Cosmología - InET - Curso IB Septiembre 2012

Colecc iCo lecc in : LAS C I ENC IAS NATURALES Y LA MATEMn: LAS C I ENC IAS NATURALES Y LA MATEMT ICATICA

COSMOLOGADr. Alejandro Gangui

Distribucin de carcter gratuito.

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pCosmologia Pag Iniciales 2010 11 08:Maquetacin 1 19/11/2010 01:54 p.m. Pgina 1

a u t o r i d a d e s

PRESIDENTE DE LA NACINDra. Cristina Fernndez de Kirchner

MINISTRO DE EDUCACINDr. Alberto E. Sileoni

SECRETARIA DE EDUCACINProf. Mara Ins Abrile de Vollmer

DIRECTORA EJECUTIVA DEL INSTITUTO NACIONAL DEEDUCACIN TECNOLGICALic. Mara Rosa Almandoz

DIRECTOR NACIONAL DEL CENTRO NACIONAL DEEDUCACIN TECNOLGICALic. Juan Manuel Kirschenbaum

DIRECTOR NACIONAL DE EDUCACIN TCNICO PROFESIONAL YOCUPACIONALIng. Roberto Daz

Ministerio de Educacin.Instituto Nacional de Educacin Tecnolgica.Saavedra 789. C1229ACE.Ciudad Autnoma de Buenos Aires.Repblica Argentina.2009


Colecc iCo lecc in : LAS C I ENC IAS NATURALES Y LA MATEMn: LAS C I ENC IAS NATURALES Y LA MATEMT ICATICA

COSMOLOGADr. Alejandro Gangui


Gangui, AlejandroCosmologa / Alejandro Gangui; dirigido por Juan Manuel Kirschen-baum.- 1a ed. - Buenos Aires: Ministerio de Educacin de la Nacin. InstitutoNacional de Educacin Tecnolgica, 2009.172 p. ; 24x19 cm. (Las ciencias naturales y la matemtica)

ISBN 978-950-00-0709-2

1. Cosmologa.2. Enseanza Secundaria.I. Kirschenbaum, Juan Manuel, dir.II. Ttulo

CDD 113.071 2

Fecha de catalogacin: 17/07/2009

Impreso en Anselmo L. Morvillo S. A., Av. Francisco Pienovi 317 (B1868DRG),Avellaneda, Pcia. de Buenos Aires, Argentina.

Tirada de esta edicin: 100.000 ejemplares

Coleccin Las Ciencias Naturales y la Matemtica.Director de la Coleccin: Juan Manuel KirschenbaumCoordinadora general de la Coleccin: Hayde Noceti.

Queda hecho el depsito que previene la ley N 11.723. Todos los de-rechos reservados por el Ministerio de Educacin - Instituto Nacional deEducacin Tecnolgica.

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Industria Argentina

ISBN 978-950-00-0709-2

Director de la Coleccin: Lic. Juan Manuel KirschenbaumCoordinadora general y acadmica

de la Coleccin:Prof. Ing. Hayde Noceti

Diseo didctico y correccin de estilo:Lic. Mara Ins NarvajaIng. Alejandra Santos

Coordinacin y produccin grfica:Toms AhumadaDiseo grfico:

Mara Victoria BardiniIlustraciones:

Diego Gonzalo FerreyroRetoques fotogrficos:Roberto SobradoDiseo de tapa:

Toms AhumadaAdministracin:

Cristina CaratozzoloNstor Hergenrether

Nuestro agradecimiento al personaldel Centro Nacional de EducacinTecnolgica por su colaboracin.


El Autor

Alejandro Gangui es Doctor en Astrofsica e Investiga-dor del Conicet en temas de cosmologa en el IAFE -Instituto de Astronoma y Fsica del Espacio. Es tam-bin Profesor de la Facultad de Ciencias Exactas y Na-turales de la Universidad de Buenos Aires. Se doctoren Italia, ms precisamente en Trieste, donde tambinnaci su hija, Lucila. Luego de realizar estudios pos-doctorales en el ICTP, tambin en Trieste, se mud consu familia a Pars, Francia. All fue investigador en elObservatorio de Pars, ciudad donde naci su hijo, Ma-tas. Lucila hace unas esculturas (en plastilina) y unosdibujos (en todos lados) hermossimos (infuencia ita-liana?); Matas literalmente devora ormas completas dequeso (Francia?). Denise, esposa de Alejandro, an nologr colocarlo en la buena senda. El autor persiste endedicar tiempo para actividades tales como: la Educa-cin en Astronoma (didctica), la organizacin deconferencias para todo pblico (El Universo de Eins-tein), el descubrimiento de residencias donde vivieronpersonajes ilustres (la residencia Wassermann en Bue-nos Aires, donde vivi Einstein), la organizacin deconcursos literarios juveniles (La Ciencia en los Cuen-tos), el descubrimiento y estudio de un manuscrito in -dito de Einstein de 1925 (Science in Context), etc.Denise tampoco logr disuadirlo de que escribiera al-gunos libros, como los de Eudeba para chicos sobre As-tronoma (Quers Saber?) y aqul en el que estudia elCosmos de Dante Alighieri (Potica astronmica).

Dr. Alejandro Gangui


CAPTULO 1QU ES LA COSMOLOGA? 9 La ciencia en la antigedad y el paulatino despertar intelectual 11 La unificacin de la ciencia del cielo con la de la Tierra 13 Einstein y una nueva teora de la gravitacin 14 Nuevas teoras, nuevas predicciones 15 Observaciones pioneras de la luz de las galaxias lejanas 16 Un universo que se expande 18 Lnea de tiempo 20Actividad 1: La ley de expansin de Hubble 22

CAPTULO 2UNA HISTORIA SUCINTA DEL UNIVERSO 25 La luz ms antigua del universo 30 La formacin de las estrellas, los planetas y, eventualmente la vida en la Tierra 31 Un futuro deseado: la gran unificacin de toda la Fsica 32Actividad 2: El tiempo del Planck 36Actividad 3 38

CAPTULO 3UNIVERSO EN EXPANSIN 41 El corrimiento al rojo de la luz 41 El efecto Doppler-Fizeau y la recesin de las galaxias lejanas 42 Aleksandr Friedmann 44 Georges Lematre 47 El Big Bang 51Actividad 4: Unificacin de la fsica terrestre y de la celeste 52Actividad 5: Si las galaxias se alejan con la expansin del universo,cmo es que algunas colisionan entre si? 54

CAPTULO 4PILARES DEL BIG BANG 57 La sntesis de los ncleos atmicos 58 Materia no ordinaria 61 La radiacin csmica del fondo de microondas 63 El descubrimiento de la radiacin csmica de fondo 65 Esferas del luz: la superficie de la ltima difusin 67

NDICE


La geometra del universo 70 El parmetro Omega 72Actividad 6: La isotropa del espacio 74Actividad 7: La homogeneidad del espacio 75

CAPTULO 5LIMITACIONES DE LOS MODELOS: LA INFLACIN 79 Un universo plano 80 Un universo homogneo 82 Buscando soluciones a los problemas del Big Bang 84 Monopolos 85 La inflacin 87 Semillas gravitatorias primordiales 89 La formacin de estructuras astrofsicas 91 Los fundamentos del Big Bang 92 El principio cosmolgico 94Actividad 8: El principio cosmolgico 96Actividad 9: Isotropa versus homogeneidad 98

CAPTULO 6PLANETAS EXTRASOLARES 101 Cmo se form nuestro Sistema Solar? 102 Planetas extrasolares 105 Deteccin de exoplanetas y sistemas de planetas extrasolares 106 Exoplanetas como la Tierra? 109

CUERDAS CSMICAS 113 Formacin de defectos topolgicos 118 Generacin de Corrientes en Cuerdas Csmicas 122 El futuro de los lazos de cuerdas csmicas 124 Efectos gravitatorios de las cuerdas csmicas 125 Astrofsica con cuerdas conductoras 128

EL GRAN COLISIONADOR DE HADRONES LHC 131

ALGUNAS PREGUNTAS Y RESPUESTAS SOBRE TEMAS VARIOS DE COSMOLOGA 138 GLOSARIO 142 BIBLIOGRAFA 171


Co smo l o g a8

Acuarelas de la Luna (Galileo Galilei)

Siderius Nuncius (Galileo Galilei)

capitulo 1 correccion final COR10sep09 2010:Maquetacin 1 19/11/2010 01:32 p.m. Pgina 8

Qu es la cosmologa? 1Captulo

9


La cosmologa es la ciencia que estudia el universo. De muy diferentes maneras, atraey fascina a todos, especialmente a aquellos de nosotros que alguna vez nos pusimos apensar en el lugar que ocupamos en el cosmos. Hoy en da, con el creciente grado de es-pecializacin en todas las actividades intelectuales, la tendencia es fraccionar, dividir lostemas en sus partes orgnicas ms pequeas, de manera tal de poder inspeccionarlas conel mximo detalle. La cosmologa, como la entendemos hoy, toma el sentido inverso.Trata de colocar juntas todas las piezas del gran rompecabezas que constituye el estudiodel universo, y concebir un todo coherente y armonioso. Un poco como sucede con lospintores impresionistas, el cosmlogo se aleja de la tela y mira su obra como un todo, sindistraerse con los detalles particulares.

El universo es, en efecto, tanto en su constitucin como en su funcionamiento, unsistema bello y armonioso: un kosmos, como lo entendan ya los griegos del siglo IV a.C.As lo expres Platn en su obra El Timeo, distinguindolo del Caos que sus antecesoreshaban imaginado para el origen del universo. La cosmologa del siglo XXI no pretendeexplicar el origen del cosmos, pues los cientficos saben bien que ese "origen" an estvedado a las ms recientes y desarrolladas teoras de la fsica. Esta afirmacin quizs genereun poco de asombro, pues qu podra significar Big Bang sino el "origen" del universo?Pues bien, veremos luego que el nombre Big Bang no significa lo que parece, y que hoylos cosmlogos no se abocan a explicar el origen (pues, tuvo origen el cosmos?) sino msbien la evolucin del universo que nos rodea.

Siguiendo con la historia, el discpulo ms prominente de Platn, Aristteles, fue elencargado de instaurar un modelo del cosmos tan real y coherente (de acuerdo al sentidocomn), que perdur como la imagen oficial que aceptaron filsofos de la naturaleza ypoetas por igual, durante los siguientes dos mil aos.

