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ORIGEN DEL UNIVERSO: TEORÍA DEL BIG-BANG
Lemaître (1930) (sacerdote cosmólogo) planteó ir hacia atrás en el tiempo y en la expansión. Si las galaxias se alejan unas de otras, debieron estar más juntas en el pasado y, por lo tanto, al ser más intensa la gravedad (porque disminuye la distancia), la velociadad de alejamiento en el pasado debió ser más intensa que ahora. Todo el Universo estaba concentrado en una esfera 3 veces la masa del Sol ( "átomo primitivo"). La esfera estalló generando la expansión del Universo y la creación de la materia que existe hoy. Por lo tanto, el universo ha debido de tener un origen, cuya "edad" puede deducirse de su ritmo de expansión actual y su extrapolación hacia el pasado. Pero la constante de Hubble (H) de la recesión de las galaxias daba una edad (desde la explosión) de 1.800 m.a., en contradicción con la edad dada por la Geología de más de 4.000 m.a. Más adelante (1940), Baade descubrió en Andrómeda dos familias de estrellas: las de Población I y las de Población II, cada una con su propia clase de cefeidas con distintas relaciones Periodo/Luminosidad; entonces el tamaño del Universo se dobló, así como su edad. Posteriores mediciones de la constante de Hubble (H = 50-75 km/s/Mpc) dieron una antigüedad del Universo entre 13.000-20.000 m.a. Esta "creación" de universo no consiste en la súbita aparición de la materia y energía en un vacío preexistente, sino también la creación del espacio y el tiempo; se creó no sólo el contenido material del universo, sino también el espacio-tiempo. El tiempo y el espacio, o sea, la existencia misma, nacieron al originarse nuestro universo. Tenemos que ver la expansión del universo como un cambio de escala o una dilatación continua de todas las distancias. El espacio no se está desparramando en ningún "superespacio" de más dimensiones, sino que está simplemente cambiando su patrón de longitud. Las galaxias (la materia) no participan en este alargamiento cosmológico por lo que podemos apreciar las distancias en expansión por comparación con ellas. El alargamiento del espacio, sin embargo, alarga las ondas de luz que lo atraviesan, provocando el incremento de su longitud de onda, con el consiguiente corrimiento hacia el rojo (el cual debería interpretarse más bien como un efecto de escala que como algo causado por el movimiento de la fuente de luz). En resumen: las galaxias no están alejándose desde un centro común; están en reposo en un espacio en expansión. MODELOS DEL UNIVERSO
Los diferentes modelos del Universo (Friedman, 1922) dependían de que la densidad fuese mayor, menor o igual a cierta masa crítica, lo que nos da tres tivpos curvaturas: - Positiva (universo cerrado): la expansión se frenará y habrá un encogimiento, dando un universo pulsante. - Negativa (universo abierto): la expansión será continua. - Plana (universo plano): la expansión será cada vez más lenta, aunque eterna. En un Universo abierto los ángulos de un triángulo sumaría < 180º, y en uno cerrado > 180º; el universo frontera es el "plano" = Euclidiano, donde los ángulos del triángulo suman 180º. Un universo cerrado conlleva a un modelo de universo oscilante o pulsante. Sólo el cálculo de la d del Universo permitiría elegir entre las distintos "universos". Todos los modelos comienzan con un estado superdenso y extremadam. caliente (el "átomo primitivo" de Lamaître), y tienen que explicar el 75 % de H y 24 % de He existente hoy en el universo.  Modelo de Gamow (modelo α, β, γ, por Alpher, Bethe, Gamow)(parte de un Universo de Friedman) Al principio había una sopa de neutrones extremadamente densa y caliente. Atrapado en el interior del núcleo, el neutrón es estable, pero fuera de él, se desintegra generando un p+ y un e-. Así, al destruirse, los neutrones generaban el H (p+ + e-). Los p+ generaban también deuterio, éste tritio (H-3) o He-3, y éste He-4 (así se formó el He). Pero la densa nube de neutrones en expansión debería dar un universo básicamente formado por He, con remanentes de H. Como esto no es lo que vemos, debía haber algo que, en los primeros instantes, cuando mayor era la densidad, impedía que el H se convirtiese en He. Ese algo eran los fotones, las partículas de toda radiación electromagnética. Durante los primeros instantes, los p+ y neutrones eran bombardeados por fotones muy energéticos, que les impedía unirse. Cuando la cantidad de fotones bajó hasta el punto de permitir la creación del deuterio, la menor densidad del universo provocó que sólo una parte del H se convirtiese en He. Gamow ya no supo explicar