domingo, 29 de noviembre de 2015
viernes, 27 de noviembre de 2015
Lectura y escritura exploratoria (Eje 4)
El fin de nuestro universo
Introducción
Mirando al pasado es como conocemos nuestro presente y a gran escala sucede lo mismo: entre más lejana sea la información que recibimos del cosmos, más conoceremos de dónde venimos, dónde nos encontramos y hacia dónde vamos.
Palabras clave:
Supernova Ia, Hubble, desplazamiento al rojo, Big Bang, expansión acelerada, gravedad, repulsión gravitatoria, materia oscura, energía oscura, densidad de materia, Big Freeze, Big Rip, muerte térmica.
Desarrollo
Lejano y distante
La luz te
puede decir a que distancia están los objetos. Puede ser que entre más
brillante sea la luz, más cercano este el objeto y entre menos brillante, más
lejano o viceversa dependiendo de su brillo intrínseco[i].
Para medir
distancias tan lejanas como la de las estrellas los astrónomos dependen de
estrellas en explosión.
Las
supernovas presentan varias formas y tamaños, pero una en especial, “la
supernova de tipo la[ii]”
es especialmente importante para medir el cosmos; todas las supernovas de este
tipo tienen aproximadamente la misma masa, lo que significa que tienen el mismo
brillo. Si comparan la masa con su brillo relativo pueden saber a qué distancia
están.
Además de
esto, gracias al espectro de absorción de los elementos[iii] podemos saber de qué
están compuestas además de su distancia.
En 1929 Edwin
Hubble, astrónomo estadounidense, descubrió que las galaxias se están alejando
de nosotros, pues su espectro de absorción está desplazado al rojo, es decir, corrimiento
al rojo, dónde disminuye la frecuencia, aumenta la longitud de onda derivando en el alejamiento
del cuerpo emisor.
Midiendo
la distancia de las galaxias alejándose y la velocidad a la que lo hacen es
como Hubble constata que el universo se encuentra en plena expansión y que las
distintas galaxias se encuentran cada vez a mayor distancia entre sí.
Para
cuantificar de manera precisa la velocidad de este movimiento intergaláctico propuso
su ley de expansión cósmica. Se trata de una ecuación que afirma:
Velocidad = Ho x distancia.
Donde
Velocidad representa la rapidez de la recesión de la galaxia, Ho es
una constante (la constante de Hubble), que es un parámetro que da cuenta del
ritmo de expansión del universo y “distancia” es la distancia de la galaxia con
respecto a aquella galaxia con la que se está realizando la comparación.
El diminuto universo inicial
Ya que las
galaxias se están alejando entre sí implica que en algún momento estuvieron muy
cercanas las unas de las otras lo cual reforzó la teoría cosmológica del Big Bang
que explica el origen del universo:
“El Big Bang no fue una explosión en el sentido propio del término, ya que no se propagó fuera de sí mismo. El universo se inició como una singularidad infinitesimalmente pequeña. Y no hubo ningún tipo de explosión en el sentido convencional de la palabra, dado que fue la expansión del propio espacio lo que apartaba la materia entre sí” [iv]
Durante
el primer segundo o menos del universo, los protones, los neutrones y los
bloques constituyentes de los átomos, fueron formados, cuando los fotones
chocaron y convirtieron su energía en masa, y las cuatro fuerzas estaban partidas
en identidades separadas. La temperatura del universo también se refrescó
durante este tiempo, de cerca de 1032 grados (de 100 millones de
trillón de trillones) a 10 mil millones de grados. Aproximadamente tres minutos
después de la gran explosión, cuando la temperatura bajó a mil millones de
grados, los protones y los neutrones se combinaron para formar los núcleos de
algunos elementos más pesados, el más notable posible es el helio.
El
paso principal siguiente no ocurrió hasta 300.000 años después, cuando el universo
se había refrescado lo suficiente a unos cómodos 3.000 grados. En esta
temperatura, los electrones podían combinar con los núcleos atómicos para
formar los átomos neutrales (no únicamente iones como antes). Sin los electrones
libres dejados a los fotones de la dispersión de la luz, el universo llegó a
ser transparente a la radiación – es esta luz que vemos hoy como la radiación
cósmica de fondo[v]
–. Las estrellas y las galaxias se comenzaron a formar cerca de mil millones de
años después de la gran explosión, y el universo ha continuado desde entonces
simplemente creciendo más grande y más frío, creando las condiciones
conducentes a la vida.
Todo el
espacio estaba concentrado y se produjo
una explosión del mismo espacio. De esta forma, no es la materia la que se
expande, sino el mismo espacio y lo correcto es decir que el espacio es
dinámico y las galaxias se expanden con él.
