(Casi) un siglo de Cosmología II

(continúa de aquí) …. Pasemos pues revista a los momentos destacados en el desarrollo de nuestra imagen actual del Universo.

Algo falta: la materia oscura

Fritz Zwicky

Fritz Zwicky

En los 1930, Fritz Zwicky, un precursor brillante y  algo atrabiliario, nota que observaciones cuidadosas en cúmulos galácticos (en concreto el cúmulo de Coma) analizadas aplicando el teorema del virial sugieren que la masa responsable de los movimientos observados es bastante mayor de la que se ‘ve’ ópticamente. Zwicky propone que una explicación para tal discrepancia podría ser una nueva y desconocida  forma de materia que no interaccione con la luz pero que cause y sienta efectos gravitatorios, y acuña para esta ‘materia que falta’ el nuevo término ‘materia oscura’.

No se trata de una hipótesis tan ad-hoc como pudiera parecer: la esencia de la relatividad general es que cualquier cosa que tenga energía produce efectos gravitatorios. Si tan solo conocemos la materia que emite y absorbe luz, eso se debe precisamente a que la práctica totalidad de nuestra información sobre el mundo nos llega a través de la luz. Pero son perfectamente imaginables otros tipos de materia que no emitan ni absorban luz. Con lo que no podríamos ‘verlos’. Aunque siempre que esta materia ‘oscura’ tenga energía (lo que parece mucho más inevitable), producirá efectos gravitatorios, que harán que podamos ‘sentirla’ observando esos efectos sobre la materia ordinaria que sí podemos ‘ver’.

Vera Rubin

Vera Rubin

¿Hay realmente materia oscura en el Universo? Quien, ya en los 1960s,  proporcionó evidencia observacional adicional que apoyaba la hipótesis de Zwicky fue Vera Rubin, quien analizó  las llamadas ‘curvas de rotación’ de las galaxias concluyendo que si las leyes de la gravedad conocidas —las de Einstein, y sus aproximadas, las de Newton— son las aplicables a esa gran escala galáctica, debe existir una gran cantidad adicional de tal ‘materia oscura’ (aunque otra interpretación, planteada por algunos y de momento incierta, es que a muy grandes distancias la gravedad se comporta de otra manera).

Hoy seguimos necesitando postular esta materia oscura, cuya naturaleza se ignora; lo que sí esta claro es que si no existiera la materia oscura, nuestras actuales teorías necesitarían una revisión importante, ya que no explicarían correctamente la dinámica galáctica que se observa. Y, aunque esto bien pudiera ocurrir, hay muchos otros fenómenos que nuestras actuales teorías explican y que cualquier nueva teoría también debería explicar. Y es precisamente esta exigencia de ‘compatibilidad hacia atrás’ lo que hace que modificar una teoría que ya explica muchas cosas sea extremadamente difícil.

Los 1950: El nombre del Big Bang

Hermann Bondi

Hermann Bondi

Dejando aparte las observaciones que habían conducido a las predicciones de expansión del Universo y de la materia oscura, la Cosmología de mediados del S. XX carecía casi por completo de otras observaciones que pudieran servir para confirmar o descartar los modelos teóricos.

En la década de los 50 Hermann Bondi aún comenzaba sus conferencias con la advertencia: “los datos observacionales en Cosmología son tan pocos y tan poco fiables que voy a ignorarles“. Y a Landau se debe la frase “Los cosmólogos habitualmente están equivocados, pero nunca dudan“. Ninguna de estas dos frases, en el contexto de su época, eran tan cínicas como podría parecer. Ni, claro está, serían aplicables hoy en día.

De esa década ha quedado sobre todo un nombre, el “Big Bang“. El origen de esta denominación es curioso: Fred Hoyle, un ilustre oponente de la cosmología de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), argumentaba que el Universo era realmente estacionario, postulando una creación continua de materia en el espacio interestelar. Se basaba en un ‘Principio Cosmológico perfecto‘, que a las condiciones de homogeneidad e isotropía espaciales del principio cosmológico ordinario añadía la condición de homogeneidad temporal.

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Fred Hoyle

La idea de FLRW de un Universo surgiendo de una singularidad que inicia una rapidísma expansión a partir de un suceso primigenio, un punto en un instante —creando en el proceso el actual espacio y tiempo, que no existían antes— le parecía a Hoyle un disparate y en una serie de charlas radiofónicas en la BBC, Hoyle acuñó  el calificativo ‘Big Bang’, lo que según una creencia extendida de generación en generación era un nombre despectivo que pretendía subrayar el sinsentido de la idea. En honor a la verdad, no está completamente claro si el propósito de Hoyle era ridiculizar, pero tanto si esa historia sobre el origen del término es acertada o no, el nombre tuvo un éxito tan imparable como la propia cosmología de FLRW, y hoy Big Bang es un sinónimo popular de la cosmología convencional —aparte de una excelente serie televisiva en la que la ciencia no se maltrata—.

