Big Bang

Expansión y aceleración del universo

david bahena, PhD



La cosmología permite explicar el origen y estructura del universo a gran escala Actualmente, se acepta como mejor al modelo del Big Bang con base en las evidencias de la expansión del universo, la radiación de fondo de microondas y la nucleosíntesis de los elementos ligeros. En la historia cósmica se consideran varias, principalmente, la radiación, la materia y la energía oscura. La edad actual del universo se estima en 13,700 millones de años y, la mayor parte, constituido de materia y de energía oscuras, no se ve. Hoy el universo está en expansión y en aceleración.



Prólogo


El Big Bang es una teoría para explicar al universo en su conjunto existiendo tres líneas de argumentación aceptadas para probarla.

1- las observaciones, particularmente del Telescopio Espacial Hubble (HST), de que las galaxias distantes se han movido más rápido consistentes con la expansión del universo.

2- la observación y medición de la radiación de fondo de microondas (CBR) que explicaría el origen y evolución del universo.

3- la creación y emergencia de las partículas elementales durante los primeros minutos, que pueden ser predichas y explicadas por la física cuántica y de altas energías, y cuya producción teórica puede ser explicada por las observaciones de los elementos ligeros, tales como, Hidrógeno (H), Helio (He) y Litio (Li).

La base teórica de este modelo es la teoría general de la relatividad general (TGR) de Albert Einstein y los modelos de universo de Alexander Friedmann.

Para estudiar al universo éste se puede imaginarse como un “substratum” (susbtrato) o entidad suave. Un observador en reposo respecto a este substrato se llama “observador fundamental”. Si el substrato está en movimiento se dice que los observadores fundamentales están “co-moviéndose” con el sustrato. El esquema que tienen los observadores fundamentales como función del tiempo se llama modelo cosmológico.

Existe el llamado “principio cosmológico”, de acuerdo al cual, el universo visto por los observadores fundamentales es homogéneo e isotrópico. La homogeneidad significa que todo observador fundamental ve el mismo universo como función del tiempo. La isotropía significa que todos los observadores fundamentales miran el mismo universo en cualquier dirección. El universo actual es altamente inhomogéneo a pequeñas escalas pero, a gran escala, puede considerarse homogéneo con una aproximación razonable.

Una consecuencia de la homogeneidad es la existencia de un “tiempo cósmico” universal. En consecuencia, todos los observadores ven la misma secuencia de eventos en el universo y, por medio de éstos, pueden sincronizar sus relojes.



1- Introducción 1.1Corrimiento al rojo y Ley de Hubble

Las mediciones del corrimiento al rojo son los mejores indicadores de las distancias cósmicas para determinar qué tan lejos están las estrellas y las galaxias vistas a través de telescopios. Estas distancias son cruciales para estimar la tasa de expansión del universo. Hay una relación entre las velocidades con que las galaxias se alejan conforme se incrementan las distancias respecto a la Tierra y las mediciones de las longitudes de onda de las líneas espectrales de esas fuentes.

El corrimiento al rojo implica que la luz de una determinada longitud de onda, tal como la ultravioleta o azul, disminuye en frecuencia (aumentando su longitudes de onda) hacia el rojo conforme la velocidad de expansión de incrementa.

El fenómeno del corrimiento al rojo fue propuesto por V.M Slipher en 1912 y, en 1924, Edwin Hubble estableció la relación corrimiento al rojo – velocidad – distancia. La Ley de Hubble es una relación lineal entre la velocidad de recesión de las galaxias y las distancias astronómicas cuya pendiente (constante de proporcionalidad) se conoce como constante de Hubble (H0). Esta ley es fundamental para el modelo del Big Bang.

La constante H0, donde el subíndice se refiere al valor del presente, está dada en unidades de km/s/Mpc ó km/s/millones de años-luz, siendo un megaparsec (MPc) igual a 3.26 millones de años-luz. Un valor estimado para H0 es 71.4 km/s/Mpc o 21.5 km/s/millón de años-luz.
La Ley de Hubble implica que los objetos (tales como las galaxias) parecen viajar a velocidades que se incrementan conforme su distancia a partir del observador fundamental se vuelve más grande. Así, la velocidad a la distancia de 1 millón de años-luz es de 21.5 km/s, a 2 millones de años-luz sería de 43 km/s y, a 13 mil millones de años-luz, el tiempo cuando se habrían formado las galaxias, sería de 279,500 km/s, si bien, este cálculo no es directo ya que la constante de Hubble ha cambiado en el tiempo y la tasa de expansión del universo no ha sido constante.
La observación de un objeto galáctico recientemente observado es HERO (Hyper Extremely Red Object) podría ser resultado del corrimiento al rojo cosmológico. El objeto estaría a 10 mil millones de años-luz de la Tierra y su velocidad sería cercana a la velocidad de la luz.

El corrimiento al rojo se estudia a partir de los estados espectrales de la luz de las estrellas. Se han determinado los espectros para diversas galaxias conforme su distancia se incrementa respecto de la Tierra. El valor del corrimiento al rojo cosmológico (z) asociado a una fuente está dado por la multiplicación de la constante de Hubble (H0) por la distancia (r) a la estrella cuyo corrimiento al rojo es medido, dividido por la velocidad de la luz (c) para corrimientos al rojo moderados, en el caso de velocidades cercanas a la de la luz, la relación es modificada.
Otro mecanismo de este tipo es el corrimiento al rojo gravitacional, debido a los efectos de la gravedad sobre la radiación, consecuencia de la teoría de la relatividad general, observados en cuerpos supermasivos incluyendo agujeros negros.

La mayoría de los corrimientos al rojo se han medido para galaxias “normales” a distancias de la Tierra aproximadamente de 7 mil millones de años-luz. Los corrimientos al rojo más altos (z=5 – 6.5) se han encontrado para fuentes de radio a partir de cuasares distantes.

1.2 Distancias estelares y galácticas

La medición del corrimiento al rojo se utiliza para estimar el factor de escala (R) del universo y calcular la constante de Hubble (H). Para ello, deben determinarse las distancias a los objetos estelares con cada corrimiento al rojo específico. Existen varios métodos. Para el sistema solar, el método de radar es el más preciso; para las estrellas vecinas, el método de la paralaje; para las estrellas de la Vía Láctea, el método de la candela estándard de estrellas cuya luminosidad es conocida, o el método de las estrellas variables Cefeidas; y, otros métodos más elaborados para las galaxias más distantes.

Las distancias cósmicas se usan para relacionar los valores del corrimiento al rojo con las velocidades recesionales. Cuando los corrimientos al rojo empiezan a exceder el valor de z=1, las velocidades de los objetos empiezan a aproximarse a velocidades relativistas, es decir, a fracciones grandes de la velocidad de la luz.

El corrimiento al rojo se debe a la relativa expansión del espacio más que a la aceleración de las galaxias distantes. La determinación precisa de la constante de Hubble es esencial para estimar la edad precisa del universo.

1.3 La edad del universo

La constante de Hubble proporciona una manera directa de estimar el tiempo t0, desde el Big Bang al presente, tomando el valor inverso de la constante Ho en unidades apropiadas. El satélite WMAP y otros proyectos considera un valor para H0 de 71.4 km/s/Mpc, entonces, la edad estimada del universo es de 13,700 millones de años.

Una consecuencia de este valor es que las galaxias más distantes que han sido observadas estarían cerca del borde observable del universo. La constante de Hubble se ha determinado a partir de mediciones cada vez más precisas de galaxias observadas, de manera que, el horizonte del universo observable podría variar. Esto, sin embargo, implica un universo finito si éste continúa expandiéndose.

Además, la edad de Hubble puede ser modificada dependiendo si el universo es abierto, cerrado o plano, influenciado por el tipo de espacio involucrado. En ausencia de gravedad de tH es 1/H0. La elección del valor para H0 tendrá influencia en dos parámetros cosmológicos: el tamaño del universo observable y la edad del universo.

Los factores que determinan la edad del universo son la densidad de masa-energía y el Factor de Escala, R. Estos especifican la tasa de expansión que revela cuánto tiempo toma para que las galaxias alcancen la distancia más lejana del universo observable. El espacio observable se define como el límite u horizonte de los objetos más lejanos que han emitido radiación desde el inicio del universo hasta la Tierra. Sin embargo, los primeros objetos no han sido detectados aún, de manera que, el universo observable actual es menor al universo observable total.

La ley de Hubble especifica que los objetos más distantes se alejan más rápidamente e inversamente, los más cercanos a la Vía Láctea se mueven más lentamente. En un universo en expansión, las galaxias más distantes deben viajar a velocidades mayores pero a las mismas tasas en todas direcciones para preservar la uniformidad de las relaciones espaciales durante estos movimientos expansivos. Como regla general, mientras mayor es el tiempo “hacia atrás” más pequeño fue el tamaño del universo a tal tiempo y más caliente y densa es la expansión temprana de materia y energía. “Mirar hacia atrás” implica la idea que el espacio que uno mira es más lejano, es decir, miramos eventos asociados con los objetos cuando la luz fue emitida por ellos, de manera que, un tiempo grande hacia atrás significa una edad temprana.

Debido a que las mediciones de galaxias distantes muestran corrimientos al rojo más que al azul, esta evidencia del alejamiento (neto) es la principal prueba del modelo de Big Bang en expansión. Por ejemplo, z=1 representa una distancia de mil millones de años-luz, galaxias con z=1.2 corresponden a una edad de 8 mil millones de años. Los cuasares distantes lejanos a 10-11 mil millones de años-luz tienen z=3-4. Para varias galaxias se han medido valores de z=5-6 y habría una con un valor de z10 (con casi el 90 por ciento de la velocidad de la luz); estos objetos se formaron en los primeros mil millones de años del universo.

El Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ha detectado una galaxia con z=5.82 que es inusualmente brillante y la causa que se ha inferido es un cuasar.

