Siempre que observamos un objeto y la luz que proyecta, suponemos que si brilla mucho esta cerca y viceversa. Esto no siempre es una realidad, pues en el caso de las estrellas se debe tomar en cuenta ademas de su brillo aparente, su brillo intrínseco, que se refiere a la cantidad de luz desprendida por un objeto, este es su brillo verdadero, independiente de la distancia a la que se observe o del oscurecimiento producido por algún material intermedio. Los astrónomos han utilizado esta medida para determinar la distancia hacia la estrella en cuestión, lo único que necesitan un objeto cuya luminosidad intrínseca sea conocida para usarse como patrón.
El astrónomo Edwin Hubble gracias ha esta técnica, calculo en el año 1929 la distancia de aproximadamente de 90 galaxias. Evaluando sus mediciones con las de otros astrónomos, llego a concluir que las distancias de las galaxias observadas desplegaban una linea recta al gratificarlas, lo que le decía que cuanto mas lejos se encontraba una galaxia también mas rápido se desplazaba, esto exactamente proporcional en relación a distancia y velocidad, este descubrimiento se conoce como ley de Hubble.
La ley de Hubble llevo a demostrar que el universo se encuentra en expansión, y con esto dio paso a la teoría del Big Bang, que dice que las galaxias se están alejando porque en algún momento del tiempo estas estaban unidas en un punto muy pequeño y muy caliente, que básicamente se conformaba de energía y materia en su totalidad. En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos.
Arno Penzias y Robert Woodrow Wilson en 1965, en los Laboratorios Bell de Crawford Hill cerca de Holmdel Township (Nueva Jersey) habían construido un radiómetro Dicke que intentaron utilizar para radioastronomía y experimentos de comunicaciones por satélite. Su instrumental tenía un exceso de temperatura de ruido de 3,5 K con el que ellos no contaban. Después de recibir una llamada telefónica de Crawford Hill, Dicke dijo la gracia: «Chicos, hemos sido robados». Un encuentro entre los grupos de Princeton y Crawford Hill determinó que la temperatura de la antena fue inducida debido al fondo de radiación de microondas. Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel de Física de 1978 por su descubrimiento.
Este ruido se denomino radiación del fondo cósmico, se dice que es el eco que proviene del inicio del universo, es decir, el eco que queda del Big Bang que da origen al universo (aunque el Big Bang no es exactamente una explosión en el sentido propio del término, ya que no se propaga fuera de sí mismo).
El físico y cosmólogo Alan H Guth, del Instituto Tecnológico de Massachussets (M.I.T.), sugirió en 1981 que el universo caliente, en un estadio intermedio, podría expandirse de forma exponencial, a eso se determino Teoría Inflacionaria.
La idea de Guth postulaba que este proceso de inflación se desarrollaba mientras el universo primordial se encontraba en el estado de superenfriamiento inestable. Este estado superenfriado es común en las transiciones de fase; por ejemplo en condiciones adecuadas el agua se mantiene líquida por debajo de cero grados. Por supuesto, el agua superenfriada termina congelándose; este suceso ocurre al final del período inflacionario.
La Forma del Universo
La forma del Universo depende de su densidad, es decir, de la cantidad de masa y energía que posee. El problema es que no sabemos qué tamaño tiene el Universo ni cuánta energía y materia hay en total. Así que tampoco podemos calcular su densidad.Las teorías de Einstein plantean tres posibles formas: cerrado, abierto, o plano. Aunque la forma del Universo continúa siendo un enigma, la mayoría de científicos opina que es casi plano.
A continuación se presentan las siguientes teorías sobre la forma del universo.
Tipo de Universo | Densidad | Forma | Destino final |
|---|---|---|---|
| Universo cerrado | Alta | Esférica | Colapso y Big Crunch |
| Universo abierto | Baja | Silla de montar | Enfriamiento y Big Chill |
| Universo plano | Crítica | Plana | Expansión desacelerada |
Universo cerrado: si hay demasiada materia y energía, la densidad será muy alta. El Universo se curvará hacia dentro y tendrá forma de esfera. Será un Universo finito. La gravedad será más fuerte que la expansión, toda la materia acabará agrupándose y el Universo colapsará. Este final se denomina Big Crunch.
