La Historia del Universo - Parte 4

La Historia del Universo - Parte 4



Estructuras

En principio podríamos regresar a la primera parte de este trabajo. Nuestro universo ya está casi listo con todo lo necesario, para un cosmos con todos sus estrellas, planetas, nubes de gases y grandes espacios vaciós ya existe, para que esto pueda prosperar. Pero aún no ha avanzado el desarrollo hasta este nivel, el universo recién celebró su cumpleaños número 379 000. En los capítulos anteriores hemos mirado sólo al desarrollo de la materia luminosa, o sea la sustancia de la cual, nos componemos todos y todas las estrellas, al igual que todo aquello que podemos abarcar mediante la técnica de observación. Pero como ya habíamos visto al comienzo, la parte material es apenas el 4% del total de la masa del universo. Según las mediciones del WMAP, aún existe un buen 23% que no podemos abarcar de ninguna manera – la materia oscura. ¿Qué tiene que ver ésta con el Big-bang?

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Durante la era de la radiación y hasta su fin pudieron haberse producido fluctuaciones, cambios locales de la densidad de la energía y con esto fluctuaciones de la temperatura, pero estas fueron alisados de inmediato, por las fuertes colisiones con los a protones altamente energéticos. ¿La materia no tuvo ninguna chance de compactarse en alguna parte, o si?

Junto con la materia también debe haberse formado la materia oscura. Hasta ahora sólo tenemos indicios muy vagos sobre su naturaleza. Pero que realmente existe, esto ya lo mostró Fritz Zwicky. Es muy poco probable, que esta inmensa masa se haya formado en algún momento después del Big-bang. Debido a que no la podemos ver, y afecta todos los campos de las ondas electromagnéticas, la materia oscura interactúa en forma muy débil. Esto también debe haber sido así en el universo primigenio.

Mientras que los fotones alisaban a la materia “normal”, no tuvieron ninguna influencia sobre la materia oscura. Ella fácilmente pudo haber desarrollado una estructura filamentosa similar a una tela de araña, condicionado por las tempranas fluctuaciones.

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La materia oscura, sin embargo, tienen algo en común con la materia luminosa: ¡Es gravitatoria! Tan pronto la caldera del diablo de los calientes fotones ya no tuvo más influencia sobre la materia, esta tuvo que subordinarse a las acciones gravitacionales de la materia oscura.



El Very Small Array (VSA) en el cerro Teide en Tenerife investiga con un radio-telescopio la radiación cósmica de fondo. Lo que aquí vemos es el comienzo de la formación de las estructuras en el universo. Este patrón enmarañado, sólo pudo haberse formado, si realmente ya existía una considerable cantidad de materia oscura en el universo primigenio.

Con la gentil autorización de Verry Small Array Collaboration

Ahora no hay que imaginarse, que estas estructuras se formaron de golpe. Por un período de unos 20 millones de años, el universo debió haber estado uniforme, la materia estaba dispersa en forma casi homogénea. Pero poco a poco, se crearon zonas de materia oscura, en las cuales, por decirlo así, fluía la material, Así se originaron campos de espacio, que podían ejercer cada vez más influencias gravitacionales. Mediante la fuerza de gravedad, estaban en la condición de prácticamente barrer los espacios de menor densidad. Con el aumento de la expansión del universo hasta el tamaña actual se crearon inmensas burbujas libres de materia, espacios vacíos, a los cuales los llamamos voids.

Fuente: Universidad de Zürch

El concepto actual, es que la materia oscura se aglomeraba en halos, aproximadamente tan pesados con la Tierra y tan grande como el sistema solar. En una simulación, que abarca un tamaño de 1 mil millones de años luz, vemos como innumerables halos se estructuran en gigantescas formas filamentosas. A lo largo de estas “telas de arañas” se acumula la materia y aquí se originan las galaxias, un proceso que aún demora unos 500 millones de años. Cada punto es un halo, y cada una es el germen de una galaxia.