Nucleosíntesis y la predicción del fondo cósmico de microondas

George Gamow

George Gamow

Acercándose ya 1950, George Gamow y Ralph Alpher hacen el primer estudio cuantitativo sobre la formación de los elementos químicos en los instantes inmediatamente posteriores a la gran explosión, lo que se conoce como nucleosíntesis primordial. Gamow era un curioso personaje, ruso, que en su época de estudiantes había coincidido en St. Petersburg con Landau y escrito con él un articulo. Lo interesante es que el trabajo de Alpher y Gamow conduce a predicciones cuantitativas inambiguas. Al final de esta nucleosíntesis primordial la materia que se ha formado es un 75 por cien de hidrógeno y un 25 por cien de helio, con trazas mínimas de los siguientes elementos en la tabla periódica, elementos a los que los astrofísicos llaman genéricamente ‘metales’.

Ralph Alpher

Ralph Alpher

En el curso de estos trabajos, Gamow y Alpher hacen una curiosa predicción: antes de la nucleosíntesis, el Universo era opaco a la radiación electromagnética, pues los fotones interaccionan mucho con las partículas cargadas eléctricamente que aún no se habían agrupado. Pero según se va enfriando, se forman los átomos, que son eléctricamente neutros. Cuando eso ocurre, los fotones interaccionan muchísimo menos con ellos, lo que hace que el recorrido libre medio de cada fotón se haga de golpe inmensamente mayor; se resume esto diciendo que en esa época, el Universo se hizo transparente.

La sorprendente predicción es que, como desde entonces el Universo ha seguido enfriándose (y por tanto ha seguido siendo transparente),  la radiación  electromagnética que hubiera en ese instante en el Universo ha continuado propagándose hasta ahora, y podríamos observarla, en una longitud de onda mucho mayor que aquella en la que fué emitida, a consecuencia de la expansión sufrida por el Universo desde entonces.

Hans Bethe

Hans Bethe

Ni que decir tiene que en 1948 casi nadie tomó en serio esta predicción; entre otras cosas, Gamow tenía un aura de personaje pintoresco —un solo detalle: cuando Alpher y Gamow escribieron su primer artículo, Gamow incluyó a Bethe como segundo coautor para que la triple autoría fuera ‘alfabética’: Alpher, Bethe y Gamow. Cuando más tarde Robert Hermann se unió al grupo, Gamow intentó persuadirle, sin éxito, para que como cuarto autor firmara como Delter—.

Los cálculos de la nucleosíntesis primordial y de su pariente próximo, la nucleosíntesis estelar, se continúan, afinan y mejoran  en Inglaterra en la década de 1950, con la contribución esencial de Hoyle, quien da la clave para entender cómo se pueden seguir formando los siguientes elementos de la tabla periódica. Aparte de Hoyle, los otros tres nombres en el famoso artículo B2HF que fue la referencia básica sobre este asunto son Margaret Burbidge, Geofrey Burbidge y William Fowler.

Margaret Burbidge

Margaret Burbidge

Geofrey Burbidge

Geofrey Burbidge

William Fowler

William Fowler

 

El descubrimiento del fondo cósmico de microondas

Arno Penzias

Arno Penzias

Robert Wilson

Robert Wilson

Las cosas comienzan a cambiar en 1964, aunque los protagonistas iniciales del cambio fueran entonces completamente ajenos a cualquier intencionalidad en esa dirección. En un estudio destinado a mejorar los sistemas de telecomunicaciones identificando las posibles fuentes de interferencias radioeléctricas, dos ingenieros de los Bell labs, Arno Penzias y Robert Wilson, descubren una radiación, en la región de frecuencia de las microondas, cuyo origen es desconocido. Comienzan pensando que se trata de alguna interferencia de origen cercano, pero un análisis sistemático excluye una tras otra las posibles fuentes de ese tipo. Al final concluyen que no resulta ser ninguna interferencia de origen humano, ni terrestre, ni procedente del Sol, ni siquiera tampoco de nuestra Galaxia: procede del Cosmos, y llega a la Tierra por igual de todas las direcciones. Cuando se convencen de ésto último se ponen en contacto con un grupo de teóricos liderados por Robert Dicke, quien inmediatamente identifica esta radiación con la predicha 15 años atrás por Alpher y Gamow. Denominado ‘fondo cósmico de microondas’, es el segundo y definitivo espaldarazo observacional a la cosmología de FLRW —el primero, había sido el descubrimiento de la expansión del Universo—. El fondo cósmico de microondas marcó el final de la cosmología del estado estacionario de Hoyle, dentro de la que no cabe ninguna predicción de tal fenómeno.