Universo abierto: si la densidad de materia y energía es muy baja, el Universo se curvará hacia afuera. Tendrá la forma de una silla de montar. Será un Universo infinito, en infinita expansión. La gravedad será tan débil que no podrá haber estrellas, ni planetas, ni siquiera átomos. La materia se separará y se desintegrará hasta quedar reducida a partículas elementales. El Universo se enfriará y morirá. Este final se llama Big Chill.
Universo plano: si la cantidad de materia y energía es la adecuada, la densidad será equilibrada. Es lo que se llama densidad crítica. Entonces el Universo será plano. La gravedad y la expansión estarán en equilibrio. El Universo se expandirá, pero cada vez más despacio.
¿Dónde quedó el Universo?
Para mediados de la década de los 90 la cosmología se encontraba en la siguiente situación:- Según el modelo inflacionario, el Universo debía contener suficiente materia y energía para que la expansión se fuera deteniendo sin nunca parar por completo (geometría plana).
- Unos estudios de la radiación de fondo corroboraban observacionalmente que el Universo es de geometría plana, y sanseacabó.
- Los recuentos del contenido de materia y energía del Universo decían categóricamente que éstas no alcanzaban ni de lejos para producir la geometría plana que exigían el modelo inflacionario y los estudios de la radiación de fondo.
Por lo tanto, concluyeron los cosmólogos, faltaba una parte del Universo. De hecho, faltaba la mayor parte: alrededor del 75% de la materia o energía necesaria para explicar que el Universo cumple con una geometría plana. ¿Dónde estaba?.
El 15 de octubre de 1998 el telescopio Keck II, situado en la cima del volcán Kilauea, en Hawai, escudriñaba un retazo de cielo en el área de la constelación de Pegaso. Hacía unas semanas, los científicos del Proyecto de Cosmología con Supernovas (Supernova Cosmology Project), dirigido por Saul Perlmutter, habían tomado fotos de las galaxias de la misma región como referencia. Al comparar las nuevas imágenes con las de referencia, vieron que en una galaxia había aparecido un punto brillante. Era una supernova, una estrella que hizo explosión —justo lo que estaban buscando—. La llamaron Albinoni, como el compositor italiano del siglo XVIII (Perlmutter toca el violín). Este sirve como referente para mediar la distancia hacia las galaxias.
En 1998 se revolucionaron los cimientos de la cosmología cuando, en dos grupos, presentaron sus hallazgos. Uno de los equipos lo dirigió Saul Perlmutter, que lo había puesto en marcha en 1988. En el otro, coordinado por Brian Schmidt y lanzado a finales de 1994, también jugó un papel fundamental Adam Riess. Los investigadores trazaron un mapa del universo mediante la localización de las supernovas más distantes.
A principios de la década de 1990, un aspecto de la expansión del Universo estaba prácticamente fuera de discusión. Podría haber suficiente densidad de energía para detener su expansión y colapsarse, podría haber tan poca densidad de energía que nunca dejaría de expandirse, pero a medida que el tiempo progresara la gravedad con certeza tenía que ir reduciendo la velocidad de expansión. De acuerdo, este “frenado” no había sido observado, pero, teóricamente, el Universo tenía que reducir su velocidad de expansión. El Universo está lleno de materia y la fuerza atractiva de la gravedad hace que la materia tienda a aglutinarse. Luego vino 1998, y con él las observaciones del Telescopio Espacial Hubble de supernovas muy distantes que demostraron que, mucho tiempo atrás, el Universo se estaba expandiendo de hecho más lentamente de lo que hoy lo hace. Esto implica que el Universo no ha estado reduciendo su velocidad de expansión debido a la gravedad, como todos suponían, sino todo lo contrario, la ha estado incrementando. Nadie esperaba esto, nadie sabía cómo explicarlo. Pero algo estaba provocando esta aceleración cósmica.
Eventualmente los teóricos propusieron tres tipos de explicaciones. Quizás era un resultado de una versión de la teoría de la gravedad de Einstein, descartada mucho tiempo atrás, en la que aparecía la llamada “constante cosmológica”. Quizás había algún tipo extraño de fluido de energía que llenaba todo el espacio. Quizás hay algo erróneo en la teoría de la gravedad de Einstein, y una nueva teoría que la reemplace podría incluir algún tipo de campo que produzca esta aceleración. Los teóricos todavía no saben cuál es la explicación correcta, pero a la solución le han dado ya un nombre: “energía oscura”.
