La estructura del universo

La estructura del Universo

La estructura del universo. El Universo está formado por estructuras, desde las más simples como las estrellas o planetas, hasta las enormes galaxias. El Universo se inicia caliente, denso y lleno de radiación, hace aproximadamente 13.700 millones de años con la gran explosión, el big bang.

El universo: Contiene todo lo que existe. La mayor parte esta vacío. Todos los cuerpos del universo se mueven por la gravedad (fuerza de atracción) de unos cuerpos sobre otros (los grandes atraen a los más pequeños cercanos a ellos). Llamamos Cuerpo celeste = Cuerpo del cielo.

A lo largo de la historia se han propuesto distintos modelos geométricos con el fin de representar un universo con las características que se iban observando. Para Aristóteles, la estructura del universo, éste era finito, ya que se trataba del espacio incluido dentro de una esfera. Más adelante se consideró que dado que el espacio tenía un límite, dicho límite lo debía separar de algo, es decir, que a la fuerza tenía que haber algo allende el límite del universo. Por pura lógica euclidea, el universo así concebido debería ser infinito. Tiempo después, los científicos y pensadores Leibniz y Newton adujeron: el primero, que el universo no podía ser finito, y el segundo que no podía ser infinito. Kan propuso que ambos tenían razón, admitiendo así la paradoja de que el universo no era finito ni infinito.

La estructura del universo

El astrónomo alemán Heinrich Wilhelm Olbers llegó en 1826 a ciertas conclusiones –mediante la simple constatación de que el cielo nocturno es oscuro-, que luego se conocerían como la “paradoja de Olbers”. Partía de los siguientes: el universo es infinito y estático; el número de las estrellas es infinito y están uniformemente distribuidas; y las estrellas tienen una luminosidad media uniforme en todo el universo posee infinitas capas concéntricas, la cantidad de luz que llegaría hasta la Tierra seria también infinita y, en consecuencia, el cielo brillaría como la superficie de un Sol desmesurado, y ello teniendo en cuenta que las estrellas más cercanas obstruirían el paso de la luz procedente de las más lejanas. Dado que semejante cosa no sucede, no cabe duda de que en los supuestos de partida de Olbers tenía que algún error. No obstante, esto no impidió que se llegara al siglo XX con varios conceptos sólidamente anclados en la mente de casi de todos los físicos: la geometría euclidea, la ley de Newton de la gravitación como responsable prácticamente única de los fenómenos astronómicos y la idea de un universo infinito e inmutable.

La estructura del universo en el siglo XX.

Sin embargo, la primera mitad del siglo XX esta jalonado de descubrimientos que revolucionaron la cosmología.

Edwin P. Hubble descubrió la existencia de más galaxias además de la nuestra y observó también que casi todas ellas se alejan de nosotros más rápido cuanto más lejos están. Este alejamiento se comprueba fácilmente al analizar la luz que llega proveniente de esas galaxias, dado que se observa que la longitud de onda de la radiación que llega presenta un corrimiento hacia el rojo con respecto a la radiación emitida por las galaxias emisoras se está alejando de la Tierra (de forma similar al efecto Doppler, que hace que el sonido de un tren sea diferente cuando se aleja que cuando se está acercando).

La expansión del Universo

Edwin P Hubble comunico en 1928 que todas las galaxias que había investigado, excepto las del Grupo Local, se alejaban de nosotros a velocidades radiales positivas. Fue posible deducir que el sistema de las galaxias está permanente expansión al observar que las rayas espectrales estaban desplazadas hacia el rojo, como consecuencia del efecto Doppler. Hubble fue también el primero que estudio la relación distancia-desplazamiento al rojo, comprobó que la magnitud de su desplazamiento de su desplazamiento al rojo era directamente proporcional a la distancia a la que se encontraba la galaxia. El valor de la constante de proporcionalidad se estima en 75±25 km/seg/Mpc, es decir que por cada millón de parsecs a que se encuentra una galaxia, la velocidad de esta se incrementa en alrededor de 75 km/seg. Esta es la llamada constante de Hubble (H₀)_,,y uno de los objetivos de la cosmología moderna es mejorar las observaciones para calcularla con mayor exactitud. Las investigaciones de Hubble señalaban que todas las galaxias, salvo las del grupo local, se alejan de la nuestra. Ello no significa en modo alguno que nuestra galaxia ocupe el centro del universo. En realidad, la expiación del universo es independiente de la expansión observador. Para explicarlo de una forma didáctica, los astrónomos suelen ayudarse de un globo de goma (espacio del universo) en el que se han dibujado numerosos puntos (galaxias) distribuidas al azar. Cuando se infla el globo, los puntos o galaxias empiezan a alejarse unos de otros. Algo similar ocurre en el universo real.

