Orígenes, El universo. Capítulos 6 y 7. Cosmología de precisión. El futuro de nuestro pasado.

Antes que nada quería sumarme desde aquí junto a Tertulias Literarias de Ciencia con todos sus participantes y miembros a las condolencias por los habitantes y familiares que han sufrido en mayor o menor medida los terremotos en #Italia, #Arquatadeltronto, #Pescaradeltronto, #Amatrice y #Accumoli, nuestro más sentido pésame. 

Lo descrito hasta el momento y las pruebas  observacionales de la parte del universo en que vivimos nos proporciona un punto de partida para poder proponer un modelo cosmológico que aunque no sea irrefutable si se ciñe (con sus incertidumbres) a las pruebas que se han acumulado mayormente en los últimos 50 años.

El modelo lambda y materia oscura fría (ΛCDM), un modelo que nos dice que el universo es plano, sin curvatura y con densidad crítica. 

Pero cuidado, por que éste modelo también tiene sus problemas, de ahí  que aun sea un modelo. 

Para empezar, en el modelo de la Gran Explosión, nos proponen que hubo la misma formación de partículas y antipartículas que se sabe que al interactuar entre ellas se aniquilan en un fogonazo de energía como señala la ecuación de Einstein E = mc² (que nos dice que hay una conversión de energía en masa y viceversa o lo que es lo mismo, la masa es energía condensada en forma de partículas),  por lo tanto cuando dos partículas se aniquilan sus masas se convierten en energía,  en este caso en fotones, energía pura. Es un principio básico de la física que éstas reacciones sean totalmente simétricas. 

Hoy día vemos más materia que antimateria en nuestro universo observable, entonces ¿ donde está la antimateria que falta si al inicio se creó la misma cantidad de materia que antimateria?, y si las aniquilaciones son simétricas ¿por que entonces hay algo en vez de nada?  Son las dos preguntas que nos deja Alberto para que nos hagamos a la idea de que sepamos donde falla el modelo y que aun quedan muchas cosas por resolver.

Entonces, la simetría no se cumple al 100% ya que si no, no estaríamos aquí y el universo tal y como lo conocemos hoy en día no sería el mismo.

Dentro del modelo, los problemas por resolver son varios.

La simétrica CP, solamente violada por la interacción débil :

"La simetría ha demostrado ser una herramienta esencial para el desarrollo de la ciencia, y a día de hoy, es uno de los conceptos protagonistas de la física y matemática moderna. Los dos desarrollos teóricos más brillantes del siglo XX, la Teoría de la Relatividad y la Teoría Cuántica, incorporan nociones de simetría en un modo fundamental e irreemplazable. No sería una sorpresa si, en un futuro, las Leyes de la Naturaleza terminan escribiéndose únicamente en términos de nociones de simetría.

En física de partículas las simetrías se dividen en continuas y discretas. Las simetrías discretas más importantes son C, P, T y sus combinaciones CP, T y CPT. La conjugación de carga (C) es la operación matemática que cambia los signos de todas las cargas de una partícula, por ejemplo, cambia el signo de la carga eléctrica. Conjugación de carga implica que para cada partícula cargada existe una antipartícula con la carga opuesta. La antipartícula de una partícula eléctricamente neutra puede ser idéntica a la partícula, como es el caso del pión neutro, o puede ser distinta, como pasa con el anti-neutrón debido al número bariónico. La paridad (P), o inversión espacial, es el reflejo en el origen del espacio de coordenadas de un sistema de partículas; i.e., las tres dimensiones espaciales x, y, y z se convierten en −x, −y, y −z, respectivamente. La inversión temporal (T) es la operación matemática que reemplaza la expresión del tiempo por su negativo en las fórmulas o ecuaciones de modo tal que describan un evento en el cual todos los movimientos son revertidos. La fórmula o ecuación resultante que permanece sin modificaciones tras esta operación se dice que es invariante bajo inversión temporal, lo cual implica que las mismas leyes de la física se aplican en ambas situaciones, que el segundo evento es indistinguible del original. Una película de dos bolas de billar que colisionan, por ejemplo, puede ser pasada hacia adelante o hacia atrás sin ninguna pista sobre cuál es la secuencia original en que ocurrieron los hechos. 

De este modo los físicos razonaron que si CP era una entonces T debería serlo también debido al teorema CPT. Sin embargo los experimentos siguientes, llevados a cabo en 1964, demostraron que los mesones K eléctricamente neutros de vida media larga, que debían decaer en tres piones, decaían una fracción de las veces en sólo dos de estas partículas, violando así la simetría CP. Suponiendo el teorema fundamental de CPT, la violación de CP implica también una violación de T. En este teorema, considerado uno de los pilares de teoría cuántica de campos, conjugación de carga, paridad e inversión temporal son aplicadas todas juntas y, combinadas, estas simetrías constituyen una simetría exacta de todos los tipos de interacciones fundamentales. Cabe notar que constantemente se realizan experimentos para verificar la validez de la simetría CPT – que hasta el día de hoy siempre se ha visto respetada.