Más vemos menos sabemos
Por la
distribución de materia y las velocidades de rotación de las galaxias se sabe
que algo invisible está actuando gravitacionalmente, los científicos llamaron a
esto materia oscura. No se conoce su naturaleza, podría tratarse de partículas
exóticas que se crearon al final de la inflación. La materia oscura supone un 26%
de todo lo que existe, y sólo un 4% es materia normal.
Teniendo en
cuenta lo anterior y que esa expansión es acelerada recordemos que fuerza es igual a masa por aceleración; y si
hay una aceleración y una masa, quiere decir que hay una fuerza. Algo está
empujando el universo... ¿Pero qué?
Una forma de
interpretar la aceleración del universo es que debe existir alguna clase de
material (o campo) que impregna el universo y que ejerce una presión negativa
(o gravedad repulsiva). Su nombre es “energía oscura”.
En el modelo
estándar de la cosmología, la energía oscura aporta cerca del 70% de la
masa-energía total del universo.
Esta fuerza
es desconocida en la actualidad y solo podemos saber sobre sus implicaciones
por lo que, por las observaciones, se ha encontrado que es repulsiva, homogénea
en todo el universo y débil ya se debe observar a gran escala.
Por último aún se desconoce si es variable o estable.
Por último aún se desconoce si es variable o estable.
Destino
Un parámetro
importante en las teorías del destino del universo es el parámetro de densidad, Omega (Ω), definido
como la densidad de materia media del universo dividido por un valor crítico de
esa densidad. Esto crea tres posibles destinos del universo, dependiendo si Ω
es igual, menor o mayor que 1. Estos se llaman respectivamente, universo plano,
abierto y cerrado.
En un universo
curvo o esférico, la luz se deformaría en su largo viaje desde los grandes
sistemas de galaxias, con lo que la imagen captada por los instrumentos
espaciales estaría distorsionada, algo que no ocurre en uno plano.
Esto último
fue lo que comprobaron un par de físicos franceses en 2010, cuando analizaron las observaciones de 500 parejas de galaxias (que orbitan
una en torno a la otra). Tras medir las distorsiones, trazaron la forma del
tejido espacio temporal con una geometría plana.
Por lo que sin
energía oscura, un universo plano se expande para siempre pero a una tasa
continuamente desacelerada: la tasa de expansión se aproxima asintóticamente
a cero. Con energía oscura, la tasa de expansión del universo es inicialmente
baja, debido al efecto de la gravedad, pero finalmente se incrementa. El destino
final del universo es el mismo para un universo abierto: el "Big
Freeze" o el "Big Rip" en este último el universo se convertiría en partículas subatómicas flotantes que
permanecerían para siempre separadas, sin cohesión gravitatoria[vi] ni energía alguna.
El Big
Freeze en cambio, marca la consecución final de prácticamente todos los
procesos físicos que puedan darse y posiblemente derive en la muerte térmica
del universo:
A medida que este sigue expandiéndose, en el futuro no podremos ver galaxias más allá de nuestro grupo local (dentro de 100 millones de años). La formación de estrellas cesará en unos 1-100 billones de años, cuando se acabe el suministro de gas necesario. Todavía quedarán algunas estrellas, pero éstas se quedarán sin combustible en 120 billones de años. A partir de entonces, sólo existirán restos de las antiguas estrellas: agujeros negros, estrellas de neutrones y enanas blancas, por ejemplo. En cien trillones de años (1020), la mayor parte de estos objetos serán tragados por agujeros negros masivos en el centro de las antiguas galaxias.
A medida que este sigue expandiéndose, en el futuro no podremos ver galaxias más allá de nuestro grupo local (dentro de 100 millones de años). La formación de estrellas cesará en unos 1-100 billones de años, cuando se acabe el suministro de gas necesario. Todavía quedarán algunas estrellas, pero éstas se quedarán sin combustible en 120 billones de años. A partir de entonces, sólo existirán restos de las antiguas estrellas: agujeros negros, estrellas de neutrones y enanas blancas, por ejemplo. En cien trillones de años (1020), la mayor parte de estos objetos serán tragados por agujeros negros masivos en el centro de las antiguas galaxias.
De este
modo, el universo se irá quedando más oscuro y más quieto hasta que ya no
suceda casi nada. Lo que ocurrirá a continuación dependerá de la velocidad en
que se desintegre la materia del universo. Se cree que los protones, que forman
los átomos junto a neutrones y electrones, se desintegran espontáneamente en
partículas sub-atómicas si se espera lo suficiente. Se calcula que el tiempo para
que toda la materia ordinaria desaparezca es de 1040 años. Tras
esto, sólo sobrevivirán los agujeros negros. E incluso estos se evaporarán tras
unos 10100 años.
