«hace muchos años 1976 estuve en tucson, arizona, y en el ......título original: somos polvo de...

«Hacemuchosaños1976estuveenTucson,Arizona,yenelplanetariodelaciudad había un ciclo de charlas de divulgación. Una de ellas me llamópoderosamente la atención. La ofrecía el astrónomo de la Universidad deArizona,NickWoolf,ysetitulaba“TheUniverse:IcanFeelit inmyBones”.El títuloeratanprovocativoquemeinspiróparaunacharlapúblicaque,yadevueltaenChile,hedictadoduranteaños: “Somospolvodeestrellas”.Amilesdejóvenesynotanjóvenesleshecontadoloqueyoconsiderounadelasmás grandes historias de la astronomía. Carl Sagan decía que somos“materialestelar”;MaríaTeresaRuiz,enChile,haceunosañosnosdijoensulibroquesomos“hijosdelasestrellas”.Lahistoriacambiadenombreperoelcontenidoeselmismo:todoslosátomosquecomponensucuerpo,amigolector, y el mío, salvo el hidrógeno, han sido fabricados al interior de unaestrella»,JoséMaríaMazaSancho.

EnSomospolvodeestrellas, JoséMazanosguíaa travésdeun increíbleviaje que conecta las transformaciones del universo con las revolucionescientíficasenlaTierra,relacionandolaformacióndelasestrellasconnuestropropioorganismo.Condatose informaciónprivilegiada,elPremioNacionaldeCienciasExactas (1999)nosnarrademaneracálidaycercanacómo lahistoria del cosmos es también nuestra, y que no podemos perder esacuriosidadconlaquemiramoselmundocuandofuimosniños,puesesesalallavedelconocimiento.

www.lectulandia.com-Página2

JoséMaza

SomospolvodeestrellasCómoentendernuestroorigenenelcosmos

ePubr1.0Leddy06.08.18


Títulooriginal:SomospolvodeestrellasJoséMaza,2017Diseñodecubierta:IanCampbell

Editordigital:LeddyePubbaser1.2


HPRÓLOGO

ace muchos años estuve en Tucson, Arizona —durante 1976—, y en elplanetariode laciudadhabíaunciclodecharlasdedivulgación.Unadeellas

me llamó la atención.Laofrecía el astrónomode laUniversidaddeArizona,NickWoolf,yse titulaba“TheUniverse: I can feel it inmybones”.Yo iba a trabajar alobservatorio de Kitt Peak y no tuve oportunidad de escucharla. Sin embargo, unatardepudeconversarconNickWoolfenelobservatorioylogréhacermeunaideadelcontenido.Losátomosdecalciodenuestroshuesosfueronfabricadosenel interiorde una estrella, viajaron por el espacio interestelar producto de una supernova,contaminaronlanebulosasolarprimitivaypasaronfinalmenteaserpartedelaTierraydenosotros.

Eltítuloeratanprovocativoquehizoque—cuandoregreséaChile,despuésdeterminarmidoctoradoen laUniversidaddeToronto—alofrecermiprimeracharlapública,latitulara:“Eluniverso:puedosentirloenmishuesos”.DesarrolléloqueyocreoeralahistoriaquerelatabaNickWoolf.Noesdifícilimaginarla:hayquecontarque el hidrógeno y el helio se formaron en el Big Bang. Que luego las estrellasformanelcarbono,nitrógenoyoxígeno,yensucian lasnebulosas.Que lasestrellasdealtamasatransmutanhastaelhierroyluegoexplotanenunasupernovayconellocontaminan a la misma con silicio, calcio y hierro, llegando hasta pequeñascantidadesdeuranio.Luego,lanebulosasolarprimitivaformaelSolysusplanetas,incluyendo laTierra. Esto ocurrió hace tan solo cuatromil seiscientosmillones deaños.

Pormuchosañoshedictadounacharlapúblicaconesetítulo.Amilesdejóvenesynotanjóvenesleshecontadoloqueyoconsiderounadelasmásgrandeshistoriasde la astronomía. Carl Sagan decía que somos “material estelar”; Bill Fowler yHubert Reeves —dos notables astrofísicos— han dicho que somos “polvo deestrellas”. María Teresa Ruiz, en Chile, hace unos años nos dijo en su libro quesomos“hijosdelasestrellas”.Lahistoriacambiadenombreperoelcontenidoeselmismo: todos losátomosquecomponensucuerpo,amigolector,yelmío,salvoelhidrógeno,hansidofabricadosalinteriordeunaestrella.

Hedecididoponerporescritoestahistoriacomounamaneradellegaraaquellosquemehanescuchadoyespecialmentealosquenohantenidolaocasióndehacerlo.Conestelibrocontinúodevolviendoalosciudadanosdemipaíselapoyobrindadopor tantosaños.Desarrollar laeducacióny laculturaenChilehasidomiprincipalafándurantelasdécadasquevengopracticandolaastronomía.Chilemehainspiradoyapoyado.Estelibroesunamuestrademigratitud.

En este libro intentaré una mayor cercanía con el lector y lo interpelaré enprimerapersona.Estantípicodenuestrocarácterdecirlascosasentercerapersonaoenvozpasiva.“Eltelescopioseinventóen1608”;escomosieltelescopiosehubieseinventado a sí mismo. Aquí procuraré ser tan cercano como la escritura permite.


Ojaláesacercaníaentreautorylectortermineproduciendoelfinúltimodellibro:laaproximación entre el lector y el tema. Para que el trabajo esté verdaderamentecompleto, esperoqueeste libroestimuleal lector a leerotros libros, a continuarelcamino,acontinuarbuscandocaminos.


N1.-Introducción

arraré esta historia desde el principio. La constitución de la materia ha sidomotivo de preocupación del hombre desde tiempos inmemoriales. Sus tres

estados—sólido, líquido y gaseoso— fueron reconocidos desde la antigüedad asícomo también el cambio de un estado a otro, en el congelamiento del agua o suevaporación.Hacedosmil quinientos años los primeros filósofosgriegos iniciaronuna líneade indagaciónacercade laestructuradelmundomaterial, suconstitucióníntima.

Lospensadoresgriegosaportaronconlosprimerosmodelosconalgodebaseenla realidad. Tales deMileto, el gran geómetra y filósofo griego del sigloVI a. C.,decíaqueelaguaerael“primerprincipio”detodaslascosas.Elagualavemosenlostres estados: sólida como hielo o nieve, líquida y gaseosa. Según Tales todos losobjetosmaterialesestaríanhechosdeagua.

Otro filósofo griego, Anaximandro, derivó todo a partir de una sustanciainmaterial, elapeirón. Anaxímenes dice que todo está hecho de aire. Se siguieronagregando a la lista de ideas proposiciones de las más variadas. Por ejemplo, elfilósofoHeráclito de Éfeso vio en el fuego y en el cambio al primer principio detodaslascosas.

Empédocles de Agrigento sostuvo que todo estaba constituido por agua, aire,tierrayfuego.Deestoscuatroelementosdoserangraves:latierrayelagua,yteníanuna tendencia a buscar su “lugar natural” en el centro de la tierra. Los otros doselementos tenían una tendencia a ascender pues su “lugar natural” estaría en lasalturas. Estos cuatro elementos, mezclados en distintas proporciones, constituiríantodo el mundo material. Esta “teoría de los cuatro elementos” la adoptó el granfilósofoAristóteles(384a.C.-322a.C.)yfueconsideradacomo“laverdadoficial”,enOccidente,porcasidosmilaños.Lateoríadeloscuatroelementoshacapturadomuchos seguidores a través de la historia; y aún hoy tiene seguidores. En formametafórica está presente en la astrología, con los signos de agua, tierra, etc. Laastrologíacontinúajugandoapredecirelfuturo,esagranquimeradelserhumano.

AntesdeAristóteles losfilósofosgriegosLeucipoyDemócrito,enelsigloVa.C.,propusieronquelamateriaestabaconstituidaporpequeñaspartículasindivisiblesque llamaronátomos.Los átomosdeLeucipoyDemócrito semuevenen el vacío.Aristóteles descartó la teoría de los átomos pues, según él, la naturaleza le tiene“horroralvacío”.Resultaextrañohoyendíaenterarsedequea lanaturalezase leatribuyeraunapropiedad“tanhumana”comoel“horroralvacío”.

A partir del siglo XIX se fue estructurando nuestro conocimiento actual. Hoysabemosquelamateriaestá,enefecto,constituidaporátomos,unidadesbásicasquela física actual nos enseña que son divisibles, pese a lo que pensaron Leucipo yDemócrito,formadasporunnúcleoatómicoyunconjuntodeelectrones.Asuvez,el


núcleoatómicoestáconstituidoporprotonesyneutrones,encantidadessemejantes.Elnúmerodeelectronesesexactamenteigualalnúmerodeprotones.Loselectronestienencargaeléctricanegativamientraslosprotonestienencargaeléctricapositivadeigualmonto; losneutrones,comosunombrelosugiere,soneléctricamenteneutros.Losátomosnoposeencargaeléctricaneta,puesprotonesyelectronescancelansuscargas.

Losátomosseríancomoelsistemasolar,conunnúcleo—equivalentealSol—yunconjuntodeplanetas—loselectrones—orbitandodesordenadamentealrededordeél.Laanalogíaesbuena,puestantoenlosátomoscomoenelsistemasolar,lamasa,lamateria,estácasitodaenelcentro,enelnúcleoatómicooenelSol.Ladiferenciaesquelosplanetasgiranordenadamente,enunmismoplanoyenunmismosentido,encambio loselectrones lohacenenformacaótica.Lamasadeunelectrónesdosmilvecesmenorqueladeunprotónoneutrón;lamasadeJúpiter,elmayordelosplanetas,esmilvecesmenorqueladelSol.Porúltimo,unátomoesentrediezycienmilvecesmásgrandequesunúcleo,yelsistemasolar—hastaPlutón—esochomilvecesmásgrandequeelSol.

Átomodehelio.Sunúcleo,enlaampliación,escasicienmilvecesmás pequeño que su nube de electrones. Un Ångstrom (1Å)correspondea0,1nanómetros;unfemtómetro(1fm)correspondeaunamillonésimadenanómetro.

De acuerdo con el sistema periódico de Mendeléyev la cantidad de átomosdistintosnosuperaelcentenar,desdeelátomodehidrógeno—elmássimpleconunsoloprotónensunúcleo(yunelectrón)—hastaelátomodeuranio,con92protonesy un número de neutrones que puede ser desde 143, para el átomo de uranio-235,


hastade146paraelátomodeuranio-238.Másalládeluranioestánelneptunioyelplutonio,elementosmuyescasos.Loselementosquevandesdeelnúmeroatómico95hastael118sehanlogradofabricarenlaboratoriosysontodosinestables,porellonoseencuentranenlanaturaleza.

LatablaperiódicadeMendeléyevesuncartoncito,comountablerodeajedrez,pero con casillas de diversos colores. El científico rusoDmitriMendeléyev fue elprimeroen“ordenar”loselementosquímicos.Esas“familias”deMendeléyevtienenqueverconlaestructuradelasórbitaselectrónicasyconlosnúmerosatómicos.Estasideasfueronpresentadasporelgrancientíficorusoen1869ensulibroPrincipiosdeQuímicaysevinieronaentenderenprofundidadacomienzosdelsigloXXgraciasalafísicaatómicaylamecánicacuántica.Enelprimerrenglónestáelhidrógenoalaizquierdayelhelioaladerecha.Enelsegundorenglónestántodoslosátomosquetienen electrones “en el segundo nivel”, segundo orbital, que puede tener hasta 8electrones.Ahíestádesdeellitiohastaelneón.Eneltercerrenglónhaciaabajoestánlos elementos que tienen electrones en el tercer nivel, empezando por el sodio yterminandoenelargón.Asícontinúahaciaabajoyencadacolumna loselementostienenpropiedadesquímicas afines.Por ejemplo, losmetales alcalinos: litio, sodio,potasio,rubidio,cesio,francio.Tambiénestánloshalógenos:elflúor,cloro,bromo,yodoyastato.