Pero la cosmologa es ms que esto. Es tambin la historia de la humanidad en buscade sus orgenes. Es el intento ms que milenario de comprender las fuerzas naturales querigen el cosmos, apartndose de aquellos pensamientos mgicos y fraudulentos que llevanpor caminos truncos. La ciencia, que se fue perfeccionando con el correr de los siglos, hoypermite estudiar el cosmos de manera cientfica. Y cada nueva generacin de estudiantesdispone de nuevos elementos descubrimientos, observaciones, ideas que les acercan unpoco ms a las respuestas que se buscan, desde siempre, sobre nuestro universo.

Co smo l o g a10


La ciencia del universo no naci ya adulta con los griegos. Hubo muchos pueblosque contribuyeron a darle forma. Ms de cuatro mil aos antes, las civilizaciones de laMesopotamia, entre los ros Tigris y ufrates, observaron el movimiento de los astros.Tambin recopilaron catlogos de estrellas y dividieron el cielo en las doce constelacionesdel zodaco.

Por su parte, los egipcios tambin fueron agudos observadores del cielo. Las inunda-ciones del Nilo, que inicialmente se mostraban caprichosas para una sociedad nmade yerrante, con el tiempo se volvieron predecibles para las sociedades agrcolas estables quefundaron ciudades como la de Menfis. Sus observaciones astronmicas, llevadas a cabogeneracin tras generacin, permitieron a los egipcios sincronizar los ritmos agrcolascon los del cielo, y hasta relacionar las crecidas del Nilo con la primera aparicin anualde la estrella Sirio por el horizonte oriental.

Con el correr de los siglos, las ideas de un cosmos perfectamente esfrico y cerrado,provisto de esferas cristalinas donde se engarzaban los planetas, como lo haba imaginadoAristteles, comienza a ser cuestionado. En el siglo II de nuestra era, Ptolomeo observamovimientos complicados en los planetas, lo que le lleva a establecer elaborados epiciclospara cada cuerpo celeste con el fin de salvar las apariencias y continuar aplicando lasviejas ideas aristotlicas de movimientos circulares y de velocidad uniforme.

Llegado el Renacimiento, Coprnico publica su tratado sobre las revoluciones, dondedesplaza a la Tierra del centro del cosmos y coloca en dicho lugar al Sol. Fue un salto in-telectual difcil de imaginar en nuestros das, donde ciertos conceptos se dan por sentado,y que tard aos en difundirse y en ser aceptado por los estudiosos de la vieja Europa.Con este nuevo modelo, las observaciones astronmicas que desvelaron a Ptolomeo sehacan ms naturales aunque, como podemos imaginar, el nuevo marco terico encontrfuerte reaccin en los mbitos religiosos.

Impulsados por estos nuevos desarrollos tericos, que en la poca eran conocidos slopor unos pocos eruditos, varios pensadores se sintieron asfixiados por la presencia de ununiverso dispuesto en capas y finito en extensin e imaginaron estrellas y planetas dise-minados por doquier en un universo infinito. Uno de los mximos exponentes de estasnovedosas ideas, Giordano Bruno, lleg incluso a imaginar infinitos planetas y con ellosla necesaria ubicuidad de la vida. En su frtil imaginacin la idea era clara: si el poder deDios era infinito as pensaba l en su profundo sentimiento religioso, tambin deberaserlo su obra. Si en nuestro planeta Tierra haba surgido la vida, qu impeda a Dios di-seminarla por el resto del universo?

Bruno y sus seguidores imaginaban que la Tierra abandona entonces su ubicacin

11Qu e s l a c o smo l o g a ?

n La ciencia en la antigedady el paulatino despertar intelectual


central en el cosmos y, ahora, el Sol se convierte en una estrella ms entre las infinitasque pueblan el cielo. El mundo supralunar aristotlico, pensado perfecto e inmutable,comienza a mostrar rajaduras severas y preocupantes: Tycho Brahe observa en 1572 unaestrella nueva que rompe con el dogma de la inmutabilidad de los cielos. Ms tarde, elmismo Tycho detecta un cometa que contornea el Sol a lo largo de su viaje por el cielo.Pero para hacerlo deba atravesar las esferas cristalinas de Aristteles, y eso era algo im-posible. Uno por uno van cayendo los supuestos de los antiguos griegos.

Las meticulosas observaciones a ojo desnudo realizadas a lo largo de los aos porTycho fueron heredadas por Johannes Kepler. Entre la inmensa cantidad de datos astro-nmicos a su disposicin, Kepler dedic sus mayores esfuerzos a estudiar el planeta Marte,cuyos movimientos retrgrados y variaciones de luminosidad haban, desde siempre, re-presentado un enigma para los astrnomos. En 1605 Kepler tiene calculada su rbita:encontr una elipse y no una circunferencia como se haba pensado desde la poca deAristteles, con el Sol ubicado en uno de sus focos. Este hallazgo lleg a nuestros dascomo la primera ley de Kepler y, pese a que para Kepler representaba una ley deducidade la observacin, aos ms tarde, con la teora de la gravitacin de Newton, recibi lanecesaria formalizacin terica. De hecho, todas las leyes del movimiento planetario pue-den ser deducidas mediante el uso de la teora newtoniana de la gravitacin universal.

Los estudios de Kepler fueron contemporneos a las observaciones de Galileo, esteltimo, considerado fundador de la ciencia moderna por sus estudios en diversas reasde la fsica del movimiento. En el mbito de la investigacin astronmica, Galileo fue elprimero en apuntar su telescopio hacia el cielo, en 1609, hace unos cuatrocientos aos.Y lo que all observ contribuy a dar el golpe de gracia a la "ciencia" de los antiguospensadores griegos: la Luna result no ser etrea y perfecta como se pensaba, sino queestaba cubierta de crteres y tena aspecto rocoso. Adems, al apuntar su telescopio haciaJpiter comprob que no todo giraba en torno a la Tierra, como se pensaba antes de Co-prnico; ni en torno al Sol, como se pensaba despus, sino que existan cuatro cuerposcelestes los hoy clebres satlites galileanos que giraban da tras da en torno a dichoplaneta, mostrando que podan existir pequeos sistemas dentro del sistema solar mayor.Tambin observ el planeta Venus y sus fases, y muchas cosas ms. El camino quedabaas despejado no sin dolor para los pioneros, por supuesto para que la ciencia del cielopudiera desarrollarse en completa libertad.

Co smo l o g a12l Retrato de Galileo Galilei


Isaac Newton fue el encargado de elaborar una descripcin mate-mtica completa de la gravitacin. Dicho marco terico era el mismoque explicaba la fsica terrestre y la de los astros: desde la cada de unamanzana, al movimiento de un cuerpo celeste como la Luna alrededorde la Tierra. Esta unificacin -la primera gran unificacin de la fsica-mostraba que la separacin en dos reinos impuesta por Aristteles parael universo el supralunar de los astros y el sublunar de los objetos te-rrestres era ficticia y careca de fundamento. Junto a las observacionesde Galileo, comenzaba a ser claro para todos que la descripcin fsicaera una sola para todo el cosmos, y que la dinmica del universo estaba sujeta a la ley dela gravitacin de Newton.

Tan precisa y til result ser la teora newtoniana, que pudo describir todas las obser-vaciones astronmicas por ms de dos siglos, hasta finales del siglo XIX. Fue en ese entonces,que el extraordinario nivel de precisin de las observaciones astronmicas mostr ciertaslimitaciones en la teora. El movimiento de Mercurio, por ejemplo, no obedeca exacta-mente lo que mandaban las leyes de Newton. La rbita de este planeta el ms cercano alSol y el que ms siente su campo gravitacional sufra pequeas perturbaciones que la ale-jaban en una cantidad nfima pero calculable de lo que se predeca tericamente.

Tanta confianza tenan los astrnomos en la teora de Newton que cualquier idea alo-cada deba ser tenida en consideracin antes de pensar en modificar la obra cumbre delgran Ingls. As fue como se propuso, incluso, la presenciade un planeta nuevo en el sistema solar, inexistente, inte-rior a la rbita de Mercurio Vulcano lo llamaron, quecon su atraccin gravitacional sera el responsable de al-terar el curso de Mercurio. Vulcano fue buscado pormucho tiempo, pero jams se dej capturar por los teles-copios de la poca. Hubo que esperar hasta los inicios delsiglo XX para que surgiera, de la mano de Albert Einstein,una nueva teora del espacio-tiempo y de la gravitacin,ms compleja pero tambin ms abarcadora; y para queVulcano cayese en el olvido.


n La unificacin de la ciencia del cielocon la de la Tierra

l Retrato de Isaac Newton

l Monumento erigido a Nicols Coprnico en la ciudadde Varsovia (Repblica de Polonia)


La teora de la relatividad que Einstein propuso en 1905 llamada relatividad especialo restringida ofreci los elementos bsicos necesarios para que los cientficos pudiesendescribir los procesos relacionados con el comportamiento de la luz. En la vida cotidianaestamos acostumbrados a superponer velocidades de objetos en movimiento, a sumarlasy a restarlas. Por ejemplo, una persona dentro de un vagn que camina en la misma di-reccin en la que se mueve el tren se ve, desde el andn, como si se desplazara con unavelocidad que es la suma de las velocidades del tren y la de sus piernas respecto al pisodel vagn. Esta adicin de velocidades, sin embargo, no est permitida para la luz. La re-latividad especial postula que la velocidad de la luz es una constante para todo observador,y que no existe forma alguna de propagacin de informacin que la sobrepase en veloci-dad. Si desde un tren en movimiento, en vez de caminar, disparsemos un rayo de luzcon una linterna, la velocidad con la que se vera desplazarse a ste desde el andn serala misma que con la que se lo vera desplazarse dentro del vagn, y en ambos casos la ve-locidad sera de unos 300.000 km/s.