La estructura de las galaxias puede ser reconocida a distancias de 4 mil millones de años-luz. Hay evidencias de que a un valor de z=2.75 no se forman bien las galaxias espirales, aquellas que están más lejanas parecen ser elípticas o espirales. Como estás galaxias son viejas, esto implica que las galaxias espirales no se pueden desarrollar sino posteriormente. Algunas de las galaxias espirales tempranas tienen brazos, La Vía Láctea tiene tres brazos principales.

Los corrimientos al rojo pueden ser medidos a partir de fenómenos astronómicos observables, tales como las galaxias o cuasares. Pero hay estimaciones teóricas de los corrimientos al rojo en la historia muy temprana del Big Bang, antes de la era del Desacoplamiento, para los cuales no son posibles las observaciones directas. Al tiempo de Planck de 10-43 segundos, el corrimiento al rojo calculado es de z=1032. Un minuto después, al principio de la Era de Radiación, z109. En los primeros 1-2 mil millones de años después del Big Bang, z era de 30 a 6. El último es el valor más lejano determinado por mediciones directas, esas galaxias están casi 13,000 millones de años lejos.

Este sistemático crecimiento de z hacia atrás acompaña a la expansión del universo. El agrandamiento del espacio lleva aun alargamiento de la longitud de onda de la luz y, por lo tanto, en un progresivo aumento de z. Los fotones que han viajado largas distancias aparecen con una energía decreciente, por tanto, con longitudes de onda largas, es decir, se corren del azul al rojo. Como el corrimiento al rojo depende de la velocidad del objeto que se aleja, se sigue que, las velocidades máximas de las galaxias se encuentran en los bordes más externos del universo observable.

Si al inicio del Big Bang la materia estuvo concentrada en un punto y fue dispersada después, la materia en forma de galaxias que son las lejanas desde el punto de vista observacional deben haber estado viajando a velocidades más rápidas, es decir, si la materia empezó de un mismo punto, la materia ahora más lejana viaja a velocidades más altas.

1.4 Expansión del universo

El modelo Big Bang está relacionado con la creación de espacio. El efecto Bang empieza de un evento llamado “singularidad” y requiere que toda la materia creada (fotones, átomos, partículas) se muevan lejos en un universo continuamente en expansión. Como resultado de esta expansión, las galaxias se están alejando unas de otras con un rango diverso de velocidades que dependen de sus proximidades relativas y sus edades aparentes como función de la distancia.

La edad aparente de una galaxia es el tiempo que tarda la luz en atravesar la distancia total hasta la Tierra viajando a una velocidad aproximada de 300 mil kilómetros por segundo. De esta manera, podemos observar galaxias distantes y hoy las vemos como eran antes, cuando la luz fue emitida, ahora habrían cambiado y las galaxias se estarían alejando, por lo que, la distancia sería mayor.

Sin embargo, en los primeros momentos del Big Bang, las galaxias habrían estado muy cercanas entre sí incluyendo aquellas que se encuentran a la distancia máxima observable desde la Tierra. Así, la edad asignada a una galaxia depende de su distancia y de la edad elegida para el principio del Big Bang.

Al comienzo de la expansión el universo estaba dominado por radiación pero solo 300 mil años después se desacoplaron la materia y la radiación. Antes del desacoplamiento el universo era opaco. De manera que, en la Tierra, solamente podemos ver (y medir) la luz) posterior. Además, las galaxias no se formaron de inmediato sino 1 - 2 mil millones de años después del Big Bang. Esto ha sido confirmado por las observaciones, el Telescopio Espacial Hubble ha detectado galaxias localizadas a 10 – 13 mil millones de años-luz. También es posible observar la explosión de supernovas, algunas muy distantes, encontrar la distancia de su explosión y, por tanto, el tiempo en que ocurrió.

Pero, ¿qué tan lejos podemos mirar? Mientras más miramos “hacia atrás” en el tiempo, más antiguas son las galaxias. Sin embargo, al observar al universo, no se puede afirmar que la Vía Láctea sea el centro del universo porque no lo es ni sabemos tampoco si existe algún centro, sea en un modelo finito (con fronteras) o infinito (sin fronteras) de universo. De hecho, los modelos de universo en expansión no permiten la existencia de ningún centro descubrible.
Entonces, no podemos decir dónde está el horizonte, es decir, la distancia máxima que podríamos mirar.

En la Tierra, estamos sujetos al llamado “Principio Cosmológico Copernicano”, el cual, señala que, “no hay localización espacial preferida en el universo”. Entonces, un observador en cualquier galaxia mira la misma imagen del universo con las galaxias moviéndose aparentemente lejos conforme el universo se expande. De allí que el “Principio Cosmológico General” considera que el universo a gran escala parece homogéneo e isotrópico.

De los grandes conceptos de la Teoría General de la Relatividad se concluye que “el espacio mismo es la entidad que está en expansión” más que la materia contenida en el espacio. Conforme uno mira hacia el frente de expansión aparece nuevo espacio y la materia se organiza a partir de los eventos producidos por el Big Bang. La expansión del espacio es cuadridimensional (tres dimensiones espaciales y una temporal) referida como espacio-tiempo. A partir del Big Bang y conforme pasa el tiempo, después de haber sido activada la singularidad, las regiones agrandadas del universo se volvieron visibles y pueden ser observadas.

Si el espacio es la entidad de la expansión quiere decir que no hay expansión de las galaxias. Las galaxias y las estrellas no participan de la expansión pero, en todo caso, sí de la contracción como ocurre con el colapso en agujeros negros. Eso se debe al efecto de gravedad “local” que contrabalancea el agrandamiento del espacio y mantiene el equilibrio con el momento angular magnético.

Para el universo cualquier punto sobre la esfera celeste (esfera de Hubble) es equivalente a cualquier otro pero la idea de un centro no tiene significado. Ningún centro puede fijarse en ninguna parte porque todos los puntos de la geometría de la expansión tienen igual significado. No obstante, la cuarta dimensión tiene un centro, el punto singular cuando comenzó la expansión.
La expansión del universo se puede visualizar por analogías. Un caso es considerar la superficie de un globo que progresivamente se agranda conforme es inflado.

Esta es una buena descripción de trabajo sobre el agrandamiento del espacio (esférico) ignorando el interior del globo. Una superficie esférica tiene la propiedad de ser dimensionalmente finita sin bordes y se curva continuamente sobre sí misma. La desventaja es que solamente considera a la superficie. Otras geometrías de universo, como la plana e hiperbólica, también son posibles y llevan a resultados diferentes. Otro esquema, considera círculos, el sistema de coordenadas utilizado se expande pero solamente cambia de escala.

Una función que describe los cambios en la separación espacial (longitud de distancias en un universo tridimensional), en un sistema en expansión como función del tiempo, se llama Factor de Escala Cósmica (R) relacionado con la tasa de expansión, es decir, se trata de una propiedad geométrica que permite una medida directa de la expansión a un tiempo especificado.

Al presente, este factor se toma como 1 y los factores precedentes son fracciones. Por ejemplo, un factor de escala de 0.001, 400,000 años después del Big Bang, indicaría que el universo sería de un tamaño 1/1000 respecto al presente o, un horizonte de Hubble de 13,700 millones de años-luz. Usado de esta manera, el factor de escala es una medición directa de la expansión del universo a un tiempo especificado.

En las dos décadas recientes el universo observable está representado por las imágenes bidimensionales del HST del “Campo Profundo de Hubble” que muestra la región del espacio con las galaxias más lejanas. Se estima que la mayoría podría estar a 9 – 12 mil millones de años-luz. Los objetos más lejanos aparecen muy tenues, con corrimientos al rojo de 3 -4 y moviéndose más rápido como predice el Big Bang.

El objeto más distante detectado por el HST está a 7 mil millones de años-luz o, probablemente, más. También se han encontrado galaxias cuya distancia por corrimiento al rojo llegaría a 12 mil millones de años. El cúmulo galáctico Abell 2218 está a una distancia de 2 mil millones de años-luz. El cúmulo masivo produce un efecto de lente gravitacional que hace visibles a un par de pequeñas galaxias para las que se ha calculado un corrimiento al rojo de z = 7.1, es decir, estarían a 13,400 millones de años-luz, lo que implicaría que presumiblemente fueron formadas en los primeros 1,000 millones de años después del Big Bang.

Utilizando el telescopio Subaru, astrónomos japoneses han detectado una galaxia brillante e irregular muy distante, LAEJ1040-0130, atribuida a explosiones de supernovas y/o cuasares, con una edad cercana a los 14 mil millones de años. Esa galaxia seguramente ya ha desaparecido.
Conforme las galaxias empezaron a formarse y a evolucionar, produciendo entidades cuyos movimientos pueden ser monitoreados, continuaron produciendo movimientos de expansión. Generalmente, todo el movimiento es en la dirección de la expansión y, al mismo tiempo, cada entidad se mueve lejos de sus vecinos, aunque ocasionalmente, pueden cruzar sus trayectorias y colisionar. Este movimiento multi-direccional resulta de las interacciones gravitacionales que perturban sus movimientos relativos.

La Relatividad General demanda algún grado de curvatura para el espacio en expansión. La distribución de materia determina la geometría del espacio. Si el espacio se curva completamente sobre sí mismo, el universo es cerrado; si se curva en otras formas, es abierto.
Desde la Tierra, solamente podemos ver la parte del universo (visible) en el cual la luz ha tenido tiempo de llegar. Pero, la Relatividad reconoce una continua expansión, eso significa que el universo podría ser infinitamente grande y crecería continuamente por siempre.

Como el tiempo, a partir del presente, se mueve hacia adelante, veremos más allá del presente horizonte, esto es, en los siguientes mil millones de años el universo será mucho más grande por la tasa de expansión que haya tenido lugar en ese intervalo y las galaxias más distantes estarán 1,000 millones de años-luz más lejos en relación a sus posiciones actuales.

