¿de qué está hecho el universo materia oscura y energía oscura

8/18/2019 ¿de Qué Está Hecho El Universo Materia Oscura y Energía Oscura

1/153

Tonatiuh Matos

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO

EL UNIVERSO

ateria oscura y energía oscura

L A

C I E N C I A

P A R A T O D O S

2 0 4


2/153

La Cienciapara Todos

Desde el nacimiento de la colección de divulgación científicadel Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenidoun ritmo siempre ascendente que ha superado las aspiracionesde las personas e instituciones que la hicieron posible. Loscientíficos siempre han aportado material, con lo que hansumado a su trabajo la incursión en un campo nuevo: escribir

de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles puedanser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formacióncientífica.

A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso ade-lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de laciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la lenguaespañola —y ahora también del portugués—, razón por la cualtomó el nombre de La Ciencia para Todos.

Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través de la mar Océa-no, a la Península Ibérica, está en marcha un ejército integradopor un vasto número de investigadores, científicos y técnicos,que extienden sus actividades por todos los campos de la cien-cia 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 sóloen extensión sino en profundidad. Es necesario pensar unaciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra-dición humanista, crezca sin olvidar al hombre, que es, en últi-ma instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principales poner el pensamiento científico en manos de nuestros jóve-nes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin des-deñar a ninguna otra, lleve la impronta de nuestros pueblos.


3/153


4/153

¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?


5/153

Comité de Selección

Dr. Antonio AlonsoDr. Francisco Bolívar ZapataDr. Javier BrachoDr. Juan Luis Cifuentes

Dra. Rosalinda ContrerasDr. Jorge Flores ValdésDr. Juan Ramón de la FuenteDr. Leopoldo García-Colín SchererDr. Adolfo Guzmán ArenasDr. Gonzalo HalffterDr. Jaime Martuscelli

Dra. Isaura MezaDr. José Luis MoránDr. Héctor Nava JaimesDr. Manuel Peimbert Dr. José Antonio de la PeñaDr. Ruy Pérez TamayoDr. Julio Rubio Oca

Dr. José SarukhánDr. Guillermo SoberónDr. Elías Trabulse

Coordinadora

María del Carmen Farías R.


6/153


7/153

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 certicada 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 conte-

nidos que se incluyen tales como características tipográcas y de diagramación, textos, grácos,

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 ---- (electrónica)

---- (impresa)

Hecho en México - Made in Mexico

http://www.fondodeculturaeconomica.com/mailto:[email protected]:[email protected]://www.fondodeculturaeconomica.com/


8/153

A Mariana,Petra,

Úrsula y Tiuh


9/153


10/153

INTRODUCCIÓN

Estamos viviendo momentos de rápido avance científico y tecnológico. Hace unos 30 años, los estudiantes de enseñanzamedia superior todavía aprendían a realizar operaciones matemá-ticas y resolver problemas mediante el uso de la regla de cálculo(seguramente, entre ellos, se encuentran muchos ingenieros dela actualidad). Los estudiantes de hace 20 años apenas cono-cieron la existencia de la regla de cálculo, y los estudiantes de

hoy ven tales objetos como verdaderas piezas de museo. Para losde hace una generación, las pequeñas calculadoras de mano, quesuman, restan y multiplican, fueron toda una sensación; mien-tras que para los más jóvenes son ya algo común, incluso puedenllevarla en su reloj de pulsera. Cuando nacieron los estudian-tes de hoy, resolver problemas reales en computadoras caseras eraun sueño. Sólo las enormes computadoras de grandes universida-

des o empresas lo lograban. Estas máquinas requerían presupues-tos altísimos y áreas especiales, gigantes cuartos con aire acondi-cionado, en donde se colocaban cajones inmensos que conteníanlos implementos necesarios. Hoy, casi cualquier computadorapersonal, incluso una de mano, puede resolver complicados pro-blemas reales. Estas computadoras pueden estar en cualquiercuarto pequeño y son accesibles para una gran masa de la po-blación. En los países ricos, las computadoras son ya parte decada hogar, como lo son el refrigerador, la televisión o la radio.Todo esto ha sido posible en menos de una generación; nos hatocado vivirlo. Este avance en la tecnología es posible sólo graciasal avance acelerado de la ciencia. ¿Cómo imaginar una compu-

9


11/153

tadora con bulbos? (Los más jóvenes ni siquiera saben lo que esun 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 instru-

mentos de observación son cada vez más refinados y precisos.Hace apenas unos años, observar el Universo* era sólo un pasa-tiempo del que se podía obtener poca información. Lo máscomún era clasificar objetos celestes. En la actualidad, gracias alos satélites artificiales dedicados a la observación del cosmos,

como elcobe

(por su nombre en inglés: Cosmic BackgroundExplorer), 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 enuna verdadera ciencia: ya es posible obtener datos precisospara entender el Universo. La observación más exacta del Uni-

verso nos está dando muchas sorpresas. Una de las más fabulo-sas, hasta ahora, es haber descubierto que el Universo no está

formado de la misma materia que las estrellas, los planetas onosotros mismos. Más de 96% de la materia del cosmos es des-conocida, algo que flota por doquier y no se deja ver, pero cuyafuerza gravitacional se siente con gran intensidad. Este descu-brimiento es verdaderamente notable, ya que está cambiandonuestro 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 estamoshechos, así como la Tierra, el Sol, las estrellas, etc., es menos de4% 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 descu-brió que la Tierra no era el centro del Universo, sino que girabaen torno al Sol. Poco después los astrónomos descubrieron queel Sol no se hallaba en el centro del Universo, sino que nuestrosistema solar forma parte de una galaxia con miles de millones

10

* El significado de todos los términos que se muestran en negritas a lo largodel texto, está contenido en el Glosario.


12/153

de soles. No pasó mucho tiempo para que se dieran cuenta deque nuestra galaxia es una entre miles de millones de galaxiasen el Universo. Ahora llegamos a la conclusión de que la materia

de esas miles de millones de galaxias, cada una con miles de mi-llones de estrellas, no es más que una insignificante porción delcosmos, casi nada en un mar gigantesco. Así de insignificantesaparecemos en el inmenso cosmos. Pero entonces, ¿de qué estáhecho el Universo?, ¿de qué es el cosmos?

En este libro se relatará la aventura de la búsqueda de una pe-queña luz en este inmenso y oscuro misterio. La obra pretende

ser un detonador de la curiosidad del lector, quien al final sepercatará de que estas páginas le sembrarán más dudas de lasque el mismo libro podría resolver. Éste es el objetivo del libro.Cada nueva puerta que se abre en el formidable edificio de laciencia, conduce siempre a muchas otras, a muchas nuevas pre-guntas. En estos momentos se han abierto algunas puertas quenos han proporcionado algunas respuestas, pero, a la vez, noshan 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 laLuna, dominante, el astro más grande y más brillante, inspira-dora 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 muevenen conjunto, como si estuvieran pegadas a la bóveda celeste. Sidurante varias noches contemplamos el cielo, podremos notarque algunas estrellas se mueven de forma diferente, avanzannoche a noche, día con día, como si quisieran escapar de lasque se encuentran dormidas. Estas estrellas son planetas, los cua-les a veces avanzan y otras regresan.

No hay filósofo o poeta que no se haya quedado atónito antetanta belleza, que no se sienta aplastado ante tanta grandeza y,con seguridad, a menudo encuentre en esta imagen a su prin-cipal inspirador. Si contemplamos el cielo y sus estrellas en una

11


13/153

noche clara de invierno, no podremos impedir que de nosotrosescape un suspiro de humildad.

Sin embargo, ahora existen indicios de que todos estos astros,

inspiradores de poetas y filósofos, son sólo una pequeña partedel cosmos, una minúscula parte de todo el Universo; el restono se puede ver, pero está ahí y lo domina todo. Sobre esta parteque no se ve vamos a hablar en este libro. Los cosmólogos sue-len llamar a esa parte invisible: materia oscura y energía oscura .Como veremos más adelante, éstas son las componentes mayori-tarias, las sustancias verdaderas del Universo.

En los últimos años, el desarrollo de la tecnología para la ob-servación del Universo, las técnicas y aparatos de observaciónnuevos, han permitido un avance cualitativo en nuestro enten-dimiento del cosmos. Ejemplo de ello es el telescopio espacialHubble (véase la lámina 1), satélite artificial que gira a 600 kiló-metros alrededor de la Tierra y que transporta un telescopio dereflexión de 2.4 m de diámetro, gracias al cual nos ha sidoposible ver una enorme cantidad de objetos celestes que ni

siquiera imaginábamos. Este aparato ha tomado las fotografíasmás hermosas del cosmos y sus alrededores, las cuales podríanser inspiración de artistas y que, en sí mismas, son verdaderasobras maestras. Visiten su página en http://www.stsci.edu. Laconclusión de la existencia de la materia oscura ha necesitadomucha paciencia y mucho tiempo de observación de las gala-xias y sus alrededores. Iniciemos nuestro breve relato de la histo-

ria que condujo a tal conclusión.

