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El Modelo Estándar de la Cosmología Moderna



Contrario a la apreciación popular según la cuál el universo está lleno de indescifrables misterios, hoy en día los avances científicos nos han permitido llegar a un entendimiento muy profundo y completo sobre el cosmos, su origen, constitución y dinámica. Los objetos astronómicos que pueblan el universo son sistemas no muy complejos que pueden ser estudiados con la misma rigurosidad aplicada en experimentos de laboratorio. De hecho, un agujero negro o una estrella de neutrones es inmensamente menos complejo que una mosca. Que el universo no es susceptible al escrutinio racional es uno de los numerosos mitos que han surgido al momento de abordar el problema del origen del universo para una audiencia no iniciada en el tema. De forma similar, los medios de comunicación transmiten información incompleta y fuera de contexto presentado innumerables crisis del Big Bang, cuando en realidad se trata de las dificultades normales por las que pasa una teoría científica. Para disipar la confusión reinante se hace preciso hacer una revisión a los fundamentos que soportan la cosmología estándar, haciendo énfasis en los logros a nivel experimental.

El universo se originó hace aproximadamente 15 mil millones de años en un colosal evento en el cual el espacio comenzó a expandirse rápidamente. No fue este singular evento una gran explosión, como los fuegos artificiales brotando sus luces quemadas en un espacio afuera que estaba listo ha recibirlas. Más bien fue el espacio mismo a quien le dio por hincharse como una torta en el horno por acción de la levadura. Durante los primeros segundos la temperatura era tan alta que no permitía la formación de núcleos atómicos, lo único que existía era una sopa de partículas elementales y luz, mucha luz. La radiación era la componente dominante en el universo recién nacido. No habían estrellas, ni galaxias ni planetas. Justo después de pasados los tres primeros minutos se formaron los núcleos de los elementos primordiales más livianos, como el Hidrógeno y el Helio. Después, el espacio siguió en expansión mientras que la temperatura bajaba en igual proporción dejando un difuso trasfondo de estática de radio que flota en todo punto del espacio. Pequeñas perturbaciones en la distribución de la materia lograron más adelante, amplificadas por la fuerza gravitacional, formar los sistemas astronómicos que observamos hoy tales como las galaxias, las estrellas y los planetas. En forma muy simple y compacta, esta es la teoría cosmológica que goza de mayor sustento experimental, la cosmología del Big Bang.

¿Por qué el Big Bang ha sido aceptado como el modelo estándar cosmológico? ¿Existen modelos alternativos? ¿Seguirá la expansión para siempre o se frenará para luego contraerse en un punto? Preguntas fundamentales como éstas han atraído las mentes más brillantes de las diversas disciplinas que tocan el origen, la existencia y el destino de la humanidad.

De Newton a Hubble

El los últimos 70 años se ha generado más conocimiento acerca del cosmos que en los 2185 años precedentes, desde la primera observación de una supernova por los astrónomos chinos. El crecimiento exponencial del conocimiento radica en la creciente disponibilidad de nuevos instrumentos y tecnologías que han permitido explorar el confín del universo. Gracias a la invención del telescopio, Galileo comenzó a socavar las bases de la cosmología aristotélica que dominó durante 15 siglos. Mirando a través de su telescopio, Galileo observó manchas en el sol y reveló la existencia de cráteres y arrugas en la superficie de la luna y los planetas, contrario a la doctrina aristotélica según la cual los cuerpos celestes son perfectos. También fue Galileo, junto con Copérnico, quienes nos desalojaron de la privilegiada posición en el centro del universo, y nos colocaron en una desprotegida órbita alrededor del sol. Así como Galileo revolucionó la manera como vemos y explicamos el mundo, hoy los astrofísicos estamos participando del renacimiento de la cosmología.

