sorprendente a primera vista porque en la Tierra existe una gran variedad de elementos químicos. Pero nuestro planeta es muy poco representativo de lo que se encuentra en el Universo.
En la Tierra se encuentran muchísimos otros elementos químicos, aparte del hidrógeno y helio (el primero se halla mezclado con oxígeno en las moléculas de agua, mientras que el segundo es, un gas muy escaso). Los demás elementos químicos terrestres, como el carbono, el hierro, el oxígeno, etc. deben tener un origen posterior al nacimiento de las primeras estrellas.
En la antigüedad los alquimistas trataban de cambiar un elemento en otro en sus hornos y alambiques. Soñaban con fabricar oro a partir del plomo y otros metales más comunes. Ahora sabemos que éste sueño alquimista es realizable en principio pero no en un modesto laboratorio terrestre. Para transmutar un elemento químico 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 energía en su centro al transformarse el hidrógeno en helio tal como lo hace una bomba de hidrógeno. De hecho, todas las estrellas son gigantescas bombas atómicas que funcionan continuamente durante millones o miles de millones de años (como dato tranquilizador, nuestro Sol tiene combustible para brillar unos 5 000 000 000 de años más). Cuando se agota el hidrógeno en el centro de una estrella ésta empieza a consumir otros elementos químicos: el helio se transforma en carbono, éste en oxígeno, etcétera.
Las estrellas mas masivas, que no son raras, son las que evolucionan más rápido y, finalmente, acaban en una gigantesca explosión: una supernova. Cuando esto sucede la explosión desparrama la materia de la estrella por todo el espacio interestelar formando gigantescas nubes que contienen prácticamente todos los elementos químicos. De esas nubes se forman, posteriormente, las estrellas con sus planetas, y quizás con sus seres vivos que los habitan. Prácticamente todos los elementos químicos, con la excepción del hidrógeno y del helio, se originaron en las estrellas. Los átomos de nuestros cuerpos provienen de los restos de estrellas que brillaron hace miles de millones de años.
Los astrónomos han calculado que la composición química original del Universo era de aproximadamente 75% de hidrógeno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos químicos. Justamente la teoría de la Gran Explosión predice que el helio primordial se formó en esa proporción a los tres minutos de existencia del Universo —a una temperatura de 1 000 000 de grados Kelvin. Esta predicción teórica, que concuerda con los datos astronómicos es, junto con la radiación de fondo, uno de los soportes más fuertes de la teoría de la Gran Explosión.