12

http://www.stsci.edu/http://www.stsci.edu/http://www.stsci.edu/


14/153

I. El modelodel big bang caliente

A principios de la década de 1920, los astrónomos observa-ban astros luminosos que los telescopios de entonces no podíanenfocar bien, se veían nebulosos, por lo que se les llamó nebu-losas. Con esas herramientas, los astrónomos no eran capacesde identificar la naturaleza de estas nebulosas, eran un misterio.Mediante un trabajo largo y sistemático, Edwin Hubble descu-brió que estas nebulosas eran en realidad concentraciones demiles de millones de estrellas. La diferencia sustancial es queHubble utilizó un telescopio de 1.5 m de diámetro y luego otrode 2.5 m. Este telescopio era suficientemente grande y potente

para distinguir entre la simple región nebulosa y borrosa y laestructura de miles de millones de estrellas que la contenían. A es-tas concentraciones se les conoce ahora como galaxias. Aún másinesperado, al estudiar los espectros provocados por la descom-posición de la luz al pasarla por un prisma, Vesto Slipher des-cubrió también que estos espectros de luz estaban corridoshacia el rojo. En un principio Slipher observó sólo algunas ga-laxias con esta característica. Más tarde, sin embargo, Hubbleobservó que este corrimiento era sistemático en un vasto núme-ro de estas galaxias. Las sorpresas no terminaron ahí. Al obtenerlas distancias de estas galaxias con espectros corridos al rojo,también observó que había una relación entre el tamaño del co-

13


15/153

rrimiento y la distancia a la que se encontraba la galaxia de no-sotros. 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 todoshemos tenido. Cuando escuchamos el sonido de una sirena,

vemos que se acerca una ambulancia. Asimismo, conforme laambulancia pasa frente a nosotros, el tono del sonido de la sire-na se torna más agudo y luego, al alejarse, el sonido es más grave.

A este fenómeno se le conoce como efecto Doppler, en honoral científico austriaco Cristian Doppler, quien dio una explica-ción a este fenómeno en el siglo xix.

El fenómeno se explica de la siguiente manera. El sonido esuna onda (de fluctuación de densidad de gas) que se propagaen el aire. Cuando el objeto se acerca hacia nosotros, estas ondasse compactan debido a la suma de velocidades de la ambulancia

y de la onda misma. Por el contrario, si el objeto se aleja de no-

sotros, la onda se alarga. Esta modificación en la onda se mani-fiesta en nuestros oídos como un aumento o disminución en eltono 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 im-presión 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 másrojo y un objeto que se acerca lo veremos más azul. Además, alsaber qué tanto se corrió su espectro de luz respecto de suespectro original, podemos saber cuál es su velocidad con respec-to a nosotros. Este efecto es perceptible sólo si la velocidad delobjeto es alta, comparada con las velocidades a las que estamosacostumbrados. Para un avión de guerra, que viaja a 3 000 kmpor hora (esto es: 0.833 km por segundo), el corrimiento al rojoes de menos de tres millonésimos, no es posible percibirlo fácil-mente. En cambio, las galaxias se alejan de nosotros a cientoso miles de kilómetros por segundo (¡por segundo!); ese corri-miento sí es perceptible (véase la figura 2).

14


16/153

Figura 1. El efecto Doppler. La ambulancia avanza a una velocidad determinada, lasen la dirección del movimiento de la ambulancia, mientras que se extienden en la observador cuando está enfrente de la ambulancia escuche el sonido de la sirena un por el contrario, un observador detrás de la ambulancia la escucha en un tono más


17/153

Figura 2. De la misma forma, el efecto Doppler se manifiesta en los rayos de luz, pnosotros a gran velocidad se vea más rojo de lo que en realidad es, y otro que se ace


18/153

Pues bien, esto fue lo que Slipher y Hubble hicieron con losespectros observados de muchas galaxias. Hubble notó que en-tre más lejos de nosotros estuviera una galaxia, ésta presentaba

proporcionalmente un espectro más corrido hacia el rojo, lo cualquiere decir que entre más alejada esté de nosotros una gala-xia, más rápido se alejará de nosotros. El fenómeno lo observóHubble en muchas galaxias (este fenómeno se observa inclusoentre otras galaxias que no incluyen la nuestra). Si dos galaxiasse encontraban a cierta distancia, se alejaban unas de otras agran velocidad. Esto era terriblemente contradictorio con el sen-

tido común. Imagínense lo que esto significa: la fuerza gravita-cional es atractiva e inversamente proporcional al inverso de ladistancia al cuadrado. Esto es, entre más masa tengan dos cuer-pos, más se atraen (por ello, la Tierra atrae con más fuerza a losgorditos, porque pesan más), y entre más cerca estén dos cuer-pos, éstos se atraen mucho más (la Tierra atrae a la Luna, y elSol las atrae a ambas, pero la fuerza depende también de laenorme distancia a la que estemos del Sol). La fuerza gravita-

cional entre dos galaxias debe de ser intensa debido a la cantidadde estrellas que tiene cada galaxia, ya que las galaxias contienenunas 100 000 millones de estrellas como el Sol y, por lo tanto, im-plicaría que dos galaxias deberían de estar acercándose entre sí debido a la fuerza de gravitación atractiva. Pero Hubble descu-brió que esto no es así, sino al contrario: se están alejando. ¡Y en-tre más lejos, más rápido! ¿Cómo puede ser posible?

Mediante este esquema, al retroceder en el tiempo podemosentender que algún día las galaxias estuvieron más y más cercaentre ellas. Más y más cerca significa también que su materia seatraía con más y más fuerza, lo que haría que se juntaran más y más. Pero, ¿se están alejando? ¿Qué hace que se alejen unas deotras? La solución que presentaron Hubble y los científicosde aquella época a este problema fue que una gran explosión cau-só la expansión del Universo. Debe de haber sido una explosióntan enorme que causó que toda la materia del Universo salieradisparada en todas direcciones. Imaginen la naturaleza de la ex-plosión para poder provocar que toda la materia del Universose esté alejando. Se conocen cientos de miles de galaxias, cada

17


19/153

una con cientos de miles de soles, cada uno con decenas de pla-netas y miles de asteroides y cometas. Y en vez de acercarseunas a otras, se alejan. La gran explosión es la mejor explica-

ción que se encontró a la expansión del Universo, aunque nofue la única. Muchas otras hipótesis se han ido descartandopoco a poco. La teoría de la gran explosión también se conocecomo la teoría del big bang (por su nombre en inglés). Pero ¿pue-de ser cierta?

La teoría adquirió gran aceptación entre la comunidad cien-tífica 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 encontróprecisamente que la teoría de Einstein de la relatividad gene-ral, predecía un momento de la creación del Universo, carac-terizado por una densidad infinita de materia. Esto tambiénprovocaba una temperatura infinitamente grande en ese ins-tante, posiblemente debido a una enorme explosión. La ob-servación de Friedmann, sin embargo, podría sonar algo ri-

dícula, ¿una gran explosión creando el Universo? Pero, como veremos más adelante, tenemos pruebas de que esto pudo serposible.

En los años cuarenta, el físico soviético George Gamow, quienhabía sido alumno de Alexander Friedmann, puntualizó que siel Universo había tenido una gran explosión de las proporcio-nes que se alegaban en la teoría, entonces nosotros deberíamos

ser capaces de detectar la radiación dejada por la explosión aunen estos momentos. Gamow encontró que la radiación de fondodel Universo debería ser de unos 5ºK (grados Kelvin, algo como268ºC). Al principio, su trabajo no tuvo las repercusionesque merecía, sino hasta que en 1965 dos ingenieros de radio,

Arnold Penzias y Robert Wilson, observaron una radiación demicroondas proveniente del exterior. Penzias y Wilson eran in-

vestigadores de los Laboratorios Bell Telephone, en Murray Hill,Nueva Jersey y trabajaban en un proyecto para diseñar aparatosde telecomunicación que no transmitieran señales en la región defrecuencias conocidas. Diseñaron una antena para trasmitir y detectar ondas de radio de muy baja frecuencia, cuando se en-

18


20/153

contraron con un pequeño problema. En todas estas frecuenciasaparecía un ruido inexplicable que no dejaba libre las transmi-siones. Pensaron en muchas razones, como excremento de ave,

ruido de autos, etc., así que tomaron las medidas necesarias paraeliminar el problema. Entonces decidieron capturar a todas laspalomas que vivían en la antena y las llevaron a cientos de kiló-metros de Nueva Jersey. Lo que no sabían, es que las palomaseran palomas mensajeras y, por tanto, regresaron. Entonces to-maron una medida extrema: las mataron, limpiaron el aparatode excremento de paloma profusamente y, sin embargo, el ruido

persistía. Lo que más les llamaba la atención de este ruido es queera exactamente el mismo en cualquier dirección; no habíauna sola privilegiada; no importaba si dirigían la antena haciael 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 eralo mismo. ¿Como era posible?