¿Porqué brillan las estrellas?

Cecilia Payne-Gaposchkin

Cecilia Payne-Gaposchkin

La materia de las estrellas está formada por los mismo elementos químicos que conocemos en la Tierra. Pero en términos de la abundancia relativa de cada elemento, las composiciones son muy diferentes. En la Tierra, la abundancia está dominada por el hierro, oxígeno y silicio (conjuntamente el 78 % del total). Pero en las estrellas las abundancias relativas están dominadas por los dos primeros elementos de la Tabla periódica, hidrógeno y helio, con pequeñas cantidades de otros elementos. Esto, que hoy es conocimiento común,  lo propuso por vez primera (y en contra de la creencia entonces dominante) Cecilia Payne-Gaposchkin en 1925, en su Tesis doctoral, la primera defendida por una mujer en Radcliffe College (actualmente parte de Harvard), aunque se le atribuye a veces, incorrectamente, a Norris Rusell, quien acabó haciendo suya esta conclusión unos años después de que Payne-Gaposchkin lo hubiera propuesto.

En 1938 Hans Bethe explicó con todo detalle el mecanismo básico de producción de energía del Sol, el proceso protón-protón. O, en otras palabras, las reacciones termonucleares que transforman básicamente el hidrógeno en helio. De manera que la energía radiada por el Sol, o por cualquier otra estrella, procede básicamente del hidrógeno, que contiene la estrella en cantidades ingentes desde su formación. El ritmo a que la estrella ‘quema’ hidrógeno y produce helio es tanto mayor cuanto más masiva sea la estrella: en plan aforismo, las estrellas que brillan doble viven la mitad.

Lo que significa que las estrellas pueden acabar ‘muriendo’: cuando agoten su combustible. ¿Qué ocurre entonces?

Agujeros negros

No podemos dejar de mencionar una de las predicciones de la teoría de Einstein que resultan más llamativas para el público: los agujeros negros.

El suelo de nuestro planeta no se hunde bajo nuestro propio peso debido al principio de Pauli, que hace que la fuerza necesaria para comprimir las rocas que forman la corteza sea incomparablemente mayor que la que ejerce el peso de un rascacielos o de una montaña: se trata de un equilibrio estático.

Nuestro Sol, un millón de veces más masivo que la Tierra, no se hunde bajo la inmensa fuerza de su propia atracción gravitatoria en buena parte por otro motivo adicional, que es dinámico: hay un equilibrio entre la fuerza gravitatoria, que tiende a atraer a la materia del Sol hacia su centro, y la presión de radiación, que la empuja hacia afuera. Esta presión de radiación está transportada por los fotones que las reacciones termonucleares producen en el centro del Sol y tras un ajetreado viaje hacia la superficie del Sol son finalmente lanzados al espacio, llegando a nosotros unos míseros ocho minutos después; aunque en el interior del sol su viaje ha durado un tiempo del orden de un millón de años, durante los cuales el fotón es absorbido y otro fotón reemitido innumerables veces, por lo que decir que se trata del ‘mismo’ fotón es una licencia injustificada.

¿Qué ocurre cuando se agota el hidrógeno disponible para ‘quemar’? Pues, en pocas palabras, que la estrella se apaga y colapsa bajo su propio peso. Dependiendo de la masa, pueden ocurrir entonces varias cosas: que el cadáver quede como un planeta grande y denso que ya no brilla (una enana marrón), una estrella muy densa que ya solo brilla por el calor que aún conserva (una enana blanca; para una masa solar el tamaño de tal estrella sería del orden de la Tierra), que su materia se comprima, expulsando todos los electrones y transformando los protones en neutrones,  hasta formar una estrella de neutrones (de radio del orden de una decena de kilómetros, una sopa de monstruosa densidad parecida a la del núcleo atómico), o que siga colapsando irremediablemente. Actualmente creemos que éste último caso es el final inevitable de la vida de estrellas cuya masa sea sustancialmente mayor que unas pocas veces la masa del Sol. El resultado de este colapso es lo que se llama un agujero negro.

