TEORÍA DEL BIG BANG
En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial. Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se produjeron durante los primeros minutos después de la Gran Explosión (Big Bang), cuando la temperatura extremadamente alta y la densidad del Universo fusionaron partículas subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más
recientes indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos primarios de la Gran Explosión, y los elementos más pesados se produjeron más tarde, dentro de las estrellas. Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona una base para la comprensión de los primeros estadios
del Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima densidad, la materia existente en los primeros momentos del Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base física de la ley de Hubble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual de la Gran Explosión continuó enfriándose, hasta llegar a una temperatura de unos -270 °C. Estos vestigios de radiación de fondo de microondas fueron detectados por los radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría de la Gran Explosión.
Al ocurrir la Gran Explosión, la materia de la bola de fuego fue despedida en todas las direcciones, pero no simplemente en forma de neutrones, protones y electrones, sino en verdaderas y gigantescas nubes, las más externas a mayor velocidad, las más internas, lógicamente a menor velocidad, frenadas por las capas exteriors, de estas nubes se formarían las estrellas, galaxias, cúmulos y supercúmulos y nos daría una explicación de por qué las galaxias más lejanas se observan con una velocidad relativa de separación o alejamiento mayor. Al no existir nada alrededor de esta gigantesca bola de fuego, las velocidades de estas nubes solo podrían ser frenadas unas a otras por la acción de la gravedad de las mismas, pero esta acción se iría debilitando con el tiempo, por la mayor distancia de separación entre sí.
Donde ocurrió la Gran Explosión, sólo quedaría un gran vacío, cada vez mayor y su localización podría ser posible detectarlo. Por un lado las variaciones de temperatura remanente hacia dónde esté ese gran vacío debe ser menor. Por otro lado, determinando la dirección de los vectores de velocidad real (no relativo) de las galaxias, donde se corten las colas de estos vectores, se encontrará el centro de la Gran Explosión. Adicionalmente se puede comprobar con observaciones astronómicas para verificar si existen grandes vacíos en el lugar estimado anteriormente.
En 1977, un equipo de astrónomos de Berkely, a bordo de un U-2 descubrieron una diminuta variación en el fondo de microondas. Descubrieron que el cielo era de tres milésimas de grado más caliente en la dirección del extremo austral de la constelación de Leo y más fría de modo equivalente en la dirección opuesta. Es decir, más caliente hacia donde vamos y más fría de donde venimos. Aquí tenemos ya un gran vector. En igual forma con las últimas mediciones hechas del corrimiento hacia el rojo, se ha determinado que toda la vía láctea se mueve en la dirección de Virgo y ésta a su vez en la dirección general de Hidra-Centauro , lo que nos permitiría determinar otro gran vector. Finalmente se han observado grandes vacíos de millones años luz de diámetro, como el vacío del Boyero, que aparentemente no tienen explicación posiblemente y en uno de esos grandes vacíos podría estar el centro del Universo.
IV. EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO SEGÚN LA TEORÍA DEL BIG BANG
Todos los hechos expuestos hasta ahora dan soporte a la hipótesis de que el universo comenzó súbitamente, a partir de un estado inicial a muy altas temperatura y densidad, y que comenzó a expandirse hace entre 10 y 20 mil millones de años. Es lo que se denomina Teoría del Big Bang. Normalmente, se considera que la historia del universo, desde sus principios, ha pasado por cuatro fases de duraciones muy diferentes y progresivamente más largas.
La era hadrónica: Se denomina así a causa de que, durante su transcurso, las partículas gobernadas por la interacción fuerte (protones, neutrones y otras partículas pesadas) eran las protagonistas principales. Esta era se subdivide en diversas partes. El tiempo de Plank, de una duración de 10-43s ,para el cual no tenemos todavía una teoría física que explique el comportamiento. La temperatura durante este tiempo era del orden de 1309 ºC. El tiempo de Gran Unificación, durante el cual las interacciones fuerte, débil y electromagnética no se podían distinguir. Sólo la gravedad estaba separada de las otras fuerzas. Esta fase acaba cuando la temperatura llega a 1300 ºC, a un tiempo del orden de 10-32s. Al final de este período la fuerza fuerte se separa de las otras y aparecen los quarks y otras partículas relacionadas con ellos. Igualmente, el final de la etapa viene señalada por la bariosíntesis, es decir, la formación de los protones y de los neutrones y la aniquilación de sus antipartículas. El tiempo de la interacción electrodébil, que se acaba cuando las fuerzas débil y electromagnética se separan, a un tiempo del orden de 10-7s y a una temperatura alrededor de 1288 ºC.