Para explicar estas nuevas ideas que luego se revelaron fieles a la observacin astro-nmica Einstein debi renunciar a varios de los postulados de Newton. El espacio new-toniano donde se desarrollaban todos los eventos de la fsica era rgido, inmutable eindependiente de la materia que contena en su interior. El tiempo newtoniano flua deidntica manera (y el andar de los relojes era idntico) para todos los observadores, inde-pendientemente de su estado de movimiento relativo. Esto dejar de ser as en la teorade la relatividad de Einstein. En esta teora se propone un nuevo marco terico en dondeel fluir del tiempo y la longitud de los objetos se modifican de acuerdo al estado de mo-vimiento de los observadores. Un viajero que emprende una travesa interestelar a altasvelocidades prximas a la de la luz, si se mide su tiempo de viaje con un reloj fijo a laTierra, se ver que envejece ms lentamente que sus amigos terrestres. Estas novedadesde la relatividad han dado origen a supuestas paradojas, como la clebre paradoja de losgemelos. La historia de un hombre que emprende un viaje a altsimas velocidades por eluniverso y que, cuando regresa a tierra, encuentra a su hermano gemelo hecho un an-ciano, mientras que, para l, han pasado tan solo un par de aos. Estas y otras situacionesparadojales a veces nos sorprenden, pero la teora de la relatividad las predice y explicaadecuadamente.

Sin embargo, la relatividad restringida no poda explicar las anomalas observadas enel siglo XIX en la trayectoria de Mercurio. Para ello hizo falta ms trabajo. Nuevamentefue Einstein quien, en 1915, propuso su teora de la relatividad general. Este nuevomarco terico, completamente diferente del newtoniano, constituy una nueva teora dela gravitacin que permiti abordar el estudio de sistemas fsicos que la teora de Newton

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n Einstein y una nueva teora de la gravitacin


deba dejar de lado. Regiones del espacio-tiempo einsteniano con concentraciones demateria inmensas, como las que se hallan en las cercanas de las estrellas, o velocidadestan grandes que desafan la imaginacin, pueden ser ahora sometidas a un estudio cien-tfico adecuado. Mercurio es el planeta que se halla ms prximo al Sol cuerpo astron-mico que concentra ms del 99,99% de la masa total del sistema solar y es por ello elplaneta que ms velozmente se desplaza en su rbita. Mercurio fue desde siempre elobjeto "ms relativista" de nuestro entorno astronmico, y el lugar natural para descubrirlas pequeas diferencias que separaban a las teoras de Newton y de Einstein. Uno de losprimeros sistemas astronmicos a los cuales Einstein aplic su nueva teora fue precisa-mente Mercurio, explicando elegantemente las sutiles diferencias observacionales quequitaban el sueo a los astrnomos desde haca dcadas.

Como es usual en la ciencia, toda gran teora cientfica no slo da cuenta de los fen-menos que teoras previas fracasan en explicar. Una nueva teora que se precie debe tam-bin predecir nuevos fenmenos que luego sean ratificados por la observacin. Y la teorade la relatividad general de Einstein cumpli tambin con este requisito. Esta teora ima-gina el espacio-tiempo como una entidad deformable y dinmica. El espacio que contienea la materia deja ya de ser inerte a esta materia y se ve modificado por ella. Para Einsteinla fuerza gravitacional que Newton imaginara entre distintos cuerpos masivos ya no tienerazn de ser y es abolida de un plumazo. En su lugar, Einstein imagina la gravitacincomo un efecto geomtrico. La materia hace curvar al espacio que la contiene, esto es,modifica las propiedades geomtricas del espacio, y no lo hace de manera caprichosa,sino siguiendo las indicaciones precisas escritas en las ecuaciones de la relatividad general.


l Retrato de Albert Einstein

n Nuevas teoras, nuevas predicciones


El tiempo tambin se ve afectado, y el fluir del tiempo se modifica en cercanas de camposgravitacionales intensos. Los planetas, en este nuevo marco terico, siguen rbitas keple-rianas no porque una fuerza newtoniana los mantenga unidos al Sol, sino simplementeporque la gran masa del astro, con su sola presencia, curv el espacio que lo rodea y a losplanetas no les queda otra opcin que recorrer sus caminos sobre un espacio curvo.

Pero si es verdad que la fuerza de Newton ya no existe ms y que la atraccin gravi-tacional se debe a la curvatura del espacio, entonces esta curvatura afectar no slo a losobjetos con masa, como planetas y tomos (que llamaremos objetos masivos), sino tam-bin a toda entidad que se desplace en los alrededores del Sol, incluso a los corpsculosde la luz. En efecto, y esta es una de las ms fantsticas predicciones de la relatividad deEinstein: la luz "pesa", esto es, la luz se ve afectada por los cuerpos masivos. Aos mstarde, en 1919, este nuevo efecto relativista fue verificado, y hoy constituye una de lasherramientas ms tiles para los astrnomos que investigan la constitucin real del uni-verso. En efecto, ahora se sabe que muchos objetos astronmicos no emiten ningn tipode radiacin que permita detectarlos (podramos llamarlos entonces objetos oscuros).

Sin embargo, por el solo hecho de poseer masa, afectarn el espacio que los rodea,curvndolo, modificando la geometra de dicho espacio. As, la luz de estrellas lejanasque pasa en las cercanas de estos objetos oscuros se ver desviada en su trayectoria, de-latando la presencia de estos ltimos.

Este efecto se conoce hoy con el nombre de "efecto de lente gravitacional", y permitea los astrnomos "ver" (en forma indirecta, claro est) incluso la llamada materia oscuraque hoy se piensa es omnipresente en nuestro universo.

Mientras Einstein se abocaba a sus teoras de la relatividad, sus colegas astrnomos sededicaban a catalogar los cielos, en forma completamente independiente de los nuevosdesarrollos tericos. Sorprendentemente, los estudios de Einstein coincidieron con lapuesta en funcionamiento de grandes telescopios que permitieron a los astrnomos es-crudiar las galaxias con un nivel de detalle jams visto (en aquel tiempo, a las galaxiasse las denominaba "nebulosas espirales"). Nadie, en ese entonces, conoca la verdaderaconstitucin de estos objetos nebulosos del cielo, y los astrnomos comenzaron a estudiarla luz que de ellos llegaba a la Tierra. Poco a poco se fueron conociendo sus espectroselectromagnticos, y se vio que los elementos qumicos que abundaban en la Tierra tam-bin se hallaban presentes en las galaxias lejanas.

Es conveniente aclarar que tambin a comienzos del siglo XX se desarrolla la teora

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n Observaciones pioneras de la luzde las galaxias lejanas


cuntica, el marco terico de la fsica que explica la constitucin ntima de la materia.De acuerdo a esta teora, los tomos estn formados por ncleos de cargas elctricas po-sitivas, que se hallan rodeados por "nubes" de electrones de carga negativa. Diversas tran-siciones energticas del tomo hacen que los electrones "salten" entre distintasconfiguraciones posibles. Estas distintas configuraciones, no son cualesquiera, pues sudistribucin es discreta y por ello los niveles de energa resultan estar cuantizados. Estaterminologa significa que los tomos no tienen un rango continuo de energas internasposibles, sino que hay ciertos niveles de energa permitidos y muchsimos otros que noson permitidos: la energa interna de un tomo no puede tomar cualquier valor. Estaenerga toma slo algunos valores discretos. Se dice entonces que la energa de los tomosest cuantizada.

Las altas temperaturas de las estrellas que forman las galaxias excitan a los tomos ystos, al querer reducir sus energas, emiten el excedente de energa en forma de fotones(corpsculos de radiacin). Distintos tomos emiten de diferente manera, y entonces,estudiando la luz que nos llega desde objetos lejanos, podemos inferir qu elementos qu-micos los forman.

Fue en este proceso de estudio observacional que astrnomos como Vesto Slipher yEdwin Hubble percibieron que las galaxias lejanas emitan luz con iguales caractersticasllamadas lneas espectrales que los tomos conocidos de la Tierra, pero con un corri-miento sistemtico de sus longitudes de onda hacia energas ms bajas. Todo indicabaque los objetos emisores de la radiacin (las galaxias lejanas) no estaban quietos en elcielo, sino que por el contrario se desplazaban en sus posiciones, alejndose de nosotros,y que lo hacan a velocidades asombrosamente altas.

Como sucede en la vida cotidiana, cuando un tren hace sonar su sirena al llegar a laestacin, esta sirena se percibe aguda (ms energtica) al acercarse, pero ms grave (menosenergtica) al alejarse de nosotros fenmeno conocido como efecto Doppler-Fizeau.De idntica manera, la luz de las estrellas se comportaba como la sirena del tren que sealeja: esta luz detectada apareca modificada respecto a cmo era realmente. La luz de lasestrellas lejanas apareca desplazada hacia frecuencias (y energas) ms pequeas, o equi-valentemente hacia longitudes de onda ms largas. Esto indicaba que las estrellas lejanasse comportaban como trenes que se alejan, pero en lugar de escuchar su sirena los astr-nomos detectaban la luz estelar.

En consecuencia, los objetos astronmicos emisores de la luz las galaxias observadasse estaban alejando efectivamente de la Tierra. Y eso suceda en cualquier direccin delcielo que se explorase. La expansin del universo se mostraba as, por primera vez, a losastrnomos pioneros, aunque la comunidad de cientficos todava no estuviese preparadapara entender lo que realmente se vea a travs de los telescopios.



Quien s entendi este "mensaje de las estrellas" fue el sacerdote belga Georges Le-matre. Lematre, luego de participar en la primera Guerra Mundial, doctorarse en cien-cias fsicas y matemticas en la Universidad de Lovaina y ms tarde ordenarse sacerdoteen 1923, se dedic de lleno, y en forma autodidacta, a estudiar la teora de la relatividad.Durante el breve tiempo que pasa con una beca de estudios en los Estados Unidos deNorteamrica, Lematre toma contacto con las observaciones de Hubble y de sus cola-boradores. En aquel entonces, cuando nadie antes que l haba notado las implicanciascosmolgicas de las galaxias en pleno proceso de alejamiento, Lematre, quien ya habahallado soluciones dinmicas en las ecuaciones de Einstein, se da cuenta de que la ex-pansin de Hubble y la relatividad de Einstein podan tener algunos puntos en comn:la estructura geomtrica y la evolucin del universo propuestos por la relatividad prede-can la existencia de un universo en expansin. Hubble, aun sin saberlo, haba ratificadolas predicciones de la relatividad y descubierto dicha expansin. Pero fue Lematre quiense encarg de unir teora y observacin.