El universo surgió de una singularidad y se expandió

Principales eras en la evolución del universo



2- Teoría de la relatividad



2.1 Relatividad especial

En 1676, Ole Christensen midió la velocidad de la luz al observar los eclipses de las lunas de Júpiter y estimó su valor en 225,000 kilómetros por segundo. Hacia 1865, James Clerk Maxwell propuso una teoría apropiada para la luz al unificar la teoría electromagnética. Las ecuaciones de Maxwell predijeron la existencia de perturbaciones de tipo ondulatorio en el campo electromagnético que viajan con una velocidad finita fija coincidente con la velocidad de la luz.
La teoría de Maxwell contradecía a la de Newton, la que requería de un patrón absoluto en reposo. Para conciliarlas se propuso la existencia del “éter”, un medio en el cual se propagarían las ondas luminosas.

En 1887, Albert Michelson y Edward Morley propusieron un experimento para comparar la velocidad de la luz medida en la dirección del movimiento de la Tierra a través del éter, es decir, cuando nos movemos hacia la fuente, con la velocidad de la luz perpendicular a dicho movimiento, o sea, cuando nos alejamos de la fuente. El resultado fue la comprobación de la que la velocidad de la luz era la misma en ambas direcciones, de manera que, la presencia del éter no podía ser medida.

En 1905, Albert Einstein escribió un artículo indicando que la misma idea del éter resultaba innecesaria si se abandonaba, también, la idea de un tiempo absoluto. En su teoría de la relatividad especial, Einstein postuló que las leyes de la física deben ser las mismas para todos los observadores que se muevan libremente cualesquiera sea su velocidad. También postuló que, cualquier observador en movimiento libre debe medir el mismo valor para la velocidad de la luz, cualesquiera sea la velocidad con se acerque o aleje de la fuente.

Una de las consecuencias de esta teoría implica cambiar el concepto del tiempo, el cual deja de ser absoluto para ser relativo, es decir, cada observador en movimiento tiene su propia medida del tiempo. Pero, además, el tiempo no está separado del espacio ni es independiente de éste sino que está unificado en el concepto espacio-tiempo.

En general, la posición de un objeto en el espacio se puede describir por tres números o coordenadas, que representan el largo, el ancho y el espesor. En el espacio-tiempo de la relatividad, cualquier evento que ocurra en un punto del espacio y en un instante dado, se representa por cuatro números o coordenadas, sin que exista diferencia entre coordenadas espaciales o temporales. El tiempo es la cuarta dimensión.

Otra consecuencia es la equivalencia entre materia y energía. Esto significa que el aumento en la energía de un cuerpo, debido a su movimiento, incrementa su masa haciendo más difícil incrementar su velocidad. A medida que un objeto se aproxima a la velocidad de la luz, su masa aumenta más rápidamente, y se necesita mayor energía para seguir acelerándolo.

Según la teoría de la relatividad un objeto nunca puede alcanzar la velocidad de la luz porque si así fuera su masa se haría infinita y se necesitaría una cantidad infinita de energía para alcanzar tal velocidad. Por ello, Einstein postuló que la velocidad de la luz es un límite y una constante de la naturaleza.

Esta teoría explica que la velocidad de la luz es la misma para todos los observadores y ocurre a velocidades próximas a 300,000 kilómetros por segundo, es decir, la propia velocidad de la luz. La relatividad se contrapone con la teoría de Newton sobre la gravedad. Para Newton, en cada instante, los cuerpos se mueven entre sí con una fuerza que depende de la distancia que los separa y las interacciones se propagan de manera infinita. En el caso de la relatividad, esas interacciones ocurren a velocidades finitas.

Un ejemplo ilustrativo es suponer que el Sol desapareciera súbitamente. De acuerdo a Newton, la Tierra dejaría inmediatamente de sentir la atracción del Sol y saldría de su órbita, el efecto gravitatorio de la desaparición del Sol llegaría a la Tierra con velocidad infinita. De acuerdo a la relatividad especial, la Tierra no quedaría a oscuras hasta ocho minutos después, esto, es el tiempo en que tardaría la luz del Sol en llegar a la Tierra.


2.2 Relatividad general

En 1915, Einstein formuló la Teoría General de la Relatividad basada en la idea de que la gravedad no es una fuerza como las demás, sino una consecuencia de que el espacio-tiempo no es plano sino curvo o deformado por la distribución de masa y energía que contiene.
El camino más corto (o más largo) entre dos puntos dados se llama geodésica. En plano es espacio bidimensional cuyas geodésicas son líneas rectas. La superficie de una esfera es un espacio curvo bidimensional cuyas geodésicas son los círculos máximos.

En la relatividad general, los cuerpos siguen siempre geodésicas en el espacio-tiempo cuadridimensional. En ausencia de materia, tales geodésicas corresponden a líneas rectas en el espacio tridimensional. Pero, en presencia de materia, el espacio-tiempo de cuatro dimensiones queda distorsionado, haciendo que los cuerpos en el espacio de tres dimensiones se curven.
La masa del Sol deforma el espacio-tiempo cuadridimensional, de manera que, la Tierra siga una trayectoria curva pareciendo que se mueve en una órbita aproximadamente circular en el espacio tridimensional.

Los rayos de luz también siguen geodésicas de espacio-tiempo. El hecho de que el espacio sea curvado significa que la luz ya no parece viajar en línea recta; la relatividad predice que los campos gravitatorios deben curvar la trayectoria de la luz. Este efecto se puede observar durante un eclipse de Sol y así ocurrió en 1919 y en observaciones posteriores.

La relatividad general también postula que el tiempo se hace más lento en la proximidad de cuerpos con una gran masa. Esto se basa en el llamado “Principio de Equivalencia”, el cual, establece que las leyes de la física son las mismas para todos los observadores que NO se mueven libremente. Este principio se puede enunciar de la siguiente manera: “en regiones suficientemente pequeñas del espacio, es imposible afirmar si estamos en reposo en un campo gravitacional o uniformemente acelerados en el espacio vacío”. El principio implica la equivalencia entre la masa inercial y la masa gravitacional.

Así como la relatividad especial afirma que el tiempo transcurre a un ritmo diferente para observadores en movimiento relativo, la relatividad general indica que el tiempo transcurre de manera diferente para observadores en campos gravitacionales diferentes. Es decir, el tiempo transcurre más lentamente donde la gravedad es más intensa. Esto puso fin a la idea de un tiempo absoluto.

La predicción fue comprobada en 1962 utilizando relojes muy precisos situados uno en la cumbre y otro en la base de una torre. De acuerdo a la relatividad general no existe un tiempo absoluto único sino que cada persona tiene su propia medida individual del tiempo, que depende de dónde se halla y cómo se mueve.

Con la teoría de la relatividad, el espacio y el tiempo se volvieron magnitudes dinámicas: cuando un cuerpo se mueve o una fuerza actúa, afectan a la curvatura del espacio y el tiempo; a su vez, la estructura del espacio-tiempo afecta la manera en que los cuerpos se mueven y actúan las fuerzas. El espacio y el tiempo afectan y son afectados por todo lo que ocurre en el universo. No es posible hablar de acontecimientos en el universo sin las nociones de espacio y tiempo; de acuerdo a la relatividad general, carece de sentido hablar de espacio y tiempo fuera de los límites del universo.

Con la teoría general de la relatividad la idea de un universo inmutable que podría existir desde siempre y para siempre, fue sustituida por el concepto de un universo dinámico en expansión que parece haber empezado en un tiempo finito y que podría terminar en otro tiempo también finito, dependiendo del modelo de universo considerado.

2.3 Cosmología relativista

El descubrimiento de la expansión del universo es una de las grandes revoluciones del siglo XX. Anteriormente, se pensaba en la idea de un universo estático. El propio Einstein, en 1915, estaba convencido de eso y modificó su teoría para hacer posible a tal universo estático.

Para ello, introdujo en sus ecuaciones un factor llamado “constante cosmológica”, el cual, tiene el efecto de una fuerza “antigravitacional” que no procedería de ninguna fuente sino que estaría imbuida en el espacio-tiempo que tendría una tendencia innata a expandirse. Ajustando el valor de la constante se podía variar la intensidad de esa tendencia y ajustarla de manera que anulara la atracción de toda la materia en el universo de modo que éste fuera estático. Posteriormente descartó a tal constante, aunque ahora se piensa que acertó al introducirla.

Pero la teoría de Einstein, lejos de predecir un universo estático, predijo un universo en expansión. Alexander Friedmann lo explicó con base en dos hipótesis simples: una, que el universo tiene un aspecto idéntico cualquiera que sea la dirección en que lo observamos y, dos, que lo mismo es cierto si observamos al universo desde cualquier otro punto.

En 1922, Friedmann resolvió las ecuaciones de Einstein y predijo a un universo en expansión, años antes de que lo descubriera Hubble.

El universo parece ser aproximadamente igual en todas direcciones siempre y cuando sea considerado a gran escala. En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson descubrieron a la radiación de fondo proveniente de todas direcciones del espacio, lo cual ha traído importantes consecuencias para el entendimiento del universo.

En el modelo de universo de Friedmann, cada galaxia se está separando de las demás. La velocidad con que dos galaxias se separan es proporcional a la distancia entre ellas, es decir, el corrimiento hacia el rojo de una galaxia debería ser proporcional a su distancia respecto de la Tierra, como lo sugirió después Hubble.

Friedmann dedujo un solo modelo de universo pero en realidad hay tres tipos de soluciones de las ecuaciones de Einstein, es decir, tres tipos de modelos con tres diferentes comportamientos del universo. Estos modelos pueden obtenerse utilizando la métrica de (Howard) Robertson – (Arthur) Walker (1935).

En el primer tipo de solución, el descubierto por Friedmann, el universo se expande con suficiente lentitud para que la atracción gravitacional entre las galaxias vaya frenando la expansión hasta detenerla, tras lo cual, las galaxias se aproximan unas a otras y el universo se contrae. En la segunda solución, el universo se expande tan rápidamente que la atracción gravitacional no lo frena nunca aunque si reduce su ritmo de expansión. En el tercer tipo, el universo se expande con un ritmo tal que le impide volver a colapsar. La velocidad con que se separan las galaxias disminuye progresivamente pero nunca llega a cero.