Al ajustar un modelo teórico de la composición del Universo al conjunto combinado de observaciones cosmológicas, los científicos han determinado aproximadamente la composición que describimos con anterioridad: ~70% de energía oscura, ~25% de materia oscura, y ~5% de materia normal. Pero, ¿qué es la materia oscura?.
Materia Oscura
En la astrofísica y cosmología física se llama materia oscura a la materia hipotética de composición desconocida que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética para ser observada directamente con los medios técnicos actuales pero cuya existencia puede inferirse a partir de los efectos gravitacionales que causa en la materia visible, tales como las estrellas o las galaxias, así como en las anisotropías del fondo cósmico de microondas.Energia Oscura
La cosmología física define, la energía oscura es una forma hipotética de materia que estaría presente en todo el espacio, produciendo una presión negativa y que tiende a incrementar la aceleración de la expansión del Universo, resultando en una fuerza gravitacional repulsiva. Asumir la existencia de la energía oscura es la manera más frecuente de explicar las observaciones recientes de que el Universo parece estar expandiéndose con aceleración positiva. En el modelo estándar de la cosmología, la energía oscura actualmente aporta casi tres cuartas partes de la masa-energía total del Universo.Final del Universo
El año pasado algunos cosmólogos propusieron una variante de la teoría de la energía oscura que consiste en tomar en cuenta ciertos valores, antes desdeñados, de un parámetro que la describe. Para distinguirla de la quintaesencia los científicos llamaron “energía fantasma” a la energía oscura de este tipo. No precipiten conclusiones los esotéricos: estos nombres son sólo nombres, que no llevan significado oculto ni ocultista. A los científicos les gustan los nombres llamativos, como a cualquiera. Si la energía oscura resulta ser de tipo energía fantasma, el final del Universo será muy distinto a lo que nos habíamos imaginado. Según el físico Robert Caldwell y sus colaboradores, llegará un día, dentro de unos 22 mil millones de años, en que la aceleración de la expansión del Universo empezará a notarse a escalas cada vez más pequeñas para producir un final que se llama Big Rip (el “Gran Desgarrón”). Mil millones de años antes del Big Rip, la energía fantasma superará a la atracción gravitacional que une a unas galaxias con otras y se desmembrarán los cúmulos de galaxias. Sesenta millones de años antes del fin, se desgarran las galaxias. Tres meses antes del Big Rip, el efecto alcanza la escala de los sistemas planetarios: los planetas se desprenden de sus estrellas. Faltando 30 minutos para el postrer momento, los planetas se desintegran. En la última fracción de segundo del Universo los átomos se desgarran. Luego, nada.Reflexión Final
¿por qué has elegido ese tema?El tema de las estrellas siempre me ha parecido algo muy fascinante, es por eso que me decidí por este, ademas considero que el entender nuestro universo nos llevara a la compresión de nuestra misma naturaleza como seres humanos, así como nuestro origen y nuestro destino.
¿de dónde partiste para empezar a escribir?
Lei el tema en varias ocaciones, para entender mejor cada concepto, subraye algunos conceptos que me parecieron interesantes y los cuales queria ampliar para desarrollar, para posteriormente investigarlo en algunas otras fuentes.
Referencias
El lado oscuro - http://www.comoves.unam.mx/assets/revista/58/el-lado-oscuro-del-universo.pdfEl brillo de una estrella - http://astroverada.com/_/Main/T_distancias.html
Significado de Brillo intrínseco - http://www.significado-diccionario.com/Brillo%20intr%C3%ADnseco
La teoria del Big Bang y el origen del Universo - http://www.astromia.com/astronomia/teoriabigbang.htm
La teoría inflacionaria - http://www.astromia.com/astronomia/teoinflacionaria.htm
Forma del Universo - http://www.astromia.com/universo/formauniverso.htm
Materua oscura y energia oscura - http://maravillasdeluniverso2.blogspot.mx/p/materia-y-energia-oscura.html
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