Las violaciones de CP y de T tienen importantes consecuencias teóricas. La violación de la simetría CP permite a los físicos realizar una distinción absoluta entre materia y antimateria. Esta distinción puede tener implicaciones profundas en el campo de la cosmología: una de las incógnitas teóricas en física es por qué este Universo esta formado principalmente por materia. Con una serie de debatibles, pero plausibles, presunciones, se puede demostrar que la relación entre materia y antimateria que se observa pudo haber sido producida por el efecto de violación de CP durante las primeras fracciones de segundo después del Big Bang. Sin embargo, contrario a nuestras previsiones, la violación de CP medida en física de partículas hasta ahora no es suficiente para generar bariogénesis." 

                  

 Fragmento extraído de:   http://francis.naukas.com/2010/02/11/simetrias-c-p-t-cp-y-cpt/

Otro de los problemas que lleva de cabeza a los físicos es que el universo sea plano, osea que la densidad de materia y energía sea =1. Como hemos visto en el capitulo anterior el universo puede adquirir varias formas en función a su densidad. 

En función a los valores de edad, constante de Hubble, constante cosmologica "energía", cantidad de materia y cantidad de bariones, los datos nos dicen que tenemos un universo plano pero siempre con sus incertidumbres.  Ésto es otro problema en sí dado que viola el principio de mediocridad y que si fuera así, estaríamos otra vez en la incertidumbre de saber si nuestro lugar en el universo es especial y privilegiado o tan sólo es un lugar más como pueden haber otros sin que el nuestro tenga nada en especial,  véase el Pricipio de Copernico.

Pero las pruebas indican que el universo es perfectamente plano con una previsión del 1% esto nos dice que también tuvo que serlo hasta una parte en T 10 elevado a la 62 potencia en la época de Planck.

Otro problema es la homogeneidad que nos dan los datos del fondo cósmico de microondas. Para poder entender este resultado, debemos dar por hecho de que dos puntos opuestos de nuestro universo observable debieron estar unidos tiempo atrás para que se cumpla esta homogeneidad, para solucionar este problema se ha propuesto un modelo de inflación cósmica acelerada que tuvo que producirse al poco tiempo de nacer el Espacio-Tiempo a una velocidad exponencial e inimaginable y que duró muy poco tiempo.

Este hecho resolvería el por qué vemos un universo plano actuando como una plancha, alisando las posibles irregularidades que hubieran habido en el inicio.  

También explicaría la homogeneidad que nos muestran las obsevaciones porque corrobora el que miremos hacia donde miremos la temperatura del cosmos es prácticamente la misma y que en su inicio fuera tan pequeño como para alcanzar el equilibrio térmico. 

Ésta nueva propuesta requiere un nuevo componente por descubrir, pasaría por la presencia de un campo inflatón, el cual necesitaría una partícula mediadora, el Inflaton (aún por descubrir pero con sus propiedades teóricas bien definidas) y que hubiese tenido en el momento de la inflación cósmica un cambio de fase que causara dicha inflación exponencial.

Otra prueba que aportaría validez a la inflación sería la detección de luz polarizada llamada modo B, dicha luz a través de las ondas gravitatorias primordiales (YA DETECTADAS este mismo año pero no primordiales en una colisión de dos agujeros negros gracias al experimento LIGO)  habrían creado una débil señal que debería captarse en el fondo cósmico de microondas. 

El equipo de BICEP 2  anunció a principios de 2014 que  habían descubierto este tipo de luz y hubo un gran revuelo ya que daría paso a ratificar la inflación cósmica con una expansión brutal. También nos obligaría a aceptar que hubo un huevo cósmico que lo contenía todo, es decir, el universo surgió desde el vacío cuántico y ese fenómeno dejó huellas que veríamos a través de la luz de modo B "primordiales" que a su vez confirman las ondas gravitatorias primordiales provocadas por fluctuaciones cuánticas del inicio del universo.  Todo esto confirmaría el modelo ΛCDM. 

El destino final del universo.

Si importante es intentar saber lo que pasó, no menos es intentar saber que es lo que pasará.

Sabemos que el universo ha entrado en una expansión acelerada si los datos futuros no nos dicen lo contrario. Parece ser que la constante cosmológica y la muerte fría,  también llamada "Big Rip" ganará la batalla tanto a la "respiración cósmica" como al "Big Crunch" el frenado de la expansión y posterior regreso a una Singularidad.

Si el Cosmos continua su aceleración constante y exponencial todo indica que la muerte será fría. Pero no sólo la contante cosmología nos dejará en un inmenso vacío cósmico, también las estrellas morirán dejando cadáveres estelares, (como llegará a ser nuestro Sol)  las galaxias dejarán de tener los materiales primordiales para crear nuevas estrellas y luego los agujeros negros no tendrán de que alimentarse sumiendo al universo en un lugar frío y oscuro.