Loquecaracterizaaunátomoeselnúmerodeprotonesquecontienesunúcleo,el llamado número atómico. El átomo de carbono, por ejemplo, posee siempre 6protones en su núcleo y por ello se dice que su número atómico es de 6. Losneutronesqueloacompañanpuedenser6enelátomodecarbono-12(masaatómica12)o7neutronesenelcarbono-13(masaatómica13)u8neutronesenelátomodecarbono-14 (masa atómica 14). Se dice que los carbono-12, 13 y 14 son distintosisótoposdelcarbono(átomosconigualnúmeroatómicoperodistintamasaatómica).Todoslosátomosdecarbonoposeen6protonesyenestadoneutro6electronesensuperiferia. Todos los elementos químicos presentan varios isótopos, algunosmuchomás abundantes que otros y buena parte de ellos son inestables, radioactivos,decayendoenunciertotiempo,enotroelemento.Isótopo, literalmente,significadeigualnaturaleza:sonátomoscasiiguales,quedifierenensumasaatómicaperotienenlasmismaspropiedadesquímicas.

Los núcleos atómicos son estructurasmuy delicadas, que contienen protones yneutrones. Como cada uno de los protones contiene una carga eléctrica positiva yestán muy juntos en el núcleo, se repelen con una fuerza enorme (dos cargaseléctricasdesignosigualesserepelenydesignosopuestosseatraenconunafuerzaproporcionalalinversodelcuadradodeladistancia,comolafuerzagravitatoriaentredos masas). Solo la existencia de otro tipo de fuerzas —las llamadas fuerzasnucleares—aunmásintensasquelarepulsiónelectrostática,logranmantenerunidoal núcleo. Las fuerzas nucleares son demuy corto alcance; superan a la repulsiónelectrostáticasoloadistanciasmuypequeñas.Podemoscompararlasituaciónconlo


que tendríamos que hacer para ponermuy juntos dos imanes por polos delmismosigno.Losimanesse“vanaresistir”ytendríamosqueinvertirunagrancantidaddeenergíaparapoderacercarlosalpuntoquesetoquenyahíunafuerzamisteriosalosmantendráunidos.Laenergíaquetendríamosqueinvertirparaponerjuntosmuchosimanes quedaría almacenada en ese modelo de núcleo, como en un resortecomprimido. Si se lograse liberar las partículas del núcleo atómico tendríamos devueltalaenergíainvertidaencrearlo.Esasenergíassonmuchomayoresqueaquellasa las que la naturaleza nos tiene acostumbrados a experimentar y ahí está laexplicacióndelgranpoderdela“energíaatómica”.

En la Tierra hay una gran variedad de elementos químicos, algunos muyabundantes, como el oxígeno y el silicio; y otros, en cambio, son muy pocofrecuentes,comoeluranio.Engeneral,enlaTierra—yeluniverso—loselementossonmenosabundantesmientrasmayoressunúmeroatómico.Enlacortezaterrestrelos elementos químicos más abundantes, por masa, son el oxígeno, con un 46%,seguidodel silicio, conun28%, luegoel aluminio, conun8,2%,elhierro, conun5,6%,elcalcio,conun4,2%,elsodio,conun2,5%,elmagnesio,conun2,4%yelpotasio,conun2,0%.CondichoselementosseformaronlasplantasylosanimalesenlaTierra;lacomposiciónquímicadelosseresvivos—pormasa—esdeun65%deoxígeno,un18%decarbono,un10%dehidrógeno,un3%denitrógeno,un1,5%decalcio,un1,2%defósforo,un0,2%depotasioyun1,1%deotroselementos,entreelloselhierro.

Todoslosátomosdeluniverso,losátomosdelSolydelaTierra,losátomosdesucuerpo, amigo lector, y del mío, hasta los de nuestro corazón y nuestros huesos,fueron fabricados en el universo, muy lejos de la Tierra. Algunos hace trece milochocientosmillonesdeaños—enelBigBang—;otroshacequizásdiez,nueveuochomilmillonesdeaños;acontinuaciónveremosdóndeycómo.


Dmitri Mendeléyev (1834-1907), químico y profesor ruso, fue elprimero en ordenar, en una tabla bidimensional, los elementosquímicosdeacuerdoconsuspropiedades,incluidaslavalenciaylamasaatómicadelelemento.


P2.-Primerasideascosmológicas

ormuchos siglos el hombre pensó que el centro del cosmos era laTierra, unaTierra plana, con una bóveda celeste en lo alto. A partir del siglo V a. C. se

empezóapensarenunaTierraesférica,degrandesdimensiones.ParaelsigloIIIa.C.,con el trabajo deEratóstenes enAlejandría, se conoció el tamañode laTierra conbastante precisión. El cosmos de Pitágoras—cosmos en griego significa orden ybelleza, es loopuesto al caos; cosmologíay cosméticaprovienende lamisma raízgriega—estácompuestoporunasucesióndeesferascristalinasquegiranentornodelaTierra.Laesferamáslejanaeslaquecontieneatodaslasestrellas,quenocambiansus posiciones relativas, que por generaciones se ven inalterables y se las llamó“estrellasfijas”.LaesferaqueconteníalasestrellasgirabaentornoalaTierraenundíayarrastrabaensucursoatodaslasesferasinteriores:lasdelosplanetas,elSolyla Luna. Las esferas interiores se desplazaban lentamente con respecto a la esferaexteriordelasestrellasfijas,enperíodosdesemanas,mesesoaños.DuranteelsigloII a. C., el gran astrónomo griego Hiparco de Nicea describe esos movimientosutilizandocírculosgrandesypequeños,llamadosdeferentesyepiciclos.Hiparcofueuno de los más grandes astrónomos de la antigüedad; vivió su vida en la isla deRodasytuvocontactoconlosastrónomosdeBabilonia,loquelepermitiódescubrirlaprecesióndelosequinoccios.Losequinocciossonlospuntosenelcielodondeelecuador celeste corta el círculo máximo —llamado eclíptica— por donde se vedesplazarsealSolenelcursodelaño.CuandoelSolcruzaelecuadordesuranorte,el21demarzo,sedicequeestáenelequinocciovernal:comienzodelaprimaveraenelhemisferioboreal.Esepuntoseusacomoreferenciaparadefinir lascoordenadasdelasestrellasenelcielo.Sinembargo,loqueHiparcoencontróesqueelequinocciovernalsedesplazaalolargodelaeclípticadandounavueltacompletaenveintiséismilaños.Eldesplazamientoesdecincuentasegundosdearcoenunaño,equivalentea un grado y medio, ¡por siglo! Ese movimiento del eje de rotación terrestre essimilaralbamboleodeuntrompoquegirayantesdedetenerseoscilaalrededordelavertical.Eldescubrimientodelaprecesiónmuestralaenormecalidadycontinuidadde las observaciones astronómicas realizadas en Babilonia. Hiparco desarrolló,además,unexcelentemodelomatemáticoparadescribirelmovimientodelSolydelaLuna,basadoenepiciclos,deferentesycírculosexcéntricos.

Enel siglo II el astrónomoalejandrinoClaudioPtolomeoelaboróunacompletateoríamatemáticaquepermitíapredecirlasposicionesdelSol,laLunaylosplanetas.Ptolomeo basa su teoría en el trabajo previo de Hiparco. En su libro, que hoyconocemoscomoAlmagesto,Ptolomeoexplicasusistemadelmundoyeldetalledelmodelomatemático(geométrico)delasórbitas,basadoendeferentesyepiciclos.Elplanetagira fijo al bordedeun círculopequeño (epiciclo) cuyo centrodescribeuncírculomayorquegiraentornodelaTierra(deferente).Siguiendosusinstrucciones


sepuedenrefinarloselementosdelasórbitasy,conello,predecirlasposicionesdelos cuerpos celestes. Pormil cuatrocientos años la teoría geocéntrica de Ptolomeoconstituyó la base del conocimiento astronómico mundial. La adoptaron losastrónomosárabesyposteriormentelaEuropamedievalcristiana.ElAlmagestoesunresumendelconocimientoastronómicogriego,babilonioyhelenístico,aligualqueellibroLosElementosdeEuclides,querepresentalaenciclopediadelosconocimientosgeométricos de su época. El modelo geocéntrico de Ptolomeo es la primera granteoríacientíficadelahistoriaysindudalamáslongeva:sirvióalhombreporcatorcesiglos.

El año 1543 el canónigo polaco Nicolás Copérnico (1473-1543) desafía laautoridad de Ptolomeo,Aristóteles y la Iglesia—que los había adoptado a amboscomo “verdad oficial”—, planteando que el Sol es el centro del universo y que laTierraesunmeroplanetaquegirasobresímismaenveinticuatrohorasysetrasladaentornoaélduranteunaño.ElmodelodePtolomeocontemplabaunaTierrainmóvilenelcentrodelcosmos;elcielogirabaentornoalaTierracadaveinticuatrohorasyarrastrabaen sugiroalSol, laLunay losplanetas.Asuvez, estos sedesplazabanlentamente contra las estrellas en unmovimiento general hacia el este. Elmodeloheliocéntrico de Copérnico fue lentamente ganando terreno entre los estudiososgraciasalaobradelastrónomodanésTychoBrahe(1546-1601),elgranastrónomoymatemático alemán Johannes Kepler (1571-1630) y el gran físico y astrónomoitalianoGalileoGalilei(1564-1642).En1687,cuandoelgenioinglésIsaacNewton(1643-1727)publicasugrantratado,PrincipiosMatemáticosdeFilosofíaNatural,sesintetizaelconocimientodelamecánicacelestedeKeplerylamecánicaterrestredeGalileo, y se establece la “gravitación universal”.En el siglo ymedio transcurridoentreCopérnicoyNewtonsesentaronlasbasesdelacienciamoderna.

A partir de la obra de Newton la veracidad de la hipótesis heliocéntrica deCopérnicoquedaapoyadaenbasessólidas,conunanuevafísica.LasobjecionesqueselehacíanaCopérnico,utilizandolafísicaaristotélica,pierdentodovalor.TambiénsededucedeahíqueelSolesunaestrellayquelasestrellassonsoles,muydistantesperosemejantesanuestroSol.ElastrónomoinglésThomasDiggesfueelprimero,elaño 1576, en eliminar la esfera de las estrellas fijas diciendo que las estrellasbrillantesestánmáscercayquelasquevemosmásdébilesestánmáslejanas.AntesdeDigges,elfilósofoalemánNicolásdeCusahabíasostenido,en1440,ensulibroDeDoctaIgnorantia(AcercadelaIgnoranciaCientífica)queelSoleraunaestrellay las estrellas, soles en unmundo infinito. Durante el mes de febrero de 1600 elpensador italiano Giordano Bruno fue quemado en la hoguera bajo el yugo de laInquisición, enRoma,por sostener, entreotrasherejías, que las estrellas son soles,que deben existir planetas en torno de las estrellas y posiblemente vida en esosplanetas.A partir del sigloXVII queda establecido que el Sol es una estrella y lasestrellas son soles. El Sol ymiles demillones de estrellas constituyen un sistemaestelarquellamamosVíaLáctea.TodaslasestrellasgiranentornoalcentrodelaVía


Láctea:laúnicamanerademantenerseenequilibrioentrelaatraccióngravitacionaldetodaslasotrasylafuerzacentrífugadelmovimientoderotación.

LaVíaLácteaesesafranjablanquecinaquevemoscruzarelcieloenparticularenlosmesesdeinvierno—junioyjulio—.Elmitogriegodicequeeselcaminodelaleche,lalechedeHeraexpulsadaalcielo,cuandoamamantabaaHeracles(Hércules).La Vía Láctea es un gigantesco sistema de estrellas —entre ellas el Sol— muyaplanadoyquevemosdecantoproyectadosobreelcielo.HoysabemosqueelSoljuntocondoscientosmilmillonesdeestrellasformanlaVíaLáctea(doscientosmilmillones son muchas estrellas; para ponerlo en un contexto, si repartiéramos lasestrellasdelaVíaLácteaequitativamenteentretodosloshabitantesdelplaneta,nostocarían treinta estrellas a cada uno). En 1755 el filósofo alemán Immanuel Kant(1724-1804)propusoqueeluniversoengranescalaestaballenodeuniversos-islas,galaxias,comolaVíaLáctea.Porunsigloymediomuchosastrónomosdiscutieronlaveracidaddeestasafirmacionesacumulandoobservacionesquepermitieranprobarorefutarlaideadelosuniversos-islasdeKant.Entrelosmásdestacadoscaberecordaral inglés de origen alemán William Herschel (1738-1822), el holandés JacoboKapteyn(1851-1922)yalnorteamericanoHarlowShapley(1885-1972).