Las órbitas planetarias eran ya bien conocidas cuando Isaac Newton (1642 - 1727) descubrió la ley universal de la gravedad, la cual fue expuesta en 1687 en su libro Philosophiae Naturalis Principia Mathematica. Gracias a las cuidadosas observaciones del exótico astrónomo Danés Tycho Brahe (1546 - 1601) y a la brillante inteligencia de Johannes Kepler (1571 – 1630), se pudo establecer el conjunto de leyes que siguen las órbitas de los planetas alrededor del sol. Sin embargo, en los tiempos de Newton el universo a gran escala estaba limitado a unas pocas decenas de miles de años luz. Aún no se habían descubierto las galaxias u otros objetos astronómicos extragalácticos. Solo muy recientemente (1924), el astrónomo norteamericano Edwing Hubble descubrió la existencia de galaxias fuera de la nuestra. Hubble tuvo la suerte de poder usar el telescopio más potente que existía en ese entonces, el de 2.5 metros del monte Wilson en California. Con sus mediciones pudo determinar definitivamente que el universo está en expansión.

Mientras que la cosmología como actividad especulativa es quizá tan antigua como la más antigua de las civilizaciones, la cosmología experimental es muy reciente. Podemos fijar el nacimiento de la cosmología experimental al año 1912 cuando el norteamericano Vesto Slipher detectó el corrimiento hacia el rojo en líneas del espectro de la luz proveniente de galaxias lejanas. Es el momento de precisar el significado del término experimental cuando se habla de cosmología. Ciertamente no es posible, como lo hace el químico, ir a un laboratorio a repetir el experimento de la formación del universo, o someter una estrella a las condiciones controladas del laboratorio. Más bien lo que hace el astrónomo es observar el experimento del universo que ya está hecho. La razón por la cual este procedimiento tiene validez científica es muy sencillo, y consiste en que las cuatro interacciones en la naturaleza actúan de igual forma independientemente del lugar en el universo donde se encuentra. Esto quiere decir, por ejemplo, que un átomo de hidrógeno siempre absorbe y emite fotones de la misma frecuencia independientemente de si se encuentra en mi escritorio, en la casa del vecino, en otro planeta o en otra galaxia. Este hecho me permite estudiar objetos lejanos sin tener que recrearlos en el laboratorio. Para sintetizar podríamos decir que la cosmología es una ciencia observacional.

Un ejemplo de efectos físicos observados en el laboratorio que pueden ser usados para estudiar objetos astronómicos es el de el espectro de la luz. La luz que pasa a través de un prisma o una rejilla de difracción se descompone en las diferentes frecuencias (colores) que la forman. Newton descubrió de esta manera que la luz blanca se descompone en los colores del arco iris. En 1814 el alemán Joseph Fraunhofer (1787 - 1826) observó que el espectro de la luz solar exhibía unas líneas oscuras a determinadas frecuencias siempre fijas. Hoy sabemos que este efecto es producido por la cuantización de los niveles de energía en los átomos. Cada elemento químico de la tabla periódica presenta un conjunto característico de frecuencias en su espectro, que sirve como huella para identificarlo. La existencia del elemento helio, por ejemplo, fue establecida de esta forma por primera vez en el sol. De manera análoga, por medio del análisis espectral de la luz proveniente de galaxias, se pudo demostrar que la materia que constituye el universo es un 75% hidrógeno y un 25% helio, con la presencia de pequeñísimos porcentajes de elementos más pesados como los que se encuentran en los planetas. El origen del hidrógeno y del helio es cosmológico, es decir, éstos se formaron en épocas muy tempranas del universo. Este hidrógeno y helio constituye la materia prima a partir de la cual se formaron más adelante las galaxias y las estrellas. El calcio en nuestros huesos y el hierro en nuestra sangre se formaron en estrellas pesadas que al final de su vida explotaron en una supernova dispersando estos elementos pesados por una gran región del espacio.

La frecuencia de la luz que sale de una estrella en movimiento aparece aumentada o disminuida ante el observador, según si la estrella se acerca o se aleja, respectivamente. El corrimiento de la frecuencia, o efecto Doppler, es proporcional a la velocidad relativa entre emisor y fuente, por lo tanto puede ser usado para medir la velocidad de un objeto remoto. Este principio fue utilizado por el astrónomo norteamericano Vesto Slipher a partir de 1912, y más tarde por Hubble, para medir la velocidad de galaxias lejanas.