cómo surgieron los demás elementos (su modelo sólo explicaba el 75 % de H y el 24 % de He) (sólo podía explicar el 99 % del Universo, como decía él mismo, que era un bromista). Como los fotones son una forma de energía, su densidad puede ser interpretada como temperatura: el Universo de Gamow surgía de un infierno de radiación, en el que la importancia de la materia era secundaria. La expansión hacía que el Universo se enfriase rápidamente, a media que la densidad de fotones se reducía, hasta que llegaba un momento en que la materia se convertiría en el elemento dominante. Los fotones que llenaban el Universo, sin embargo, debían seguir ahí. Su densidad, y, por lo tanto, su temperatura, serán muy bajas. Los cálculos daban unos 5 ºK. De momento, a nadie se le ocurrió buscar esta radiación de fondo. Modelo del Universo Estacionario en expansión (Hoyle y otros)Partían de un espacio-tiempo hiperdenso y muy caliente, al que llamaron en burla el "Big Bang". A medida que el Cosmos se expandía, surgían nuevos átomos de H que rellenaban el hueco (cada 65 m.a. se crearía un átomo de H en un volumen parecido a nuestra habitación), de manera que la densidad permanecía constante. Se violaba así el principio de la conservación de la materia y energía. Mientras Gamow intentaba crear elementos más pesados que el He durante los primeros instantes de la Gran Explosión (idea incorrecta), Hoyle estudiaba el tema en el interior de las estrellas (lo que fue correcto). Faltaba alguna prueba que decantara por el modelo Estacionario o Big Bang. PRUEBAS DEL BIG BANG
 El He primordial La luz de los objetos lejanosMientras más lejos esté el objeto cuya luz vemos, más atrás retrocedemos en el tiempo. Pero hay un límite: la luz que fue emitida unos 100.000 años después de la creación se ha desplazado tanto hacia el rojo que, en la actualidad, se ha convertido en radiación infrarroja. Es imposible detectar directamente radiación electromagnética de épocas anteriores a los 100.000 años, debido a que la densidad era tan elevada que la materia estaba constituida por un fluido muy caliente (plasma). La radiación del fondoLos electrónicos americanos Penzias y Wilson (1966) estaban investigando las diversas fuentes de interferencias de radio, en longitud de onda muy cortas, para poder eliminar estas perturbaciones en las comunicaciones vía satélite, cuando encontraron que había una fuente de interferencias de microondas de origen desconocido, una radiación de fondo de igual intensidad fuera cual fuese la dirección tomada por la antena. La radiación de fondo son ondas de radio isotrópicas (cuya intensidad es la misma en cualquier dirección del espacio), y que se puede atribuir a la emisión de ningún astro. Es la radiación residual de la existente después del instante primero del Big Bag, remanente de una era en la que el espacio lleno de una radiación fotónica a una elevadísima temperatura, la cual habría disminuido con la expansión hasta llegar a los 2,735 ± 0,06 ºK actuales. Esta radiación es la que emitiría un cuerpo negro.
PROBLEMAS DEL MODELO ESTANDAR DEL BIG BANG
(i) ¿Por qué existen galaxias y estrellas? La teoría estándar de la Gran Explosión indica que cuando surge la materia, esta se distribuye uniformemeente por todo el espacio. Pero para que surjan las galaxias y las estrellas hacen falta irregularidades en la nube de gas y polvo primordial con el subsiguiente proceso de acreción gravitatoria por el efecto "bola de nieve". ¿Cómo se formaron esas inhomogeniedades? (ii) ¿Por qué la radiación del fondo de microondas es tan igual? Hay en el Universo zonas tan separadas (por ej., las diametralmente opuestas) que la luz de una no ha tenido tiempo de llegar a la otra, es decir, que nunca han estado en contacto (ni siquiera en los primeros instantes del Cosmos). Por lo tanto, no se han podido "decir" la temperatura a la que deben estar. Sin embargo, la desigualdad de temperatura no supera el 0,01 %. (iii) ¿Por qué el Universo es tan plano? Nuestro Universo está muy cerca del más improbable de los estados, el universo plano, aquel en el que existe exactam. la cantidad de mat. nec. para detener la expansión . (iV) ¿Por qué hay tan poca antimateria en nuestro entorno? El nº de partículas en el Universo debería ser cero. La Gran Explosión no explica el predominio de la materia en nuestro Universo (ya que las observaciones hacen muy improbable la existencia de antimateria en otra parte del Cosmos). Para solucionar estos problemas hay que investigar el primer milisegundo del Universo, donde se desarrollaron diversas "eras". En este momento no hay partículas. |