En el primer modelo se caracteriza porque el espacio del universo no es infinito pero tampoco tiene ningún límite. La gravedad es tan intensa que el espacio se curva sobre sí mismo como una esfera. En el segundo modelo, el espacio también está curvado pero de manera diferente, es una solución hiperbólica que tiene forma de silla de montar. El tercer modelo corresponde a un universo con geometría plana a gran escala, aún cuando el espacio sigue siendo curvo en la proximidad de objetos masivos.

En 1948, George Gamow propuso un esquema de una etapa primordial muy caliente del universo. En un artículo publicado por Gamow, Ralph Alpher y Hans Bethe, se hizo la predicción de que la radiación (en forma de fotones) de las etapas primitivas muy calientes del universo aún debería estar a nuestro alrededor pero con una temperatura reducida a unos cuantos grados sobre el cero absoluto. Esta radiación es la descubierta por Penzias y Wilson.

Gamow y colaboradores también hicieron predicciones sobre las proporciones en que existirían varios elementos ligeros en el universo primitivo, cuyos cálculos han sido repetidos con más precisión y confirmados por las observaciones, especialmente la abundancia cosmológica del helio.

El cono de luz de un observador fundamental

3- Mecánica cuántica



A diferencia de Aristóteles, quien creía que la materia era continua, Demócrito sostenía que la materia era discreta y estaba formada por átomos de diversos tipos.

Pero los átomos no han existido siempre ni son indivisibles. Los átomos están constituidos por electrones, protones y neutrones. A su vez, los protones y neutrones están formados por quarks. Además, para cada tipo de partículas existen sus correspondientes antipartículas.

La energía luminosa, por su parte, está formada por partículas sin masa, los fotones. Además, existen los neutrinos que interaccionan muy débilmente con la materia.

Hoy se conoce que el átomo tiene una estructura, y el núcleo atómico, también. A su vez, los constituyentes del núcleo (protones y neutrones) está formado por tres tipos de quarks. De manera que, los ladrillos básicos del universo serían los quarks (seis “sabores”) y los leptones (electrón, muón y tauón, y sus correspondientes neutrinos).

De acuerdo al modelo estándard de las partículas elementales, habría cuatro fuerzas de la naturaleza, a saber, la electromagnética, la nuclear débil, la nuclear fuerte y la gravedad. (ver “Atomo cuántico”, en kosmos 9 (6), 1-16, 3 de junio de 2009).

Actualmente, la teoría de la relatividad general y la teoría cuántica permiten explicar el origen, estructura y evolución del universo. De esta manera, las partículas elementales y la cosmología se interrelacionan ligando al microcosmos con el macrocosmos y viceversa.



Estructura del átomo formado de un núcleo y electrones.

El núcleo está formado de protones y neutros y éstos de quarks

4- Origen del universo 4.1 Singularidad

En el modelo cosmológico de Friedmann, la cuarta dimensión (el tiempo) al igual que el espacio tienen una extensión finita, de manera que, el tiempo tendrá un final como tuvo un principio.
Las soluciones a las ecuaciones de Einstein tienen la característica de que, en algún instante del pasado, la distancia entre las galaxias debió ser nula. Todo el universo estaba concentrado en un solo punto, “como una esfera de radio cero”, llamada “singularidad”. En aquel instante, la densidad del universo y la curvatura del espacio-tiempo debieron ser infinitas.

A ese instante se el denomina Big Bang o “gran explosión primordial”, si bien, la denominación de “explosión” no es precisa. Para entender esta época hace falta una teoría cuántica de la gravedad o, tal vez, de la teoría de las supercuerdas que unifiquen a todas las fuerzas de la naturaleza.

4.2 Era de Planck

Si el universo tuvo un tamaño nulo su temperatura pudo haber sido infinita. En el momento de la “gran explosión” el universo debió estar infinitamente caliente y, medida que se expandía, la temperatura de la radiación iba decreciendo.

A esta época el universo era un plasma de partículas relativistas: quarks, leptones, bosones de norma, bosones de Higgs. En esos momentos, habrían ocurrido transiciones de fase con rompimiento espontáneo de simetría (SSB), siendo de dos tipos, las transiciones de fase de gran unificación y las electrodébiles. Durante éstas, los bosones y las partículas adquirieron masa a través del mecanismo de Higgs cuando la simetría del universo se rompe.

A temperaturas tan elevadas, las partículas se moverían tan rápidamente que podrían escapar de cualquier atracción mutua debida a las fuerzas nucleares o electromagnéticas. Pero, a medida que se fuera enfriando, las partículas empezarían a atraerse y agruparse.

La era de Planck habría ocurrido a los 10-45 segundos después de la “gran explosión” y el universo tenía las dimensiones de la escala de Planck, esto es, 10-50 cm. A este momento, todas las fuerzas de la naturaleza estaban unificadas. Es la Era Cuántica dominada por los quarks y los leptones. Después, la fuerza de la gravedad sería la primera en separarse de las demás.

En el universo temprano, la radiación tuvo un rol crucial. La Era de la Radiación se considera formada por las Eras Leptónica y Hadrónica y va desde el tiempo de Planck hasta 300,000 años después del Big Bang, cuando la radiación se desacopla de la materia y empieza el dominio de ésta, el universos vuelve transparente y luego comenzaron a formarse las primeras estructuras de materia a gran escala, incluyendo a las estrellas y las galaxias.

4.3. Era inflacionaria
Sin embargo, el esquema del Big Bang caliente presenta algunos problemas. En los primeros momentos no hubo tiempo suficiente para que hubiera fluido calor de una región a otra del universo. Esto significa que el estado inicial del universo debió haber tenido exactamente la misma temperatura en todos los puntos para explicar que el fondo de radiación de microondas presente actualmente la misma temperatura en todas las direcciones de observación. También, el valor del ritmo de expansión inicial debió de ser muy preciso para que su valor actual sea próximo al crítico necesario para evitar el colapso.

En 1981, Alan Guth sugirió que el universo primitivo podría haber atravesado un período de expansión muy rápida a los 10-35 segundos después de la “gran explosión”. Esta expansión se conoce como “inflación” y significa que, en una cierta época, el universo se expandió a un ritmo elevado. Según Guth, en solo una pequeña fracción de segundo, el radio del universo creció exponencialmente, en una cantidad de 10 elevado a la 28ª. potencia o más. Cualquier irregularidad que hubiera habido en el universo habría quedado suavizada. Así, la inflación explicaría que el actual estado suave y uniforme del universo podría proceder de la evolución de muchos estados posibles iniciales no homogéneos diferentes.

A este momento, la fuerza nuclear fuerte y la electródébil estarían unificadas. Luego, en esta Era de inflación o de las teorías de gran unificación (GUT), la fuerza nuclear fuerte se separa de las otras fuerzas, para existir antisimetría de materia y antimateria.

De acuerdo a la teoría de Guth, la transición de fase asociada con el rompimiento de la fuerza de gran unificación podría llevar al universo (o a una parte) a un estado de “falso vacío”, en el cual, el vacío tuvo asociada una colosal densidad de materia-energía. La densidad-energía del vacío actúa como una gran fuerza cósmica de repulsión y el universo habría entrado en una expansión exponencial que infló al universo en un breve instante de tiempo.

El período inflacionario termina cuando la densidad-energía del vacío se transforma en materia y radiación continuando la expansión del universo.

La cosmología de inflación permite resolver el problema del “horizonte” de la cosmología estándard, porque regiones del universo vistas en direcciones opuestas en el cielo a través del fondo de microondas, aunque no estuvieran en comunicación actualmente podrían haberlo estado antes de la inflación. Esta, también resuelve el problema de la “planitud”. Al tiempo muy temprano se considera que el universo fue cercanamente plano para haber evolucionado al universo actual, esto es, la fase inflacionaria lleva al universo a ese estado muy plano requerido.
Se han propuesto diversas versiones de la inflación, incluyendo una inflación modificada y una “inflación caótica”. La característica común es el período exponencial de la expansión durante el universo muy temprano. Sin embargo, no existe evidencia de que tal fase haya ocurrido.

Fluctuaciones cuánticas en el universo muy temprano

5- Estructura del universo 5.1 Universo temprano

Al tiempo t10-12 s, con una temperatura de T1015 grados Kelvin (K), la fuerza electromagnética y la débil estban unificadas en la fuerza electrodébil. Después, ocurrió una transición de fase y terminó la unificación. A esta época existían los quarks, los leptones y sus antipartículas.

A los t10-6 s y temperatura de T1013 K se produciría una transición de quarks a hadrones (partículas que experimentan la fuerza nuclear fuerte: bariones y mesones, y gluones) asociada con el rompimiento de simetría y el confinamiento de color, formando bariones (protones y neutrones) y mesones (quark-antiquark). Es decir, los quarks y antiquarks se aniquilan para formar protones y neutrones.

La temperatura crítica de los hadrones sería de T>1012 K y a esta fase del universo se conoce como la Era de los Hadrones. Estos podrían haber estado en forma de una gran variedad de partículas en equilibrio térmico, incluyendo fotones, leptones y posiblemente mesones y nucleones (es decir, protones y neutrones) y sus antipartículas.

De acuerdo a la teoría de interacciones fuertes los hadrones podrían haberse separado en quarks libres.
Al tiempo t10-4 s y temperatura T1012 K se aniquilaron los muones; los neutrinos muónicos y sus antineutrinos se desacoplaron. Al aniquilarse los muones se produjeron electrones, positrones y los neutrinos electrónico y muónico. Esta es la época Leptónica.

Al tiempo t0.01 s y temperatura T<1011 style="font-style: italic;">

Procesos de interacción débil

5.2 Historia térmica del universo

a) El primer segundo Se considera que el universo ha evolucionado a través de una sucesión de estados térmicos. A t¬1 segundo después de la “gran explosión” el universo se habría expandido suficientemente para que su temperatura cayera por debajo de una temperatura de T¬10,000 millones de grados, casi mil veces más la temperatura del centro del Sol.