Las observaciones del corrimiento hacia el rojo comenzaron a dar las primeras indicaciones sobre la expansión del universo. Observando galaxias en todas las direcciones, Hubble en 1929, pudo probar que las galaxias se están alejando de nosotros con una velocidad proporcional a la distancia. Cuanto más alejada se encuentra una galaxia, mayor será su velocidad. Si todos los puntos del universo se alejan uno del otro, es fácil extrapolar hacia el pasado y darse cuenta de que todos los puntos se acercan, de tal forma que cuando nos devolvemos 15 mil millones de años nos encontramos con todas las galaxias concentradas en un mismo punto.

El espacio en expansión

La posibilidad teórica de un universo en expansión ya había sido considerada entre 1917 y 1923 por los físicos Willem de Sitter, George Lemaitre y Aleksandr Friedmann, quienes encontraron soluciones a las ecuaciones de la teoría general de la relatividad de Einstein consistentes con un universo en expansión. Incluso, algunos de estos modelos hacían la predicción de corrimientos hacia el rojo. Años más tarde, el físico ruso George Gamow y sus colegas norteamericanos Ralph Alpher y Robert Herman originaron el modelo del Big Bang mientras trabajaban en el problema de explicar la existencia en el universo de hidrógeno y helio en la proporción observada (75% y 25% respectivamente).

Que la mayoría de las galaxias, independientemente de la dirección hacia la cual observamos, estén constituidas por los mismos elementos primordiales en las mismas proporciones, indica que se formaron a partir de un gas común de origen cosmológico. Partiendo de la ya conocida expansión del universo, el grupo de Gamow estudió la posibilidad de formar todo el helio existente en el universo por medio de un mecanismo de fusión nuclear, posible gracias a las altas temperaturas que ha debido tener el universo en sus épocas más tempranas. Para explicar las condiciones existentes durante los primeros segundos y minutos del universo, se hace necesario conocer la naturaleza de las partículas elementales y sus interacciones. En un universo en expansión, la temperatura necesariamente se hace más alta a medida que nos acercamos al origen. Esto es así porque, tal como sucede con un gas, al disminuir el volumen aumenta la presión, y la temperatura. A temperaturas mayores a los mil millones de grados Kelvin (Kelvin = 273.15 - Celcius), los protones y neutrones existentes no se pueden ligar para formar núcleos, porque los choques entre las partículas, que resultarían a estas temperaturas, inmediatamente romperían cualquier núcleo que se llegara a formar. El universo se va enfriando a medida que se expande; es preciso esperar que pasen los primeros tres minutos para que la temperatura baje a niveles que permitan la formación de núcleos de deuterio y de helio. Los cálculos de nucleosíntesis del helio y otros elementos livianos, que aparecen en muy pequeñas proporciones en el universo primigenio, están de acuerdo con las cifras observadas experimentalmente.

La Radiación Cósmica de Fondo

Una importante predicción que se desprende de este mecanismo de formación del helio en el universo es la existencia de una radiación de fondo. Acompañando a los protones y neutrones en ese gas a alta temperatura que era el universo recién formado, existían fotones (luz) en equilibrio térmico. La temperatura de esta radiación es la misma del gas de partículas hasta el momento en el que la radiación y la materia ya no pueden interaccionar (ver: epoca del desacople); es decir cuando el medio se vuelve transparente a la luz. Esto ocurre aproximadamente a los 700 mil años de edad del universo. A partir de este momento toda la radiación existente comienza a propagarse libremente en el universo. Esta radiación se conoce con el nombre de radiación cósmica de fondo (RCF).

En 1948 aparece un artículo de Herman y Alpher en la revista Nature con la predicción de la RCF con una temperatura actual calculada en 5 grados Kelvin. Este valor tan pequeño se debe a que, al expandirse el universo, la temperatura de la RCF debe disminuir en igual proporción. La teoría también predice los atributos de la RCF. Debido a que la radiación de fondo se desprendió de un gas en equilibrio térmico ésta debe tener la distribución espectral característica de los cuerpos en equilibrio termodinámico. Tal radiación fue estudiada por el físico alemán Max Plank (1858 - 1938) quien explicó en el año 1900 la forma de su espectro, mediante el principio de cuantización de la energía. Según Plank, el espectro de la radiación emitida por un cuerpo en equilibrio térmico tiene una distribución en frecuencias caracterizada únicamente por un parámetro: su temperatura. Los físicos identifican este tipo de radiación con el nombre de radiación de cuerpo negro. En síntesis, la RCF debe manifestarse como radiación de cuerpo negro con una temperatura aproximada de 3 grados Kelvin.