Y aquí va mi duda :

La inflación cósmica tuvo lugar dentro del primer segundo de vida del universo,  he creído entender que hasta dentro de la época de Plank,  según dice en el libro, en menos de un attosegundo tuvo un crecimiento exponencia de 10*26. La comparación de éste crecimiento es como si el radio de un átomo de hidrógeno creciera hasta alcanzar el tamaño de la mitad de una unidad astronómica. Pero ¿cuanto tiempo duró este crecimiento en total ? No me cuadra,  se sabe que hubo este periodo de expansión rápida y que luego se deceleró para luego otra vez comenzar a acelerarse pero más "tranquilamente"

En función a estas recreaciones gráficas, algunas ponen la inflación hasta el fondo cósmico de microonda o otras antes,  ¿alguien me puede decir "si se sabe realmente" cuanto tiempo duró la inflación y cuanto tamaño adquirió antes de decelerar?

¿Que provocó que la inflación dejase de acelerar?

¿Podría ser por la pérdida de densidad de materia-energia gracias al espacio formado o adquirido en el proceso?

¿Podría ser también que al principio el propio campo gravitatorio fuese repulsivo y tuviera un cambio de fase en el momento de la deceleración o antes, pudiendo sustituir así al campo inflatón? Y luego entrara en juego la energia oscura.

Espero no haberme alargado mucho, gracias por darme la oportunidad de disfrutar.

Orígenes. El universo. Capítulo 5 - Nuevos Componentes

Echándome la manta a la cabeza, me he propuesto resumir el capítulo 5 de este interesantísimo y complejo libro.  El capítulo está dividido en tres subcapítulos. Materia oscura, energía oscura y oscilaciones bariónicas. ¿Quién de nosotros no ha oído hablar del lado oscuro del universo? ...jeje, Por cierto, me pregunto quién pone los nombres en Astrofísica, para poder decirle que es muy poco original, ¡todo es oscuro!! Y luego, nos sorprendemos si los profanos nos confundimos y la liamos. Pero vamos a ver si he entendido algo del capítulo y he sido capaz de ver algo de luz entre tanta opacidad y os explico qué diferencia hay entre estos conceptos tan complejos y negruzcos. Si he metido la pata en algo por favor decidlo que aquí estoy para aprender y no soy en absoluto una experta. ¡Ah! Si alguien puede explicarme qué diferencia hay entre materia oscura y perdida se lo agradecería, aunque no se trate en este capítulo. También quisiera agradecer y felicitar a Gaspar Sánchez y Jorge Bueno por sus espléndidos resúmenes.

Materia oscura

En primer lugar, un poco de historia. Se considera al astrónomo de origen búlgaro pero afincado en Suiza, Fritz Zwicky como una de las personalidades más brillantes y complejas del siglo XX. Físico y matemático que combinaba una enorme capacidad de trabajo con una febril imaginación. Personaje contradictorio de difícil trato, pero sincera generosidad. Es realmente uno de los protagonistas de todo el capítulo, aunque no el único, claro.

Fritz divisó por primera vez conceptos como el de las estrellas de neutrones y explosiones de supernovas como la fase final de la evolución de las estrellas masivas. Ideó el uso de supernovas como candelas estándar que permiten medir distancias a objetos cósmicos. También divisó la existencia de lentes gravitacionales y la presencia de materia oscura en el universo.

Su mayor descubrimiento fue observando el Cúmulo de Galaxias Coma. Y para hacérnoslo fácil, el autor nos pone como ejemplo nuestro Sistema Solar en el que se observa la tercera ley de Kepler, que relaciona el tiempo de traslación de un planeta alrededor del Sol y la distancia entre ellos. El Sistema Solar es, desde un punto de vista gravitatorio, sencillo porque casi toda la masa se encuentra en el centro. En un sistema más complejo, como el Cúmulo Coma, hay muchas masas moviéndose unas en torno a las otras y la situación se complica, aunque es matemáticamente similar.

Primera evidencia. Ya en 1930 se podían observar más de mil galaxias en un espacio relativamente pequeño como es el Cúmulo Coma.  Todas orbitando en un centro común cerca del cual residen dos galaxias elípticas supergigantes. Igual que en nuestro Sistema Solar, una galaxia que se moviera demasiado rápido habría sido expulsada del cúmulo y otra que se moviera demasiado despacio habría sido engullida por las galaxias supergigantes, pudiendo haber ocurrido innumerables veces. Existe un equilibrio físico expresado en una ecuación matemática llamada teorema del virial que promedia las velocidades de los objetos que forman el cúmulo y su masa total.

Fritz Zwicky en 1933 presento su primer trabajo sobre la distribución de velocidades de galaxias en el Cúmulo de Coma, y la comparación de estas velocidades con la masa total del mismo. Usando el teorema virial esperaba que las velocidades fueran del orden de 80 Km/s pero inesperadamente, el resultado que obtuvo fue de 1.000 Km/s. Completamente seguro de haber hecho un buen trabajo y que sus mediciones eran correctas, solo le quedaba la opción de pensar que en el cúmulo había más masa de la que se podía ver. A esa masa la llamó materia oscura.