Vista de la Vía Láctea en una noche de invierno, desde elobservatorioALMA,acincomilmetrosdealturasobreelniveldelmar,alorientedeSanPedrodeAtacama,enelnortedeChile.


WilliamHerschelenInglaterra—hacia finesdelsigloXVIII,haciendorecuentosestelares—abre la indagaciónparadeterminar laformay tamañode laVíaLáctea.Apuntabasutelescopioaunazonadelcieloycontabaenellatodaslasestrellasquesuojoveía.Contóestrellasen683regionesdistribuidassobretodalaesferaceleste.Sumodeloseasemejaaunesferoideoblato—formadelenteja—ydimensionesquenopudoespecificarmásalládedecirqueelejecortode la lentejaeracincovecesmenorqueeldiámetro,yqueesteeranovecientasvecesmayorqueladistanciadelSolaSirio,laestrellamásbrillantedelcielo.HoysabemosqueSirioestáaunosdiezañosluzdelSolporlocualelmodelodelaVíaLácteaconstruidoporHerscheltieneaproximadamente diez mil años luz (un año luz es una medida de distancia quecorresponde a lo que puede viajar la luz en un año, moviéndose trescientos milkilómetroscadasegundo:loqueequivalea9,5billones—millonesdemillones—dekilómetros).

El trabajo de William Herschel también permitió conocer miles de nebulosaspequeñas en el cielo, objetos que, a diferencia de las estrellas, tienen un aspectodifusoalmirarlosconuntelescopio.Parecíangalaxias,universos-islasenelsentidode Kant. Desgraciadamente, las nuevas observaciones no fueron tan claras comohubiesesidodeseable.Aldescubrirunnuevotipodenebulosas,quellamónebulosasplanetarias, dudó que fueran objetos extraordinariamente distantes. Las nebulosasplanetarias tienen una estrella central rodeada de una nebulosa que, en muchasocasiones,severedondayverdosa,parecidaaunplaneta;deahísunombre.Conestedescubrimiento cuestionó la teoría kantiana de los universos-islas. En 1845, enIrlanda,William Parsons (1800-1867), el tercer Conde de Rosse, descubre que lanebulosa Messier 51 tiene una estructura espiral. Con su telescopio —en esemomentoelmásgrandedelmundo—de72pulgadasdediámetro(1,83metros)hallaunaestructuraespiralenvariasotrasnebulosas.Algunosastrónomosde lasegundamitaddelsigloXIXpensaronquese tratabadesistemassolaresenformación;enelcentrodelanebulosaespiralseibaaformarunaestrellayenlosbrazos,losplanetas.LaverdaderanaturalezadelasnebulosasespiralessolovinoaserclarificadaentradoelsigloXX.

EltrabajodeHerschelhabíasugeridounaVíaLácteaachatadaconuntamañodeunosdiezmil años luzdediámetroyconelSolenel centro.El trabajode JacoboKapteynenHolandarefinóelmodelo, lohizoalgomásgrande,deunostreintamilaños luz de diámetro, achatado y con el Sol muy cerca del centro. En 1916 elnorteamericanoHarlowShapley,utilizandoestrellasvariablesyla“relaciónperíodo-luminosidad”[1] descubierta por Henrietta Leavitt en Harvard, encontró que la VíaLácteaesmuchomayorqueloquesepensabayqueelSolestámuylejosdelcentrodeella.LaVíaLácteadeShapleyteníauntamañoenorme,unostrescientosmilañosluz,achatadayconelSolamitaddecaminoentreelcentroyelborde.CiertamentelaescaladedistanciaqueutilizóShapleyestabaequivocadayhoysabemosquelaVíaLáctea tiene más bien cien mil años luz de diámetro y el Sol se sitúa a unos


veintiochomilañosluzdelcentro.ElmodelopropuestoporShapleyhaceunsigloseha refinado enormemente gracias a observaciones hechas con los actualesradiotelescopiosysiguesiendolaesenciadelavisiónactualdelaVíaLáctea(comoestamosdentrodelagalaxiaesmuydifícilhacerseunaideacabaldesuforma—nonos podemos tomar una selfie con la Vía Láctea—; además las distancias a lasestrellassondifícilesdeestimarpor lapresenciadepolvoenelespacioentreellas,quelashacevermásdébilesporlaabsorcióndesuluz).


L3.-Modelosdeuniverso

as primeras ideas acerca del universo en gran escala, basadas en una teoríacientífica,sedesarrollanapartirdelagravitaciónuniversaldeNewton.Elpropio

inglés argumentó que para evitar el colapso gravitacional que experimentaríainevitablemente un universo finito —sus bordes colapsarían hacia su centro— eluniversodeberíaserinfinito,conlocualnotendríanicentronibordes.Ununiversoinfinito no está exento de problemas, entre los cuales elmás analizado fue la, asíllamada,“paradojadeOlbers”:enununiversoinfinitoelcielonocturnodeberíaserbrillante,milesdevecesmásbrillantequeelSol.Laargumentacióneslasiguiente:siexiste un espacio lleno de estrellas con densidad constante, podemos imaginar eluniversorepresentadomediantecáscaras,comounacebolla.Sepuededemostrarquesi lascáscaras tienenunespesorconstante,suvolumencrececomoelcuadradodelradioyconelloelnúmerodeestrellasquecadacáscaracontiene.Comolaluzdeunafuentesedebilita,conelinversodelcuadradodeladistanciaunacosacompensalaotra,yasí,decadacáscara,recibiríamosigualcantidaddeluz,pordistantequeesté.Porejemplo,sicomparamosunacáscaracercanaconotradiezvecesmáslejos,estaúltimacontendrácienvecesmásestrellas,perocadaunadeellasseverácienvecesmásdébil.Porlotanto,recibiremosenlaTierralamismasumatotaldeluzdeambascáscaras.Adicionandohastaelinfinitopodríamosconcluirlallegadadeunacantidadinfinitade luz en laTierra,peroesonoes así, pues las estrellas cercanas terminantapando a las más lejanas. El cielo se vería como una placa continua de luz dehorizonte a horizonte. La oscuridad del cielo nocturno, esta simple observación,contradice la idea newtoniana de un universo infinito;Olbers ofreció una soluciónerradaalaparadoja,suponiendoqueeluniversonoeratotalmentetransparenteyconellonopodríamosverlaluzdelasestrellasmuylejanas.Peseaquenolaresolvió,con su debateOlbers abrió una nueva era en cosmología, en la primeramitad delsigloXIX.¿CuáleselerrorenelrazonamientodeOlbers?Simplementequeparaverelcielocomouncontinuodeestrellasdeberíamosverhastaunadistanciadealgomásque1022años luz (diezmil trillonesdeaños luz)y laedaddeluniversoessolode14.000.000.000 de años. La luz no ha tenido tiempo de llegar desde distanciasmayoresa14.000.000.000añosluz.Eluniversorealesdemasiado“vacío”paraquelaparadojadeOlberssemanifieste.

LasideascosmológicasmodernassedesarrollansoloenelsigloXXapartirdelaobramonumentaldeAlbertEinstein(1879-1955).


AlbertEinstein(1879-1955).

En1905Einsteinpublicasuteoríadelarelatividadespecial.LamecánicaclásicahabíaacumuladounaseriedeproblemasenlosmásdedoscientosañostranscurridosdesdelapublicacióndeNewton,en1687.Entreellos,unodelosmásemblemáticosfueelresultadonegativodelexperimentodeMichelsonyMorley,quebuscabamedirlavelocidadrelativadelaTierrarespectoaléter.LosfísicosnorteamericanosAlbertA. Michelson (1852-1930) y Edward Morley (1838-1923) midieron en 1887, congranprecisión, la velocidadde la luz en distintas direcciones a lo largode todo elaño. Según la mecánica clásica la luz debería moverse con distintas velocidadescomparando la dirección en que la Tierra se desplaza alrededor del Sol con elmovimientoensentidoperpendicularaeste.Sinembargo, lavelocidaddelaluznomostraba variación alguna al ser determinada en lasmás diversas condiciones. LarelatividadespecialdeEinsteinsolucionaestodiciéndonosquelavelocidaddelaluzesconstante,independientedelavelocidadrelativadelafuenteyelobservador;entoda circunstancia debemos medir el mismo valor para la velocidad de la luz. Lavelocidaddelaluzesuninvariante.Larelatividadespecialsolucionadrásticamenteel resultadonegativodeMichelsonyMorley elevando a la categoría de axioma lainvarianciadelavelocidaddelaluz.Larelatividadespecialproponequelavelocidaddelaluzeslavelocidadmásaltaquesepuedeconseguir;noesposibleaceleraraun


cuerpodeciertamasayhacerqueestesuperelavelocidaddelaluz.Elespacioyeltiempoquemidendosobservadoresnosonlosmismos:sonrelativosalobservador.

LarelatividadespecialcambialacinemáticadeNewton,loquedicerelaciónconlosmovimientosrectilíneosyuniformes,perononosdicenadaacercadeladinámica—las fuerzas, las aceleraciones y la gravedad—. Einstein siguió trabajando yfinalmente, en 1916, publica su teoría de la relatividad general. Ahí Einstein nospresentaunanuevamaneradeentenderlagravitación.Unamasadeformaelespacio-tiempoalrededorsuyo.Uncuerpoyunrayodeluzsimplementesiguenlageometríadeluniversocurvo.

Un gran físico norteamericano, John A. Wheeler (1911-2008), resume larelatividad general en la frase: “Lamateria le dice al espacio cómo curvarse y elespacioledicealamateriacómomoverse”.ConlarelatividadgenerallarevolucióndeEinsteinestácompleta.


Estadramática fotodel cúmulodegalaxiasAbell2218muestra lacurvatura del espacio predicha por Einstein, conmuchos arcos deluz. Los arcos de luz corresponden a objetos que están detrás delcúmulo de galaxias, normalmente dos veces más lejos que lasgalaxias del cúmuloy donde su luz sigueuna trayectoria curva alpasarporelespacio-tiempodeformadoporelcúmulo.Sedicequeelcúmuloactúacomounalentegravitacional.


Larelatividadgeneraleslagranrevoluciónencuantoalagravitación,dondeelmodelo deNewton había reinado sin contrapeso y con grandes éxitos.Después demásdedossiglosdedominiointelectualenelmundodelafísica,laeradeNewtonllegabaasufin.Newtonpierdelacoronasoloenlasgrandesescalasoenloscamposgravitacionalesmuyintensos;paraelsistemasolarlateoríadeEinsteinydeNewtonsiguendandoresultadosindistinguibles.SoloenlacercaníadelSol,alrededordelaórbita de Mercurio, se perciben efectos relativistas; en las órbitas de los demásplanetas se sigue utilizando la formulación newtoniana, dada su mayor simplezamatemática.

UnadelasprediccionesdelarelatividadgeneraldeEinsteinde1916esque,bajociertas condiciones, deberían generarse ondas gravitacionales. Las ondasgravitacionalesseríanperturbacionesdelacurvaturadelespacio-tiempoeinsteiniano,pequeñas fluctuaciones en la curvatura del espacio que se propagarían llevandoenergía.Estasondasdeberíangenerarsecuandounamasasufreunagranaceleración.Porejemplo,cuandodoshoyosnegrosseacercanorbitandoentornodesucentrodemasasydescribensendosmovimientosespiraleshastaquefinalmentese fundenenuno solo. Las ondas se propagan en el espacio a la velocidad de la luz y se vanhaciendomásdébilesmientrasmáslejosestemosdelafuenteemisora.Porañoslosfísicoshabíantratadodedetectarondasgravitacionalesysoloenfebrerodel2016seanunciaeldescubrimientodeondasgravitacionales,unsiglodespuésdelaprediccióndeEinstein.Asesentayunañosdesumuerteelgranfísicosiguehaciendonoticia:unadesusgrandesprediccioneshasidofinalmenteverificadaexperimentalmente.