James Peebles y Robert Dicke, astrofísicos del Centro de Estu-dios Avanzados de Princeton, llamaron la atención de Penzias y

Wilson hacia el hecho de que ese ruido persistente podría ser laradiación proveniente de la gran explosión, predicha por Ga-mow años antes. ¿De qué otra manera podría explicarse entoncesel origen del ruido detectado por la antena, proveniente de todoslados, durante todo el tiempo? Meses después de esta explica-ción del fenómeno, Penzias y Wilson obtuvieron el Premio Nobelpor el descubrimiento de la radiación de fondo del Universo, fe-

nómeno que se estudia exhaustivamente en nuestros días.Lo que Penzias y Wilson observaron fue un patrón de intensi-dades de la radiación muy característico del fenómeno que seconoce como radiación de cuerpo negro. Cuando un cuerpose calienta, emite radiación electromagnética ininterrumpida-mente. De hecho, por eso nos es posible ver las cosas: la luz estambién radiación electromagnética a una frecuencia dada queel ojo puede detectar. La luz infrarroja es radiación electromag-nética que el ojo ya no puede detectar, pero otros animales sí.

Así, sucesivamente, las ondas de radio también son radiación elec-tromagnética (debido a una antena oscilante y no a un cuerpocaliente) que emite en frecuencias que una radio puede detec-

19


21/153

tar. La diferencia entre una transmisión de radio o televisión y un cuerpo caliente es su espectro de frecuencias, es decir, dequé manera se da la intensidad de las señales con respecto a las

frecuencias de radiación. Para una transmisión de radio, esteespectro puede ser muy variado pero, para un cuerpo caliente, esmuy característico, sigue una curva que sube y baja suavemente(véase la figura 3). Lo que Penzias y Wilson observaron fue unespectro de frecuencias, característico de un cuerpo negro atemperatura de 2.725ºK (alrededor de 270ºC) provenientedel cosmos. Es decir, el Universo está inmerso en una nube de ra-

diación, tal y como concluyó Gamow de la teoría de la gran ex-plosión. Ahora, esta radiación de fondo se considera una de laspruebas observacionales más valiosas que dan indicios de la exis-tencia de una gran explosión.

Para estudiar más a fondo esta radiación y convencerse aúnmás de su existencia, en los años noventa, y después en el año2002, se lanzaron dos satélites artificiales capaces de medir estaradiación con gran precisión. Este primer satélite fue el satéli-

te cobe e hizo posible que se elaborara un mapa muy precisode la radiación de fondo del Universo, midiendo fluctuacionesde hasta un millonésimo de grado centígrado de la radiación(véase la lámina 2). El segundo fue el satélite wmap (véase lalámina 3), y logró tomar la misma foto, pero con una resolu-ción mucho mayor que la del cobe, proporcionando una seriede 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 explica-ción que no sea la de la existencia de una gran explosión quela provocó.

II. Historia térmica del Universo

La temperatura de un gas no es otra cosa que la manifesta-ción macroscópica de la energía cinética de las vibraciones de

20


22/153

Figura 3. Radiación de fondo el Universo. Observen cómo los puntos ajustan perradiación de un cuerpo negro con temperatura 2.725ºK. Los puntos fueron captad


23/153

las partículas que componen el gas. Es decir, en un gas caliente laspartículas que componen el gas se mueven rápidamente, mien-tras que en un gas frío el movimiento es más lento. Como las

partículas están en movimiento, éstas chocan entre sí; del núme-ro de choques y su violencia dependerá la temperatura del gas.Estos choques, o interacciones entre las partículas del gas, pro-

vocan que las partículas que chocan a veces se rompan en suscomponentes. Si la temperatura es muy alta, la energía de estaspartículas es muy grande y una mayor cantidad de partículas sedesintegrará en sus componentes. Este proceso es muy conocido

por los niños pequeños. Cuando un bebé sostiene una sonajaen la mano y siente curiosidad por la causa del sonido, decideromper la sonaja para averiguarlo. Si golpea la sonaja con sua-

vidad, seguramente no la romperá y no averiguará nada; perosi lo hace con mucha energía (con mucha energía cinética), se-guramente la sonaja se romperá y el niño podrá ver de qué estáhecha. Para romper las semillitas de la sonaja, el niño necesitarágolpear con mayor fuerza, tal vez lanzando la semilla contra la

pared. Necesitará mucha más energía cinética de la que utilizópara romper la sonaja. Un proceso parecido ocurre con las par-tículas elementales. Para poder romper los componentes de laspartículas se necesita “inyectar” energía a las partículas. Porejemplo, para destruir un átomo en sus componentes, electro-nes y núcleo, se necesita calentar el átomo lo suficiente, lo cualequivale a la energía de amarre entre el electrón y el núcleo.

Pero si queremos separar el núcleo en sus componentes, neutro-nes y protones, la energía necesaria será mucho mayor. Y quédecir si queremos descomponer los protones y los neutronesen sus componentes, los quarks, la energía necesaria para esoestá más allá de la energía disponible en los aceleradores departículas que están en funcionamiento.

Poco después del big bang, la materia se encontraba en formade un gas muy caliente. Esta gran explosión calentó toda la mate-ria hasta temperaturas de millones de millones de grados. Latemperatura de este gas era tan alta, el gas era tan caliente, quetodas las partículas elementales estaban separadas en sus partesfundamentales. La energía cinética de las partículas del gas era

22


24/153

tan alta que no permitía que estas partículas se unieran paraformar algún tipo de partícula compuesta.

Pero, al mismo tiempo, la gran explosión causó que toda la ma-

teria saliera fluyendo en todas direcciones. Esto es lo que llama-mos expansión. Un gas en expansión aumenta constantementesu volumen, y un gas que aumenta su volumen se enfría. Esta ex-periencia la hemos tenido todos. Cuando hace frío, tendemos aencoger el cuerpo para conservar el calor; y cuando hace muchocalor tratamos de expandirlo para enfriarlo, como por ejem-plo, al extender los brazos. Lo mismo sucede en regiones frías y

calientes de la Tierra. En regiones calientes, las casas se constru- yen con techos muy altos con el fin de que se conserven frescas.Por lo contrario, en regiones frías de la Tierra las casas tiendena tener techos bajos para que se conserven calientes. Entonces,la gran explosión elevó la materia existente a temperaturas des-comunales, pero también causó su expansión, lo cual provocósu enfriamiento. La temperatura del Universo era tan alta queno permitía que las partículas que se encuentran en el núcleo

de los átomos, los protones y los neutrones, se unieran para for-mar núcleos. Es más, la temperatura fue tan elevada que ni laspartículas 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 Uni-

verso era en ese tiempo más alta que la de los aceleradores departículas más grandes que hay en la Tierra. No sabemos, in-

cluso, qué sucedió a temperaturas más elevadas que las tempe-raturas que provocaron la desintegración de los quarks, porqueésas ya no son alcanzables en los laboratorios de la actualidad.Sin embargo, estos laboratorios sí logran temperaturas que des-integran los núcleos atómicos y algo más, por lo tanto, pode-mos saber con cierta exactitud como se veía el Universo en esasépocas. Esta sopa primordial se fue enfriando conforme continua-ba la expansión del Universo. En un principio, todas las partícu-las se movían a velocidades cercanas a la de la luz, incluso las máspesadas, lo que provocaba que las partículas no pudieran unirsecon otras para formar compuestos. La sopa cósmica estaba he-cha principalmente de las partículas elementales como quarks

23


25/153

libres, electrones libres, fotones, etc. Pero al enfriarse el Univer-so, los quarks lograron confinarse, es decir, juntarse entre sí, y seformaron entre otras partículas, los protones y los neutrones.

El Universo siguió expandiéndose y, al enfriarse más, estos pro-tones y neutrones se unieron para formar núcleos atómicos.

