29.5: ¿De qué está hecho realmente el universo?
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Especificar qué fracción de la densidad del universo es aportada por estrellas y galaxias y cuánta materia ordinaria (como hidrógeno, helio y otros elementos con los que estamos familiarizados aquí en la Tierra) constituye la densidad general
- Describir cómo han cambiado las ideas sobre los contenidos del universo en los últimos 50 años
- Explica por qué es tan difícil determinar qué es realmente la materia oscura
- Explicar por qué la materia oscura ayudó a formar galaxias rápidamente en el universo temprano
- Resumir la evolución del universo desde el momento en que se emitió el CMB hasta nuestros días
El modelo del universo que describimos en la sección anterior es el modelo más simple que explica las observaciones. Se asume que la relatividad general es la teoría correcta de la gravedad en todo el universo. Con esta suposición, el modelo da cuenta entonces de la existencia y estructura del CMB; las abundancias de los elementos ligeros deuterio, helio y litio; y la aceleración de la expansión del universo. Todas las observaciones a la fecha apoyan la validez del modelo, al que se le conoce como el modelo estándar (o concordancia) de la cosmología.
Figura\(\PageIndex{1}\) y Tabla\(\PageIndex{1}\) resumen las mejores estimaciones actuales de los contenidos del universo. La materia luminosa en estrellas y galaxias y neutrinos aporta alrededor del 1% de la masa requerida para alcanzar la densidad crítica. Otro 4% se encuentra principalmente en forma de hidrógeno y helio en el espacio entre estrellas y en el espacio intergaláctico. La materia oscura representa aproximadamente un 27% adicional de la densidad crítica. El equivalente de masa de energía oscura (según\(E = mc^2\)) suministra entonces el 68% restante de la densidad crítica.
| Objeto | Densidad como Porcentaje de Densidad Crítica |
|---|---|
| Materia luminosa (estrellas, etc.) | <1 |
| Hidrógeno y helio en el espacio interestelar e intergaláctico | 4 |
| Materia oscura | 27 |
| Densidad de masa equivalente de la energía oscura | 68 |
Esta tabla debería impactarte. Lo que estamos diciendo es que el 95% de las cosas del universo es materia oscura o energía oscura, ninguna de las cuales se ha detectado nunca en un laboratorio aquí en la Tierra. Todo este libro de texto, que se ha centrado en objetos que emiten radiación electromagnética, en general ha estado ignorando el 95% de lo que hay ahí fuera. ¡Quién dice que aún no hay grandes misterios por resolver en la ciencia!
La figura\(\PageIndex{1}\) muestra cómo nuestras ideas sobre la composición del universo han cambiado en apenas las últimas tres décadas. La fracción del universo que pensamos está hecha de las mismas partículas que los estudiantes de astronomía ha ido disminuyendo de manera constante.
¿Qué es la Materia Oscura?
Muchos astrónomos encuentran muy satisfactoria la situación que hemos descrito. Varios experimentos independientes coinciden ahora en el tipo de universo en el que vivimos y en el inventario de lo que contiene. Parece que estamos muy cerca de tener un modelo cosmológico que explique casi todo. Otros aún no están listos para subirse al carro. Dicen: “muéstrame el 96% del universo que no podemos detectar directamente, ¡por ejemplo, encuéntrame algo de materia oscura!”
Al principio, los astrónomos pensaban que la materia oscura podría estar oculta en objetos que aparecen oscuros porque no emiten luz (por ejemplo, agujeros negros) o que son demasiado débiles para ser observados a grandes distancias (por ejemplo, planetas o enanas blancas). Sin embargo, estos objetos estarían hechos de materia ordinaria, y la abundancia de deuterio nos dice que no más del 5% de la densidad crítica consiste en materia ordinaria.
Otra posible forma que puede tomar la materia oscura es algún tipo de partícula elemental que aún no hemos detectado aquí en la Tierra, una partícula que tiene masa y existe en abundancia suficiente para aportar 23% de la densidad crítica. Algunas teorías de la física predicen la existencia de tales partículas. A una clase de estas partículas se le ha dado el nombre WIMPS, que significa partículas masivas que interactúan débilmente. Dado que estas partículas no participan en reacciones nucleares que conducen a la producción de deuterio, la abundancia de deuterio no pone límites a la cantidad de WIMP que podrían haber en el universo. (También se han sugerido otras partículas exóticas como constituyentes principales de la materia oscura, pero limitaremos nuestra discusión a los WIMP como un ejemplo útil).