Las ondas gravitacionales guardan una ligera semejanza con las ondaselectromagnéticas:cuandounacargaeléctricasufreunaaceleración—porejemplo,algirarenuncampomagnético—emiteondaselectromagnéticasquesepropaganenelespaciovacío,alavelocidaddelaluz,yquepodemosdetectarconradiotelescopiosoinclusoenformadeluz.Elproblemaconlasondasgravitacionalesesqueparaquetransportenuna cantidad importante de energía es necesario quemasas enormes seaceleren a altísimas velocidades y continúen acelerando. Las ondas gravitacionalesson como las perturbaciones que experimenta la superficie del agua cuando unalancha la surca a cierta velocidad. Las olas se propagan alejándose del barco yhaciéndosecadavezmáspequeñas.LasondasgravitacionalesquefinalmentedetectóelexperimentollamadoLIGOsonminúsculasdeverdad;nosonolasdeunmetroodediezcentímetros,sinoalgomuyinferioraunmilímetro.Enunlagooenelocéanosería imposible detectar la presencia de un tsunami con una altura de ola de unafracción de milímetro. Veamos una comparación más exacta: imaginemos queponemos una referencia en el Sol y otra en un lugar tan lejano como Plutón, acuarentaunidadesastronómicas(cuarentavecesmáslejosqueladistanciadelSolalaTierra). Esa distancia en kilómetros sería de seis mil millones. Esas dos bolitas omarcasdereferencia,alvenirunaondagravitacional,sealejaríanyacercaríanenunamillonésima de milímetro. Medir una variación equivalente a una millonésima de


milímetro en una distancia de seis mil millones de kilómetros es el gran avancetecnológicoquehahechoLIGOenlosEstadosUnidos.Medianteunsistemaderayoslásersehadetectadoqueunespejoenelextremodeuntubodecuatrokilómetrossedesplazaunadistanciaequivalentealtamañodeunnúcleoatómico.Estosresultadosson extraordinarios y el avance que producen en la ciencia y en el conocimientohumano, en general, justifica plenamente la inversión en tecnología para llevarlo acabo.Despuésdeunsiglo,unadelaspiezasclavesdelarelatividadgeneralhasidoverificada experimentalmente. Teníamos indicaciones sólidas de la existencia deradiación gravitacional por la evolución de un par de pulsares (dos estrellas deneutrones, que son estrellasmuy pequeñas, de apenas diez kilómetros de radio, deuna densidad altísima —mil millones de toneladas por centímetro cúbico— deneutronesyconuncampomagnéticoenorme—soncomodosgrandesimanes—queseestáacercando); lasvariacionesobservadasenelsistemasolosepodíanmodelarsuponiendoqueperdíaenergíaemitiendoradiacióngravitacional.

UnodelosresultadosdelproyectoLIGO,sinembargo,esladeteccióndirectadeondasgravitacionalesqueprovienendedoshoyosnegrosqueseacercaronensendasespiralesy finalmentese fundieronenunosolo.Loshoyosnegroserande36y29masas solares cadauno, estaban situados amil trescientosmillonesde años luzdenosotrosysefundieronparaformarunhoyonegroúnico,de62masassolares.FuedetectadoenlaTierrael4deseptiembredel2015.Lacantidaddeenergíaradiadaenondasgravitacionalesequivalea tresmasas solares; esaesunacantidadenormedeenergía.HayquepensarqueelSolendiezmilmillonesdeañosvaahaberemitidoen radiación electromagnética el equivalente a un milésimo de masa solar. Esteeventodefusióndedoshoyosnegrosemitió tresmilvecesmásenergíaque laqueemitirá el Sol en toda su vida. Einstein presentó los argumentos que lo llevaron apredecir la existenciadeondasgravitacionales el 25denoviembrede1915ante laAcademiaPrusianadeCiencias;unsiglomástardefueronfinalmentedescubiertas.

La detección de ondas gravitacionales abre caminos insospechados para laastronomíadel sigloXXI.Grandeszonasdeluniversoqueestánvedadasanuestrosojos observando radiación electromagnética pueden empezar a estar disponibles sibuscamos con instrumentos que detecten ondas gravitacionales. Estas tienenlongitudes de ondas muy largas (kilómetros o miles de kilómetros) y frecuenciasbajas omuy bajas comparadas con las de la luz (por ejemplo, frecuencias de 100hertz—cien ciclos por segundo— que son típicas de ondas sonoras). Por ello losresultadosdeLIGO,presentadosel11defebrerodel2016,fueron“mostrados”comosonidos (por su equivalente en frecuencia), a pesar de que sonidos y ondasgravitacionales son fenómenos totalmente distintos. Lo más importante es que lasondasgravitacionales sedesplazanen el vacío a lavelocidadde la luzy el sonidosolosedesplazaenunmedio,nuncaenelvacío.Enlaatmósferaterrestrelohaceauna velocidad un millón de veces menor. A la velocidad del sonido, una señaldemoraría4,3millonesdeañosenllegaralaestrellamáscercana:AlfadelCentauro.


Ondasgravitacionalesysonidoscoincidensoloenlasfrecuenciasinvolucradas.Conlas ondas gravitacionales podríamos aprender de primera mano lo que ocurrió losprimeros trescientos ochenta mil años del universo (cuando el universo no eratransparentealaluzaún),ademásdelaszonasdensasyoscurasdelasgalaxias.Enlos próximos años veremos cómo se desenvuelve este nuevo capítulo delconocimiento astronómico con un renovado y mejorado experimento LIGO y conotrasiniciativasque,comoLISA,prometenmásymejoresresultados.

Peroregresemosalacosmología.En1917Einsteinpublicaelprimermodelodeluniversodeacuerdoasunuevateoría.ParapodertenerununiversoestáticorecurreaunaconstantedeintegraciónquellamóL(letragriegalambda,mayúscula).Einsteinnoteníaunaideaclaradeluniversoengranescala.EnesaépocaaúnsediscutíasieluniversoerasololaVíaLácteaosinuestragalaxiaeraunaislaenununiversomásvasto.Einstein,deformaconservadora,asumióqueeluniversodeberíaserestáticoengranescalayparaellotuvoque“inventar”unafuerzarepulsivarepresentadaporlaconstanteL, que solo mostraba sus efectos para grandes distancias. Con ello eseprimermodelodeuniversorelativistaesestático,enequilibrioentre laaccióndelagravedadylafuerzarepulsivarepresentadaporlaconstanteL.

AlexanderFriedman(1888-1925).

En 1922 el científico ruso Alexander Friedman (1888-1925) resuelve las


ecuacionesdeEinsteinsinlaconstanteLyencuentraquenohaysolucionesestáticasparaeluniverso,quedebeestarenexpansiónoencontracción.EltrabajoinicialdeFriedmanfuemuypococonocido,pueslopublicóenrusoenunarevistacientíficadepocacirculación.Posteriormentelopublicóenunarevistaalemanadefísica,perolaprematura muerte del autor, cuando tenía tan solo treinta y siete años, en 1925,impidióunamayordifusióndesutrabajo.Fue,entonces,eltrabajodeFriedmannelquepredijolaexistenciadeunaexpansióndeluniverso—laideadeununiversoencontracción nunca tuvomuchos adeptos pues pronostica unmal final para nuestrouniversoy,conello,paranosotros.

El científicobelgay jesuita,GeorgesLemaître (1894-1966), en1927encuentralas soluciones de Friedman pero no descarta aquellas que surgen de considerar laconstantederepulsiónL.ConellolassolucionesdeLemaîtresonlasmásgeneralesquesededucendelasecuacionesdeEinstein;eluniversopuedeestarenexpansiónoencontracción,conosinrepulsión.

En1925el astrónomonorteamericanoEdwinHubble (1889-1953)determinó ladistanciaalanebulosadeAndrómeda,encontrandounvalordesetecientosmilañosluz (la distancia quehoy se estima es dedosmillones cuatrocientosmil años luz).Hubble utilizó el telescopio Hooker de cien pulgadas del observatorio de MonteWilson—suespejoprincipaltiene2,5metrosdediámetro—queenesosañoseraelmásgrandedelmundo.Gracias a él logró fotografiar lanebulosadeAndrómedaydescubrirenellaestrellasvariablesdeltipocefeidas,estrellasquepulsan—aumentanydisminuyensutamañoyconellovaríalaluzqueemiten.Esasestrellashabíansidoestudiadas en el observatorio de Harvard por Henrietta Leavitt, quien habíademostradoquelasquetienenunperíododeoscilacióndedosotresmesessonmuyluminosas y las que varían en unos pocos días lo son mucho menos: cien vecesmenos.Conlacalibracióndelarelaciónperíodo-luminosidaddemissLeavitt,HubbleencontróunadistanciaenormeparalanebulosadeAndrómeda.ParalaVíaLácteasehabían discutido tamaños entre diez mil y trescientos mil años luz; la distancia aAndrómeda encontrada porHubble ponía a la nebulosa totalmente fuera de laVíaLáctea. Tan lejos la situaba que el tamaño físico de la nebulosa pasaba a sermuyparecido al de nuestra Vía Láctea. Con ello se confirma la idea de Kant de losuniversos-islas.EluniversoengranescalaestállenodemillonesdegalaxiascomolaVíaLáctea.


EdwinHubble(1889-1953).

En 1929 Hubble descubre que el universo está en expansión, utilizandonuevamente el telescopiode cienpulgadasdelMonteWilson.Midió la distancia aunaseriedegalaxias,aligualqueyalohabíahechoparalagalaxiadeAndrómeda.ElastrónomonorteamericanoVestoSlipher(1875-1969)delobservatorioLowell,habíamedido velocidades radiales —de alejamiento o acercamiento— de nebulosasespirales, hallando valores mucho más altos que los que se encuentran para lasestrellas.EltrabajotitánicodeSlipherconsistíaenapuntarsutelescopio,deapenassesentacentímetrosdeapertura,aunagalaxiayhacerpasarlaluzporunprismaparaver “el arcoíris” de la luz del objeto. El “arcoíris” lo registraba en una fotografíadespuésdedocenasdehorasdeexposición.Llegóaexponeralgunasfotoshastaporcienhoras,quelograbaencasiunmesdetrabajo—unasseishorasdeexposiciónpornoche, descontando aquellas noches nubladas o conmuchaLuna, en las queno sepodía. Al medir la posición de ciertas marcas fiduciales en el espectro —líneasoscuras—lasfotosmostrabanclaramentequehabíaenellasun“corrimientoalrojo”que indicabaque lasgalaxias se alejandenosotros.Sliphermidiómásdecuarentagalaxias.ParaHubble todoeramuchomás fácil,puesdisponíadeun telescopiode2,5metrosquerecolectabadiecisietevecesmásluz,conlocualenunaspocashorascompletabaloqueaSlipherlecostabadocenasdeellas.Enlosresultadosseveíaunaclara preponderancia de valores positivos (velocidades de recesión) por sobre los


negativos(velocidadesdeacercamiento).Enloscasosextremos,sellegabaavaloressuperioresamilochocientoskm/sparalavelocidadradial[2]dealgunasgalaxias.Paralasestrellas,lasvelocidadesradialestípicaserandeunapocasdecenasdekilómetrosporsegundo.Lasvelocidadesradialesdelasgalaxiaseranmuchomayoresquelasdelasestrellas,locualindicabaquenoformabanpartedelaVíaLáctea.

Hubbleencontróquelasgalaxiasdistantessealejandenosotrosmásrápidoquelasmáscercanas,descubriendoquehayunaproporcionalidaddirectaentrevelocidady distancia: una galaxia, al doble de distancia, se aleja dos vecesmás rápido; unagalaxiadiezvecesmásdistantesealejaconunavelocidaddiezvecesmayor.Escomosielespacioseestuvieseinflandoentrelasgalaxias.Sielespaciocrecetalcomolohaceunqueque—bizcocho—cuandoseloponealhorno,productodelospolvosdehornear,lasgalaxiasinmóvilesenelespacioestaríanalejándoseunasdeotrasydesdecualquieradeellassevanaverlasotrasalejarsemásrápidomientrasmáslejosestén.

Hoysesabequeeluniversoestállenodegalaxiasqueseagrupanencúmulosdegalaxias.Lasgalaxiassepresentanentresformasprincipales:galaxiaselípticas,quedominanlaszonascentralesdeloscúmulosdegalaxias;galaxiasespirales,comolaVíaLácteayAndrómeda,ygalaxiasirregulares,cuyosejemplaresmáscercanossonlas Nubes de Magallanes, galaxias pequeñas que son satélites de la nuestra. Unagalaxiatípicacontieneunoscienmilmillonesdeestrellas.