Ahora sabemos que los núcleos atómicos que se formaron prin-cipalmente fueron los del hidrógeno (protones solos) y los delhelio 4, dos protones con dos neutrones. Los núcleos atómicos delas demás sustancias se formaron principalmente en los núcleosde las estrellas. Se cocinaron sobre todo poco antes del estallido

final de las estrellas. Es decir, la materia de la que estamos he-chos todos nosotros y casi todo lo que tocamos fue cocinado en elcentro de las estrellas. El hecho es que, conforme el Universo seiba enfriando, las partículas tendían a unirse para formar partícu-las más estables. Cuando el Universo fue suficientemente frío, susustancia 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 elec-tromagnética. En el origen del Universo, la energía de los fotonestambién era muy alta. Los fotones no tienen masa en reposo,pero tienen energía. Recordemos la famosa fórmula de Einsteinsobre la transformación de energía en materia, Emc 2. Esto es,una partícula material que contiene una masa m , tiene una ener-

gía 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 losfotones muy energéticos podemos hacer la operación contraria.

A la energía de los fotones le podemos asociar una masa. Si estamasa es comparable con la masa de alguna partícula, el fotónpodría ser capaz de modificar su trayectoria al chocar con la par-tícula. Esta acción es comparable al siguiente fenómeno. Supon-gamos que tenemos una pelota de béisbol. Si la lanzamos con-tra un automóvil, lo más seguro es que lo despostillemos, perodifícilmente lograríamos desviarlo de su camino. Sin embargo,si no lanzamos la pelota con la mano, sino con un cañón, tal vezlogremos desviar el automóvil de su camino; depende de la can-

24


26/153

tidad de energía con la que logremos disparar al automóvil conel cañón.

Esto sucedió constantemente en la época en que la temperatu-

ra era muy alta. Todas las partículas chocaron constantementecontra todas las partículas, interactuando todas las partículas contodas las demás. En particular, los fotones chocaron con todas laspartículas existentes, alterando sus trayectorias y desviándo-las constantemente. Conforme fue disminuyendo la temperaturadel Universo, también disminuyó la temperatura de los fotoneshasta que fueron capaces de sólo alterar la trayectoria de las par-

tículas más ligeras, es decir, los electrones. Pero al bajar aún másla temperatura, la energía de los fotones ya no fue capaz de alte-rar nada, los fotones entonces ya no interactuaron directamentecon la materia y viajaron libremente por el Universo. Este mo-mento es conocido como la época de la recombinación, en la quelos fotones empiezan a viajar libremente por el Universo. Antesde la recombinación, los fotones, o sea, la luz, estaba en constan-te interacción con la materia a través de los choques de la luz con

la materia. Es decir, los fotones no seguían trayectorias libres, sustrayectorias eran alteradas constantemente por la materia. Peroen el momento en que la energía de los fotones baja lo suficientecomo 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 desu última interacción con la materia. Si lográramos captar estos

fotones, es decir, tomar una fotografía de estos fotones, con estaluz, podríamos ver el Universo como se veía en ese momento.Esta separación de la radiación electromagnética, es decir, de losfotones, de la interacción con la materia, sucedió unos 350000años después del big bang. Si lo comparamos con la edad delUniverso, que es de 13700 millones de años, 350000 años soncomo las primeras horas de vida del Universo. Es como si a unapersona que vivirá unos 80 años, le tomaran una foto a las 17 ho-ras de nacido. Esta foto del Universo existe, y fue tomada con dife-rentes instrumentos. La primera foto la tomó el satélite artificialcobe, en 1992; la segunda la tomaron usando globos aerostáticosen el año 2000, y la tercera, la que tiene mayor resolución, fue

25


27/153

tomada por el satélite artificial wmap, en el año 2003 (véase lalámina 4). Más adelante veremos cómo se tomaron estas fo-tografías, pero la foto del Universo cuando tenía tan sólo unos

350000 años de vida es unos de los logros más maravillosos delhombre en su búsqueda por entender el origen del Universo.

Poco después de la recombinación, la temperatura del Uni- verso descendió a un nivel en el cual los electrones fueron atra-pados por los núcleos atómicos. Así nacieron los átomos, en estecaso, los átomos de hidrógeno y helio, principalmente. Si el Uni-

verso 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 fueroncreciendo con el tiempo, ayudadas por la fuerza gravitacional.Como veremos después, estas inhomogeneidades provocaronque 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 cósmicosnacieran y se desarrollaran (véase la lámina 5).

Después de la recombinación y la formación de átomos, em-pezó la formación de galaxias debido a la fuerza gravitacional.Dentro de las galaxias viven enormes volúmenes de gas. Comola 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 laTierra. Pero más que atraer a la Tierra, atrae al mar, provocandoque suba la marea en las orillas. Este fenómeno es bien conoci-do por quienes viven en las orillas del mar. Cuando aparece laLuna, la marea sube, la Luna atrae al mar con su fuerza de grave-dad. A estas fuerzas se les conoce como fuerzas de marea . De lamisma forma como en el mar, la presencia de mucho gas en la ga-laxia provoca fuerzas de marea dentro de la galaxia y debido,entre otras circunstancias, a las fuerzas de marea de la galaxia, elgas se colapsa para formar estrellas. La formación de estrellas enlas galaxias es muy común (véanse las láminas 6 y 7).

26


28/153

Las estrellas no son otra cosa que masas de gas en equilibriogravitacional y térmico. En un proceso más o menos complicado,pero ya conocido, el gas empieza a colapsarse por su fuerza gra-

vitacional, girando alrededor de un eje (véanse las láminas 8 y 9). Al colapsarse, el gas disminuye su volumen, lo que provoca unaumento de la temperatura del gas, sobre todo en el centro delcolapso. Al aumentar suficientemente la presión del gas en elcentro de la estrella, que es principalmente hidrógeno, a pre-siones y temperaturas muy altas el hidrógeno inicia una reacciónde 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 enla explosión de una bomba de hidrógeno y es exotérmica, aumen-ta la temperatura del gas. Al mismo tiempo, el aumento de estatemperatura provoca a su vez un aumento en la presión del gasen dirección contraria al colapso gravitacional. Pero, entre másse 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, másaumentará la temperatura y mayor será la presión que compen-se el colapso, hasta llegar un momento en el que los dos pro-cesos se equilibren. La formación de una estrella puede durar

varios millones de años, pero después de este proceso las fuerzasdentro de la estrella se equilibran, lo cual da origen a una estre-lla estable. Y este equilibrio es tan estable que suele durar miles

de millones de años. Claro, entre más grande sea una estrellamás presionará su centro, más rápido se consumirá su hidrógeno y lo convertirá en helio. Así que una estrella gigante suele durarmenos tiempo que una más pequeña. La nuestra, el Sol, es unaestrella mediana que ha “quemado” hidrógeno durante 5 000millones de años, y lo seguirá haciendo durante otros 5000 millo-nes de años.

Pero la cantidad de hidrógeno es finito, por lo que llega un mo-mento en que se acaba. Cuando esto sucede, el gas vuelve a colap-sarse y el centro vuelve a disminuir su tamaño, por lo tanto secalienta mucho más. Si la presión del gas aumenta de nuevo losuficiente, es el helio el que se empieza a fusionar. Como es ob-

27


29/153

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 conotro hidrógeno, forman litio y berilio. La fusión del helio es más

caliente y, por consiguiente, la presión en el centro de la estrellaes mayor, lo cual compensa de nuevo el colapso gravitacional dela estrella, pero este combustible se termina más rápidamenteque el de hidrógeno y la estrella vuelve a colapsarse un pocomás; al aumentar su temperatura, es el litio el que se fusiona y establece un equilibrio, y así sucesivamente. Al final, se hanproducido prácticamente todos los elementos en el centro de la

estrella en un proceso que puede durar varios miles de millonesde años; la estrella acaba con todo su combustible, con todoslos elementos que al fusionarse forman una reacción exotérmica,terminando con el hierro. Entonces ya no hay nada que detengael colapso. El último de estos colapsos es muy violento, y depen-de fundamentalmente del tamaño de la estrella; el colapso finales acompañado de una gran explosión, iluminando con ellatodo el firmamento; en ocasiones alumbra tanto como la gala-

xia misma. A estas explosiones se les conoce como supernovas y su tamaño depende fundamentalmente de la masa final de la es-trella (véase la lámina 10). Después de esa gran explosión desupernova, 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 esmenor que 1.4 masas solares, la estrella final será una enana

blanca . A este límite de masa dado por 1.4 masas solares se leconoce como límite de Chandrasekhar, en honor al físico hindúSubrahmanyan Chandrasekhar, quien lo encontró en la décadade 1930. Si el producto final de la explosión de supernova es ma-

yor que el límite de Chandrasekhar, pero menor que algo másque dos masas solares, el producto final será una estrella de neu-trones, llamada así porque es básicamente un sistema de neutro-nes puros (tal vez con una superficie de hierro). El campo mag-nético de estas estrellas es tan intenso que es capaz de lanzarseñales electromagnéticas, ondas de radio fundamentalmente,a enormes distancias. Estas ondas de radio son captadas aquí enla Tierra en forma de pulsos, y es por ello que a estas estrellas

28


30/153

se les conoce también como pulsares (véase la lámina 11). Si lamasa final de la estrella es mayor que 2.5 masas solares, el pro-ducto final será tal vez un hoyo negro, un objeto tan denso (ya

que nada ha podido detener su colapso) que ni la luz es capazde salir de él. En la actualidad hay buenos indicios de que enlos centros de muchas galaxias (incluso en la nuestra, véase lalámina 12) existen hoyos negros supermasivos, es decir, hoyosnegros con masas de millones de masas solares. Se ha reconocidoque galaxias mayores tienen hoyos negros más masivos en sus cen-tros que la galaxias de menor tamaño (véase la lámina 13).