Llegado este
punto, el universo será casi un vacío. Las partículas que sobrevivan, como electrones
y partículas de luz (fotones), estarán muy separadas entre sí debido a la
expansión del universo, y raramente – o nunca – interactuarán. Ésta es la
verdadera muerte del universo, conocida como “muerte térmica”.
Conclusiones
Las
implicaciones del descubrimiento de la aceleración de la expansión del universo
son aún mayores que el mismo hecho de conocer que el universo no es estático,
es decir, con el descubrimiento de Hubble en 1929 sobre el desplazamiento hacia
el rojo del espectro de absorción en las galaxias, se determina que el universo
está en expansión de una forma acelerada.
Esto refuerza la teoría del origen del universo pero también da nueva luz sobre el fin del mismo, ya que nos proporciona nuevas dudas como por ejemplo: ¿Qué fuerza es la que impulsa esta aceleración? y dada esta nueva perspectiva, ¿Qué condiciones son necesarias para que se suscitara?
Dada esta fuerza, determinada como energía oscura, la cual abarca cerca del 70 % de lo que compone al universo, nos lleva al siguiente cuestionamiento: ¿Qué sucede si esta energía oscura cuya naturaleza es repulsiva, acelerando así la expansión del universo no es frenada por la fuerza atractiva de la gravedad?
Para responder esto se ha requerido estudiar sobre la forma geométrica del universo y en los últimos 5 años se ha determinado que el universo es plano, por consiguiente, lo más probable es que suceda lo que se ha denominado como “Gran desgarramiento” lo cual equivale a que el universo se expandirá hasta el punto en que las galaxias se destruyen, se rompen los sistemas solares, y los cuerpos celestes explotan, mientras que los átomos resultantes se rasgan quedando así partículas subatómicas flotantes sin ningún tipo de fuerza o energía que las vuelva a unir. Pero para ese entonces la vida habrá dejado de existir hace bastante tiempo.
Reflexión
¿Por qué he elegido este tema?
Porque es
realmente un tema apasionante, interesante y en cierto modo, conocer la
historia del universo es conocer tu propia historia.
Me hace reflexionar sobre lo insignificante que somos, lo poco que sabemos de lo que nos rodea.
Me gusta conocer y maravillarme con los descubrimientos del hombre.
Me hace reflexionar sobre lo insignificante que somos, lo poco que sabemos de lo que nos rodea.
Me gusta conocer y maravillarme con los descubrimientos del hombre.
¿De dónde partí para empezar a
escribir?
Primero leí
el artículo que seleccioné para mi trabajo “El lado oscuro del universo”:
Busqué información en línea sobre el autor y sobre los conceptos que no me quedaban tan claros.
Fuentes de consulta
Date un Voltio. (09/09/2015) El mayor error de Einstein | Energía oscura [Video] Recuperado el 27 de noviembre de 2015 de https://youtu.be/iTIogrb26dw
Busqué información en línea sobre el autor y sobre los conceptos que no me quedaban tan claros.
Fuentes de consulta
Date un Voltio. (09/09/2015) El mayor error de Einstein | Energía oscura [Video] Recuperado el 27 de noviembre de 2015 de https://youtu.be/iTIogrb26dw
De Régules,
S. (2003). El lado oscuro del universo. ¿Cómo ves?,N°. 58, (Pp. 10-15). México:
UNAM.Recuperado el 13/04/15, de: http://www.comoves.unam.mx/numeros/articulo/58/el-lado-oscuro-del-universo
Forma del
universo. Wikipedia la enciclopedia libre. Recuperado el 27 de noviembre de
2015 de https://es.wikipedia.org/wiki/Forma_del_universo
Nieves, J.
(25/11/2010) Einstein tenía razón: El universo es plano. ABC.es Ciencia.
Recuperado el 27 de noviembre de 2015 de http://www.abc.es/20101125/ciencia/einstein-tenia-razon-universo-201011250934.html
Rivera, A.,
(20/07/2005) "La energía oscura es repulsión gravitatoria"
[Entrevista:Juan García-Bellido | Cosmólogo] El país. Recuperado el 27 de
noviembre de 2015 de http://elpais.com/diario/2005/07/20/futuro/1121810401_850215.html
[i] Es
el brillo propio de una estrella u objeto.
[ii] Es una subcategoría de estrellas variables que se producen después de
la violenta explosión de una enana blanca.
[iii]
Muestra la fracción de la radiación electromagnética incidente que un material
absorbe dentro de un rango de frecuencias.
[iv] Kaku, Michio (2005) El universo de Einstein,
página 109. Antoni Bosch. En
Google Books. Consultado el 27 de noviembre de 2015.
miércoles, 11 de noviembre de 2015
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