La fuerza nuclear fuerte se separó de la fuerza electromagnética y de la fuerza nuclear débil. Termina la inflación y el universo consiste de materia caliente formada por quarks y electrones. En esta época, al tiempo t¬4 segundos y una temperatura de T¬5,000 millones de grados, el universo habría contenido básicamente fotones, electrones y neutrinos, y sus antipartículas, junto con algunos protones y neutrones.

Al chocar, estas partículas energéticas habrían producido diferentes pares de partícula-antipartícula. Por ejemplo, al chocar, los fotones pueden producir un electrón y su antipartícula, el positrón. Algunas de las nuevas partículas chocarían con sus antipartículas aniquilándose y emitiendo radiación.

A medida que el universo seguía expandiéndose y la temperatura bajaba, el ritmo de colisiones con energía suficiente para crear pares electrón-positrón se hizo inferior al ritmo con que los pares iban siendo destruidos por aniquilación.

Al final, los electrones y positrones se habrían aniquilado entre sí para producir más fotones, quedando relativamente pocos electrones. Los neutrinos y antineutrinos, que interaccionan débilmente entre sí y con otras partículas, no se habrían aniquilado con tanta rapidez y podrían observarse en la actualidad.

b) Nucleosíntesis primordial

Entre t¬1 - 100 segundos después, la temperatura del universo habría descendido a T¬1,000 millones de grados.

A esta temperatura, protones y neutrones no tendrían suficiente energía para vencer la atracción de la fuerza nuclear fuerte y empezarían a combinarse para producir núcleos de Deuterio (hidrógeno pesado) que contienen un protón y un neutrón.

A continuación, dichos núcleos se habrían combinado para formar núcleos de Helio, que contiene dos protones y dos neutrones, y pequeñas cantidades de otros elementos más pesados, como el Litio y el Berilio.

La síntesis del Helio-4 involucra varias reacciones iniciadas por un protón (p) y un neutrón (m) para producir un núcleo de Deuterio (D) y radiación gamma (), mediante otras reacciones se formaría el Helio-3 (3He) y posteriormente el Helio-4 (4He).

Síntesis del Helio

El paso crucial es la formación del Deuterio el cual es destruido cuando la temperatura cae a T109 K. La ausencia de números estables con número atómico de A=5 – 8 significa que tuvo lugar muy poca producción de elementos más pesados que el Helio.

La predicción teórica de las abundancias de elementos ligeros es consistente con las observaciones. La abundancia cosmológica observada de Helio se estima en una fracción en masa de 0.235, lo cual, constituye uno de los mayores éxitos de la teoría del Big Bang.

La nucleosíntesis primordial explica la abundancia cosmológica de Helio, difícil de hacerlo de otra manera. De esta manera, en el modelo de la gran explosión caliente, aproximadamente el 23 por ciento de los protones y neutrones habrían pasado a formar núcleos de Helio, junto con una pequeña cantidad de Deuterio y Litio. Los neutrones restantes habrían decaído en protones que son núcleos de Hidrógeno ordinario.

Unas horas después, la producción de Helio y otros elementos ligeros se habría detenido. 5.3 Recombinación/Desacoplamiento Durante los siguientes cientos de miles de años el universo continuó expandiéndose. Cuando la temperatura cayó a unos pocos miles de grados, y los electrones y los núcleos ya no tenían suficiente energía para superar su atracción electromagnética mutua, empezaron a combinarse para formar átomos.

En el universo temprano, cuando la temperatura era muy alta, los fotones podían tener bastante energía para mantener completamente ionizado al Hidrógeno y al Helio. La temperatura para ionizar el átomo de hidrógeno es de 13.6 electrón-volts (eV) equivalentes a 50,000 K. Pero, los fotones pueden producir la ionización del Hidrógeno a temperaturas más bajas. Al tiempo t350,000 años y una temperatura de T=3,000 K, ésta era muy baja para mantener ionizado al hidrógeno.
Los protones y los neutrones se combinaron para formar átomos neutros de hidrógeno. La materia se volvió transparente a la radiación y, ambas, se desacoplaron.

Antes de ésta época los fotones viajaron solamente distancias cortas antes de ser dispersados por electrones libres. Después del desacoplamiento, los fotones viajaron libremente a través del universo.

5.4 Radiación cósmica de fondo

A los 3,790 años después del Big Bang, la radiación de fondo de microondas se había originado en una superficie esférica llamada “última superficie de dispersión” cuyos fotones visibles han llegado hasta el día de hoy. Esta sería la luz más antigua que podemos observar en la Tierra.

El satélite WMAP ha llegado a observar esta radiación 400 millones de años después de la “gran explosión”. Desde todas direcciones recibimos un flujo uniforme de radiación cósmica de microondas de fondo.
Este campo de radiación térmica se originó por el Big Bang. Debido a la expansión del universo, la temperatura de esta radiación ha disminuido en el tiempo K. Esta radiación fue descubierta por A. Penzias y R. Wilson en 1965.
En 1992, el satélite COBE detectó pequeñas anisotropías en las microondas proporcionando evidencia de pequeñas fluctuaciones de densidad en el universo temprano que serían las semillas para la formación de estructura cósmica.
Estas anisotropías fueron confirmadas en 2003 por el WMAP. El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo (CBR) es otra de las pruebas que apoyan a la teoría del Big Bang. El espectro de esta radiación corresponde a una fuente de cuerpo negro cuya temperatura es de 2.73 K. En 1948, George Gamow y colaboradores fueron los primeros en predecir tal radiación, misma que estimaron en 5 grados Kelvin.

Ahora, la CBR puede ser considerada como un estado de equilibrio entre nucleones, fotones y electrones presentes en el universo cuando éste se había enfriado a casi 10 millones de grados aproximadamente 6 meses después del Big Bang. La evidencia de lo que hubo entre la Era de la Radiación y la Era del Desacoplamiento se ha perdido debido a que la opacidad llevó al entrampamiento de fotones durante los siguientes 350 mil años.

A tal tiempo, cuando la temperatura había caído a T3,000 K, casi todos los electrones y protones se combinaron como átomos de Hidrógeno que dispersaron a los fotones, de manera que, la luz y otras radiaciones emergieron 1 millón de años después del Big Bang. Cuando el universo se volvió transparente, la radiación de fondo se hizo detectable desplegando altas temperaturas en el todavía universo temprano.

Del Desacoplamiento al presente, la CBR ha experimentado un corrimiento al rojo de z  1200. Este corrimiento al rojo relativista se considera el causante de la baja temperatura que se registra actualmente. La radiación de fotones del universo se ha medido como una manifestación de la presente CBR inherente a la radiación original, mucho más caliente y de longitudes de onda más cortas en el infrarrojo, liberadas por el Big Bang. La CBR se considera como el residuo de los fotones que fueron producidos y liberados durante las interacciones de las partículas desde el primer minuto del universo.

Esto podría ilustrarse como un “estallido” de radiación o como un “resplandor” del Big Bang. Esta radiación parece ser muy uniforme e isotrópica. La mayoría de los fotones encontrados en el presente universo parecen contenidos en el fondo de radiación.

Sin embargo, a pesar de un enorme número representan una pequeñísima masa contenida en las galaxias. El valor presente de la temperatura de la CBR es consistente con un modelo que requiere radiación muy energética de alta temperatura que constituyó al universo muy temprano liberada poco después del Big Bang para enfriarse drásticamente después.

El satélite COBE fue lanzado al espacio en 1987 para entender la CBR. En los primeros intentos, Smooth y otros mapearon una radiación de fondo aparentemente uniforme en el cielo utilizando globos y aviones arriba de la atmósfera sugiriendo uniformidad de la radiación. El COBE verificó el alto grado de uniformidad del actual fondo en todas direcciones y confirmó que la expansión general es uniforme también en todas direcciones. Las observaciones del COBE permitieron construir una curva que reproducía a la clásica al espectro de radiación de cuerpo negro. El mejor ajuste indicaba una temperatura de 2.726 K.

El COBE permitió el mapeo de la radiación en las etapas tempranas del universo, específicamente en la Era de la Radiación (300-500 mil años después del Big Bang, cuando el plasma en el universo en expansión se había enfriado suficientemente para volverse transparente a los fotones) a una precisión tal que mostraba variaciones en la temperatura y la densidad durante los primeros mil millones de años del universo. El COBE probó que la radiación residual surgida del Big Bang era suave con ligeras fluctuaciones produciendo un mapa de la distribución de la CBR Esas pequeñas diferencias fueron vitales para permitir a la materia separarse de la uniformidad inicial en regiones ligeramente más frías y condiciones más densas donde las protogalaxias podrían empezarse a formar.

Eventualmente, en el universo temprano estas fluctuaciones de semillas promovieron agrupamientos de partículas localizadas que se volvieron centros gravitacionales cuya atracción creciente de materia llevó a la formación de estructura a diversas escalas, como las galaxias.

En 2001, fue lanzado el satélite WMA, cuyos resultados acerca de la historia del universo temprano se consideran los más importantes de los últimos 50 años. La alta resolución del WMAP para medir pequeñas variaciones de temperatura es superior a la del COBE.

La distribución de las pequeñas pero importantes variaciones de la temperatura del cuerpo negro en las mediciones del WMAP describen las condiciones en los primeros 500 mil años después del Big Bang. Interpretando los datos del WMAP se ha llegado a algunas conclusiones. Tal es la edad del universo estimada en 13,700 millones de años. Este valor es diferente al estimado por el COBE y otros estudios y se basa en una mejor estimación de la constante de Hubble. Otra conclusión es la confirmación del evento de Inflación ocurrido una fracción de segundo después del Big Bang.

El WMAP también ha permitido una mejor estimación de la cantidad detectable de materia Ordinaria en el universo y valores para la materia y energía que no permite un reconocimiento y medición directa. De acuerdo a los nuevos parámetros cosmológicos, el 4% es de materia ordinaria, 23% es materia oscura y 73% es energía oscura. Solamente una pequeña fracción de la materia ordinaria es luminosa en forma de estrellas y galaxias.