La era leptónica: Durante esta era las partículas protagonistas son los leptones, especialmente los electrones y los positrones, que están en equilibrio térmico con la radiación. Esta era se acabó cuando el universo tenía una edad de unos 10 segundos, una temperatura de 10784 ºC y una densidad 104 veces la del agua.
La era radiativa: Al principio de esta era empieza la nucleosíntesis cosmológica que llevará a las abundancias de helio, deuterio y litio que actualmente encontrarnos en el universo. Durante esta era, los leptones dejan de estar en equilibrio con la radiación. Esto comporta que los neutrones, que hasta entonces estaban en equilibrio con los protones, dejan de estarlo, ya que se desintegran dando protones, electrones y antineutrinos, mientras que el proceso inverso ya no se puede dar. Esto explica que actualmente en el universo haya muchos más protones que neutrones. Durante esta era, el universo estaba dominado por la radiación. La energía contenida en la radiación era superior a la contenida en la materia, a causa de la alta temperatura. Podemos decir que el universo era «brillante», dominado por la luz, y la materia estaba completamente ionizada. Esta era duró del orden de un millón de años y se acabó cuando la temperatura había bajado hasta unos 10.000 ºC y la densidad hasta unos 10-21g/cm3.
La era estelar: Al final de la era radiativa, la materia deja de estar ionizada. Es decir, los protones y los electrones se combinan para dar átomos de hidrógeno. El universo se vuelve neutro y oscuro. La luz deja de interaccionar con la materia y empieza a viajar libremente por el universo. Estos fotones son los que hoy día podemos detectar, después de haberse enfriado hasta 276 ºC, en forma de radiación de fondo de microondas. Este es el momento más antiguo del cual podemos tener datos observacionales, gracias a esta radiación de fondo. Cualquier cosa que existiera anteriormente desapareció a causa de la interacción permanente entre materia y energía. A partir de ahora cada una evolucionará por su lado. Los astros actuales todavía no existían. Só1o una nube de hidrógeno y helio. Al principio de esta época tuvo que haber grandes fluctuaciones que conducirían a la fragmentación del gas y, a la larga, a la formación de los cúmulos de galaxias y de las zonas vacías entre ellas. Después se formarían las galaxias y, más tarde, a partir de unos 1.000 millones de años desde el principio, las primeras estrellas. La luz volvía al universo y comenzaban a ser visibles las estructuras actuales.
Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).
Un intento de resolver este problema es determinar si la densidad media de la materia en el Universo es mayor que el valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una galaxia se puede medir observando el movimiento de sus estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor, que se aproxima al límite crítico que indicaría que el Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa oculta, este método de determinar el destino del Universo será poco convincente.
Como la luz de las galaxias más alejadas ha estado viajando cientos de miles de años, el Universo se observa como aparecía en el pasado lejano. Al utilizar nuevos detectores infrarrojos conocidos como series de gran formato, los astrónomos del Observatorio Mauna Kea, en Hawaii, han registrado cientos de galaxias, las más mortecinas jamás observadas, la mayoría de ellas agrupadas a una distancia de 600.000 años luz. Una anomalía en esta visión del Universo de hace 600.000 años es que, más que una mezcla de tipos galácticos, predomina un tipo: una clase de galaxias pequeñas y compactas que contienen muchas menos estrellas que la Vía Láctea u otras de su clase. Las jóvenes galaxias espirales y elípticas que se observan en la actualidad se pueden haber formado por la fusión de fragmentos galácticos de masa baja, relativamente tarde en la historia del Universo, mucho después de la Gran Explosión, y pueden representar cada uno de los estadios en la evolución del Universo.
Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos que deben haber dado lugar a la Gran Explosión. La teoría inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow al incorporar avances recientes en la física de las partículas elementales. Estas teorías también han conducido a especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinitud de universos producidos de acuerdo con el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría,
encabezada por el sueco Hannes Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no es la gravedad sino los fenómenos del plasma, la clave para comprender la estructura y la evolución del Universo.
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