Segunda evidencia.  Para esta tuvieron que pasar casi 40 años, gracias a la gran astrónoma americana Vera Rubin, mientras analizaba curvas espectrales. Rubin, encontró que la velocidad de giro del material de la galaxia espiral que estaba midiendo, tendía hacia una velocidad límite constante al acercarse a la zona exterior del disco. La única posibilidad de que esto ocurra es postulando que existe una gran cantidad de materia, no luminosa, que rodea a las galaxias espirales, materia oscura. Desde entonces se ha confirmado con innumerables observaciones.

Tercera evidencia. De nuevo Zwicky, se adelantaba a su tiempo. Una de sus ideas fue la posibilidad de detectar lentes gravitatorias, que son imágenes muy distorsionadas de objetos celestes producidas cuando la luz que emiten atraviesa una zona donde la influencia del campo gravitatorio de otro objeto cercano es muy intenso. El análisis de múltiples imágenes distorsionadas y espejismos cósmicos permite calcular la masa del objeto cercano causante de las distorsiones. Con este método, y el Telescopio Espacial Hubble con su punto de observación fuera de la atmosfera terrestre, se ha medido la masa de cantidad de galaxias y cúmulos de las mismas. Una vez más, el resultado de las mediciones de las masas indica que contienen más materia de la que podemos ver.

Qué no es. En primer lugar, no puede estar formada por objetos habituales que no emiten luz, como agujeros negros, planetas o estrellas, ya que existen observaciones que han puesto límite superior a la abundancia posible de esos objetos, y que es inferior a la cantidad necesaria para explicar la materia oscura observada. Por otra parte, las condiciones iniciales del Universo (la composición química inicial) también limitan la cantidad de materia oscura que pueda estar formada por partículas conocidas, que son menos de la quinta parte, excluyendo también a los neutrinos (que si formarían parte de la materia oscura)

Lo que sí es. Propiedades. Evidentemente tienen masa, ya que reaccionan gravitacionalmente sin participar en otras interacciones. No tiene carga eléctrica y no interacciona, que se haya visto, a través de ninguna otra fuerza con el resto de las partículas.

Los físicos tendrán que buscar una partícula en el Modelo Estándar o fuera de él que encaje en todo ello, ¡a por el reto!

Energía oscura

En 1995 el modelo del Big Bang estaba bien establecido, aunque sus parámetros no habían sido medidos con precisión. Se sabía que el universo estaba en expansión y saber la velocidad a la que se expandía (constante de Hubble H₀) y la que se frena (constante de frenado q), era uno de los objetivos para entender el origen y el futuro del universo, con la esperanza de que el Telescopio Espacial Hubble ayudara a ello. Para conocer la constante de frenado, se intentó medir la densidad de materia-energía del Universo, ya que es esta densidad, por acción gravitatoria, la que actúa como resistencia a la expansión.

Un poco de geometría. La densidad del universo (ρ) se suele medir en comparación con densidad crítica (ρ_crit): que es el valor exacto que separa el universo en eterna expansión de un universo que eventualmente se frenará y colapsará de nuevo. Para este coeficiente suele usarse la letra griega omega Ω = ρ/ρ_{crit .}   De modo que según los resultados que obtengan:

 

Ω = 0 correspondería a un universo vacío

0< Ω < 1 a un universo en eterna expansión

Ω = 1 a un universo con densidad crítica

Ω > 1 a un universo que recolapsaría a una singularidad

 

Desde un punto de vista estrictamente geométrico, la densidad crítica representa también soluciones diferentes al de modelo de universo. De manera que:

 

Comparando densidades con línea espacio – tiempo

Densidad Ω > 1 Universo cerrado - Esférico

 

 

Densidad Ω < 1 Universo abierto - Hipérbola

 

 
Densidad Ω = 1 Universo plano - Euclidiano

 

 
 

Experimentación. También en ciencia se cae en expectativas sesgadas, como nos ocurre muchas veces a todos nosotros. La gran mayoría de los astrónomos estaban de acuerdo en que el resultado debía ser Ω = 1 y que la velocidad de expansión tenía que ser de 50-100km/s/Mpc. Pero muchas de las mediciones daban una densidad de Ω < 1

 

Así que se pusieron manos a la obra para saber el resultado correcto, Para lograr este objetivo idearon un experimento basado en una de las muchas ideas de Fritz Zwicky (el de la materia oscura). Pues bien, recordareis de capítulos anteriores que en la evolución estelar existían ciertos umbrales de masa que una estrella debía superar para poder alcanzar nuevas reacciones nucleares, de lo contrario la estrella agotaba su combustible y moría convirtiéndose en una enana blanca. Pero a veces, estos cadáveres forman parte de un sistema binario y poco a poco pueden ir atrayendo el material de su compañera haciendo que crezca su masa. Cuando esta masa llega aproximadamente a 1,38 veces la masa del Sol, se produce una explosión llamada supernova tipo Ia. Se sabe que esta explosión se da cuando la estrella tiene una masa muy concreta, lo que hace que pueda considerarse que todas las supernovas de este tipo son idénticas entre sí, y se utilizan para estimar distancias con gran precisión y averiguar la energía exacta que ha liberado. Conociendo esta energía y comparándola con la de la Tierra podemos, aplicando la ley inversa del cuadrado, calcular la distancia a la que se encuentra la supernova. Combinando estas distancias con las medidas de corrimiento al rojo (Redshift), se obtiene la estimación aproximada de la velocidad a la que se ha ido expandiendo el universo en cada época.