Estudio de los fenómenos cósmicos se obtiene la base para la determinación de la edad del universo y otros enigmas cosmológicos.

La estructura del universo

Penzias y Wilson descubrieron en 1965 una radiación que llegaba hasta la Tierra desde todos los rincones del universo cuando trataron de disminuir el ruido en la señal recibida por una antena de radio de la Bell Telephone en New Jersey. Esta radiación conocida como radiación de fondo de microondas, es muy poco energética, pero tiene la peculiaridad de ser muy isótropa, es decir, su espectro es casi independiente del punto/ del cielo desde el que llega. Recientemente, el satélite COBE ha detectado pequeñas anisotropías en la radiación de fondo.

Estas minúsculas diferencias entre la radiación que llega de radiaciones distintas se pueden interpretar como la semilla de las estructuras (galaxias, cúmulos de galaxias…) que se observan hoy en día.

Albert Einstein formuló en 1905 su teoría general de la relatividad. Esta teoría modificó sustancialmente los conceptos en los que se basaba la cosmología, según esta teoría, por tratarse de resumirla en pocas palabras, no existe una fuerza gravitatoria, sino que es la materia (o más genéricamente, cualquier forma de energía) la que curva el espacio que lo rodea. A partir de ese momento, en ese espacio la distancia más corta entre dos puntos ya no es línea recta (que es lo que ocurre en una geometría euclidea) y por tanto las partículas se mueve en trayectorias más complicadas, a las que se conocen como geodésicas.

Al observar esas trayectorias, se cree que hay una fuerza que está desviando a la partícula, pero lo que ocurre en realidad es que esta se mueve en un espacio curvo. Para ser exactos, hay que aclarar que no es el espacio físico tridimensional el que resulta deformado, sino un espacio-tiempo de cuatro dimensiones en el cual el tiempo es considerado como una coordenada más. La teoría de Einstein se confirmó al observar durante un eclipse que la trayectoria de la luz proviene de las estrellas se curva al pasar cerca al Sol. Este fenómeno no podía explicarse sin aceptar la nueva teoría. También se comprobó posteriormente que algunas observaciones astronómicas que no podían ser descritas según los antiguos conceptos newtonianos, por ejemplo, ciertas anomalías de la órbita de Mercurio, se explicaban con detalle mediante la teoría einsteniana.

Actualmente se acepta de forma generalizada que el espacio es curvo, que el cosmos carece de centro, que el universo es finito, aunque ilimitado, y que está en expansión. Teóricamente, es posible imaginar universos tridimensionales curvados en un espacio de cuatro dimensiones o, incluso, universos de n dimensiones, curvados en un espacio de n+1 dimensiones. Basta con ver el universo como la superficie de una hiperesfera tetradimensional (y, por tanto, sin centro ni borde, y sin nada más allá). Las galaxias serían puntos dibujados sobre esa superficie. La hiperesfera se está expandiendo a partir de un punto, creando más y más espacio en el universo y haciendo que la distancia entre las galaxias vaya aumentando con el tiempo. Si no hay suficiente materia para impedir que el universo continúe expandiéndose de forma indefinida, este debe tener una forma abierta, curvada negativamente como una silla de montar

Albert Einstein

La estructura del universo

El modelo estándar cosmológico: la hipótesis del Big-bang.

Este modelo, generalmente aceptado por los científicos actuales, se basa en principio fundamental: el universo es homogéneo e isótopo, es decir, a gran escala y olvidándose de los pequeños detalles locales, el universo se ve igual desde la Tierra que desde cualquier punto. Partiéndose este principio general y aplicando la teoría general de la relatividad einsteniana, puede deducirse muchos detalles de la historia del universo y de su futuro.

En primer lugar, partiendo de la idea de que la energía no se crea ni se destruye y dado que actualmente el universo está en expansión, se deduce que, si nos remontamos hacia atrás en el tiempo, hubo un momento en que toda la energía (radiación y materia) estuvo concentrada en un espacio pequeño. Si se retrocede unos segundos más se llega a la conclusión de que debió haber un primer instante en el que toda la energía se concentraba en un punto, con una intensidad infinita, produciendo una gran explosión que dio lugar al actual universo. Esa gran explosión es la que se conoce con el término inglés “Big-Bang”, desde entonces el universo ha estado en constante expansión.