Lasgalaxiasespiralessonsistemasachatadosquetienenclaramenteundisco,unnúcleo,unbulboyunhalo.Eneldisco,productodelarotación,seformanondasdedensidadenformaespiralqueayudanacontinuarconlacreacióndeestrellasenestasgalaxias.Losbrazosespiralessonloslugaresdondeseestánformandoestrellasenlaactualidad. Las galaxias espirales transformaron su materia gaseosa en estrellas alcomienzodelostiempos,peroaúnenlaactualidaddesdeun5%yhastaun20%deesematerial todavía no ha dado origen a estrellas. La Vía Láctea y la galaxia deAndrómeda son dos notables ejemplares de galaxias espirales. Una galaxia espiralpuede contener hasta quinientos mil millones de estrellas y las galaxias espiralespequeñaspuedentenertansolomilmillones.

Las galaxias elípticas presentan un aspecto ovalado en el cielo y pueden serenormes;enelcentrodeloscúmulosdegalaxiassuelenhabergalaxiaselípticasconun billón de estrellas (un millón de millones). En el otro extremo hay galaxiaselípticas tan pequeñas que apenas contienen unmillón de estrellas. En general notienen ni gas ni polvo, solo estrellas y la mayoría de ellas son muy viejas.Posiblemente lamayorpartede lasgalaxiasdeluniversosonelípticaso terminaránsiéndolo(lacolisióndedosgalaxiasespiralesterminaporformarunagalaxiaelípticaque contiene todas las estrellas de ambas, más las estrellas que se forman con lacolisióndelgasdeellas).

Las galaxias irregulares son como las hermanas pequeñas de las espirales.Contienengasypolvoenbuenaproporción(hastaun30%desumasa)yestán,enlaactualidad, formando estrellas a buen ritmo.No contienenmás demilmillones de


estrellasypuedencontenertanpocascomodiezmillonesdeellas.Engeneraltienenuna estructuradesordenada, donde la rotacióny la fuerzadegravedadnohan sidocapacesdeorquestarlaformaciónestelar(nohanpodidoformarbrazosespirales).


GalaxiaelípticaESO306-17,degrantamañoydemuybajobrillosuperficial(muytenue).


Bella galaxia espiral NGC 1376, con brazos espirales biendesarrollados.


Haygalaxiasquepuedentenerdiezvecesmásestrellasquelocomún,perohayotrasquepuedentenerdiezmilvecesmenos.ConeltelescopioespacialHubble,de2,4metros, que orbita laTierra a seiscientos kilómetros de altura, se han obtenidoimágenes profundas del cielo que revelan una cantidad enorme de galaxias muydébiles y distantes. Contando las galaxias en esas imágenes y proyectando esascuentasalcielocompleto—estoes,comounaencuesta—,seestimaquelasgalaxiasquepodríanserfotografiadas,entodoelcieloporesetelescopio,estáncercadelascienmilmillones.Porlotanto,sihaycienmilmillonesdegalaxiasobservablesconlosmedios tecnológicos actuales y en cada una de ellas hay cienmilmillones deestrellas,podemosdecirqueeneluniversohayunas1022estrellas(diezmiltrillonesde estrellas). Si en cada estrella hay una media docena de planetas, deben existirmuchos,peromuchoslugaresdeluniversoconplanetasquepuedenalbergaralgunaformadevida,quizásconimportantesnivelesdevidainteligente,comovemosenlaTierra.

Unodelosgrandesenigmasdelaastronomíacontemporáneaesquelamasatotaldeunagalaxia resulta ser unas siete vecesmayor que la sumade lasmasas de lasestrellasquecontiene.Un85%de lamasadeunagalaxiaesmateriaquenoseve,materiaoscura,masaquenosonestrellas.Esamateriaoscurasedetectaporelmodoen que semueven las estrellas dentro de las galaxias, y las galaxias dentro de loscúmulos de galaxias. Como ya hemos dicho, las estrellas que pertenecen a unagalaxiadebieranterminarcayendohaciasucentroatraídasporlafuerzadegravedadde todo el conjunto. Ello no ocurre, pues las estrellas giran en torno al centro delsistema con una velocidad tal que las equilibra con esa fuerza central. Mientrasmayor sea esa fuerza, más rápido debe ser el giro. Por ello, cuando medimos lavelocidad de rotación de las estrellas en una galaxia —su velocidad de giro—podemosdeella inferirsumasa.Tambiénpodemosmedir la luztotaldelagalaxia,sabiendo cuánto brilla cada una de las estrellas que contiene, y estimar el númerototaldeestrellasy,deahí,sumasa.Estaúltimaformademedirsiempreresultamuyinferior,sietevecesinferior.Lamateriatotal,brilleonobrille,essietevecessuperiora la“materiabrillante”.Estadiscrepancia lahizoverporprimeravez,hacemásdeochentaaños,elastrónomonorteamericanoFritzZwicky(1898-1974)yhacemásdecuarentaañosfueplenamenteratificadaporlaastrónomanorteamericanaVeraRubin(1928-2016).¿Cuáleslanaturalezadelamateriaoscura?Esaesunadelasgrandespreguntas que la astronomía actual trata de responder. Sabemos, por otrasobservaciones, que no puede ser materia común y corriente que simplemente noemitaluz;estoquieredecirquenosonpiedrasogasentrelasestrellas.Esamaterianoestáformadaporátomossinoporpartículasmáspequeñasyelementalesquelosátomos. ¿Qué son exactamente? Aún no lo sabemos, pero se cree que seríanpartículasmasivasqueinteractúandébilmente.Puedeserquelafísicadepartículasdéunasoluciónaesteenigmaenlospróximosaños.

Una galaxia como la Vía Láctea, pese a contener unas 200.000.000.000 de


estrellas,esunespaciotremendamentevacío.Ladistanciatípicaentreunaestrellayotraesunoscuatroañosluz.Sihiciésemosunmodeloaescaladelasestrellasdelagalaxia y las representamos por pelotas de fútbol (de veintidós centímetros dediámetro):¿aquédistanciaenesaescalaestaríalaestrellamáspróximaalapelotadefútbolquerepresentealSol?Bueno,aunos6.400kilómetros.Elmodelodelagalaxiacontendríadoscientosmilmillonesdepelotasde fútbol, separadas entre sípor seismil cuatrocientos kilómetros. En total tendría ciento cincuenta millones dekilómetros: la distancia de la Tierra al Sol. Por eso cuando una galaxia choca conotra, las estrellas de una de ellas no chocan con las de la otra, las estrellas se“interpenetran”.Solochocanlasnubesdegaspresentesenlasgalaxias.


CúmulodegalaxiasconnotablesarcosdeEinstein.


LaVíaLácteaylasgalaxiasengeneraltienendimensionesdelordendecienmilañosluz(laluzdemoracienmilañosenviajardeunbordealotrodeunagalaxia).Uncúmulodegalaxiaspuedetenerundiámetrodemásdediezmillonesdeañosluzycontenervariosmilesdegalaxias.Engranescala,eluniversoestállenodecúmulosdegalaxiasy agrupacionesde ellos engrandes estructurasque suelen ser llamadas“supercúmulos”.Ellos seencuentran intercaladosconzonasdemuybajadensidad,grandesvacíos.Eluniversoengranescalaescomoungranquesosuizo,conzonasdensasygrandesagujeros.


CúmulodegalaxiasAbell1689.Sepuedenobservarvariosarcosdeluz; el cúmulo actúa como una lente para los objetos que estándetrásdelcúmulo.Cadaunodelosglobitosdifusosesunagalaxiadelcúmulo(sonbastanteamarillentas);seaprecianvarioscientosdeellas.


Laexpansióndeluniversoobservableimplicaqueenelfuturolasdistanciasentretodas las galaxias serán cada vez mayores y, con ello, la cantidad de materia porunidaddevolumen,ladensidad,serácadavezmenor.Porelmismoargumento,enelpasado todo loquevemosdebehaberestadomáscerca,más junto.Por lo tanto, ladensidadmedia del universo debe ser una variable decreciente en el tiempo.En elpasado ladensidaderamásaltayenunpasadoremoto,debehabersidomuy,muyalta.

El universo debe haber surgido de un estado de altísima densidad. La primeraideaalrespectolapropusoLemaîtreen1931.Lallamólateoríadelátomoprimitivo.Todoeluniversoobservablehoyestabacontenidoenungranátomoinicialqueerainestable,unaespeciedeátomoradioactivogigante,queexplotó.

Posteriormente el físico ruso-norteamericano George Gamow (1904-1968)retomólaideadeLemaître,enlosañoscuarenta.Gamowsediocuentadequecomoun gas al expandirse se enfría, el universo debe haber sido más caliente hace untiempoatrás.Enelpasadoremotoeluniversodebehabertenidomuyaltadensidadytemperatura, condiciones que son propicias para que ocurran reacciones nuclearesque transmuten los elementos químicos.Con ello el universo podría haber surgidoinicialmente conuna composiciónquímicamuy simple—¿solohidrógeno?—y enlos primeros minutos, por nucleosíntesis —reacciones nucleares inmediatamentedespuésdeliniciodeluniverso—,habersegeneradotodosloselementosquímicosdelsistemaperiódico.

Esafaseinicial,propuestaporGeorgeGamowen1948,selahallegadoaconocercomolateoríadelBigBang.ElsobrenombreBigBangfueutilizadoporelastrofísicobritánicoFredHoyle(1915-2001)enunprogramaderadiodelaBBC,en1949.Esenombre sonaba ligeramente peyorativo—el “gran pun”— pese a queHoyle niegaqueesahayasidosuintención.GeorgeGamowlotomócongransentidodelhumoryloaceptógustosocomoelnombreparadescribirsuteoría.

Elvalordelaconstantedeexpansión,unidaaunmodelocosmológicoespecífico,determinalaedaddeluniverso.Silaconstantedeexpansiónesmuygrande,laedaddel universo es pequeña. La constante de expansión es la velocidad a la cual seexpandeeluniverso:silohacehoymuyrápido,debehaberllegadoaltamañoactualen poco tiempo.Para una constante de expansión de 68 km/s/Mpc (kilómetros porsegundo por megaparsec —esto significa que dos puntos a una distancia de unmegaparsec,equivalentea3,3millonesdeañosluz,seseparanconunavelocidadde68 kilómetros por segundo—) y teniendo en cuenta elmejormodelo cosmológicoactual,laedaddeluniversoresultaserdetrecemilochocientosmillonesdeaños.ElBigBang,elcampanazo inicialdeluniverso, tuvo lugarhace trecemilochocientosmillonesdeaños;ahítodocomenzó.


CúmulodegalaxiasAbell68.Seobservandiversosarcosdeluz.


Cúmulo de galaxias Abell 2744. Se observan galaxias elípticas yespirales,juntoconarcosdeluz.


L4.-ElBigBang

a teoríadelorigendeluniversopropuestaporGamow—nombrada finalmentecomo teoría del Big Bang, durante los años cincuenta del siglo pasado— fue

desarrolladaporélmismoysuscolaboradoresRalphAlpheryRobertHerman;ellospredijeron que debería haber una radiación que permeara todo el universo actualcomoresultadodeesteestadoinicialdemuyaltatemperatura.Coneltiempo,dichatemperaturadeberíahaberbajadomuchoysepensóquelatemperaturaactualpodríasersietekelvin(gradosabsolutosdetemperatura,quesignificaqueacerokelvintodomovimiento se detiene, no puede haber temperaturas inferiores a ella; siete kelvinequivalena266gradosCelsiusbajocero).LosintentosdeexplicarlasíntesisdeloselementosquímicosenelBigBangtuvieronproblemasquesevieronincrementadosen1957cuandoloscientíficosE.MargaretBurbidge,GeoffreyBurbidge,FredHoyleyWilliamA.Fowler—B2HF—explicaronlasíntesisdeloselementospesadosenelinteriordelasestrellas.Poresetrabajoymuchosotros,BillFowlerrecibióelpremioNobeldeFísicade1983.EltrabajoB2HFcuestionólanucleosíntesisenelBigBangy con ello puso una sombra de duda acerca de toda la idea. La gran verificaciónexperimental del Big Bang de Gamow tuvo lugar en 1964 cuando Arno Penzias(1933- ) y RobertW.Wilson (1936- ) descubrieron ondas de radio que venían detodaspartesdelcieloque,alserexaminadasendetalle—endiferentesfrecuencias—,teníanunatemperaturacaracterísticade2,7kelvin.Esaradiaciónseinterpretacomolaremanentedelaépocaenqueeluniversoeramuycalienteyqueenlaactualidadseha enfriado a algo menos que tres grados sobre el cero absoluto. Los 2,7 kelvincorrespondenaunatemperaturade270,45gradosCelsiusbajocero.