Otra importante característica de la RCF debe ser la aparición de pequeñas variaciones dependiendo de la dirección de observación. Deben existir algunas regiones con temperatura ligeramente mayor y otras con temperatura algo menor que el valor promedio. La aparición de anisotropías en la RCF se debe a que antes de la época del desacople de la radiación y la materia, debieron desarrollarse en el plasma primordial pequeñas perturbaciones que dieron origen a las galaxias y cúmulos de galaxias. Como la radiación y la materia estaban en equilibrio térmico durante esa época, cualquier perturbación que pudiera aparecer en la materia debió propagarse también a la componente de radiación.

El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo

Los radioastrónomos norteamericanos Arno Penzias y Robert Wilson, en 1964, mientras hacían mediciones del ruido emitido por la atmósfera a frecuencias correspondientes a microondas, se dieron cuenta de que existía una componente residual de la señal de ruido en sus receptores que no dependía de la dirección a la cual apuntaban su antena. La intensidad de la señal de ruido detectada correspondía a una temperatura de 3 grados Kelvin. Así fue como Penzias y Wilson, quienes recibieron el premio Nobel en 1978, con su hallazgo fortuito descubrieron la radiación cósmica de fondo.

Las ondas recogidas por la antena de Penzias y Wilson son la señal más remota que nos viene del universo. Esta señal es la radiación electromagnética emitida por el plasma caliente que era el universo cuando éste tenía solo 700 mil años de existencia. Por eso se dice que la radiación de fondo es una fotografía del universo primigenio. Veinticuatro años más tarde, los instrumentos a bordo del satélite COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA, demostraron que la RCF efectivamente es radiación de cuerpo negro a 2.7 grados Kelvin y descubrieron la presencia de anisotropías a un nivel de una parte en 100 mil. Es decir, la temperatura de la RCF exhibe pequeñas desviaciones de su valor medio, tal como se espera del modelo de formación de galaxias y cúmulos por colapso gravitacional. Los hallazgos del COBE fueron inmediatamente comprobados por un experimento de la Universidad de British Columbia (Canada) usando un cohete, e independientemente por el experimento CMB de Tenerife, una colaboración Anglo-Española con base en el observatorio de Canarias (España). Más adelante surgieron tecnologías nuevas que han permitido hacer observaciones desde globos, multiplicando el número de mediciones precisas de la RCF. Con más de una docena de experimentos (tales como FIRS, TEN, MAX, PYTH, ARGO, OVRO, ATCA, MSAM, SASK, etc) generando datos precisos de la RCF la cosmología experimental queda firmemente establecida. Se esperan avances significativos con los proyectos PLANK de la Agencia Espacial Europea y MAP de la NASA, los cuales planean poner en órbita plataformas satelitales con sofisticados instrumentos para medir las anisotropías de la RCF con una precisión sin precedentes.

Ondas Acusticas en el Universo Primigenio

En un reciente episodio (abril, 2000) en el desarrollo de la cosmología experimental, un grupo de investigadores de la Universidad de Roma y del Instituto Tecnológico de California anunciaron la detección de oscilaciones acústicas en el plasma primordial, mediante precisas mediciones de la RCF usando su instrumento Boomerang (Observatorio de Radiación Extragaláctica Milimétrica y Geomagnetísmo). En virtud de su estado elástico, la bola primordial de plasma denso y caliente soporta modos vibracionales que se propagan como ondas acústicas. A su vez, el efecto que estas ondas producen en el campo gravitacional se propaga a la componente de radiación y por lo tanto debe dejar una marca en la RCF. Es decir, una vez más, la teoría del Big Bang viene reforzada por haberse confirmado experimentalmente (o mejor, observacionalmente) la predicción de la existencia de ondas acústicas.