A partir de ese momento, nace la idea de un universo dinmico, un universo que nosiempre fue igual a s mismo, sino que va evolucionando con el tiempo.

Es esta evolucin, que sigue leyes fsicas bien precisas, lo que nos permite hablar deuna "historia" del universo. En particular, sabemos que la velocidad de expansin deluniverso est dada por un parmetro clave de la cosmologa, que hoy conocemos como

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l Retrato de Vesto Slipher l Retrato de Edwin Hubble

n Un universo que se expande


el "parmetro de Hubble". Cabe aclarar que el primero que midi este nmero fue elpropio Hubble, quien dio un valor constante a este parmetro (de ah que muchas vecesse lo mencione como la "constante de Hubble"). El parmetro de Hubble mide la tasade expansin del universo durante toda su historia. Esta expansin no siempre fue cons-tante, sino que ha ido variando principalmente disminuyendo con el paso del tiempo.

La cosmologa terica y las observaciones astrofsicas indican que el universo se hallaen pleno proceso de expansin. Y a muy grandes escalas astronmicas, las diferentes ga-laxias lejanas pueden verse como meros puntos o "partculas galcticas" rodeados deinmensas extensiones de vaco en expansin: partculas y grandes extensiones vacas queconstituyen nuestro universo observable. Nuestro universo, entonces, puede interpretarsecomo una suerte de "gas de galaxias" en expansin, y los cosmlogos pueden as calcularsus propiedades muy sencillamente. Una de las caractersticas ms importantes que surgendel anlisis es la que nos indica que, como sucede para todo gas en expansin, la tempe-ratura del universo decrece: el universo visto a muy grandes escalas de distancias, se vaenfriando paulatinamente con su expansin.

Pero si el universo se enfra con el paso del tiempo, qu sucedera si imaginaria-mente viajramos hacia el pasado? Aunque sabemos bien que no podemos realizar esteviaje en persona, las leyes fsicas que conocemos y que sabemos emplear para distintascondiciones del universo s nos permiten embarcarnos en dicha travesa con la imagi-nacin, y calcular las diferentes caractersticas de nuestro universo en el pasado, deacuerdo a su cambiante temperatura.Hagamos este rpido viaje a travs de lahistoria del universo, recreado medianteel uso de la fsica conocida en la actuali-dad. En el prximo captulo iniciaremosnuestro recorrido, desde los tiemposms primordiales a los que tenemos ac-ceso, a travs de la ciencia.


l Georges Lematre junto a Albert Einstein


l LNEA DE TIEMPO DE ALGUNOS DE LOS PERSONAJESY EVENTOS MS NOTABLES DE LA COSMOLOGA

Co smo l o g a20

25 SIGLOS A.C. EGIPCIOS

Observacin detallada delos astros. Empleo prcticode la astronoma y crea-cin de un calendario solar.

20 SIGLOS A.C. BABILONIOS

Observacin de los astros.Regularidades y movi-mientos peculiares de losplanetas (vagabundos ce-lestes). Acumulacin dedatos astronmicos. Divi-sin del camino del Sol endoce partes, instauracindel zodaco.

5 SIGLOS A.C. GRIEGOS

nfasis en el modelado ge-omtrico del cosmos. Ima-ginan los elementos b-sicos que forman el uni-verso. Dejan de lado enparte las explicacionesmsticas sobre el cielo. In-ventan varios modeloscosmolgicos.

SIGLO II PTOLOMEO

Realiza un catlogo de es-trellas. Su obra, El Alma-gesto, define el rumbo dela astronoma por los si-guientes siglos hasta eladvenimiento de las ideasheliocentristas. Efectauna descripcin de los mo-vimientos planetarios conepiciclos y deferentes, sinjustificar sus causas, tansolo con la idea de expli-car lo que se vea en elcielo.

1609 GALILEO GALILEI

Emplea el telescopio paraestudiar el cielo. Observala superficie irregular de laLuna. Estudia a Saturno,distinguiendo su forma ex-traa, no esfrica, queslo cincuenta aos mstarde se habra de justifi-car (nos referimos a los fa-mosos anillos). Galileotambin apunt su teles-copio hacia Jpiter y des-cubri cuatro de sussatlites, comprobando asque poda existir un pe-queo "universo" dentro deotro mayor, y que no todoastro estaba obligado agirar alrededor de la Tie-rra. Acumula mltiples evi-dencias en contra deluniverso aristotlico.

1687 ISAAC NEWTON

Publica su obra cumbrePrincipia Matemtica,considerado uno de los li-bros de mayor influenciade la historia de la ciencia.En este tratado, Newtonsienta las bases de la me-cnica y describe la fuerzade la gravitacin universal.Muestra que el movi-miento de los objetos en laTierra y aquel de los astrosen el cielo obedecen lasmismas leyes naturales.Demuestra la consistenciade las leyes de Kepler conla teora de la gravitacinpor l propuesta.

FINESDEL SIGLO XIX

Los astrnomos encuen-tran anomalas en la r-bita de Mercurio. Supunto orbital de mayoracercamiento al Sol (elperihelio) mostraba dis-crepancias entre las pre-dicciones de la teoranewtoniana y las observa-ciones astronmicas.

1905ALBERT EINSTEIN

Publica su teora de la re-latividad especial; espacioy tiempo dejan de ser ab-solutos y se amalgamanen una nueva entidad, elespacio-tiempo.



1543 NICOLS COPRNICO

Publicacin del De revolu-tionibus orbium coeles-tium, tratado fundamentalen el que con diversos ar-gumentos se sugiere re-mover a la Tierra del centrodel universo, y ubicar enese lugar privilegiado alSol (modelo heliocntricodel universo).

1572 TYCHO BRAHE

Descubrimiento de una su-pernova en la constela-cin de Casiopea. Se dudasobre la inmutabilidad delos cielos, como los habaescrito Aristteles. La rea-lidad fsica de las esferascristalinas que se pensabaarrastraban a los planetasen su orbita alrededor dela Tierra, pierden sustento.Tycho fue quizs el msimportante de los observa-dores del cielo de la pocapre-telescopio.

1584GIORDANO BRUNO

Publicacin de Sobre el In-finito Universo y los Mun-dos. Esboza ideas sobre lano centralidad de la Tierraen el cosmos y se con-vierte en uno de los mayo-res difusores de la doctrinacopernicana. Sugiere quela Tierra no tiene porquser el nico planeta de sutipo, ni el Sol la nica es-trella capaz de sustentar lavida en el universo. Su-giere la "pluralidad de losmundos habitados".

1605 JOHANNES KEPLER

Trabaja junto a TychoBrahe y, a partir de las ob-servaciones de este ltimo,calcula la rbita elpticadel planeta Marte. Rompeas con el viejo axiomagriego de la exclusividadde los movimientos circu-lares y uniformes. Aosms tarde, propone sus fa-mosas leyes de los movi-mientos de los planetas.

1915ALBERT EINSTEIN

Publica su teora de la re-latividad general; en staes la materia-energa laque curva el espacio-tiempo, y esta modifica-cin en la geometraespacio-temporal hace lasveces de la gravitacin.Con esta nueva teora,Einstein resuelve el movi-miento anmalo del peri-helio de Mercurio, y de suteora surgen nuevas e in-sospechadas prediccio-nes que, con el correr delos aos, los experimentoshan podido ratificar.

1922 ALEKSANDR FRIEDMANN

Emplea la relatividad ge-neral de Einstein para des-cribir el universo. Sus dostrabajos fundamentalesdatan de 1922 y 1924, y enellos se describe la posibi-lidad de un universo din-mico, contrariamente a laidea de "estaticidad" quereinaba por la poca.

1927GEORGES LEMATRE

Publica su trabajo sobre eluniverso en expansin yrelaciona la teora de Eins-tein con las observacionesde galaxias lejanas.

1929 EDWIN HUBBLE

Publica sus observacionesde galaxias lejanas y la re-lacin lineal entre la dis-tancia y el corrimientoespectral de la luz de lasgalaxias. Sus observacio-nes fueron, ms tarde, in-terpretadas como la evi-dencia de que nuestro uni-verso se halla en un es-tado de expansin.


Actividad 1: La ley de expansin de Hubble

An nadie viaj a otra galaxia. Sin embargo, lentamente, los astrnomos del siglo pa-sado lograron calcular a qu distancias se hallan muchas galaxias cercanas a la Va Lctea.Adems, empleando potentes telescopios, los astrnomos lograron estudiar las caracte-rsticas de la luz que nos llega de galaxias lejanas. Vieron que esa luz se modifica porefecto Doppler-Fizeau: el espectro de la luz apareca corrido hacia frecuencias ms pe-queas, o equivalentemente hacia longitudes de onda ms largas. La conclusin fue quelas galaxias se estaban alejando de nuestra propia galaxia (y por supuesto tambin de laTierra). En 1929, Edwin Hubble, propuso una relacin entre la velocidad de recesinde las galaxias lejanas, "v", y la distancia a la que se hallan con respecto a la Tierra, "d".Una relacin que daba cuenta de sus propios hallazgos en el telescopio de Monte Wilson,y de muchsimas otras observaciones de astrnomos anteriores.

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1964ARNO PENZIAS Y ROBERT WILSON

Descubren un dbil fondo de radiacin re-sidual -la radiacin csmica de fondo-que ser un elemento clave para la cos-mologa. Este fondo de radiacin demues-tra que el pasado del universo fue muydiferente a como es ahora. Confirma laidea de un universo que evoluciona en eltiempo. A su vez, el estudio de este fondode radiacin permite hoy entender el es-tado preciso del cosmos miles de millonesde aos atrs. En 1978 Penzias y Wilsonreciben el Premio Nobel de Fsica por estehallazgo.

1965 / ROBERT DICKE, JAMES PEEBLES, PETER ROLL

Y DAVID WILKINSON

Interpretan correctamenteel fondo de radiacin des-cubierto por Penzias y Wil-son como un remanentedel universo embrionario.

1981ALAN GUTH

Propone su modelo deluniverso inflacionario, co-mo una solucin posiblepara algunos de los pro-blemas que aquejan a losmodelos del Big Bang.

1992 LA MISIN COBE DE LA NASA

Anuncia sus resultados que con-firman que la radiacin de fondodescubierta por Penzias y Wilsonposee muy pequeas irregulari-dades en su intensidad. Estas soninterpretadas como debidas a lasprimeras concentraciones de ma-teria que habran dado origen alas estrellas y galaxias que hoyvemos en el cielo.