Fuente: Universidad de Zürch

En esta representación, partiendo de 10 000 años luz, la estructura en cada caso, es aumentado por el factor 100. Al final vemos un halo del tamaño del sistema solar. La materia oscura tiene aquí aproximadamente la masa de la Tierra. Su centro muestra una alta densidad. Estos halos presumiblemente se componen de neutralitos, partículas super simétricas cuya comprobación aun está pendiente




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Vemos ahora que la historia del universo avanza a pasos agigantados. Si las primeras fracciones de segundos estaban llenos de sucesos significativos, los espacios de tiempo, en los cuales algo se “mueve”, se hacen cada vez más grandes. Con seguridad pasaron unos 100 millones de años, hasta que las estructuras, de las cuales resultaron las galaxias, se hayan formados totalmente. Posiblemente ya después de 100 000 años después del Big-bang, se encendieron las primeras estrellas.

Aquí, nuevamente vemos la secuencia de cuadros de las primeras páginas. Al comienzo las fluctuaciones de la radiación de fondo, como fueron registrados por el WMAP. Prácticamente representan los gérmenes del universo.

En el siguiente cuadro, vemos como la materia se condensa de a poco y como se desarrollan regiones con mayor y menor densidad. Mientras más se enfría el universo más notorio se hacen las diferencias de densidades.


Han pasado unos 100 a 200 millones de años, y las primeras estrellas comienzan a brillar. Al gas primordial se condensó, se densificó y se calentó de tal manera que ahora podía iniciarse la fusión nuclear

Quizás pasaron otros 100 a 200 millones de años. Se han formado muchas otras estrellas más y de a poco se juntan en galaxias a lo largo de las estructuras, que ya se insinuaban en el segundo cuadro

El universo ha continuado con su desarrollo. Muchos miles de millones de galaxias se formaron con una incalculable cantidad de estrellas.

La edad de aproximadamente entre los 200 hasta los 400 millones años la podríamos llamar la “edad del gateo” del universo, si lo quisiéramos comparar con el ser humano. Es una fase muy tormentosa. Las primeras estrellas son muy masivas, 100, 200 e incluso hasta 500 veces la masa del Sol, unas verdaderas gigantes. Y correspondiente a esto sus fusiones nucleares también se desarrollaban en forma muy rápida, y ya después de un par de millones de años explotaban, con una inimaginable fuerza, como hipernova. Junto con esto, y también ya antes, mediante un potente viento estelar, enriquecen en medio circundante con elementos pesados – hasta una distancia de de algunos miles de años luz. Ya a la edad de 300 millones de años, el universo está inoculado con los nuevos elementos. Ahora se pueden unir granos de polvo crear un efecto de enfriamiento, en las próximas generaciones de estrellas, por la colaboración de las nubes de gas. Esto impide que las estrellas ya no sean tan masivas, con lo cual el tiempo de combustión se alarga considerablemente. Y finalmente son las semillas para la posterior vida…

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Como es fácil de adivinar, al final de la vida de los bólidos estelares también se encontrarán las etapas finales extremas: El Hoyo negro. Los primeros hoyos negros estelares de seguro al comienzo aparecieron en forma masiva y representaban los “gérmenes” de los luego aparecidos quásares. Pero fue fácil obtener le materia como “alimento” en esa época, pues el universo aún era bastante pequeño y la densidad de la masa alta. De esta manera, en un tiempo relativamente breve de restos estelares su pudieron haber formado hoyos negros súper masivos, los motores de arranque de los quásares



El ISAAC, instrumento sensible a la luz infrarroja de Very Large Telescop (VLT), de3 la ESO , mediante el auxilio del efecto de lente gravitacional, ha descubierto la galaxia más antigua conocida hasta ahora Abell 1835 IR1916 se originó cuando el universo apenas tenía una edad de 470 millones de años. La masa de esa galaxia es 10 000 mas reducida que nuestra Vía Lácteas. A la izquierda una toma del telescopio Hubble, a la derecha y abajo cuadros tomados a distintas bandas IR

Con la gentil autorización de la ESO

La aquí mostrada galaxia posiblemente es sólo una excepción. Hoy partimos de la base, que hasta antes de aproximadamente unos 10 mil millones de años, estaba dominado por unas pocas extremadamente grandes galaxias. Estas se aglutinaban poco a poco entre si, lo que no quedó sin consecuencias. Se activó un verdadero tormentoso desarrollo de estrellas y hoyos negros fueron ciertamente sobre alimentados con gas. La formación de estrellas sólo se calmaba lentamente y fue absorbido más y más por galaxias en espirales más pequeñas. Los hoyos negros en sus centros seguían creciendo en forma continua y podían acumular masas equivalentes a mil les de millones de veces la masa del Sol. La enorme cantidad de materia son calentadas, en los discos de acreción a enormes temperaturas por la fricción, lo que explica el gigantesco rendimiento de radiación de los quásares.