El tiempo cuando el universo se volvió transparente se estima en 380,000 años después del Big Bang. Evidencias indirectas el WMAP sugieren que las estrellas masivas habrían empezado a formarse muy temprano, tal vez, en el intervalo de 200 a 300 millones de años después del Big Bang. Los diez parámetros cosmológicos más importantes determinados por el WMAP son los indicados en la tabla de abajo. Los datos desplegados por el WMAP, del Fondo de Radiación Infrarrojo (CBI) y otros mapeos sostienen el modelo que predice una dramática inflación en los momentos iniciales y proporcionan una prueba positiva de tal concepto. Esto apunta a la noción de un universo plano que se expande.

El alto grado de anisotropía, en pequeña y grande escala angular, de la radiación de fondo de microondas tiene profundas consecuencias para el esquema del universo. Las fluctuaciones de densidad solamente se pueden discutir cuando están enteramente en el horizonte. En la transición de la Era dominada por Radiación a la dominada por Materia, las fluctuaciones en la escala de masas de las galaxias y cúmulos surgen en el horizonte durante la primera. Las fluctuaciones bariónicas permanecen congeladas en su amplitud inicial hasta la Era de la Recombinación debido a que la materia y la radiación estarían bloqueadas. En esta fase, las fluctuaciones de materia no-bariónica crecen establemente.

Satélite WMAP

La Era de la Recombinación, a zrec  1,000 marca el momento en que la materia bariónica empieza a evolucionar independientemente de la radiación. Se iniciaría así la Era dominada por la Materia.

Parámetros cosmológicos del WMAP

Fuente: Spergel D.N., Verde L., Peiris H.V. et al. 2003, ApJS 148, 175.

Radiación de fondo de microondas y sus anisotropías detectadas por el COBE y el WMAP, y mapeo completo del cielo por el WMAP

6- Evolución cósmica

6.1 Era oscura

A este momento, una región donde la materia tiene una densidad ligeramente más alta que el promedio se expandirá con más lentitud y empezará a separarse de la materia de alrededor. Si el exceso de densidad inicial es bastante grande, se iniciará un proceso de fragmentación que eventualmente se detendrá por su propia gravedad y colapsará para formar una galaxia o cúmulo de galaxias dependiendo de la masa del/los fragmento/s. Se piensa que están presentes las perturbaciones de materia no-bariónica que han evolucionado significativamente durante la Era de la Recombinación.

A ésta, los bariones empezarán a caer en los pozos de potencial definidos por las perturbaciones no-bariónicas. Las fluctuaciones de densidad bariónica rápidamente capturarán en amplitud a las fluctuaciones no-bariónicas y los dos tipos de perturbaciones de materia evolucionarán juntas. La evolución detallada del espectro de fluctuaciones de densidad depende de los parámetros de densidad cosmológica y de la naturaleza de la materia oscura.

Las fluctuaciones de densidad presentes en la época de la Recombinación pueden formar galaxias de acuerdo al criterio de Jeans en la escala de tiempo para la contracción gravitacional. La masa crítica de Jeans podría colapsar directamente en agujeros negros o fragmentar formando estrellas y galaxias.

Esto podría ser el origen de los cúmulos globulares o a una generación transitoria de estrellas masivas que produjeron radiación y elementos pesados. Esta es una manera de explicar la presencia de metales en las estrellas más viejas de la Galaxia. Si hubo una generación pre-galáctica de objetos radiantes éstos podrían haber tenido el efecto de reionizar al restante gas, época llamada de Reionización.

Las observaciones de cuasares de alto corrimiento al rojo(z = 3 -5) demuestran que el medio intergaláctico fue altamente ionizado en esta época. Se estima que la reionización no fue completa sino hasta z6.
Sin embargo, los resultados del WMAP sugieren que la reionización empezó a z17. La era entre la recombinación (z  1,100) y la reionización se conoce a menudo como la Era Oscura. La reionización probablemente fue afectada por una primera generación de estrellas y, también, cuasares.

6.2 Primeras estrellas Al tiempo

t1011 s (32,000 años) y una temperatura de T100,000 K, la densidad de materia se vuelve igual a la de radiación. Es la Era de Igualdad de Materia y Radiación. Al tiempo t1012 s (320 mil años) después del Big Bang y una temperatura de T10,000 K el universo entra en una era dominada por la materia y empieza la formación de estructuras. Se considera que las primeras estructuras de galaxias y estrellas se formaron 380 mil años después del Big Bang en halos de materia oscura. Algunas de las ideas recientes acerca de la formación de las primeras estrellas y galaxias son apoyadas por las observaciones del WMAP.

Estas estrellas se habrían empezado a brillar 180 millones de años después del Big Bang. Recientes simulaciones numéricas sugieren que las primeras estrellas fueron muy masivas, con masas típicas mayores de 100 veces la masa del Sol. Las primeras galaxias empezaron a formarse 300 millones de años después. Al tiempo t1,000 millones de años, y temperaturas de T10 K se formarían las galaxias. A los 9 mil millones de años, y similares temperaturas, se formó el sistema solar.

El Telescopio Espacial Webb (WST) planeado para 2010 se enfocará en las primeras estrellas y galaxias.

6.3 Formación de galaxias y cúmulos

Existen varias teorías acerca de la formación de galaxias y cúmulos consistentes con el alto grado de isotropía de la radiación de fondo de microondas. Esta isotropía elimina la posibilidad de que la formación haya sido solamente a partir de materia bariónica.

El escenario más exitoso que ajusta a las fluctuaciones del fondo de microondas y las estadísticas de acumulación de galaxias a gran escala es el modelo de Materia Oscura Fría con constante cosmológica diferente de cero. Una vez que los fragmentos protogalácticos empiezan a separarse del gas que los rodea su destino depende de que tan eficiente es la tasa de formación de estrellas durante la fase de colapso. Si todo el gas ha formado estrellas antes de que el fragmento colapse se formaría una galaxia elíptica. De otra manera, se forma un disco de gas soportado por una fuerza centrífuga y rodeado por un componente elipsoidal extendido, es decir, una galaxia espiral. Se han construido modelos detallados para la luminosidad y distribución de color, curvas de rotación y abundancias de metales para diferentes tipos de galaxias.

También se ha estimado la tasa global de formación de estrellas en galaxias como función de la época cosmológica. La tasa se incrementa establemente hacia z1 y probablemente declina para z2. El descubrimiento de que los cúmulos ricos de galaxias son potentes emisores de rayos-X debido al gas intergaláctico tiene importantes implicaciones para la evolución de las galaxias. Se ha demostrado que el gas habría sido procesado en el interior estelar. Para llevar este gas procesado fuera de las galaxias se han propuesto varios mecanismos, entre otros, los vientos de supernovas o la interacción de marea entre dos galaxias colisionantes. El universo se expandirá indefinidamente o se contraerá dependiendo de si la densidad promedio de la materia es mayor o menor que el valor crítico.

Para encontrar la densidad de materia en las galaxias primero, se determina la masa promedio de la galaxia y, después, se multiplica por el número promedio de galaxias por unidad de volumen, determinado por el conteo de galaxias. Los métodos dependen del tipo de galaxia. En el caso de las galaxias espirales, la mayor parte del material en el disco se está moviendo en una órbita aproximadamente circular en un balance entre la fuerza centrífuga y la gravedad.

La curva de rotación se determina observando el corrimiento Doppler en la línea del hidrógeno de 21 cm. Sin embargo, en la galaxia M31 la curva de rotación apunta a la existencia de un halo de material no luminoso rodeando a la galaxia visible que contiene al 90 por ciento de la masa total de la galaxia. Algo similar ocurre con la Vía Láctea.

La teoría señala que un disco galáctico podría ser inestable a la formación de una barra a menos que un halo masivo rodee al disco. No se conoce que forma toma la masa en este halo, la materia oscura fría no-bariónica es la explicación más probable. Observando la relación de la masa-luminosidad de las galaxias de diferentes tipos, p.e., sistemas binarios, se puede estimar la masa de las galaxias individuales. La contribución relativa de las galaxias de diferentes masas a la densidad promedio del universo indica que la mayor parte de la masa está en forma de galaxias con masas entre 1010 y 1012 masas solares.

6.4 Materia oscura

No obstante las evidencias para un universo plano, la discusión continúa.

El factor clave es la densidad de materia del universo. Existe una cantidad de masa “faltante” en forma de materia oscura, no luminosa, es decir, que no produce radiación electromagnética detectable. Teóricamente, la materia oscura interactúa con la materia bariónica (ordinaria) aunque parte de la materia oscura también es bariónica.

La materia oscura es difícil de detectar y, por tanto, de cuantificar. Como la contribución de materia luminosa en forma de estrellas a la densidad promedio del universo es muy pequeña y la materia bariónica contribuye 4.4 por ciento, debe haber materia oscura no bariónica en el universo. Una parte de la materia oscura estaría asociada a las galaxias jugando un papel en el desarrollo y estabilidad galáctica. Las galaxias contienen insuficiente masa para proporcionar la intensidad gravitacional que las mantenga juntas; la materia oscura proporcionaría la fuerza gravitacional necesaria para ello.

En principio, la materia oscura bariónica podría estar en la forma de estrellas de neutrones, enanas negras, enanas cafés, planetas (“Júpiters”) o agujeros negros. El mejor candidato que contribuye con el 90 por ciento de la densidad de bariones es el gas intergaláctico en forma de hidrógeno atómico, hidrógeno ionizado o hidrógeno molecular. Se considera que el volumen de bariones oscuros está en la forma de gas ionizado con temperatura de T105 – 106. El gas tiene una forma nubosa, con una estructura filamentaria y ha sido enriquecido con elementos pesados producidos o eyectados en las estrellas y galaxias. Hay también evidencia dinámica de halos oscuros rodeando a todas las galaxias.