 

En dos estudios publicados independientemente en 1998 y 1999, se anunció un resultado inesperado. Las observaciones mostraban que la expansión del universo no solo no se frenaba, sino que, ¡se estaba acelerando! Es decir, no solo la atracción gravitatoria no era suficiente para desacelerar la expansión, sino que tenía que existir un “ente” que desconocíamos que compensara la fuerza de la gravedad y la acelerara. Este “ente” es el que llamamos energía oscura.

 

El cosmólogo John Wheeler resume la ecuación de campo de Einstein diciendo “el espacio-tiempo le dice a la materia como debe moverse y la materia le dice al espacio-tiempo como debe curvarse” La visión sesgada que tenía Einstein del universo no le permitía aceptar que no fuera infinito, y colocó en la formula una constante cosmológica que actuaba como una energía que la dotaba de densidad constante. Me explico, mientras para un gas la densidad y la presión se reducen cuando el volumen aumenta, la energía oscura actúa de modo que a pesar de que el universo se expanda, lo hace manteniendo la densidad. Esa constante hoy, la llamamos energía oscura.

 

De la energía oscura desconocemos qué tipo de ente (partícula, fuerza, campo, energía) puede tener las propiedades que se necesitan para este fenómeno. Hay trabajo para mucho tiempo.

 

Oscilaciones bariónicas

Por lo visto, las oscilaciones bariónicas son tan importantes como herramienta para la investigación como lo son las candelas estándar. Poder observar la escala del pico bariónico actúa como regla estándar.

Pero, ¿qué es un pico bariónico? Imaginémonos tirando guijarros a las tranquilas aguas de un lago mientras nos entretenemos viendo como cada uno de ellos genera las conocidas ondas circulares en el punto donde se hunde y se cruzan una con otras. Ahora imaginemos que el agua del lago se congela de golpe, dejando impresas las ondas y el lugar exacto donde cayó la piedra. Pues algo parecido ocurre cuando los astrónomos observan el fondo cósmico de microondas.  

 

Lo mismo ocurre con la distribución de materia del universo. Desde el mismísimo origen existieron pequeñas inhomogeneidades en ella, y estas dieron lugar a ondas de presión/densidad que se desplazaron por el medio (como las ondas de nuestro lago) compuesto de materia y radiación, a la velocidad de la luz. Recordemos que hace 380.000 años en el universo se produjo la recombinación (momento en el cual por primera vez se unieron electrones y protones) y los fotones se liberaron de la materia (mientras formaban el fondo cósmico de microondas), y estas ondas con forma de coronas esféricas quedaron “congeladas” a una distancia igual a la que habían viajado hasta ese momento. Hoy podemos observar esas “huellas” en los mapas de fondo cósmico de microondas y constatar que esas superficies esféricas contenían ligeras sobredensidades en comparación con el resto del universo y que en esos puntos más densos (picos bariónicos) es donde podemos encontrar más densidad de galaxias.

Me ha quedado un poco largo, lo siento :)

 

 

Orígenes. El Universo. Capítulo 4 - Pruebas observacionales

Siempre ha habido pensadores, gente que expresa su opinión o su visión sobre algo basándose en argumentos lógicos o, en épocas más recientes, matemáticos. Pero toda opinión o visión sobre algo necesita ser demostrada cierta.

En general una visión u opinión en cuanto a algún hecho que ocurra en algún lugar del universo se puede clasificar como:

• Ley o Principio, que serían las certezas absolutas
• Teoría, algo que tiene una cierta fiabilidad
• Modelo, una especie de juego académico o experimento mental

En astrofísica y cosmología, la experimentación es muy complicada, por lo que para demostrar algo, hay que observar y obtener pruebas observacionales.

Creemos que el origen del universo se basa en que hubo una gran explosión que dio lugar a todo lo que vemos y tenemos pruebas observacionales de ello. La primera prueba y casi la más importante, la obtuvo Edwin Hubble apoyándose en las observaciones de Milton Humason, el no-astrónomo profesional más importante del s. XX. Usando la técnica para medir velocidades de objetos extragalácticos, basada en el efecto Doppler que puso en práctica Vesto Slipher, e intentando resolver estrellas variables del tipo Cefeida en otras galaxias, las cuales tienen una relación entre su luminosidad intrínseca y su periodo de variabilidad tal y como encontró Henrietta Leavitt, Hubble encontró que las galaxias se alejan de nosotros, y que cuanto más lejos, más rápido se alejan. Encontró una relación tan sencilla como que la velocidad es proporcional a la distancia. Esta proporcionalidad la da la constante de Hubble, que no es exactamente constante, sino que varía con el tiempo.