1998OBSERVACIONES DE SUPERNOVAS DE UN TIPO PARTICULAR

(LLAMADAS DE TIPO IA)

Permiten a los astrnomos detectar la luz emitida en dichas ex-plosiones desde regiones del universo asombrosamente distan-tes. Para llegar hasta los telescopios de la Tierra, la luz observadaha estado viajando durante miles de millones de aos, y por lotanto ha debido recorrer largas distancias a travs de un universoen expansin. A partir del estudio de la luz de estas supernovas,cuya intensidad depende del tipo preciso de expansin del uni-verso, se obtuvo evidencia de que el cosmos se estara expan-diendo a una velocidad que aumenta con el tiempo. El mecanismofsico que impulsara dicha expansin "acelerada" an es tema dedebate entre los cosmlogos.


La relacin, conocida como la ley de expansin de Hubble, es la siguiente: v = H dHubble supuso que H era una constante. Qu podemos deducir de esta relacin? Si

la galaxia B se encuentra al doble de distancia de la Tierra comparada con la galaxia A,Cmo ser la velocidad de alejamiento de B comparada con la de A? Y una galaxia C,ubicada al triple de distancia de la Tierra que A?

La constante H tiene un valor aproximado hoy que es muy diferente de aquel que pro-pusiera Hubble a partir de sus observaciones. Qu pasara si H fuera el doble de grandede lo que es hoy en realidad? Sabiendo las unidades de "v" (expresadas, por ejemplo, en ki-lmetros / segundo) y las de "d" (expresadas en Megaparsecs). Qu unidades tendr H?

Y la inversa de H, es decir, la cantidad 1/H, Qu unidades tendr? 1/H puede llegar atener algn significado interesante? Existe alguna manera de graficar el efecto de la expansin?

Imaginemos ahora que en una galaxia muy alejada de la Va Lctea existe una civili-zacin curiosa como la nuestra y, dentro de esta, un ser inteligente como Hubble, y queadems realiza las mismas observaciones que nuestro astrnomo, y deduce la misma re-lacin v = H d. Cambia en algo la idea que tenemos sobre el efecto de expansin que sededuce de esta relacin? En otras palabras, la ley de expansin de Hubble depende de laubicacin en el universo del observador? Existe una manera de graficar la ley de expan-sin de Hubble de modo tal que ambos observadores (nuestro astrnomo y su par de laotra galaxia) queden conformes con lo que ven?

l RESPUESTAS A LA ACTIVIDAD 1: LA LEY DE EXPANSIN DE HUBBLESi la galaxia B se halla al doble de distancia que la galaxia A, la velocidad de aleja-

miento de B ser el doble que la de la galaxia A.De forma anloga, la velocidad de alejamiento de la galaxia C ser el triple de la ve-

locidad de la galaxia A.Si H fuera el doble de grande de lo que realmente es, todas las velocidades de galaxias

lejanas (a una distancia fija de la Tierra) resultaran ser el doble de lo que realmente son. Sabiendo que las unidades de "v" pueden expresarse en kilmetros/segundo, y las de "d"

pueden expresarse en megaparsecs, las unidades de H vendrn dadas en kilmetros/se-gundo/megaparsec. Es decir, si H vale 100 km/s/Mpc, esto significa que una galaxia lejanaque se halla a 1 Mpc de la Tierra se estar desplazando con una velocidad de 100 km/s.

La inversa de H (o sea, 1/H) tambin tiene un significado sumamente interesante,pues puede expresarse en unidades de tiempo: basta darse cuenta de que kilmetro ymegaparsec son bsicamente unidades de distancia. Podemos simplificarlas y sloqueda el tiempo. Si H tiene unidades de la inversa de tiempo, 1/H tendr unidadesde tiempo. En cosmologa, 1/H da una idea del tiempo de vida del universo.

Finalmente, cmo podemos graficar el efecto de la expansin? Cmo podemos gra-ficar un espacio en expansin que arrastra a las galaxias y las aleja unas de otras?

Como mencionamos en el texto, si una galaxia se halla al doble de distancia que otra,



la primera se desplazar al doble de velocidad que la segunda. Eso puede graficarse conhormigas en vez de galaxias y con una banda elstica en lugar del espacio. La figura deabajo dice cmo hacerlo y muestra como un espacio en expansin aleja a las galaxias, ylo hace con mayor velocidad cuanto mayor sea la distancia que las separa.

Si ahora imaginamos una galaxia muy alejada de la nuestra con habitantes curiososcomo nosotros, que deducen la misma ley de expansin de Hubble, qu significa?

Significa que ningn lugar del cosmos es especial. Que lo que nosotros vemos en laTierra ser lo mismo que ver cualquier habitante de una galaxia suficientemente alejadade la nuestra. La ley de Hubble no depende del lugar donde se halle el observador. Todosdeberan ver lo mismo, como sucede con las hormigas sobre la banda elstica: cualquierade ellas ve que las dems hormigas se alejan de ella. Ninguna puede afirmar que se en-cuentra en el centro. Ninguna es el centro. Todas tienen idntica situacin en este uni-verso (la banda elstica, por ejemplo) sin centro.

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l Aqu se muestra un espacio "unidimensional" en una secuencia de cuatro tiempos distintos. A pesar de que las hormigasno caminan, la distancia entre ellas aumenta como producto de la expansin del espacio donde ellas viven (una banda els-tica, por ejemplo). Vemos que las hormigas que se hallan en los extremos de la banda recorren el doble de distancia queaquellas que rodean a la hormiga del medio en el mismo lapso de tiempo.Notemos que, como para los habitantes de nuestro universo, en este universo unidimensional no existe lugar privilegiado;

toda hormiga ve que sus vecinas se alejan inexorablemente de ella. Y aquellas ms alejadas se alejan con una velocidadmayor, exactamente como lo indica la "ley de expansin de Hubble", y que se deduce de los modelos cosmolgicos de la re-latividad general de Einstein.


Una historia sucinta del universo 2Captulo

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Codice Dresden (Maya)

capitulo 2 correccion final CORR 10sep09:Maquetacin 1 19/11/2010 01:33 p.m. Pgina 25

En lo que sigue, separaremos la historia del universo en perodos temporales. Las di-visiones se realizaron de acuerdo a los procesos fsicos ms relevantes que toman lugar enellas. Ms adelante, resumiremos esta seccin en una Tabla con algunos detalles ms. [Verla Tabla: Una breve historia del universo (pg.35)].

Tiempo "0" - 10-43 segundo. Esta es la fase ms temprana imaginada para el universo,y donde la fsica terica an no puede acompaarnos. Corresponde a un universo conmateria-energa indiferenciada donde la relatividad de Einsten se quiebra. Al final de esafase (cuando el tiempo de vida del universo coincide con el llamado "tiempo de Planck",10-43 segundos) se piensa que el "gravitn" (la partcula cuntica asociada a la geometradel espacio-tiempo) se separa de las dems formas de materia. Tambin en este instante,el espacio-tiempo adquiere las cuatro dimensiones que conocemos hoy y en las que sebasa la relatividad (clsica) de Einstein (tres dimensiones espaciales y una temporal).

Con la separacin de la gravitacin de las dems interacciones fundamentales cono-cidas (las llamadas fuerzas nucleares fuerte, dbil y la interaccin electromagntica), lamateria se ve sujeta a una nueva interaccin de gran unificacin, que podramos llamar"fuerte-dbil-electromagntica". Una de las grandes esperanzas de la fsica contemporneaes comprender bien los procesos fsicos que caracterizan a la era de Planck.

Tiempo 10-43 segundo - 10-35 segundo. Luego de la era de Planck, comienza un pe-rodo dominado por la "radiacin". Vale aclarar aqu que esta "radiacin" no est rela-cionada con la radiacin electromagntica (por ejemplo, con la luz) como la conocemoshoy. En cosmologa, denominamos "radiacin" a todos aquellos componentes del uni-verso sean partculas que posean o no masa con masas asociadas menores a la energatrmica reinante del universo.

En los primersimos instantes de la vida del cosmos, las temperaturas predichas son in-mensas y por ello, aun partculas estables de masa no nula, pueden caer bajo la denomina-cin de "radiacin". En el universo actual, cuando la temperatura del espacio profundo sehalla a unos pocos grados (3 K) por encima del cero absoluto (o cero kelvin), slo los fotones(corpsculos de luz, de masa nula) y los neutrinos no masivos (y quizs tambin alguna par-tcula nueva an no detectada por los fsicos) reciben dicha denominacin.

Esta poca "dominada por la radiacin", como se la conoce tcnicamente, se extenderpor varias decenas de miles de aos, hasta que el universo, en continua expansin y perma-nente enfriamiento, vea disminuir su temperatura a tal punto que puedan darse las condi-

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ciones propicias para la formacin de los primeros tomos de la materia neutra conocida.Hacia el final de este perodo de la vida de nuestro universo, 10-35 segundos, las fuerzas

fundamentales y sus partculas asociadas excluyendo a la gravitacin, por supuesto queformaban una suerte de interaccin indiferenciada "fuerte-dbil-electromagntica", se se-paran. La descripcin fsica de la realidad en esta nueva etapa de la vida del universo dis-tingue la interaccin "electro-dbil" de la interaccin nuclear fuerte. Vale decir, lainteraccin nuclear fuerte, en esta poca, viene descripta en forma independiente de la elec-tro-dbil. Esta ltima interaccin, por su parte, representa en forma unificada a las dosfuturas interacciones: la nuclear dbil y la electromagntica, que hoy son bien conocidas.

La interaccin nuclear dbil es la responsable del decaimiento radiactivo de muchosncleos atmicos, por ejemplo, en el caso de un neutrn que se convierte en un protn,ms un electrn y otra partcula subatmica (llamada antineutrino). Por su parte, la inter-accin electromagntica es aquella que describe en forma unificada las propiedades bienconocidas de la electricidad y del magnetismo, adems de la existencia de las llamadasondas electromagnticas que, al viajar lejos de su fuente y ser detectadas con antenas es-peciales, hacen posible las comunicaciones inalmbricas (tan comunes en nuestra sociedadque ya casi no nos detenemos a pensar en ellas).