El tiempo, el espacio y la materia se originaron en una gran explosión inicialllamadaBigBang,ocurridahacetrecemilochocientosmillonesdeaños.ElBigBangnoocurreenunespaciopreexistente.Enélsecreaelespacioyeltiempo;noexiste“antesdelBigBang”porqueeltiempoempiezaeneseinstante.Estoesalgodifícildeentender desde el sentido común. Una manera de visualizar qué significa que eltiempoempiezaenelBigBangsegraficaenelsiguienteejemplo.SupongamosqueeltiempotranscurrieradeunamaneraequivalenteacomoesenlaTierraviajarhaciaelnorte.Mañanaestaremos“másalnorte”yayerestuvimos“másalsur”.Viajandohaciaatráseneltiempollegaríamosfinalmentealpolosur.Cuandoestemosahí,solopodremosviajarhaciaelnorte,encualquierdirecciónserá“haciaelnorte”;nohayalsurdelpolosur.Deigualmaneranohay“antesdelBigBang”.Todoslaslíneasdetiemponos llevanparadespuésdelBigBang.PorelloelBigBangno tienecausa,pueslascausassonanterioresalosefectosynohayantesdeél.

Los primeros instantes del universo pueden ser descritos por la física actual apartirdelprimersegundo;inclusocuandoapenashatranscurridounamillonésimadesegundo desde el Big Bang podemos aplicar toda la física que conocemos para


describir al universo. Solo hay un brevísimo instante: cuando han transcurrido tansolo 10-43 segundos es que nuestras teorías físicas fallan. Para ponerlodramáticamentepodemosescribirque10-43 segundosescritoscomounnúmerocondecimales se escribe como0,000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.1 segundos. EseinstanteselollamatiempodePlanck;eltamañodeluniversoobservablehoy,todoloque hoy podemos ver, tenía una tamañoD ~ 10-32 centímetros (la luz, viajando a300.000km/s,eneltiempodePlanckharecorridounaburbujadelordende6x10-33

centímetros de diámetro). Para entender el universo en ese brevísimo intervalo detiempotranscurridodesdeeliniciohastaeltiempodePlancksenecesitaríaunateoríacuánticadelagravitación.LarelatividadgeneralylamecánicacuánticasonlasdosgrandesteoríasdelafísicadelsigloXX.Sinembargo,grandescomoson,unaexplicalomacro y la otra lomicro, pero son teorías incompatibles entre sí. Lamecánicacuánticadescribelasvariablesfundamentalesdelafísicacomovariablesdiscretas,nocontinuas. Estas variables se distinguen igual como lo hace una escalera de unarampa.Enlaescalera,unoestáenunescalónoenelsiguienteperonoenposicionesintermedias.La teoría de la relatividad trata el espacio y el tiempo comovariablescontinuas que pueden cambiar infinitesimalmente. En el intervalo entre cero y eltiempo de Planck necesitamos una teoría que las unifique, que aún no existe. Eluniverso observable de hoy tiene, en el instante dePlanck, un tamañomillones devecesmenorqueel deunapartícula atómica (el universo enteromillonesdevecesmenorqueunátomo).

Cuandohantranscurrido10-36segundoseluniverso,queseexpanderápidamente,experimentauncambiomuyviolento,quehasidodenominado“inflación”.Hastaesemomento el vacío del universo ha contenido mucha energía, ha sido una forma“excitadadevacío”;eneseinstanteelvacíocambiadefaseycaeaunaenergíamuyinferior,inyectandoesaenergíaextraaluniversoqueseexpande.EstefenómenosepuedecompararconelcambiodefasedelagualíquidaalhieloacerogradosCelsius.Entre un gramo de agua y un gramo de hielo, ambos a cero grados Celsius, hayochenta calorías de diferencia. El agua debe entregar ochenta calorías para podercongelarse.Enlainflación,alcambiardefaseelvacío,seinyectamuchísimaenergíaalaexpansiónquehacequesecreeespacioymateriadeunaformadescontroladaporunbreveinstante.Tambiénpodemostratardevisualizarlodelasiguientemanera:elvacíoeselnivelconrespectoalcualsemidelaenergía,comounallanuratotalmentehorizontal. Súbitamente se encuentra un precipicio y el universo cae a un nivel dereferencia mucho más bajo, con lo cual adquirirá una gran cantidad de energíacinética que infla el espacio. El universo se expande en forma brutal a densidadconstantegraciasalacreacióndemateriaapartirdelaenergíadelvacío.Alos10-34segundoslainflacióncesayeluniversohacambiadoenormementedetamaño.Comola inflación ocurre a densidad constante, en la inflación se crea verdaderamente lamateria(energía)deluniverso.Todalamateria(energía)deluniversosecreóapartir


de energía que en los primeros instantes estaba asociada al vacío. La inflación,propuestaacomienzosdeladécadadelosochenta—delsigloXX—hasolucionadoelmayorde losproblemasquepermanecíanen ladescripcióncosmológicadelBigBang.

Amedida que transcurre el tiempoy sigue bajando la temperatura, empiezan aaparecerpartículaspesadas,quarks,queposteriormentedaránorigenalosprotonesyneutrones. Los protones y los neutrones son los componentes esenciales de losnúcleosatómicos.Todoslosnúcleosatómicoscontienenprotonesyneutrones,casienigualproporción.Comovimosenelcapítulo1,alhablardelsistemaperiódico,todoslos átomos están formados por un núcleo con protones y neutrones y rodeados deelectrones, partículasmuchomás livianas con carga eléctrica negativa. Protones yneutrones están constituidos por partículas aúnmás simples llamados quarks; cadauno por tres quarks. En verdad el universo parece una sopa donde hay quarks yantiquarksencasiigualproporcióny,decualquierforma,engrandesnúmeros.Estaépocadeluniversoseconocecomolaeradeloshadrones(partículaspesadas).

Luego, cuando ha transcurrido un millonésimo de segundo, la temperatura habajado a niveles “más razonables”, a un billón de kelvin (antes la temperatura fuemillones de veces más alta). A esa temperatura dominan las partículas livianas,electrones y positrones. Se llama a esta etapa la era de los leptones (las partículaslivianas).


CambioenlaescaladeluniversodesdeelBigBang(alaizquierda)hastanuestrosdías.


Cuandohatranscurridouncentésimodesegundo,latemperaturadeluniversoesdecienmilmillonesdekelvinyladensidadequivalentedelcontenidomasa-energíadeluniversoeseneseinstantedecuatromiltoneladasporcentímetrocúbico(masayenergíasondosformasequivalenteporlocualparaverladensidaddeluniversohayque sumar masa y energía; la densidad del agua es de un gramo por centímetrocúbico).Eluniversoestáconstituidoporunasopaderadiaciónymateriaconfotones,neutrinos,antineutrinos,electronesypositronesyunapequeñísimatrazadebariones(protonesyneutrones)enproporcióndeunbariónporcadamilmillonesdefotones.El universo está dominado por la radiación y se encuentra en perfecto equilibriotermodinámico, esto quiere decir que todo interactúa con todo y basta unatemperatura para describir el estado de la radiación y la materia. En general, laradiacióntieneunatemperaturaquelacaracteriza,yelmovimientodelaspartículasresponde a una temperatura que se llama cinética; en condiciones de equilibriotermodinámico, como la radiación y las partículas están en fuerte interacción, unasolatemperaturacaracterizatodoloqueestápasando.

Paraentenderlaproporciónentreprotonesyneutronesesimportantesaberquesibienambaspartículasatómicastienenmasascasiiguales,elneutróntieneunamasaligeramentemayor.Comolasmasassonmuyperomuypequeñas,esmejorseñalarlasporsuequivalenteenenergía.Lamasadelneutrónequivalea939,56MeV(Mega-electrón-volt:unelectrónvoltes laenergíaqueadquiereunelectrónaldesplazarseporunadiferenciadepotencialeléctricodeunvolt)yladelprotón,a938,27MeV.Esadiferenciadeenergíade1,29MeVespequeñacomparadaconlaenergíatípicadeunfotónodeunapartículacualquieraacienmilmillonesdekelvin,quecorrespondeatreintaMeV.Porende,siunelectrónchocaconunprotónhaysuficienteenergíaenlareacciónparaformarunneutrón.Inversamentesiunneutrónchocaconunpositrónsiemprepuedeproducirunprotón,pueslareacciónliberaráenergía.Losprotonessetransforman en neutrones y viceversa. A un centésimo de segundo del Big Bangambasreaccionesocurrenconigualfacilidadyporellotenemosunequilibrioentreelnúmerodeprotonesyneutrones.Un50%delosbarionessonprotonesyelotro50%sonneutrones.

Cuandohatranscurridoundécimodesegundo,latemperaturadeluniversoesdetreinta mil millones de kelvin y la densidad ha bajado a treinta toneladas porcentímetro cúbico. El balance entre protones y neutrones comienza a hacersefavorablealosprotonesqueconstituyenel62%delosbariones,consoloun38%deneutrones.Comolaenergíapromediodelaspartículas(ylosfotones)hadisminuidoa diezMeV, la reacción que transforma un neutrón en un protón ocurre con másfacilidadquelareaccióninversa(siempreesmásfácilbajarquesubir).

Al pasar 1,1 segundo, la temperatura es de diez mil millones de kelvin. Ladensidadhaseguidodisminuyendo.Eneseinstantelosneutrinossedesacoplandelamateria.Losneutrinossonpartículaselementalesquetienenunapequeñísimaseccióntransversal—de un tamañomuy, peromuy pequeño—y por ello interactúanmuy


débilmente con lamateria (los neutrinos atraviesan laTierra entera sin chocar conningún átomo de ella; nosotros estamos siendo atravesados por neutrinoscontinuamente,perosoninocuos,puesnopuedendañarnuestrostejidos).Soloalasaltísimasdensidadesy temperaturas inicialesdelBigBang losneutrinosestabanenequilibriotermodinámicoconlamateriay laradiación; transcurridounsegundolosneutrinos no interactuarán con la materia. Como las reacciones que transformanneutrones en protones y viceversa están intermediadas por las reacciones denucleonesconneutrinos,apartirdeestemomentolarazónentreprotonesyneutronesse congela, se acaba ese travestismo entre protones y neutrones. Solamente eldecaimiento de los neutrones va a hacer cambiar marginalmente ese número. Elneutrónesunapartículainestablecuandoestáfueradelnúcleoatómicoyenquinceminutosdecaeenunprotón.Elequilibrioentreprotonesyneutronesfavorecealosprimerosenproporciónde83%a17%.

Aloscatorcesegundoslatemperaturadeluniversohabajadoatresmilmillonesdekelvin.Hastaesemomentolaaniquilacióndeunelectrónyunpositrónformabaunpardefotonesdemuyaltaenergíaenlamismaproporciónenquelainteracciónentredos fotones formabaunpar electrónpositrón.Aldisminuir la temperatura, laenergíapromediode los fotonesvadisminuyendoyconellosehacecadavezmásdifícilqueencontremosdosfotonesconsuficienteenergíaparapoderformarunparelectrón-positrón. Por ello, la aniquilación de los electrones y positrones ya no escompensadayestaspartículasempiezanadesaparecer.

Laspartículas(electronesypositrones)secreanysedestruyen.

Enesemomento,latemperaturaeslosuficientementebajacomoparaquepuedanexistir núcleos de helio-4 (núcleo que contiene dos protones y dos neutrones). Sinembargo, no se producen núcleos de helio-4 inmediatamente, debido a que para


formar un helio-4 a partir de los protones y neutrones que hay en el universo, senecesita que un protón y un neutrón reaccionen formando un deuterio (hidrógenopesado).Siesedeuterioreaccionaconunprotónformaráunhelio-3.Finalmente,dosátomosdehelio-3chocanyproducenunhelio-4liberandodosprotones.Estaesunadelasposiblesrutaspor lacualse transformandosprotonesydosneutronesenunátomodehelio-4.Elnúcleoatómicodehelio-4puedesobreviviraunatemperaturadetresmilmillones de grados, pero el deuterio, paso previo indispensable, esmuchomásfrágilynoresisteesatemperatura,porlocualsedestruyetanprontoseforma.Esto constituye el así llamado “cuello de botella del deuterio”. Los neutrones sesiguenconvirtiendoenprotones;elbalanceesahorade85%deprotonesy15%deneutrones.