Si existen grandes cantidades de WIPs, entonces algunos de ellos deberían estar pasando por nuestros laboratorios de física en este momento. El truco es atraparlos. Dado que por definición interactúan solo débilmente (con poca frecuencia) con otra materia, las posibilidades de que tengan un efecto medible son pequeñas. No conocemos la masa de estas partículas, pero diversas teorías sugieren que podría ser de unos pocos a unos cientos de veces la masa de un protón. Si los WIMP son 60 veces la masa de un protón, habría alrededor de 10 millones de ellos pasando por tu mano extendida cada segundo, sin ningún efecto en ti. Si eso parece demasiado alucinante, ten en cuenta que los neutrinos interactúan débilmente con la materia ordinaria, y sin embargo pudimos “atraparlos” eventualmente.
A pesar de los desafíos, más de 30 experimentos diseñados para detectar WIMPS están en operación o en las etapas de planeación. Las predicciones de cuántas veces los WIMP podrían colisionar realmente con el núcleo de un átomo en el instrumento diseñado para detectarlos están en el rango de 1 evento por año a 1 evento por 1000 años por kilogramo de detector. Por lo tanto, el detector debe ser grande. Debe estar blindado de la radiactividad u otro tipo de partículas, como los neutrones, que pasan a través de ella, y de ahí que estos detectores se coloquen en minas profundas. La energía impartida a un núcleo atómico en el detector por colisión con un WIMP será pequeña, por lo que el detector debe enfriarse a una temperatura muy baja.
Los detectores WIMP están hechos de cristales de germanio, silicio o xenón. Los detectores se enfrían a unas milésimas de grado, muy cerca del cero absoluto. Eso significa que los átomos en el detector son tan fríos que apenas están vibrando en absoluto. Si una partícula de materia oscura choca con uno de los átomos, hará que todo el cristal vibre y, por lo tanto, la temperatura aumente ligeramente. Algunas otras interacciones pueden generar un destello de luz detectable.
Un tipo diferente de búsqueda de WIPs se está llevando a cabo en el Gran Colisionador de Hadrones (LHC) en el CERN, el laboratorio de física de partículas de Europa cerca de Ginebra, Suiza. En este experimento, los protones chocan con suficiente energía potencialmente para producir WIMP. Los detectores LHC no pueden detectar los WIMP directamente, pero si se producen los WIMP, pasarán por los detectores, transportando energía con ellos. Los experimentadores sumarán entonces toda la energía que detecten como resultado de las colisiones de protones para determinar si falta alguna energía.
Hasta el momento, ninguno de estos experimentos ha detectado WIMP. ¿Los experimentos más nuevos darán sus frutos? ¿O los científicos tendrán que buscar alguna otra explicación para la materia oscura? Solo el tiempo lo dirá (Figura\(\PageIndex{3}\)).
La Materia Oscura y la Formación de Galaxias
Por esquiva que sea la materia oscura en el universo actual, las galaxias no podrían haberse formado rápidamente sin ella. Las galaxias crecieron a partir de las fluctuaciones de densidad en el universo temprano, y algunas ya se habían formado solo alrededor de 400 a 500 millones de años después del Big Bang. Las observaciones con WMAP, Planck y otros experimentos nos dan información sobre el tamaño de esas fluctuaciones de densidad. Resulta que las variaciones de densidad que observamos son demasiado pequeñas para haber formado galaxias tan poco después del Big Bang. En el cálido y temprano universo, los fotones energéticos chocaron con hidrógeno y helio, y los mantuvieron moviéndose tan rápidamente que la gravedad aún no era lo suficientemente fuerte como para hacer que los átomos se unieran para formar galaxias. ¿Cómo podemos conciliar esto con el hecho de que las galaxias se formaron y están a nuestro alrededor?
Nuestros instrumentos que miden el CMB nos dan información sobre las fluctuaciones de densidad solo para la materia ordinaria, que interactúa con la radiación. La materia oscura, como su nombre indica, no interactúa en absoluto con los fotones. La materia oscura podría haber tenido variaciones de densidad mucho mayores y haber podido unirse para formar “trampas” gravitacionales que luego podrían haber comenzado a atraer la materia ordinaria inmediatamente después de que el universo se volviera transparente. A medida que la materia ordinaria se concentraba cada vez más, podría haberse convertido rápidamente en galaxias gracias a estas trampas de materia oscura.
Para una analogía, imagina un bulevar con semáforos cada media milla más o menos. Supongamos que forma parte de una caravana de autos acompañados de policías que te llevan más allá de cada luz, aunque sea roja. Entonces, también, cuando el universo primitivo era opaco, la radiación interactuaba con la materia ordinaria, impartiéndole energía y llevándola, barriendo más allá de las concentraciones de materia oscura. Ahora supongamos que la policía abandona la caravana, que luego se encuentra con algunos semáforos rojos. Las luces actúan como trampas de tránsito; los autos que se acercan ahora tienen que detenerse, y así se amontonan. De igual manera, después de que el universo primitivo se volvió transparente, la materia ordinaria interactuó con la radiación solo ocasionalmente y así podía caer en las trampas de materia oscura.