La descripcin fsica de la realidad cuando nuestro universo cuenta con esos 10-35 se-gundos de vida, distingue tambin a las diferentes partculas asociadas a cada tipo deinteraccin: los quarks y los llamados gluones, para el caso de la interaccin nuclearfuerte. Los quarks son los futuros constituyentes de los nucleones (las partculas del n-cleo atmico), vale decir, los ladrillos fundamentales necesarios para armar un protno un neutrn. Por su parte, los gluones son los corpsculos "mediadores" de la interac-cin fuerte, como el fotn lo es para el electromagnetismo. En otras palabras, si un elec-trn se entera de la presencia de otro electrn en su cercana (y que, por poseer idnticacarga elctrica, deben repelerse), es gracias a que existen fotones que van y vienen entreellos: los fotones son las partculas mediadoras de la interaccin electromagntica. En elcaso de la interaccin fuerte entre quarks, ese papel de mediadores lo realizan los gluones.Es por ello que son los gluones los que se encargan de mantener pegados (glue pe-gamento en ingls) a los varios protones nucleares, cuyas cargas elctricas iguales los ten-deran a separar).

Queda claro, entonces, el motivo por el cual los tomos pesados (con muchos neu-trones y protones en su interior) no se desarman: la fuerte interaccin entre los quarksque forman los nucleones, mantiene unidos a stos ltimos. Como la interaccin fuertees la que domina en las escalas nucleares, vale decir dentro del ncleo, la repulsin elc-trica entre los protones de igual carga elctrica resulta ser subdominante y el ncleo lograsu estabilidad.

A la etapa precedente sigue una etapa cosmolgica an en intenso estudio dentro dela fsica de las partculas elementales, llamada la "bariognesis", o sea, la generacin de

27Una h i s t o r i a s u c i n t a d e l u n i v e r s o


los elementos bsicos para la formacin de los "bariones". Los bariones son partculasrelativamente pesadas en el reino subatmico. Como ejemplos casi cotidianos, podemosmencionar a los protones y a los neutrones que, como ya dijimos, son los constituyentesdel ncleo atmico. En pocas palabras, los fsicos piensan que en el universo primitivodeberan haberse generado igual nmero de partculas y de antipartculas. Sin embargo,hoy, esta "antimateria" no es tan abundante como la materia que nos rodea, y que obser-vamos en nuestro entorno astronmico. En efecto, desde hace aos la antimateria se de-tecta en los rayos csmicos que provienen del espacio exterior y los grandes aceleradoresde partculas pueden producirla (y hasta almacenarla) con facilidad. Pero es un clarohecho observacional que una de las dos especies ha sido privilegiada por la naturaleza (yes a esa especie a la que bautizamos "materia"). La teora propone que durante la bario-gnesis un grupo de procesos fsicos logra generar ese desequilibrio necesario que privi-legia el nmero de quarks en desmedro de los antiquarks: o sea, privilegia a las partculaspor encima de las antipartculas. Y es as como la fsica contempornea propone la "cre-acin de las partculas".

Tiempo 10-35 segundo - 10-12 segundo. Esta nueva etapa en la evolucin del universove la separacin ltima de las interacciones y de la materia indiferenciadas. La que antesera una interaccin comn que llamamos electro-dbil formada por la "unin" delelectromagnetismo con la fuerza nuclear dbil, ahora se separa. Partculas relativamentelivianas (comparadas con los futuros bariones) como los electrones y los neutrinos, glo-balmente llamadas "leptones", adquieren sus masas caractersticas. Por su parte, con elelectromagnetismo surge tambin el fotn, la partcula (a veces llamado el "quantum")del campo electromagntico que nos es tan familiar. Como lo sealamos ms arriba, elfotn es el corpsculo mediador de la interaccin y "aquella" partcula que "informa" aun electrn, por ejemplo, que hay un protn presente en la cercana y que ambos, porposeer cargas elctricas diferentes, se deben atraer.

Tiempo 10-12 segundo - 10-4 segundo. Esta es la llamada era "hadrnica" y la tem-peratura reinante en el universo hacia el final de esta era se aproxima a los 1012 K. Enesta etapa los quarks, que previamente se hallaban relativamente libres formando unasuerte de "sopa primordial" con el resto de los constituyentes del universo, se ven sbi-tamente recluidos "confinados" en grupos de dos y de tres; grupos que darn origen alos llamados mesones y bariones, respectivamente. Estos dos tipos de partculas com-puestas por quarks llevan el nombre de "hadrones". Como vemos, la materia se va len-tamente organizando en estructuras cada vez ms complejas, aunque an falta esperarunos minutos ms (literalmente) para que se formen los ncleos estables.

Tiempo 10-4 segundo - 1 segundo. No todas las partculas son "compuestas". Entrelas ms conocidas, los electrones y los neutrinos son consideradas al da de hoy comopartculas realmente "elementales" e indivisibles, esto es, no formadas por otras partculasms pequeas o menos masivas. Estos ltimos, los neutrinos, permanecen en continua

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interaccin con el resto del plasma primordial (esa "sopa" que mencionamos antes) atravs de la interaccin nuclear dbil, por ejemplo colisionando (fusionndose) con neu-trones para "desaparecer" dando origen a protones y electrones (entre otras posibles inter-acciones que afectan a los neutrinos). Pero, llega un momento en el que tambin losneutrinos se "desacoplarn" de esta sopa de partculas (dejarn de interactuar con losconstituyentes de la "sopa"), y eso ocurre hacia el final de esta etapa, cuando el universocuenta con 1 segundo de vida aproximadamente. A partir de ese momento (conocidocomo el "desacoplamiento dbil") los neutrinos evolucionan en forma independiente delresto de las partculas.

Tiempo 1 segundo - 5 segundos. En esta etapa, la temperatura (o energa) del uni-verso desciende hasta aproximadamente la masa-energa caracterstica de los electronesy antielectrones (estos ltimos llamados "positrones", de igual masa que los electrones).Aunque la magnitud de la carga elctrica de los positrones es idntica a la de los elec-trones, el signo de la carga es el opuesto. Hasta este momento, estos electrones y posi-trones formaban parte del plasma primordial (no as los neutrinos, como ya vimos antes)y se hallaban en continua interaccin con los fotones. Al haber energa suficiente, lospares de partculas y antipartculas se creaban y destruan constantemente. Pero al des-cender la temperatura cada vez ms, llega un momento en el que ya no es posible crearlos pares de electrones y positrones que se van aniquilando. La temperatura umbral esde unos cinco mil millones de grados, y equivale usando la relacin E=mc2 a unamasa de 10-27 gramos para el electrn (o el positrn).

El resultado es que la mayora de los positrones se aniquila con los electrones (puessi una partcula se encuentra con su antipartcula, la aniquilacin es inevitable, y de lamateria-energa disponible antes de encontrarse surgen un par de fotones de muy altaenerga). De esa aniquilacin surgen nuevos fotones muy energticos rayos gammaque contribuirn a aumentar la temperatura del plasma, que an incluye a los antiguosfotones generados varias etapas atrs. Como consecuencia de los procesos fsicos que sedesarrollan en esta era (llamada "era de aniquilacin electrn-positrn"), los fotones delplasma que venan enfrindose con la expansin del universo ahora reciben una "in-yeccin" nueva de energa que les eleva un poco la temperatura.

Tiempo 5 segundos - 3 minutos. Esta es la etapa csmica donde se crea la materiapropiamente dicha (o, al menos, donde comienza a crearse la materia normal). Hacia elfinal de esta fase comienzan a formarse los ncleos atmicos ms livianos siguientes alhidrgeno (cuyo ncleo consta tan slo de un protn). El motivo es simple de entender:las energas y temperaturas reinantes ahora, aproximadamente mil millones de grados(109 K), corresponden a las energas caractersticas de unin de "ligadura" de los n-cleos ms livianos. Por debajo de estas energas, los ncleos tienden a unirse, y el plasmadonde se hallan sumergidos no logra destruir las nuevas uniones (simplemente, la "tem-peratura ambiente" del universo no alcanza para desarmarlos). Se produce entonces lo



que tcnicamente se denomina la "nucleosntesis primordial". Comienzan formndose losncleos del deuterio y del tritio (dos variedades de hidrgeno pesado, pues dichos ncleoscontienen uno y dos neutrones, respectivamente, adems del protn nuclear); tambin seforman el Helio-3, el Helio-4, el Litio-7, y algunas trazas de otros elementos ms.

Hasta aqu el universo es una gran nube infinita, segn se piensa hoy de muy altatemperatura (nube que antes llamamos un plasma primordial), repleta de partculas ele-mentales, ncleos livianos y fotones. Tal es su densidad que estos fotones la luz nopueden propagarse libremente sin chocar una y otra vez contra las diversas partculas car-gadas elctricamente que tienen a su alrededor. El universo resulta ser una nube opaca ala radiacin.

Con el descenso de la temperatura y la expansin del universo, la radiacin se diluyecada vez ms. No slo disminuye la densidad de fotones (vistos como corpsculos de ra-diacin) sino que, adems, cada uno de estos fotones pierde color o frecuencia (que noes otra cosa que la energa del fotn) debido a la expansin. Por su parte, la materiamasiva tambin se diluye con la expansin, pero en menor medida que la radiacin. Elresultado neto es que llega un momento en el cual el universo deja de verse dominadopor la radiacin, y pasa a estar "dominado por la materia" (en esta terminologa, se en-tiende que hablamos de partculas materiales masivas). Esto ocurre la "igualdad entremateria y radiacin" cuando el universo tiene unos 50.000 aos de vida, aproximada-mente, y una temperatura que ronda los 10.000 grados.

Al llegar a los 400.000 aos de vida, se forman los primeros tomos, es decir los elec-trones comienzan a "orbitar" alrededor de los ncleos, dando origen a la materia neutra(a su debido tiempo, los tomos formarn molculas, y as se ir estructurando cada vezms la materia masiva). Es en ese momento cuando la luz logra propagarse por largosperodos de tiempo sin casi sufrir interacciones. El universo que antes era opaco a la ra-diacin electromagntica, ahora se vuelve transparente. Para un observador con ojosapropiados, pues an la luz (la radiacin electromagntica) no se encuentra en el rangovisible es posible ahora "ver" a grandes distancias.