Laenergíade ligazóndelnúcleodelhelio-4esmuchomayorque laenergíadeligazóndeldeuterio.Podemosgráficamentedecirqueelnúcleodelhelioestámejor“amarrado”queeldeuterio.Cualquierpartículaofotónqueinteractúeconeldeuterioalatemperaturadetresmilmillonesdekelvinlorompe,desarmándoloenunprotónyunneutrón,sinembargo,esemismo“golpe”nohubiesedesarmadoaunnúcleodehelio-4. La fragilidad del deuterio inhibe la formación de helio en el universotemprano.Sepudohaberformadomuchomáshelioeneluniversosieldeuterio,supasoprevio,no fuese tan frágil.Comoeldeuterio sedestruye tanpronto se forma,eso hace que el universo siga siendo esencialmente protones y neutrones por untiempo más. Sin embargo, la temperatura sigue disminuyendo, lo cual cambia elbalance entre protones y neutrones, que continúa haciéndose más favorable a losprotones.

Despuésdetranscurridos3,7minutos(doscientosveintesegundos)desdeelBigBang,latemperaturahadescendidoaunnivelenelcualeldeuteriofinalmentepuedesobrevivir (novecientosmillones de kelvin aproximadamente).Tan pronto como sealcanzaesenivel,todoslosneutronesformandeuteriosqueasuvezson“cocinados”ennúcleosdehelio-4.Elbalanceentreneutronesyprotoneseradeun87,5%paralosprotonesyun12,5%paralosneutrones.Porlotanto,sitodoslosneutronesterminanencerradosenunnúcleodehelio-4,el12,5%deneutronesseuniránaun12,5%deprotones para que el 25% de la masa de universo quede finalmente en forma denúcleosdehelio.El75%restante,lastrescuartaspartesdeluniverso,loconstituyenlosprotones,osea,losnúcleosdelosátomosdehidrógeno.

DespuésdecuatrominutosdeocurridoelBigBangeneluniversohayunnúcleodehelio-4porcadadocenúcleosdehidrógeno(protones)yprácticamentenadamás.La especial circunstancia de no existir en la naturaleza un núcleo atómico que seaestableytenga5u8partículas,hacequeseaimposibleformarnúcleosmáspesadosqueelhelio-4porinteraccióndepartículasenelBigBang.Sichocandosnúcleosdehelio-4 formanunberilio-8, que es inestable y se destruye tan pronto se forma.Sichocanunhelio-4conunprotónformanunlitio-5quesedestruyeinstantáneamente.Por ello no pueden continuar las reacciones nucleares para producir elementos


atómicosdemayorcomplejidad.Algomásdemediahoradespuésde la explosión inicial la temperatura seráde

trescientosmillonesdekelvin,yladensidaddelcontenidomasa-energía,solodeun10%deladelagua.Enestemomentolosprocesosnuclearessedetienen:elcarnavalde la nucleosíntesis primordial ha llegado a su fin. El universo está formado porradiación,protones,núcleosdehelio-4,electronesyneutrinos(ypequeñísimastrazasde deuterio, helio-3 y litio-7). La temperatura esmuy alta para que puedan existirátomosneutros;todoslosátomosestánionizados:núcleosatómicosinmersosenunasopadeelectroneslibres.

Al finalizar la nucleosíntesis en el Big Bang el universo contiene: 75% de sumasaenformadenúcleosdehidrógeno(protones)y25%desumasaenlaformadenúcleosdehelio-4.Pornúmero,hayunnúcleodehelio-4porcadadoceprotones.

TranscurridamediahoradesdeelBigBanglascaracterísticasdeluniversoestánperfectamentedefinidas.Eluniversocontinúaexpandiéndoseyconello,enfriándose.Los electrones libres no permiten que los fotones —partículas de luz— viajengrandes trayectos pues rápidamente son absorbidos y reemitidos por ellos. Losnúcleosdehidrógenoydehelioconformanlamasadeluniverso.Pormilesdeañoslasituación general no cambió, salvo que la densidad y temperatura del universocontinuabanbajando.Sinembargo, la temperatura seguía siendomuyaltaparaquelosnúcleospudierancapturarelectroneslibresytransformarseenátomosneutros.

Transcurridostrescientosochentamilaños,latemperaturaalcanzaelpuntodondeloselectronessepuedencombinarconlosnúcleos(alrededorde3000K)paraformarátomos neutros (de hidrógeno y helio). Al desaparecer los electrones libres, eluniversosehacetransparentealaradiación.Sedicequeenestemomentolamateriaserecombina,yquelamateriaylaradiaciónsedesacoplan.Enverdad,lamateriadeluniversosecombinaporvezprimera,peroalfenómeno,genéricamente,selollamarecombinación.Lamateriaylaradiaciónpermanecíanacopladasporlaabsorcióndelosfotonesquehacíanloselectroneslibres.Ahíambosintercambiabanenergíayloselectrones interactuaban a su vez con los protones. Los electrones libresconstituyeronunaespeciedeneblinaeneluniverso,portrescientosochentamilaños,queimpedíaellibretránsitodefotonesenél—eraunaespeciedeneblinamatinalenesteamanecerdeluniverso.Aldesaparecerloselectroneslibres, losfotonespuedenviajarsinquenadaseloimpiday,porende,sedesacoplandelamateria.Ahíseacabalagloriadeloselectrones,quehastaesemomentollevabanmilesdeañosjugandounrolcentraleneluniverso.Alpasaraformarpartedeátomosneutrosdehidrógenoyhelio,loselectronesdesaparecendelaescenapública;escomoquesequedaranconarrestodomiciliario.Además,al tenerunamasadosmilvecesmenorque lade losprotones, loselectronesencarceladosenlosátomospasanasercasi irrelevantes;sugranroleshacerquelosátomosseaneléctricamenteneutros.

Existenmilmillonesdefotonesporcadanucleón(protónoneutrón).Esenúmerosemantieneconstanteeneluniverso.Inicialmenteeluniversoestádominadoporla


radiaciónparaposteriormentepasaraestardominadopor lamateria.Esehitoen lahistoriadeluniverso,elmomentodelarecombinacióndelamateriaalostrescientosochenta mil años, es muy importante, porque mirando hoy con instrumentospoderosospodemosverluzyradiaciónquenosllegadesdefuentesmuydistantes,yquenosmuestrancómoeraeluniversocuandoteníasolodiezmilmillonesdeaños,osolocincomilmillonesdeaños.Detodasmaneras,ellímitedeeseretrocesoesvercuandoeluniversoteníasolotrescientosochentamilaños.Nopodemosnipodremosveralgoanteriorporqueantesdeesemomentoeluniversonoera transparenteysuradiaciónnonospuedealcanzar.Esaverdaderacortinaennuestramiradahaciaatrás,laradiaciónemitidacuandoeluniversosoloteníaesaedadprimera,esla“radiacióndefondocósmico”quedescubrieronPenziasyWilson,en1964.Enlosprimerostresminutos, lo que se demora en cocerse un huevo, surge el universo, el espacio, eltiempoylamateria,ysetieneununiversoconhidrógenoyhelio.Durantelaprimeramedia hora ocurren reacciones nucleares infructuosas en el universo y sucomposiciónquímicacasinocambia,salvoporlacreacióndetrazasdelitio-7.Alostrescientos ochentamil años la temperatura ha bajado desdemillones de grados aapenas tresmily entonces sepudieron formar átomosneutros.Ahí, al pasardeununiversodominadoporlaradiaciónalasituaciónactual,dominadaporlamateria,sepuede decir que “el parto” del universo ha concluido. En febrero del 2016 se haabierto una ventana para conocer cómo era el universo antes de la recombinación,coneldescubrimientodelaradiacióngravitacional.Lasondasgravitacionalesquesepueden haber generado en los primeros trescientos ochenta mil años del universopodríanserdetectadasenpocotiempo.Lasondasgravitacionalespodríansercomounaespeciedeecografíaparavereluniversoantesdequesenosmuestreentodosuesplendor.


Cuandolatemperaturallegaalos3000Keluniverso“encierra”loselectrones libres en el interior de átomos de hidrógeno y helio,haciéndolo transparente. Desde ese instante, ocurrido trescientosochenta mil años después del Big Bang, la radiación viajalibremente por el universo. De esa superficie recibimos hoy laradiacióndefondocósmico.

A partir del instante de la recombinación, fluctuaciones de densidad, pequeñosgrumoseneluniverso,irángenerandolasestructurasquedaránorigenalasprimerasestrellas y las primeras galaxias. Lamateria prima para estas estrellas primigeniasserá de un 75%de hidrógeno y un 25%de helio.En esas primeras estrellas no sepueden formar planetas como la Tierra pues con solo hidrógeno y helio no puedehaberniaguanirocas,ninadadeloquenoseshabitual.Muchomenospodríahabervidaenesosprimerosplanetas.NuestrahistoriacósmicadebecontinuarpormuchosañosparallegaralaTierraprimitiva.Eluniversoprimigenioesungrandesierto;ahínopuedehaberformaalgunadevida,peroestáelhidrógeno,componenteesencial;elBigBangescomonuestropadre,nosaportóelhidrógeno,peronuestramadresonlasestrellas,deahívenimos.


Radiación de fondo cósmicomedida por el satélite Planck. Zonasligeramentemáscalientesserepresentanenrojoylasmásfríasenazul.Latemperaturamediadelaradiacióndefondoesde2,725K.Enlaimagen,laszonasazulessonmásfríasqueelpromedioylasrojas, más calientes. Las diferencias entre ambas zonas son muypequeñas, apenas millonésimas de kelvin (μK = millonésima dekelvin). Estas son mediciones de una precisión extraordinariaobtenidasdesdeelespacio,poruncomplejosatélite.


L5.-Laenergíaoscura

os modelos clásicos del universo, construidos a partir de las soluciones deFriedman,nospresentanposiblesuniversosenexpansiónoencontracción.En

1929,cuandoHubbleencuentraqueengranescalaeluniversoseexpande,sehacemásgrandecadadía,lasposiblessolucionesdeuniversosenexpansiónsereducenadosgrandesalternativas:quelaexpansiónseatanrápidaquelafuerzagravitatoriadeluniverso no sea capaz de frenarlo y que lo que vemos se pueda expandirinfinitamente y “llegar allá” con velocidad. Dicho de otro modo, en esa primeraalternativaeluniversoseestaríaexpandiendomásrápidoquelavelocidaddeescape.La alternativa opuesta sería que la expansión no sea lo suficientemente rápida yllegue un punto en que se detenga y de ahí en adelante se contraiga. Podemosexplicar esto con la trayectoria ascendente de un objeto que intente abandonar laTierra.Sisuvelocidadesmayorque11,2km/s,elobjetosubiráfrenándose,peroesadesaceleración, pese a que se va debilitando a medida que el objeto se aleja, nolograrádetenerelmóvil,queabandonarálaTierraparasiempre.Laotraalternativaesdeunobjeto enascensoqueviaje alejándosedel suelo conunavelocidadmenor a11,2km/s;enestecasosuviaje terminarápordetenersey regresaráa laTierra.Deigualmodo, el universo podría irse expandiendo a una velocidadmenor que la deescape y en el futuro la expansión se detendría y el universo entraría en una fasecontractiva.EnelcasodelaTierra,lavelocidaddeescapeesde11,2km/syportantoes muy fácil saber si un móvil viaja más rápido o más lento que dicha cifra. Elproblemaenelcasodeluniversoesmásdifícil,pueshayquemedirconprecisiónlavelocidadalacualseexpandey,además,determinarlavelocidaddeescape.