Una vez constatado el universo, es preciso tener en cuenta para aprender se evolución que la única fuerza capaz de contrarrestarlo es la atracción gravitatoria entre las galaxias. En consecuencia, el futuro del universo dependerá de la cantidad de masa que contenga. Es posible establecer un valor crítico para la densidad de la materia en el universo, que es de 5 x 10^-30g/cm³, lo que equivale aproximadamente a 3 átomos de hidrógeno por cada metro cubico de espacio. La futura evolución de nuestro universo será muy distinta dependiendo de si su densidad real es mayor o menor que ese valor crítico.

La estructura del universo

Las teorías cosmológicas actuales aceptan de forma mayoritaria que el universo es finito, aunque limitado, y que está en expansión.

Universo pulsante. Si la densidad fuera mayor que crítico, ello significaría que existe suficiente materia en el universo como para frenar completamente la expansión. En este caso llegaría un momento en el que el universo alcanzaría un valor máximo y comenzaría a contraerse hasta volver a contraerse en un solo punto con densidad infinita. Este momento se conoce, en contraposición, con el Big Bang, como “Big Crunch”. Volvería entonces a producirse la gran explosión y de nuevo comenzaría a expandirse. Evidentemente, con este modelo, la evolución del universo no sería otra cosa que en interminable ciclo de expansión. No existiría ni un origen ni un fin bien definidos, ni siquiera cambios que pudieran transformar una determinada estructura universal en otra completamente distinta. Es decir, tras contraerse y explotar, el universo recuperaría en un lapso de tiempo determinado su forma actual visto a gran escala. Esto no significa que los detalles de su estructura (galaxias, estrellas, planetas, formas de vida, etc.) se reprodujeron en ciclos como los actuales, de hecho, lo más probable es que no fuera así.

Universo en permanente expansión. Si la densidad de materia fuera menor que la crítica, las fuerzas gravitatorias no podrían frenar el proceso de expansión, resultando entonces un universo abierto y en expansión permanente. En caso concreto de que la densidad fuese igual que la crítica (de hecho, el preferido por casi todos los modelos teóricos), la expansión también sería permanente, pero tendiendo a detenerse en un tiempo infinito. El estado final del universo sería prácticamente vacío, sin procesos energéticos importantes, colmado por innumerables enanas blancas. El valor de la densidad real del universo puede estimarse de varias formas, por ejemplo, a partir de las observaciones que se tiene del número de galaxias y de la luminosidad de las mismas, o también a partir de la dinámica que se observa en las propias galaxias. En cualquiera de los casos, parece que el valor que se deduce para la densidad del universo es bastante menor que el crítico, lo cual significaría que la materia no podrá frenar la expansión. Sin embargo, esta conclusión aún no es definitiva. Hay problemas sin resolver, por ejemplo, el de la materia oscura, que puede hacer que algunas de las deducciones del modelo estándar haya de ser consideradas. Tomado como punto de partida de la relación distancia-corrimiento al rojo de Hubble es posible estimar cuándo comenzó la expansión del universo. Se trata actualmente un lapso de 18,000 millones de años. Se ha llegado a esta conclusión estudiando la edad de sus objetos más antiguos y calculando la proporción de determinados elementos

Etapas en la historia de la estructura del universo.

La estructura del universo

Desde el Big Bang hasta ahora, el universo ha atravesado varias etapas evolutivas, algunas extraordinariamente cortas, pero de enorme importancia.

Época de Planck (˂ 10^-43 segundos). La materia esta tan concentrada que los principios cuánticos son fundamentales. Se desconocen las leyes de la física que regían en aquellos momentos. Todas las fuerzas eran indistinguibles entre sí.
Época de Gran Unificación (10^-43 s ˂ t ˂ 10^-34 s). La fuerza gravitatoria se separa de las otras tres. Es posible distinguir entre la fuerza débil, la fuerza y la electromagnética.
Inflación (t-10^-35 s). periodo de expansión especialmente rápido en el que el universo se hace homogéneo a gran escala. La gravitación se distingue del resto de fuerzas.
Ruptura electro nuclear (t ~ 10^-35 s). La fuerza nuclear se distingue de las demás.
Ruptura electro débil (t ~ 10^-10 s). Las dos fuerzas restantes, la electromagnética y la débil, se hacen distinguibles.
Época de radiación (10^-12 s ˂ t ˂ 30.000 años). La radiación predomina en el universo. Los neutrinos se liberan de la materia, los positrones y los electrones se aniquilan mutuamente y liberan energía. Se empieza a sintetizar el helio 4.
Época de materia (30.000 años ˂ t ˂ 400.000 años). Se forman los átomos neutros. La materia se libera de la radiación y se liberan los fotones, que dan lugar a la radiación de fondo de microondas que se observa actualmente. La materia domina sobre la radiación.
Formación de galaxias y cúmulos (10⁶ años ˂ t ˂ 10¹⁶ años).