El Sofista

¿El final de la cosmología? (2da. parte)

Continuación del artículo de Lawrence M. Krauss y Robert J. Scherrer publicado en la revista Scientific American del 25 de febrero de 2008, cuya primera parte traduje aquí.


Se hunden los pilares

¿A qué conclusiones sobre la historia del universo llegarán los futuros astrónomos que vivan en este supercúmulo? Para considerar esta pregunta, conviene recordar los pilares sobre los cuales se apoya nuestra comprensión actual del big bang.

El primer pilar es la teoría general de la relatividad de Einstein. Durante unos 300 años la teoría de la gravitación universal de Newton fue la base de casi toda la astronomía. La teoría de Newton es excelente para predecir el movimiento de los objetos en la escala terrestre hasta galáctica, pero es por completo ineficaz cuando se trata con grupos de materia infinitamente grandes. La relatividad general supera esta limitación. Poco después de que Einstein publicara la teoría en 1916, el físico holandés Willem de Sitter resolvió las ecuaciones de la relatividad general para un universo simplificado al que incorporaba la constante cosmológica de Einstein. El trabajo de de Sitter parecía reproducir el punto de vista sobre el universo que prevalecía en la época: una galaxia-isla integrado en un desierto estacionario y en gran parte vacío.

Los cosmólogos pronto se dieron cuenta que un universo estacionario era una interpretación errónea. De hecho, el universo de de Sitter se expande por toda la eternidad. Como el físico belga Georges Lemaître aclaró después, las ecuaciones de Einstein predicen la imposibilidad de un universo infinito, homogéneo y estacionario. El universo tiene que expandirse o contraerse. La teoría del big bang, como luego se la llamaría, nació a partir de esta comprensión.

El siguiente pilar surgió en los años 20, cuando los astrónomos detectaron la expansión del universo. El primero en proporcionar una prueba observacional para la expansión fue el astrónomo norteamericano Vesto Slipher, quien usó el espectro de las estrellas para medir la velocidad de las galaxias cercanas. Las ondas de luz provenientes de una estrella en movimiento hacia la Tierra se contraen, acortando la longitud de onda y haciendo la luz más azul. Las ondas de luz de un objeto que se aleja de nosotros se alargan, estirando la longitud de onda y haciendo la luz más roja. Al medir el estiramiento o la contracción de las ondas de luz de galaxias distantes, Slipher pudo determinar si se movían hacia nosotros o si se alejaban y a qué velocidad. (En aquel momento, los astrónomos no estaban ni siquiera seguros de si las manchas borrosas de luz que llamamos "galaxias" eran en realidad grupos de estrellas independientes o simplemente nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia.) Slipher halló que casi todas las galaxias se alejaban de nosotros. Parecía que estábamos sentados en el centro de una expansión desbocada.

Sin embargo, por lo general no se atribuye el descubrimiento de la expansión del universo a Slipher sino al astrónomo norteamericano Edwin Hubble. (¿Alguna vez alguien leyó algo sobre el Telescopio Espacial Slipher?) Hubble no sólo determinó las velocidades de las galaxias cercanas sino también sus distancias. De sus mediciones extrajo dos conclusiones que justifican su fama. Primero, Hubble mostró que las galaxias estaban tan alejadas que eran en verdad grupos de estrellas independientes, tal como nuestra propia galaxia. Segundo, descubrió una relación simple entre la distancia a las galaxias y sus velocidades. La velocidad era directamente proporcional a su distancia respecto de nosotros: una galaxia situada al doble de distancia de otra se movería al doble de velocidad. Esta relación entre distancia y velocidad es exactamente lo que ocurre cuando el universo se expande. Las mediciones de Hubble fueron mejoradas desde entonces, la mayoría recientemente por las observaciones de supernovas distantes, que llevaron al descubrimiento de la energía oscura.

El tercer pilar es el resplandor débil del fondo cósmico de microondas, descubierto por casualidad o serendipia en 1965 por los físicos Arno Penzias y Robert Wilson, físicos de los Laboratorios Bell, mientras intentaban localizar la fuente de las interferencias de radio. La radiación fue reconocida rápidamente como un vestigio de las primeras etapas de la expansión del universo. Indica que en los comienzos del universo este era caliente y denso y desde entonces se enfrió y dispersó.

El último pilar observacional del big bang es que el universo inicial, denso y caliente, era un lugar perfecto para la fusión nuclear. Cuando la temperatura del universo era de mil millones a diez mil millones de Kelvin, los núcleos livianos podían fusionarse en núcleos más pesados, un proceso conocido como nucleosíntesis primordial o del big bang. La duración de este proceso fue de muy pocos minutos mientras el universo se expandía y enfriaba, de forma tal que la fusión se limitó a los elementos más livianos. La mayor parte del helio del universo se produjo en ese momento, así como el deuterio o hidrógeno pesado. La medición de la abundancia de helio y deuterio corresponde con las predicciones de la nucleosíntesis primordial, lo que proporciona una prueba adicional para la teoría tanto como una estimación precisa de la abundancia de protones y neutrones en el universo.


Cielos oscuros

¿Qué verán los científicos del futuro cuando miren al cielo dentro de cien mil millones de años? Sin telescopios, verán casi lo mismo que vemos hoy: las estrellas de nuestra galaxia. Las estrellas más grandes y brillantes habrán consumido su combustible nuclear, pero muchas de las estrellas más pequeñas todavía brillarán en el cielo nocturno. La gran diferencia se dará cuando los futuros científicos construyan telescopios capaces de detectar a las galaxias exteriores. ¡No verán ninguna!

Volver a la primera parte o continuar a la tercera parte.

escrito por el sofista @ sábado, marzo 08, 2008