Hoy en día el universo se ha calmado bastante, la tormentosa fase de desarrollo ha pasado. Mucho de los hoyos negros en los centros de las galaxias, mientras tanto se vuelto inactivas, ya que han barrido totalmente el espacio que los rodea. Estrellas se forman en el promedio con pocas masas equivalentes a nuestro sol por año en una galaxia, a excepción de algunas pocas (Starburst galaxias). Ahora sólo nos queda atrevernos a hacer una predicción sobre el futuro desarrollo del universo.

El futuro

Hacer una declaración sobre el futuro del universo no es una tarea fácil. Para esto deben conocerse, por ejemplo, datos exactos del contenido total de energía. Una determinación como esta es bastante difícil, ya que no podemos “ver” todo lo que se encuentra en el universo. Sin embargo se pueden hacer prognosis.

Para el futuro se ofrecen solamente 3 alternativas:

Universo cerrado: La materia/energía detendrá la expansión y revertirla en una contracción. La consecuencia es una muerte por calor, todo el universo se precipita sobre si mismo hasta una singularidad (big crunch).
Universo abierto: La gravitación de la materia/energía contenida no puede detener la expansión, continuará por toda la eternidad. El cosmos muere por frío, en algún momento se apagan todas las estrellas, el universo se enfría hasta el cero absoluto hasta las partículas nucleares se desintegrarán
Universo plano: La gravitación detiene en algún momento la expansión, pero no se produce una contracción. También en este caso el cosmos de muere de frío.

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El futuro del cosmos se compone de distintos factores. Un importante rol lo tiene el contenido de energía, la energía total k. esta se compone de energía cinética y potencial. Si la energía cinética fuese mayor, entonces el universo seguirá expandiéndose por siempre, es un universo abierto. Si la balanza se inclina hacia el lado de la energía potencial, se producirá el big crunch. Otro factor es la densidad promedia de la materia p. Sólo cuando sobrepase un cierto valor, densidad crítica, puede contraerse el cosmos. La relación entre densidad real a la densidad crítica se llama generalmente Ω

Zeit = tiempo

Si Ω es mayor que 1, la expansión se revertirá en algún momento (curva inferior). Si Ω es menor que 1, entonces tenemos un universo abierto, la expansión es infinita (curva superior). Pero también con Ω = 1 el universo muere por frío.

Aún no conocemos los valores exactos de k y p, son muy difíciles de determinar. Sin embargo, mientras tanto ya sabemos que la densidad de la masa es algo menor que la densidad crítica. Esto evidentemente significa, que vivimos en un universo abierto. Además la expansión aumente de velocidad, posiblemente a causa de la misteriosa energía oscura. Nuestro cosmos en algún lejano día se apagará totalmente y morirá de frío.

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Alexander Friedmann (1888 – 1925), un matemático ruso,




Investigó el desarrollo del universo con la ayuda de la teoría de la relatividad de Einstein, y publicó sus resultados en 1922. Según esto, el futuro del universo se puede explicar con una sola ecuación, la cual, en forma independiente de Friedmann, taqmbién fue encontrada en 1927 por Georges Lemaítre, un cosmólogo belga. Por esto se la llama ecuación de Friedmann-Lemaítre:

H^2 – (8πGp/3) = k/a^2

Aquí significan:

H = Cuota de expansión
G = Constante gravitacional
P = Densidad promedia de la materia
k = Cantidad total de energía
a = Un factor que describe la proporcionalidad de la distancia momentánea de dos puntos en el universo en expansión, a uno que no se expande.