El punto más interesante es que, al llevarse a cabo la explosiónde supernova, la mayor parte de esta estrella es lanzada al exte-rior, sólo el núcleo permanece en la estrella. Pero ésta ha trans-formado prácticamente todo su hidrógeno en elementos máspesados, en los elementos que ahora conocemos. Entonces, estoselementos cocinados en el centro de la estrella son lanzados alexterior para convertirse de nuevo en polvo interestelar, que des-pués podrá ser captado por otra estrella en formación. Esto es

seguramente lo que sucedió con nuestra estrella. El Sol es unaestrella de la segunda generación, o tal vez de la tercera, forma-da en nuestra galaxia. El Sol captó los elementos remanentes deotra u otras estrellas que envejecieron antes, después de vivir suciclo completo hasta transformarse en supernovas (véase la lámi-na 14). Los elementos captados por el Sol fueron también capta-dos 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 estre-llas en miles de millones de años, después de los cuales el Sol haservido como foco de energía para que la Tierra y los demás pla-netas del sistema solar tengan condiciones para su desarrollo. Enla Tierra, estas condiciones han dado lugar a un desarrollo orgá-nico muy intenso. Después de unos 4000 millones de años, estoselementos en condiciones propicias, han dado pie a un númeroenorme de especies animales y vegetales. Ahora sabemos que laformación de estos discos planetarios es muy común en el Uni-

verso, por lo que la existencia de planetas debe de ser algo típico,algo común en el cosmos (véase la lámina 15). Particularmente,

29


31/153

en nuestro sistema solar, este disco planetario ha dado lugar auna especie que ha adquirido conciencia de sí mismo, de suentorno y del Universo: el hombre. En otras palabras, estamos

hechos de Universo, nuestra sustancia fue cocinada en miles demillones de años en los núcleos de las estrellas, somos materia delUniverso que evolucionó en un planeta para ser conciente de suexistencia y de la existencia del cosmos; somos los ojos, los oídos,el cerebro del Universo, es decir, somos la parte del Universo quepretende 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 estrellasel Universo pudo crear la conciencia, a un ser que sabe de su exis-tencia y de la existencia del Universo; somos esa parte del Uni-

verso que se pregunta: ¿qué hago aquí?, ¿de dónde vengo?, ¿adónde voy?, ¿para qué estoy aquí?, ¿para qué existo? Y quelucha incansablemente para dar una respuesta a estas pregun-tas (aunque esto no siempre sea totalmente posible).

III. Teoría generalde la relatividad

En síntesis, los científicos de la segunda mitad del siglo xx pen-

saban que su idea sobre lo que podría ser el Universo se aproxi-maba mucho a la realidad. Muchos creían que ya se conocíancasi todos los puntos fundamentales sobre la evolución delUniverso y que sólo hacia falta un trabajo sistemático para ajus-tar constantes y mejorar observaciones. A este modelo lo llama-ron el modelo del big bang caliente o modelo estándar de la cosmología .

Este fenómeno que hace que los sabios de la humanidad pien-sen que ya lo saben todo, sucede a los hombres regularmente.Otros dos ejemplos se dieron a fines de la edad media y a prin-cipios del siglo xx, hace 100 años. Hablaremos de estas dosaventuras.

30


32/153

Durante 1200 años, en el mundo cristiano prevaleció la idea deun Universo como lo había concebido Ptolomeo en la épocade los griegos. Ptolomeo había supuesto que el Universo con-

sistía de una serie de esferas concéntricas en las cuales la Tierraera el centro. Alrededor de la primera esfera giraba la Luna;alrededor de la segunda giraba el Sol en torno a la Tierra. En lassiguientes cinco esferas giraban los cinco planetas conocidosen aquel entonces: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.Una estrella, la del norte, era la única que no giraba, y al finalse encontraba la esfera donde estaban pegadas todas las estre-

llas, todas juntas inmutables girando en la misma esfera. Estaidea estaba, además, en concordancia con la cosmogonía cristia-na: el hombre a imagen y semejanza de Dios, en el centro del Uni-

verso. Durante más de 1 200 años esta idea cambió poco. Loshombres se hacían muchas preguntas sobre el Universo, perono ponían en duda este modelo (o no lo decían, pues si lo hacíancorrían 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 dudassobre el modelo de Ptolomeo. Copérnico observó que los plane-tas 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 dePtolomeo. Poco tiempo después, Johanes Kepler, un joven in-quieto que estudiaba en la universidad de Tübingen en Alema-

nia, y que vivió en una época de efervescencia de ideas nuevas,se enteró por sus maestros de las ideas de Copérnico. En esosmomentos, el padre Martin Lutero ponía en tela de juicio el po-der de la iglesia católica que predominaba en toda Europa, y discutía nuevas ideas sobre la religión. Kepler, que para enton-ces ya era maestro de matemáticas en Praga, encontró quehabía la misma relación entre las órbitas de Júpiter y Saturno y la de un triangulo equilátero dibujado entre dos círculos con-céntricos. Esto le hizo suponer que las órbitas de los planetastenían alguna relación con las cinco figuras sólidas perfectasde la geometría euclidiana. Esta idea estaba en concordanciacon la premisa de que si Dios era perfecto, entonces debería

31


33/153

Figura 4. Trayectoria que siguen los planetas en la bóveda celeste. Copérnico fue elto se puede explicar suponiendo que la Tierra y los planetas giran alrededor del So


34/153

utilizar figuras perfectas para establecer sus leyes de movimiento.Kepler pasó prácticamente toda su vida tratando de encontrar larelación de las órbitas con estos sólidos perfectos, pero nunca

logró ajustar sus ideas a las observaciones. Sin embargo, en undía de inspiración, Kepler ensayó una elipse como posible tra-

yectoria de los planetas alrededor del Sol. El ajuste fue perfecto.Kepler logró explicar las observaciones de Copérnico sobre lastrayectorias de los planetas, utilizando un modelo en el que laTierra ya no estaba en el centro del Universo, sino era el Sol elque estaba en el foco de la órbita de la Tierra. Al poco tiempo,

Kepler enunció sus tres leyes del movimiento de los astros. Laprimera ley de Kepler es sobre la forma de la órbita de losastros: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol,donde el Sol está en uno de sus focos. La segunda es sobre elmovimiento de estos astros: los planetas barren áreas iguales entiempos iguales, lo cual implica que los planetas no siempre

viajan a la misma velocidad. Y la tercera ley de Kepler habla so-bre la distancia de estos astros del Sol: el cubo del periodo de la

órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de su distan-cia del Sol (véase la figura 5). Estas tres leyes tan simples explicancompletamente el movimiento de los astros en el cosmos.

Y ¿de qué nos sirve saber cómo se mueven los planetas en elcosmos? Lo importante de esta historia es que esta acción con-dujo al hombre al desarrollo moderno de la sociedad y de latecnología. Kepler fue el primer hombre en anteponer sus ob-

servaciones sobre sus creencias. Luchó toda su vida para que sucreencia en las figuras perfectas funcionara como modelo delcosmos, pero con esto demostró que la naturaleza no es lógica,no sigue patrones lógicos preestablecidos como las matemáti-cas, la naturaleza es sutil y siempre llena de sorpresas. Estasobservaciones y estas leyes condujeron a una revolución totaldel pensamiento y de la ciencia, cuya cúspide fue el descubri-miento de las leyes de Newton; una teoría general que explicabalas observaciones del Universo; un concepto totalmente revolu-cionario basado en una teoría matemática que aparentementepodía explicar todo; unas cuantas fórmulas matemáticas queexplican todo el Universo, todo lo que observamos. El predomi-

33


35/153

Figura 5. Las leyes de Kepler: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Stiempos iguales. El cubo del periodo de la órbita de los planetas es proporcional al


36/153

nio de esta teoría se mantuvo hasta fines del siglo xix, cuando lateoría de Newton, conjuntamente con la teoría electromagnéti-ca de Maxwell, eran la piedra angular del conocimiento humano

sobre la naturaleza y el cosmos. De nuevo, la mayoría de los pen-sadores 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 revolu-ción del pensamiento. En aquella época, un grupo de científicosinvestigaba fenómenos como el de la radiación de cuerpo negro

(básicamente radiación electromagnética causada por un objetocaliente). En el laboratorio observaban que un cuerpo calientepuede emitir ondas electromagnéticas en forma de ondas de ra-dio. Lo característico era que esta radiación sigue un patrón muy especial, como el que se ve en la figura 3. Los investigadores te-nían la convicción de que el fenómeno debería explicarse usandola teoría electromagnética de Maxwell, pero eso no sucedió. Porun lado, las observaciones en la radiación de cuerpo negro no ajus-

taban con la teoría electromagnética y la teoría cinética . Por otrolado, la teoría electromagnética y la teoría mecánica de Newtonpresentaban ciertas inconsistencias teóricas. La primera llevó aMax Planck, en Alemania, a la formulación del concepto de ener-gía cuantizada , es decir, energía que toma sólo valores discretos.