Representación de la ley de Hubble (Fuente)

Se podría pensar que estamos en el centro del universo, y así lo pensó Hubble, pero en realidad todo se aleja de todo y si estuviéramos en otro lugar del universo, observaríamos lo mismo. Lo que ocurre es que lo que se expande es el espacio-tiempo y no hay ningún lugar privilegiado.

Uno de los grandes problemas que ha tenido el modelo de la Gran Explosión es que se ha dado a entender, sobre todo a nivel de divulgación, que la explosión tuvo lugar en un determinado punto y a partir de ahí se expandió. Es un error, en el momento de la Gran Explosión, el universo ya era infinito y lo que ocurre es que en ese momento, todos los puntos del universo, es decir del espacio tiempo comienzan a expandirse.

Hay otra prueba muy importante y que se basa en la química. Fraunhofer construyó el primer espectrógrafo funcional y Kirchoff y Bunsen descubrieron que las líneas que se observaban en los espectros de Fraunhofer eran los elementos químicos presentes en lo que se estaba observando o en lo que había entre ese objeto observado y el observador. Observando los espectros de estrellas, galaxias y demás objetos del universo hemos visto que el universo se compone principalmente de dos elementos en proporciones de un 74% de hidrógeno y un 24% de helio. El resto de los elementos del universo son metales (químicos taparos los ojos, porque lo de que los astrofísicos llamamos metal a todo lo que no sea H o He es totalmente cierto).

Los avances en el conocimiento de física nuclear combinado con las pruebas observacionales llevaron al Alpher y Gamow a publicar uno de los artículos más importantes de la historia de la cosmología, “el artículo αβγ”. En él, mediante cálculos de física nuclear se demostraba que la composición química del universo observada coincidía con lo predicho por el modelo de la gran explosión.

Sin embargo la composición química, va cambiando poco a poco. El componente principal de las estrellas es el hidrógeno y lo utilizan para generar energía y emitir radiación. Esta generación de energía se realiza mediante reacciones nucleares en las que se fusiona el hidrógeno para generar He (mediante las cadenas protón-protón y ciclo CNO). A partir del He se genera carbono y a través del proceso α se pueden fusionar elementos más pesados que, cuando la estrella muere, enriquecen el medio interestelar con elementos más pesados que el H y He originales.

La última prueba observacional que tenemos es el fondo cósmico de microondas. El universo no se compone sólo de elementos químicos, también de radiación (y de materia y energía oscuras…). Cuando el universo se hizo transparente a la radiación, ésta empezó a distribuirse por todo el universo. El descubrimiento del fondo cósmico de microondas es conocido por todos y ya se mencionó en el resumen de los capítulos 1, 2 y 3. Penzias y Wilson estaban trabajando con una antena de telecomunicaciones que estaban reutilizando para estudiar la emisión en radio de la Vía Láctea y otros objetos del cielo. En los datos que obtenían, había un ruido de fondo que no conseguían eliminar ni limpiando la “sustancia dieléctrica blanda” que habían dejado unas, ni desmontándola y volviéndola a montar. Le comentaron este hecho a un astrónomo y éste les habló de un artículo que Pebbles, Dicke, Roll y Wilkinson, de la universidad de Princeton, habían estado escribiendo sobre la temperatura del fondo cósmico. Penzias y Wilson llamaron a Princeton y les contaron lo que habían descubierto. Penzias y Wilson se anticiparon al equipo de Princeton. Ambos equipos escribieron unos artículos anunciando sus resultados (aquí y aquí), pero sólo Penzias y Wilson. recibieron el Premio Nobel.

Fondo Cósmico de Microondas obtenido por el satélite Planck (Fuente: ESA)

El ruido que “vieron” Penzias y Wilson parecía provenir de todos los lados del universo con igual intensidad. Esa isotropía perfecta se debe sólo a que la antena no tenía la suficiente precisión. Resultados posteriores obtenidos con satélites más precisos como COBE, WMAP o Planck han revelado pequeñas variaciones de temperatura en ese fondo de microondas (¡del orden de poco más de una millonésima de grado!). Sin embargo, esas pequeñas variaciones son las que podrían ayudarnos a explicar la evolución del universo en un futuro para llegar a lo que podemos observar hoy.

Este capítulo también dedica unas páginas muy importantes a la evolución estelar, pero a pesar de que la evolución estelar es mi campo preferido en Astrofísica, he preferido no resumirla por no constituir, de manera directa, a las principales pruebas observacionales de la evolución del universo. Si queréis podemos comentarlo en la discusión.