La clave para distinguir esas dos alternativas del universo es averiguar cuántamateria contieneun ciertovolumen, eso es, sudensidad.Si la densidad fuesemuybaja, muy poca masa por unidad de volumen, el universo no podría detener laexpansiónyellacontinuaríaparasiempre.Porelcontrario,siladensidadfuesemuyalta,laexpansiónterminaríapordetenerseyserevertiría.Porlotanto,hayunvalorclave para la densidad del universo, que es el valor necesario para detener laexpansión;selollama“densidadcrítica”.Paraconocerenquéuniversovivimoshayquecompararladensidaddeluniversoconelvalorcrítico.Siladensidadesmayorquelacrítica,eluniversosedetendráycolapsará;enesecasoeluniversoescerradosobre sí mismo, tiene una geometría esférica, con curvatura positiva, similar a lasuperficiedelaTierra.Lasuperficieterrestretienedosdimensionesperoestácurvaenunatercera.Lasuperficiede laTierrasecierrasobresímisma;esfinitaperoesilimitada.Pormásqueviajemosenellanuncaencontraremosunborde;viajandoenlínearectaalalargallegaremosalmismolugar.Ununiversoconunadensidadmayorque la crítica sería análogo a la superficie terrestre; estaría curvo en una cuartadimensión, que no veríamos, y viajando en una nave en línea recta llegaríamos,eventualmente, al punto de partida.En un universo con curvatura positiva, los tres


ángulosinterioresdeuntriángulosumanmásdecientoochentagrados.Siladensidadfuesemenorquelacrítica,eluniversoseexpandiríaparasiempre,

tendría una geometría con curvatura negativa, similar a la superficie curva de unasillademontar.Lasumadelostresángulosinterioresdeuntriángulo,enestecaso,sumaríanmenosdecientoochentagrados;eluniversoseríainfinito.

Hayuncasointermedioentreestosdosposiblesmundosqueesununiversoquetuviese exactamente la “densidad crítica”. No tendría curvatura, ni positiva ninegativa,tendríacurvaturacero,seríaununiversoplano.Enestecasolostresángulosinterioresdeun triángulo sumaríanexactamentecientoochentagrados.Eluniversoobservable llegaría a ser infinito pero a medida que su tamaño aumentara, laexpansiónseiríadeteniendoyllegaríaalinfinitoconvelocidadcero.Sedicequeesteuniversoescríticooeuclidiano,puessugeometríacorrespondealageometríaplanasistematizadaporelgriegoEuclides,hacedosmiltrescientosaños.

Modelo de universo cerrado, abierto y crítico. Los tres ángulosinterioresdeun triángulosumanmás,menosoexactamentecientoochentagrados.

DurantelosañossesentaysetentadelsigloXXsefueronmejorandonotoriamentelasmedicionesde la velocidadde expansión: la, así llamada, constante deHubble.Hoysabemosqueelmontode laexpansiónactualesdesesentayochokilómetrospor segundo para dos puntos separados por una distancia de un megaparsec,equivalentea3,3millonesdeañosluz.Conesevalorpodemoscalcularladensidadcríticadeluniverso.Porotraparte,graciasamejoresrecuentosdegalaxiasymejoresdeterminacionespara lasmasasde los cúmulosdegalaxias, se empezóa tenerunaideamás precisa de la densidad del universo actual. Los números parecían indicarqueeluniversoteníaunadensidadmenorquelacríticayportantoeraabierto,congeometríanegativa.En losañosochentaempezaronaaparecer indicacionesdeque


quizás ladensidadnodiferíade ladensidadcríticayeluniversoengranescalaeraeuclidiano.Finalmente, a comienzosde los añosnoventa del sigloXX, gracias a lacalibracióndeuntipodesupernovas(lasIa—selee“unoa”—)quehicimosaquíenChile un grupo de astrónomos del Observatorio Astronómico Nacional de laUniversidaddeChile(cerroCalán)yungrupodelobservatoriodelcerroTololoenelvalle del Elqui, se pudo comparar supernovas cercanas con supernovas lejanas.Grandefuelasorpresadetodoelmundocuandoen1998seanuncia,porpartededosgrupos de astrónomos norteamericanos, que el universo en gran escala se estáacelerando en su expansión.El universono se frena lo suficiente para ser cerrado,críticoosiquieraabierto.Eluniversohoyseexpandemás rápidoquehace tresmilmillonesdeaños.Pero,¿cómopuedesereso?Silaúnicafuerzaqueintervieneeneluniversofueseladegravitación,queesatractiva,nopodríaserquelavelocidaddeexpansióndeluniversoestéaumentando.Debeexistirunafuerzaderepulsión,queenestaetapadeluniversoestádominandoalafuerzaatractiva.

Esa fuerza de repulsión se parece mucho a la de la constante Λ que habíaintroducido Einstein en 1917 para producir un universo estático. Por los primerossietemilmillonesdeañosestaluchaentrelarepulsiónylaatraccióngravitatorialahabríaganadolafuerzaatractivayeluniversofuefrenado.Sinembargo,alossietemilmillones de años las fuerzas antagónicas se igualan y a partir de esa época larepulsión le empezó a ganar a la gravitatoria y hoy la vence con facilidad; desdeentonces, la expansión se acelera, se hace cada vez mayor. La fuerza gravitatorianuncamásrecuperaráelprotagonismoencosmología.Lafuerzarepulsivaprovienede una energía que estaría asociada al espacio vacío, que se la ha mal llamado“energía oscura”. Digo mal llamado pues no hay energía ni clara ni oscura; esasdenominacionesselepuedendaralamateriaperonoalaenergía.La“oscuridad”delaenergíadelvacíosolodice relaciónconelhechodequeno laentendemosen lomásmínimo.Loqueindicanestosestudiosdesupernovasde1998,porloscualestresastrónomos norteamericanos —Brian Schmidt, Adam Riess y Saul Perlmutter—obtuvieronelPremioNobeldeFísicaen2011,esquelaenergíaoscuranotansoloexiste,sinoqueesporlejoslaformadominantedeenergíaeneluniverso:el68%delaenergíadeesteesenergíaoscura.Aellosesumaqueun27%delaenergíarestantela aporta la masa oscura y solo el 5% de la energía del universo proviene de lamateria ordinaria. Dentro de ese 5%, las estrellas aportan un 0,5% y un 4,5% loaportaríancuerposcompactosquenobrillan,comoplanetas,estrellascafé,piedras,etc.


Estegráficomuestra laproporciónde losprincipalescomponentesdemasayenergíaeneluniversodeacuerdoalconocimientoactual,aportadoporelsatélitePlanck.

En gran escala, el universo, sumando todas sus formas de energía, tiene unadensidad demateria-energía exactamente igual a la densidad crítica, por lo cual lageometría del universo es plana, no tiene curvatura. Empezó hace trece milochocientosmillonesdeaños,porsietemilmillonesfuedominadoporlafuerzadegravedad —la fuerza de gravedad disminuye con el inverso del cuadrado de ladistancia,porlocual,mientraseluniversoseexpandevaperdiendoprotagonismo—yapartirdeentoncesempezóaserdominadoporlafuerzaderepulsión.Laenergíaoscuraestádistribuidaentodoeluniverso,asociadaconelespaciovacío.Lamateriaoscura está presente en grandes cantidades en los cúmulos de galaxias y en lasgalaxiasindividuales,comograndesnubesdemateriaoscura.Dentrodedichasnubessesitúalamateriaordinariaylasestrellasconella.Eluniversoestaríallenodebolasdemateriaoscuradegrandesdimensionesqueensuinteriorcontendríangalaxias.Loquelosastrónomospuedenobservarsonlasestrellasolasnubesdegas,quenosdanunasomeraideaacercadelamateriaoscuradondeseencuentraninmersas.Porotraparte, la energía oscura se deduce a partir de las observaciones cosmológicas desupernovas, de la estructura de la radiación de fondo cósmico y de algunas otrasapreciaciones.Todasellasnosindicanqueaproximadamenteun70%deladensidad


críticalaconstituyelaenergíaoscura.


E6.-Lasestrellasdebajamasa

nundíadeveranopodemossentirenlapiellagrancantidaddeenergíaquenosentrega la radiaciónsolar.Recibimosdoscaloríasencadacentímetrocuadrado

por minuto proveniente del astro rey. Se define una caloría como la cantidad deenergía(calor)necesariaparaelevarenungradoCelsiuslatemperaturadeungramode agua. Nuestra experiencia nos muestra que si nos acercamos a una estufarecibimosmáscaloryamedidaquenosalejamos,lacantidaddecalordisminuye.Laluzylaradiacióndisminuyenconelinversodelcuadradodeladistancia.Porello,sipensamos que el Sol está a ciento cincuentamillones de kilómetros, nos podemosformar una idea de la gigantesca cantidad de calor y energía que el Sol emite. Lapotencia del Sol (la energía total que emite por segundo) equivale a 3,8x1023kilowatts (casi cuatrocientos mil trillones de kilowatts). No importa cómo loescribamos o digamos, la luminosidad solar resulta un número incomprensible.Equivaleamilesdemillonesdecentraleseléctricasdelasmásavanzadasdelmundo.

Lapreguntaquesurgedeinmediatoes:¿Porquénoseenfría?,¿dedóndesacaelSolesaenormecantidaddeenergía?Porcombustión—quemandomadera,carbónocombustible—elSolquemaríatodasumasaenmenosdedoscientosaños,peseaserunamasaenorme.ElSolhavividomuchomásqueeso.Conclusión:elSolnoesunafogata. Durante la segunda mitad del siglo XIX se propusieron otros posiblesmecanismos, pero resultaron ilusorios, no pueden explicar la vida del Sol (y de laTierra).ElSolhaexistido,singrandescambios,porcuatromilseiscientosmillonesdeaños.Finalmente,en1926elastrofísicoinglésArthurEddington(1882-1944),ensulibrosobrelaestructurainternadelasestrellas,explicaquelaenergíanucleardelasestrellasessumásprobablefuentedeenergía.Conlaequivalenciaentremasayenergía,ungramodemateriatieneunequivalenteenenergíadadoporlafórmuladeEinstein(E=mc2).Comolamasasolaresenorme, laenergíanuclear (laconversiónde masa en energía) finalmente explica perfectamente la fuente de energía de lasestrellas.Pero,¿cuálesexactamenteelmecanismo?

Solo en 1938, Hans Bethe (1906-2005) en Estados Unidos, y Carl F. vonWeizsäcker(1912–2007)enAlemania,demostraron,deformaindependiente,quelasestrellascomoelSoltransmutanhidrógenoenhelioyconviertencuatroprotonesenunnúcleodehelio.Unnúcleodeheliotienemenosmasaqueloscuatroprotonesquelo formaron; esa ligera diferencia representa un 0,7% de la masa de los protonesinvolucrados.Porejemplo,milgramosdehidrógenose transformanen993gramosde helio más “siete gramos de energía”. Por lo tanto, solo el siete por mil de lamateria se transforma en energía, de acuerdo con la fórmula de Einstein.Adicionalmente,soloenlaszonascentralesdeunaestrellaestánlascondicionesdedensidad y temperatura para que ocurran transmutaciones nucleares, por lo que elsietepormilsetransformaenalgocercanoaunopormildelamasatotaldelSol.El


Soltransmutaseiscientosmillonesdetoneladasdehidrógenoencadasegundo,perocomo su masa inicial era extremadamente grande, podrá hacerlo por diez milmillones de años sin problema alguno. Esos seiscientos millones de toneladas dehidrógenosetransmutanen596millonesdetoneladasdeheliomáscuatromillonesdetoneladasqueseconviertenenenergía.ElSolha“vivido”cuatromilseiscientosmillones de años y, por ende, le quedan cincomil cuatrocientosmillones de añosantesdequeagotesucombustibleprincipal,elhidrógeno.ElSolseacercaalamitadde su vida: si normalizamos la vida del Sol a ochenta años, el Sol tendría hoytreintaisiete. Nuestro astro rey se quedará sin combustible para generar energía encincomilcuatrocientosmillonesdeañosmás,peroantesdeeseminutoelSolhabráexperimentadocambiosqueharánquelavidaenlaTierra,comohoylaconocemos,noseaposible(elSolcalentaráalaTierraamásdemilgradosCelsiushaciaelfinaldesucombustióndehidrógeno).ElSolnodará“síntomasdeenvejecimiento”enlospróximosmilmillonesdeaños,peroendosmilmillonesdeañosbrillaráun20%másquehoyyencuatromilmillones,un50%más;esoharáaumentarsignificativamentelatemperaturaenlaTierra.Enunaescalacosmológica,elcalentamientoglobaldelaTierraresultainevitable.


Nebulosaplanetariaapodada“ElOjodelGato”.Laestrellacentral,que ya consumió t

«hace muchos años 1976 estuve en tucson, arizona, y en el ......título original: somos polvo de...

Documents