Chandrasekar

Subrahmanyan Chandrasekhar

Cuando se forma un agujero negro toda la masa colapsa a un punto, cayendo al interior de una zona esférica de unos pocos kilómetros de tamaño de la que nada, ni siquiera la luz, puede salir (los tamaños son proporcionales a la masa de la estrella; los valores numéricos que hemos dado antes son los que corresponderían a una estrella de la masa del Sol). El borde de esta zona es una membrana inmaterial que tan solo se puede atravesar hacia adentro, y se denomina ‘horizonte de sucesos’.

Nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior de un agujero negro (AN), pero a gran distancia hacia el exterior, el AN se comporta exactamente igual que una estrella de la misma masa. La imagen zoocéntrica de un AN como una bestia que devora insaciablemente toda la materia a su alrededor es completamente inexacta: devora solamente aquella materia cuya órbita la lleva a caer directamente al agujero. Pero sería perfectamente seguro orbitar alrededor de un AN, al igual que es seguro para nosotros, montados en la Tierra, orbitar (en una órbita adecuada) alrededor del Sol.

¿Existen los agujeros negros? En los primeros años de la mecánica cuántica, el joven físico indio Subrahmanyan Chandrasekhar había analizado el problema y llegado a la conclusión de que para masas suficientemente grandes, el colapso final de las estrellas era inevitable. Pero Eddington se opuso a tal conclusión, y su autoridad se impuso en los primeros años tras la propuesta de Chandrasekar.

Robert Oppenheimer

Robert Oppenheimer

Hartland Snyder

Hartland Snyder

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Entre 1940 y 1965 se produce un cambio, como consecuencia de trabajos teóricos que van creando un nuevo consenso, en el que argumentos muy diferentes (primero Oppenheimer y Snyder por un lado, luego Penrose y Hawking por otro, finalmente Wheeler juntando todas estas piezas) convergen apuntando a que la existencia de agujeros negros es prácticamente inevitable.

Roger Penrose

Roger Penrose

Stephen Hawking

Stephen Hawking

 

 

 

 

 

 

 

 

 

El propio nombre de agujero negro, un excelente ejemplo de marketing científico buscado intencionadamente en este caso, se debe a John Archibald Wheeler en 1967. Antes se las había llamado ‘estrellas congeladas’.

John Archibald Wheeler

John Archibald Wheeler

Dada su naturaleza, los AN no se pueden ‘ver’ directamente, pero hay evidencias indirectas pero incontestables de que en los centros de muchas galaxias hay un agujero negro gigante: el ‘nuestro’, el de la vía láctea, tiene una masa del orden de un millón de veces la masa del Sol; que las estimaciones más recientes evalúan en 4.3 millones de veces la masa del Sol.

Los agujeros negros son unos objetos fascinantes. A causa del intenso campo gravitatorio que los rodea, desvían sustancialmente la luz que pasa cerca de ellos. Los ángulos de desviación no son los pequeños ángulos con el que el Sol desvía a la luz que le pasa rasante, sino ángulos mucho más grandes. Y las trayectorias de la luz en las cercanías son mucho más inesperadas, incluyendo trayectorias que espiralean alrededor: la luz llega a sus cercanías, da una, o dos, o más, vueltas completas alrededor del agujero negro, siempre en el exterior del horizonte de sucesos, y finalmente se aleja otra vez… o cae.

Y en teoría, es posible ‘robar’ energía a un agujero negro rotante, mediante un proceso conocido como Proceso de Penrose, lo que de ser factible tecnológicamente (algo que de momento no es previsible en ningún escenario realista) sería una fuente de energía ideal, que ha sido explotada en alguna buena novela de ciencia ficción en la que, licencias puramente tecnológicas aparte,  la ciencia, como en la serie Big Bang, tampoco se maltrata.

Nota: Agradezco a FB, un seguidor de este blog, algunos comentarios que me ha indicado por email.  Tiene razón en sus observaciones, de manera que he efectuado en tres lugares del post alguna corrección, dejando tachado el texto pre-existente y añadiendo el texto nuevo necesario. Gracias.

…. (continuará)

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3 respuestas a (Casi) un siglo de Cosmología II

  1. Pingback: 100 años de la Relatividad General | Seccion local de Valladolid de la RSEF

  2. Pingback: (Casi) un siglo de Cosmología II | Histo...

  3. PhysMath dijo:

    Mariano, hay un enlace reciente sobre Cecilia Payne que me parece interesante

    http://angelrls.blogalia.com/historias/76155

    Salud

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