No propongo un tema de discusión en especial, creo que el capítulo da para mucho y todos tendremos dudas o ideas para comentar, pero sí me gustaría hacer un pregunta. Como astrofísico lo que más me ha llamado siempre la atención es que la única manera de obtener información de objetos que están muy lejos es a través de la luz que recibimos. Prácticamente a través de medidas fotométricas o espectrográficas (y sus variaciones como por ejemplo espectropolarimetría). Esto no siempre pasa en otras áreas, trabajando en ingeniería veo que todo se puede medir in situ. ¿Qué os parece ésto? ¿Creéis que con sólo medir la luz llegaremos a tener un conocimiento detallado del universo o necesitaremos más?

Orígenes. El Universo. Resumen de los capítulos 1, 2 y 3

Hoy toca resumir los tres primeros capítulos de El Universo, la parte de Orígenes escrita por Alberto Fernández Soto (@AlbertoFdezSoto). Es un libro extenso y complejo. Este es el resumen con el que abrimos esta experiencia de lectura compartida. Debido a la complejidad del tema he decidido dejar muchos detalles fuera de este resumen y concentrarme en los puntos principales que permitan entender lo esencial, plantear un debate y discutir sobre las cuestiones que puedan generar más dudas. Sabemos que un modelo exitoso para explicar el origen de nuestro universo es el del Big Bang. Este modelo postula que todo el contenido del Universo apareció de forma repentina en un momento concreto de nuestro pasado. ¿Y qué es todo lo que contiene nuestro Universo? Sencillo, 4 cosas: materia, energía, espacio y tiempo. Desgraciadamente aquí termina la sencillez. Para poder entender bien lo que ocurrió en el Big Bang es necesario que tengamos una idea más precisa de algunas cosas. EL MODELO ESTÁNDAR DE LA FÍSICA DE PARTÍCULAS El modelo estándar de la física de partículas elementales está considerada como una de las teorías más exitosas de la física. Describe las relaciones entre las interacciones fundamentales conocidas (a excepción de la gravedad) y las partículas elementales que componen toda la materia. En la siguiente imagen podemos ver un esquema en el que aparecen las partículas elementales y sus relaciones con las interacciones y las, mucho más familiares, partículas compuestas.

Fuente: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Archivo-Informaci%C3%B3n_general_de_part%C3%ADculas.png

Empecemos por la materia. Al nivel más fundamental toda la materia está constituida de quarks y leptones. Existen seis quarks y seis leptones (véase la tabla inferior). Cada una de estas partículas tiene una serie de propiedades que las caracterizan, determinadas por el valor que toma su masa, su carga, su spin, etc. Tanto quarks como leptones se agrupan en parejas de masa similar que se denominan generaciones. La masa va aumentando de acuerdo al número de la generación, siendo la tercera la más pesada observada hasta el momento. Otro aspecto interesante a destacar es que todos los quarks y leptones tienen una cosa en común: su spin semientero igual a ½. El spin es una propiedad que determina el modo en que estas partículas se pueden agrupar. No puede haber más de una partícula con spin semientero ocupando un mismo estado cuántico. A estas partículas se denominan fermiones. 

Fuente: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Generaciones_delamateria.png

A todo lo anterior hay que añadir que por cada partícula de materia existe su equivalente partícula de antimateria, idéntica en masa pero con los valores de sus otras propiedades invertidos. Por cierto, la materia y la antimateria se llevan a matar y cuando se encuentran se aniquilan. La distintas interacciones que pueden darse entre las partículas están mediadas por otras partículas que tienen spin entero y que denominamos bosones. Los bosones, a diferencia de los fermiones no tiene ningún problema en compartir estado cuántico. Existen 6 bosones, 5 de ellos de existencia confirmada: el fotón, el bosón W, el bosón Z, el gluón y el bosón de Higgs; y el gravitón que es hipotético. En la tabla podemos ver la interacción mediada por cada uno de ellos. Cuando tiene lugar una interacción entre dos partículas esta se realiza mediante el intercambio virtual de los bosones mediadores de esa interacción. Lo de virtual se refiere a que existe sólo durante un intervalo de tiempo muy breve, permitido por el principio de incertidumbre de Heisenberg. Todo esto aplica por igual a la antimateria. Los quarks pueden juntarse para formar agrupaciones estables denominadas hadrones. En este caso la interacción en juego es la nuclear fuerte, el gluón la partícula mediadora y la cromodinámica cuántica la teoría que explica el conjunto de leyes que rigen este tipo de interacción. Existen dos tipos de hadrones: mesones y bariones. Los mesones están formados por la unión de un quark y un antiquark mientras que los bariones están constituidos por la unión de tres quarks. Los protones y neutrones, constituyentes del núcleo de los átomos, son bariones. Por último, los familiares átomos son agrupaciones de núcleos y electrones que interaccionan según las leyes de la electrodinámica cuántica.