Modelos del universo

Las diferentes maneras como se puede desarrollar nuestro universo, también llamados modelos del universo, respectivamente modelos según Friedmann también Modelos-Friedmann. Las masas diseminadas en el universo ejercen, una fuerza gravitacional conjunta, hacia el interior, que disminuye la velocidad de expansión. Los modelos –Friemann prohíben un universo estático invariable (como lo postula la teoría Steady-state) Ya que en un cosmos como este no existiría un desarrollo, no tendría historia, lo que contradice a todas las leyes físicas.

Los modelos-Friedmann, se subdividen en dos grupos. En el primero la densidad de la masa es tan reducida que no es posible detener la expansión (Ω <>Ω > 1), el caso límite está marcado por (Ω = 1), un cosmos donde la expansión después de un largísimo tiempo se detiene.


Positive Krümmung = Curvatura positiva
Ohne Krümmung = Sin curvatura
Negative Krümming = Curvatura negativa

Intento de una representación de la estructura espacial mediante una simplificación a 2 dimensiones. El curso de la curvatura del espacio-tiempo, esta representado para los 3 posibles estados del cosmos. A la izquierda el estado del universo cerrado (Ω > 1) En este espacio no existen las rectas.. A la derecha esta representado en forma esquemática el universo abierto (Ω <1),>

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No importa como esté formado el universo en el futuro, toda la materia, incluso los seres vivientes, no pueden escapar a este destino. Sea el universo abierto o plano, se morirá por frío. En algún momento todas las estrellas se apagarán, el universo se oscurece. Las estrellas que ahora se están formando aún pueden existir por unos 10^14 años. Según diversos cálculos, respectivamente, presunciones, después de 10^32 podrían comenzar a desintegrarse los protones. Después de 10^64 años, comenzarán a disolverse las galaxias, todo se enfría hasta el cero absoluto. Entonces sólo hoyos negros, enanas negras y7 estrellas de neutrones congeladas, recorrerán un universo oscuro y desolado, llenado de cenizas de pasadas generaciones de estrellas. Después de un lapso inimaginable de 10^500, comenzarán a desintegrarse los núcleos de hierro. Esperemos algún tiempo más, quizás 10^600 o 10^1000 años se evaporarán los hoyos negros. Ya hace mucho tiempo que no habrá vida en el cosmos. ________________________________________________________________

Si nuestro universo, en contra de todo lo esperado fuese un universo cerrado, entonces en unas 20 mil millones de años comenzará de nuevo a contraerse. Se concentrará en forma cada vez más rápida, primero se fundirán entre si la galaxias, luego cúmulos enteros de galaxias. El universo se hará cada vez más caliente y hostil para la vida, estará colmado de radiaciones. Al final todo el espacio-tiempo con toda sumatoria y energía se precipitará sobre si mismo, hasta que no quede más que un punto de una densidad infinita y de una extensión infinitamente pequeña. Entonces la más débil de todas las fuerzas, la gravedad, habrá obtenido su victoria definitiva sobre tiempo, espacio y materia. Quizás este big crunch, sea también la hora de nacimiento de un nuevo universo. Como sea, en la historia del universo no existe un happy end, y la humanidad de todos modos no lo experimentará…

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Postulado mundial

Como postulado mundial o principio cosmológico se designa al siguiente postulado: El universo, visto en su amplitud, es igual en todas las partes. Un observador en reposo relativo a su entorno, en todos los puntos del universo, tiene la misma vista, como nosotros desde nuestra Vía Láctea. El movimiento de fuga y la distribución de la masa, como la radiación cósmica de fondo, aparecen iguales de todos los puntos de vista. El universo en lo espacioso es homogéneo e isotrópico, cada observador tiene la misma impresión de las propiedades del universo y de los grandiosos sucesos en el cosmos. Una de las más profundas vistas del cosmos prístino: Esta tomas del Hubble nos muestran el universo cuando aún en las galaxias hubo una gran actividad. Atestadas, a una edad de 800 hasta 1000 millones de años los encuentros y colisiones entre las galaxias, estaba a la orden del día. Para esta toma se necesitó un tiempo de exposición de 11 días.

Con la gentil autorización de NASA, ESA, S. Beckwithy (STScl) y e equipo HUDF

Revisado: Febrero de 2007

Traducida al castellano por AAGB, Stgo. Chile, Noviembre 2008. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)