Esta radiacin que se libera de su interaccin con la materia comienza a propagarselibremente cuando el universo cuenta con unos 400.000 aos de vida. Como no provienede ningn cuerpo astronmico (pues an no haba estrellas ni galaxias en el universo)sino que se trata de un fondo de radiacin que inunda el cosmos, se la llama la "radiacincsmica de fondo". Sus caractersticas, y la idea de que efectivamente este fondo de ra-diacin se separ de la materia en una poca tan temprana del universo, hacen que se laconsidere hoy un verdadero "vestigio" del universo embrionario.

Co smo l o g a30

n La luz ms antigua del universo


Detectar hoy este fondo de radiacin equivale a disponer deuna "fotografa" de cmo era el universo a los pocos cientos demiles de aos de vida, realmente nada si lo comparamos con laedad que los cosmlogos estiman para el universo actual (unos13.700 millones de aos). Este fondo csmico de radiacin fue elgran descubrimiento sorpresivo que realizaron en 1964 los dosradioastrnomos norteamericanos Arno Penzias y Robert Wilson.

El estudio detallado de la radiacin csmica de fondo le permitia los cosmlogos realizar avances significativos en la comprensindel universo en pocas remotas, brindando las herramientas impres-cindibles para verificar muchos de los hitos que jalonan la historiadel cosmos que describimos en los prrafos anteriores.

Tiempo 400.000 aos - 200 millones de aos. Luego del desacople de los fotonesdel fondo csmico, comienzan a formarse, por atraccin gravitatoria y ulterior condensa-cin, nubes ms y ms densas de materia (principalmente compuestas de hidrgeno). Al-gunas de estas nubes de gas primordial son muy grandes, y cuando se condensan procesoque lleva millones de aos generan grandes presiones y temperaturas en su centro. Estastemperaturas son suficientes como para producir reacciones de "fusin nuclear" que unirnlos ncleos ms livianos y los transformarn en ncleos pesados. Este proceso nuclearlibera energa (nuevamente con la relacin E=mc) que es irradiada hacia el exterior delastro: el objeto astronmico recin formado "se enciende"; ha nacido una estrella.

Las estrellas se comportan como verdaderos hornos nucleares, que toman los ncleoslivianos y los "cocinan" para formar elementos ms pesados (vale decir, elementos qumi-cos con mayor nmero de protones y de neutrones en sus ncleos). Pero de estos procesos,no slo surgirn estrellas. Las nebulosas primigenias en rotacin, en cuyos centros incan-descentes se forman las primeras estrellas, dejarn sin condensar restos de materia que nohan logrado viajar hacia el centro de la formacin. Dichos restos, ms fros, quedarn en-tonces en la periferia de la nueva estrella, trasladndose a su alrededor y, lentamente, bajolos efectos nuevamente de la gravitacin, se condensarn en proto-planetas. Hoy, con va-


l El autor de este libro junto al premio Nobel RobertWilson, en ocasin de la Conferencia Inaugural delAo Internacional de la Astronoma. Pars, enero 2009.

n La formacin de las estrellas, los planetas y,eventualmente la vida en la Tierra


rios cientos de planetas extra-solares ya descubiertos por los astrnomos, estas ideas sobrela formacin de los sistemas extra-solares toma una nueva significacin. Veremos con unpoco ms de detalle el tema de los exoplanetas ms adelante en este libro.

Estas nebulosas, que fueron generando sistemas solares, se agruparn lentamente enaglomeraciones an mayores, dando origen a galaxias y cmulos galcticos de extensionestales que su mera descripcin en unidades usuales nos llevara a escribir cifras ms largasque las que nuestros lectores podran llegar a tolerar. Hoy se piensa que nuestra galaxia,la Va Lctea, surgi de esta manera, y la ubicacin dentro de ella de nuestro sistemasolar fue la adecuada como para que reinara la paz astronmica durante el tiempo nece-sario como para que nuestro Sol evolucionara sin sobresaltos, y sus rayos benficos pu-diesen mantener y ayudar a desarrollar la vida naciente en nuestro planeta Tierra.

Pues sabemos que la biosfera de nuestro planeta es nica en todo nuestro sistemasolar y es el resultado de miles de millones de aos de paulatinas modificaciones y deevolucin hacia lo que es hoy. Constituy un campo propicio donde comenzaron a evo-lucionar las primeras molculas orgnicas complejas, sobre las que luego se construy lavida que pobl todos los rincones de la Tierra.

Pero la vida en nuestro planeta jams abandon completamente sus orgenes csmi-cos, ni su relacin y dependencia con sus vecinos astronmicos. Y es as que la Tierracomo tambin los dems planetas del sistema solar sufri frecuentes impactos de as-teroides y cometas, que pusieron a prueba su capacidad de restablecer el frgil equilibriode la vida. Vida que perdur adaptndose desde sus ms lejanos orgenes y que inclusoexperiment notables perodos de florecimiento, como la famosa explosin cmbrica dehace unos 530 millones de aos, cuando se produjo, aparentemente a partir de organis-mos simples en medios acuticos, un rpido desarrollo de invertebrados complejos conpartes duras (precursoras de las conchillas calcreas externas), y que lanz una carreraevolutiva sin precedentes.

Uno de los sueos jams realizados de Einstein fue lograr la unificacin formal de lasleyes de la fsica. Inicialmente se trataba de amalgamar solo las teoras del electromagne-tismo y de la gravitacin. Para ello, se vio que era necesario trabajar en ms dimensionesque las tres usuales para el espacio y una para el tiempo: se precisaban cinco dimensionesdel espacio-tiempo (cuatro para el espacio y una para el tiempo) para incorporar el elec-tromagnetismo a la relatividad general.

Pero con el tiempo, la mecnica cuntica se desarroll al punto de convertirse en lateora ms precisa jams desarrollada para describir el reino subatmico. Junto con ella

Co smo l o g a32

n Un futuro deseado: la gran unificacin de toda la fsica


surgieron nuevas fuerzas fsicas: la interaccin nuclear dbil y la fuerte. As, la idea deunificar todas estas interacciones se volvi ms ardua. Si la unificacin de la fsica de losalbores del siglo XX logr esquivar los intentos de Einstein y de sus contemporneos, lafsica actual no es menos reacia a dejarse encasillar en un marco terico adecuado.

Esta dificultad en lograr la descripcin armoniosa y unificada de la fsica an perdura.Al da de hoy no han sido resueltas ciertas inconsistencias matemticas que surgen a lahora de hacer interactuar partculas puntuales entre s. De los clculos, que para ser pre-cisos aumentan en dificultad asombrosamente, surgen cantidades infinitas, las cuales norepresentan lo que se observa en los experimentos.

Hace algunos aos, se descubri que estas inconsistencias matemticas podan resol-verse si en lugar de trabajar con partculas puntuales (que poseen dimensin cero) se tra-bajaba con objetos unidimensionales, como cuerdas muy finas. Pero estas cuerdas queproponen los fsicos no estn compuestas de tomos y de molculas, sino tan slo de es-pacio-tiempo (y sus dimensiones caractersticas se hallan en la frontera inasible dondelos reinos de la relatividad clsica y la mecnica cuntica deberan amalgamarse, alrededorde los 10-33 cm, la escala de Planck). De hecho, son las vibraciones de estas "cuerdas fun-damentales" (como se las conoce en la jerga de la fsica terica) las que generan todo elmen de partculas elementales que conocemos en la actualidad.

Estos, y otros desarrollos que vinieron en los ltimos aos, constituyen la descripcinmatemtica ms promisoria de la actualidad para describir el universo fsico que nosrodea. Claro, hay un precio que pagar: para que estas cuerdas representen en efecto la f-sica conocida, el espacio-tiempo en donde viven (y donde vivimos todos nosotros) debecontener 10 dimensiones espacio-temporales (a veces se consideran membranas, con unnmero mayor de dimensiones, y en ese caso el requerimiento es 11 dimensiones para elespacio-tiempo). En otras palabras, nuestro universo no tendra slo tres dimensionesespaciales y una temporal (un espacio-tiempo de cuatro dimensiones) sino que seramucho ms complejo. Y habra dimensiones espaciales (muchas ms que tres) a las queno tendramos acceso.

Veamos un ejemplo de lo que esto significa. Imaginemos una manguera para regarlas plantas, pero vista desde muy lejos. En esta situacin no llegamos a distinguir el grosorde la manguera y tan slo vemos una lnea. En lugar de ver las tres dimensiones (o lasdos dimensiones, si miramos una fotografa de la manguera) tan slo veremos una nicadimensin, la lnea. Para observar la manguera como realmente es, debemos acercarnosy mirarla de cerca. En el caso de los experimentos con aceleradores de partculas, eso esprecisamente lo que se hace. Pero en lugar de acercarse a lo que se quiere mirar, se lo so-mete a un bombardeo de partculas de muy alta energa. Energas muy altas permitenver con detalle lo muy pequeo. En el caso de querer develar la posible existencia de unnmero muy grande de dimensiones espaciales, debemos alcanzar energas altsimas,(comparables a las energas caractersticas de la escala de Planck). A las energas caracte-



rsticas de nuestro universo conocido en la actualidad, no vemos las "dimensiones suple-mentarias" (por encima de las tres conocidas); la teora predice que se hallan "enrolladas"en tamaos tan reducidos que slo un acelerador de partculas como el Large HadronCollider (LHC) del CERN cuyos resultados se aguardan con impaciencia ser capazde revelarlas. Mencionaremos ms detalles del LHC en lo que sigue de este libro.

Pero hay ciertas proposiciones de los fsicos tericos que sern por el momento muydifciles de comprobar en la prctica. Una de estas ideas, y quizs la ms osada, es la quesugiere una explicacin para el "inicio" de nuestro universo, elemento fundamental quelos actuales modelos del Big Bang no son capaces de explicar fehacientemente. Investi-gaciones realizadas por Steven Hawking y colaboradores en la dcada de 1960 mostraronque todos los universos embrionarios que luego evolucionan para convertirse en universoscomo el nuestro contienen una "singularidad espacio-temporal" en su inicio. Una sin-gularidad en este contexto se refiere a un evento espacio-temporal en el que el espacio-tiempo se "desgarra", la temperatura del cosmos se dispara al infinito y las curvaturas delespacio son tan pronunciadas que la fsica conocida ya no es ms idnea para explicar larealidad fsica. Surgi, entonces, la teora de las branas (generalizaciones a un nmeroarbitrario de dimensiones de las membranas fundamentales) y con ella la idea ambiciosade que el origen del cosmos se debi, ni ms ni menos, al colapso catastrfico de dos bra-nas (o universos paralelos) que se movan libremente por un espacio-tiempo de dimen-sionalidad mayor al nuestro.