En el momento de su formulación, el concepto pareció algodescabellado. Es como si hoy alguien les dijera a ustedes que

para subir a un piso alto de un edificio sólo pueden hacerlo deun salto, no por las escaleras ni por el elevador, ya que los luga-res intermedios no existen. Suena ridículo. Pero mediante unaserie de experimentos Planck demostró que en el mundo micros-cópico así es. La energía y todas las cantidades físicas están cuan-tizadas, es decir, no pueden tomar valores continuos, sólo valoresque son proporcionales a los números enteros. Ésta es la base dela teoría cuántica , que es el fundamento de la electrónica mo-derna. Los aparatos de telecomunicaciones, de televisión, etc., nopodrían pensarse sin las bases de la mecánica cuántica , logroque provocó cambios muy radicales en nuestras vidas. ¿Imagínen-se el mundo sin televisión?

35


37/153

La segunda inconsistencia de la época, una inconsistenciamás que menos teórica, llevó al joven alemán Albert Einstein aformular la teoría especial de la relatividad y luego la teoría ge-

neral de la relatividad. Ya era conocido por varios físicos de laépoca que la teoría electromagnética y la teoría de Newton nosiguen las mismas leyes de transformación. El joven Einsteinapostó a favor de la teoría electromagnética de Maxwell y formu-ló una teoría mecánica compatible con la teoría de Maxwell, locual no desechaba la teoría de Newton, decir esto es como unsuicidio. Con la teoría de Newton, los tecnólogos de la época

habían podido diseñar las máquinas que trabajaron durante laRevolución Industrial. La nueva teoría de Einstein establecía unlímite de validez a la teoría de Newton. Si los cuerpos se mue-

ven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, la teoría deNewton deja de tener validez. La teoría especial de la relativi-dad no gustó a muchos, quienes inmediatamente la rechaza-ron. Pero las observaciones vinieron después y comprobaron loque la teoría predecía. Un logro realmente notable de un hom-

bre. Einstein formuló la teoría especial de la relatividad en 1905,a los 26 años de edad. Ésta es la teoría dinámica de los objetosque se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz.Una de sus consecuencias es la famosa fórmula de Einstein: E mc 2 . Aquí, E es la energía en reposo de un cuerpo, m sumasa y c la velocidad de la luz. Esta fórmula es fundamental entodas las teorías modernas. La teoría contenía implícitamente

las leyes dinámicas de las interacciones electromagnéticas, perono una formulación equivalente para las interacciones gravitacio-nales. En 1909, con la ayuda de su amigo matemático MarcelGrossman, Einstein empezó a formular una teoría gravitacio-nal consistente con su teoría especial, que estuvo lista en 1915.Pero, ¿en qué consiste la teoría general de la relatividad? ¿Hastaqué punto es ésta una revolución del pensamiento? Vamos aexplicarlo.

La teoría general de la relatividad se basa en las observacionesde Galileo Galilei sobre la caída libre de los cuerpos, experienciaque cualquiera de nosotros puede llevar a cabo en casa. Preguntea un niño qué esperaría si dejara caer desde cierta altura, al mis-

36


38/153

mo tiempo, dos piedras una muy pesada y una mucho más ligera,¿cuál cae primero? Seguramente el niño responderá: “la máspesada”. 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 contienemayor 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 nosatrae con mayor fuerza. Esta fuerza siempre es en dirección al

centro de la Tierra. Pero hay otra fuerza que tiene iguales re-percusiones. Cuando vamos en un autobús urbano, que general-mente los conductores manejan como si transportaran vacas en

vez de personas, nuestra tendencia dentro del vehículo es la demovernos de un lado a otro. Por ejemplo, si el autobús frena,nos lanzamos hacia delante; si el autobús acelera, nuestra ten-dencia es entonces irnos hacia atrás. Existe una fuerza que nosmueve dentro del autobús que no tiene nada que ver con la

atracción gravitatoria de la Tierra, sino sólo con el movimientodel autobús. Esta fuerza se opone siempre a nuestro cambio demovimiento, va en sentido inverso a la dirección a la que noso-tros cambiamos de movimiento. También notamos que a losniños les afecta menos, y que a las personas gorditas les afectamás. No es lo mismo empujar un automóvil pequeño que un trai-ler. Tratar de cambiar el estado de movimiento (empujar) del

automóvil, es mucho más fácil que cambiar el estado de movi-miento del trailer. (Intenten frenar un trailer en la carretera,no es fácil). A esta fuerza se le llama inercia, y es proporcionala la masa. Pero, obviamente la fuerza de inercia no tiene nadaque ver con la fuerza de gravedad. La inercia se debe al movi-miento, y la fuerza de gravedad a la carga gravitacional.

La experiencia de Galileo consiste en que la piedra pesada y lapiedra ligera caen siempre al mismo tiempo. Dice la leyenda queGalileo hizo este experimento en la torre de Pisa (véase la figu-ra 6), valiéndose de su inclinación. Sin embargo, este resultadoparece ilógico. Si la piedra es más pesada, la Tierra la atrae conmayor fuerza y por lo tanto debería caer más rápido. Pero la pie-

37


39/153

Figura 6. Galileo hizo el experimento de lanzar dos objetos de diferentes masas (dpara ver cuál caía primero. El resultado fue que ambos objetos dejados caer simutiempo, no importando su masa.


40/153

dra más pesada también tiene mayor inercia, así que se oponecon mayor intensidad al movimiento. Incluso, cuando le pre-gunté a mi hijo de 6 años cuál caía primero, contestó: “la más

ligera, porque puede ir más rápido”. Cierto, pero lo que no tomóen cuenta es que la piedra ligera no es atraída por la Tierra contanta fuerza como la más pesada. Lo sorprendente es que siaumentamos la masa inercial, también aumentamos la masa (car-ga) gravitacional. El hecho de que sin importar la masa las piedrassiempre caen a la misma velocidad, implica que la masa gravita-cional, la que atrae a la piedra contra la Tierra, aumenta en la mis-

ma proporción que la masa inicial, la que se opone al cambio demovimiento. Es decir, la masa inercial es igual a la masa gravita-cional. Muy sorprendente ¿verdad? Bueno, ¿y eso qué es?

Bien, significa que si yo voy en un elevador y de pronto suscuerdas se rompen y desciende en caída libre, todo lo que vayadentro del elevador caerá con la misma velocidad, incluso la ca-bina. Quienes vayamos en el elevador sentiremos que estamosflotando; 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 elsiguiente razonamiento: en un lugar donde no hay fuerzas losobjetos que viajan a velocidad constante viajarán siempre enlínea recta. Dos objetos que viajen paralelamente nunca choca-rán; 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 inercialesen un planeta? Si retomamos la experiencia del elevador en caídalibre, veremos que la gente dentro del elevador experimentaráuna sensación idéntica a la de los astronautas que viajan den-tro de una nave en el espacio. Ambos verán que todo flota.

Por ejemplo, si alguna de las personas en el elevador en caídalibre empujara un objeto, el objeto se movería en la direcciónen la que fue empujado a velocidad constante. El resultado esel mismo que en la nave espacial, que es un sistema inercial.Einstein llegó a la conclusión de que los sistemas en caída libreson los sistemas inerciales en los planetas, es decir, en los lugares

39


41/153

Figura 7. Una caja en caída libre, en un planeta como la Tierra donde actúa la fupelota ligera en su interior, tiene el mismo efecto que la caja en un lugar en medio sobre ella.


42/153

Figura 7bis. A la izquierda, dos objetos que caen libremente en una caja. Los objetostrayectorias se juntarán en su centro. A la derecha, dos objetos que se mueven en el eque los altere, sus trayectorias serán paralelas, nunca se juntarán.