Algunas estrellas de baja masa han sido detectadas en el halo de la Vía Láctea mediante efectos de microlentes pero es improbable que contribuyan con más del 20 por ciento a la masa del halo. Los escenarios de formación galáctica requieren de la existencia de perturbaciones primordiales de densidad de materia oscura no-bariónica. Es probable que el halo de la Vía Láctea sea primariamente no-bariónico, probablemente en alguna forma de materia oscura fría. Entre los candidatos de materia oscura no-bariónica están los neutrinos, especialmente, masivos. Los neutrinos y antineutrinos se desacoplaron de la materia en la época temprana del universo. La densidad esperada de energía es el 70 por ciento de los fotones, es decir, despreciable comparada con la materia de la época actual.

Pero el flujo de neutrinos es indetectable con las técnicas presentes. Sin embargo, los neutrinos podrían hacer una contribución dominante a la materia del universo si tuvieran una masa diferente de cero. En varios experimentos se han detectado las oscilaciones de los neutrinos lo que podría implicar que tienen masa, aunque las estimaciones actuales sugieren que la densidad de masa total en forma de neutrinos es solamente de 0.001. Otros candidatos son las Partículas Masivas Débilmente Interactuantes (WIMPs) o los Objetos Masivamente Compactos de Halo (MACHOs), tales como, los neutrinos. Una fracción significativa de la materia oscura podría estar en forma de materia oscura fría (CDM) probablemente en forma de WIMPs que no interactúan con la fuerza electromagnética o con la fuerza nuclear fuerte. Las teorías que tratan de unificar las fuerzas de la naturaleza durante las fases tempranas del universo sugieren nuevas partículas capaces de suministrar una cantidad significativa de materia en el universo.

De especial interés son aquellas que se mueven lentamente al tiempo cuando se desacoplaron de la radiación (“materia oscura fría”), p.e., axiones o neutralinos. Este último es el más ligero de las partículas predichas por la supersimetría, la cual, es una promisoria extensión del modelo estándard de las partículas elementales.

Una prueba de la existencia de la materia oscura es el efecto de lentes gravitacionales, el cual desvía la luz cuando pasa cerca de una galaxia masiva. Usando estas técnicas el tamaño de la distribución de materia oscura concentrada alrededor de las galaxias se ha estimado como un arreglo esférico de casi 5 veces el radio de cada galaxia examinada.

Entre los esfuerzos recientes está comparar el tamaño de una galaxia vista en luz visible y el tamaño de la materia oscura asociada vista en rayos-X. Es el caso de las galaxias en el cúmulo de Virgo, en el grupo de galaxias NGC 2300. Una variante consiste en estudiar la forma de las galaxias que tienen características explicables por la presencia de materia oscura. Es el caso de MGC 720, a una distancia de 800 millones de años-luz, que vista en luz visible tiene forma elíptica aplanada y vista en rayos-X muestra un halo que rodea a la galaxia con materia distribuida esféricamente.

Otro caso es el cúmulo Abel 2029, a 1,000 millones de años-luz, que en rayos-X muestra una masa central radiante (supergalaxia elíptica) y un resplandor masivo de gas caliente que podría interpretarse como materia oscura. El HST ha observado a 4,500 millones de años-luz al cúmulo CL0024 con un resplandor uniforme cuya naturaleza no ha sido identificada. Imágenes similares se detectaron en 2005 en dos cúmulos galácticos en HH47 (constelación de Vega) y en NGC 1404 (Cúmulo galáctico Formax). Una imagen de materia oscura ha sido vista por el HST y el observatorio de rayos X Chandra en MAGSJOO25 (dos galaxias colisionando). La materia oscura parece esencial para la formación de estrellas y galaxias, ya que, existe insuficiente materia ordinaria para organizar y mantener a las galaxias.

En la época actual la radiación gravitacional podría ser la forma dominante de materia aunque no ha sido probado.

6.5 Ondas gravitacionales

Uno de los objetivos futuros del WMAP consiste en medir las fluctuaciones extremadamente pequeñas de las fluctuaciones de temperatura que podrían confirmar o apoyar la existencia de ondas gravitacionales. Estas fueron postuladas por Einstein como consecuencia de la teoría general de la relatividad.

Las ondas gravitacionales representan perturbaciones que se mueven en campos gravitacionales generados por diversas interacciones de materia/energía, tales como, las colisiones de agujeros negros o estrellas de neutrones.

Los “gravitones” serían análogos a las ondas electromagnéticas, como los fotones, excepto que las ondas gravitacionales pueden moverse insignificantemente a través de la materia. Como el gravitón, las ondas gravitacionales no han sido detectadas pero su comportamiento e influencia en el universo puede simularse computacionalmente. Como las ondas gravitacionales se mueven a través del espacio, hacen que la geometría del espacio oscile. La teoría sostiene que las ondas gravitacionales deben haber sido creadas durante la época de la inflación.

Estas ondas participaron de la extrema expansión durante los primeros momentos y como resultado sus longitudes de onda fueron agrandadas. Las ondas gravitacionales inflacionarias tuvieron un papel clave en las ligeras variaciones en la distribución de materia y energía durante la Era de la Radiación que terminó en la Era del Desacoplamiento, a cuyo tiempo, los fotones no fueron grandemente dispersados; este período es el más temprano al cual podría detectarse la CBR. El WMAP espera determinar más exactamente las fluctuaciones de temperatura en el campo que corresponde a las perturbaciones impuestas por las ondas gravitacionales.

El satélite Planck, a ser lanzado próximamente, tendrá instrumentos que pueden medir pequeñas diferencias de temperatura.

6.6 Energía oscura

La Energía Oscura tiene la propiedad de contrarrestar el efecto de la gravedad que alenta o desacelera la expansión del universo. La energía oscura entonces produce una fuerza de aceleración que explica las recientes observaciones de un universo que se expande aceleradamente.

Se estima que, después de la inflación, durante los primeros momentos del Big Bang, cuando el universo era pequeño y la densidad materia/energía era alta la intensa fuerza gravitacional llevó a la atracción que causó una desaceleración neta en la expansión. Pero, a finales de los 90s, se postuló que conforme el universo continuó agrandándose y su densidad redujo el efecto gravitacional en alguna etapa de la evolución cósmica, el universo empezó a acelerarse, de manera que, las galaxias alejándose empezaron a moverse más rápido. Esto apuntaría a una fuerza repulsiva probablemente en la forma de energía oscura análoga a la constante cosmológica de Einstein que gradualmente domina las tasas de expansión.

La energía oscura es una forma de energía que tiene tres propiedades:
1- parece estar uniforme y suavemente distribuida en el universo,
2- en contraste a la fuerza de atracción de la gravedad, actúa como una presión negativa sobre toda la materia en el universo produciendo una fuerza repulsiva (gravedad repulsiva),
3- a pesar de su relativa debilidad, su fuerza se incrementa en proporción al tamaño incrementado del universo.

Al presente, su efecto neto ha sido que la tasa de expansión del universo se acelere.

La energía oscura es difícil de detectar y su naturaleza se desconoce. La primera evidencia se ha encontrado en la determinación de los corrimientos al rojo de ciertas supernovas. El análisis de varios eventos de supernovas tipo Ia, a una distancia entre 4 y 9 mil millones de años-luz, implican tasas de expansión muy rápidas. Las supernovas aparecen más tenues que lo que predice la teoría implicando que se han movido más lejos que lo esperado en el tiempo involucrado, lo cual podría ser explicado por un incremento en las velocidades de expansión en algún momento. Una constante de energía oscura, que se comporta como la constante cosmológica de Einstein, se ajusta bien a la aparente aceleración. De esta manera, ni el Big Rip (la dispersión de materiales del universo conforme se enfría) ni el Big Crunch (desaceleración y colapso del universo) son probables, sino que, el universo continuará expandiéndose en el futuro. La energía oscura no es bien entendida aún y podría modificarse o descartarse. Sin embargo, se puede inferir que:

1- parece ser la más fundamental de los componentes físicos del universo,
2- podría convertirse en materia oscura bajo condiciones apropiadas,
3- no hay una relación clara de la materia ordinaria con la materia/energía oscura pero después del Big Bang, los bariones y otras formas de materia ordinaria existen coincidentemente con la materia/energía oscura del universo.
4- la naturaleza de la energía oscura se desconoce y podría estar relacionada con la energía del vacío, la inflación, la presión negativa o una combinación de éstas.
5- la energía oscura parece jugar un papel crucial en la formación de galaxias afectando su evolución y dispersión.

Primeras estrellas del universo

Presencia de materia oscura en el cúmulo de galaxias CL0024 7-

Futuro del universo

7.1 Modelos de universo y espacio-tiempo

La radiación cósmica de fondo, las observaciones de Hubble, la teoría general de la relatividad de Einstein, los conceptos de una singularidad primordial de Lemaitre, el modelo inflacionario de Guth y las contribuciones de muchos más han establecido los conceptos fundamentales que apoyan y explican el modelo del Big Bang. Posteriores descubrimientos probablemente llevarán a refinamientos pero las premisas fundamentales y parámetros predichos por el modelo general parecen estar sostenidos sólidamente.

No obstante, es difícil indicar cuál es el modelo que describe al universo y más difícil señalar su futuro. El análisis básico depende de dos factores: el ritmo de expansión actual del universo y su densidad media actual. Cuanto mayor sea el ritmo de expansión, mayor será la fuerza gravitacional para detenerlo y, por tanto, mayor será la densidad necesaria de la materia.

Si la densidad supera un cierto valor crítico, determinado por el ritmo de la expansión, la atracción gravitacional de la materia contenida en el universo logrará detener su expansión y hará que vuelva a colapsar.

Si la densidad media es menor al valor crítico, no habrá suficiente fuerza para detener la expansión y el universo se seguirá expandiendo para siempre. Ahora, si la densidad media del universo ex exactamente igual al valor crítico, la expansión se irá frenado paulatinamente, cada vez con mayor lentitud, hacia un tamaño estacionario aunque sin llegar a lograrlo. El ritmo actual de expansión del universo se puede determinar midiendo, mediante el efecto Doppler, las velocidades con que se están alejando las galaxias.