El Universo en pocas palabras
En las secciones anteriores de este capítulo, trazamos la evolución del universo progresivamente más atrás en el tiempo. El descubrimiento astronómico ha seguido este camino históricamente, ya que nuevos instrumentos y nuevas técnicas nos han permitido sondear cada vez más cerca del principio de los tiempos. La tasa de expansión del universo se determinó a partir de mediciones de galaxias cercanas. Se utilizaron determinaciones de las abundancias de deuterio, helio y litio basadas en estrellas y galaxias cercanas para poner límites a la cantidad de materia ordinaria en el universo. Los movimientos de estrellas en galaxias y de galaxias dentro de cúmulos de galaxias solo podrían explicarse si hubiera grandes cantidades de materia oscura. Mediciones de supernovas que explotaron cuando el universo era aproximadamente la mitad de viejo que ahora se indica que la velocidad de expansión del universo se ha acelerado desde que ocurrieron esas explosiones. Las observaciones de galaxias extremadamente débiles muestran que las galaxias habían comenzado a formarse cuando el universo tenía solo 400—500 millones de años. Y las observaciones del CMB confirmaron teorías tempranas de que el universo inicialmente estaba muy caliente.
Pero todo esto moviéndose cada vez más atrás en el tiempo podría haberte dejado un poco mareado. Entonces, ahora vamos a mostrar cómo evoluciona el universo a medida que avanza el tiempo.
La figura\(\PageIndex{4}\) resume toda la historia del universo observable desde el principio en un solo diagrama. El universo estaba muy caliente cuando empezó a expandirse. Tenemos restos fósiles del universo muy temprano en forma de neutrones, protones, electrones y neutrinos, y los núcleos atómicos que se formaron cuando el universo tenía entre 3 y 4 minutos de antigüedad: deuterio, helio y una pequeña cantidad de litio. La materia oscura también permanece, pero aún no sabemos en qué forma se encuentra.
El universo se enfrió gradualmente; cuando tenía unos 380,000 años de edad, y a una temperatura de alrededor de 3000 K, los electrones se combinaron con protones para formar átomos de hidrógeno. En este punto, como vimos, el universo se volvió transparente a la luz, y los astrónomos han detectado el CMB emitido en este momento. El universo aún no contenía estrellas ni galaxias, y así entró en lo que los astrónomos llaman “las edades oscuras” (ya que las estrellas no estaban iluminando la oscuridad). Durante los siguientes cientos de millones de años, crecieron pequeñas fluctuaciones en la densidad de la materia oscura, formando trampas gravitacionales que concentraron la materia ordinaria, que comenzó a formar galaxias alrededor de 400 a 500 millones de años después del Big Bang.
Para cuando el universo tenía alrededor de mil millones de años, había entrado en su propio renacimiento: nuevamente estaba ardiendo con radiación, pero esta vez de estrellas recién formadas, cúmulos estelares y pequeñas galaxias. Durante los próximos miles de millones de años, pequeñas galaxias se fusionaron para formar los gigantes que vemos hoy. Los cúmulos y supercúmulos de galaxias comenzaron a crecer, y el universo finalmente comenzó a parecerse a lo que vemos cerca.
Durante los próximos 20 años, los astrónomos planean construir nuevos telescopios gigantes tanto en el espacio como en tierra para explorar aún más atrás en el tiempo. En 2021, se lanzará y ensamblará en el espacio el Telescopio Espacial James Webb, un telescopio de 6.5 metros que es el sucesor del Telescopio Espacial Hubble. Las predicciones son que con este poderoso instrumento (ver Figura 29.1) deberíamos poder mirar hacia atrás lo suficiente para analizar en detalle la formación de las primeras galaxias.
Conceptos clave y resumen
El veintisiete por ciento de la densidad crítica del universo está compuesta por materia oscura. Para explicar tanta materia oscura, algunas teorías de la física predicen que deberían existir tipos adicionales de partículas. A un tipo se le ha dado el nombre de WIMP (partículas masivas que interactúan débilmente), y los científicos ahora están realizando experimentos para tratar de detectarlas en el laboratorio. La materia oscura juega un papel esencial en la formación de galaxias. Dado que, por definición, estas partículas interactúan sólo muy débilmente (si acaso) con la radiación, podrían haberse congregado mientras el universo aún estaba muy caliente y lleno de radiación. Así habrían formado trampas gravitacionales que rápidamente atrajeron y concentraron la materia ordinaria después de que el universo se volviera transparente, y la materia y la radiación se desacoplaron. Esta rápida concentración de materia permitió que las galaxias se formaran para cuando el universo solo tenía entre 400 y 500 millones de años.
Glosario
- materia oscura
- material no luminoso, cuya naturaleza aún no entendemos, pero cuya presencia puede inferirse por su influencia gravitacional sobre la materia luminosa
- partículas masivas que interactúan débilmente
- (WIPs) partículas masivas que interactúan débilmente son uno de los candidatos para la composición de la materia oscura