Property/Interaction	Gravitation	Weak	Electromagnetic	Strong
		(Electroweak)		Fundamental	Residual
Acts on:	Mass - Energy	Flavor	Electric charge	Color charge	Atomic nuclei
Particles experiencing:	All	Quarks, leptons	Electrically charged	Quarks, Gluons	Hadrons
Particles mediating:	Graviton (theoretical)	W+ W− Z0	γ	Gluons	Mesons
Strength in the scale of quarks:	10−41	10−4	1	60	Not applicable to quarks
Strength in the scale of protons/neutrons:	10−36	10−7	1	Not applicable to hadrons	20

Fuente: https://en.wikipedia.org/wiki/Standard_Model#Fundamental_forces

LA HISTORIA TÉRMICA DEL UNIVERSO Una vez presentados las elementos fundamentales para entender el puzzle vamos a ver como entran en juego en lo que sabemos de la formación del Universo. La historia del universo desde el Big Bang es la de un enfriamiento. El momento exacto en el que tiene lugar el Big Bang marca el comienzo del tiempo y el espacio. La temperatura a todos los efectos puede considerarse infinita. Este instante es una singularidad en la que fallan todas nuestras leyes conocidas y donde se supone que sólo una teoría cuántica de la gravedad podría explicar lo ocurrido. Cuando el tiempo transcurrido desde el Big Ban era de 10^-12 s y la temperatura 10^12 K el universo consiste en un plasma formado por quarks, leptones y gluones. Tenemos que esperar hasta que la temperatura se reduzca a 10^10 K, 10^-6 tras el big Bang, para que los quarks empiecen a formar enlaces entre sí y puedan formarse neutrones, protones y otros hadrones así como sus respectivas antipartículas. La presencia de materia y antimateria hace que sean frecuentes los procesos de aniquilación dando lugar a gran cantidad de radiación que es de hecho el principal componente del universo en esta época. En algún punto del proceso de creación y eliminación de estas partículas alguna asimetría, aún no entendida del todo, favoreció a la materia sobre la antimateria lo que explica su abundancia en el universo tal y como lo conocemos ahora. Pero es importante entender que si esta asimetría no hubiera tenido lugar habría conducido a la aniquilación total de la materia o a una segregación necesaria de regiones del universo con sólo materia o antimateria, cosa que no se observa. Al cumplirse la primera décima de segundo tras el Big Bang tiene lugar un desequilibrio entre la proporción de neutrones y protones en el universo. La temperatura sigue bajando y las reacciones protón + electrón que crean nuevos neutrones y que compensan la desintegración de los inestables neutrones libres ya no pueden producirse. Se alcanza la proporción actual de núcleos atómicos: tres cuartas partes de núcleos de hidrógeno (protones), una cuarta parte de núcleos de helio, y mínimas trazas de cualquier otro núcleo. Al segundo de vida del universo la densidad y temperatura del universo ha bajado tanto (50000 veces la del hierro y 10000 millones de grados, respectivamente) que los neutrinos pueden moverse sin interaccionar con la materia que les rodea. Desde esa época estamos bañados por un mar de neutrinos que contienen una valiosa información de las reacciones que tuvieron lugar en esa época.. pero que no podemos detectar. A los 10 segundos aproximadamente de la creación del universo se alcanza un estado en el que las uniones entre protones y neutrones pueden mantenerse estables sin que la radiación y las colisiones con otras partículas las rompan. No obstante, a esa temperatura los núcleos del compuesto más sencillo, el deuterio, son inestables. Habrá que esperar hasta que hayan transcurrido unos 4 minutos para que la temperatura, de sólo unos 1000 millones de grados, permita la existencia de núcleos estables. Este es el periodo de creación de los núcleos complejos mediante reacciones nucleares. Transcurridos unos 20 minutos la temperatura ya ha bajado hasta 300 millones de grados y la densidad del universo es similar a la del mercurio. Las reacciones nucleares se frenan por completo. La proporción de un protón y un electrón por cada mil millones de fotones queda fijada desde este momento hasta nuestros días. A partir del minuto 20 entramos en una fase de expansión y enfriamiento. El universo pasa de estar constituido de una mezcla de partículas cargadas (protones, núcleos de helio y electrones libres) a una mezcla de partículas neutras (átomos de hidrógeno y helio). En esta transición ocurre algo maravilloso: se hace la luz. Los fotones que no podían viajar libremente en una atmósfera cargada eléctricamente pasan a moverse sin interacción distancias cósmicas. Estos son los fotones detectados en el fondo de microondas por Penzias y Wilson en 1965. Transcurridos 380000 años de edad nos encontramos con un universo compuesto por un 75% de hidrógeno neutro y un 25% de helio, con una fracción mínima, del orden de 0,01% de otros átomos ligeros. Habrá que esperar hasta las primeras estrellas exploten como supernovas para que aparezcan el resto de elementos de la tabla periódica. Hasta aquí grosso modo los primeros tres capítulos. Me he dejado muchas cosas sin explicar pero claro, para eso está el libro. Muchas de las cosas de las que no he hablado volverán a aparecer en el libro más adelante: ¿qué ocurrió durante los primeros 10^-43 segundos?, ¿qué es exactamente una singularidad?.. Tampoco he hablado de la materia y la energía oscura un tema fascinante pero que volverá a aparecer con más detalle en el tema cinco. Llega el momento de vuestros comentarios para profundizar y comentar todo lo interesante que yo me he dejado fuera.