Pero las distancias a las galaxias no se conocen bien porque no podemos medirlas directamente. Hawking considera que el universo se está expandiendo con una tasa de entre el cinco y el diez por ciento cada mil millones de años. La incertidumbre sobre la densidad media actual del universo ha sido grande.

Al sumar la masa de todas las estrellas en las galaxias se encontró que la masa total era apenas la centésima parte del valor necesario para detener la expansión del universo. Pero existe una gran cantidad de materia que no es visible directamente cuya presencia se infiere de los efectos gravitacionales sobre las órbitas de las estrellas. Sumada toda la materia oscura se obtiene una décima parte de la densidad de materia necesaria para detener la expansión.

Tal vez podría haber otra forma de materia distribuida uniformemente por el universo aún no detectada y que pueda elevar aún más la densidad media del universo. Aún así, parece que existe menos materia de la necesaria para detener la expansión. De manera que, el universo correspondería al segundo modelo de Friedmann. En los últimos años se han estudiado las anisotropías de la radiación de fondo.

El tamaño de éstas se considera un indicador de la geometría a gran escala del universo. Los resultados parecen indicar que el universo es plano. Como no parece haber suficiente materia normal y materia oscura se ha postulado la existencia de una tercera sustancia, no detectada por ahora, para explicar al universo: la energía oscura.

Otras observaciones indican que la expansión del universo no se está frenando sino acelerando. Ninguno de los modelos de Friedmann contempla esto. La fuerza capaz de acelerar la expansión no se conoce y pudiera estar relacionada con la constante cosmológica de Einstein. Mirando hacia el futuro parece que el universo se seguirá expandiendo a un ritmo cada vez mayor y el tiempo seguirá transcurriendo indefinidamente.

7.2 Línea del tiempo Los modos de comportamiento del universo en el tiempo se pueden clasificar de varias maneras:

1- a partir de la física newtoniana y de la relativista,
2- comenzando con o sin Big Bang, es decir expansión vs. estado estable,
3- con Big Bang, cuya expansión es controlada por el modelo estándard de las partículas elementales y/o influenciado por la constante cosmológica.

En la conclusión aceptada generalmente del modelo de Big Bang para la expansión del origen y evolución del universo el espacio inicial muy pequeño desarrollado en el primer minuto se ha agrandado debido a la expansión. Sin embargo, la naturaleza precisa de esta expansión que no es bien conocida y depende del modelo específico. Esto está relacionado con la cantidad de materia/energía disponible para controlar la expansión. Las geometrías propuestas para el universo en expansión son hiperbólicas, esféricas o planas.

La duración de la expansión va de lo finito a lo infinito. Los términos “abierto”, “cerrado” o “plano” restringen la curvatura del espacio y la curvatura de la expansión. La forma del tipo de universo depende del cambio de la constante de Hubble (y el correspondiente corrimiento al rojo) con el tiempo. La teoría de la relatividad ha sido vital en los modelos de universo.

La expansión de éste, en términos del cambio en el factor de escala R, se resume en las soluciones de Friedmann pero los diversos modelos de expansión llevan a diferentes resultados. Todos los modelos de universo se basan en el Principio Cosmológico el cual establece que, a gran escala, el universo es homogéneo e isotrópico, es decir, tiene esencialmente la misma distribución promedio de materia y energía en todas direcciones. La edad del universo varía dependiendo del modelo de universo considerado.

Los modelos abiertos también deben ser consistentes con la Segunda Ley de la Termodinámica que establece, desde el punto de vista cosmológico, que la entropía (medida del desorden de un sistema) debe incrementarse en el tiempo hacia un valor máximo (desorden total).

La singularidad inicial habría tenido un mínimo de entropía que se incrementó rápidamente en los primeros instantes del Big Bang. Los principales modelos cosmológicos pueden considerarse en dos grupos: Con o sin Big Bang. Otra distinción considera modelos con o sin constante cosmológica. Los modelos de Friedmann no involucran a esta constante. Los tres modelos estándard incluyen un parámetro de desaceleración.

Modelos cosmológicos de universo

Fuente: Hawley J.F., Holcomb K.A. 1998, S&T 96(2) 80.

En esta tabla, el término q es el parámetro de desaceleración, el cual, denota el cambio en el tiempo de la constante de Hubble y el Factor de Escala R; un valor positivo indica aceleración, un valor negativo implica desaceleración. Lambda () es la constante cosmológica introducida por Einstein en las ecuaciones de campo de la relatividad general a efecto de proveer alguna restricción (contra efecto) a la gravedad y evitar un inevitable colapso del universo. Si  es + (repulsiva) neutraliza a la gravedad, si  es – (atractiva), entonces, debe ser equivalente a la energía del vacío asociada con partículas en el nivel cuántico.

Los universos de estado estacionario, que acepta la expansión pero no un principio; el de De Sitter, vacío y sin Big Bang; y, el de Einstein, estático con geometría esférica, son no-estándard y no están apoyados por evidencias observacionales. La naturaleza y forma del universo depende de la densidad de masa-energía.

El parámetro crucial es la densidad crítica. Esta es la densidad de materia/energía necesaria para un espacio-tiempo plano. Un universo plano es uno que se expande a una “tasa balanceada” que permite evitar un eventual colapso. La densidad total  es un parámetro fundamental, igual a la relación de la actual densidad a la densidad crítica, que representa una medida de la curvatura del universo. Los valores actuales son tot=1.02, siendo la densidad de materia oscura =0.73, la de materia oscura =0.23, la de materia atómica =0.044, la de fotones ph=510-5 y la de neutrinos =3.410-5. Se estima que si toda la materia atómica, galáctica e intergaláctica, está distribuida uniformemente a través del espacio, su densidad promedio sería de menos de 6 átomos por metro cúbico.

Este espacio casi vacío contendrá principalmente hidrógeno. La distribución de densidad intergaláctica probablemente varía en regiones concentradas de materia. Hay tres formas generales de densidad disponibles para la configuración y expansión del universo: un universo esférico sin fronteras con curvatura positiva, uno hiperbólico con curvatura negativa en forma de silla de montar y un universo sin curvatura o plano.

En el espacio-tiempo los modelos en expansión pueden representarse: como estable, con desaceleración y con aceleración. Si el universo es abierto o plano se expandirá indefinidamente pero a diferentes tasas de expansión dependiendo de los parámetros asociados con cada modelo. El modelo cerrado o negativo predice una expansión finita seguida de una eventual contracción retornando en algún tiempo a un estado de singularidad. De los modelos estándard de Big Bang caliente, el universo abierto de Friedmann-Lemaitre predice que la expansión continuará por siempre a una tasa esencialmente constante en un espacio infinito y no ligado basado en la geometría hiperbólica. Las evidencias sugieren un modelo de universo plano, de manera que, el modelo de Einstein-de Sitter se aproximaría a la realidad. 7.3 Universos múltiples

De la teoría cuántica y otras consideraciones se estima que puede haber un gran número de universos llamados paralelos ninguno de los cuales puede ser conocido ya que están más allá de los límites del horizonte cósmico. La mayoría de tales “universos de burbujas” nunca están en contacto pero si dos interaccionan pueden experimentar tremendos efectos de energía. Cada universo forma una burbuja que se expande, muchas burbujas se forman a diferentes tiempos y crecen hasta disiparse.

El concepto de “multiuniversos” implica que teóricamente a la cosmología cuántica permite la posibilidad de muchos universos. El Big Bang podría haberse originado a partir de un momento de inestabilidad de una partícula virtual. Tales partículas podrían haber sido ubicuas en el hiperespacio, de manera, que múltiples Big Bangs son plausibles. El modelo de inflación caótica, en principio, lleva a múltiples universos.

Una variante es el “universo cíclico” según el cual el universo se expande y luego se contrae, en un proceso que se repite.

Tratando de explicar el momento del Big Bang, pero considerando un tiempo eterno sin principio ni final, se ha propuesto la Teoría de Cuerdas. La idea esencial consiste en la existencia de varias formas de materia compuestas de cuerdas con frecuencias apropiadas.

En esta teoría, la materia existe para todos los tiempos a través de un vacío infinito definiendo al cosmos. La materia no está uniformemente dispersa, de manera que, periódicamente se acumula en concentraciones discretas que formarían agujeros negros de varios tamaños. Un agujero negro mientras se expande espacialmente también incrementa su densidad hacia el centro hasta alcanzar un umbral que resulta en un “rebote” equivalente a una explosión análoga al Big Bang, situación que se repite muchas veces en un cosmos infinito.

Después de esto el Big Bang sigue una expansión decreciente. Sin embargo, el modelo no considera la aceleración del universo, recientemente descubierta. Las cuerdas también están relacionadas con el concepto de la teoría de “branas”.

Se piensa que la teoría de cuerdas puede ser exitosa si provee conocimiento para integrar la gravedad con la teoría cuántica. Las cuerdas implican 6 dimensiones adicionales a las cuatro y se expresa como una “variedad de seis dimensiones”. La geometría tiende a ajustar la energía del vacío a un mínimo y las fluctuaciones del vacío podrían formar uno o varios universos.


Epílogo


El conocimiento acerca del universo se ha incrementado en las últimas dos décadas. La aceleración del universo es, tal vez, el descubrimiento más importante después de haberse descubierto la expansión del mismo. Las recientes observaciones espaciales y de satélite han contribuido a explicar la teoría del Big Bang.

Sin embargo, nuestras nociones siguen siendo aproximadas. Las teorías en desarrollo podrían explicar mejor los aspectos ahora incompletos.

Por ahora, en el universo observable, solamente en la Tierra se escucha el “murmullo de un suspiro”. La vida, forma de existencia de la materia/energía altamente organizada, también podría existir en otras partes del cosmos pero no aún no tenemos evidencias.


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Geometrías posibles del universo en expansión. Las observaciones del WMAP
indican que el universo es plano