Dichas branas, previas a la creacin de nuestro universo, se movan en un tiempo queno guardaba relacin alguna con nuestro tiempo. Surge entonces la pregunta: qu es,en verdad, el tiempo? Es sabido que cuestionamientos similares a este, ya se los hacaSan Agustn hace varios siglos, y hoy nosotros nos vemos forzados a responder con susmismas palabras: "Si nadie me lo pregunta, lo s; si trato de explicarlo a quien me lo pre-gunta, no lo s". Habra sido entonces ese "colapso creacional" de branas fundamentalesel que inyect la energa suficiente para motorizar la expansin del cosmos, que an hoycasi 14.000 millones de aos ms tarde podemos verificar a travs de nuestros grandestelescopios. Suena como una idea asombrosa? O quizs fantasiosa? Como decimos siem-pre: la ciencia de punta siempre resulta ser mucho ms extraa que lo que puede imaginarel mejor escritor de ciencia ficcin!

Co smo l o g a34

l GeV es una unidad de energa llamada Giga electron-Volt, y corresponde a 109 eV. Mev es Mega elec-tron-Volt, o sea 106 eV. Un "eV" es la energa que adquiere un electrn al ser acelerado en el campo elc-trico de 1 Volt. La equivalencia entre materia y energa de la relatividad especial, E = m c2, nos permiteexpresar los GeV en unidades de masa, por ejemplo, colocando a la velocidad de la luz (c) igual a uno.En este caso tenemos, 1 GeV = 1,8 x 10-24 gramos. De manera anloga, y dado que la temperatura es unaforma de energa, podemos tambin establecer la equivalencia: 1 GeV = 1,2 x 1013 K, donde K es Kelvin,la unidad de la escala absoluta de temperaturas, donde el cero absoluto, o cero kelvin, corresponde a273,15 grados por debajo del punto de congelamiento del agua.


GeV es una unidad de energa llamada Giga electron-Volt, y corresponde a 109 eV.Mev es Mega electron-Volt, o sea 106 eV. Un "eV" es la energa que adquiere un electrn


poca de Planck

Inflacin csmica

Creacin de la luz

Creacin de la materia

Gran desierto

Era electro

dbil

Era hadrnica

Desacoplam

iento dbil

Aniquilacin

electr

n-positr

n

Nucleosntesis

primordial

Igualdad entre materia

y radiacin

Recombinacin/

desacoplam

iento

Fin de las eras oscuras

Form

acin de galaxias

poca actual

10-43seg.

10-35seg.

10-35seg.

10-35seg.

10-35seg. a 10-

12seg.

10-12seg.

10-4seg.

1 seg.

5 seg.

3 min.

50.000 aos

380.000 aos

< 200 millones de aos

> 500 millones de aos

14 mil millones de a

os

1019Ge

V

1014Ge

V

1014Ge

V

1014Ge

V

1014Ge

V a 1.000 Ge

V

1015K (100 GeV

)

1012K

1010Ge

V

0,5 MeV

(la masa del

electr

n), o 5 x 109K

9.500 K

3.000 K

> 60 K

< 30 K

2,7 K

Lmite del espacio-tiem

po clsico: teora

de

Mem

branas, supercuerdas, gravedad cun-

tica, etc.

Dominacin de cam

pos primordiales (infla-

tn). Fluctuaciones cunticas en el cam

po del

inflatn.

Conversin de la energa de vaco del in

flatn

en partculas elementales y radiacin.

Ligero desequilibrio

en favor d

e la abundan-

cia de materia.

Supersimetra

?

Unificacin electrodbil. A

l descender la tem-

peratura, separacin de fuerzas e

lectromag-

ntica y nuclear d

bil.

Quarks quedan confinados. Se form

an los h

a-drones (protones, neutro

nes, etc.).

Los neutrin

os cosmolgicos dejan de inter-

actuar con el plasm

a primordial.

Energa de la aniquilacin term

ina calentando

a los fotones de la ra

diacin (pero no a los

neutrin

os).

Form

acin de

los n

cleo

s atm

icos m

sliviano

s.

Igua

ldad

de las de

nsidad

es de la m

ateria

no-relativista y de la ra

diacin.

Form

acin de tomos de la materia neutra

(tomos de hidrg

eno). U

niverso tran

spa-

rente a la ra

diacin.

Crec

imiento de

las inho

mog

eneida

des ini-

ciales en la materia por inestabilidad gravi-

tacional. Reioniza

cin del universo.

Form

acin de sistemas galcticos. G

enera-

cin de elem

entos pesados. Colapso de es-

trellas.

El universo est dom

inad

o po

r un

a form

adesconocida de energa oscura.

Espacio-tiempo cuadridimensional.

Fondo cosm

olgico de ondas gravitacionales.

Tamao y propiedades geom

tric

as del uni-

verso observable. S

emillas prim

ordiales de

las grandes estru

cturas.

La rad

iacin

dom

ina la exp

ansin

del

universo

.

Actual dom

inacin de la

materia sobre la

anti-materia.

Partculas supersimtric

as podran detec-

tarse en aceleradores (materia oscura).

Las partculas elem

entales adquieren masa.

Surge el electromagnetismo.

Masas y cargas de partculas actuales.

Form

as exticas de materia oscura.

Existencia de un fondo cosm

olgico de neu-

trinos a una temperatura de 2K.

Radiacin csm

ica del fondo de microondas

a 2,7K es ms caliente que el fo

ndo de neu-

trinos.

Abundancias observables de los elem

entos

ms liviano

s: H

elio-3, Helio-4, Deu

terio

,Litio

...

La m

ateria com

ienza a do

minar la

expan

-sin

del universo. M

ateria no-bari

nica se

aglutina y cataliza la form

acin de grandes

estru

cturas astrofsicas.

Fluc

tuaciones en la temperatura y en la po-

larizacin de la ra

diacin csm

ica de fondo.

Form

acin de las primeras estrellas. M

odi-

ficacin en la temperatura y polariza

cin de

la ra

diacin de fondo.

Estre

llas, galaxias, cm

ulos galcticos. Es-

trellas colapsadas, agujeros negros, qusa-

res. A

bund

ancia de

elemen

tos pe

sado

s.Sistem

as planetario

s.La materia se estru

ctura a pequeas y me-

dian

as escalas. El universo se expande en

form

a suavem

ente acelerada a grandes es-

calas astro

fsicas.

EVEN

TOS FSICO

STIEM

POVE

STIGIOS Y OBS

ERVA

BLES

POC

ATEMPE

RATU

RA

109 K (c

arac

ters

tica de

laen

erga de

liga

dura de los

ncleo

s ms livian

os)

lTabla: Una breve historia

del universo


Actividad 2: El tiempo de Planck

Dos de los grandes edificios intelectuales de la fsica del siglo XX fueron la relatividadgeneral de Einstein y la teora cuntica. Ambos marcos tericos fueron concebidos en lasprimeras dcadas del siglo pasado y, con el paso del tiempo, fueron sujetos a cada vezms precisas y detalladas observaciones y experimentos. Estos ltimos les han dado aambas teoras el estatus que hoy tienen y las convierten en verdaderos modelos de la re-alidad. Claro que los dominios de aplicacin de ambas teoras son diferentes. La teoracuntica es el marco terico ms adecuado para la descripcin del mundo microscpico,el reino subatmico cuyos fenmenos se ponen a prueba en experimentos de muy altasenergas de grandes aceleradores de partculas, como as tambin en el caso de los rayoscsmicos de energas extremas que llegan a la atmsfera de la Tierra. Por su parte, la re-latividad general es la teora apropiada para la descripcin de la gravitacin, interaccinque rige el movimiento planetario y, como tambin hemos visto, la estructura y caracte-rsticas a grandes escalas astronmicas del universo observable. As es que los dominiosde aplicacin son aparentemente diferentes. Uno podra, perfectamente, conformarsecon emplear una u otra teora de acuerdo al problema fsico que tenga entre manos. Sinembargo, existen reas de la fsica donde ambas teoras claman por su lugar, donde ambasteoras deberan poder ser usadas para lograr una adecuada descripcin de la realidad.Casos paradigmticos son el estudio de los agujeros negros, zonas del espacio-tiempodonde la gravitacin es tan intensa que el espacio se "curva" de tal manera que prohbea las partculas (materiales o de radiacin) escapar hacia el exterior. Procesos de micro-f-sica que toman lugar en el interior y en la frontera (horizonte de eventos) de estos objetosastrofsicos precisan ser descriptos por la teora cuntica, adems de por la relatividad.Otro ejemplo notable, es la descripcin del estado embrionario de nuestro universo enevolucin. Sabemos que en la descripcin de nuestro universo se precisa emplear la rela-tividad general. Sin embargo, en pocas muy primigenias, cuando el universo era muydiferente del que vemos hoy; cuando las densidades y temperaturas que lo caracterizabaneran excesivamente superiores a las actuales, las interacciones de partculas, descriptaspor la teora cuntica eran muy frecuentes. La descripcin completa de ese sistema fsico(el universo) precisa entonces un tratamiento cuntico. El problema radica en que ambasteoras an no congenian adecuadamente entre s: an no existe una adecuada "teoracuntica de la gravedad" que pueda dar cuenta de esos problemas fsicos de fronteradonde ambos marcos tericos deben ser usados.

La teora de Einstein describe las interacciones gravitacionales, aquellas que durantems de 200 aos eran adecuadamente descriptas por la teora de Newton. De hecho, lateora general de la relatividad "se reduce" a la teora newtoniana, por supuesto, en el l-mite adecuado. En los problemas en los que los campos gravitatorios son dbiles y las

Co smo l o g a36


velocidades de los objetos son lentas, comparadas con la velocidad de la luz, all ambas te-oras de la gravitacin van juntas (no podemos decir que den exactamente el mismo marcoterico, el mismo resultado para las predicciones, pues sutiles

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Cosmología - InET - Curso IB Septiembre 2012