Con la base de datos experimentales sobre el universo los cosmólogos se pueden dar el gusto de refinar y extender sus teorías para aproximarse progresivamente a una cosmología que abarca mayor número de fenómenos astrofísicos y un rango más extendido de épocas cosmológicas hasta llegar a la meta de explicar lo que ocurrió al tiempo cero, en lo cual el modelo inflacionario ha obtenido los mayores logros. Aparte de la confirmación de oscilaciones en el medio primordial, Boomerang también permitió inferir el valor de la masa total del universo. Según Boomerang, vivimos en un universo con masa igual a 1.02 (con un error de sólo 0.05 unidades) veces la densidad crítica (densidad para la cual la geometría del universo es plana). Esta medición implica que la mayoría de la materia en el universo aun no se ha observado y es de naturaleza desconocida (materia oscura).

La tarea del científico es construir modelos y teorías para explicar la manera como funciona la materia, el cosmos, la vida, y lo que ocurre en la naturaleza. La prueba de fuego de cualquier teoría es la confrontación de sus predicciones con los datos experimentales. Es así como desde el tiempo de los filósofos griegos venimos descartando modelos del universo. Hasta ahora, el Big Bang ha salido favorecido debido al simple hecho de que se han comprobado experimentalmente 7 de sus predicciones: 1) el universo se expande, 2) tiene una edad finita, 3) está constituido primordialmente por 75% hidrógeno y 25% helio, 4) posee una RCF con una temperatura de 2.7 grados Kelvin, 5) la RCF presenta un espectro de radiación de cuerpo negro, 6) la RCF tiene pequeñas anisotropías en su distribución angular y 7) en sus épocas primordiales cuando era una bola de plasma caliente y densa, el universo soportó oscilaciones acústicas.

Modelos Cosmológicos Alternativos

Existe un modelo alternativo del universo, elaborado en 1948 por Fred Hoyle, sir Herman Bondi y Thomas Gold (modelo estacionario), según el cual el universo es infinito y no tuvo comienzo. Este modelo implica que el universo es homogéneo no solamente en el espacio sino también en el tiempo. Al aceptar un comienzo ya estamos de alguna manera introduciendo una asimetría en el tiempo, un antes y un después que rompe la homogeneidad del universo en el tiempo. La expansión del universo observada por Hubble fue explicada dentro del modelo como el efecto de generación espontánea de materia que necesita de un espacio siempre en expansión para poder albergar esta materia nueva. La radiación de fondo no pudo ser explicada dentro de este modelo, y cuando ésta fue descubierta, los proponentes del modelo lo abandonaron.

Un grupo de cosmólogos, entre ellos personajes tan destacados como Halton Arp, Geoffrey Burbidge, Fred Hoyle y Jayant V. Narlikar, han reciclado el modelo estacionario original modificándolo para permitir ciclos de expansión y contracción compatibles con la ley de Hubble y proponiendo explicaciones alternativas a las observaciones que sirven de evidencia al Big Bang: La nucleosíntesis de los elementos primordiales no ocurre a los tres minutos del Big Bang sino en los núcleos estelares, el alto corrimiento hacia el rojo observado en los cuasares no es de origen cosmológico sino consecuencia de una propiedad intrínseca de éstos, y el espectro de cuerpo negro de la radiación cósmica de fondo no se debe al equilibrio termodinámico existente en el Big Bang antes de la época del desacople sino al equilibrio térmico con granos exóticos de polvo. La teoría del Big Bang no está acabada y aún presenta algunos huecos. Las críticas al modelo son favorables en cuanto permiten refinar los argumentos que lo sustentan, desafortunadamente las propuestas del modelo alternativo cuasi- estacionario introducen más inconsistencias de las que desean resolver. Al final los prejuicios filosóficos tendrán que ceder ante los resultados de las observaciones, y únicamente sobrevivirán los modelos que pasen esta prueba.




 
Ver artículo sobre mediciones recientes de la Constante de Hubble, y otros parámetros del universo.
 
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