43/153

en donde hay gravedad. Pero sí hay una diferencia. Supongamosque 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 elcentro de la Tierra (véase el lado izquierdo de la figura 7bis).O sea, en este sistema las dos pelotitas que caen paralelamentesí se juntarán en el centro de la Tierra. Esto quiere decir que enun sistema con gravedad las paralelas sí pueden juntarse. Sinembargo, en un plano las paralelas nunca se juntan. Pero en unaesfera sí puede haber paralelas que se junten, por ejemplo, dos lí-

neas paralelas viajando de norte a sur se juntan en los polos (véa-se la figura 8). La conclusión de Einstein fue entonces brillante,concluyó que las paralelas en el sistema gravitacional se juntanporque el espacio-tiempo se curva. Pues bien, ésta es básica-mente la teoría de Einstein: las interacciones gravitacionales cur-

van el espacio-tiempo. ¿Es esto realmente importante? Evidente-mente sí, esta teoría cambia completamente nuestro conceptode interacción. Para Einstein no hay fuerzas, como en la teoría de

Newton la interacción entre dos cuerpos se da por la modifica-ción de la geometría del espacio-tiempo debido a la existenciade los cuerpos.

Este concepto de interacción podría extenderse incluso a otrasinteracciones, como la electromagnética, la nuclear, etcétera.

Muy bien, pero si la existencia de un cuerpo dobla, curva, modi-fica la geometría del espacio-tiempo, esto debería verse. Así es,

ésta es una de las predicciones más extraordinarias de la teoríageneral de la relatividad. En 1919, el físico inglés Sir Arthur Ed-dington realizó una expedición al Atlántico sur, al occidente de

África, donde se llevaba a cabo un eclipse total de Sol. Ahí Edding-ton observó las estrellas más cercanas a la corona solar en el mo-mento del eclipse; seis meses después volvió a medir la posiciónde las mismas estrellas, ya sin la alteración gravitacional causadapor nuestra estrella, cuando la Tierra estaba del otro lado de laórbita solar. Lo que observó fue que las estrellas aparentementehabían modificado su posición debido a la presencia del Sol,que equivale a que el Sol había modificado la trayectoria de laluz proveniente de estas estrellas, debido a que éste había curva-

4242


44/153

Figura 8. En un espacio curvo, como el de una esfera, las paralelas sí pueden juntarla esfera.


45/153

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 alrede-dor. Este resultado espectacular implica que las interaccionesentre cuerpos se dan debido a la modificación que los cuerposejercen sobre la geometría del espacio-tiempo. Pero ¿y qué im-plicaciones tiene esta nueva teoría sobre nuestro modelo delUniverso? ¡Mucha!

El primero en hacerse esta pregunta fue el físico soviético

Alexander Friedmann en la segunda década del siglo xx. Investi-gó las consecuencias de la teoría de Einstein sobre el modelo delUniverso. Según el modelo derivado de la teoría de Newton, to-das las estrellas se atraen entre sí debido a su fuerza gravitacio-nal. En tal caso, es difícil imaginar por qué el Universo está enequilibrio, ¿por qué si todas las estrellas se atraen, no se colap-san? 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 encuen-tra del otro lado del Sol, ésta ejercerá una fuerza equivalente y de sentido contrario sobre el Sol, de tal forma que la fuerzaneta sobre el Sol será casi cero (véase la figura 10).

Así, podemos imaginar que para cada una de las estrellas queestán alrededor del Sol, existe otra que la equilibra. Pero estomismo 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 lasque las equilibran, y así sucesivamente hasta el infinito. Entoncesel Universo de Newton debía de haber sido infinito para poderestar en equilibrio. Si era infinito en el espacio, entonces deberíaserlo también en el tiempo. Aunque esto estaba en contradiccióncon la idea religiosa de un inicio del Universo: de la existencia deun momento de la Creación. Por otro lado, y en contradiccióncon las predicciones de la teoría de Newton, los físicos, Alexan-der Friedmann, en la Unión Soviética, y casi al mismo tiempoel abate Georges Lemaître, en Bélgica, llegaron a la conclusiónde que, según la teoría de Einstein, el Universo debería tener un

44


46/153

Figura 9. El campo gravitacional del Sol dobla la trayectoria de los rayos de luz procampo gravitacional modifica la geometría del espacio-tiempo. Esto se manifiesta poestán en realidad un poco desviadas de su posición real.


47/153

Figura 10. Una estrella que tiene estrellas rodeándole en cada dirección compenssobre la estrella central. Las flechas representan las fuerzas ejercidas por cada estpermite tener estrellas en equilibrio entre sí, si hay un número infinito de estrellas


48/153

principio y debería estar en expansión. Sin embargo, Einsteinbuscaba desesperadamente que su teoría le diera un Universoestático e infinito, como decían los paradigmas de la época. In-

cluso, Einstein llegó al extremo de modificar las ecuaciones desu teoría, agregándoles una constante, que llamó la constantecosmológica , para poder llegar a la solución estática del Uni-

verso, algo que ni aun así logró. La constante cosmológica no sir- vió para explicar un Universo estático e infinito; de hecho, como ya vimos, el Universo no es ni estático ni infinito (al menos elnuestro). En 1929 Einstein viajó a Estados Unidos a visitar a

Edwin Hubble, quien había anunciado que había evidencias deque el Universo estaba expandiéndose. Después de convencersede que las observaciones del Universo afirmaban su expansión,Einstein pronunció una frase que se hizo célebre: “La constantecosmológica 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 pare-cido. También en esto, Einstein tuvo razón.

A partir de los descubrimientos de Hubble y la base teóricaque la teoría de la relatividad general daba a las observaciones dela expansión del Universo, nuestro paradigma sobre el origendel cosmos cambió de nuevo. Ahora pensamos que el Universotiene un origen y se expande, y que esta expansión fue causadapor una gran explosión que lanzó toda la materia del Universoen 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 expandidomás rápido antes en comparación a como lo hace ahora, ya quela fuerza de gravedad lo debería estar frenando.

Sin embargo, de nuevo, la naturaleza es muy sutil y no es lógi-ca. Lo que sucedió en los últimos 20 años del siglo xx y los pri-meros del siglo xxi lo demuestran. Como veremos más adelante,la sorpresa es que el Universo no se está frenando; por el contra-rio, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido. Estedescubrimiento trae consigo, una vez más, un cambio revolu-cionario de nuestro paradigma del origen del cosmos.

47


49/153

IV. Inflación

Antes de entrar en materia, vamos a discutir cuáles son losproblemas que tiene el modelo cosmológico de Friedmann, omodelo estándar de la cosmología. El primer problema serio alque se enfrentó fue que, según el modelo, el Universo deberíahaber iniciado su vida en una gran explosión y continuar ex-pandiéndose hasta nuestros días; la expansión debería ser suave

y desacelerada. Sin embargo, una expansión así tiene el siguien-

te problema: imagínense dos regiones separadas por una distan-cia un instante después del origen del Universo; como el Uni- verso está en expansión, la luz tendrá que viajar de una regióna otra en contra de la expansión; es como si una hormiga tra-tara de llegar sobre un globo que está siendo inflado a un lugardonde se encuentra su comida. Entre más espacio recorre, másgrande es la distancia. Depende de la velocidad a la que corrala hormiga y de la velocidad en que se infle el globo, que la hor-

miga 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 veloci-dad de la luz, aunque si el Universo estaba en su máxima velo-cidad de expansión en ese momento, encontraremos regionesque 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 es-tarán en contacto causal en este momento. El problema es que,debido a la expansión del Universo siempre habrá muchasregiones que tardarán mucho tiempo en entrar en contactocausal entre ellas. Por ejemplo, imaginemos una galaxia lejana;en estos momentos estamos recibiendo su luz, que viajó miles demillones de años antes de llegar a nosotros; imaginemos tambiénlas regiones de las que en este momento estamos recibiendo suprimera luz, regiones de las que nuestra galaxia nunca anteshabía recibido luz. Más aún, estamos recibiendo la radiación defondo del Universo desde los confines más lejanos del Universo(también del Polo Norte, del Polo Sur, etc.). El problema es que,

48


50/153

Figura 11. Una hormiga camina hacia su comida en un globo que es inflado consttiene que recorrer la hormiga es menor que el tiempo 2. Si el globo se sigue inflanseguro que la hormiga consiga su objetivo.


51/153

en todo el Universo que observamos, tanto las galaxias como la ra-diación 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 espec-tro de fluctuaciones, etc., que la radiación de fondo que recibi-mos por el Polo Sur ¿Cómo es posible, si estas dos regiones tandistantes de nosotros, aún más distantes entre sí, que nuncaestuvieron en contacto causal una con la otra, sepan de todaslas características de la otra región? ¿Cómo sabe una regiónremota para nosotros, que otra región también remota para

nosotros pero del lado opuesto, que cada una tiene la misma tem-peratura, la misma densidad, etc., si nosotros estamos a mitaddel camino entre ellas? ¿Cómo se comunicaron entre sí? A esteproblema 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 desarrollodel 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 (véasela figura 12); sin importar cómo la dejemos caer, su movimien-to será semejante en cada caso, la pelota rodará hacia abajo,pegando de vez en cuando contra las paredes del tobogán. Almomento de dejar caer la pelota se le llama condición inicial.Este fenómeno es muy diferente al de dejar caer la pelota sobreun tubo con la misma inclinación que el tobogán; será muy

difícil que la pelota siga el tubo hasta el final. Deberemos colocarla pelota con mucho cuidado justo en el centro del tubo para lo-grar, 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, lascondiciones iniciales deben ser extremadamente exactas para lo-grar que la pelota ruede sobre el tubo. En el caso del Universo,se esperaría que las condiciones iniciales no fueran tan extre-mas; que la formación de universos que puedan originar vidacomo la nuestra no sea tan especial; unas condiciones inicialesdel Universo, algo como lo que ocurre con la pelota cayendo porel tobogán.

50


52/153

Figura 12. Para una pelota que cae por un tobogán, las condiciones iniciales, o searriba, no influye mucho en su caída. La pelota siempre rueda por el tobogán. Perotubo, las condiciones iniciales influirán mucho en su comportamiento de caída. Lograbajo es sumamente difícil y requiere de condiciones iniciales muy precisas.


53/153

Sin importar demasiado cómo son las condiciones iniciales delUniverso, siempre deberíamos obtener algo semejante. Pero enel modelo de Friedmann esto no es así. Por ejemplo, sabemos

más o menos cuál es la densidad total de Universo, es práctica-mente la densidad crítica del Universo, la cual aclararemos másadelante. Para identificar los contenidos de materia en el Univer-so, los cosmólogos acostumbran usar más que la densidad dealguna especie de materia, el cociente de esta densidad divididoentre la densidad crítica. Así, este cociente es prácticamente 1para el Universo en total. Sin embargo, si queremos lograr que

nuestro modelo tenga esta densidad actualmente, debemos ini-ciar 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, uncero, punto y 60 nueves. Algo extremo. Si no lo hacemos así, sipor ejemplo en vez de poner 60 ceros sólo ponemos 10 o 20, elUniverso resultante iniciará, se expandirá un poquito y se reco-lapsará. En este Universo no daría tiempo de que se formarangalaxias, que a su vez formaran estrellas y luego planetas que

originen vida y gente que se pregunte cómo se originó el Uni- verso. O al contrario, si en vez de 60 nueves, sólo ponemos 10 o20, el Universo se expandirá tan violentamente que no permitirála formación de galaxias, ni de nada. Es decir, para obtener unUniverso que forme galaxias, estrellas, planetas, vida y despuésconciencia debemos poner unas condiciones iniciales en una si-tuación 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 pre-gunten por qué es así el Universo. Sin embargo, se espera unarespuesta más elocuente y que permita la formación de universoscon estas características. Como una pelota que cae por el tobo-gán. Hay varios otros problemas del modelo de Friedmann, perono son de trascendencia para nuestro objetivo, así que es sufi-ciente con los aquí expuestos.

A principios de los ochenta, Alan Guth propuso una solucióna algunos de estos problemas. Ésta consistió en que el Universotuvo una era donde se expandió a gran velocidad, de una ma-nera extrema. A esta era se le llama era inflacionaria . Si hubo

52


54/153

una era así, entonces la región donde nos encontramos pudohaber estado en contacto causal muy al origen del Universo y después, debido a la era inflacionaria, la región creció enorme-

mente hasta ser más grande que la región que ahora observamos(véase las figuras 13 y 14). Veamos por qué. Imaginemos unaregión pequeña, en donde las partículas separadas una distanciaentre sí entran después de un corto tiempo en contacto causal.Según el modelo de Friedmann, esta región es tan pequeña queno alcanzará nunca el tamaño de la región causal que ahora ve-mos, o sea la región total que alcanzamos ver con nuestros

telescopios. Sin embargo, si algo provocara que esta pequeñaregión, después de entrar en contacto causal con sí misma, cre-ciera enormemente hasta alcanzar un tamaño que después, en suexpansión normal al estilo del modelo de Friedmann, alcanzael tamaño de Universo causal que ahora vemos, se resolvería elproblema del horizonte.

Alan Guth propone que una era inflacionaria agigantó todaslas regiones que ya estaban en contacto causal entre sí, hasta que

lograron un tamaño que en una expansión normal, tipo modelode Friedmann, les diera sus tamaños actuales. Esta solución teníaalgunas pequeñas fallas que se han ido perfeccionando con eltiempo. Pero la idea ha perdurado, no sólo porque resuelveel problema del horizonte, sino porque también resuelve el pro-blema de las condiciones iniciales, y algo más: la expansión acele-rada da como resultado la creación de fluctuaciones primordia-

les, que después serán de suma importancia para la formaciónde estructura en el Universo. Expliquemos esto.Las observaciones que muestran que el Universo es homogé-

neo e isotrópico, permiten tres posibilidades. Los matemáticoshan demostrado que los espacios geométricos que cumplen es-tas dos condiciones son la esfera, el plano y algo como una sillade montar. Si el Universo fuera como una esfera, se expandiría du-rante un tiempo y luego se recolapsaría. A este Universo se lellama Universo cerrado. Si el Universo fuera como una silla demontar, se expandiría por siempre, no tendría nunca la opor-tunidad de recolapsarse. El caso intermedio es el Universo plano,en el que el Universo se encuentra exactamente entre estas dos

53


55/153

Figura 13. Si sólo siguiéramos el modelo de Friedmann, la región que ha estado eregión que apreciamos ahora. Si así fuera, no podríamos explicar cómo las condicilas de la región Y.


56/153

Figura 14. Si existiera un periodo de expansión muy acelerada, es decir, de inflaciómás grande que la región del Universo que ahora observamos. Esto resolvería el pro


57/153

Figura 15. Si el Universo se inflara, su superficie aparecería plana debido a que la


58/153

posibilidades. En los últimos años se ha podido comprobar, me-diante observaciones muy precisas de la densidad del Universo,que éste es prácticamente plano. Un periodo inflacionario pro-

vocaría que el Universo se volviera prácticamente plano. Escomo si se inflara un globo, si está poco inflado, notarán quees como una pelota, que está curvado. Pero si el globo está de-masiado inflado, como la Tierra, pensaríamos como los hom-bres antiguos: que la Tierra es plana. Al inflarse el Universo, los

vestigios de su curvatura se “borran” y el Universo, al final decuentas, aparece plano, lo cual explica por qué su cociente

de densidad es 1, sin necesidad de imponer condiciones inicialesextremas, tal como lo vemos hoy. Es así como se resuelve elproblema de las condiciones iniciales para la densidad delUniverso, usando el modelo inflacionario.

Además de lo anterior, el modelo inflacionario nos ofrece algomás, proveniente de la mecánica cuántica. La mecánica cuánti-ca se basa en el principio de incertidumbre. Este principio diceque no es posible medir al mismo tiempo con toda la exactitud

que se quiera dos cantidades conjugadas, como la posición y elmomento, o la energía y el tiempo. Siempre habrá una incerti-dumbre en la medición. De tal forma que si en algún momentointentamos medir la posición de una partícula, podríamos hacer-lo a costa de perder exactitud en la medición de su momento, esdecir, de su velocidad. Más explícitamente, si medimos su posi-ción, no podremos medir su velocidad con toda exactitud. Lo

mismo pasa con la energía de las partículas: si medimos con mu-cha exactitud la energía de una partícula, perderemos informa-ción sobre el tiempo en el que la medición tuvo lugar. Este fenó-meno debe ocurrir en todos los niveles de la naturaleza. Pero enlos fenómenos cotidianos, los que solemos llamar clásicos, estaincertidumbre es imperceptible, sólo se puede percibir en fenó-menos del mundo microscópico, como en átomos y partículaselementales, lo cual conduce a una física exótica a la que no es-tamos acostumbrados. Por ejemplo, si existe una incertidumbreen la energía de la partícula, por la fórmula de Einstein, Emc 2 ,la masa m tendrá también una incertidumbre. Como el conju-gado de la energía es el tiempo, esto implica que no podremos

57


59/153

medir la energía (la masa) de la partícula en un tiempo arbitra-rio. Por otro lado, en un tiempo muy pequeño es posible que secreen y, antes de un tiempo límite, se cancelen partículas, lo que

implica que la aparición de partículas provenientes de la nadaen este tiempo

¿de qué está hecho el universo materia oscura y energía oscura

Documents